6.2: Telescopios Hoy
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Reconocer los telescopios de luz visible e infrarrojos más grandes en funcionamiento en la actualidad
- Discutir los factores relevantes para elegir un sitio de telescopio apropiado
- Definir la técnica de óptica adaptativa y describir los efectos de la atmósfera en las observaciones astronómicas
Desde la época de Newton, cuando los tamaños de los espejos en los telescopios se midieron en pulgadas, los telescopios reflectantes han crecido cada vez más. En 1948, los astrónomos estadounidenses construyeron un telescopio con un espejo de 5 metros (200 pulgadas) de diámetro en la montaña Palomar en el sur de California. Permaneció como el telescopio de luz visible más grande del mundo durante varias décadas. Los gigantes de hoy, sin embargo, tienen espejos primarios (los espejos más grandes del telescopio) que tienen de 8 a 10 metros de diámetro, y se están construyendo otros más grandes (Figura\(\PageIndex{1}\)).
Telescopios modernos de luz visible e infrarrojos
Las décadas que comenzaron en 1990 vieron crecer la construcción de telescopios en todo el mundo a un ritmo sin precedentes. (Consulte la Tabla\(\PageIndex{1}\), que también incluye sitios web para cada telescopio en caso de que quiera visitarlos u obtener más información sobre ellos). Los avances tecnológicos finalmente permitieron construir telescopios significativamente más grandes que el telescopio de 5 metros en Palomar a un costo razonable. También se han diseñado nuevas tecnologías para funcionar bien en las longitudes de onda infrarrojas, y no solo visibles.
| Abertura (m) | Nombre del telescopio | Ubicación | Status | Sitio web |
|---|---|---|---|---|
| 39 | Telescopio Europeo Extremadamente Grande (E-ELT) | Cerro Armazonas, Chile | Primera luz 2025 (estimado) | www.eso.org/sci/instalaciones/eelt |
| 30 | Telescopio de treinta metros (TMT) | Mauna Kea | Primera luz 2025 (estimado) | www.tmt.org |
| 24.5 | Telescopio Gigante Magallanes (GMT) | Observatorio Las Campanas, Chile | Primera luz 2025 (estimado) | www.gmto.org |
| 11.1 × 9.9 | Telescopio Grande de África Meridional (SALT) | Sutherland, Sudáfrica | 2005 | www.Salt.ac.za |
| 10.4 | Gran Telescopio Canarias (GTC) | La Palma, Islas Canarias | Primera luz 2007 | http://www.gtc.iac.es |
| 10.0 | Keck I y II (dos telescopios) | Mauna Kea | Finalizado 1993—96 | www.keckobservatory.org |
| 9.1 | Telescopio Hobby—Eberly (HET) | Mount Locke (Texas) | Finalizado 1997 | www.as.utexas.edu/mcdonald/het |
| 8.4 | Telescopio Binocular Grande (LBT) (dos telescopios) | Mount Graham (Arizona) | Primera luz 2004 | www.lbto.org |
| 8.4 | Telescopio sinóptico grande (LSST) | El Cerro Pachón, Chile | Primera luz 2021 | www.lsst.org |
| 8.3 | Telescopio Subaru | Mauna Kea | Primera luz 1998 | www.naoj.org |
| 8.2 | Telescopio muy grande (VLT) | Cerro Paranal | Los cuatro telescopios terminados en 2000 | www.eso.org/public/teles-instr/paranal |
| 8.1 | Géminis Norte y Géminis Sur | Mauna Kea, HI (Norte) y Cerro Pachón, Chile (Sur) | Primera luz 1999 (Norte), Primera luz 2000 (Sur) | www.gemini.edu |
| 6.5 | Telescopios Magallanes (dos telescopios: Baade y Landon Clay) | Las Campanas | Primera luz 2000 y 2002 | OBS.carnegiescience.edu/Magallanes |
| 6.5 | Telescopio Multi-Espejo (MMT) | Mount Hopkins (AZ) | Finalizado 1979 | www.mmto.org |
| 6.0 | Telescopio Grande Altazimuth (BTA-6) | Monte Pastukhov, Rusia | Finalizado 1976 | w0.sao.ru/doc-es/telescopios/BTA/descrip.html |
