13040101tipostelescopios

Hablaremos aquí genéricamente de “telescopios” no solo incluyendo a los instrumentos ópticos clásicos que reciben ese nombre con toda propiedad, sino también a otros tipos de detectores utilizados hoy en día en la astronomía.

Comúnmente llamados binoculares, gemelos o largavistas. Es un instrumento óptico usado para ampliar la imagen de los objetos distantes observados, al igual que el monocular y el telescopio, pero a diferencia de éstos, provoca el efecto de estereoscopía en la imagen y por eso es más cómodo apreciar la distancia entre objetos distantes, también juzgar y seguir objetos en movimiento.

Los prismáticos poseen un par de tubos. Cada tubo contiene una serie de lentes y un prisma, que amplía la imagen para cada ojo y eso provoca la estereoscopía.

La ampliación se logra cuando la luz atraviesa cada serie de lentes. Los prismas corrigen la imagen colocándola en la posición correcta, por medio del principio de reflexión interna total, a diferencia de los telescopios que la muestran invertida. Tradicionalmente, la mayoría de los modelos usan un par de prismas porro. El ocular de cada cámara no está alineado con el objetivo, y el prisma refleja la luz en forma de S hacia el ocular.

Como abundan los modelos de prismáticos con alta ampliación de imagen, en inglés se define a los prismáticos como un par de pequeños telescopios.

Muchos modelos permiten ajustar la distancia entre los oculares para adaptarse a la cara de diferentes usuarios. También poseen una rueda de enfoque que se gira para enfocar la imagen. Generalmente, el ocular derecho tiene un anillo de corrección dióptrica, que se gira para conseguir la dioptría diferente en el ocular izquierdo y mejorar aun más el enfoque de la imagen observada con ambos ojos.

La clasificación se basa en el nivel de ampliación de imagen y el diámetro del objetivo, medido en milímetros; se indica con dos números separados por una X. Por ejemplo, un par de prismáticos de 12X50, tienen un nivel de ampliación de 12X y un par de objetivos de 50 mm de diámetro.

Los prismáticos de menor alcance son de 3X10 y se usan en los teatros o los circos. Los de 7X50 y 10X50 son para la observación amateur casera. Los de 12X50 hasta 20X50 son para la exploración. Todos los anteriores se sostienen con las manos, sin embargo, existen prismáticos tan grandes como 20X80, 20X140 y de mayor tamaño, que se sostienen en trípodes, debido a su peso.

El nivel de ampliación práctico es hasta 10X. Los modelos sostenibles con las manos son de hasta 20X. Los modelos superiores a este nivel son tan sensibles al movimiento que cuando se sujetan con las manos, incluso firmemente, transmiten temblores a la imagen observada, provocados por los mínimos movimientos naturales de las manos. Debido a lo anterior esos potentes prismáticos deben sostenerse con trípodes firmes que absorban la vibración de la mano. Sin embargo existen modelos que se sostienen con las manos, pero para evitar los temblores, tienen un dispositivo estabilizador de imagen.

Este es el instrumento de observación ideal para principiantes y no iniciados, por su facilidad de manejo y bajo costo. Los de 7x50 y 10x50 son los más baratos debido a su mayor fabricación en serie, los podemos encontrar en el mercado entre 30 y 60 Euros con una calidad aceptable. Las mejores marcas del mercado son Tasco, Zeiss, Leica, Vixen, Kowa y Miyauchi. Todos estos prismáticos montas ópticas (lentes) alemanas, rusas y japonesas, las mejores del mercado y en el caso de Miyauchi además de la óptica de gran calidad, poseen carcasas estancas que contienen nitrógeno para aumentar la calidad de la imagen. Como es evidente, todas estas calidades se reflejan en el precio que puede oscilar desde los 400 a los 9.000 Euros o incluso más.

La mayoría de la gente no aprecia la extraordinaria utilidad de los prismáticos para la visión del cielo nocturno. Sus prestaciones están a medio camino entre las del ojo desnudo y las de un telescopio amateur de tamaño medio. Muchas montañas y cráteres de la Luna quedan a su alcance, así como la mayoría de los planetas e incluso algunos de sus satélites.

Son muy buenos para la observación de asteroides y cometas. Y pasando al cielo profundo, se pueden observar un sinnúmero de estrellas variables y dobles, así como los cúmulos, nebulosas y galaxias más brillantes.

Todos los prismáticos tienen una designación de dos números, tales como 7x35 o 10x50. El primer número son los aumentos; nos indica cuántas veces más grande se ve un objeto a través de los prismáticos que sin ellos. El segundo número es el diámetro, o apertura, de las lentes frontales u objetivos, expresado en milímetros.

Los principiantes suelen suponer que unos prismáticos de muchos aumentos dan unas mejores prestaciones que los de pocos aumentos. Bueno, esto es cierto si lo que queréis ver son detalles en la Luna, las fases de Venus, los satélites galileanos de Júpiter, estrellas dobles, y algún que otro objeto de cielo profundo.
Pero un alto número de aumentos estrecha el campo de visión (a 10x es de unos 5º comparados con 7º a 7x). Además, una imagen con muchos aumentos "baila" con mucha facilidad si sujetamos los prismáticos con la mano, aunque tengamos pulso de relojero. Por este motivo, os recomiendo un máximo de 10 aumentos (10x) para vuestros prismáticos si no los vais a sujetar a algún trípode o similar.

Fijado el número de aumentos, los objetivos de mayor diámetro darán una imagen más brillante. Aquí es donde menos debéis escatimar, pues la mayoría de los objetos del cielo son débiles. Un prismático de 50mm recoge el doble de luz que uno de 35mm. El inconveniente de los grandes diámetros es que son pesados y, por tanto, difíciles de mantenerlos a pulso (cualquiera que haya mirado con un 11x80 o mayor sabe de lo que estoy hablando), haciéndose necesario el montarlos sobre un trípode.

Coged los prismáticos con la mano y alejadlos con los brazos extendidos unos 30cm. Veréis dos discos pequeños de luz en el centro de los oculares (es decir, por donde se mira). Estos discos se denominan pupilas de salida, y su diámetro se calcula dividiendo la apertura por los aumentos. Este tamaño es importante si queréis utilizar los prismáticos para cielo profundo. Las pupilas de salida deberán tener un diámetro igual o menor que las pupilas de vuestros ojos (cuando están adaptadas a la oscuridad). Si las pupilas de salida de los prismáticos fueran más grandes que las de vuestros ojos, la luz de los bordes de los discos se perdería y, por tanto, la luz de las estrellas y objetos se atenuaría.
Los típicos y populares prismáticos 7x50 (muy empleados para fines militares y conocidos como "nightglasses") tienen una pupila de salida de 7 mm que se adapta muy bien a un ojo joven con la pupila totalmente dilatada. No obstante, en condiciones de cielo con cierta contaminación lumínica, el ojo humano no suele abrirse más allá de 5 mm. En este caso, un mayor aumento, pongamos 10x, no sólo da una mayor imagen y resolución, sino que nos proporciona un cono de luz más útil, puesto que aprovechamos toda la luz. Por último, cabe mencionar que el diámetro máximo de nuestra pupila disminuye conforme vamos peinando canas, como es el caso del Sr. Olalla. La gente de mediana edad y mayores poseen un diámetro de pupila máximo de 5 mm o incluso menos.

La mayoría de los prismáticos poseen enfoque central, esto es, el enfoque se realiza girando una ruleta situada entre los dos tubos con el fin de enfocar ambos ojos a la vez (normalmente el ocular derecho se puede enfocar por separado con el fin de corregir cualquier defecto de visión diferencial entre los dos ojos). Los modelos de enfoque central son especialmente adecuados para uso terrestre (estudio de pájaros, por ejemplo), donde los objetos se encuentran a diferentes distancias. Pero para la visión astronómica este elemento no es necesario, ya que todo lo que hay en el cielo está tan lejos que con un enfoque fijo es suficiente. Además, los modelos con enfoque único son menos susceptibles a tener problemas mecánicos (filosofía básica: cuantos menos chismes innecesarios, mejor) y suelen ser más baratos. Eso sí, no son muy comunes y puede que no los encontréis.

Los prismáticos son compactos porque los rayos de luz son guiados por prismas. Se utilizan de dos tipos: los más comunes son denominados de "Porro" y el otro es el llamado "de techo". Éste último produce un prismático recto y ligero que es especialmente adecuado para estudios de la naturaleza y eventos deportivos. Sin embargo, para observación del cielo nocturno solemos emplear los prismáticos tipo Porro, que aunque sean algo más voluminosos no tiene mayor importancia si montamos el prismático sobre un trípode, y son bastante más baratos que los prismáticos con prismas de techo para un mismo tamaño y calidad.

Prácticamente todos los prismáticos que se venden hoy en día tienen tratadas al menos algunas de sus lentes. Dichos tratamientos tintan las lentes de color púrpura, ámbar, verde u otros tonos. Estos tratamientos reducen los reflejos de las superficies de vidrio y, por tanto, maximizan la claridad de la visión y la cantidad de luz transmitida a vuestros ojos. Para uso astronómico, esta característica es muy importante. Cuantas más superficies de la lente estén tratadas, más brillante será la imagen.

Aunque existen varios métodos para comprobar si una lente está multitratada o no, lo mejor es comprar una marca de reputación que nos garantice que todas las superficies están tratadas ("multi-coated" o mejor aún "fully-coated"). Desconfiad de términos ambiguos en esos típicos prismáticos "Made In China" o de los cantos de sirena de los dependientes de los Todo a 100 o similares, que no suelen poseer mucho conocimiento técnico del producto que están vendiendo.
Finalmente, comentaros que suelen estar disponibles dos tipos de tratamientos: los ordinarios o simples y los múltiples (multi-coating). Éstos últimos son mucho mejores (y también más caros) ya que permiten que llegue al ojo aprox. un 10% más de luz si se aplica a todas las superficies.

Supongamos que os decidís por unos prismáticos 8x40 o unos 10x50; cualquiera de ellos será una buena elección para observación "todo-terreno". Ahora os vais a una tienda especializada o consultáis un catálogo y encantareis una gama de precios que puede variar entre las 10.000 y las 100.000 ptas. o incluso más.

¿Y ahora qué hacemos? ¿Por qué hay tanta diferencia de precio? El precio suele reflejar diferencias reales en calidad mecánica y óptica. Una mejor calidad mecánica significa que vuestros prismáticos serán menos susceptibles de desajustarse si se caen accidentalmente. Una mejor calidad óptica significa que se han empleado mejores lentes, prismas y tratamientos para dar una visión más clara y exenta de aberraciones.

Unos prismáticos baratos pueden ser aceptables para observación terrestre de cuando en cuando, pero tened en cuenta que la observación de objetos puntuales como son las estrellas pone de manifiesto cualquier pequeña imperfección. Como guía, os diría que un prismático de excelente calidad para observación astronómica puede estar en el rango de las 20.000 a las 60.000 pesetas. Los sitios más fiables donde comprarlos suelen ser tiendas de fotografía u ópticas, o bien en los catálogos que se suelen encontrar en las revistas de astronomía que están a vuestra disposición en la biblioteca de la Agrupación.

Siempre es recomendable comprobar el producto para ver que está libre de cualquier daño. Os indico aquí una serie de comprobaciones que podéis hacer en la misma tienda y que tardaréis menos en hacerlas que en leerlas. Si os decidís por compra por catálogo, hacedlas nada más recibir el paquete.

1. Coged un tubo del prismático en cada mano y abridlo-cerradlo varias veces. La articulación debe funcionar de manera suave y no debe existir holgura alguna. Haced lo mismo con la ruleta del enfoque. En los prismáticos de enfoque con ruleta central (la mayoría), el brazo que une los oculares no debe moverse mientras giráis la ruleta.

2. Comprobad que no existe suciedad interna, moho, huellas de dedos, rayas o muescas en las superficies ópticas.

3. Sujetad los prismáticos con los brazos extendidos a unos 30 cm aprox. de vuestros ojos y apuntad a un fondo blanco (una pared) o al fondo del cielo de día (por favor, no apuntéis al Sol, que no quiero ir a la cárcel por inducción a la ceguera). Ahora mirad a las pupilas de salida. Si tienen cuatro esquinas sombrías, tendiendo a hacerse cuadradas en lugar de redondas, eso significa que los prismas no son de gran calidad. Las pupilas de salida de los mejores prismáticos son uniformemente redondas, tienen sus bordes perfectamente redondos y están rodeadas de una total oscuridad.

4. Mirad por los prismáticos a algún objeto con un montón de detalles simples (un paisaje, una casa, etc.) Si lleváis gafas para astigmatismo, dejadlas puestas (quitad el protector de los oculares, si llevan, para tener un campo de visión completo). Si las gafas son de miopía o hipermetropía, quitáoslas y enfocad los prismáticos en consecuencia. Ahora ajustad los tubos a vuestra separación entre ojos. Deberéis ver una imagen única, y la visión deberá ser "cómoda", es decir, no deberéis sentir fatiga ocular. Si veis doble imagen, o los ojos se os ponen bizcos al intentar "juntar" la imagen, rechazad los prismáticos sin dudar.

5. Comprobad el tamaño del campo de visión: cuanto más ancho, mejor. No obstante, los prismáticos de campo muy amplio suelen sufrir de distorsiones en los bordes. Para medir cuán grande es dicha distorsión, haced un barrido a través de algo recto, como el marco de una puerta, con el fin de ver cuánto se curva la línea en el borde del campo de visión.

6. Mirad a objetos de gran contraste, como ramas de árboles oscuros o el borde de un edificio contra el fondo del cielo. ¿Veis aparecer unas franjas rojas o azules? Esto se llama aberración cromática y no debe existir, por lo menos en la mitad central del campo de visión.

7. La mejor prueba de calidad óptica es una estrella real. Centrad una estrella brillante en el campo y enfocad. ¿Aparece la estrella fina y puntual, como debe ser, o se ven salir una especie de rayos por un lado que se meten por el otro lado? Ahora, desenfocad la estrella girando la ruleta de enfoque de un extremo a otro. ¿Permanece redonda la imagen de la estrella desenfocada mientras vais girando la ruleta, o empieza a adoptar formas ovaladas o en cruz?. Finalmente, enfocad con toda la precisión que podáis una estrella en el centro del campo y movedla hacia el extremo. La estrella debe permanecer puntual al menos hasta medio camino del borde del campo.

Si ya tenéis unos prismáticos, sean los de la abuela o unos comprados en el rastro y no pasan estas pruebas, tampoco os desaniméis. Cualquier prismático podrá proporcionaros momentos maravillosos en vuestra exploración de los cielos para toda la vida. Recordad que durante miles de años todos los astrónomos realizaron sus descubrimientos con esos pequeños prismáticos de 1x7 con los que nacieron: ¡los ojos!

Estabilidad ante todo. Enseguida descubriréis que el mayor problema que surge al mirar por los prismáticos es cómo conseguir una visión estable. La mayoría de los prismáticos llevan un agujero roscado en el centro que permite fijarlos a un trípode fotográfico (el agujero suele ir cubierto con un tapón). Otra manera más improvisada de conseguir una imagen estable es observar desde una tumbona reclinable con apoyabrazos. Al descansar el codo en éste, y apoyando los oculares contra la cara, se reduce bastante el movimiento de la imagen.

Un telescopio refractor es un telescopio óptico que refleja imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.

