ASTRONOMIA - Instrumentos astronómicos
VENTAJAS E INCONVENIENTES DE CADA TELESCOPIO
Mucho se ha discutido sobre las ventajas e inconvenientes de los objetivos reflectores y los
refractores. Vamos, pues, en este lugar a hacer ciertas consideraciones que sirvan de
orientación. Los espejos son susceptibles de mayores aberturas que las lentes. Así se
comprende por qué la lente-objetivo mayor del mundo, cual es la del Observatorio de Yerkes,
en los Estados Unidos, tenga sólo 102 centímetros de abertura; mientras que el espejo de uno
de los mayores telescopios del mundo, cual es el de Monte Wilson, también en los Estados
Unidos, mida 254 centímetros: el peso de este espejo excede de 4,5 toneladas y su costo fue de
medio millón de dólares; su distancia focal es de 12,63 metros y la cúpula de hierro que lo
protege, tiene 30 metros de diámetro y 600 toneladas de peso.
Actualmente el telescopio reflector de Monte Wilson es sobrepasado por el montado en el
Observatorio de Monte Palomar (California). Su abertura es de 5 metros y su distancia focal
de 16,77 metros. El bloque de vidrio para el espejo de este telescopio, que pesa 20 toneladas,
es de pyrex, por ser un vidrio casi inalterable a los cambios de temperatura. Para formarse
idea de la exactitud y precisión con que debió llevarse el pulimento de la superficie
paraboloide de ese colosal espejo, bastará saber que, en ningún punto de la misma, el error
en el rebajado del vidrio pudo exceder de un cuarto de diezmilésima de milímetro.
Los observatorios de las universidades de Michigan y Texas en Norteamérica tienen
reflectores de 215 y 205 centímetros de abertura, respectivamente. En Europa está el reflector
del Observatorio de Babelsberg, cerca de Berlín, que mide 122 centímetros de abertura y en la
Argentina, el de Bosque Alegre, dependiente del Observatorio Nacional de Córdoba, cuyo
objetivo mide 154 centímetros de abertura. El mayor refractor del mundo, que pertenece al
Observatorio de Yerkes, en los Estados Unidos, tiene una lente objetivo de 102 centímetros de
abertura; el tubo principal del telescopio que la sustenta, mide 20 metros de longitud, la parte
móvil del instrumento pesa cerca de 20 toneladas y la enorme cúpula giratoria que lo cubre,
tiene 24 metros de diámetro.
El telescopio reflector ofrece sobre el telescopio refractor las siguientes ventajas: la, el costo de
los espejos, en igualdad de abertura, es mucho más reducido, lo que hace que con el mismo
gasto, se puedan construir reflectores mucho mayores; 21, las imágenes de los reflectores son
perfectamente acromáticas y sin irisación alguna en los bordes, lo que no sucede con los
refractores; 31, el foco de los reflectores sirve tanto para las observaciones visuales como para
las fotográficas; no así el foco de los refractores. En cambio, los refractores ofrecen las
siguientes ventajas sobre los reflectores: la, las imágenes de los refractores son mucho más
definidas, pues en el reflector una pequeñísima desviación en la posición real del espejo
respecto de la teórica, lleva consigo una desviación doble del rayo reflejado, mientras que con
el refractor esta desviación sólo vale dos terceras partes de la que pueda tener el objetivo; 21,
en los refractores la observación es mucho más cómoda que en los reflectores; 31, en los
refractores se aprovecha mucho mejor la luz incidente que no sobre los reflectores. Todas
estas ventajas hacen que, a pesar de su mayor costo, no dejen de construirse telescopios
refractores para los observatorios.
En la actualidad los telescopios, tanto reflectores como refractores, se utilizan más en
fotografiar los objetos celestes, que no en observarlos directamente; pues la fotografía
aumenta en gran tamaño el campo de observación por tres razones: 11, por el efecto
cumulativo que tiene la placa fotográfica, lo que hace que con largas exposiciones se puedan
impresionar astros del todo invisibles en la observación directa a través del telescopio; 21,
por ser mucho más extenso el campo de impresionabilidad de la placa que el de la retina, ya
que, en efecto, la placa es sensible a las radiaciones infrarrojas y ultravioladas, ante las cuales
nuestro ojo no experimenta sensación alguna; 31, porque la fotografía elimina el elemento
subjetivo, que en las observaciones visuales directas vicia muchos resultados, y hace que sean
comparables entre sí observaciones que de otra manera serían heterogéneas, por haber sido
llevadas a cabo por astrónomos muy diversos y con aparatos distintos.
Para fotografiar objetos celestes de muy débil luminosidad es preciso recurrir a muy largas
exposiciones. Así, por ejemplo, se necesitó una exposición de 56 horas para impresionar con
el gran telescopio de Monte Wilson las lejanísimas nebulosas de la constelación de los
Gemelos. Para llegar a tan largas exposiciones deben habilitarse varias noches y dotar al
telescopio de un dispositivo que mantenga la placa siempre exacta mente en el foco, y como
éste varía algo con la temperatura, es menester dotar al aparato de termóstatos, que lo
conserven a temperatura constante. Además, la placa debe seguir con toda exactitud al astro
en su movimiento aparente. Cuando se trata de telescopios de escasas dimensiones, se logra
este resultado mediante aparatos de relojería, que hacen dar al instrumento una vuelta
exactamente en 24 horas siderales. Pero, cuando se trata de instrumentos gigantes, no se
puede en la práctica lograr un movimiento sincrónico con las estrellas. Por esto, en tales
instrumentos se suele instalar un segundo mecanismo, que permita imprimir a la placa
pequeños deslizamientos, capaces de contrarrestar inmediatamente todo adelanto o retardo
en el movimiento de conjunto del telescopio.
El teodolito es un aparato astronómico que así como sirve en la Tierra para determinar la
distancia de puntos inaccesibles, de la misma manera sirve también para averiguar la
distancia a que se encuentran de nosotros los astros. Pero en astronomía se echa mano para lo
mismo del círculo meridiano y de la ecuatorial aplicada a la placa fotográfica. El fundamento
para la determinación de las distancias de los astros es idéntico al empleado para las
distancias entre distintos puntos de la Tierra. Se determina previamente la longitud de una
base, que es el lado de un triángulo, y luego el ángulo bajo el cual se ve esta base desde el
punto inaccesible cuya distancia se busca, bastando para ello determinar desde cada uno de
los extremos de la base el ángulo formado por la misma base visual al punto inaccesible; con
estos datos, el cálculo se encarga de determinar la distancia.
Para precisar con cierta exactitud las distancias astronómicas, lo mismo que para las
terrestres, se necesita que la longitud de la base no sea demasiado pequeña con respecto a la
distancia que se trata de medir. Cuando el astro es el Sol, la Luna, o alguno de los planetas, la
base es el radio terrestre, y el ángulo bajo el cual se ve este radio desde el
astro se llama
paralaje horizontal. Tratándose de las estrellas, por estar a distancias mucho más
considerables, la paralaje así tomada sería enteramente inapreciable; por lo cual ha sido
necesario arbitrar una base mucho mayor, cual es el radio de la órbita terrestre en su camino
anual alrededor del Sol, y por esto se llama paralaje anual, y aun así esta base no sirve para
las estrellas más lejanas, ya que la paralaje para la estrella más próxima, cual es la llamada
Alfa del Centauro, no llega a un minuto de arco.
PARALAJES: HORIZONTAL (derecha) y ANUAL (izquierda). TSa, es la paralaje horizontal
correspondiente al astro S. La paralaje de la estrella E, es el ángulo SET" (= p), mitad del
ángulo TET".