| 5.1 | Telescopio Hale | Mount Palomar (California) | Finalizado 1948 | www.astro.caltech.edu/palomar/about/telescopios/hale.html |
Las diferencias entre el telescopio Palomar y el telescopio moderno Gemini North (por poner un ejemplo) se ven fácilmente en la Figura\(\PageIndex{2}\). El telescopio Palomar es una estructura masiva de acero diseñada para sostener el espejo primario de 14.5 toneladas con un diámetro de 5 metros. El vidrio tiende a hundirse bajo su propio peso; por lo tanto, se necesita una enorme estructura de acero para sostener el espejo. Un espejo de 8 metros de diámetro, del tamaño del telescopio Gemini North, si se construyera utilizando la misma tecnología que el telescopio Palomar, tendría que pesar al menos ocho veces más y requeriría una enorme estructura de acero para soportarlo.
El telescopio Gemini North de 8 metros parece un peso pluma por el contrario, y de hecho lo es. El espejo tiene solo unas 8 pulgadas de grosor y pesa 24.5 toneladas, menos del doble que el espejo Palomar. El telescopio Gemini Norte se completó unos 50 años después del telescopio Palomar. Los ingenieros aprovecharon las nuevas tecnologías para construir un telescopio que es mucho más ligero en peso en relación con el tamaño del espejo primario. El espejo Gemini sí se hunde, pero con las computadoras modernas, es posible medir ese pandeo muchas veces cada segundo y aplicar fuerzas en 120 ubicaciones diferentes a la parte posterior del espejo para corregir el hundimiento, un proceso llamado control activo. Desde 1990 se han construido diecisiete telescopios con espejos de 6.5 metros de diámetro y mayores.
Los telescopios gemelos Keck de 10 metros en Mauna Kea, que fueron los primeros de estos instrumentos de nueva tecnología, utilizan el control de precisión de una manera completamente novedosa. En lugar de un solo espejo primario de 10 metros de diámetro, cada telescopio Keck logra su mayor apertura al combinar la luz de 36 espejos hexagonales separados, cada uno de 1.8 metros de ancho (Figura\(\PageIndex{3}\)). Los actuadores controlados por computadora (motores) ajustan constantemente estos 36 espejos para que la superficie reflectante general actúe como un solo espejo con la forma correcta para recolectar y enfocar la luz en una imagen nítida.
Conoce más sobre el Observatorio Keck en Mauna Kea a través de este clip del Canal de la Historia en los telescopios y el trabajo que realizan.
Además de sostener el espejo, la estructura de acero de un telescopio está diseñada para que todo el telescopio pueda apuntar rápidamente hacia cualquier objeto en el cielo. Dado que la Tierra está rotando, el telescopio debe tener un sistema de accionamiento motorizado que lo mueva muy suavemente de este a oeste exactamente al mismo ritmo que la Tierra está rotando de oeste a este, por lo que puede continuar apuntando al objeto que se esté observando. Toda esta maquinaria debe estar alojada en una cúpula para proteger el telescopio de los elementos. El domo tiene una abertura en ella que puede colocarse frente al telescopio y moverse junto con él, de manera que no se bloquee la luz de los objetos que se observan.
George ellery hale: Maestro Constructor de Telescopios
George Ellery Hale (Figura\(\PageIndex{4}\)) fue un gigante entre los primeros constructores de telescopios. No una vez, sino cuatro veces, inició proyectos que llevaron a la construcción del que era el telescopio más grande del mundo en ese momento. Y era un maestro en ganarse a benefactores adinerados para asegurar la construcción de estos nuevos instrumentos.