Su funcionamiento es muy similar al de un microscopio. Un refractor típico tiene dos lentes, una en el objetivo y otra en el ocular. Las curvaturas de las lentes y el material utilizado se diseñan para limitar al máximo el grado de aberración esférica y aberración cromática del instrumento.

Este tipo de telescopios son muy comunes en la astronomía para aficionados y en algunos telescopios solares. Sin embargo existen importantes dificultades técnicas que impiden realizar telescopios refractores de gran tamaño y de gran apertura ya que resulta difícil elaborar lentes útiles de gran tamaño y suficientemente ligeras para el objetivo. Por otro lado hay problemas de calidad de la imagen debido a pequeñas burbujas de aire atrapadas en el cristal de la lente principal y además el material de la lente resulta opaco a determinadas longitudes de onda por lo que se pierde sensibilidad en algunas partes del espectro lumínico. La mayoría de estos problemas se resuelven utilizando un telescopio reflector.

El problema de las aberraciones cromáticas se corrige parcialmente con lentes apocromáticas, aunque este tipo de telescopio tiene un elevado precio.

La distancia focal de una lente depende del índice de refracción de la sustancia que la forma y de la geometría de sus superficies. Puesto que el índice de refracción de todas las sustancias ópticas varía con la longitud de onda, la distancia focal de una lente es distinta para los diferentes colores. En consecuencia, una lente única no forma simplemente una imagen de un objeto, sino una serie de imágenes a distancias distintas de la lente, una para cada color presente en la luz incidente. Además, como el aumento depende de la distancia focal, estas imágenes tienen tamaños diferentes. La variación de la distancia imagen con el índice de refracción se denomina aberración cromática longitudinal y la variación de tamaño de la imagen es la aberración cromática lateral.

La luz de longitud de onda más corta (azul) es curvada más que la luz de longitud de onda más larga (rojo), de forma que la luz azul llega a un foco más cercano de la lente que la luz roja. El efecto puede reducirse colocando dos lentes juntas. Los espejos no sufren aberración cromática.

En la práctica la aberración cromática longitudinal se entiende como el efecto que se produce de los bordes coloreados alrededor de un objeto visto a través de una lente, causado porque la lente no desvía todos los colores al mismo foco.

La aberración cromática lateral (SMC, sistema multicapa) genera una mayor proporción de blanco en la imagen.

Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. No se sabe con certeza cuál es el primer telescopio reflector, pero la idea de la utilización de espejos cóncavos y convexos colocados en ángulos indicados para observar grandes regiones a grandes distancias, se le atribuye a Leonard Digges en su libro Pantometría. El libro póstumo fue completado y publicado por su hijo Thomas Digges en 1571.

En 1636, Marin Mersenne, un religioso de la orden de los Mínimos, ideó un telescopio reflector que consistía en un espejo parabólico con un pequeño orificio frente a otro de menor tamaño de modo que la luz se reflejase hacia el ojo a través del orificio. En 1663 James Gregory tomó la idea de Mersenne y perfeccionó el telescopio agregando un pequeño espejo secundario cóncavo y elipsoidal que reflejase la luz procedente del espejo primario al segundo plano focal de la elipse, situado en el centro del agujero de éste, y de ahí al ocular. Sir Isaac Newton perfeccionó el telescopio reflector alrededor de 1670. Los telescopios reflectores evitan el problema de la aberración cromática, una degradación notable de las imágenes en los telescopios refractores de la época (posteriormente este problema se resolvió utilizando lentes acromáticas). El reflector clásico formado por dos espejos y un ocular se conoce como reflector Newtoniano.

El reflector Newtoniano se utiliza comúnmente en el mundo de la astronomía amateur. Los observatorios profesionales utilizan un diseño algo más complejo con un foco Cassegrain. En el año 2001 existían al menos 49 reflectores con espejos primarios con un diámetro superior a 2 m. Los más grandes consisten de espejos primarios modulares y pueden tener aberturas de hasta 9-10 m. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan 2 espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y éste la envía al ocular.

El espejo primario es el elemento óptico principal de un telescopio reflector. La distancia entre el espejo y el plano en el que se forma la imagen se llama focal. En el plano focal se puede situar un instrumento científico como una CCD o un espectrógrafo o un ocular para la observación visual directa.

Los telescopios reflectores eliminan la aberración cromática pero poseen otros tipos de aberraciones ópticas. Algunos telescopios disponen de diseños más complejos para corregir algunas de estas aberraciones.

· Aberración esférica (el plano imagen es curvado si el espejo se desvía de la forma ideal parabólica).

La aberración esférica es un defecto de los espejos y las lentes en el que los rayos de luz que inciden paralelamente al eje óptico, aunque a cierta distancia de éste, son llevados a un foco diferente que los rayos próximos al mismo; La aberración esférica es una aberración de tipo monocromático de tercer orden que afecta de manera diferente a cada longitud de onda.

Este efecto es proporcional a la cuarta potencia del diámetro de la lente o espejo e inversamente proporcional al cubo de la longitud focal siendo mucho más pronunciado en sistemas ópticos de corta focal, como en las lentes de un microscopio. En los telescopios ópticos antiguos se utilizaban instrumentos de larga focal para reducir el efecto de la aberración esférica.

En óptica (especialmente en telescopios), el coma (comatic aberration o aberración comática) en un sistema óptico se refiere a la aberración inherente a determinados sistemas ópticos, debida a algunos defectos de diseño o imperfecciones en las lentes u otros componentes, lo que resulta en fuentes puntuales fuera de eje, como por ejemplo estrellas, que pueden aparecer distorsionadas. Concretamente, el coma se define como una variación en el aumento sobre la pupila de entrada. En sistemas ópticos refractivos o difractivos, especialmente aquellos que abarcan un amplio intervalo espectral, el coma puede depender de la longitud de onda.

El coma es una propiedad inherente de los telescopios que usan espejos parabólicos. La luz de una fuente puntual (como una estrella) en el centro del campo se enfoca perfectamente en el punto focal del espejo (no como en los espejos esféricos, donde la luz de las partes externas del espejo enfocan más cerca de él que las partes procedentes del centro, hecho conocido como aberración esférica). Sin embargo, cuando la fuente de luz no procede del centro del campo (fuera de eje), las diferentes partes del espejo no reflejan la luz hacia el mismo punto. Esto da como resultado un punto de luz que no está centrado, apareciendo en forma de cuña. A más desplazamiento del centro del eje, más notorio es este efecto. Este hecho provoca que algunas estrellas aparezcan como comas cometarios, de ahí el nombre. Algunos diseños ópticos que intentan minimizar este efecto incluyen el Schmidt, Maksutov y Ritchey-Chretien.

El coma de un único conjunto de lentes puede ser minimizado, e incluso eliminado, eligiendo la curvatura adecuada para el propósito del instrumento óptico. Las lentes en las que se ha minimizado tanto el coma como la aberración esférica (para una determinada longitud de onda) son llamadas lentes bestform o aplanáticas.

· En una lente el porte completo de la lente ha de estar libre de imperfecciones mientras que en un espejo basta con asegurar la perfección de su superficie.

· La luz de diferentes longitudes de onda atraviesa la lente medio a diferentes velocidades causando una aberración cromática. La creación de lentes acromáticas de gran tamaño que corrijan este defecto es un proceso muy costoso. Este problema es inexistente en un espejo.

· Existen problemas estructurales importantes para manipular lentes de gran apertura. Las lentes solo pueden ser sujetas por sus extremos y si son de gran tamaño la distorsión producida por la gravedad puede distorsionar la imagen. Un espejo puede ser sujeto por toda su superficie evitando este problema.

· Newtoniano. Desarrollado por Newton, poco después de la muerte de su madre. En 1671 Isaac Newton construyó un telescopio que en esquema consistía en lo siguiente: Colocó en el fondo de un tubo un espejo cóncavo esférico. La imagen que forma un objeto situado en el infinito es real, invertida y situada en su plano focal. Newton colocó entonces un pequeño espejo plano entre el espejo esférico (objetivo) y su plano focal, a menor distancia del objetivo, por tanto, que la distancia focal, con una inclinación de 45º para que los rayos que forman la imagen se desviaran 90º a fin de que pudiera ser observada por un ocular colocado fuera del tubo.

· Cassegrain. Desarrollado poco después que los telescopios newtonianos en el Siglo XVII. El Cassegrain es un tipo telescopio reflector que utiliza dos espejos. El principal es el que se encuentra en la parte posterior del cuerpo del mismo. Generalmente posee forma cóncava paraboloidal, ya que ese espejo debe concentrar toda la luz que recoge en un punto que se denomina foco. La distancia focal (distancia entre la superficie del espejo y el foco) suele ser mucho mayor que el largo total del telescopio. El segundo espejo se encuentra en la parte delantera del telescopio y se encarga de reflectar nuevamente la imagen hacia el espejo principal, pero no se refleja una tercera vez en ese, ya que el espejo principal tiene un orificio central por donde la luz pasa. El foco, por lo consiguiente, se encuentra en el exterior de la cámara formada por ambos espejos, en la parte posterior del cuerpo.

· Ritchey-Chretien (ECA) La más utilizada en los telescopios profesionales.

Es una especialización del Telescopio Cassegrain destinada a eliminar el coma, proporcionando así un amplio campo de visión en comparación con una configuración más convencional. El ECA tiene una hiperbólica primaria y un espejo secundario hiperbólico. Fue inventado en la década de 1910 por el astrónomo estadounidense George Willis Ritchey (1864-1945) y el astrónomo francés Henri Chrétien (1879-1956). Ritchey construyó el primer ECA, que tenía una abertura de 60 cm de diámetro (24 pulgadas) en 1927. El segundo ECA fue un 102 cm (40 in) instrumento construido por Ritchey para el Observatorio Naval de Estados Unidos, telescopio que se encuentra todavía en funcionamiento en el Observatorio Naval de la estación de Flagstaff.

Debido al alto coste de fabricación del espejo primario hiperbólico, las configuraciones Ritchey-Chrétien se encuentran más comúnmente en telescopios de gran desempeño profesional. Hasta hace poco la construcción de un telescopio Ritchey-Chrétien iba más allá de los requisitos de la mayoría de los astrónomos aficionados y más allá de sus medios. Los fabricantes de instrumentos comerciales tenían poca demanda de Schmidt-Cassegrain ya que los instrumentos Maksutov Cassegrain satisfacían las necesidades del mercado de la óptica de buena calidad a precios moderados.

Sin embargo, con una mejor tecnología de producción disponible, este diseño de telescopio está ahora dentro del presupuesto de muchos aficionados de gama alta. Algunos fabricantes para el mercado aficionado avanzado son Astrosib, Guan Sheng Optical, RC Optical Systems y Takahashi.

· Los cuatro telescopios de 8,2 m que componen el Very Large Telescope en Chile

· Los Visible e Infrarrojo Survey Telescope for Astronomy de 4,1 m. en el Observatorio Paranal (Chile)

· El telescopio de 3,5 m del Observatorio de Calar Alto en el Monte de Calar Alto (España)

· El telescopio de 3,5 m del Observatorio Espacial Herschel que funcionan actualmente en órbita en el punto L2 a 1,5 millones kilometros de la Tierra

· El telescopio de 3,5 m del Observatorio WIYN en Kitt Peak National Observatory

· El telescopio de 2,5 m Sloan Digital Sky Survey (diseño modificado) en El Observatorio Apache Point, Nuevo México, U.S.A.

· El Telescopio Espacial Hubble de 2,4 m actualmente en órbita alrededor de la Tierra

· El telescopio de 2,2 m del Observatorio de Calar Alto en el Monte de Calar Alto (España)

· El Telescopio espacial Spitzer, de 85 cm., telescopio espacial infrarrojo que actualmente opera por detrás de la órbita de la Tierra

· Gregory. Gracias a un espejo secundario cóncavo permiten obtener una imagen no invertida apta para la observación terrestre. No son muy populares en la actualidad.

James Gregory, en su libro Óptica Promota de 1663 describe un tipo de telescopio reflector que con el tiempo llevaría su nombre: el telescopio tipo Gregory o "gregoriano". El fundamento de este telescopio se basa en la utilización de un espejo secundario parabólico, que elimina la aberración cromática y la aberración esférica que se producía en los telescopios refractores. Según su propio testimonio, Gregory no tenía habilidades prácticas para construirlo, y no pudo hallar ningún óptico que lo hiciera.

El diseño del telescopio atrajo la atención de varios científicos, como Robert Hooke, el físico de Oxford que finalmente construiría el instrumento diez años más tarde, y Sir Robert Moray, miembro fundador de la Royal Society.

Este tipo de telescopios está en desuso, pues actualmente existen modelos más optimizados; sin embargo, algunos radiotelescopios como el de Arecibo utilizan ópticas gregorianas.

· Schmidt. Utilizado para fotografías de gran campo, como en la astronomía.

La cámara de Schmidt, o comúnmente dicho el telescopio de Schmidt, es una cámara astronómica diseñada para proveer amplios rangos de vista con aberraciones limitadas. Otros diseños similares son la cámara de Wright y el telescopio Lurie-Houghton

La cámara de Schmidt fue inventada por Bernhart Schmidt en 1930. Sus componentes ópticos son un espejo primario esférico sencillo y un lente corrector asférico, conocido como plato corrector, localizado en el centro de la curvatura del espejo primario. La película o el detector es colocado dentro de la cámara en el primer enfoque.

El diseño está preparado para permitir radios focales muy rápidos controlando el coma y el astigmatismo.

Las cámaras de Schmidt tienen planos focales muy curvados, lo que exige que la película, la placa u otro detector sean correspondientemente curvos. En algunos casos el detector se fabrica curvo; en otros medios éste es mecánicamente ajustado a la forma del plano focal mediante el uso de clips de retención o pernos, o por la aplicación de vacío.

El telescopio de Schmidt del observatorio Karl Schwarzschild es la cámara de Schmidt más grande del mundo.

La cámara de Schmidt es usada típicamente como un instrumento de recopilación de datos, para programas de investigación en los cuales una gran cantidad de cielo debe ser observada. Estos incluyen investigaciones astronómicas, búsquedas de cometas y asteroides y la búsqueda de novas.

A principios de los 70, Celestron comercializó una cámara de Schmidt de 8 pulgadas. La cámara fue diseñada en la fábrica y fue hecha de materiales con bajos coeficientes de expansión. Los primeros modelos requerían que el fotógrafo cortara y desarrollara cuadros individuales de 35 mm ya que el sujetador de la película fotográfica solo podía sostener un cuadro de la película.

Además, las cámaras de Schmidt y sus diseños derivados son frecuentemente utilizados para rastrear satélites artificiales en órbita terrestre.

El sistema de Schmidt fue popular, usado a la inversa, para sistemas de proyección de televisión. Grandes proyectores de Schmidt fueron utilizados en los cines y sistemas tan pequeños como de 8 pulgadas fueron hechos para uso casero.

Un telescopio de Schmidt fue el corazón del satélite Hipparcos de la Agencia Espacial Europea (1989-1993). Fue usado en la investigación hecha por el Hipparcos, que midió las distancias de más de un millón de estrellas con una precisión sin precedentes. Esto incluyó el 99% de las estrellas de hasta magnitud 11. El espejo esférico usado en el telescopio era increíblemente exacto. Si este fuera comparado en escala con el tamaño del Océano Atlántico, irregularidades en su superficie serían de alrededor de 1 dm de altura.

