El nacimiento de la lente
Ya en el siglo XIII, los artesanos de Venecia y Florencia elaboraban lentes graduadas para ancianos eruditos con presbicia (hipermetropía causada por la edad). Las lentes de aumento eran comunes en las universidades y monasterios en los albores del siglo XIV, donde se convirtieron en un símbolo de sabiduría y respeto. Estas lentes se sujetaban contra el ojo, donde, debido a su pequeño tamaño y forma redondeada, se llamaban 'lentejas de vidrio' o, en latín, 'lentes'.
El cristal no era bueno según los estándares modernos, con inclusiones de burbujas de aire y un tono verdoso característico del hierro. Hacia 1350, cuando las vemos aparecer en ilustraciones, las gafas de dos lentes se habían inventado en Venecia y se convirtieron rápidamente en un signo de educación y sabiduría entre los académicos y la élite noble de la época.
El siglo XV vio aparecer la opuesta a la lente convexa: la lente cóncava para la miopía, un trastorno de la visión en los jóvenes. Tenemos la documentación de que éstas estaban ya disponibles sobre el año 1450. Problema resuelto, nadie parecía tener ningún otro interés en la óptica hasta Thomas Digges, el primer astrónomo en intentar una medición de paralaje.
Digges (o su hijo Leonard, o ambos, no está claro) usó una lente convexa y un espejo cóncavo para aumentar objetos distantes, pero las deficiencias de dicha configuración eran obvias: el observador se encontraba en la trayectoria del espejo. Su dispositivo se ha olvidado, y Digges fue recordado sobre todo por su divulgación del sistema heliocéntrico.
En 1608, Hans Lipperhey en los Países Bajos solicitó una patente para un par de lentes, una con una longitud focal mucho más corta que la otra, dispuestas en un tubo. Lo llamó 'catalejo', ya que permitía la observación de acontecimientos distantes desde un lugar apartado (Lipperhey señaló como uso adecuado contar monedas desde lejos). La patente fue denegada debido a que el dispositivo era muy fácil de construir. El diseño de Lipperhey era bicóncavo, dos lentes cóncavas dispuestas para concentrar la luz entrante en un área más pequeña, donde aparecerían aumentadas.
A principios de 1609, los fabricantes de gafas de París y Venecia estaban elaborando catalejos pequeños de dos o tres aumentos. A mediados de 1609, estaban extendidos por Francia e Italia. En agosto de 1609, se sabe que Thomas Harriot apuntó un catalejo hacia la Luna pero, con sólo tres aumentos, fue incapaz de distinguir correctamente cráteres y montañas. Tal hazaña requeriría por lo menos cinco o seis aumentos.
El catalejo se une con la astronomía
Sin embargo tenemos que ir más atrás para ver por qué el telescopio era necesario para la astronomía, algo que puede parecer obvio al lector moderno. Tycho Brahe y sus contemporáneos no tenían telescopios, pero sí tenían dispositivos similares para mejorar la precisión del ojo. Un cuadrante mural como el inventado por Brahe (aunque ‘construido’ puede ser la palabra más adecuada) puede ser utilizado para determinar la posición de un objeto celeste con gran precisión utilizando nada más que el ojo desnudo con una precisión mayor que un telescopio de 5 aumentos.
Las posiciones celestes que permitieron a Kepler estar cerca de obtener la ley de Newton de la gravitación universal se tomaron con tal dispositivo. Incluso 'casi obtener' era suficientemente bueno, las leyes de Kepler (estrictamente un caso especial de la Gravitación Universal de Newton donde la masa es irrelevante) eran suficientes para darle un lugar en los libros de historia, aunque nunca tuvo la ventaja de un telescopio.
Fue este dispositivo de cuadrante mural lo que hizo nacer al telescopio astronómico. Uno no compara el coche con la máquina de vapor industrial, a pesar de sus muchas partes comunes, uno lo compara con el caballo y el carruaje. El caballo y el carruaje de la astronomía fueron los cuadrantes, su coche fue el telescopio, que pueden ser dispositivos totalmente independientes en su funcionamiento, pero fueron usados para el mismo propósito.
El gran avance se produjo cuando Galileo fue informado del fracaso de Lipperhey de conseguir una patente. Era consciente de la destreza de los venecianos en pulido de lentes, así como de los avances en óptica que Kepler había hecho. Galileo decidió fabricar uno de esos aparatos por sí mismo, inspirado en una mezcla del entusiasmo del Renacimiento y del deseo de hacerse un nombre. Presumiblemente, razonó que un dispositivo capaz de aumentar objetos distantes también reduciría al mínimo la incertidumbre de su posición, ofreciendo una versión mejorada del cuadrante mural.
