El telescopio fué uno
de los instrumentos claves en la Revolución Científica del siglo XVII.
Hoy en día, el vertiginoso desarrollo de nuevas tecnologías está impulsando
una nueva era de oro para la Astronomía. La fabricación de una nueva generación
de telescopios gigantes, y el nuevo uso que han encontrado los telescopios
pequeños como herramientas para sondeos sistemáticos, al ser dotados con
detectores de la más alta tecnología, ha abierto nuevas horizontes en la
contínua exploración que realiza el hombre del mundo y el Universo que le
rodean.
Los telescopios en Astronomía son empleados para dos tareas fundamentales:
1. Detectar más luz.
El poder de captación de luz es proporcional al área colectora,
por lo que siendo la apertura de un telescopio mucho mayor que la del
ojo humano, el telescopio supera ampliamente la cantidad de luz que puede
recibir el ojo sin ayuda. Por ello, con un telescopio son visibles objetos
demasiado débiles como para ser captados por el ojo humano desnudo.
Como el poder de captación de luz de un telescopio es proporcional
al área de su objetivo, depende por lo tanto del cuadrado del radio
de su apertura. Es así que un telescopio de 4m de diámetro recolecta 16
veces más luz que uno de 1m de diámetro.
Un telescopio puede ser equipado con detectores capaces
de registrar la luz de un objeto durante períodos extendidos, lo cual
representa una evidente ventaja sobre el uso del ojo. Una exposición larga
hecha sobre película fotográfica y más aún sobre un detector electrónico
como un Dispositivo de Carga Acoplada o CCD, detecta objetos muy
débiles como para ser vistos por el ojo humano aún mirando a través de un
telescopio de mayor apertura. Esto es debido a que el ojo no puede almacenar
la luz que recibe, por el contrario sólo puede mostrar una imágen instantánea
del objeto. En cambio, en detectores como la película fotográfica y el CCD,
la exposición prolongada produce un efecto acumulativo que permite construír
imágenes de objetos de los que sólo se reciben unos pocos fotones/seg.
2. Aumentar el Poder de Resolución.
La resolución de un sistema óptico, entendida en términos sencillos
como el detalle más pequeño que puede apreciarse con ese sistema, es directamente
proporcional a la longitud de onda en que se observa e inversamente proporcional
al diámetro del telescopio. Una expresión empírica para el Poder de Resolución
puede escribirse así:
donde theta está dada en segundos de arco. 
y D deben tener las mismas unidades, Angstroms o metros.
El telescopio Schmidt del Observatorio
Nacional de Llano del Hato tiene una apertura efectiva de 1m de diámetro.
En cambio, un telescpio comercial de los que se consiguen con frecuencia
en comercios y tiendas tiene una lente objetiva con diámetro del orden
de 5cm. Cuánto mayor es el poder de captación de luz del telescopio Schmidt
de 1m comparado con el telescopio comercial de 5cm de diámetro?
La resolución de los telescopios puede incrementarse
considerablemente de varias maneras. La forma más obvia es construyendo
telescopios más grandes.
Otra manera es usando telescopios en pares o grupos, combinando los
haces de luz de cada instrumento mediante la técnica llamada interferometría
. La luz de los diferentes haces interfiere entre sí, formando patrones
que pueden ser analizados para convertirlos en información espacial detallada
del objeto. Mediante la interferometría se han obtenido medidas precisas
del diámetro óptico de las estrellas gigantes más cercanas al Sistema Solar,
por ejemplo, el tamaño de Betelgeuse.
Una estrategia diferente para mejorar la calidad de imagen, medida
directamente por la resolución, es anular los efectos de la turbulencia
atmosférica, que degrada las imágenes observadas por un telescopio en tierra.
Para ello se ha desarrollado muy recientemente una técnica novedosa llamada
Óptica Adaptativa
, que mediante la deformación de componentes ópticos en el telescopio,
compensa las deformaciones en el frente de onda de la luz incidente, producto
de la turbulencia atmosférica. Esta técnica se emplea hoy en día en casi
todos los grandes telescopios del mundo: Keck I y II (10m de diámetro cada
uno), y Subaru (8.4m),
ubicados en Mauna Kea, Hawaii, EUA; los telescopios Gemini (8m), ubicados
en Mauna Kea, Hawaii, EUA y en Cerro Pachón, Chile; el arreglo de cuatro
telescopios de 8.2m cada uno, conocido como el Very Large Telescope (VLT),
en Cerro Paranal, Chile. Con la óptica adaptativa se logra igualar o
superar de manera rutinaria la calidad de imagen producida por el Telescopio
Espacial Hubble, que por estar fuera de la atmósfera terrestre está libre
de los efectos de la turbulencia atmosférica. La ventaja es que estos
telescopios gigantes, siendo mucho más grandes que el Hubble (que tiene
un diámetro de sólo 2.4m), pueden obtener imágenes de objetos mucho más
débiles.
Un problema técnico que todos los telescopios tienen
que resolver está relacionado con su construcción: la Tierra rota sobre
su eje una vez cada 24h, con lo que las estrellas y todos los objetos en
el cielo, incluyendo el Sol y los planetas, se mantienen en constante movimiento
de Este a Oeste. Siendo así, una estrella se saldría rápidamente del
campo de un telescopio que se mantuviera estacionario. La manera tradicional
de resolver este problema fué diseñando monturas en las que uno de los ejes
estuviese alineado con el eje de rotación de la Tierra. De esta manera sólo
era necesario mover el telescopio sobre este eje, a la velocidad que se
mueven las estrellas (tasa sideral), para mantener cualquier estrella fija
en el campo de visión. Estos montajes se llaman Montura Ecuatorial.
Con el desarrollo de las computadoras esto ya no fué necesario,
y se podía fabricar un montaje mecánico más compacto, liviano y menos
costoso, que no tiene por qué estar alineado con el eje de rotación de
la Tierra. Estos montajes, llamados Altacimutales, son los más usados
hoy en día en los grandes telescopios de nueva generación.
Finalmente, una forma menos ortodoxa de compensar el
movimiento de las estrellas en el campo visual del telescopio es "leer" las
imágenes producidas en el detector a la tasa siderea. Esto sólo ha sido posible
a partir del desarrollo de los detectores digitales conocidos como CCD (Charge
Coupled Device), los cuales describiremos en una próxima clase. Esta solución
ha sido la adoptada en la cámara CCD de Mosaico instalada desde 1997 en el
telescopio Schmidt de 1m de diámetro en el Observatorio Astonómico Nacional
de Llano del Hato, en Mérida, Venezuela.