Otra cámara de Schmidt famosa y productiva es la del telescopio Oschin Schmidt en el observatorio Palomar, que fue usado en la “Palomar Observatory Sky Survey” (POSS, 1958) de la sociedad National Geographic. El telescopio de Schmidt del observatorio Karl Schwarzschild es la cámara de Schmidt más grande del mundo.

· En la actualidad se estudia la posibilidad de utilizar un líquido rotante sobre una superficie para formar un paraboloide perfecto que refleje la luz. Tales telescopios se conocen como telescopios de espejo líquido (LMT de sus siglas en inglés) y permitirían espejos de gran tamaño con un coste mucho menor.

Existe un proyecto para montar un futuro telescopio de este tipo en la Luna con un diámetro de hasta 100m, pero por ahora este tipo de telescopio reflector solamente se ha probado con éxito con aberturas de 1.5 y 3 m.

Los telescopios catadióptricos son una modalidad del telescopio reflector bastante reciente. Combina las cualidades de las lentes y los espejos. Resultan instrumentos de gran potencia y de pequeño tamaño.

La luz llega al espejo primario, desviado por una lente correctora, que ayuda a compensar o minimizar la aberración esférica y de coma que genera el espejo. Las imágenes obtenidas poseen una excelente calidad.

Fue inventado en la década de los 30 por Bernard Schmidt, quien trabajaba tallando lentes y espejos.

La estructura del telescopio catadióptrico está compuesta en términos generales, de una lente correctora en la boca del telescopio, que envía el haz de luz recibido al espejo situado en el fondo del tubo; este espejo lleva incorporado en su centro un orificio o agujero de un tamaño calculado. El haz de luz es reflejado hasta otro espejo, (el secundario) que a su vez vuelve a reenviar el haz de luz, comprimido hacia el orificio del primario, ahí es recogido por el ocular o por el espejo diagonal y de ahí al ocular.

· La ventaja principal de estos telescopios es que mitigan las aberraciones, dando una imagen excelente.

· Se pueden utilizar para la observación de planetas y objetos de espacio profundo.

Existen varios diseños de catadióptricos, los más comunes y usados son los modelos Schmidt-Cassegrain y el Maksutov-Cassegrain.

· Schmidt-Cassegrain. Abreviado: Sch-Cas. El espejo primario parabólico se sustituye por un espejo esférico y la aberración esférica se corrige con una placa de Schmidt en el espejo secundario. Permite combinar buenas características de reflectores y refractores y se suelen utilizar para obtener imágenes de amplio campo. También son populares entre los amateurs.

Es una lente especial que se ubica adosada al espejo secundario del telescopio. La misma posee una forma especial, cuyo corte diametral presenta una forma ondulante. La corrección producida da mejores resultados que con el espejo secundario plano corriente. El nombre del sistema se denomina así por la invención de la lente por el óptico Schmidt.

· Maksutov-Cassegrain. Abreviado: Mak-Cas. En esta variedad no solo mejora la óptica del espejo secundario sino también la del espejo principal. Las correcciones hacen que los Mak-Cas's posean una nitidez inigualable. El sistema fue inventado por el eximio óptico ruso Maksutov.

La enorme cantidad de luz y calor que emite el sol hace que sea un objeto difícil de observar de manera directa.

Los antiguos astrónomos ya desarrollaron técnicas interesantes para poder determinar la posición y movimiento del sol, y así calcular los calendarios. En Xochicalco (México), la luz del sol penetra en una cueva a través una estrecha perforación, y solo en determinadas fechas ilumina el interior.

Una forma muy segura de poder observar el sol a través de un telescopio es la de proyectar su imagen en una pantalla blanca. Esta técnica fue pensada por Galileo.

Actualmente se han construido telescopios especiales para la observación solar como el de Kitt Peak.

Los telescopios solares son altas torres que reciben la luz del sol y la reflejan en su interior hasta los instrumentos que toman las imágenes o los espectros. No son telescopios de gran diámetro, pero sí de longitud focal muy larga, para obtener imágenes muy amplificadas.

En el siguiente diagrama se aprecia la estructura típica de un telescopio solar, en el que la luz es reflejada por una serie de espejos móviles hacia el espejo primario del telescopio y luego es captada por las cámaras y los espectrómetros.

Debido a que es imposible mover un instrumento de esas dimensiones, se utiliza una serie de espejos móviles que reflejan la luz hacia una serie de espejos y lentes fijos que representan el verdadero telescopio. Este dispositivo se llama celostato y está colocado sobre una montura de tipo ecuatorial, de manera que el celostato se mantiene siempre alineado con el sol.

De esa manera, la torre del telescopio puede ser totalmente vertical, pues la función de seguimiento la realiza el celostato, como sucede en el telescopio solar de 1 m. en Suecia que se expone a continuación:

Para observar las capas más externas del sol se utiliza un instrumento llamado coronógrafo. Se trata básicamente de una lente puesta delante del telescopio con una obstrucción circular que oculta el disco solar, creando un eclipse artificial.

Por medio del coronógrafo se pueden estudiar no solo los fenómenos que ocurren en la corona solar, sino que es posible observar los cometas cuando pasan a pocos cientos de miles de kilómetros del sol, como sucede en la siguiente imagen donde la flecha señala el paso del cometa SOHO-6.

Además, nos permite observar estrellas y planetas como se ve en esta imagen del coronógrafo a bordo del satélite solar espacial SOHO.

Para estudiar los diferentes fenómenos físicos que ocurren en el sol, las imágenes captadas por el telescopio solar son filtradas por filtros que permiten la transmisión de longitudes de onda muy específicas.

Para la observación directa se utiliza un filtro de mylar colocado en frente del objetivo o en el ocular. El primer lugar es mucho más recomendable, pero hay que tener cuidado de que no presente ninguna raya o perforación, puesto que eso podría hacer que el instrumento concentrara una gran cantidad de luz en la pupila del observador, generando daños permanentes en la vista.

Los filtros H Alfa dejan pasar solo la longitud de onda de la luz que emite el hidrógeno, bloqueando todas las demás.

Un radiotelescopio capta ondas de radio emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario, que produce imágenes en luz visible.

El primer radiotelescopio fue la antena de 9 metros construida por Grote Reber en 1937. A principios de los 50's el Interferómetro Cambridge realizó un análisis del cielo que dio lugar a los famosos mapas 2C y 3C de fuentes de radio. A finales de los 50 y principios de los 60's el radiotelescopio de una sola antena más grande del mundo era el telescopio de 76 metros en Jodrell Bank, puesto en funcionamiento en 1957. Este fue el último de muchos radiotelescopios construidos a mediados del siglo XX y ha sido superado por telescopios y conjuntos de telescopios más modernos.

El radiotelescopio individual más grande del mundo es el RATAN-600 (Rusia) consistente en 895 reflectores rectangulares dispuestos en un círculo de 576 metros de diámetro (Descripción del RATAN-600).

El radiotelescopio más grande de Europa es la antena de 100 metros de diámetro situada en Effelsberg, Alemania, que además fue el telescopio totalmente móvil más grande durante 30 años, hasta que se inauguró el Green Bank Telescope en el 2000.

El radiotelescopio más grande de los EEUU hasta 1998 era el Big Ear de la Universidad Estatal de Ohio. El tamaño típico de una antena de radiotelescopio es de 25 metros. Hay docenas de radiotelescopios de dimensiones similares funcionando en radio observatorios de todo el mundo.

El radiotelescopio más conocido (a pesar de que no es móvil) probablemente sea el radiotelescopio de Arecibo, situado en Arecibo, Puerto Rico.

Otro radiotelescopio muy conocido es el Very Large Array (VLA), en Socorro, Nuevo México. Éste telescopio es un array interferométrico compuesto por 27 antenas.

El mayor conjunto de radiotelescopios existente en el 2007 es el GMRT, el Gigante Metrewave Radio Telescope, ubicado cerca de Pune en India. Es la mayormatriz del mundo de radiotelescopios. Está operado por el Centro Nacional de Radio Astrofísica, una parte del Instituto Tata de Investigación Fundamental de Bombay.

Otro conjunto aun más grande, el 'LOw Frequency ARray' (LOFAR), está en construcción en Europa occidental (Holanda y Alemania), formado por 25000 pequeñas antenas distribuidas en un área de varios cientos de kilómetros de diámetro.

Es un ambicioso proyecto consistente en construir un array interferométrico distribuido a lo largo de Holanda y norte de Alemania, con un área efectiva total de hasta 1 kilómetro cuadrado.

La misión del LOFAR consiste en sondear el universo con frecuencias de radio desde ~10 – 240 MHz con mayor resolución y sensibilidad que otros sondeos anteriores, como el 7C y el 8C, y los sondeos del Very Large Array (VLA) y el Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT).

El 26 de abril de 2005, un superordenador IBM Blue Gene-L fue instalado en el centro matemático de la Universidad de Groningen para procesar los datos producidos por el LOFAR. Este supercomputador se convirtió en el más poderoso de Europa en la lista TOP500.

Una vez que esté terminado, hacia el año 2012, el Gran Conjunto de Radiotelescopios de Atacama, en Chile, el Observatorio ALMA, será el mayor proyecto astronómico jamás construido por el hombre. El complejo contará con más de 60 antenas y ofrecerá imágenes del universo hasta diez veces más detalladas que las del telescopio Hubble y veinte veces más precisas que las obtenidas por el VLA de Nuevo México.

Una vez que entre en funcionamiento, las 68 antenas que conforman el radiotelescopio podrán moverse en función de las necesidades de los astrónomos gracias a los dos vehículos construidos por la compañía Scheuerle Fahrzeugfabrik, preparados para transportar antenas de más de 115 toneladas.

Cada uno de los vehículos de transporte mide diez metros de ancho por veinte de largo y tiene 28 ruedas. Su potente motor les permitirá mover los radiotelescopios de un lado a otro hasta colocarlos en la disposición que sea precisa.

El lugar en el que se encuentra el complejo, conocido como el Llano de Chajnantor, ofrece unas condiciones ideales para la observación de las estrellas. Además de los 5.000 metros de altitud, la extrema sequedad de este desierto optimiza la recepción de las ondas de radio milimétricas y sub-milimétricas con las que trabajará el sistema.

Construido con colaboración de entidades de todo el mundo, el objetivo de este gigantesco complejo es conseguir las imágenes más detalladas que hayamos visto nunca sobre la formación de estrellas y galaxias y ofrecer alguna nueva pista sobre los orígenes del universo.

La parte de la astronomía dedicada a las observaciones a través de radiotelescopios se denomina radioastronomía.

Muchos objetos celestes, como los pulsars o galaxias activas (como los quasars) emiten radiaciones de radiofrecuencia y son por ello más "visibles", o incluso sólo visibles en la región de radio del espectro electromagnético. Examinando la frecuencia, potencia y tiempos de las emisiones de radio de estos objetos, los astrónomos son capaces de ampliar nuestra comprensión del Universo.

Los radiotelescopios también se utilizan en ocasiones en proyectos como SETI y en el seguimiento de vuelos espaciales no tripulados.

La astronomía infrarroja consiste en la observación y estudio de fuentes astronómicas a partir de la radiación infrarroja que emiten.

Aunque en general se denomina infrarroja a la radiación electromagnética de longitud de onda más larga que la de la luz visible (400-700 nm) y más corta que la de la radiación de terahertzios (100-1000 μm) o las microondas (1-1000 mm) , en astronomía suele considerarse como infrarrojo el rango entre 1 y 1000 micrómetros.

Esta subdivisión tiene su razón de ser en los diferentes fenómenos físicos que son observables en cada uno de estos rangos, así como en las distintas técnicas de observación y tecnología de detectores empleados en cada uno de ellos.

La atmósfera terrestre absorbe la radiación procedente de fuentes astronómicas en casi todo el espectro infrarrojo, exceptuando unas cuantas ventanas de transmisión atmosférica en las que transmite parcialmente, y además emite intensamente en el infrarrojo, por lo que la observación en el infrarrojo desde tierra requiere de técnicas que permitan eliminar la contribución de la atmósfera.

Debido a que la radiación infrarroja es menos absorbida o desviada por el polvo cósmico que la radiación de longitud de onda más corta, se puede observar en infrarrojo regiones que quedan ocultas por el polvo en luz visible o ultravioleta.

Entre las regiones que son más efectivamente estudiadas en el infrarrojo se cuentan:

Los objetos sólidos en el espacio -- desde el tamaño de un grano de polvo interestelar (de menos de una micra) hasta los planetas gigantes -- tienen temperaturas que van de 3 a 1500 kelvins (K). La mayoría de la energía irradiada por objetos en este rango de temperaturas se encuentra en el infrarrojo. Las observaciones infrarrojas son por lo tanto de particular importancia en el estudio de medios a baja temperatura, como son las nubes interestelares con mucho polvo, donde las estrellas se están formando, así como las superficies heladas de los satélites planetarios y los asteroides.

Los granos de polvo cósmico oscurecen partes del Universo, bloqueando la luz que llega de regiones críticas. Este polvo se vuelve transparente en el cercano infrarrojo, donde los observadores pueden estudiar regiones ópticamente invisibles como el centro de nuestra Galaxia (y de otras galaxias) y densas nubes donde las estrellas y los planetas están naciendo. Para muchos objetos, incluyendo las estrellas en regiones con mucho polvo, los núcleos galácticos activos e incluso galaxias enteras, la radiación visible absorbida por el polvo y re-emitida en el infrarrojo constituye la mayor parte de su luminosidad.

Las observaciones Infrarrojas proporcionan acceso a muchas líneas espectroscópicas

Las bandas de emisión y absorción de virtualmente todas las moléculas y los sólidos se encuentran en el infrarrojo, donde pueden usarse para estudiar las condiciones físicas y químicas de ambientes relativamente fríos. Muchos átomos y iones tienen líneas espectrales en el infrarrojo, que pueden usarse para estudiar las atmósferas estelares y el gas interestelar, explorando regiones que son demasiado frías o con demasiado polvo para ser estudiadas en luz visible.

El corrimiento al rojo cósmico, que resulta de la expansión general de Universo, desplaza la energía inexorablemente hacia longitudes de onda largas, siendo el corrimiento proporcional a la distancia del objeto. Debido a la velocidad finita de la luz, los objetos con un gran corrimiento al rojo se observan según eran cuando el Universo era mucho más joven. Como resultado de la expansión del Universo, la mayoría de la radiación óptica y ultravioleta emitida por las estrellas, las galaxias y los quásares desde el principio de los tiempos, ahora se encuentran en el infrarrojo. Cómo y cuándo los primeros objetos del Universo se formaron será esclarecido en gran parte gracias a las observaciones infrarrojas.

Debido a que la transmisión de la atmósfera en el infrarrojo está limitada a algunas ventanas, e incluso en ellas, la transparencia depende de la cantidad de vapor de agua por la que tiene que pasar la luz, los telescopios para observar en el infrarrojo se deben ubicar en lugares secos y a gran altura.

Entre los lugares donde estas condiciones se cumplen se cuenta Mauna Kea, en Hawaii, Estados Unidos, donde existe gran cantidad de telescopios y Paranal en la región de Antofagasta, Chile, sitio del VLT, Very Large Telescope de la ESO, Observatorio Europeo Austral.

Aún mejor es usar observatorios espaciales, que pueden ver en regiones en que la atmósfera terrestre es completamente opaca. Entre las misiones pasadas más importantes se encuentran el IRAS y el Observatorio Espacial Infrarrojo.

