Siglos antes de la Era Cristiana, los griegos supieron que la Tierra era esférica, y aproximadamente 240 años antes de Cristo. Eratóstenes midió el tamaño de nuestro planeta. En el siglo VII se conocía la inclinación del eje terrestre con una aproximación de menos de un minuto de arco, se sabía muy bien la precisa duración del año e incluso la precesión de los equinoccios; la lenta desviación del eje terrestre, que da una vuelta completa en 25,800 años, también había sido descubierta. Además de grandes instrumentos visuales de posición, se habían inventado otros portátiles, tales como el astrolabio, que eran de uso general en la navegación guiada por los astros.

En la segunda mitad del siglo XVI, Tycho Brahe montó en la isla danesa de Hveen un observatorio como no se había visto nunca, provisto de grandes sextantes, cuadrantes, círculos murales, esferas armilares, etc. Puesto que no se habían inventado los anteojos, todos sus instrumentos poseían únicamente simples miras de metal, pero aún así sus medidas eran exactas, con aproximaciones de uno a dos minutos de arco, una precisión casi idéntica a la del ángulo subtendido por una regla de 30.48cm a la distancia de 804.5m.

En 1609, a los 4 años de publicarse el Quijote de Cervantes, Galileo de Padua escribió a su cuñado Benedetto Landucci, diciendo: "sabrás que hace casi dos meses corrió por aquí el rumor de que habían enseñado un anteojo al Conde Mauricio, en Flandes. El anteojo esta construido en tal forma que hace aparecer muy cercanos los objetos distantes, de manera que se puede ver claramente a un hombre a una distancia de dos millas (3.218 km.).

"Me pareció un efecto tan maravilloso que empecé a reflexionar sobre ello. Puesto que creí que sus fundamentos se hallarían en la ciencia de la perspectiva, empecé a pensar en su construcción. Finalmente lo descubrí, con tanta perfección que mi anteojo incluso excede en fama al de Flandes. Y habiendo llegado a Venecia la noticia de que yo había construido un anteojo, hace seis días que me llamo su Serenísima Señoría para que se lo enseñara a ella y a todo el Senado , y todo el mundo quedó completamente pasmado".

El pequeño telescopio "que dejó completamente atónito a todo el mundo" tenía menos de 5cm de diámetro y tan solo daba unos 30 aumentos de los objetos, pero gracias a él, Galileo descubrió montañas en la Luna, las fases de Venus, cuatro satélites de Júpiter, los anillos de Saturno, las manchas solares y la estructura de la Vía Láctea. Con el anteojo de Galileo.

Hace mas de 200 años que se descubrió que los cristales de clases distintas refractan desigualmente diferentes colores de la luz. Una lente de vidrio crown produce menos dispersión o difusión de los distintos colores que una lente en forma semejante, hecha de cristal. En consecuencia, es posible combinar una lente de vidrio convergente, o positivo, con un negativo más débil, o lente divergente de vidrio flint, en tal manera que la dispersión de la lente de flint se compense con la dispersión del de crown sin disminuir todo su poder convergente. Tal objetivo, constituido por dos clases de vidrio, recibe el nombre de objetivo acromático, con el cual dos colores cualesquiera de luz pueden hacerse incidir exactamente en el mismo foco. La corrección para otros colores si bien no es de perfección absoluta, es completamente satisfactoria.

En la mayor parte de los anteojos para observación, la distancia focal, o sea la distancia entre el objetivo y el punto donde se forma la imagen, se haya entre los 15 y los 18 diámetros del objetivo, pero el tamaño de un anteojo se indica siempre mejor por el diámetro del objetivo que por la distancia focal.

La relativa gran distancia focal de objetivos acromáticos produce una imagen a escala mas bien mayor, pero esto reduce automáticamente el área del cielo que puede ser observada de una sola vez. Por esto los refractores acromáticos son mas útiles en observación visual de objetos pequeños, tales como los planetas o las estrellas dobles, o para fotografiar pequeños conjuntos de estrellas en que es claramente ventajosa la imagen a mayor escala.

Para obtener los mejores resultados fotográficos de los objetivos acromáticos, deben calcularse las correcciones acromáticas para los colores a los cuales son mas sensibles los materiales fotográficos, colores que son los del extremo azul del espectro.

Actualmente se hayan en servicio ocho refractores fotográficos de foco largo, con objetivo de 60cm. o más de diámetro.

