Telescopios: de la observación a través de la atmósfera al espacio. Parte I

Autor: Julio Solís García. Analista Funcional. Delegación Territorial de AEMET en Andalucía, Ceuta y Melilla. Centro Meteorológico de Málaga

INTRODUCCIÓN

Cuando salimos a observar el cielo estrellado en una noche clara y sin luna podemos ver cientos de estrellas, algunas nebulosas, galaxias, y cúmulos de estrellas. Nuestra sensación es que, miremos hacia un lado o hacia otro, estamos viendo esos objetos ‘simultáneamente’, aquí y ahora, parece obvio.

Sin embargo, nada más lejos de la realidad. El ‘aquí y ahora’ y el concepto de simultaneidad no existe en el Universo. Más bien es como si estuviéramos observando una cebolla desde su centro, con capas concéntricas que están cada vez más alejadas de nosotros no solamente en el espacio sino también en el tiempo. Si miramos a una zona determinada, por ejemplo a una constelación como pueda ser Orión o la Osa Mayor, cada una de las estrellas que las componen está a una distancia distinta de nosotros, y por tanto lo que vemos es cómo era cada una de esas estrellas en el momento en que su luz partió hacia nuestros ojos  40 años, 60 años, 150 años,etc…no sabemos si están donde las estamos viendo ahora, aunque podemos aventurar por lo que sabemos de la evolución estelar en qué situación se encuentran aunque no sea la que vemos exactamente.

Los telescopios, y no solamente los que trabajan en la zona visible del espectro electromagnético, son instrumentos que nos dejan ver objetos cada vez más lejanos y al mismo tiempo más jóvenes (más cercanos al big bang), por eso podemos llamarlos ‘máquinas del tiempo’. No es fácil razonar pensando en esa falta de simultaneidad universal, pero hay que hacerlo si pretendemos comprender mejor el Cosmos.

Pero ¿qué es un telescopio?, es un instrumento óptico que sirve para ver objetos lejanos. Casi todo el mundo tiene una idea intuitiva, que consiste en un tubo que contiene unas lentes o espejos que capturan una luz o imagen lejana, y la amplifican ofreciendo detalles que a simple vista no pueden verse.

Haciendo un breve recorrido desde su descubrimiento a principios del siglo XVII hasta nuestros días, descubriremos que esa sencilla descripción se queda muy corta para los modernos telescopios de alta tecnología actualmente en servicio, y mucho más para los proyectos que hay en marcha para los próximos años, tanto en lo que a observatorios astronómicos terrestres se refiere, como a los situados en el espacio.

En nuestro país existen importantes complejos astronómicos en las Islas Canarias (islas de Tenerife y La Palma -España-), que albergan multitud de grandes telescopios equipados con el más avanzado instrumental astronómico. Entre ellos El GRANTECAN (Gran Telescopio de Canarias o GTC), que es el mayor telescopio óptico-infrarrojo operativo del mundo en estos momentos, con un espejo primario segmentado de 10,4 m de diámetro, alojado en el interior de una cúpula que mantiene la temperatura fría y constante para evitar turbulencias de 24 metros de altura y 35 metros de diámetro exterior. Una de las razones del éxito de las cumbres canarias para que se ubiquen estas instalaciones son la transparencia de sus cielos, gracias a su altitud, y su separación de la contaminación de niveles bajos por la inversión de los alisios.

En cualquier caso la atmósfera supone un filtro que puede producir alteraciones. Para superar estas dificultades , a finales del siglo XX, se produjo un gran salto cualitativo, al aprovechar los satélites artificiales para colocar en órbita observatorios astronómicos capaces de eliminar todos los filtros impuestos por la atmósfera terrestre y la contaminación lumínica, consiguiendo imágenes nunca vistas a través de telescopios terrestres. La colocación de telescopios en órbita presenta dificultades muy diferentes a las de los Observatorios en tierra. Los equipos tienen unas limitaciones en peso y volumen que impiden, de momento, la construcción de telescopios muy grandes. Se tienen que resolver los inconvenientes de la ingravidez y de la meteorología espacial: temperatura, micrometeoritos, radiación, así como otros que se dan en el espacio.

Los telescopios que se utilizan para el estudio del Universo en rangos del espectro electromagnético más allá de la zona visible-infrarroja quedan fuera del propósito de este trabajo, que se centrará en el desarrollo y evolución de telescopios ópticos basados en los utilizados por Galileo y Newton, refractores y reflectores.

HISTORIA DEL TELESCOPIO

«Todas las verdades son fáciles de entender una vez que son descubiertas, la cuestión es descubrirlas»

Galileo Galilei (1564-1642)

La invención del telescopio se atribuye al óptico holandés Hans Lippershey durante la primera dé- cada del siglo XVII, quien patentó el 2 de octubre del año 1608 un tubo hueco al que ensambló dos lentes, que denominó ‘kijker’, y que en español podría traducirse como ‘mirador’, aunque existen controversias respecto a la autoría del invento y algunas fuentes señalan a otras personas como posibles inventoras del telescopio unos años antes de que lo hiciera Lippershey.

De lo que no cabe duda es que fue Galileo Galilei (figura 1) quien inventó el telescopio como instrumento para la observación astronómica. Informado de que Lippershey había fabricado un anteojo o catalejo que acercaba la imagen de objetos lejanos, en el mes de mayo de 1609, dedicó todo ese año a construir instrumentos ópticos basados en un tubo hueco, con una lente convergente de unos 3 cm de diámetro en un extremo (objetivo) y otra divergente de menor tamaño en el otro extremo (ocular, el más cercano al ojo), mediante los que se conseguía una imagen au- mentada de objetos lejanos (figura 2). En el verano de ese año Galileo presentó su telescopio ante el Senado de Venecia, entusiasmando a los presentes y obteniendo el reconocimiento y re- compensas económicas por parte de la República de Venecia, que inmediatamente reconoce el importante uso militar del anteojo.

