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 elastro 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".