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Los aparatos que utilizamos para recoger datos astronómicos se llaman telescopios. Dependiendo de cómo procesen la radiación electromagnética, tienen distintas ventajas, desventajas y usos. La principal división utilizada en el estudio de los telescopios consiste en clasificarlos en función del principal efecto óptico que tiene lugar en su interior: reflexión (para los telescopios reflectores) y refracción (para los telescopios refractores).
¿Qué son la reflexión y la refracción?
Lareflexión es el cambio de dirección de una onda en una interfase que separa dos medios diferentes, de modo que la onda se redirige hacia el medio en el que se había estado propagando.
Larefracción es el cambio de dirección de una onda cuando sale de un medio y entra en otro.
Estos son los dos cambios de dirección que puede sufrir una onda electromagnética al encontrarse con diferentes objetos o medios. Junto con la difracción, ofrecen una descripción precisa y completa de los fenómenos asociados a la luz procedente del universo y medidos por los telescopios.
Cuando una onda electromagnética se encuentra con un nuevo medio, suele haber una fracción que se refleja y otra que se refracta. En este contexto, es útil tener en cuenta las leyes de Maxwell, las leyes básicas del electromagnetismo que describen todo fenómeno electromagnético clásico (no cuántico), que se refieren a cuestiones como:
- El ángulo al que se refracta la luz (índices de refracción).
- Las condiciones que especifican cuánta luz se refracta y se refleja.
- Por qué el ángulo de reflexión es el mismo que el ángulo de incidencia de la onda entrante en determinadas circunstancias.
¿Cuáles son las principales características de los telescopios reflectores?
En los telescopios reflectores simples, bajo los supuestos de espejos ideales, podemos estudiar la disposición de los espejos y la potencia de aumento (la amplificación de las imágenes que proporciona el telescopio) para clasificarlos. Estudiar la disposición es una forma de entender diseños más complejos, mientras que estudiar el aumento nos permite comprender la estructura matemática que hay detrás de los telescopios, qué podemos hacer para mejorarlos y con qué problemas nos podemos encontrar.
Esquema y estructura de un telescopio reflector
El objeto óptico ideal que refracta toda la luz y no refleja ninguna fracción de ella se llama lente. Se utilizan en las gafas de ver o en los telescopios. El objeto óptico ideal que refleja toda la luz y no refracta ninguna fracción de ella se llama espejo. Observa el siguiente diagrama de un espejo parabólico cóncavo.
Figura 1. Espejo parabólico cóncavo. Fuente: Gustavo Girardelli, Wikimedia Commons (CC BY-SA 4.0).
Los espejos cóncavos son dispositivos muy sencillos que pueden recoger datos electromagnéticos. En la imagen, la radiación electromagnética procedente de los objetos astronómicos está representada por las líneas horizontales. Cuando chocan con el espejo, se reflejan hacia un punto F llamado foco.
La razón por la que consideramos un espejo parabólico es porque puede reflejar todos los rayos paralelos entrantes hacia el mismo punto. Intuitivamente, podemos ver que este dispositivo toma información de una región del espacio y la concentra en una pequeña región, lo que nos permite ampliar las imágenes con gran resolución.
A continuación encontrarás un diagrama de uno de los modelos más comunes de telescopios reflectores: el telescopio Cassegrain.
Figura 2. Un telescopio Cassegrain. Fuente: HHahn, Wikimedia Commons (CC BY-SA 3.0).
El funcionamiento de estos telescopios se basa en la captación de la radiación electromagnética por un espejo parabólico cóncavo (espejo primario) y la colocación de un espejo convexo (espejo secundario) antes del foco del espejo primario. Este último espejo refleja de nuevo la luz y la enfoca hacia el ojo del observador o hacia un dispositivo que pueda procesar la señal entrante.
Aumento de los telescopios reflectores
Elaumento es la cantidad de crecimiento de la imagen de un objeto en relación con el tamaño del objeto tras ser procesada por un sistema óptico como un telescopio.
La capacidad de un telescopio para recoger la luz viene determinada por el área del espejo. Los telescopios reflectores modernos utilizan espejos primarios con diámetros de hasta 10 m. El diámetro del espejo primario determina cuánta radiación electromagnética puede recoger el telescopio, pero no determina la potencia de aumento del telescopio.
La derivación de la potencia de aumento de un telescopio reflector no se trata aquí, pero se basa en las mismas leyes que se describen en la explicación de los Telescopios astronómicos. No obstante, debemos señalar que el aumento de un telescopio reflector viene determinado por la siguiente ecuación
[M = \frac{f_p}{f_s}\]
Aquí, fp y fs son las distancias focales de los espejos primario y secundario, respectivamente. La distancia focal es una magnitud característica de las lentes y los espejos que viene determinada por el punto hacia el que se desvían los rayos de luz. Por ejemplo, para los espejos cóncavos parabólicos, es la distancia entre el centro del espejo y el punto en el que convergen todos los rayos.