Galileo continuó mejorando su telescopio haciéndolo cada vez más potente y de mejor calidad óptica, utilizándolo por primera vez con fines astronómicos durante la madrugada del día 6 de enero de 1610, al observar al planeta Júpiter y descubrir sus cuatro mayores satélites, Io, Europa, Ganímedes y Calisto, conocidos desde ese momento como los satélites galileanos de Júpiter. Con el telescopio de Galileo se inauguró una nueva era de observación astronómica con instrumentos ópticos, que no dejaría de evolucionar hasta nuestros días.

Figura 1: Galileo enseñando al dux de Venecia el uso del telescopio. Fresco de Giuseppe Bertini (1825 -1898).Figura 2: Telescopio refractor

Otros grandes astrónomos continuaron la labor de Galileo, implementando mejoras en el telescopio, como Johannes Kepler, astrónomo alemán que cambió el ocular divergente de Galileo por otro convergente, que ofrecía un mayor campo de visión a cambio de invertir la imagen y de introducir aberraciones cromáticas, por lo que su mejora tenía algunas ventajas pero también varios inconvenientes. Unos años después, en 1655, el astrónomo holandés Christiaan Huygens mejoró los telescopios utilizados hasta el momento, construyendo un aparato de gran calidad con un objetivo de 5 cm de diámetro y 3,5 m de longitud, eliminando la aberración esférica mediante el aumento de la distancia focal del objetivo. Con ese telescopio Huygens consiguió resolver lo que Galileo creía que eran tres cuerpos al observar el planeta Saturno, logrando ver sus famosos anillos y también Titán, el mayor de sus satélites.

El genial matemático, físico y astrónomo inglés Isaac Newton, en su empeño por eliminar la abe- rración cromática de los telescopios utilizados hasta ese momento, construyó 15 años después del primer telescopio de Christiaan Huygens un novedoso instrumento basado en espejos en lugar de lentes, lo que daría lugar al desarrollo de los denominados telescopios reflectores en contraposición a los refractores que utilizaban lentes. El primer telescopio de Newton tenía un espejo primario de estaño y cobre pulido de algo menos de 3,5 cm de diámetro, que conseguía eliminar la aberración cromática aunque introducía una aberración esférica dado que Newton no pudo dar al espejo primario de su telescopio la necesaria forma parabólica para evitarlo, teniendo que con- formarse con una forma cóncava esférica, dado que en ese tiempo no existía la tecnología necesaria para pulir un espejo parabólico. Dado el pequeño tamaño del espejo y su baja reflectividad, las imágenes eran pobres y oscuras, a pesar de lo cuál pudo observar los satélites galileanos de Júpiter y las fases del planeta Venus.

A partir de ese momento, las mejoras tecnológicas, el desarrollo de nuevos materiales, y la implementación de novedosos diseños para eliminar las aberraciones en lentes y espejos, permitieron ir construyendo telescopios que ofrecían cada vez mejores imágenes y de mayor calidad. Casi siempre esas mejoras llegaban de la mano de ópticas de mayor tamaño que obligaba a la construcción de telescopios refractores y reflectores cada vez más grandes, alcanzando los refractores su máximo tamaño con el que se construyó para el observatorio de Yerkes (USA), con una aper tura de algo más de un metro. Este telescopio puso fin al diseño y construcción de telescopios refractores cada vez mayores, coincidiendo en el tiempo con la finalización del siglo XIX.

Con el comienzo del siglo XX, las dificultades técnicas para la construcción de telescopios refractores de mayor tamaño, y en concreto para la construcción de lentes de más de un metro de diámetro eficientes desde el punto de vista óptico, y útiles para su uso astronómico, llevaron a dedicar todos los esfuerzos de investigación y desarrollo a la fabricación de telescopios reflecto- res, especialmente al diseño de espejos primarios cada vez mayores, que son los que dominan el panorama actual en los grandes complejos astronómicos del mundo en el rango óptico-infrarrojo cercano, incluyendo a los situados en órbita, y también en todos los proyectos en marcha de telescopios espaciales y de telescopios gigantes en tierra.

TELESCOPIOS DE USO RECREATIVO Y EDUCATIVO – TIPOS

El diseño y construcción de los telescopios ópticos se basa en los fenómenos físicos de refracción y reflexión que se observan en la propagación de las ondas electromagnéticas, de la luz visible en particular, cuando el haz que se propaga en un determinado medio se encuentra con otro medio de características distintas.

La refracción es el cambio de dirección y velocidad que experimenta un haz de luz cuando cambia el medio de propagación, por ejemplo cuando la luz pasa del aire al agua o pasa a través de una lente. El valor de esos cambios depende de las características físicas de los medios por los que se propagan las ondas, como el índice de refracción propio de cada uno, y que en general son conocidos con detalle y estudiados por la Física.

La reflexión de la luz se produce en el seno de un mismo medio por el que se está propagando el haz luminoso, cuando incide sobre la superficie de un medio distinto con diferentes propiedades físicas. En este caso la luz rebota, sin atravesar la superficie del medio en el que incide, con un ángulo idéntico al ángulo con el que incide y en el mismo plano, siguiendo unas leyes bien conocidas y establecidas por la Óptica (rama de la Física que se ocupa de estos fenómenos).

Los telescopios no profesionales han desarrollado unas mejoras tan notables en cuanto a ópticas, monturas motorizadas, y software de localización y seguimiento de objetos, que hoy en día los más avanzados ofrecen unas prestaciones inimaginables hasta hace unas décadas, ofreciendo imágenes similares a las de algunos telescopios profesionales. Igualmente, el desarrollo de la fotografía astronómica posibilita que muchos aficionados en la actualidad puedan generar imágenes de gran calidad, mostrando objetos y detalles inalcanzables hasta la llegada de la fotografía digital.

Actualmente pueden encontrarse en comercios especializados telescopios, tanto refractores como reflectores, en todas sus variantes, con una variedad de precios que los hacen accesibles para casi todo el mundo, en función de sus accesorios, trípodes, motorización, oculares y otros dispositivos, alcanzando un nivel de calidad muy alto los más avanzados que incorporan las más alta tecnología en cuanto a su construcción y diseño, situándolos a un nivel ‘cuasi profesional’.