Aunque un solo objetivo acromático puede producir buenas imágenes de un campo relativamente pequeño, no proporciona fotografías satisfactorias de extensiones mas bastas. Para llenar esta necesidad se emplean habitualmente objetivos fotográficos compuestos de tres a seis lentes separadas.

En 1672, Newton se dio cuenta de que la lente que forma el objetivo de un telescopio refractor podría sustituirse por un espejo cóncavo para reflejar los rayos de luz en un foco, en vez de refractarlos. Cuando la luz es reflejada, el ángulo de incidencia es igual al ángulo de reflexión para todos los colores, por lo cual un telescopio reflector se haya libre de uno de los mayores problemas de los telescopios de refracción, que es la aberración cromática. Utilizando la cara del espejo como superficie de reflexión, el material del que esta hecho el espejo no es necesario que se ópticamente perfecto, ni siquiera transparente. Muchos de los primitivos espejos estaban hechos de metal.

Si la parte central del espejo esférico se ahonda muy levemente, de modo que la superficie forme una paraboloide de revolución (llamado, corrientemente, espejo parabólico) todos los rayos de luz que lleguen a la superficie del espejo en dirección paralela al eje del espejo, se reunirán exactamente en un mismo foco. Los haces de rayo paralelos que lleguen al espejo oblicuamente al eje del espejo no formaran una imagen perfecta y esta imperfección se acentúa a medida que aumenta el ángulo de incidencia y a medida que el diámetro del espejo se alarga en relación a la distancia focal.

El sencillo anteojo de Galileo era algo que llamamos un telescopio de refracción; este instrumento consta de dos lentes: una, en un extremo del tubo, se denomina objetivo, y es la pieza más importante del aparato; la otra, en el otro extremo, se halla ocular. Los rayos luminosos caen sobre la lente-objetivo y, al atravesarla, son refractados, es decir, desviados, hasta un punto llamado foco, cerca del fondo del tubo, donde forman una pequeña imagen del cuerpo que los envía. El observador de esta pequeña imagen ampliada por medio del ocular.

Durante muchos años después del descubrimiento del telescopio, se fueron construyendo cada vez mayores y mejores refractores, pero se tropezó con dificultades. Una lente simple, la que consta de un solo cristal, no refracta de igual modo los rayos de diferentes colores, sino que estos se dispersan, formando cada color su foco en un plano ligeramente diferente distinto y dando como resultado una imagen poco precisa. Este defecto llamado aberración cromática, se hace tanto más perturbador cuanto más grande sea la lente. Para corregir en parte el inconveniente, fuéronse haciendo tubos de telescopios más y más largos, y muchos de los instrumentos alcanzaron tales dimensiones que a duras penas podían manejarse. Finalmente se descubrió la posibilidad de solucionar el problema con el empleo de lentes correctoras especiales, .las cuales, sin embargo, son muy costosas y difíciles de fabricar, además de que no se elimina totalmente la aberración

Los telescopios más grandes del mundo son de tipo reflector, no sólo por ser su construcción más sencilla que la de los refractores, sino también por estar completamente libre de aberración cromática y con frecuencia pueden adaptarse más fácilmente a las necesidades particulares del astrónomo. El objetivo de los telescopios de reflexión es un espejo colocado al fondo del tubo. La luz entra por la extremidad superior del tubo, que queda abierta, y cae sobre el espejo, que la refleja hacia un punto accesible para su observación.

Es uno de los más preciosos instrumentos para el estudio del cielo. El telescopio Schimdt, ideado en 1930 por el alemán B. Schmidt, consta de tres piezas principales: un espejo esférico, una "lente correctora" especial por donde entra la luz y un porta placas curvo entre el espejo y la lente. El principio no puede ser más sencillo, si bien la fabrica de la lente correctora es en extremo complicada porque esta debe ejercer influencia variable en los rayos luminosos que tocan los distintos puntos de su superficie.

Cuanto más largo es el tubo de un telescopio, mayor es el tamaño de la imagen producida en el plano focal. La ventaja que ofrece una imagen grande para el estudio de los planetas, la Luna y, particularmente el Sol, ha dado lugar a múltiples tentativas para construir telescopios de larga distancia focal. La longitud de un tubo de telescopio no puede pasar de ciertos límites, ya que si se hace demasiado largo tiende a combarse, y se sostiene de modo que se mantenga rígido, entonces resulta tan grande y estorboso que a duras penas puede manejarse.

En monte Wilson, California, hay un telescopio construido con forma de torre para superar esta dificultad. Este instrumento ha resultado ser un medio excelente para estudiar los detalles de la superficie solar.