La formación y la investigación temprana de Hale fueron en física solar. En 1892, a los 24 años, fue nombrado profesor asociado de física astral y director del observatorio astronómico de la Universidad de Chicago. En ese momento, el telescopio más grande del mundo era el refractor de 36 pulgadas en el Observatorio Lick cerca de San José, California. Aprovechando una pieza en blanco de vidrio existente para un telescopio de 40 pulgadas, Hale se propuso recaudar dinero para un telescopio más grande que el de Lick. Un posible donante fue Charles T. Yerkes, quien, entre otras cosas, dirigía el sistema trolley en Chicago.
Hale escribió a Yerkes, animándolo a apoyar la construcción del telescopio gigante diciendo que “el donante no podría tener más monumento duradero. Es cierto que el nombre del señor Lick no habría sido tan ampliamente conocido hoy de no ser por el famoso observatorio establecido como consecuencia de su munificencia”. Yerkes estuvo de acuerdo, y el nuevo telescopio se completó en mayo de 1897; sigue siendo el refractor más grande del mundo (Figura\(\PageIndex{5}\)).
Incluso antes de la finalización del refractor Yerkes, Hale no solo soñaba con construir un telescopio aún más grande sino que también estaba dando pasos concretos para lograr ese objetivo. En la década de 1890, hubo una gran controversia sobre la calidad relativa de los telescopios refractarios y reflectantes. Hale se dio cuenta de que 40 pulgadas estaba cerca de la apertura máxima factible para refractar telescopios. Si se construyeran telescopios con aperturas significativamente mayores, tendrían que ser telescopios reflectantes.
Utilizando fondos prestados de su propia familia, Hale se propuso construir un reflector de 60 pulgadas. Para un sitio, dejó el Medio Oeste para disfrutar de las mejores condiciones en Mount Wilson, en ese momento, un pico salvaje sobre la pequeña ciudad de Los Ángeles. En 1904, a la edad de 36 años, Hale recibió fondos de la Fundación Carnegie para establecer el Observatorio Mount Wilson. El espejo de 60 pulgadas se colocó en su montura en diciembre de 1908.
Dos años antes, en 1906, Hale ya se había acercado a John D. Hooker, quien había hecho fortuna en herrajes y tubos de acero, con una propuesta para construir un telescopio de 100 pulgadas. Los riesgos tecnológicos fueron sustanciales. El telescopio de 60 pulgadas aún no estaba completo y aún no se había demostrado la utilidad de los reflectores grandes para la astronomía. El hermano de George Ellery Hale lo llamó “el mejor jugador del mundo”. Una vez más, Hale obtuvo fondos con éxito, y el telescopio de 100 pulgadas se completó en noviembre de 1917. (Fue con este telescopio que Edwin Hubble pudo establecer que las nebulosas espirales eran islas separadas de estrellas, o galaxias, bastante alejadas de nuestra propia Vía Láctea).
Hale no fue por soñar. En 1926, escribió un artículo en Harper's Magazine sobre el valor científico de un telescopio aún más grande. Este artículo llamó la atención de la Fundación Rockefeller, que otorgó 6 millones de dólares para la construcción de un telescopio de 200 pulgadas. Hale murió en 1938, pero el telescopio de 200 pulgadas (5 metros) en la montaña Palomar se dedicó 10 años después y ahora se nombra en honor de Hale.
Escogiendo los mejores sitios de observación
Un telescopio como el telescopio Gemini o Keck cuesta alrededor de 100 millones de dólares para construir. Ese tipo de inversión exige que el telescopio se coloque en el mejor sitio posible. Desde finales del siglo XIX, los astrónomos se han dado cuenta de que los mejores sitios de observatorios están en las montañas, lejos de la luz y la contaminación de las ciudades. Si bien quedan varios observatorios urbanos, sobre todo en las grandes ciudades de Europa, se han convertido en centros administrativos o museos. La verdadera acción tiene lugar muy lejos, a menudo en montañas desérticas o picos aislados en los océanos Atlántico y Pacífico, donde encontramos las viviendas del personal, computadoras, tiendas de electrónica y máquinas, y por supuesto los propios telescopios. Un gran observatorio hoy en día requiere de un personal de apoyo de 20 a 100 personas además de los astrónomos.