Los telescopios refractores que pueden encontrarse para uso amateur, tienen un precio que oscila entre unos 60 euros para los más sencillos, con mas o menos una lente de 5 cm de diámetro y una distancia focal de 600 milímetros, trípode básico con montura altacimutal, y dos oculares estándar que permiten utilizar el telescopio con mayor o menor aumento y campo de visión, y los más de 20 000 euros que hay que pagar por telescopios refractores de gran calidad para usuarios avanzados, con objetivos de 18 cm de diámetro y 1620 milímetros de distancia focal, por ejemplo.

Por una cantidad más asequible, de unos 2000 euros aproximadamente, pueden adquirirse bue- nos telescopios refractores, con montura ecuatorial motorizada, trípode de acero, software para localización de objetos, astrofotografía, y 15 cm de diámetro de su lente principal y 1200 milímetros de distancia focal, con dos oculares de buena calidad y un buscador (pequeño anteojo situado en la parte exterior del tubo para facilitar la localización de objetos).

Respecto a la otra gran familia de telescopios, los reflectores y todas su variantes: Newton, Cas- segrain, Ritchey-Chretien, Maksutov, Schmidt-Cassegrain, Maksutov-Cassegrain, etc… (Figuras 3 a 6) la oferta es aún más variada. Pueden adquirirse telescopios reflectores por 40 euros, aun- que lo cierto es que para que tengan una cierta utilidad, y no lleven a la desmotivación por ofre- cer imágenes de muy poca calidad, la cantidad mínima aproximada que debería gastarse una persona en un reflector básico, pero útil, es de unos 100 euros. Por 130 euros ya puede adquirir- se un telescopio reflector Newton con un espejo primario de 7,6 cm y 700 mm de distancia focal, montura altacimutal sobre trípode de aluminio, buscador, dos oculares y lente barlow (duplicadora de aumentos), lo suficiente para iniciarse en la observación astronómica con telescopio. Entre los 1000 y 2000 euros se pueden encontrar telescopios reflectores manejables, motorizados, de excelente calidad, con espejos primarios de 20 cm de apertura aproximadamente, y adaptados para astrofotografía (Figuras 7 a 11).

Para quien tenga conocimientos avanzados y el dinero suficiente, existen telescopios reflectores por más de 200 000 euros, de 80 cm de apertura (espejo primario hiperbólico de material vitrocerámico aluminizado) y 6400 mm de distancia focal. Motorizado y con un tubo de celosía (Figura 12).

A finales del siglo XIX se inició un periodo de grandes avances en el diseño, desarrollo y construcción de grandes observatorios, con telescopios cada vez de mayor apertura y que fueron incorporando la más alta tecnología en óptica, electrónica y materiales. Este rápido desarrollo en cuanto a la construcción de nuevos telescopios se ha mantenido hasta la actualidad, tanto en lo que se refiere a observatorios en órbita como para los situados en la superficie terrestre, dejando obsoletos a los construidos pocos años antes y superándolos en todos los aspectos.

Hasta la década 1850-1860 se desarrollaron y construyeron mayoritariamente telescopios refractores, ya que solo se alcanzó la tecnología necesaria para fabricar espejos de vidrio que ofrecieran imágenes de cierta calidad, mediante procesos de plateado, a partir del año 1857, en que León Foucault desarrolló esas técnicas de recubrimiento. Esto permitió a los reflectores ofrecer imágenes de suficiente calidad como para equipararlos de alguna manera a los refractores.

Durante todo el siglo XIX se construyeron muchos observatorios astronómicos que alojaban telescopios refractores con aperturas de entre 20 y 100 centímetros, sobre todo en Europa y Estados Unidos, muchos de los cuales siguen operativos, sobre todo para tareas relacionadas con la docencia, atención al público y actos divulgativos.

El telescopio refractor más grande que se ha construido fue el presentado en la Gran Exposición Universal de París en el año 1900, con una lente principal de 1,25 metros de diámetro y una distancia focal de 57 metros. Su diseño ineficiente para la observación astronómica, con el tubo de 60 metros de longitud que estaba colocado horizontalmente sobre el suelo al que se le hacía llegar la luz de los objetos astronómicos mediante espejos, hizo que unos años después, al no encontrase quien quisiera hacerse cargo de él, se desguazara para venderlo como chatarra, guardándose las lentes en el Observatorio de París.

Sin embargo, a efectos prácticos, el mayor telescopio refractor construido hasta el momento ha sido el del Observatorio de Yerkes (Universidad de Chicago), ubicado en Williams Bay, Wisconsin (USA); magnífico telescopio con cuarenta pulgadas de apertura (102 centímetros de diámetro de su lente) y 19,4 metros de distancia focal (figuras 13 y 14). La inmensa cúpula metálica de 30 metros de diámetro y el tubo de más de 20 metros daban al Observatorio un aspecto grandioso ese día 21 de octubre de 1897 en que tuvo lugar la ceremonia de inauguración, a la que centenares de invitados (científicos, políticos, catedráticos, etc…) pudieron asistir, siendo testigos de su ‘primera luz’ (término utilizado para referirse al primer uso que se da a un telescopio después de su construcción).

Figura 13: El mayor telescopio refractor del mundo ( 40 pulgadas), en el Observatorio de Yerkes (USA)
Figura 14: Observatorio de Yerkes, Universidad de Chicago (USA)

Tendría que llegar el siglo XX para que en el año 1917 se construyera un gran telescopio reflector, el denominado telescopio Hooker en honor al magnate que sufragó los gastos de su construcción, para el Observatorio del Monte Wilson, cerca de Los Ángeles (California – USA), y que con un espejo primario de 2,54 metros de diámetro (100 pulgadas) mantuvo durante 31 años el título de «mayor telescopio del mundo», desde el año de su construcción en 1917 hasta la entrada en servicio del telescopio Hale de 200 pulgadas en el año 1948, instalado en el cercano Observa- torio del Monte Palomar a una altitud de 1720 m.