Isaac Newton en 1666 que la luz blanca se componía de todos los colores del arcoiris. En efecto, cuando se hace pasar por un prisma de cristal de forma especial, o es reflejada por un rayado óptico de metal debidamente preparado, la luz blanca se descompone y presenta una banda coloreada llamada espectro. La sucesión de los colores es invariable: rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul, índigo y violeta. Fraunhofer, Angstroem y otros, descubrieron más tarde que las relaciones particulares entre los colores y entre las "rayas oscuras" que bajo determinadas condiciones aparecen en el espectro, revelan muchos datos acerca del cuerpo del que proviene la luz.

El radiotelescopio es un instrumento aplicada al estudio de las estrellas, plantes, etc. El radiotelescopio permite explorar regiones del cielo donde aparentemente no hay nada, pero en las que es muy probable que algo exista, por ejemplo, con el se puede escudriñar el espacio más haya de las nubes oscuras de la Vía Láctea. Funciona lo mismo de día que de noche y proporciona preciosos datos sobre la región de radiodifusión del espectro; nuestros conocimientos han dejado de estar limitados a la energía que nos llega como luz visible.

Este instrumento consiste de una gran pantalla reflectora que recibe las señales de radio del espacio; un embudo colector que recoge la energía reflejada por la pantalla; un sistema electrónico que amplifica la energía; y un dispositivo mecánico que registra automáticamente la intensidad de los "ruidos cósmicos".

Son los que constituyen el fundamento básico de todas la mediciones de distancias astronómicas fuera de nuestro sistema solar.

La paralelaje de una estrella se define como el ángulo bajo el cual se vería desde la estrella el semidiámetro de la órbita terrestre. La paralelaje ser mayor para las estrellas relativamente cercanas y de una pequeñez que se desvanece en las muy distantes. No se conoce estrella alguna con paralelaje mayor a un segundo de arco. La estrella mas cercana visible a simple vista, aparte del sol, es Alfa del Centauro, cuyo paralelaje de 0.76 segundos de arco es igual al arco correspondiente a una regla de un pie (0.304m.) vista la distancia de 82,059km.

Actualmente todas las paralajes trigonométricas se determinan fotográficamente.

Las mejores medidas de paralelaje ofrecen un error probable de 0’’.007, que es un ángulo en pequeño que equivale a la distancia angular aparente de un centavito colocado en la punta de una torre de 300m. de altura vista a la distancia de unos 500km.

Parsecs y años de luz

De la geometría del triángulo paraláctico podemos ver si la paralaje de una estrella fuese exactamente un segundo de arco, la distancia de esta estrella al sol sería 206,265 veces la distancia de la tierra al sol, o sea, aproximadamente 31 billones de kilómetros.

La unidad de distancia antes mencionada es un Parsec, nombre formado de PARallax y de SECond. Puesto que no se conoce estrella alguna cuyo paralelaje sea de un segundo, se deduce que no conocemos ninguna estrella que no este un parsec de nosotros. La mas cercana conocida, Alfa del Centauro, esta a una distancia de unos 1.3 parsecs.

En la mayor parte de los trabajos astronómicos el brillo de una estrella se indica por un número que se denomina magnitud de la estrella.

Generalmente se usan dos clases de magnitudes. La magnitud absoluta es la que más se acerca a las luminosidades que hemos venido considerando porque es una medida del brillo real o del índice de radiación de una estrella. Magnitud aparente es, como el nombre lo indica, la medida de lo brillante con que la estrella aparece a nuestra vista y, por tanto, depende no solo de la magnitud absoluta de la estrella, sino también de la distancia a que se haya de nosotros. En algunas regiones del cielo la magnitud aparente esta también afectada por nubes de materia interestelar absorbente que opaca la luz de las estrellas más distantes, haciendo que sus magnitudes aparentes se vean más débiles de lo que serían en otro caso.

Debido a que la magnitud aparente de una estrella depende a la vez de sus distancia y de su verdadera luminosidad, es de muy poco o de ningún valor en lo que se refiere a las condiciones físicas de la misma estrella. Para ello necesitamos algunas medidas que nos digan las luminosidades reales de las estrellas individualmente sin tener en cuenta si están cerca y por lo mismo parecer brillantes, o distantes y parecer débiles. Si todas las estrellas se hallasen a la misma distancia, podrían utilizarse las magnitudes aparentes, ya que las estrellas intrínsecamente brillantes se verían brillantes y las intrínsecamente débiles se verían débiles.

La magnitud absoluta de una estrella se define con la magnitud aparente que tendría la estrella si su distancia fuese de 10 parsecs (o su paralaje fuese 0’’.1).