El rendimiento de un telescopio está determinado no sólo por el tamaño de su espejo sino también por su ubicación. La atmósfera terrestre, tan vital para la vida, presenta desafíos para el astrónomo observacional. En al menos cuatro formas, nuestro aire impone limitaciones a la utilidad de los telescopios:
- La limitación más obvia son las condiciones climáticas como las nubes, el viento y la lluvia. En los mejores sitios, el clima es despejado hasta el 75% del tiempo.
- Incluso en una noche clara, la atmósfera filtra una cierta cantidad de luz estelar, especialmente en el infrarrojo, donde la absorción se debe principalmente al vapor de agua. Por lo tanto, los astrónomos prefieren sitios secos, generalmente encontrados a grandes altitudes.
- El cielo sobre el telescopio debe estar oscuro. Cerca de las ciudades, el aire dispersa el resplandor de las luces, produciendo una iluminación que oculta las estrellas más débiles y limita las distancias que pueden ser sondeadas por telescopios. (Los astrónomos llaman a este efecto contaminación lumínica.) Los observatorios están mejor ubicados al menos a 100 millas de la gran ciudad más cercana.
- Finalmente, el aire suele ser inestable; la luz que pasa a través de este aire turbulento se altera, lo que resulta en imágenes borrosas de estrellas. Los astrónomos llaman a estos efectos “mala visión”. Cuando ver es malo, las imágenes de objetos celestes se distorsionan por la constante torsión y flexión de los rayos de luz por el aire turbulento.
Por lo tanto, los mejores sitios de observatorios son altos, oscuros y secos. Los telescopios más grandes del mundo se encuentran en lugares montañosos tan remotos como la Cordillera de los Andes de Chile (Figura\(\PageIndex{6}\)), los picos desérticos de Arizona, las Islas Canarias en el Océano Atlántico, y Mauna Kea en Hawai, un volcán inactivo con una altitud de 13.700 pies (4200 metros).
La contaminación lumínica es un problema no sólo para los astrónomos profesionales sino para todos los que quieran disfrutar de la belleza del cielo nocturno. Además, las investigaciones muestran ahora que puede perturbar el ciclo de vida de los animales con los que compartimos el paisaje urbano y suburbano. Y la luz desperdiciada que brilla en el cielo lleva a gastos municipales innecesarios y al uso de combustibles fósiles. Personas preocupadas han formado una organización, la International Dark-Sky Association, cuyo sitio web está lleno de buena información. Un proyecto de ciencia ciudadana llamado Globe at Night te permite medir los niveles de luz en tu comunidad contando estrellas y compararlo con otros alrededor del mundo. Y, si te interesa este tema y quieres hacer un trabajo para tu curso de astronomía u otro curso mientras estás en la universidad, la guía Dark Night Skies puede señalarte una variedad de recursos sobre el tema.
La Resolución de un Telescopio
Además de reunir tanta luz como puedan, los astrónomos también quieren tener las imágenes más nítidas posibles. La resolución se refiere a la precisión de detalle presente en una imagen: es decir, las características más pequeñas que se pueden distinguir. Los astrónomos siempre están ansiosos por hacerse más detalles en las imágenes que estudian, ya sea que estén siguiendo el clima en Júpiter o tratando de asomarse al corazón violento de una “galaxia caníbal” que recientemente comió a su vecino para almorzar.
Un factor que determina qué tan buena será la resolución es el tamaño del telescopio. Las aberturas más grandes producen imágenes más nítidas. Hasta hace muy poco, sin embargo, los telescopios de luz visible e infrarrojos en la superficie de la Tierra no podían producir imágenes tan nítidas como la teoría de la luz decía que deberían.