En la década de 1970-1980 parecía que con el magnífico telescopio Hale de 5,1 metros de apertura, se alcanzaba el máximo tamaño posible de un espejo monolítico libre de defectos y aberraciones, y que fuera capaz de mantener sus parámetros óptico geométricos lo suficientemente estables como para ofrecer imágenes de la calidad suficiente para la investigación astronómica (figura 15).

Sin embargo, y tras casi treinta años manteniendo la condición de «mayor telescopio del mundo», el telescopio Hale de 5,1 metros cedió tu título a otro gran telescopio que la URSS construyó y puso en servicio entre los años 1975 y 1978, un telescopio reflector Ritchey-Chrétien con un espejo primario de 6,05 metros de diámetro en el Observatorio Astrofísico Especial de la Academia de Ciencias de la Unión Soviética (hoy Academia de Ciencias de Rusia) en el Caúcaso, cerca de Zelenchukskaya al sur de Rusia, instrumento que nunca pudo ofrecer todo su potencial teórico por sus problemas iniciales con el espejo primario, su ubicación poco adecuada y otros problemas surgidos además de los de su óptica. Este telescopio soviético, denominado BTA-6 y alojado en el interior de una impresionante cúpula de 53 metros de altura y 48 metros de diámetro (figuras 16 y 17), mantuvo en cualquier caso la supremacía en cuanto a tamaño hasta la construcción del primero de los dos telescopios gemelos Keck I en el año 1992, con espejo primario segmentado de 10 metros de diámetro.

Figura 15: Telescopio Hale de 5,1 m en el Observatorio del Monte Palomar (Instituto Tecnológico de California – Caltech). San Diego (California-USA)
Figura 16: Gran Telescopio Altacimutal BTA- 6 de 6,05 m (Zelenchukskaya-RUSIA)

Figura 17: Espejo primario de 6,05 m del BTA-6 ( Observatorio Astrofísico Especial de la Academia de Ciencias de Rusia)

Los grandes espejos fabricados de una pieza para telescopios reflectores, no alcanzaron sus máximo tamaño con los 6 metros de telescopio BTA-6. Se han podido construir espejos monolíticos de hasta 8,4 metros de diámetro, como los dos del telescopio binocular LBT (Gran Telescopio Binocular) ubicado en Arizona, los algo menores, de 8,2 metros de diámetro cada uno, de los cuatro telescopios VLT (Very Large Telescope Proyect), los de los telescopios Gemini Norte y Gemini Sur de 8,1 metros de diámetro, y el del telescopio japonés Subaru, que tiene un espejo primario de 8,2 metros de diámetro (Figuras 18 y 19). Para mayores tamaños ya se utilizan espejos segmentados, controlados por actuadores electrómecánicos que incorporan la más alta tecnología, como las ópticas activa y adaptativa que forman parte del diseño de los más avanzados telescopios astronómicos y de los proyectos en marcha (Figura 20).

Figura 18: Telescopio reflector cassegrain GEMINI NORTE (Mauna Kea) con espejo primario de 8,1 m de apertura y recubrimiento de plata. Gemelo del GEMINI SUR (Cerro Pachón, Chile)
Figura 19: Telescopio japonés SUBARU, reflector Ritchey- Chrétien de 8,2 m de apertura en el Ob- servatorio de Mauna Kea (Hawái- USA)

Figura 20: Telescopio Hobby-Eberly con espejo primario segmentado (91 segmentos hexagonales) de 11 x 9,8 metros (apertura utilizable de 10 metros) situado en Texas (USA). Hay un telescopio casi idéntico en el Observatorio Astronómico Sudafricano deno- minado SALT (Southern African Large Telescope – Gran Telescopio Sudafricano)

Hay que mencionar que no todos los espejos primarios para telescopios reflectores se basan en una pieza sólida rígida a la que se le da una forma esférica, parabólica o hiperbólica, recubierta de un material altamente reflectante (aluminio, plata, oro, etc…), o en un grupo más o menos numeroso de paneles o segmentos hexagonales que conforman esa superficie cóncava reflectante y recolectora de luz. Existen otros tipos de materiales más baratos y versátiles que se utilizan para fabricar espejos primarios de telescopio, como algunos metales líquidos (mercurio o aleaciones de galio), a los que se les puede dar la forma adecuada fácilmente incluso en superficies de gran tamaño, y sin imperfecciones de pulido o recubrimiento, pero que precisamente por su condición líquida imponen unas limitaciones muy importantes para su utilización general.

Isaac Newton ya estudió que la superficie libre de un líquido sometido a rotación adquiere la for- ma de un paraboloide de revolución, lo cuál es perfecto para dar forma a un espejo primario de telescopio reflector, pero con algunos importantes inconvenientes, como son la necesidad de mantener una velocidad de rotación constante y precisa, y la imposibilidad de dotar al telescopio de movimiento (en otro caso el espejo perdería la forma debido a la gravedad). Por tanto, el uso de espejos líquidos para la construcción de telescopios ha quedado muy restringida, resultando solamente útiles en telescopios cenitales como el LZT (Large Zenith Telescope -Gran Telescopio Cenital-) de la Universidad de Columbia Británica, cerca de Vancouver (Canadá), con un espejo líquido de mercurio de 6 metros de diámetro.

Actualmente los mayores observatorios astronómicos del hemisferio norte se encuentran en Estados Unidos (en las islas Hawái y en otros estados continentales), y los del hemisferio sur en Chile, aunque para casi todos los países que desarrollan proyectos de investigación astronómica el país andino suele ser el lugar favorito donde instalar sus observatorios, debido a los extraordinariamente limpios y nítidos cielos de las altas montañas chilenas (Figura 21). Existen también importantes complejos astronómicos en otras zonas del planeta como en las Islas Canarias (islas de Tenerife y La Palma -España-), que alberga multitud de grandes telescopios equipados con el más avanzado instrumental astronómico, o los situados en Sudáfrica y Australia (Figura 22).