Las diferentes clasificaciones de colores pueden ser muy útiles. La magnitud visual de una estrella puede ser, o bien más brillante o más débil que su magnitud fotográfica, dependiendo de si la estrella esta radiando más fuertemente en el rojo o en el azul. La magnitud fotográfica de una estrella, menos su magnitud visual (o fotovisual), se conoce como el índice de color de la estrella.

Distribución de las estrellas

El primer estudio sistemático de la distribución de las estrellas lo inicio Sir William Herschel hace unos 200 años. Su método consistía en dirigir el telescopio a un gran número de regiones seleccionadas y entonces estimaba las magnitudes de todas las estrellas que aparecían en el campo visual y de este modo iba examinando todo el cielo. Así obtuvo valores estadísticos dignos de confianza para ver la distribución de las estrellas de varias magnitudes aparentes en todas las regiones del cielo. Sus observaciones confirmaron lo que podía esperarse de una inspección mucho mas irregular, o sea que el número de estrellas por grado cuadrado es mucho mayor cerca de la Vía Láctea que fuera de ella, siendo la diferencia mucho mayor para las estrellas débiles que para las brillantes.

El problema de averiguar el número relativo de estrellas de diferente magnitud absoluta existente e un volumen dado de espacio, es una cuestión fundamental para una buena comprensión del universo estelar. Puesto que podemos determinar tanto a la magnitud absoluta como las distancias de las estrellas relativamente vecinas a nuestro sol, es posible hacer una comparación volumétrica, y los resultados son algo sorprendentes.

La distribución de estrellas de clase más brillante de una determinada magnitud aparente, visibles a simple vista o en telescopios, es completamente distinta de la distribución de las clases de estrellas en un determinado volumen del espacio.

Movimientos estelares

El cielo aparece inalterable, y comúnmente hablamos de las "estrellas fijas". En pero ,todas las estrellas se mueven .Solamente su lejanía y el corto lapso de nuestra observación dan la ilusión de fijeza. Las velocidades medias de muchas estrellas a través del espacio son muy grandes para las pautas humanas .Algunas viajan a cientos de kilómetros por segundo.

Los movimientos de las estrellas pueden medirse por comparaciones precisas de sus posiciones año tras año. Sin embargo, aún las estrellas de movimientos mas rápidos no alcanzan a moverse un grado en mil años. El espectógrafo, por ejemplo, mide las velocidades hacia y desde nosotros.

Cuando se analiza la información obtenida por los cambios de posición y la medición espectográfica, encontramos que los movimientos de las estrellas como sus dimensiones físicas, no están distribuidas al azar. La regularidad aparentemente mas obvia es que mientras de un costado las estrellas parecen estar acercándose , aquellos del costado opuesto parecen estar retrocediendo. Este es el resultado del movimiento aparente del sol entre las otras estrellas, a razón aproximadamente a velocidad de 19 km. por segundo. Dicho movimiento está causado por la revolución de la tierra alrededor del sol.

Los movimientos estelares evidencian ciertas regularidades reales. Hay un efecto persistente que mucho tiempo atrás fue llamado el fluir de las estrellas. Sabemos ahora que es la consecuencia de rotación regular de la totalidad de nuestro sistema estelar, el sistema o galaxia de la Vía Láctea, en torno a su centro.

El tránsito estelar se mueve por así decirlo, en torno a un gigantesco tiovivo . El sol e arrastrado junto con el resto a unos 190 km./seg . Tarda aproximadamente 200 millones de años en completar el circuito.

Este intervalo a veces es llamado año cósmico, por analogía con el año binario.

Algunas estrellas no siguen el modelo regular de tránsito, si no que lo cruzan en cualquier ángulo a menudo a grandes velocidades. Se conocen como estrellas de alta velocidad. El término lleva a confusión. En verdad la alta velocidad de éstas estrellas se debe al velocidad aparente de l sol entre las otras. Las estrellas de alta velocidad, como grupo, se mueven en realidad al torno del centro de la galaxia mas lentamente que el sol.

Libro: Astronomía

Autor: Theodore G. Mehlin

Editorial: C.E.C.S.A. 6ª Edición 1979

Págs: 11-39; 77-95

Libro: Planetas, estrellas y espacio

Autor: Joseph Chamberlain

Editorial: Creative Educational Society 1960

Págs: 48-58

Libro: Enciclopedia de las Ciencias

Autor: --------------

Editorial: Grolier 1984

Págs: 182-184