Hoy por hoy destacan la cámara NICMOS en el Telescopio Espacial Hubble, y el Telescopio Espacial Spitzer, lanzado en 2003.

En los próximos años, está previsto lanzar el Telescopio Espacial James Webb y el Observatorio Espacial Herschel, ambos centrados en el estudio del infrarrojo.

La astronomía de rayos-X es una rama de la astronomía, que estudia la emisión de rayos-x de los objetos celestes. La radiación de rayos-x es absorbida por la atmósfera, así que los instrumentos para captar rayos-x deben estar a gran altitud, en el pasado se utilizaban en globos y cohetes sonda. En la actualidad la astronomía de rayos-x es parte de la investigación espacial y los observatorios de rayos-x se instalan en satélites. La astronomía de rayos X proporciona a los astrofísicos un medio de estudiar ciertos acontecimientos violentos y ricos en energía que se producen en el Universo. Casi todas las categorías de objetos astronómicos, desde estrellas cercanas hasta quasares distantes, emiten rayos X en algún momento de su ciclo vital.

Los rayos X son una parte de un amplio espectro de energía denominado radiación electromagnética. Las ondas electromagnéticas van desde los rayos gamma, de alta energía y baja longitud de onda, hasta las ondas de radio de baja energía y longitud de onda elevada, pasando por la luz visible. Los rayos X tienen longitudes de onda más cortas y energías más elevadas que la luz visible y la radiación ultravioleta, pero su longitud de onda es mayor que la de los rayos gamma. Son suficientemente potentes, y su longitud de onda es lo suficientemente baja, para atravesar muchos materiales que reflejan o absorben la luz visible.

Los objetos o regiones del espacio emiten rayos X por alguna de las dos causas siguientes.

Aunque los rayos X atraviesan fácilmente muchos objetos macizos, la atmósfera terrestre absorbe la mayor parte de este tipo de radiación que incide sobre ella. Por lo tanto, la astronomía de rayos X necesita instrumentos situados por encima de la atmósfera. Los astrónomos emplean cohetes, globos y satélites para situar sus instrumentos más allá de la atmósfera. También deben usar telescopios y detectores especiales, puesto que los rayos X atraviesan los telescopios ordinarios.

Los telescopios de rayos X reflejan y enfocan estos rayos para producir una imagen utilizable por los astrónomos. Muchos telescopios de rayos X emplean un espejo metálico con forma hiperbólica, parabólica, o una combinación de ambas. El espejo o reflector de estos telescopios de rayos X —denominados telescopios de incidencia rasante— no es relativamente plano, como el de los telescopios ópticos, sino casi cilíndrico. Cuando los rayos X llegan al reflector, inciden de forma rasante sobre su superficie. El ángulo entre el reflector y los rayos X es justo lo suficientemente grande para que el reflector los refleje hacia un foco central, pero no lo bastante como para que absorba los rayos X o los deje pasar a través de él. La mayoría de los telescopios de rayos X contienen varios reflectores concéntricos; cada reflector aumenta la potencia de captación de radiación de telescopio.

Otro tipo de telescopio de rayos X —denominado telescopio multicapa— tiene un reflector más plano, más parecido al de un telescopio óptico. Muchos de los rayos X que inciden sobre el reflector de un telescopio multicapa lo atraviesan, pero unas capas muy finas de materiales especiales intensifican los rayos X que sí son reflejados. Los telescopios multicapa pueden captar radiación procedente de una zona del cielo mayor que un telescopio de incidencia rasante.

Los reflectores de los telescopios de rayos X de incidencia rasante o multicapa captan y enfocan la radiación, pero la información obtenida debe ser registrada para que los astrónomos puedan utilizarla. Unos detectores que actúan como cámaras electrónicas detectan y registran la radiación que llega al punto focal del telescopio. Un detector puede ser un dispositivo de acoplamiento de carga (CCD), un detector de placa microcanal o una cámara de ionización. Los tres tipos de detectores registran como señal electrónica la ubicación de cada fotón de rayos X que incide sobre el detector.

Cualquier objeto celeste que produzca gases calientes o campos magnéticos intensos puede emitir rayos X. Entre estos objetos figuran fuentes situadas dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y fuentes externas a la Vía Láctea. Las fuentes galácticas incluyen estrellas, estrellas dobles o binarias, púlsares, emisoras explosivas de rayos X y restos de supernovas. Entre las fuentes extragalácticas se hallan las galaxias de rayos X, los quasares y la radiación de fondo de rayos X. Algunos objetos sólo emiten una parte minúscula de su energía total en forma de rayos X. Otros pueden ser tenues en el espectro visible y emitir una radiación intensa de rayos X.

Una estrella normal como nuestro Sol genera rayos X en su capa externa, la llamada corona, que alcanza temperaturas elevadas. Las erupciones solares, o estelares, también emiten rayos X. La superficie de la mayoría de las estrellas ordinarias es demasiado fría para generar rayos X.

Una binaria de rayos X es una pareja de estrellas que emite este tipo de radiación. Las binarias de rayos X están formadas por una estrella normal que orbita en torno a un objeto muy denso, como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. La atracción gravitatoria del objeto denso arranca parte de la atmósfera externa de la estrella normal. El flujo de material procedente de la atmósfera estelar forma un disco que gira en torno al objeto más denso. Este gas se calienta por rozamiento y emite rayos X.

Las estrellas de neutrones pueden emitir rayos X debido al intenso campo magnético que las rodea, hasta un billón de veces superior al de la Tierra. Una estrella de neutrones es el núcleo extremadamente denso, que gira a gran velocidad, de una estrella que ha explotado en una supernova. Si tiene una compañera cercana, la intensa gravedad de la estrella de neutrones arranca material de la otra estrella. El campo magnético de algunas estrellas de neutrones es tan intenso que obliga al material atrapado a caer sobre su superficie a través de una especie de embudos magnéticos situados en los polos de la estrella. El rozamiento calienta el material entrante y hace que emita rayos X. El campo magnético de la estrella también afecta a los rayos X emitidos, forzándolos a salir en haces estrechos desde los polos magnéticos. La estrella de neutrones parece emitir los rayos X de forma pulsante porque la estrella gira varias veces por segundo, orientando los puntos calientes de los polos hacia la Tierra como si fuera un faro giratorio. Las estrellas de neutrones que emiten rayos X de este modo se denominan púlsares de rayos X.

Algunas estrellas de neutrones tienen campos magnéticos más débiles que permiten que el material entrante caiga sobre toda la superficie de la estrella. Con el tiempo, se acumula tanto material que la capa superficial se hace suficientemente densa para desencadenar una gran explosión termonuclear. La explosión calienta el gas y hace que genere rayos X. Este tipo de estrellas de neutrones —denominadas emisoras explosivas de rayos X— puede aumentar su producción de rayos X un millón de veces durante una explosión. La radiación de rayos X se va debilitando, y el sistema binario entra en un largo periodo de tranquilidad mientras se vuelve a acumular material de la otra estrella en la superficie de la estrella de neutrones.

Ciertas estrellas muy masivas explotan en una supernova al final de su vida. La estrella comienza a agotar su combustible nuclear y empieza a colapsarse. Llega un momento en que la densidad cada vez mayor de la estrella desencadena una última y enorme explosión nuclear. Las ondas de choque generadas por esta explosión calientan el gas interestelar hasta tal punto que el gas emite rayos X durante miles de años.

La mayoría de las galaxias contiene el mismo tipo de objetos emisores de rayos X que los que existen en la Vía Láctea, pero estas galaxias están tan distantes que generalmente no es posible detectar esas fuentes desde la Tierra. Sólo se pueden detectar objetos extragalácticos de energía muy elevada, como grandes supernovas o agujeros negros extremadamente masivos. Los centros de muchas galaxias son emisores potentes de rayos X. Los astrónomos creen que esto se debe a que casi todas las galaxias tienen en su centro un agujero negro supermasivo. Estos agujeros negros tienen una masa entre un millón y 1.000 millones de veces superior a la del Sol, y producen campos gravitatorios y magnéticos muy intensos. En las galaxias especialmente activas en el espectro de rayos X (galaxias de rayos X), a menudo existe gran cantidad de material en torno al agujero negro del núcleo galáctico. Al precipitarse esta materia hacia el agujero negro, el rozamiento calienta el gas y el polvo lo suficiente para generar rayos X. Los electrones también son atrapados y acelerados por el campo magnético del agujero negro, produciendo rayos X.

El telescopio espacial de rayos X Chandra, lanzado por la NASA en julio de 1999, detectó por primera vez, en noviembre de 2002, la existencia de dos agujeros negros supermasivos en el centro de una misma galaxia. Otros telescopios, trabajando en otras regiones del espectro (visible, infrarrojo y radio), habían observado ya dos núcleos brillantes en esta galaxia, situada a 400 millones de años luz de la Tierra, pero no pudieron determinar su naturaleza; las emisiones de rayos X permitieron al telescopio Chandra estudiar los dos objetos por separado e identificarlos como agujeros negros supermasivos.

Los cúmulos de galaxias figuran entre las fuentes de rayos X más luminosas del cielo. Los rayos X son producidos por enormes cantidades de gas hidrógeno muy caliente que existen en estos cúmulos. Los astrónomos han comprobado que la cantidad de materia visible en el cúmulo no es suficiente para explicar cómo tanto gas se ve comprimido y calentado a temperaturas tan elevadas. Su conclusión es que debe existir una cantidad enorme de materia oscura —materia que no emite radiación electromagnética por lo que no es visible para los observadores terrestres— para proporcionar la fuerza gravitatoria necesaria para retener el gas en el cúmulo de galaxias.

El Universo en su conjunto también emite radiación de rayos X. La radiación de fondo de rayos X es intensa y uniforme (es decir, igual en todas las direcciones). Esta uniformidad es una de las razones por la que los astrónomos creen que casi todas las galaxias del Universo tienen en su centro un agujero negro emisor de rayos X. La distribución de galaxias en el Universo es uniforme a gran escala, por lo que los rayos X procedentes de agujeros negros galácticos explicarían la uniformidad de esta radiación de fondo.

El físico alemán Wilhelm C. Roentgen descubrió accidentalmente los rayos X en 1895 durante un experimento de laboratorio. Llamó a la radiación “rayos X” porque la x es un símbolo matemático común para lo desconocido. Roentgen y otros científicos descubrieron muy pronto la capacidad de estos rayos para atravesar numerosas sustancias, y aplicaron sus investigaciones sobre rayos X a la medicina y la industria.

Los rayos X procedentes del espacio exterior no fueron descubiertos hasta después de la II Guerra Mundial (1939-1945). Los científicos del Naval Research Laboratory (Laboratorio de Investigación Naval) de Estados Unidos equiparon un cohete V-2 capturado a los alemanes con un detector de rayos X, y lo hicieron atravesar la atmósfera terrestre. El detector registró rayos X procedentes del Sol.

En 1962, un grupo de científicos estadounidenses —entre ellos Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Frank Paolini y Bruno Rossi— envió un detector de rayos X montado en un cohete para estudiar el efecto del Sol sobre la emisión de rayos X de la Luna. Pero, en lugar de ello, el detector captó rayos X procedentes de una fuente intensa en la constelación Escorpio. El objeto, denominado Scorpius X-1 o Sco X-1, fue el primer agujero negro descubierto.

Alentado por este descubrimiento inesperado, Giacconi encabezó el desarrollo del primer observatorio situado en órbita alrededor de la Tierra, llamado Uhuru (“libertad” en lengua swahili). Lanzado en 1970, el Uhuru trazó un mapa de todo el cielo y descubrió unas 300 fuentes de rayos X, muchas más de las que nadie había imaginado nunca.

A finales de la década de 1970, la NASA (National Aeronautics and Space Administration) lanzó una serie de satélites de rayos X con notable éxito, llamados “observatorios astronómicos de alta energía” (HEAO, siglas en inglés). El HEAO-2, también llamado observatorio Einstein, fue el primer observatorio espacial capaz de obtener imágenes de rayos X comparables a las imágenes producidas por telescopios ópticos. El telescopio Einstein reveló que muchas galaxias y quasares activos son potentes emisores de rayos X.

Durante la década de 1980, las agencias espaciales europea, japonesa y rusa siguieron enviando misiones astronómicas de rayos X dirigidas en gran medida a estudiar en profundidad fenómenos como las emisoras explosivas de rayos X o los púlsares de rayos X.

En la década de 1990, un satélite alemán de rayos X llamado satélite Roentgen (ROSAT) proporcionó una visión más nítida, sensible y amplia de la radiación celeste de rayos X. El estudio del ROSAT de la totalidad del cielo identificó casi 60.000 fuentes de rayos X en todo el Universo.

Otros tres satélites de rayos X lanzados durante esa década fueron: el “satélite avanzado para cosmología y astrofísica” (ASCA), el “explorador Rossi de cronomedición de rayos X” (RXTE), ambos estadounidenses, y el “satélite italiano para astronomía de rayos X” (BeppoSAX), de los cuales, el RXTE es el único que continúa operativo.

En diciembre de 1999, cuatro meses después de que la NASA lanzara el telescopio Chandra, la Agencia Espacial Europea puso en órbita otro telescopio de rayos X de tecnología avanzada, el Newton XMM, que envió sus primeras imágenes a principios de 2000. Datos obtenidos por este telescopio durante más de un año, permitieron presentar, en abril de 2003, un catálogo de unas 30.000 fuentes de rayos X, entre las que aparecen localizadas miles de estrellas y galaxias desconocidas hasta entonces.

La astronomía por rayos ultravioletas utiliza una radiación electromagnética cuyas longitudes de onda van aproximadamente desde los 400 nm, el límite de la luz violeta, hasta los 15 nm, donde empiezan los rayos X. La radiación ultravioleta puede producirse artificialmente mediante lámparas de arco; la de origen natural proviene principalmente del Sol.

Nombre	Abreviación	Longitud de onda (nm)	Energía por fotón (eV)
Ultravioleta cercano	NUV	400 – 200	3,10 – 6,30
Onda larga	UVA	400 – 320	3,10 – 3,87
Onda media	UVB	320 – 280	3,87 – 4,43
Onda corta	UVC	280 - 200	4,43 – 6,20
Ultravioleta lejano	FUV, VUV	200 – 10	6,20 - 124
Ultravioleta extremo	EUV, XUV	91,2 – 1	13,6 – 1240

La astronomía ultravioleta se ha practicado desde comienzos de la década de 1960, con la ayuda de detectores montados en satélites artificiales que proporcionan datos sobre objetos estelares inaccesibles desde la superficie de la Tierra. Uno de estos satélites es el Explorador Ultravioleta Internacional, lanzado en 1978.

La atmósfera de la Tierra impide que la mayor parte de la radiación ultravioleta que proviene del espacio exterior llegue a su superficie. Sin embargo, la luz ultravioleta con una longitud de onda entre 410 y 300 nm, llamada 'región ultravioleta cercana' puede alcanzar la superficie terrestre a través de la atmósfera. La radiación ultravioleta con una longitud de onda entre 300 y 10 nm solamente se puede detectar mediante instrumentos de observación situados por encima de la atmósfera de la Tierra. Estos instrumentos de observación incluyen telescopios y satélites artificiales en el espacio.