Figura 21: Observatorio de Cerro Tololo, en la cordillera andina chilena
Figura 22: Observatorio Astronómico Sudafricano, en Sutherland (Sudáfrica)

A modo de resumen, en Chile encontramos algunos de los Observatorios Astronómicos más importantes del mundo, en la zona del desierto de Atacama y cordillera andina, destacando (Figura 23):

  • Observatorio de Cerro Paranal (en el que se encuentran los telescopios del VLT, VST y VISTA operados por el Observatorio Europeo del Sur -ESO-). Se encuentra en el desierto de Ata- cama a 2635 metros de altitud, en la región de Antofagasta.
  • Observatorio de Cerro Pachón, a 2700 metros de altitud y 80 km de la ciudad de La Serena (Telescopio Gemini Sur de 8,1 metros de apertura, Telescopio SOAR, y el proyectado para los próximos años LSST), situado muy cerca, a tan solo 10 km del Observatorio de Cerro Tololo.
  • Observatorio de La Silla, situado junto al desierto de Atacama a 2400 metros de altitud, a 600 km al norte de Santiago de Chile y a 160 km de La Serena, cuenta con 18 telescopios construidos y/o gestionados por ESO, dos de ellos de 3,6 metros de apertura, en uno de los cuales está instalado el famoso instrumento HARPS para el estudio de planetas extrasolares.
  • Observatorio Las Campanas, situado en el cerro Manqui a 2380 metros de altitud y a 27 km al norte del Observatorio de La Silla, en la región de Atacama. Está operado por la Institución Carnegie de Washington (USA) y alberga 4 telescopios, entre los que se encuentran los Telescopios Magallanes, gemelos de 6,5 metros de apertura cada uno y bautizados con los nombres de «Walter Baade» «Landon Clay». También está prevista la instalación antes del año 2030 del GMT (Telescopio Gigante de Magallanes) que contará con 7 espejos primarios de 8,4 metros de diámetro cada uno.
  • Observatorio Interamericano de Cerro Tololo, a 2200 metros de altitud y a unos 80 km de La Serena, en la región de Coquimbo. Muy cercano al mencionado anteriormente Cerro Pachón. Tiene 7 telescopios (5 operativos), de los cuales el mayor posee una apertura de 4 metros, además de otros 8 telescopios robotizados que operan remotamente desde Estados Unidos por algunas de las 34 universidades privadas que forman parte del consorcio responsable del Observatorio, junto con otros organismos chilenos y norteamericanos.

Existen otras grandes instalaciones astronómicas en la zona, como el Parque Astronómico del Llano de Chajnantor situado a más de 5000 metros de altitud en el desierto de Atacama, a unos 50 km al este de San Pedro de Atacama, pero están dedicadas sobre todo a la radioastronomía (ALMA).

Figura 23: Principales Observatorios Astronómicos situados en Chile

El otro gran centro astronómico mundial, seguramente el más importante del hemisferio norte, se encuentra cerca de la cima del volcán inactivo Mauna Kea, en las islas Hawái (USA), a unos 4205 metros de altitud. Los Observatorios de Mauna Kea son un conjunto de Observatorios astronómicos de diversos países, que aglutinan hasta 13 grandes telescopios (ópticos, infrarrojos, milimétricos, submilimétricos y un interferómetro) entre los que destacan los gemelos Keck I y Keck II con aperturas de 10 m, el Gémini Norte con un espejo primario de 8,1 m de diámetro, y el japonés Subaru (en español ‘Pléyades’) con un espejo de 8,2 m de diámetro, dotados todos ellos con multitud de instrumentos y los equipos más avanzados de alta tecnología para la investigación astronómica. La administración de este complejo corresponde al Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawái.

 Gran Telescopio de Canarias (GTC)                                                                                    

El GRANTECAN (Gran Telescopio de Canarias o GTC) es el mayor telescopio óptico-infrarrojo operativo del mundo en estos momentos, con un espejo primario segmentado de 10,4 m de diámetro, alojado en el interior de una cúpula que mantiene la temperatura fría y constante para evitar turbulencias de 24 metros de altura y 35 metros de diámetro exterior (Figura 24). Está situado en España, en el Observatorio del Roque de los Muchachos (perteneciente al Instituto de Astrofísica de Canarias), al borde del Parque Nacional de la Caldera de Taburiente a 2396 m de altitud, en la Isla canaria de La Palma, de actualidad por la erupción volcánica producida el pasa- do 19 de septiembre de 2021.

Figura 24: Gran Telescopio de Canarias, GRANTECAN o GTC. Roque de los Mu- chachos, a 2396 m de altitud en la Isla de la Palma -Islas Canarias- (España)

El Observatorio del Roque de los Muchachos se ha convertido en uno de los más importantes centros astronómicos del mundo, seguramente el segundo más importante del hemisferio norte detrás del situado en la cima del volcán hawaiano de Mauna Kea, en la isla de Hawái (USA). Con un cielo particularmente apto para la investigación astronómica, dispone de más de veinte telescopios y de instrumentos astronómicos de la más alta tecnología, estando programada la instalación de la nueva generación de telescopios Cherenkov destinada al estudio del Universo en rayos gamma de muy alta energía.

El GTC está gestionado por la empresa pública GRANTECAN, S.A., encargada igualmente de su diseño y construcción, y responsable de la operación científica del telescopio desde el año 2009, año en que inició su funcionamiento prestando servicio a la comunidad astronómica en general. El proyecto GTC está apoyado activamente por el Gobierno de España y por el Gobierno Autonómico de las Islas Canarias (a través de los Fondos Europeos para el Desarrollo Regional -FEDER- proporcionados por la Unión Europea), incluyendo la participación del Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México (IA-UNAM) y del también mexicano Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, financiados ambos por el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología de su país. Estados Unidos participa igualmente, junto a España y México, a través de la Universidad de Florida. Tanto USA como México participan en un 5% cada uno en el proyecto.

