Los telescopios y la atmósfera

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Hasta hace pocos años, todo lo que podíamos ver del cielo era gracias a las imágenes que nos daban los telescopios ubicados en la Tierra.
Desde los primeros telescopios construidos desde la época de Galileo, donde los mayores defectos en la imagen eran causados por el propio aparato: imperfecciones y defectos en las lentes del mismo, hasta los últimos telescopios del siglo XX, con diámetros de hasta 10 m y con unas ópticas que podríamos decir casi perfectas, la atmósfera terrestre es el único elemento que siempre ha estado presente en todas estas observaciones.

Sin embargo, a medida que se fueron mejorando (y agrandando) los propios telescopios, fue haciéndose más patente que la atmósfera era para nosotros una gran limitación en la resolución (y calidad) que podíamos alcanzar con dichos telescopios, ya que ésta emborronaba todas las imágenes, impidiendo obtener la resolución que el telescopio puede alcanzar por sí mismo.

Esto quiere decir que aunque tengamos uno de los telescopios de 10 m, con el que en principio podríamos alcanzar resoluciones de hasta una centésima de segundo de arco (la Luna abarca en el cielo medio grado), nuestras imágenes sólo alcanzaran resoluciones de 1 segundo (suponiendo que estamos en sitios como Canaria, Arizona o Chile), lo cual aunque sigue siendo una gran resolución con la que podremos ver numerosos detalles, es muy inferior a la esperada.

El efecto de la atmósfera

La causa de esto es que la atmósfera es una capa (muchas) de aire (gas) que está en continuo movimiento, turbulento y diferente entre las diferentes capas. Por ello, aunque en principio el efecto parece ser mucho menor o inexistente, mirar las estrellas a través de ella es idéntico a ver un cangrejo a través del agua del río o mar: se ve todo borroso u ondulatorio.

Claro que el agua al ser un líquido, hace mucho más evidente el efecto que una capa de gas como la atmósfera, aunque esencialmente es el mismo.

Posibles soluciones

Así que habíamos llegado al punto de que aunque mejorásemos nuestros telescopios, no íbamos a conseguir ganar resolución (aunque sí luz, lo cual también es importante y es la razón por la que se seguía construyendo telescopios más grandes), y además, no podíamos hacer quitar la atmósfera para evitar dicho efecto, por lo que parecía una contribución a nuestras imágenes insalvable.

Sin embargo, en este punto han surgido, a día de hoy, dos soluciones que desde hace varios años nos están dando grandes resultados.

  • El primero fue claro: si desde aquí (la superficie de la Tierra) tenemos continuamente la atmósfera… subamos los telescopios hasta donde ésta ya no está presente: al espacio.
    Los problemas que causaba esto estaban claros: subir un aparato de esos al espacio requería un gran dinero e incluso enormes dificultades técnicas, por el gran peso que tienen, además de tener que diseñar aparatos que aguantasen perfectamente en esas condiciones…

    Pero se hizo, siendo quizá el más relevante el Telescopio Espacial Hubble, lanzado en 1990 y que a pesar de tener un espejo de “sólo” 2.4 m (no se podía lanzar nada más pesado), obtiene imágenes superiores a los grandes de 10 m de la Tierra, y aún hoy en día sigue operativo escudriñando el cielo.

    Una vez visto el éxito de tener un telescopio ahí, se han sucedido los proyectos, teniendo ya varios telescopios en órbita que nos abarcan casi todo el espectro: desde el visible, hasta los rayos X o microondas (con los rayos X existe además la restricción de que éstos son absorbidos casi en su totalidad por la atmósfera, por lo que ya no es que lo viéramos borroso, directamente no los veríamos).

  • El otro método es, quizá, mucho más imaginativo conceptualmente: sigamos con telescopios en tierra, pero quitemos la atmósfera (por supuesto, no literalmente).
    Esto se basa en que la atmósfera introduce una deformación en los rayos de luz que nos llegan de una estrella (por ejemplo), entonces, si monitorizamos estas deformaciones y hacemos que la luz que pasa por el telescopio se deforme exactamente de la misma forma, pero en sentido inverso, habremos contrarrestado estas deformaciones.

    Conceptualmente es como las monturas que tienen los telescopios: si la estrella se va moviendo hacia el oeste, hagamos una montura que se vaya desplazando a la misma velocidad hacia el oeste, así obtendremos que la estrella siempre estará siendo apuntada por el telescopio.
    Pues ahora apliquemos lo mismo pero con cada rayo de luz que nos viene de la estrella, claro que este movimiento sucede mucho más rápido y es caótico (no se puede predecir) ya que es debido a la turbulencia de la atmósfera.

    Así que para aplicarlo se necesitan dos cosas: primero, “algo” que nos diga qué turbulencias está introduciendo la atmósfera en este mismo instante de tiempo y durante toda la observación. Para ello, los observatorios utilizan un láser apuntado al cielo, que visto desde abajo es como si hubiera una nueva estrella (el punto del láser). Grabando la imagen de dicho punto y observándola en el ordenador, se consigue ver cómo se deforma por la atmósfera (ya que conocemos como sale del propio láser).

    737px-A_Laser_Strike_at_the_Galactic_Center.jpg

    La otra “cosa” es cómo modificar la imagen que pasa por el telescopio con estos datos. Y para ello se suele utilizar varios motores colocados en distintas partes del espejo del telescopio. Así, activándolos cuando sea oportuno se puede deformar dicho espejo, obteniendo que ya la imagen que se forma en la cámara está deformada… pero si se hace bien, sufrirá una deformación exactamente opuesta a la que sufrió primero por la atmósfera, por lo que al final vemos una estrella perfectamente puntual, sin ninguna deformación. Esta es la causa por la que esta técnica se llama óptica adaptativa, porque se va “adaptando” la óptica (espejos) de los telescopios a las condiciones que hay en ese mismo momento en la atmósfera.

    Este es el método que ya se usa en los grandes telescopios actuales, y que les pone a la altura del Hubble por ejemplo (tampoco se llega a conseguir compensar dicho movimiento de una forma perfecta, pero sí la mayor parte y con una gran eficacia).

    Por lo tanto, se ha podido pasar en pocos años (relativamente) de una limitación de 1 segundo de arco a resoluciones mucho mayores salvando un problema que hasta hace poco parecía insalvable: la atmósfera.

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    Publicado el 22 agosto 2009 en Astronomia. Añade a favoritos el enlace permanente. 3 comentarios.

    1. me vale madres lo que pase en la vida la verdad es que sus paginas no me sirven de nada por que son pura shiet

    2. para mi que ustedes wyes son puñales y les gusta tomar arroz del mismo popote que sus amigos

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