Un telescopio enviado a una altitud de 40 km, es decir, casi por encima de la capa de ozono de la atmósfera, puede observar la luz ultravioleta de hasta unos 200 nm. Para observar longitudes de onda menores de 200 nm, el dispositivo de observación tiene que estar colocado por encima de la atmósfera terrestre. Los telescopios situados en globos o pequeños cohetes son de gran utilidad, pero su tiempo de observación se ve limitado a unos cuantos minutos en el caso de un cohete y a algunas horas cuando se trata de un globo. Desde 1968 la mayor parte de las observaciones del ultravioleta medio y lejano se han efectuado desde telescopios situados en la órbita de la Tierra. (La región ultravioleta entre 300 y 200 nm se conoce como el 'ultravioleta medio'. El 'ultravioleta lejano' se encuentra entre 200 nm y aproximadamente 91 nm). Algunos de los satélites artificiales puestos en órbita para detectar el ultravioleta son: el Observatorio Astronómico en Órbita, el Observatorio Astronómico Copérnico, el Satélite Europeo TD-1, el Satélite Astronómico de los Países Bajos, el Observatorio Astronómico UIE, el telescopio espacial Hubble y, más recientemente, el Explorador de la Evolución de Galaxias (GALEX).

El Explorador Ultravioleta Extremo exploró gran parte de la región ultravioleta desde 91 hasta 10 nm, llamada el ultravioleta extremo, zona difícil de detectar debido a la continua absorción de fotones causada por la ionización de los átomos de hidrógeno y helio interestelares.

La astronomía de rayos gamma se define como el estudio astronómico del cosmos a través de los rayos gamma (fotones de energía superior a los rayos X). La atmósfera terrestre protege al planeta de la radiación gamma, por ello las primeras observaciones astronómicas de los fotones gamma tuvieron que realizarse mediante globos sonda y cohetes (para tiempos de observación muy cortos) antes de que se fabricaran los primeros satélites artificiales.

La radiación gamma es extremadamente potente, su detección requiere aparatos de grandes dimensiones, formados por una serie de gruesas placas metálicas. Su funcionamiento guarda ciertas similitudes con el del contador Geiger.

La astronomía de rayos gamma es a veces llamada la del universo "violento" debido a que las fuentes de rayos gamma son, por lo general, explosiones, colisiones a gran velocidad, chorros de partículas, etc.

Mucho antes de que los experimentos detectaran la emisión de rayos gamma procedente de fuentes cósmicas, los científicos ya suponían que el universo producía este tipo de fotones. El trabajo realizado por Eugene Feenberg y H. Primakoff en 1948, Sachio Hayakawa y I.B. Hutchinson en 1952, y, especialmente, Philip Morrison en 1958, deja constancia de que un gran número de diferentes procesos que están produciéndose en el universo provocan la emisión de rayos gamma. Estos procesos incluyen interacciones de rayos cósmicos con gas interestelar, supernovas e interacciones de electrones con campos magnéticos. Sin embargo, no es hasta la década de los 60 cuando se desarrolla la capacidad real de detectar este tipo de emisiones.

En 1991 la NASA colocó el Observatorio Compton de Rayos Gamma de 17 toneladas en una órbita en torno a la Tierra. Al cabo de sólo unos meses de operación, sus cuatro telescopios ya habían detectado unos 100 “estallidos” de rayos gamma, fuentes de energía tan intensa que sobrepasan en muchas veces la energía total de la explosión de una supernova, pero que sólo duran de una fracción de segundo a 100 segundos. Sin embargo, el observatorio no podía localizar el punto donde se producía un estallido con la suficiente rapidez ni precisión para situar la fuente que lo producía. La misión finalizó en junio de 2000.

A finales de 1996 se lanzó el satélite BeppoSAX, un proyecto italiano capaz de detectar rayos gamma y rayos X con mayor precisión y rapidez que el Observatorio Compton. A partir de datos recogidos por este satélite y de observaciones realizadas desde el Observatorio del Roque de los Muchachos (confirmadas más tarde por el Observatorio Meridional Europeo de La Silla y el telescopio espacial Hubble), los astrónomos fueron capaces de medir de forma aproximada, en mayo de 1997, la distancia a la que se producía un estallido de rayos gamma, que se localizó fuera de la Vía Láctea. El BeppoSAX estuvo operativo hasta abril de 2002, y un año más tarde se produjo su reentrada en la atmósfera terrestre.

Un telescopio Cherenkov es un detector de rayos gamma de muy alta energía en el rango de 25 GeV a 50 TeV desde la superficie terrestre. En la actualidad hay cuatro grandes telescopios Cherenkov en operación, CANGAROO-III, MAGIC, HESS y VERITAS.

MAGIC significa Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope, o sea "Telescopio de rayos gamma por emisión de radiación Cherenkov en la atmósfera". Está localizado en el Observatorio del Roque de los Muchachos en La Palma (Islas Canarias). Inicialmente desde su construcción en 2004, MAGIC estaba constituido por un telescopio Cherenkov con un espejo de 17 metros de diámetro y un área de 240 metros cuadrados, capaz de detectar los destellos de luz producidos en la atmósfera por rayos cósmicos. Desde 2008 se le ha unido un segundo telescopio, un clon del anterior, apodado MAGIC-II. Operado junto al primero, mejorará su resolución angular y su sensibilidad.

El 17 de octubre de 2002, la Agencia Espacial Europea lanzó el observatorio de rayos gamma Integral (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, Observatorio Astrofísico Internacional de Rayos Gamma) desde el cosmódromo de Baikonur, en Kazajstán. La misión, en la que participan también Estados Unidos, Rusia, Polonia y la República Checa, ha sido diseñada para estudiar los fenómenos de más alta energía del Universo, como los estallidos de rayos gamma y los asociados a supernovas, estrellas de neutrones y agujeros negros. Para ello, el Integral, de unos 5 metros de altura y 4 toneladas, cuenta con cuatro instrumentos: la cámara de alta resolución IBIS y el espectrómetro SPI, para el estudio de la radiación gamma; el detector JEM-X de rayos X y la cámara óptica OMC. Dos meses después de su lanzamiento el observatorio comenzó a recopilar datos y tomó sus primeras imágenes.

La astrofotografía o astrografía es una mezcla entre la fotografía y la astronomía que consiste en la captación fotográfica de las imágenes de los cuerpos celestes. El empleo de la fotografía en la astronomía supone una serie de ventajas respecto a la observación directa, por cuanto que la emulsión fotográfica, expuesta por un tiempo suficientemente largo, viene impresionada también de radiaciones visibles de intensidad demasiado débil para poder ser percibidas por el ojo humano, incluso con la ayuda de potentes telescopios.

Además el uso de emulsiones particularmente sensibilizadas permite el estudio de los cuerpos celestes que emiten radiaciones comprendidas en zonas del espectro luminoso a las cuales el ojo humano no es sensible. A menudo son usados también sistemas digitales, basados sobre CCD o CMOS, enfriados a bajísimas temperaturas para disminuir el ruido electrónico. Gracias al uso de filtros interferenciales, es también posible obtener fotografías sólo a la luz de algunas líneas espectrales, obteniendo por consiguiente informaciones sobre la composición de su fuente de luz. Para la práctica de la astrofotografía, pueden emplearse cámaras digitales compactas de calidad y costo accesible, cuyas calidad de ópticas y opciones de configuración en los tiempos de exposición, sensibilidad, abertura y foco, permitan la obtención de imágenes más que aceptables

Estos tienen mucho que ver con las características de los objetos que queremos fotografiar. Las más importantes son:

La primera de estas peculiaridades nos obliga a efectuar un seguimiento, es decir, mantener a los objetos a fotografiar dentro del campo y en la misma situación. Esto se consigue, normalmente, fijando la cámara a un telescopio con montura ecuatorial motorizada, que realiza los movimientos necesarios para que la fotografía sea correcta. Dejaremos para otro momento las peculiaridades del seguimiento. Solo apuntar que para que las fotos sean correctas, es necesario que el telescopio (su montura) este apuntado lo más exactamente posible al polo celeste correspondiente - en nuestro caso, el norte.

La segunda característica, la falta de luminosidad, obliga a prolongar las exposiciones durante lapsos de tiempo inhabituales en la fotografía típica. Las exposiciones pueden ir desde unos cuantos segundos para algunos planetas, hasta varias horas en el caso de nebulosas débiles. Por tanto, hay que prestar especial cuidado a factores que no afectan a la observación visual, tales como el viento, golpes, vibraciones, etc. que adquieren especial relevancia. De hecho, una medida de nuestro nivel de experiencia será la capacidad de sacar fotos correctas con tiempos de exposición grandes, sacrificando sensibilidad en la película para obtener imágenes de menor grano con películas de mayor resolución pero menor sensibilidad.

Una vez dicho todo esto, pasemos a describir los tres sistemas más habituales. Los tres son igualmente buenos y su utilización solo vendrá marcada por el tipo de fotos que queramos obtener.

Es decir, para obtener imágenes de una sección amplia del cielo, con poco aumento, usaremos la técnica conocida como fotografía en paralelo. Para lograr una imagen de mayor resolución de algún objeto más concreto, aun de menor campo, utilizaremos la de foco primario, y finalmente, para obtener grandes aumentos de objetos de relativa luminosidad y poco tamaño -normalmente, fotografía planetaria- usaremos la técnica de proyección por ocular

Esta técnica puede ser considerada como la más simple, aunque también tiene sus dificultades propias. Consiste en usar el telescopio y su montura como mero soporte físico para la cámara. No utilizaremos el sistema óptico del telescopio, excepto tal vez para guiar la exposición. Se usan objetivos normales de fotografía digamos de entre 50mm y 200mm. Las únicas precauciones a adoptar son:

- La unión mecánica de la cámara con el telescopio debe ser rígida para evitar deslizamientos y vibraciones.

- Es conveniente cerrar el diafragma del objetivo al menos 1 punto (pongamos de f/2,8 a f/3,5) para reducir las imperfecciones típicas de dichos objetivos. Normalmente estas no se aprecian en las fotos normales, pero son evidentes en la fotografía astronómica.

Ahora bien, si queremos aprovechar las características ópticas del telescopio, es decir, su capacidad para captar más luz y su poder de resolución mayor, utilizaremos esta técnica, sustituyendo el objetivo de la cámara por el sistema óptico del telescopio. Esto nos permitirá, a costa de un campo más reducido, una magnitud límite mayor y un detalle imposible de captar con un objetivo estándar.

Para ello debemos retirar el objetivo de la cámara (por lo tanto, nuestra cámara deberá ser del tipo de objetivos intercambiables) y el ocular y prisma del telescopio.

Para adaptar la cámara al telescopio, deberemos usar, valga la redundancia, un adaptador. Este consiste, normalmente, en un cilindro uno de cuyos diámetros se corresponde con el del ocular del telescopio y uno de cuyos extremos se corresponde con la rosca o bayoneta de cada cámara en particular.

A la hora de utilizar esta técnica hay que tener en cuenta que normalmente la relación de apertura del telescopio (f/) es mayor que la de los objetivos fotográficos (pongamos una relación típica de f/10 a f/8 en los telescopios frente a la f/1,2 a f/3,5 de los objetivos). También deberemos utilizar algún tipo de guiado, (paralelo o de fuera de eje) para evitar que los objetos aparezcan desplazados en la película.

Esta técnica es la más adecuada para captar objetos de cielo profundo de medio-pequeño tamaño, en donde el factor fundamental sea la luz y el detalle frente al tamaño del campo o el aumento

La última de las técnicas que veremos es la denominada por proyección sobre ocular, o proyección. Consiste en un montaje similar al anterior pero sin retirar el ocular del telescopio, utilizando además del adaptador de cámara un "separador" que permita tanto alojar en su interior el ocular como separar este del plano focal de la película. Así conseguiremos un fuerte aumento de las imágenes a costa de reducir su luminosidad.

Esta especialmente indicada para la fotografía planetaria, donde los cuerpos fotografiados tienen un diámetro angular aparente significativo, además de una cierta luminosidad. Es especialmente sensible al enfoque y el seguimiento (guiado) es el más crítico de los tres. Aquí es también un factor importante el llamado "golpe de espejo" (vibración que se transmite en las cámaras "réflex" al levantarse el espejo para permitir la impresión de la película) que puede hacer nuestras imágenes inservibles.

Una de las cuestiones que se plantean al iniciarse en la Astronomía Aficionada, después de comprarse el primer telescopio es la astrofotografía.

Tras las primeras observaciones, la gente suele preguntarse ¿Donde están esas nebulosas y cúmulos? ¿Y esos colores que salen en las imágenes de las revistas? La respuesta es sencilla: nuestros ojos no están diseñados para captar esos objetos tan débiles. Para verlos deberíamos ser capaces de almacenar la débil luz que emiten durante mucho más tiempo. Desgraciadamente, la evolución ha creído más interesante "vaciar" lo percibido a menudo para permitirnos así captar el movimiento.

La solución está en la fotografía. Una película fotográfica va acumulando la luz (los fotones) recibidos a lo largo de todo el tiempo que dura la exposición. Esta acumulación, aparte de su sensibilidad para el color, permite que una exposición de unos cuantos segundos, con una película medianamente sensible (800 ASA por ejemplo), capte muchas más estrellas que nuestro ojo. Este tan solo alcanzará a percibir, en condiciones ideales, objetos de magnitud 6, mientras que con la fotografía podremos captar fácilmente objetos de magnitud 9 o 10, y se mostrara mucho más sensible al color proporcionándonos imágenes de gran belleza.

Ahora bien, para realizar fotos de objetos celestes, deberemos tener en cuenta tres cuestiones fundamentalmente: la cámara que usaremos, la película, y el tiempo de exposición. En este articulo nos centraremos en la primera pasando de forma rápida por los otros dos.

En cuanto al tiempo de exposición, ya hemos comentado que la ventaja de la película fotográfica es que es capaz de acumular luz durante periodos largos de tiempo. Pero si queremos obtener imágenes del firmamento, deberemos tener en cuenta que este "gira" aparentemente, dando una vuelta cada veinticuatro horas aproximadamente -por supuesto que es la Tierra la que gira- y por tanto, si queremos hacer exposiciones de más de unos pocos segundos, deberemos utilizar algún sistema de seguimiento que mueva la cámara de tal forma que la luz emitida por los objetos fotografiados incida durante toda la exposición sobre los mismos puntos de la película.

Si no disponéis aun de los sistemas de seguimiento necesarios, podéis hacer vuestros pinitos en la astrofotografía sin seguimiento, para lo que os recomiendo que leáis los magníficos artículos de Eduardo Rodríguez:

El segundo factor, la película, puede ser igualmente tratado con mucha más profundidad. Digamos tan solo que hoy existen películas tanto de negativo como de diapositivas de muy buena sensibilidad a la vez que un grano lo suficientemente fino para obtener magníficos resultados. Tan solo deberemos tener en cuenta que cuanto más rápida sea la película, mas grano tendrá, y si nuestro cielo no es lo suficientemente oscuro, deberemos realizar exposiciones más cortas para evitar el velado de la película. Películas como las Kodak Ektachrome o Ektapress o las Fuji Superia de sensibilidad de 400 o 800 ASA nos servirán perfectamente para empezar. Posteriormente, podremos usar películas como la Kodak Pro 400 PPF de muy alta calidad para astrofotografía.