El espejo primario (M1) del GTC está compuesto por 36 segmentos hexagonales que le confieren unas dimensiones de 11,3 m entre extremos, lo que supone una superficie equivalente a la de un espejo circular de 10,4 m de diámetro y un peso de casi 17 toneladas. Para que ese espejo primario funcione como uno solo, en lugar de como 36 «telescopios» individuales, es necesario alinear todos los segmentos de una manera específica para formar un foco común casi perfecto.

Este diseño se ha generalizado para la nueva generación de espejos primarios de más de 8,4 m para grandes telescopios, sobre todo tras la exitosa implantación de la denominada «óptica activa», que consiste en la colocación, debajo de los segmentos, de unos actuadores (componentes electromecánicos) que los mueven de tal manera que corrigen en tiempo real los efectos distorsionadores producidos en las imágenes por el propio peso del espejo, vibraciones, tensiones, imperfecciones del pulido y cambios de temperatura o viento, que le harían perder los ajustes ópticos necesarios para mantener las imágenes perfectas. Otra tecnología fundamental junto con la «óptica activa» es la «óptica adaptativa», que corrige instantáneamente los efectos causados por la atmósfera (turbulencias, cizalladuras, etc…). Estas tecnologías punteras mejoran la calidad de las imágenes de los telescopios terrestres situándolas casi a la altura de las de los telescopios orbitales, que no se ven afectados ni por la atmósfera terrestre ni por la gravedad.

Cada uno de los 36 segmentos hexagonales del espejo primario del GTC tiene un tamaño de 1,9 metros entre vértices, 8 centímetros de grosor, 3 milímetros de espacio entre ellos (para facilitar los movimientos de ajuste), y 470 kg de peso, aunque no son todos idénticos dependiendo de su distancia al centro. Una vez ensamblados como una sola superficie cóncava, ofrecen 75,7 m2 (73 m2 de superficie efectiva de captación de luz) concentrando toda la luz en el espejo secundario, que a su vez la desvía hacia el espejo terciario, para finalmente llevar el haz al foco deseado (Nasmyth o Cassegrain). Ese «panal» de espejos hexagonales está coordinado mediante una red de sistemas electromecánicos de soporte de cada segmento y sus accionamientos de precisión, entre los que cabe destacar los sensores capacitivos que perciben el más ínfimo movimiento en- tre los segmentos. Toda esta red, gobernada por diversos ordenadores, constituyen un sistema de control en tiempo real que ofrece un extraordinario nivel de precisión y un poder de visión in- sólito, equivalente al de 4 millones de pupilas humanas.

Los espejos se han fabricado en un material vitrocerámico especial (aluminosilicato de litio) de- nominado «Zerodur», desarrollado por la empresa alemana «Schott AG» y que apenas sufre alte- raciones con los cambios de temperatura, evitando así deformaciones en las imágenes. Están re- cubiertos de aluminio, y sometidos a un proceso de pulido, con un límite de error superficial de 15 nanómetros (unas 3000 veces más fino que un cabello humano), del que se encargó la em- presa francesa «Sagem».

El espejo secundario (M2), convexo e hiperbólico, está fabricado en berilio con revestimiento de aluminio. Tiene un área equivalente a un espejo circular de 1,06 metros de diámetro, está dotado de cinco grados de libertad para su total alineación con el espejo principal, y de un sistema configurable para obtener el mejor rendimiento posible cuando se utiliza para observaciones en longitudes de onda visible o infrarrojo medio.

Por último, el espejo terciario (M3) tiene forma elíptica y está montado en una torre de 7 metros de altura y 1,8 metros de diámetro. Puede insertarse en el haz para dirigir la luz a cualquiera de los focos Nasmyth o al foco Cassegrain.

Interferometría óptica – LBT – VLT – KECK

Además del GTC existen en el mundo más de una docena de grandes telescopios con espejos primarios de gran tamaño (entre 8 y 10,4 metros de diámetro), situados mayoritariamente en Chile, en USA (Hawái, Arizona, Texas…) y en Sudáfrica. Sin embargo, el gran salto tecnológico en cuanto a captación de luz, resolución y calidad de imágenes, después del uso de sistemas de óptica activa y adaptativa y de la división en segmentos de los espejos primarios, se produjo a partir del año 1996, con la instalación del telescopio Keck II en el Observatorio de Mauna Kea (Islas Hawái) a 4145 metros de altitud en mitad del Océano Pacífico, y que junto a su gemelo Keck I, puesto en operación unos años antes, dio lugar al primer par de telescopios gemelos que podían operar de forma conjunta, con la implantación de la interferometría óptica, que permitía el uso combinado de los dos telescopios, alejados entre sí hasta 85 metros, como si de un solo ins- trumento de mayor tamaño se tratara, consiguiendo una resolución de 2 milésimas de segundo de arco. Los telescopios Keck pertenecen al Instituto de Tecnología de California (Caltech) y cada uno de ellos tiene un espejo primario segmentado (compuesto por 36 espejos hexagonales) de 10 metros de diámetro (Figura 25).

Figura 25: Telescopios gemelos Keck I y II. Observatorio de Mauna Kea (Hawái- USA) a 4145 m de altitud

Otros ejemplos de telescopios que pueden operar utilizando técnicas interferométricas son el LBT(Gran Telescopio Binocular) y el VLTI (Telescopio muy grande – VLT Interferometer).

El primero (LBT) es un impresionante telescopio dotado con dos espejos primarios parabólicos monolíticos de 8,4 metros de diámetro cada uno, construidos con la más alta tecnología y dota- dos de sistemas de «óptica activa» y «óptica adaptativa», y capacidades para poder combinar el uso de los dos grandes espejos primarios simultáneamente mediante interferometría óptica, pu- diendo separarse ambos espejos hasta 22,8 metros y ofreciendo una resolución máxima de una centésima de segundo de arco y una capacidad de captación de luz equivalente a la de un teles- copio de 11,8 metros de apertura. El telescopio es tan potente que es capaz de ver la luz de una vela situada a 2 millones y medio de kilómetros de distancia. Se encuentra en el Observatorio

Internacional del Monte Graham (MGIO) de la Universidad de Arizona, en la Sierra de los Pinaleños al sureste de Arizona (USA), a una altitud de 3191 metros. El LBT presta servicio en modo binocular desde el año 2008, y el proyecto está participado por institutos norteamericanos, italianos y alemanes (Figura 26).

