Zoco de Astronomía: La resolución de los telescopios

Versión extendida del artículo publicado originariamente en Suplemento Zoco de Diario Córdoba el domingo 31 de enero de 2016.

Un telescopio es un instrumento que permite ver objetos que están lejos con más detalle a como los veríamos a simple vista. A diferencia de lo que nuestro “sentido común” pudiera decir, un telescopio no es mejor a otro por la cantidad de aumentos que tiene. La característica principal de un telescopio es la cantidad de luz que puede captar y no cuánto aumenta (1). El aumento de un telescopio de aficionado no sólo viene dado por las características del espejo o lente principal, sino también por una lente externa (el ocular) que se acopla a él (2). En muchas ocasiones los astrónomos trabajamos con muy pocos aumentos (15-75x), dado que así se consigue captar más luz y, aunque los objetos se vean más pequeños, se pueden apreciar detalles más sutiles en ellos. Aunque teóricamente un telescopio pequeño podría alcanzar los 200-300x, apenas se podría observar nada así (quizá ni la Luna si los oculares son de calidad mediocre). Este punto es especialmente importante a la hora de comprar un telescopio. Cada año hay casos de jóvenes decepcionados con su “nuevo juguete” porque apenas puede usarse: los oculares que se seleccionaron son de gran aumento (3). El mismo telescopio con otros oculares quizá sería un instrumento perfecto para iniciarse en la observación astronómica.

¿Cuándo podemos usar oculares de gran aumento? Cuando el diámetro de la lente o espejo del telescopio es grande. Telescopios de 60 mm de apertura trabajan bien a 15-75x, mientras que telescopios de 250 mm de tamaño pueden aguantar los 200-300x. A más apertura se tiene mayor resolución, por lo que con telescopios más grandes no sólo conseguimos captar más luz, sino que también podemos observar detalles más finos. Esto es cierto tanto para telescopios de aficionados como para telescopios profesionales.

Durante el siglo XX los astrofísicos empezaron a observar el Universo en otros “colores” aparte de los que ven nuestros ojos. En particular se desarrolló la rama de la Astronomía que estudia el cielo en “colores” de radio: la Radioastronomía. Para observar este tipo de luz (con longitud de onda de milímetros a metros) se necesitan telescopios especiales: los radiotelescopios. La característica principal de un radiotelescopio sería de nuevo el tamaño que tiene, porque así capta más luz. La forma de observar en radioastronomía es muy distinta a como se hace en los telescopios convencionales (4). Así, esta técnica permite que luz recibida en distintos radiotelescopios se pueda combinar para obtener “virtualmente” un radiotelescopio de tamaño similar a la separación máxima entre los radiotelescopios individuales. Esta técnica se conoce como “radio-interferometría”. Aunque se han diseñado complejos de radiotelescopios para operar conjuntamente (los “radio-interferómetros”), muchas veces se usan datos de radiotelescopios separados por miles de kilómetros para obtener imágenes de muy alta resolución. A fecha de hoy, esta técnica (“interferometría de muy larga base” o VLBI por sus siglas en inglés) es la que permite obtener en Astronomía mayores las resoluciones, llegando a ser más de 1000 veces superior a la que otorga el Telescopio Espacial Hubble.

Representación artística que muestra el funcionamiento de la interferometría de muy larga base desde el espacio: la antena de RadioAstron se combina con antenas terrestres y funcionan como el mayor radiotelescopio jamás concebido (con un diámetro equivalente a ocho veces el tamaño de la Tierra). Crédito: MPIfR/A. Lobanov.
Representación artística que muestra el funcionamiento de la interferometría de muy larga base desde el espacio: la antena de RadioAstron se combina con antenas terrestres y funcionan como el mayor radiotelescopio jamás concebido (con un diámetro equivalente a ocho veces el tamaño de la Tierra). Crédito: MPIfR/A. Lobanov.