Esto sugiere que los telescopios que mejor reflejan la luz se consiguen utilizando un espejo primario con una distancia focal grande y un espejo secundario con una distancia focal pequeña. Observa el siguiente ejemplo para obtener una prueba sencilla.
Considera un espejo primario con un diámetro de 5 metros que ya hemos montado para utilizarlo como parte de un telescopio reflector Cassegrain. La distancia focal de este espejo es de 10 metros. Nos dan tres espejos para que actúen como espejos secundarios cuyas características son las siguientes:
- Un espejo de 5 cm de diámetro y 5 cm de distancia focal.
- Un espejo de 5 cm de diámetro y 1 cm de distancia focal.
- Un espejo de 5 m de diámetro y 1 mm de distancia focal.
¿Qué espejo es mejor utilizar como espejo secundario y construir un telescopio reflector?
Observando el aumento, obtenemos los siguientes resultados:
- \(M = \frac{f_p}{f_s} = \frac{10 m}{0,05 m} = 200\)
- \(M = \frac{f_p}{f_s} = \frac{10 m}{0,01 m} = 1000\)
- \(M = \frac{f_p}{f_s} = \frac{10 m}{0,001 m} = 10000\)
Esto significa que los objetos parecen 200, 1000 y 10.000 veces más grandes con cada uno de estos espejos. Aunque la elección lógica parece ser el tercer espejo, hay que tener en cuenta que tiene un diámetro muy grande que impide recibir la luz correctamente (imagínatelo con ayuda de la figura 2). Por tanto, la mejor elección es el segundo espejo. Sin embargo, normalmente consideramos pequeños espejos secundarios cuyo bloqueo de la luz es casi irrelevante.
Comparación entre telescopios reflectores y refractores
Los telescopios que se utilizan en los observatorios astronómicos son, en su mayoría, telescopios reflectores, porque son más adecuados para esa tarea. Veamos por qué y cuáles son los mejores usos de los telescopios reflectores y refractores.
Telescopios refractores
Las principales desventajas de los telescopios refractores tienen que ver con el modo en que se fabrican y manipulan las lentes. Mientras que un espejo puede manejarse fácilmente con un dispositivo detrás, las lentes sólo pueden sujetarse por sus bordes (para que no haya interferencias con la luz refractada). Ésta es la razón por la que las lentes no pueden hacerse arbitrariamente grandes. Las lentes son también objetos muy densos (sobre todo si su distancia focal ha de ser grande), lo que las hace muy pesadas. Todos estos factores hacen que los telescopios refractores no sean adecuados para fines científicos.
Consideremos ahora las aberraciones ópticas.
Una aberración óptica es una propiedad de un sistema óptico que hace que la luz que lo atraviesa se disperse en lugar de enfocarse en un punto.
En otras palabras, las aberraciones son imperfecciones de los sistemas ópticos. No se deben a defectos en la fabricación de los dispositivos, sino a sus condiciones físicas. En los telescopios refractores, encontramos dos tipos de aberraciones:
Aberración cromática: es la dispersión anómala del color tras ser refractado, ya que los colores tienen índices de refracción ligeramente diferentes. Distorsiona las imágenes, ya que "difumina su color".
Aberraciónesférica: es la dispersión anómala de los rayos luminosos causada por el hecho de que las lentes no son ideales y, por tanto, no llevan rayos de luz paralelos al mismo punto exacto.
Telescopios reflectores
Los telescopios reflectores tienen varias ventajas gracias a las propiedades de los espejos. En primer lugar, los espejos son mucho más fáciles de fabricar y manejar. Se pueden sujetar por detrás sin problemas, se pueden hacer muy finos y las técnicas modernas nos permiten utilizar varios espejos y componer imágenes e información con ellos (espejos segmentados). Los espejos tampoco sufren aberración cromática, ya que (idealmente) no hay refracción, sólo reflexión. Y el uso de espejos parabólicos nos permite tratar también la aberración esférica.
Aunque los espejos nunca son ideales, y sigue habiendo pequeños efectos de aberración debido a cierta refracción y aberraciones en el ocular y el espejo secundario, los telescopios reflectores tienen más ventajas que los refractores para fines científicos. Sin embargo, cabe mencionar que muchos de los telescopios ópticos utilizados en la astronomía de aficionados son telescopios refractores porque son más baratos y pueden funcionar muy bien.
Telescopios reflectores - Aspectos clave
- Los telescopios recogen la radiación electromagnética procedente de distintas partes del universo. Suelen procesar esta radiación mediante refracción y reflexión.
- Los telescopios reflectores utilizan espejos, mientras que los telescopios refractores utilizan lentes.
- Un modelo habitual de telescopio reflector es el telescopio Cassegrain, que utiliza dos espejos. Uno recoge la radiación electromagnética y el otro la redirige. La relación entre sus distancias focales determina la potencia de aumento del telescopio reflector.
- En general, los telescopios reflectores tienen más ventajas que los refractores, lo que los hace más adecuados para fines científicos.
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Preguntas frecuentes sobre Telescopios Reflectores
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