El segundo (VLTI) es un conjunto de 8 telescopios, 4 son telescopios reflectores de 8,2 metros de apertura, y los otros 4 son telescopios auxiliares móviles de 1,82 m de apertura, situados en el Observatorio de Cerro Paranal (Chile) a 2635 metros de altitud, a 130 km al sur de la ciudad de Antofagasta y a 12 km de la costa del Océano Pacífico; están operativos desde el año 2000 (como interferómetro desde 2006). El proyecto forma parte del Observatorio Europeo del Sur (ESO), que es la organización astronómica más importante de Europa. A cada uno de los cuatro grandes telescopios se les ha puesto un nombre en la lengua de los antiguos pueblos indígenas de la zona (mapuche), «Antu» (El Sol), «Kueyen» (La Luna), «Melipal» (la constelación de la Cruz del Sur), y «Yepun» (Venus).

Figura 26: LBT (Gran Telescopio Binocular). Monte Graham (Arizona-USA) a 3191 m de altitud

Los cuatro telescopios de 8,2 metros mencionados están equipados con sistemas de óptica activa y óptica adaptativa, y pueden operar en tres configuraciones. La primera corresponde a un modo individual, de tal forma que cada telescopio funciona independiente de los demás, con todas sus capacidades y funcionalidades más avanzadas. La Segunda permite recolectar la luz de los cuatro espejos primarios de 8,2 metros de diámetro para el estudio de objetos muy débiles, ofreciendo una captación de luz similar a la de un telescopio de 16 metros de apertura, lo que le convierte en el telescopio óptico más grande del mundo en este modo de funcionamiento. Por último, la tercera configuración permite al VLT operar en modo interferométrico (VLTI), contando, además de con los 4 grandes telescopios de 8,2 m, con los otros 4 telescopios auxiliares de 1,82 m de apertura, que pueden moverse a través de un sistema de rieles y separar los telescopios hasta una distancia de 100 metros, con lo que se consiguen resoluciones de hasta una milésima de segundo de arco que permitirían distinguir los faros de un coche moviéndose por la superficie lunar (Figura 27).

Figura 27: VLTI ( Telescopio Muy Grande-Cerro Paranal-Chile) a 2635 m de altitud. Desierto de Atacama. (E.S.O.)

Proyectos en desarrollo – Telescopios gigantes

Los proyectos más importantes, en cuanto a la construcción y desarrollo de grandes telescopios ópticos actualmente en marcha, son el E-ELT (Telescopio Europeo Extremadamente Grande), el TMT (Telescopio de Treinta Metros), y el GMT (Telescopio Gigante de Magallanes).

Telescopio Extremadamente Grande (E-ELT) del Observatorio Europeo Austral (o del Sur), con un espejo primario cóncavo elíptico (M1) de 39,3 metros de diámetro y 798 segmentos hexagonales (de 1,4 metros de ancho y 5 cm de grosor cada uno), que pueden ser ajustados a través de actuadores, para conseguir mediante tecnologías de óptica activa y óptica adaptativa un sistema de imagen perfecto

El espejo secundario (M2) será el mayor espejo secundario construido hasta el momento, con un diámetro de 4,25 metros. El M3 tiene unas dimensiones similares (4 metros de diámetro) y un peso también similar al M2, superior a 3 toneladas. Ambos espejos (M2 y M3) están construidos en ‘Zerodur’, material utilizado en los espejos del GTC y otros grandes telescopios. El espejo de- formable M4 es el mayor espejo adaptativo construido y el mayor espejo adaptativo del E-ELT, pudiendo deformarse de tal manera que corrige los efectos de la turbulencia atmosférica, de las vibraciones del telescopio, y del viento, con más de 5000 actuadores capaces de alterar la forma del espejo 1000 veces por segundo. Tiene un diámetro de 2,4 metros y estará formado por seis segmentos vitrocerámicos muy finos (1,95 mm de grosor). El espejo M5 (elíptico plano de 2,7 x 2,2 metros) y también compuesto por seis segmentos, forma parte del sistema de óptica adapta- tiva del E-ELT junto con el M4, lo que permitirá tomar imágenes nítidas de muy alta calidad (Fi- guras 29 y 30).

Este Observatorio estará situado en el desierto de Atacama (Chile), en el Cerro de Armazones (Sierra Vicuña – Cordillera de la costa) a 3046 metros de altitud, a 130 km al sureste de la ciudad de Antofagasta, y a 23 km del Cerro Paranal, donde ESO tiene instalado el VLT. Con el numeroso conjunto de espectrógrafos e instrumentos incorporados ofrecerá mayor detalle que el telescopio espacial Hubble (Figura 31).

La estructura que albergará al telescopio tendrá una altura de 80 metros y un diámetro de 88 metros (el edificio tendrá 117 metros de diámetro), y el peso del recinto será de 6100 toneladas. Tiene prevista su ‘primera luz’ para el año 2027 (Figura 32).