Esta semana se ha hecho pública una investigación liderada por el astrofísico José Luis Gómez (Instituto de Astrofísica de Andalucía-CSIC) que ha utilizado la técnica VLBI para obtener la imagen con mayor resolución de la historia de la Astronomía (5). En concreto se han combinado 15 radiotelescopios terrestres junto con la antena de la misión espacial RadioAstron (Agencia Espacial Rusa) para observar el centro de una galaxia activa, BL Lacertae, donde un agujero negro súper-masivo produce un par de chorros de partículas muy energéticas. En conjunto, los 16 radiotelescopios producirían un radiotelescopio virtual de tamaño de 8 veces el diámetro de la Tierra, consiguiendo una resolución con la que se podría distinguir una moneda de 2 euros en la superficie de la Luna (20 micro-segundos de arco). A la distancia de BL Lacertae (900 millones de años luz) se aprecian detalles con resolución de 5 semanas luz (distancia 45 veces menor que la que separa el Sol con Alfa Centauro, la estrella más cercana). Estas observaciones han servido para confirmar la importancia de los potentes campos magnéticos producidos por el agujero negro súpermasivo a la hora de explicar los chorros de partículas energéticas que emite, a la vez de para restringir los modelos de los núcleos de galaxias activas.

(1) En esencia, un telescopio puede definirse con dos parámetros principales: el diámetro (D) de la lente o espejo que capta la luz y su distancia focal (F), esto es, la distancia desde la lente o espejo a su foco, que es el punto donde convergen los rayos que entran paralelos por el telescopio. Además, se define la relación focal (o simplemente «focal») como el cociente entre su distancia focal y su diámetro, f=F/D. Este número es muy útil porque nos informa cómo de luminoso es un telescopio. Al igual que es las lentes de las cámara fotográficas, a menor relación focal más luminoso es un telescopio. Por ejemplo, si estamos interesados en observar objetos de cielo profundo, un telescopio reflector con D=150 mm y F=500 mm nos daría una relación focal f/3.3, siendo así muy luminoso.

(2) Para calcular los aumentos de un telescopio provisto de un ocular, simplemente se divide la distancia focal del telescopio entre la distancia focal del ocular, X= (F telescopio) / (F ocular). Por ejemplo, siguiendo con el caso anterior, si acoplamos a un telescopio con D=150 mm y F=500 mm un ocular de 25mm estaríamos trabajando a 20X. Un ocular de 4mm nos daría un aumento de 125X. Obviamente este telescopio no sería el ideal si queremos estudiar con detalle la Luna, el Sol, o los planetas, objetos luminosos que se observan mejor con telescopio de relación focal larga (f/10 o superior).

(3) Lo que es peor, a veces se hace la «trampa» de que un telescopio pequeño incluso supere los 300 aumentos para venderlo como mejor incorporando unas lentes especiales (Barlow) que, si son de mala calidad, hacen perder gran parte de la luz que capta el telescopio. Por ejemplo, algunas marcas que fabrican el telescopio pequeño típico de D=60 mm y F=900 mm (f/15, lo que indica que el telescopio es muy poco luminoso) sólo incluyen oculares de 15mm y 4mm (60X y 225X, respectivamente), más una lente Barlow X2 (para conseguir 120X y ¡450 X! para los mismos oculares), cuando en realidad el límite teórico de aumento de ese telescopio está alrededor de los 130X (un ocular de 7mm). El mismo telescopio con oculares de 40mm (22.5X) y 25mm (36X) sería muchísimo más productivo. Este caso lo comento desde la experiencia.

(4) Y la resolución que se tiene para el tamaño del radiotelescopio también es muy distinta a la que se maneja en los telescopios ópticos, porque la longitud de onda a la que se observa es muy distinta. Por ejemplo, el famoso radiotelescopio de Parkes (NSW, Australia), de 64 m de tamaño, observando en la línea del hidrógeno atómico a 21 cm, vería la Luna como un objeto de 3×3 píxeles. ¡La resolución en estas condiciones del radiotelescopio de Parkes es de 11 minutos de arco! Precisamente la baja resolución que dan los radiotelescopios individuales con respecto a lo que se consigue con «modestos» telescopios ópticos propició el desarrollo de la radio-interferometría. Aún así, los radios-interferómetros (no VLBI) siguen trabajando normalmente con resoluciones menores que las que se obtienen con telescopios ópticos, en los mejores casos es de unos 10 segundos de arco.

(5) Ojo que los titulares de esta noticia no se han recogido del todo bien en algunos medios. No se ha conseguido «la imagen de mayor resolución de una galaxia», sino la imagen astronómica de mayor resolución obtenida hasta la fecha; la imagen de hecho es del mismo centro activo de la galaxia.

 



Por Ángel R. López Sánchez
Publicado el ⌚ 8 febrero, 2016
Categoría(s): ✓ Astronomía • Ciencia