El Telescopio de Galileo
Lo que su telescopio le ofreció fue poco menos que sorprendente: más que simples posiciones, Galileo descubrió montañas en la Luna, libraciones que probaban que la Luna era esférica y no un disco plano, las lunas de Júpiter que revolotearon frente al pensamiento católico contemporáneo, y una visión de la Vía Láctea, que mostró que no era un 'fenómeno atmosférico', sino que estaba formada por un incontable número de tenues estrellas. El dogma incuestionable de muchos cristianos era ahora, sin duda, falso. Galileo comenzó a cuestionar los conocimientos de Ptolomeo, Platón, Pitágoras y Aristóteles, poniendo en marcha la edad de oro de la astronomía y su ascenso para convertirse en una verdadera ciencia.
El mejor de su clase (pero aún bastante malo)
El telescopio de Galileo tenía algo bueno: producía imágenes sin invertir porque no tenía enfoque.
El telescopio de Galileo no era nada espectacular (cualquier niño de diez años puede montar un instrumento mucho mejor usando las lentes modernas) pero Galileo tuvo acceso (a través de la influencia de sus diferentes mecenas) a los mejores fabricantes de lentes de su época. El dispositivo de Galileo era un instrumento de 20 aumentos que utilizaba una lente convexa como objetivo y una lente ocular cóncava. Este diseño de telescopio era el único realmente viable en su época. Su única innovación era los aumentos del instrumento: en un momento donde la mayoría tenían entre tres y ocho aumentos, Galileo tenía veinte.
Este telescopio no estuvo exento de problemas. La lente del objetivo tenía una distancia focal de aproximadamente 800 mm., la lente ocular alrededor de 50 mm., pero el vidrio estaba lleno de burbujas, de color verde debido al hierro, y sólo servía como instrumento óptico la parte central de la lente. Galileo y la mayoría de sus contemporáneos tuvieron que reducir la apertura de las lentes del objetivo a una no mayor de 25 mm. para evitar imágenes inadmisibles. Un telescopio de 20 aumentos estaba en el límite para el que se podía usar una apertura de 25 mm. antes de que la imagen se debilitara, perdiera contraste y no mostrara objetos tenues.
No sólo eso, sino que el dispositivo de Galileo tenía un campo de visión pequeño, de 10 minutos de arco aproximadamente, por lo que ni siquiera podía abarcar la mitad de la Luna. A medida que los aumentos subieron (el propio Galileo experimentó con un instrumento de 40 aumentos y lo encontró apenas usable) el campo de visión se redujo. El telescopio de Galileo tenía algo bueno: no invertía las imágenes porque no tenía punto de foco. Los rayos paralelos que entraban en el telescopio seguían paralelos al salir y no se 'cruzaban' en un punto focal.
Con una astronomía tan revolucionaria, no faltaban mecenas dispuestos a patrocinar descubrimientos de un astrónomo en su nombre. ¿Quién no querría que su nombre permaneciera para siempre en el mismo cielo? Esto llevó a los financieros ricos a iniciar una carrera armamentista telescópica.
Cambiando de lentes
Kepler había escrito en 1611 que una lente ocular convexa colocada después del punto focal del objetivo produciría una imagen, pero esta propuesta no tuvo éxito, porque las lentes de la época eran muy malas y las personas encontraban más fácil apuntar un telescopio que producía una imagen directa. Los telescopios de dos lentes convexas se conocen hoy como 'Keplerianos', en oposición al ocular cóncavo del Galileano. Galileo utilizó lentes plana-cóncavas con una superficie cóncava y una plana (la de dos superficies cóncavas es 'bicóncava'), ya que éstas eran las más fáciles para pulir curvas esféricas precisas. Kepler sugirió el uso de lentes plano-convexas en su lugar. El diseño de Kepler tuvo el beneficio adicional de una longitud focal más larga por naturaleza, porque los rayos convergían en un foco en el interior del telescopio y la lente ocular estaba situada después del punto focal. Esto le daba mayor aumento.