Bien, llegamos al factor que nos ocupa, la cámara. Normalmente para utilizar una cámara para astronomía es necesario que reúna las siguientes características:

Los elementos hasta aquí mencionados son los indispensables. La cámara será más adecuada para la astrofotografía si cumple estas otras condiciones:

Bueno, la parte de la cámara ya está... Ahora necesitareis "conectarla al telescopio".

La fotografía en astronomía se suele hacer utilizando alguna de las tres técnicas siguientes:

Mi consejo es comenzar por esta tercera opción, aun realizando el seguimiento de forma manual, ya que es la menos complicada técnicamente y te ayudara a experimentar con tiempos de exposición, películas, etc.

Las dos primeras, al utilizarse mayores aumentos, exigen realizar un seguimiento mucho más preciso para que las estrellas no salgan "movidas" y normalmente se necesita poner dos telescopios en paralelo, uno para sacar la foto, y otro para hacer el seguimiento - o bien utilizar unos dispositivos llamados de "guía fuera de eje" que desvían mediante un prisma una pequeña parte de la luz que recorre el telescopio hacia un ocular que puede ser utilizado durante la exposición. Desgraciadamente producen efectos no deseados, aparte de su precio.

Para las dos primeras técnicas es necesario un adaptador entre el tipo de bayoneta que tenga tu cámara (Nikon, Olympus, Pentax, etc) y la llamada "rosca universal", que existira probablemente en tu telescopio en donde se coloca el ocular. Veréis que desmontando alguna pieza, existirá una parte roscada de unos 45 mm de diámetro y unos 12 hilos de rosca por cm. Ahí es donde deberá acoplarse mediante el adaptador.

Para terminar decir que este tipo de cámaras suelen encontrarse relativamente baratas de segunda mano -ya que no tienen sistemas eléctricos, luces y telemandos- e incluso algunas ya no se fabrican. De entre las consideradas como mejores están las Canon F-1, Canon F1-N, Nikon F-3, Nikon F-2, Pentax MX, y Olympus OM-1, pero cualquiera otra que cumpla con los requisitos principales arriba enumerados te servirá.

Las imágenes son ya esenciales en todos los trabajos astronómicos de investigación: baste recordar que muchos fenómenos no hubiesen sido descubiertos sin la fotografía por ser una técnica capaz de acumular luz + tiempo; entre los mismos se puede citar la estructura de las galaxias espirales, la presencia de millones de nuevas galaxias, las supernovas en galaxias distantes o las nebulosas más tenues, todos ellos objetos tan débiles que son invisibles a simple vista en los mayores telescopios sin ayuda fotográfica. Cuando los objetos a estudiar son tan débiles que la fotografía no puede casi captarlos –como los quásares más distantes o los arcos gravitatorios- se recurre a la microelectrónica: se ha comenzado a emplear en todas partes el chip CCD. El detector de imagen CCD fue desarrollado en 1970 por los investigadores norteamericanos Boyle y Smith de los Laboratorios Bell, en principio sin ninguna utilidad astronómica, y aplicado a la Astronomía en 1976.

Con el correr del tiempo la técnica fotográfica se está quedando obsoleta; ¿por qué?:sencillamente porque la electrónica está ofreciendo un montón de ventajas sobre la fotografía convencional, algunas de las cuales son:

-un almacenamiento masivo de imágenes en un volumen mínimo (discos magnéticos, magneto-ópticos y ópticos en un futuro próximo), lo que no ocurre con los frágiles archivos en placas de vidrio de los centros profesionales clásicos.

- es capaz de obtener imágenes retocadas, mejoradas, coloreadas artificialmente, etc… proceso que cuesta bastante trabajo en la fotografía clásica.

- es fácil la transmisión de imágenes a larga distancia por medio de Internet, el correo electrónico, las líneas telefónicas y otros similares.

- la suma de varias imágenes en una (adición electrónica) posibilita efectuar exposiciones “virtuales” de varias horas: así en enero de 1994 un grupo de 9 tomas de 25 minutos cada una (exposición virtual de 3,75 horas) permitió la captura del cometa Halley, con un brillo de 26ª magnitud, cuando estaba más allá de los 2.800 millones de kilómetros.

¿Cómo se efectúa el paso de imagen fotográfica (contenido analógico) a imagen digital (contenido digital)?, el proceso es bien sencillo y lo represento en este ejemplo simplificado: dada una imagen fotográfica ya revelada y con una alta resolución (una buena fotografía) por medio de un detector se lee punto a punto y línea a línea toda la imagen; esto puede lograrse por medio de una cadena de sensores (fotodetectores) que convierten cada nivel de brillo de la imagen original (variaciones analógicas) en un impulso eléctrico proporcional al brillo de cada punto (valores digitales). Estos impulsos van a almacenarse en diferentes posiciones de memoria que registran su valor y posición, según dos ejes ortogonales x e y; cuando el detector ha barrido completamente la imagen (con una resolución que depende del número de detectores capaces de leer la imagen en cada línea) tenemos un registro digital de la misma: un conjunto ordenado de valores numéricos que corresponden a la posición y brillo de cada uno de los puntos leídos en la imagen analógica. Así en un detector capaz de leer sólo 10 puntos por línea la resolución de la imagen digitalizada será la mitad de otro detector capaz de leer 20 puntos por línea; de la misma forma si el detector es capaz de leer 100 puntos por cada línea de barrido la resolución sería 10 veces superior a la del primer detector y sólo 5 que la del segundo. Un buen ejemplo de digitalizador simple lo encontramos en el caso de un telefax: por la entrada (indicada en la parte izquierda del esquema) se introduce el material gráfico a reproducir que puede ser texto, fotografías, diagramas o cualquier imagen que refleje la luz. Un dispositivo mecánico adecuado toma y arrastra de manera homogénea el material a reproducir, de modo que pasa de forma adecuada bajo la cadena de fotodetectores; éstos leen línea a línea (cada una formada por un número determinado y fijo de puntos) el brillo de la imagen, transformando en impulsos eléctricos de valor variable (según el brillo de cada punto) cada zona fotográfica. Si la lectura ha sido homogénea en el arrastre (algo siempre deseable) al final el detector emite información digital en varias salidas:

- la rotulada como S1 refleja la posición mecánica de cada zona de la fotografía original; servirá para colocar -al reconstruir la imagen- en el lugar exacto el valor de cada punto y de cada línea según estos dos ejes: el del arrastre (x) y la posición en cada línea (y).

- la rotulada como S2 contendría el valor de brillo de cada punto en cada línea.

- la rotulada como S3 puede contener otra información auxiliar: si la toma se ha digitalizado de manera normal o en alto contraste, si en exploración normal o de alta resolución, si se ha aclarado u oscurecido, si contiene o no medios tonos, etc ...

Todas estas salidas S1, S2, S3, ... Sn, van con posterioridad al codificador que convierte los impulsos de manera adecuada y los codifica en forma de bits (dígitos binarios) para su emisión a distancia: en el caso de un telefax esta distancia puede oscilar entre una decena de metros (en unas oficinas de varias plantas) a miles de kilómetros (en el caso de oficinas comerciales en el extranjero). Es posible la existencia de ruido en la línea (que puede ser un conductor, en el caso de líneas telefónicas, o el espacio en el caso de radioenlaces), ruido que degrada la calidad de la información transmitida llegando, en ocasiones, a perder parte de la información si los bits afectados son adyacentes. Para evitar este efecto se introducirá en cada porción de la información ("palabras" en el argot informático) unos bits que sirvan en el receptor para saber si en su llegada hay o no cambios con respecto a lo que se emitió del emisor: el ejemplo más sencillo es el denominado bit de paridad, que detecta y corrige la presencia de un bit erróneo. Esto se consigue por medio de códigos correctores, de los cuales no hablaré porque nos centraremos en la digitalización y no en la transmisión de datos; basta saber que en los fax actuales es posible reconstruir parcialmente una imagen ligeramente degradada, aunque no si el ruido es notorio y se pierde mucha información.

La imagen digitalizada constará, como es lógico, de una cantidad limitada aunque puede ser muy grande, de puntos de información (o bits) cada uno de ellos con 3 valores:

En el caso de una imagen normal -ideal para transmitir textos- este último valor sólo puede ser 0 ó 1, dependiendo de si ese punto contenía o no luminosidad y de si ésta alcanzó un umbral mínimo de activación, pero esto son aguas mayores que no trataré ahora por ser algo fuera de nuestro interés; en el caso de que esta imagen se desee leer en modo medios tonos o imagen con grises -ideal para trasmitir fotografías- este valor puede variar entre 0 (para un punto totalmente blanco) y un cierto valor máximo que puede ser 7 si el detector trabaja con 8 niveles de gris (0, 1, ..., 7) ó superior si trabajo con un número mayor de bits. A menor valor más claro y a mayor valor más oscuro; de este modo puede simularse una escala de grises, aunque según la electrónica de los procesadores se pueden utilizar otras técnicas matemáticas más complejas, como la interpolación o el tramado.

Este ejemplo del fax, tan corriente hoy en día en nuestra sociedad informatizada, nos ha servido para conocer de un modo superficial la conversión analógico-digital. Para los más curiosos puedo decir que en 1842 Alexander Baim sentó sus principios, en 1902 Arthur Kirn empleó ya la célula fotoeléctrica, en 1922 se transmitió la primera imagen (Roma-Bar Harbor, Maine) y en 1937 fue lanzado el primer periódico emitido por radio-facsímil, difundiéndose esta técnica comercialmente desde 1948. Hoy en día no se concibe una oficina sin fax.

Ambos casos transforman las variaciones lumínicas analógicas del objeto a captar en valores digitales (números) que se pueden interpretar electrónicamente. Pero hay dos diferencias fundamentales entre el tubo y el sensor CCD: la primera es que mientras el tubo está formado por una capa fotoconductiva homogénea (el target), que será explorada y proporciona una señal de salida continua, el chip CCD está formado por una serie de elementos discretos que serán interrogados de forma secuencial. La segunda diferencia es que la superficie del target del tubo puede ser variada durante la exploración (para adaptarla a la imagen originada por el objetivo), pero el formato del CCD es fijo y habrá de ser la lente la que se tendrá que adaptar al formato que se desee. El sistema del tubo no nos interesa en absoluto en este caso.

En el segundo caso partimos también de una imagen analógica en la cual encontramos variaciones de brillo de unas zonas a otras; esta imagen puede ser lo mismo una toma viva (obtenida a través de un telescopio) como una imagen sobre soporte (una fotografía) que va a ser analizada. En estos dos ejemplos el sistema de captación o transformación de imagen es similar: la utilización de un chip CCD.

Pero ¿qué es un chip CCD?; un chip CCD (siglas que corresponden a Charge Coupled Device o Dispositivo de Carga Acoplada) no es más que una pastilla semiconductora de tecnología MOS (Semiconductor Metal Óxido) sobre la cual se han grabado con técnicas especiales miles de condensadores: cada uno de ellos se forma colocando un conductor en la superficie del silicio semiconductor (substrato); el conductor y el substrato están separados por un estrecho aislante. Si se aplica una tensión al conductor primero se formará en el substrato, inmediatamente debajo del conductor, una región de deplexión en la cual se pueden mantener las cargas; es decir, que si se aplica una tensión positiva al conductor la región de deplexión se forma y si proyectásemos inyectar cargas negativas en esa región citada la carga se mantendrá allí: así pues las cargas que en un condensador normal se mantienen en las placas conductoras -separadas una de la otra por la capa de aislante- en el chip se albergan en una zona inmediatamente debajo del conductor.

La estructura de un registro de desplazamiento acoplado por carga o CCD se produce porque a lo largo de las superficies del substrato se localiza, en las proximidades, un array de electrodos de conducción. En el esquema he marcado un array de 4 electrodos adyacentes que están gobernados por 4 señales de reloj. Como se indica en este esquema en el primer ciclo t1 del reloj mientras en el condensador A1 tenemos carga en el A2 y A3 no la hay; en el siguiente paso del reloj t2 la zona de deplexión bajo A1 persiste mientras que se forma una nueva bajo A3. En el siguiente ciclo t3 se forma una zona de deplexión debajo de A2 con lo cual la carga de A1 se extiende hasta A3 a través de A2: como resultado la carga se ha repartido por toda la región extendida. Durante los dos intervalos t2 y t3 una y otra región están sin formar, empujando la carga a la derecha para que en el intervalo siguiente t4 la carga existente originalmente en A1 se desplace lateralmente hasta la zona A3. Disposiciones especiales deben hacerse para inyectar carga en la primera región de deplexión cuando se requiera y para detectar presencia o ausencia de carga en la última región de deplexión; estas inyecciones y detecciones se realizan siempre en sincronismo con la señal del reloj. Como es natural en todo circuito, siempre existe una cierta disipación de energía en la carga cuando ésta se transfiere en el registro de desplazamiento, siendo por ello necesario incluir provisión para refrescar la carga periódicamente a lo largo de toda la estructura.

Un ejemplo de CCD simple puede ser el chip Intel 2.464 CCD: la memoria contiene 256 registros de desplazamiento recirculantes cada uno con 256 bits; con una capacidad de 256 x 256 ó 65.536 bits (64 Kb en total) la memoria tiene una única línea de entrada y otra de salida de datos. Mientras que los primeros chips CCD se fabricaron experimentalmente a inicios de los años 1970, no llegaron a las cámaras de televisión comercial hasta 1986 (con el modelo ICX-018, de 268.000 píxeles en un formato de 510 columnas por 493 filas), mejorados en 1987 (con la atenuación del smear*) y 1988 (chips de 380.000 píxeles y 778 columnas por línea). Las cámaras modernas de TV comercial o las videocámaras de aficionado son todavía más eficientes y presentan muy pocos problemas comparados con sus ventajas.

Todo esto está muy bien y quizá algún aficionado se haya enterado más o menos de su funcionamiento teórico, pero ¿cómo se presenta el chip CCD? Para el aficionado profano el chip no es más que un pequeño dispositivo integrado muy reducido (unos 3 mm de lado y hasta 8,6 x 6,5 mm en los nuevos modelos, algo mayor en los más recientes) similar a otros de su estilo que es capaz de los mayores milagros nunca antes logrados por aficionados a la astronomía: posee una sensibilidad superior a los 20.000 ASA, es capaz de detectar estrellas individuales en la galaxia M-31 con exposiciones de sólo 5 minutos -en un reflector de 400 mm- y puede conseguir con una imagen deficiente o mediocre auténticas maravillas.

¿Cómo funciona este milagro?; es bien sencillo: tal y como he explicado el pequeño chip empaqueta de manera muy densa una malla de fotodiodos microscópicos (los condensadores A1, A2, ... del ejemplo anterior) cada uno de los cuales va a recibir la luz y formará un elemento de imagen (picture element o pixel). Al recibir luz cada uno de estos condensadores se activará con una eficiencia cuántica que ronda el 50-80% según la calidad del chip o la longitud de onda recibida -compárese con el 2% de los filmes usuales o el 5% de los mejores filmes fotográficos- acumulando una carga eléctrica en la citada zona de deplexión. A medida que el chip recibe luz con el paso del tiempo va almacenando electrones en cada pixel en proporción a la luz recibida; al cabo de un período de tiempo t (tiempo de integración) se mide la carga acumulada en cada celdilla por el procedimiento de correr las cargas de cada pixel al adyacente, como ya he indicado: de este modo las cargas son conducidas de uno en uno hasta salir por el extremo del chip; en este punto un circuito especial cuantifica el valor de la carga acumulada que va siendo expulsada del chip por las salidas del mismo (emitiendo un valor en forma numérica -digital-). En este esquema he representado un chip hipotético de 5 líneas con 5 elementos por línea, es decir 25 píxeles en total; los modelos usuales poseen 192 x 165 píxeles e incluso superior en los más complejos. Este proceso que comienza en el primer pixel de la primera línea se va repitiendo línea por línea hasta haber leído todo el chip: de este modo se ha obtenido una larga lista de valores numéricos que corresponden a la carga eléctrica de cada pixel ordenados línea a línea; ahora esta larga lista de números puede ser tratada de manera digital, almacenándose en formato magnético si se desea o dirigiendo la señal hasta un tubo catódico en donde formará una imagen reconocible, previa codificación por el circuito adecuado.