El problema —como vimos anteriormente en este capítulo— es la atmósfera de nuestro planeta, que es turbulenta. Contiene muchas gotas o celdas de gas a pequeña escala que varían en tamaño desde pulgadas hasta varios pies. Cada celda tiene una temperatura ligeramente diferente a la de su vecina, y cada celda actúa como una lente, doblando (refractando) el camino de la luz en una pequeña cantidad. Esta flexión cambia ligeramente la posición donde cada rayo de luz finalmente llega al detector en un telescopio. Las células de aire están en movimiento, siendo constantemente sopladas a través de la trayectoria de la luz del telescopio por los vientos, a menudo en diferentes direcciones a diferentes altitudes. En consecuencia, el camino que sigue la luz cambia constantemente.
Para una analogía, piensa en ver un desfile desde una ventana en lo alto de un rascacielos. Decides arrojar un poco de confeti hacia abajo hacia los marchantes. Incluso si dejas caer un puñado todo al mismo tiempo y en la misma dirección, las corrientes de aire arrojarán las piezas alrededor, y llegarán al suelo en diferentes lugares. Como describimos anteriormente, podemos pensar en la luz de las estrellas como una serie de haces paralelos, cada uno abriéndose paso a través de la atmósfera. Cada camino será ligeramente diferente, y cada uno llegará al detector del telescopio en un lugar ligeramente diferente. El resultado es una imagen borrosa, y debido a que las células están siendo sopladas por el viento, la naturaleza del desenfoque cambiará muchas veces cada segundo. Probablemente hayas notado este efecto como el “centelleo” de las estrellas vistas desde la Tierra. Los haces de luz están lo suficientemente doblados para que parte del tiempo lleguen a tu ojo, y parte del tiempo algunos de ellos fallan, haciendo así que la estrella parezca variar en brillo. En el espacio, sin embargo, la luz de las estrellas es constante.
Los astrónomos buscan en el mundo lugares donde la cantidad de desenfoque atmosférico, o turbulencia, es lo más pequeña posible. Resulta que los mejores sitios están en cordilleras costeras y en picos volcánicos aislados en medio de un océano. El aire que ha fluido largas distancias sobre el agua antes de encontrarse con tierra es especialmente estable.
La resolución de una imagen se mide en unidades de ángulo sobre el cielo, típicamente en unidades de segundos de arco. Un segundo de arco es 1/3600 grados, y hay 360 grados en un círculo completo. Entonces estamos hablando de ángulos diminutos en el cielo. Para darte una idea de lo pequeño que es, podríamos notar que 1 segundo de arco es lo grande que se vería un cuarto cuando se viera desde una distancia de 5 kilómetros. Las mejores imágenes obtenidas del suelo con técnicas tradicionales revelan detalles tan pequeños como varias décimas de segundo de arco de ancho. Este tamaño de imagen es notablemente bueno. Una de las principales razones para lanzar el Telescopio Espacial Hubble fue escapar de la atmósfera terrestre y obtener imágenes aún más nítidas.
Pero como no podemos poner todos los telescopios en el espacio, los astrónomos han ideado una técnica llamada óptica adaptativa que puede vencer a la atmósfera de la Tierra en su propio juego de desenfoque. Esta técnica (que es más efectiva en la región infrarroja del espectro con nuestra tecnología actual) hace uso de un pequeño espejo flexible colocado en el haz de un telescopio. Un sensor mide cuánto ha distorsionado la atmósfera la imagen, y tan a menudo como 500 veces por segundo, envía instrucciones al espejo flexible sobre cómo cambiar de forma para compensar las distorsiones producidas por la atmósfera. De este modo, la luz vuelve a un enfoque casi perfectamente nítido en el detector. La figura\(\PageIndex{7}\) muestra cuán efectiva es esta técnica. Con la óptica adaptativa, los telescopios terrestres pueden lograr resoluciones de 0.1 segundos de arco o un poco mejores en la región infrarroja del espectro. Esta impresionante cifra es el equivalente a la resolución que el Telescopio Espacial Hubble logra en la región de luz visible del espectro.