Es posible devolver la imagen a su orientación correcta de nuevo con una lente adicional y esto se conocía ya en la época de Kepler. Pero la exigencia de una tercera lente para rotar la imagen era un gran inconveniente; con dos lentes ya era bastante malo dada la calidad del vidrio de la época y tres eran ya demasiado. Sin embargo, las lentes siguieron mejorando, y la obra 'Rosa Ursina' de Christoph Scheiner en 1630 describió el telescopio de dos lentes convexas de nuevo. Esta vez se puso de moda. Scheiner había estado tratando de crear un dispositivo que proyectara una imagen no invertida del Sol, pero cuando miró a través de él, vio que la imagen no sólo era más brillante y más clara que con un telescopio de Galileo, sino que tenía un ángulo más amplio de visión.
Con estas ventajas en la mano, las limitaciones de ampliación del telescopio de Galileo (donde un mayor aumento causaba una disminución correspondiente del campo de visión) se disiparon. Ahora, todo lo que un astrónomo necesitaba era la relación simple entre las longitudes focales. Por ejemplo, el reflector newtoniano de este autor tiene una distancia focal de 900 mm. La lente ocular más común tiene una longitud focal de 20 mm. 900/20 = 45. 45 aumentos son suficientes para la mayoría de las observaciones, a través de una lente de 12,5 mm se dispondría de 72 aumentos de ser necesarios.
Pero los aumentos que mantienen felices a muchos aficionados de patio trasero hoy en día no eran suficientes para los astrónomos del siglo XVII, lo que significó que los telescopios comenzaron a llegar a ser muy, muy largos. Galileo hizo telescopios de no más de un metro y medio de largo, pero por 1656, Christiaan Huygens había construido un telescopio de 100 aumentos que medía 7 metros (23 pies) de largo, con una apertura de unos 150 mm. (6 pulgadas). Esto es más o menos igual (en aumento, por lo menos) a los telescopios de aficionados más sencillos de hoy en día.
La carrera armamentística telescópica no había hecho más que empezar.
Construyendo a lo grande
En la década de 1670 se habían construido telescopios de más de 45 metros (150 pies) de largo. Esto fue posible gracias a una tercera lente convexa llamada lente de campo, lo que aumentó enormemente el campo de visión y permitió aumentos aún mayores.
La lente de campo estaba situada en el punto focal del objetivo y tenía el efecto de curvar los rayos de luz que de otro modo se perderían, reorientándolos hacia el ocular. Por supuesto (de ahí el nombre) esto amplía considerablemente el campo de visión. Sin una lente de campo, no era posible el uso de longitudes focales muy cortas en el ocular (y con ello, mayores aumentos), ya que el campo de visión se reduciría a casi nada.
Con una lente de campo, los telescopios podrían llegar a ser muy largos para dar cabida a un objetivo de distancia focal ridículamente larga. Esto también minimizaba los defectos ópticos del objetivo, como las técnicas de pulido de la época dictaban que una lente menos curva tenía menos defectos y era más precisa , lentes muy grandes y muy planas estaban a la orden del día. Estos telescopios eran muy difíciles de usar, ya que la más mínima brisa o el tacto se traducía en una imagen vibrante. Los aumentos eran tan altos que cualquier pequeño movimiento se amplificaba mucho.
Telescopio con lente de campo
Christiaan Huygens vino al rescate, ya conocido por la producción de instrumentos muy capaces, y desarrolló el telescopio aéreo. En este caso, la lente del objetivo se suspende de un poste o de la fachada de un edificio y la lente ocular y de campo están en un pequeño tubo separado, lo suficientemente largo para eliminar la luz externa, pero sólo de algo más de un metro. Entre el conjunto ocular y la lente del objetivo no había más que aire libre. Los objetivos se montaban en una bisagra o en cojinetes de bola y rotaban por medio de dos cadenas (o, en algunos casos, ¡una escalera y un niño!). El punto focal se puede encontrar durante el día al observar donde convergen los rayos del Sol.
Alcanzando los límites
Hasta este punto, los aumentos se habían multiplicado, pero la apertura se mantenía igual (una regla de oro es: 50 aumentos por cada 25 mm. o una pulgada), por lo que las imágenes se mantenían nítidas y claras. Sin embargo, Descartes, Snell, y otros habían observado que los nuevos telescopios daban malos resultados; cuando se utilizaban a sus máximos aumentos, las imágenes eran borrosas y los colores poco reales. La naturaleza sinusoidal de la refracción se cuantificó por Snell como la Ley de Snell, mientras que Descartes cuantificó la aberración esférica. Descartes, Snell y Beeckman mostraron que el camino a seguir era una lente plana-hiperbólica, donde la superficie de la lente describe una hipérbola, un caso especial de elipse con una excentricidad igual a uno, donde la distancia entre cada punto focal de la elipse es infinita. Snell también descubrió que un objetivo esférico-elipsoidal era más fácil de producir y también eliminaba la aberración esférica.