Al tener un rendimiento cuántico tan elevado su sensibilidad a la luz es equivalente a la de un film fotográfico de 10.000-50.000 ASA o más, además de tener una respuesta prácticamente lineal a la recepción de la luz: no posee el nefasto y tan molesto efecto de reciprocidad (efecto Schwarzschild citado) típico de los filmes corrientes. Otra ventaja es que permite obtener tiempos de integración (o intervalos de lectura de los píxeles) que oscilan entre los 50 milisegundos y los 10 minutos o más, con lo cual estamos en disposición de controlar el tiempo de exposición. Por lo general el rango de trabajo con luz oscila entre los 400 nanómetros (luz azul) y los 1.100 (infrarrojo cercano), siendo bastante sensible al rojo y algo menos al azul; ello se puede evitar o paliar empleando filtros correctores de color si así se desea. En general la eficiencia es del 10% para los 450 nm, sube a 45% en los 600 nm, alcanza el máximo (55%) en los 650 nm y se estabiliza en los 46-48% en el trayecto 680-800 nm, para descender rápidamente al 20% al llegar a los 880 nm bajando ya al 10% en los 900 nm. Los chips más novedosos tienen una eficiencia cuántica ligeramente diferente a la aquí descrita.

"El mejor telescopio es el que tienes". Pues eso, salvo que puedas adquirir el telescopio que desees mañana mismo, tendrás que conformarte con el que tienes. :-) así de sencillo. Lo que sí es posible es adecuar el trabajo que vamos a realizar con nuestra cámara CCD al telescopio que tenemos.

Veamos algunas de las características más importantes del sistema de adquisición que vienen determinados por parámetros del telescopio:

La resolución se mide en (segundos de arco /pixel). No puedo (ni debo) citar un valor concreto de resolución, cada tipo de trabajo precisa una diferente, por ejemplo ciertos trabajos planetarios o astrométricos requieren resoluciones elevadas, sin embargo, si estamos buscando supernovas, la resolución es un factor a sacrificar frente a la detectividad.

La fórmula que expresa la resolución (R) en función de la el tamaño del pixel (T) de nuestro sensor, la apertura del telescopio (A) y la distancia focal (F) es:

Con telescopios de aficionado las resoluciones medias que se obtienen son del orden de entre 2 y 4 segundos de arco /pixel, aunque no hay que perder de vista que haciendo binning se reduce la resolución. Emplear binning en la adquisición de una imagen tiene el mismo efecto que reducir la distancia focal del telescopio.

Cuando se realiza fotometría con un sensor CCD, hay que conseguir que el flujo luminoso de la estrella a medir o las estrellas de comparación recaiga sobre varios píxeles, para así muestrear la imagen correctamente, es decir, para que existan varias muestras (píxeles) con información sobre la estrella. Si la luz de la estrella a medir ocupase un solo pixel solo tendríamos una estimación del brillo de la estrella y ya hemos visto que no todos los píxeles tienen la misma sensibilidad...

Otro definido por el telescopio es el campo cubierto por la imagen. Si hay algún trabajo en el que las cámaras CCD no se muestran efectivas es en la adquisición de imágenes de gran campo. El campo cubierto por un chip CCD típico no excede de alguna decena de minutos de arco. Así que olvidaros de adquirir M42, M31 y otros clásicos fotográficos. Pero seamos realistas, ¿que trabajo con aspiración de obtener datos útiles requiere la adquisición de una imagen de varios grados?

Como solución parcial a este "problema" se pueden hacer mosaicos, es decir, composiciones de imágenes para así abarcar más campo estelar.

La detectividad del sistema de adquisición la definen la abertura del telescopio y las características del chip CCD. Lo primero que sorprende nada más ver la primera imagen que adquieres con una cámara CCD es la sensibilidad que tiene. La mayoría de los objetos Messier aparecen en exposiciones de algún segundo. Con un 8" y un buen cielo se puede llegar a la 20 magnitud. Esto abre todo un nuevo abanico de posibilidades a cualquier telescopio de aficionado.

Otro consejo práctico: hay que proteger el chip CCD de cualquier fuente de luz que no sea la "boca" del telescopio, también hay que sellar toda posible entrada de luz parásita, especial atención merece el enfocador, etc.

Tema clave este. Las limitaciones del sistema de adquisición casi siempre vienen por aquí. Bien es cierto que míseras exposiciones de un minuto permiten detectar objetos muy débiles y que durante un tiempo nos parecerá suficiente, pero en cuanto aprendes un poco sobre estos sensores y sobre procesamiento de imágenes te das cuenta que de un minuto nada, necesitas exposiciones de varios minutos si quieres hacer un trabajo serio y que la relación S/N de la imagen sea lo suficientemente buena como para poder procesar la imagen de forma adecuada.

El problema siempre es el mismo, los fabricantes venden tubos ópticos de calidad alta o media "subidos" en auténticos flanes ecuatoriales. Hay que gastar una buena cantidad de dinero en una montura si queremos que haga seguimiento preciso sin guiado automático durante más de 2 minutos y no conozco ninguna montura de aficionado que haga seguimiento durante 10 minutos sin error. Creo que simplemente no existe.

Este, como os digo, es uno de los principales problemas con el que os tendréis que enfrentar si queréis trabajar con CCD. Pero que nadie se traumatice, siempre hay soluciones.

Una de ellas es comprar una guía automática, que no es más que una cámara CCD dedicada a la corrección de los errores de seguimiento de la montura, corrige dichos errores actuando sobre los motores de la montura. La clásica es la ST4 de Santa Barbara Instrument Group. Con este sistema se pueden realizar exposiciones muy largas sin problemas.

Otra solución es comprar una cámara con dos chips, como la ST7 de SBIG. Estas cámaras tienen dos chips colocados uno al lado de otro y mientras que uno realiza la adquisición de la imagen, el otro se encarga de la corrección de la montura. Inconveniente: el precio.

La otra solución (parcial) es trabajar sumando imágenes, como se ha explicado en el apartado de procesamiento de imágenes, aunque ya hemos visto también que 10 imágenes de 1 minuto no es igual a una imagen de 10 minutos!

En fin, que tenéis que tener una buena montura, creo que este es un buen consejo para quien aún no han adquirido el telescopio, prestad, si cabe, más atención a la montura que al tubo. Un ejemplo, en el NTO tenemos varios tubos y monturas, casi nadie está descontento con su tubo pero no se puede decir lo mismo de las opiniones sobre las monturas.

Si nos referimos al ordenador preciso para la adquisición de imágenes, no ha de ser una gran máquina, aunque es recomendable que sea un portátil, sobre todo si pensáis "mover el observatorio" de vez en cuando. Por tanto, el ordenador de adquisición no precisa un gran microprocesador ni mucha RAM, un modelo de esos que ya nadie quiere nos puede servir perfectamente.

Muy diferente ha de ser la elección del ordenador para procesar imágenes, aquí os aconsejo lo que con la montura: cuanto más mejor, nunca sobra. Una imagen generada por cualquier cámara comercial tiene fácilmente varios cientos de Kbyte, lo que hace que sea difícil de manejar por ordenadores lentos. Cualquier procesamiento sencillo efectúa operaciones que han de ser realizadas sobre todos los píxeles, con la gran cantidad de cálculo que ello conlleva, si la máquina es lenta, el procesamiento se convierte en una tortura.

Los métodos de restauración de imágenes empleados hoy en día como el MEM u otros similares requieren también gran capacidad de cálculo por parte de la máquina. Habrá que tener un ordenador adecuado si queremos efectuarlos.

Otro problema es el almacenamiento. Las cámaras que digitalizan los píxeles en 16 bits y tienen un gran número de píxeles generan imágenes tan grandes que hay que pensar en un método de almacenamiento alternativo al disco duro como los sistemas de back-up tipo ZIP o los discos ópticos.

En lo referente al software, existen muchos programas dedicados al procesamiento, calibración y análisis de imágenes astronómicas. Algunas cámaras suelen incluir algún programa (normalmente de dudosa calidad) para procesar las imágenes. No tendrás problema para encontrar muchos de estos programas en Internet.

Esto depende en gran medida de la cámara que estéis usando. Los sistemas de refrigeración por aire son cómodos, transportables y no poseen cables, pues la alimentación la suelen tomar del mismo cable que la cámara.

Los sistemas de refrigeración por líquido son más incómodos para su transporte, ya que necesitan un depósito que "amortigüe" toda la potencia calorífica que el módulo Peltier disipa. Además, han de colocarse unos pequeños tubos conductores hasta el cabezal de la cámara.

Sin embargo, la eficiencia de uno frente a otro no es comparable. Los sistemas de refrigerante líquido son mucho más eficientes, permiten una mejor evacuación de calor y además son más estables, es decir, una vez estabilizados mantienen casi sin variación la temperatura de la cámara. Esta estabilidad es muy beneficiosa para una correcta calibración de las imágenes, porque si adquirimos una imagen con el chip a una cierta temperatura y después adquirimos el dark cuando el chip ha variado ligeramente aquella, estamos calibrando mal la toma.

Nuestra experiencia es que los sistemas de refrigeración por líquido (como el de la cookbook) son engorrosos pero eficientes, muchas cámaras incluso llevan pre-instalación para la refrigeración por líquido. Emplear una u otra es una decisión que has de tomar según el trabajo que estés realizando. Desde luego en todo trabajo lo que precise una perfecta calibración hay que exigir una temperatura estable.

En astronomía CCD, como en cualquier otra disciplina astronómica, cuanto mejor cielo mejor. Esto puede confirmarlo cualquiera que haya observado desde un emplazamiento urbano y desde uno rural.

Trabajando con sensores CCD esta diferencia continúa existiendo pero es menor. Afortunadamente, debido a la particular respuesta espectral de los sensores CCD (desviado al infrarrojo) se puede trabajar desde sitios con polución lumínica abundante. Precisamente uno de los observatorios del NTO está situado en uno de estos sitios. Cierto es que las mejores tomas las hemos realizado en el campo, pero también es cierto que un observatorio cercano a la ciudad donde uno reside es muy práctico. Así que, cuando de astronomía CCD se trata, no despreciéis ese sitio con luces molestas, ciertos trabajos son perfectamente realizables desde él.

Cuando el sitio de observación sea uno de estos emplazamientos urbanos, es importante bloquear la luz directa que puede "colarse" en el interior del tubo óptico. Colocad alguna pantalla opaca entre las farolas o luces directas y vuestro emplazamiento. Prestad especial atención a los flats, de su buena calidad depende la correcta calibración en estas difíciles circunstancias.

Tanto si este es vuestro caso como si tenéis un buen sitio en el campo o en un pueblo oscuro (mis felicitaciones) tenéis que tened en cuenta varias cosas:

1.- La toma de imágenes: se obtienen secuencias de video del planeta con la webcam acoplada al telescopio. Hay que conseguir una ampliación alta que permita llegar al límite de resolución del telescopio. Hay que tomar todas las precauciones para reducir al mínimo la turbulencia siendo importante conseguir la estabilidad térmica del tubo óptico. Sin embargo hay muchas ocasiones que la agitación atmosférica no permite imágenes detalladas y por ello la paciencia es la virtud fundamental del observador planetario. Los ficheros de video conseguidos contienen valiosa información pero distorsionada por la turbulencia ó por las limitaciones técnicas de la cámara. En el siguiente paso nos encargaremos de exprimir y aislar lo más valioso de ellos para obtener imágenes con el máximo de fidelidad.

2.- Procesamiento y realce de las imágenes: Existen diversos programas específicos para procesar las secuencias cuyo fin es integrar ó sumar cientos de fotogramas aislados para obtener una sola imagen. Tal vez Registax es el más práctico actualmente. Debido a que las imágenes de la webcam no tienen alta calidad técnica, el fin principal de este método es conseguir una ponderación ó media entre un buen número de imágenes para eliminar "el ruido". El resultado permite eliminar la granulación que interfiere en registrar los finos detalles planetarios. Técnicamente se denomina mejorar la relación señal/ruido. Posteriormente la imagen puede ser realzada en detalle mediante técnicas ya clásicas que permiten aumentar el contraste de los detalles y mejorar notablemente el aspecto. Este último paso puede hacerse con Registax ó con programas genéricos para el procesamiento de imagen digital.

Podemos hablar del "método webcam" para observación planetaria ya que tiene una serie de ventajas respecto al uso de los métodos previos: fotografía ó CCD convencional. Es mucho más eficaz porque incrementa la producción del observador, las imágenes son más detalladas, objetivas e incluso más bellas. También resulta económicamente interesante porque además que la cámara es de bajo costo, es conveniente disponer de una instalación sencilla para evitar la turbulencia local.

Técnicamente las cámaras de videoconferencia son un dispositivo de bajo rendimiento estático pero alta eficacia dinámica porque los fotogramas aislados tienen una baja calidad (alto ruido) con el fin de mantener una alta velocidad de transferencia al ordenador. Por otra parte su sensibilidad luminosa y la precisión del color son relativamente aceptables.

Para elaborar una imagen planetaria de alta resolución nos basamos en el llamado método de integración: tras obtener una secuencia de video del planeta se usa un programa que selecciona y suma todos los fotogramas útiles hasta integrarlos en una sola imagen. Es una labor que depende bastante de la capacidad del ordenador y de las funciones del software. Supone un método científico de ponderación de datos ya que su mecanismo es recopilar la información válida de cada fotograma y hacer un promedio con todos ellos.

Hay una evolución técnica evidente en nuestro método. Se hablaba de “Quickcam astronomy” en Sky&Telescope de Junio 1998 refiriéndose a las primeras webcams en blanco y negro. Posteriormente se usó bastante el modelo VC en color pero todavía con menor resolución y velocidad de transferencia que el modelo Toucam Pro, que ha tenido un enorme éxito y difusión. El software de procesamiento ha marcado el ritmo de esta evolución y tras una fase de uso de Astrostack, actualmente el más avanzado es Registax. Hay otros muchos programas menos específicos pero de gran eficacia como por ejemplo la versión 4 de Iris.

La observación planetaria con webcam no se debe confundir con obtener imágenes de planetas con fines artísticos. El fin debe ser recabar información de la superficie de los planetas y a tal efecto es importante una sólida formación del observador en las bases de la observación planetaria clásica para analizar los detalles visibles y valorar su importancia. Las imágenes con frecuencia no son de alta calidad pero pueden contener información valiosa de fenómenos esporádicos. Hay que anotar con precisión los datos técnicos y también mantener contacto con los coordinadores, a los cuales hay que enviar pronto las observaciones. Para esto último, Internet ha supuesto un importante avance.