cómo los astrónomos usan realmente los telescopios
En la visión popular (y algunas películas malas), un astrónomo pasa la mayoría de las noches en un observatorio frío mirando a través de un telescopio, pero esto no es muy exacto hoy en día. La mayoría de los astrónomos no viven en observatorios, sino cerca de las universidades o laboratorios donde trabajan. Un astrónomo podría pasar solo una semana aproximadamente cada año observando en el telescopio y el resto del tiempo midiendo o analizando los datos adquiridos de grandes colaboraciones de proyectos y encuestas dedicadas. Muchos astrónomos utilizan radiotelescopios para experimentos espaciales, que funcionan igual de bien durante las horas del día. Otros trabajan en problemas puramente teóricos utilizando supercomputadoras y nunca observan en un telescopio de ningún tipo.
Incluso cuando los astrónomos están observando con grandes telescopios, rara vez miran a través de ellos. Los detectores electrónicos registran permanentemente los datos para su análisis detallado posteriormente. En algunos observatorios, las observaciones pueden hacerse de forma remota, con el astrónomo sentado frente a una computadora a miles de kilómetros del telescopio.
El tiempo en los principales telescopios es muy importante, y un director de observatorio normalmente recibirá muchas más solicitudes de tiempo de telescopio de las que se pueden acomodar durante el año. Por lo tanto, los astrónomos deben escribir una propuesta convincente que explique cómo les gustaría usar el telescopio y por qué sus observaciones serán importantes para el progreso de la astronomía. Luego se pide a un comité de astrónomos que juzgue y califique las propuestas, y el tiempo se asigna sólo a aquellos con mayor mérito. Incluso si tu propuesta está entre las de mayor calificación, es posible que tengas que esperar muchos meses para tu turno. Si los cielos están nublados en las noches que te han asignado, puede pasar más de un año antes de que tengas otra oportunidad.
Algunos astrónomos mayores aún recuerdan largas y frías noches pasadas solas en una cúpula de observatorio, con solo música de una grabadora o una estación de radio que dura toda la noche para compañía. La vista de las estrellas brillando brillantemente hora tras hora a través de la hendidura abierta en la cúpula del observatorio fue inolvidable. Entonces, también, fue el alivio ya que la primera luz pálida del amanecer anunció el fin de una sesión de observación de 12 horas. La astronomía es mucho más fácil hoy en día, con equipos de observadores trabajando juntos, a menudo en sus computadoras, en una habitación cálida. Aquellos que son más nostálgicos, sin embargo, podrían argumentar que parte del romance también se ha ido del campo.
Resumen
Las nuevas tecnologías para crear y soportar espejos ligeros han llevado a la construcción de una serie de telescopios grandes desde 1990. El sitio para un observatorio astronómico debe ser cuidadosamente elegido para el clima despejado, cielos oscuros, bajo vapor de agua y excelente visión atmosférica (baja turbulencia atmosférica). La resolución de un telescopio de luz visible o infrarrojo se ve degradada por la turbulencia en la atmósfera terrestre. La técnica de la óptica adaptativa, sin embargo, puede hacer correcciones para esta turbulencia en tiempo real y producir imágenes exquisitamente detalladas.
Glosario
- óptica adaptativa
- sistemas utilizados con telescopios que pueden compensar las distorsiones en una imagen introducida por la atmósfera, resultando así en imágenes más nítidas
- resolución
- detalle en una imagen; específicamente, las características angulares (o lineales) más pequeñas que se pueden distinguir
- viendo
- Inestabilidad de la atmósfera terrestre, que difumina las imágenes telescópicas; una buena visión significa que la atmósfera es estable