Figura 31: E-ELT. Cerro Armazones y Cerro Paranal, en el Desierto de Atacama – Chile
Figura 32: E-ELT. Tamaños comparativos con el VLT y el Anfiteatro Flavio (Coliseo de Roma)
  • Telescopio de Treinta Metros (TMT) del Observatorio Internacional de TMT, con un espejo primario hiperbólico de 30 metros de diámetro y 492 segmentos hexagonales de 1,44 metros entre vértices, fabricados en material vitrocerámico de expansión cero (Clearceram) de 45 mm de espesor. Los segmentos contarán con actuadores para ajustarlos y corregir los efectos del peso, vibraciones, etc… (óptica activa). Estará situado en el Observatorio Astronómico de Mauna Kea (Islas Hawái) a 4050 metros de altitud (Figura 33).
Figura 33: TMT – Telescopio de 30 metros de apertura que se instalará en Mauna Kea (Hawái- USA)



El diseño óptico del telescopio TMT corresponde a un reflector Ritchey-Chrétien plegado. Sus espejos primario y secundario (M1 y M2) tienen forma hiperboloide cóncava y convexa respectivamente, teniendo el M2 3,1 metros de diámetro, y estará gobernado por un sistema de posiciona- miento con 5 grados de libertad. El espejo terciario M3 es un espejo plano de forma elíptica (3,5 x 2,5 metros) que se pliega y dirige el haz de luz hacia cualquiera de los ocho instrumentos de alta tecnología montados en las dos plataformas Nasmyth. El gran tamaño de su espejo primario junto con los sistemas de óptica activa y de óptica adaptativa (Narrow Field InfraRed Adaptative Optics System -NFIRAOS-), permitirá obtener imágenes 12 veces más nítidas que las del telescopio espacial Hubble. Tendrá un rango de observación que comprende desde la zona ultravioleta hasta el infrarrojo medio del espectro electromagnético, lo que junto al conjunto de equipos e instrumentos que integran el Observatorio permitirá complementar las capacidades del interferómetro ALMA y del Telescopio Espacial James Webb. Tiene prevista su ‘primera luz’ para el año 2027 (Figuras 34 y 35).

Figura 34: TMT – Principales instrumentos previstos para el Telescopio de 30 m en sus plataformas Nasmyth
Figura 35: TMT – Telescopio de 30 m en cifras

Telescopio Gigante de Magallanes (GMT), proyecto desarrollado por un consorcio internacional de prestigiosas universidades e instituciones científicas, encabezadas por la Carnegie Institution de Washington y la Universidad de Arizona, a las que se unen las Universidades de Harvard, Texas, Chicago, el Instituto KASI de Corea del Sur, la Smithsonian Institution, universidades de Australia y la FAPESP, del Estado de Sao Paulo (Brasil), que tiene prevista su puesta en marcha para el año 2029.

Este proyecto cuenta con la experiencia de la Universidad de Arizona que construyó los Telescopios Magallanes de 6,5 metros de apertura en el Observatorio de Las Campanas, los telescopios múltiples MMT (Múltiple Mirror Telescope) que operan en el Monte Hopkins, y el LBT (Binocular Telescope) en el Observatorio de Monte Graham (Arizona -USA-), y también de La División de Astronomía y Astrofísica de la Institución Carnegie para la Ciencia, que opera el mencionado Observatorio de Cerro Las Campanas (pico de la cordillera andina junto al desierto de Atacama, en Chile), a unas dos horas en coche desde la ciudad costera de La Serena, que aloja a los Telescopios gemelos Magallanes y tiene preparado el emplazamiento para el nuevo GMT que se instalará a 2516 metros de altitud (Figura 36).

Figura 36: GMT – Telescopio Gigante de Magallanes. Observatorio de Cerro Las Campa- nas, Andes chilenos a 2516 metros de altitud

El GMT Tiene un espejo primario de 24,5 metros de apertura formado por 7 espejos de 8,4 metros de diámetro cada uno. Estará dotado de espectrógrafos y demás instrumentos astronómicos avanzados de la más alta tecnología, que le dotarán de una resolución 10 veces superior a la del Telescopio Espacial Hubble. El sistema de óptica adaptativa para mejorar las imágenes, similar al implementado en otros grandes telescopios, integrará hasta 7000 actuadores que podrán empu- jar y tirar de los espejos hasta 1000 veces por segundo.

El recinto que albergará el GMT es un edificio de 22 pisos con 65 metros de altura y 56 metros de diámetro, que podrá girar 360º en 3 minutos aproximadamente a máxima velocidad (Figura 37).

Figura 37: GMT – Telescopio Gigante de Magallanes. Observatorio de Cerro Las Campa- nas, próximo al desierto de Atacama en los Andes chilenos a 2516 metros de altitud

Los telescopios TMT y GMT operarán dentro del Programa de Telescopios Extremadamente Grandes de los Estados Unidos (US-ELTP), gestionado por el Centro de Investigación y Desarrollo, y financiado por fondos federales (USA) para la astronomía óptica e infrarroja nocturna basa- da en tierra (NOIRLab de NSF), que permitirá a la comunidad científica de Estados Unidos utilizar al menos el 25% del tiempo de observación en cada telescopio, con lo que tendrán cubierta una buena parte del firmamento. Con la puesta en marcha del US-ELTP, los científicos de cualquier parte de los Estados Unidos podrán crear y liderar proyectos que aprovechen la cobertura de cielo completo, y utilizar diversas capacidades instrumentales para llevar a cabo investigaciones transformacionales en temas que van desde la caracterización de exoplanetas y sus atmósferas, hasta la formación y evolución de la estructura del Universo, y permitirán avances significativos en casi todas las áreas de la astrofísica (Sistema Solar, estrellas, galaxias más distantes …), física fundamental y cosmología, y desde luego en la búsqueda de evidencias de vida en planetas alrededor de otras estrellas (Figura 38).

Figura 38: GMT – Comparativa de tamaños de algunos de los mayores telescopios ópti- cos del mundo y de los tres proyectos de telescopios gigantes en marcha

El proyecto US-ELTP abrirá una nueva frontera de investigación en astronomía, con el advenimiento de los telescopios ópticos-infrarrojos extremadamente grandes con espejos primarios de diámetro superior a los 20 metros TMT y GMT (Figura 39).

Figura 39: Proyecto US-ELTP con dos de los tres telescopios gigantes en construcción, el TMT y el GMT

En el siguiente capítulo: Observatorios astronómicos en órbita

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1 respuesta a Telescopios: de la observación a través de la atmósfera al espacio. Parte I

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