Haciéndolo lo mejor que podían, los pulidores de lentes no podían producir una lente plana-hiperbólica o esférica-elipsoidal que fueran inmunes a la aberración esférica. Todas sus herramientas y equipos estaban diseñados para crear lentes esféricas y no se podían fabricar otras elipses con esas herramientas. Mientras que Descartes podía modelar hipérbolas en matemáticas con fluidez, esto no se tradujo en un mejor pulido de lentes.
En 1672, Newton publicó su descripción de la aberración cromática, por lo que parecía que el problema de las lentes tenía los días contados. Pero ni su mente brillante pudo encontrar combinaciones de lentes en las que todos los colores convergieran en el mismo foco y el problema de la aberración cromática se convirtió en una especie de obsesión para Newton.
Los espejos hacen una salida en falso
Era conocido desde la más lejana antigüedad que un espejo cóncavo enfocaría la luz (incluso se ha sugerido que los griegos los utilizaron como armas de rayos caloríficos) y algunos habían intentado crear un telescopio con ellos, pero hicieron pocos progresos. No tenían idea de cómo acortar la distancia focal; se puede poner una lente delante, pero en la parte trasera tiene que ir un espejo.
Incluso antes que Newton, muchos habían intentado utilizar un espejo curvo (como Digges). Newton finalmente resolvió el problema de la aberración cromática con un espejo esférico, su prototipo con un diámetro de dos pulgadas de aleación de cobre y estaño pulidos, conocida entonces como metal speculum. Esta ingeniosa solución al problema de la distancia focal del espejo trasero, reflejando el plano focal 90 grados usando un espejo plano a 45 grados. Entonces, una simple lente plana-convexa, que estaba disponible en calidades razonables desde hace tiempo, serviría como ocular.
La obsesión de Newton había resuelto la aberración cromática, pero los astrónomos podían vivir con ella; pero no había resuelto la aberración esférica, con la que los astrónomos no podían vivir.
Además de provocar una ola de interés menor en la Royal Society, el telescopio reflector de Newton era poco más que una curiosidad con defectos graves. El espejo se empañaba rápidamente y los espejos de vidrio plateado, que no se empañaban, eran ambos totalmente inadecuados y mucho más en sus primeros tiempos. Pulir el espejo cada pocas semanas era caro y dañaba la curvatura del instrumento. El plano (el espejo plano para reflejar el plano focal) estaba colocado en el camino de la luz entrante, lo que significaba que en la demostración original de Newton tenía una apertura efectiva de menos de una pulgada. Era completamente inútil para cualquier tipo de observación astronómica.
El reflector newtoniano original simplemente no era un buen telescopio. Pudo haberlo sido quizás usándolo a una ampliación máxima de unos 40 aumentos con un espejo de 50 mm., pero nadie pudo crear un espejo lo suficientemente grande como para ser utilizado con una distancia focal lo suficientemente grande para mayores ampliaciones. Con este aumento, la imagen tendría poco contraste y sin apenas color, ya que el instrumento no recogería suficiente luz. El espejo esférico de Newton era ópticamente viable, pero no ampliaría, ya que una esfera no produce un único punto focal para todos los rayos de luz entrantes: un espejo esférico produce aberración esférica (así como cualquier otro reflector/refractor elipsoidal). Newton había hecho una prueba de concepto, pero muchos se cuestionaban el concepto mismo.
En definitiva, la obsesión de Newton había resuelto la aberración cromática, pero los astrónomos podían vivir con ella; no había resuelto la aberración esférica, con la que los astrónomos no podían vivir. Tampoco había construido un telescopio viable. Mientras que su dispositivo sin duda funcionaba, no podía ver más de lo que Galileo pudo ver setenta años antes y, debido a la aberración esférica, su dispositivo no podía ser mayor.
En los albores del siglo XVIII, la carrera del refractor había terminado. Tiempos de incertidumbre económica, el final del Renacimiento, y por simple física los telescopios aéreos probablemente habían llegado a ser tan grandes como podían ser; después de 1692, se levantaron muy pocos telescopios aéreos de mayor tamaño. Pero los más pequeños, y de amplio campo de visión, telescopios doblemente convexos estaban proliferando porque se bajaron sus precios y las lentes se hicieron más precisas. Los reflectores son extremadamente difíciles de fabricar (y por lo tanto caros) y requieren de mantenimiento casi constante.