A pesar de tratarse de una actividad bastante especializada, los observadores con mejores resultados utilizan un equipo relativamente modesto. Debido a las limitaciones de la atmósfera, el telescopio no requiere una excesiva abertura: entre 25 y 30 cms. Es ideal. Hay tendencia a reducir la abertura necesaria gracias a los excelentes resultados: con un telescopio de 20 cms. Se pueden conseguir imágenes espectaculares. De todas formas es importante que su calidad óptica sea bastante alta y en este aspecto hay una cierta dificultad porque muchos telescopios comerciales no proporcionan las debidas garantías al respecto. Por otra parte es mejor usar el telescopio en un emplazamiento abierto porque el uso dentro de una cúpula puede incrementar notablemente la turbulencia térmica localizada. La webcam debe ser con sensor CCD siendo el modelo más recomendable la Toucam Pro 2 (PCVC840). Se adaptará al telescopio retirando su objetivo original y con un poco de ingenio ó adquiriendo un sencillo adaptador. La ampliación se realiza con lentes de barlow ó con un ocular de calidad.

Por último el ordenador necesario puede ser bastante modesto ya que es suficiente un procesador de 300 MHZ. Para la labor de procesamiento es de todas formas preferible un equipo más actual que tenga un “micro” de al menos 1 GHZ.

Al tratar sobre el telescopio más apropiado para planetas, tras mi experiencia y estudio profundo del tema encuentro discrepancia con la idea clásica al respecto. Se decía que los mejores telescopios planetarios eran los refractores ó los Newton de alta calidad. En mi opinión la cualidad más importante para obtener éxito es la facilidad para el manejo y el uso, y a tal efecto los modelos catadióptricos creo son muy apropiados.

Hay que buscar también que su calidad óptica sea buena y ello no es fácil. Por una parte los telescopios comerciales ofrecen muy poca garantía al respeto y por otra si se piensa en construir un telescopio de calidad, los fabricantes de elementos de precisión no son asequibles ni fáciles de encontrar. Hay por tanto bastante fraude al respecto precisamente porque los usuarios no saben valorar el nivel de calidad.

En los últimos años esta situación se ha visto muy mejorada al menos en el ámbito norteamericano porque los usuarios han aprendido a valorar y reclaman mejor calidad óptica. Ello se ha visto claramente reflejado en la producción de telescopios con calidad bastante estable y además han aumentado mucho los modelos de mayor reputación y precio.

En este asunto ha tenido mucho que ver la popularización del método Startest. Se trata de un sistema muy fácil de practicar que es bastante conocido por los aficionados norteamericanos pero poco difundido en Europa. Consiste en el análisis visual de la imagen de una estrella desenfocada y la comparación de su aspecto a ambos lados del foco. Hacer un diagnóstico fiable no es fácil pero en cambio no es difícil hacer una valoración cuantitativa del nivel óptico de cualquier telescopio.

De todas formas y en resumen: para obtener buenos resultados hay que conseguir que el telescopio cumpla con el criterio clásico de Rayleight (1/4 de onda como máxima aberración esférica). También es fundamental una cuidadosa colimación del telescopio que debe comprobarse con un ocular de aumento mirando una estrella desenfocada. No es preciso el uso de colimadores laser porque incluso son menos fiables.

Respecto a la abertura necesaria hay también que ser cautos. Es erróneo pensar que “mejor cuanto más grande”. La mínima abertura para conseguir alta resolución está entre 18 y 20 cms. La medida más práctica y eficaz se situa entre 23 y 30 cms. Sólo en caso de disponer de atmósfera muy estable es práctico usar telescopios de 35 a 40 cms. Los instrumentos de mayor abertura creo no son útiles en observación planetaria porque su equilibrio térmico es casi imposible y por tanto la turbulencia dentro del tubo óptico es elevada.

Esta tendencia a reducir la abertura necesaria es debida también a que gracias a la webcam superamos sin problema los límites clásicos que se imponían en cuanto a resolución. Al igual que la CCD permite registrar magnitudes de estrellas muy débiles, el método webcam permite mostrar detalles no asequibles a la observación visual. Un ejemplo lo encontramos en la resolución de la división de Encke en el anillo A de Saturno que ahora es asequible a telescopios de 25 cms.

Aunque la observación planetaria no requiere un seguimiento de alta precisión resulta muy conveniente disponer de una montura muy estable y con un seguimiento regular debido a que se usan altas ampliaciones de la imagen y el tamaño del sensor de imagen es muy reducido.

Es muy importante conseguir una amplificación adecuada. Lo mejor es usar una lente de barlow bien corregida ó un ocular de alta calidad. Se deben hacer diversas pruebas modificando la distancia hasta la cámara y como norma mínima recomiendo que en los planetas mayores (Júpiter y Saturno) se consiga una imagen que ocupe tantos píxeles como milímetros de abertura del telescopio. Sin embargo para conseguir imágenes de la máxima resolución hay que casi duplicar esta cifra. En telescopios de 25 a 30 cms. El disco de Júpìter debe ocupar de 400 a 500 píxeles. Por lo tanto la cámara debe estar en formato de 640 x 480.

Para poder centrar la imagen en el reducido campo de la webcam hay que usar algún sistema de ayuda. El dispositivo más apropiado es el flip-mirror ó espejo basculante, que permite alternar rápidamente entre el uso visual y la cámara.

En telescopios Newton es más cómodo disponer de otro dispositivo más simple y que he construido con un envase de película fotográfica. El fondo lo he sustituido por un acetato translúcido que sirve como una mini-pantalla de enfoque. Una vez se centra y enfoca el planeta se sustituye este “planet-finder” por la webcam. La carcasa de la cámara debe ir provista de un tubo de 31,7 mm. Para facilitar su manejo. También he probado con buen resultado el reciclaje de una cámara réflex en la cual se instala la placa del sensor CCD en el lugar donde debería ir la película fotográfica. El visor pentaprisma tiene un campo muy amplio y cómodo para el uso con telescopios Newton.

El observador planetario tiene un inconveniente principal que limita sin lugar a dudas sus posibilidades: la turbulencia atmosférica. Para conseguir la mayor calidad posible en sus imágenes debe establecer una sistemática basada en la comodidad y fácil acceso al equipo de observación. Para ello es muy importante disponer de un sitio en el propio domicilio aunque no sea una instalación permanente. Considero poco adecuadas las cúpulas metálicas porque son una fuente importante de desequilibrio térmico. También son poco adecuados los telescopios de gran abertura (más de 30 cms.). En cualquier caso hay que facilitar el equilibrio térmico del telescopio procurando que se “enfrie” desde el anochecer y al menos 2 horas antes de las observaciones. En resumen se puede concluir que es suficiente una instalación modesta y no importa que sea en pleno casco urbano.

Un pareado muy tópico puede resumir la filosofía del observador: “Paciencia con la turbulencia”. Una simple inspección visual al ocular nos dirá la calidad de la atmósfera: Muchos días será inútil tomar imágenes; muy pocos ías la atmósfera será casi estática y esas sesiones serán muy largas; y por último habrá otras muchas en que el cielo esté sólo algo revuelto y con un buen trabajo de procesado se podrán elaborar trabajos de calidad. Para aprovechar todas las ocasiones hay que intentarlo una y otra vez.

Hay que tener cuidado es que algunas webcams vienen con sus propiedades en modo automático (como ganancia, balance de blancos, etc) y a éstas hay que evitarlas ya que no sirven para astrofotografía planetaria debido a que si apuntamos a Júpiter vamos a necesitar menos ganancia en la webcam (porque Júpiter es brillante), y si apuntamos a Saturno, que es más débil, vamos a necesitar más ganancia y debemos cambiar estos parámetros manualmente según el caso. Hay que destacar que para usar las webcams en astrofotografía debemos retirarle el lente que tienen, desenroscándolo o bien desarmando la cámara y quitarlo, de esta forma podemos ver directamente el sensor. Luego con un poco de bricolage, le adaptamos un tubo como los que protegen los rollos de fotos de 35mm.

Básicamente lo que se hace con la cámara o webcam no es tomar una foto, sino filmar un video. El video está compuesto de numerosos cuadros o "frames" que posteriormente se procesan en software. El software, como el Registax, lo que hace es seleccionar automáticamente los mejores cuadros del video y apilarlos, esto es, superponer un cuadro encima del otro incrementando grandemente la calidad del planeta y cancelando el efecto de la turbulencia atmosférica.

Tan sólo con brevedad me referiré al ordenador necesario para la toma de imágenes. Por supuesto debe tener conexión USB y es conveniente que sea portátil para facilitar la labor. La pantalla debe tener buena calidad para poder enfocar con más facilidad y no es preciso un procesador muy avanzado. Es suficiente con 300 Mhzs. para hacer videos de 640x480 a 10 f.p.s. El disco duro debe tener bastante capacidad: recomendable un mínimo de 4 gigabytes libres.

Antes hemos indicado el formato y amplificación necesarias. Los parámetros de ajuste de la Toucam Pro son algo excesivos pero se pueden dominar en unas sesiones:

Velocidad de cuadro: es el número de fotogramas por segundo. Los valores más apropiados son 5 y 10.

Gamma: para ajustar el contraste de la imagen al máximo, hay que situarlo casi al mínimo (a la izquierda)

Saturación: es la intensidad del color. Para conseguir imágenes realistas hay que ponerlo antes de la mitad del recorrido.

El balance de blanco permite ajustar la precisión ó fidelidad del color. Si se deja en automático no se suelen conseguir resultados buenos. Es difícil ajustarlo manualmente porque se requiere entrenar el "sentido cromático". Para dar una orientación: hay que situar el cursor del rojo hacia la mitad o algo menos de su recorrido mientras que el azul debe quedarse alrededor del 25%.

La ganancia es un valor a ajustar "a ojo" hasta conseguir un brillo y contraste apropiados de la imagen.

El programa para obtener las secuencias de video no tiene gran importancia pero tal vez el más específico es K3CCDtools que además es de libre distribución. El método de obtener fotogramas sueltos en lugar de secuencias resulta válido si hay poca capacidad en el disco duro pero sus resultados son muy inferiores.

Por supuesto antes de comenzar a grabar hay que asegurarse que las condiciones son las más favorables:

Las secuencias pueden ser desde 30 a 300 segundos de duración pero es recomendable hacerlas entre 60 y 120" para los mejores resultados. No es preciso repetir a cortos intervalos porque por lo general se conseguirán similares resultados. Sin embargo es conveniente hacerlas cada 15 ó 30 min. para registrar el movimiento de rotación del planeta.

Posteriormente a la captura de vídeo viene el procesamiento y realce de las imágenes. Actualmente el programa más utilizado es el RegiStax (en 2009 en su versión 5).

A nivel de todo el planeta somos relativamente pocos los interesados en el seguimiento de las superficies planetarias.

En la década de 1980-1990 prácticamente eran dos los planetaristas habituales que tomaban imágenes de calidad: El japonés Miyazaki y el Norteamericano Donald Parker.

En estos primeros años del tercer milenio hay un cierto auge por la indicada facilidad en los medios electrónicos. Aun así se puede decir que en cada continente hay sólo un puñado de observadores con dedicación constante. La rápida difusión de los datos por Internet contribuye también al éxito y la valoración de las observaciones. También nos permite poder recibir directamente los métodos e imágenes de los expertos que paso a enumerar. Se trata de una selección de los que conozco mejor. Me consta que hay bastantes más con una labor interesante pero que al estar menos divulgada no he llegado a conocer. En el nombre de cada uno incluyo el enlace a su página web. (Todas ellas muy recomendables)

Antonio Cidadao: Es un observador infatigable que vive en Oeiras (cerca de Lisboa) en la cercana Portugal. Su trabajo es de una calidad excelente ya que obtiene gran cantidad de imágenes de alta resolución y con una experiencia de varios años. Su merito es mayor cuando se considera que dispone de un telescopio relativamente modesto: Un Schmidt-Cassegrain de 255 mm. Utiliza una cámara CCD ST5 con filtros para tricromía y un dispositivo para estabilización de la imagen (AO-2)

Thierry Legault: Sus imágenes planetarias son de una calidad excepcional pero su número es muy limitado ya que habitualmente no dispone de condiciones climáticas apropiadas. Vive en las afueras de Paris y traslada su abultado equipo a los Alpes en verano para mejorar de cielo. Usa actualmente un Schmidt-Cassegrain de 305 mm. y cámara CCD Hisis (KAF-0401). Recientemente ha declarado abiertamente su preferencia por las Webcams y está usando con gran éxito una Vesta Pro.

Damian Peach: Es un joven británico que desde hace poco se ha afincado en Tenerife, donde consigue imágenes muy notables. Es también coordinador de Júpiter y Saturno en la British Astronomical Asociation. Utiliza habitualmente un Schmidt-Cassegrain de 305 mm. y más recientemente otro de 280 mm. Su cámara es una SBig ST-5c con rueda de filtros para tricromía.

Christophe Pellier: Un aficionado francés con experiencia en observación visual de planetas que consigue excelentes imágenes a pesar de que usa un modesto reflector Newton de 18 cms. de abertura.

Paulo S. Coelho: Un meritorio observador de Portugal. Su cámara también es una Toucam Pro y su telescopio un S/C de 203 mm.

Jesús R. Sánchez: Es aficionado a la observación planetaria hace varias décadas pero lleva unos 4 años tomando imágenes de forma habitual. Dispone de lugares para observar en Córdoba y Pozoblanco. Su telescopio es un Schmidt-Cassegrain de 280 mm. y usa cámaras Web QuickCam VC y Toucam Pro.

Donald Parker: es el más veterano de los observadores planetarios. Lleva ya décadas tomando imágenes con fotografía química y electrónica. Es médico retirado y vive en Coral Gables (Florida) donde el clima es excepcionalmente bueno para la imagen planetaria. Su extensa obra es una referencia por el gran número de imágenes y la alta calidad de ellas. Su telescopio es un Newton de 41 cms. Y usa cámaras CCD (Lynx) con filtros para tricomía.

Ed Grafton: conozco su dedicación planetaria hace sólo dos temporadas pero su nivel de calidad es insuperable ya que al alto grado de resolución une un gran realismo en el colorido. Vive en Houston (Texas) donde debe recibir buenas influencias de Cabo cañaveral. Usa un excelente Schmidt-Cassegrain de 355 mm. y cámaras CCD ST6 y ST237.

Brian Colville: un canadiense que desde Ontario es capaz de seguir las atmósferas planetarias con buenos resultados. Dispone de un observatorio fijo con un Schmidt-Cassegrain de 305 mm. como principal instrumento. Usa cámaras CCD ST237 y una QuickCam Pro 3000.

P. Clay Sherrod: desde Arkansas mantiene una "patrulla" de seguimiento en planetas y otros eventos. Usa un S/C de 305 mm. y una cámar digital Olympus. Su labor es muy intensiva y encomiable aunque no consigue una alta definición.

Tan Wei Leong: un joven pero experto observador de Singapur. Tras usar un Celestron-11 de mediocre calidad está obteniendo impresionantes resultados con un Takahashi Mewlon de 250 mm. Como cámara usa siempre una Toucam Pro.

Eric NG: también un joven pero activo aficionado que tras probar muy diversos telescopios ha construido un excelente Newton de 10 pulgadas. En esta temporada ha conseguido numerosas imágenes de máxima calidad. También usa una Toucam Pro. Es muy interesante ver el panorama de su observatorio doméstico en plena gran urbe de Hong-Kong.