La parte superior de la gama, se estancó el descubrimiento de formas de fabricación de telescopios, pero se abrió el mercado para un nuevo tipo de telescopio. Los telescopios compactos con lente de campo basados en el diseño kepleriano de lente doblemente convexa habían llegado a ser lo suficientemente pequeños para ser guardados en casa cuando no estaban en uso. Había nacido el astrónomo aficionado.
Un nuevo comienzo con mejores espejos
El reflector de Newton era un instrumento sin utilidad y tuvo una recepción fría. Sin embargo, en la década de 1720, Hadley había calculado que una relación de apertura (f-ratio) muy grande, es decir, la relación entre la longitud focal y la apertura, reduciría en gran medida la aberración esférica. Relaciones de f/10 a f/15 se convirtieron en el estándar para los diseños de Hadley e incluso los reflectores modernos rara vez bajan de f/8. En 1730, los reflectores con espejos de 150 mm. se realizaban de acuerdo a las normas de relación de apertura. Éstos lograban hasta 200 aumentos y no eran tan altos como un edificio.
En 1760 encajaron las dos últimas piezas del rompecabezas cuando alguien averiguó la manera de pulir un espejo como una parábola. No sólo eso, sino que comenzaron a usarse lentes oculares con longitudes focales muy cortas. Los aumentos son el cociente entre la longitud focal de la lente primaria y la lente ocular, pero hasta entonces, las ganancias en aumentos se habían conseguido siempre haciendo la lente primaria más grande. Cuando William Herschel dirigió su reflector parabólico hacia el cielo, tenía una lente ocular de 10 mm. a su disposición, y la corta longitud focal significaba que no era necesaria una enorme longitud focal en su espejo primario.
Los grandes reflectores se convirtieron en el orden del día, en gran parte divididos en dos grupos. Los reflectores newtonianos tenían un espejo plano a 45 grados, los telescopios Cassegrain utilizaban dos espejos curvos, uno parabólico primario y otro secundario hiperbólico (los originales telescopios Cassegrain de espejo primario esférico, elíptico e hiperbólico existen aún en la actualidad). El telescopio Cassegrain, sin embargo, se experimentó una década antes de que Newton pensara incluso en utilizar un espejo; su gran ventaja es que tiene una enorme relación de apertura y de este modo las aberraciones monocromáticas son mínimas. Los telescopios Cassegrain utilizados en los grandes observatorios se construyen de tal manera que su aberración está por debajo del límite de difracción.
El siglo XIX vio a las grandes mentes de Maxwell, Abbe, y Gauss probar que un reflector o refractor esférico inevitablemente sucumbe a la aberración esférica. Pero también cuantificaron otras formas de aberración monocromática, llegando a la conclusión de que ninguna combinación de lentes o espejos podría eliminar toda la aberración monocromática. Cabe señalar que ha sido y es tradicional que los astrónomos llaman 'monocromática' y 'esférica' indistintamente para todas las aberraciones no cromáticas, incluso si la aberración no es estrictamente esférica.
Los primeros telescopios de investigación 'modernos' se fabricaron en el siglo XIX. Fueron de tipo Cassegrain y Newton: Tenían un foco de Newton y el espejo secundario (hiperbólico por lo general) para un foco de Cassegrain, por lo que era una simple cuestión de cambiar los secundarios. Los telescopios modernos de investigación, como Keck, continúan con este diseño.
Algunos, sin embargo, son puramente Cassegrain y usan dos espejos hiperbólicos (llamado diseño Ritchey-Chrétien) que limita la aberración esférica muy por debajo de su límite de difracción propia; otras aberraciones, como la coma, son insignificantes. El Telescopio Espacial Hubble es un Cassegrain doblemente hiperbólico.
La historia del telescopio ha recorrido un largo camino desde sus inicios con vidrieros italianos, pero los principios básicos eran los mismos todo el tiempo. Nuestros telescopios espaciales gigantes (incluidos los satélites espía que empequeñecen el Hubble en calidad y costes), hasta los grandes interferómetros ópticos con óptica adaptativa, hasta los telescopios de observatorios urbanos de un metro o dos de apertura, y finalmente hasta los aficionados de patio trasero con un Newtoniano de seis pulgadas como máximo. Todos ellos funcionan de la misma manera y con las mismas reglas.
Autor: Wayne Hardman
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