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Jorge A Lopez M.

El Ojo Humano

Consideremos inicialmente el ojo humano, pues es con él con qué hacemos todas las observaciones astronómicas. La luz primero encuentra la córnea que esta hecha de tejido vivo y es el principal elemento de enfoque. Como no contiene irrigación sanguínea, es transparente. Detrás de la córnea está el humor acuoso, que es un líquido que se renueva constantemente y ayuda a mantener la presión correcta del ojo. Luego tenemos la pupila cuyo tamaño es controlado por los músculos del iris. Cuando la luz es intensa, se contrae haciendo que a la retina llegue sólo la luz adecuada; también se reducen las distorsiones y aberraciones que pueda tener el ojo.

Después se encuentra el cristalino, el cual es el lente de enfoque del ojo. Sin los servicios de esta lente, podríamos ver solamente los objetos lejanos. A diferencia del resto del cuerpo, el cristalino no elimina las células viejas, sino que las retiene a la manera de una cebolla. Enseguida la luz encuentra el humor vítreo, que tiene aspecto de jalea, sirve de soporte semisólido, para la delicada retina y sus tejidos inferiores. La retina esta hecha de dos clases de elementos sensibles a la luz llamados conos y bastoncillos por sus formas. Los conos distinguen colores y funcionan mejor en un ambiente brillante; los bastoncillos detectan movimiento, y operan mejor en condiciones de poca luz. Los conos son más sensibles a la luz verde de 5600 Angstrongs, mientras que los bastoncillo responden mejor a la azul verdosa de 5100 A. La retina puede funcionar sobre una variación de 10 a 14 veces en brillantez, contiene aproximadamente 120 millones de bastoncillos y 6 millones de conos, conectados con un millón de fibras nerviosas.

Los conos están concentrados en la fovea, la cual es un área de nuestra visión de cerca de uno y medio grados de diámetro, donde tenemos nuestra mayor habilidad de resolución. Fuera de esta área, los bastoncillos rápidamente ganan predominancia y alcanzan su máxima concentración en un delegado óvalo localizado horizontalmente a 19 grados y verticalmente a 15 grados de la fovea. Esto es lo que causa que en la oscuridad veamos mejor desviando un poco la vista del objeto lo cual se utiliza para observar nebulosas y objetos débiles. Los conos y bastoncillos se encuentran debajo de las fibras nerviosas, por lo tanto la luz debe atravesarlas primero. El ojo tiende a ignorar imágenes que permanecen fijas en la retina por un tiempo, por tanto el ojo cambia su posición cerca de 10 veces por segundo para evitarlo.

En la retina podemos ver separados dos puntos a un mínimo de 10 micrones lo cual es un ángulo de un minuto de arco. El diámetro de la fovea es de 0,25 milímetros o sea 25 veces el mínimo ángulo de resolución, por tanto, para ver la luna que tiene 30 minutos de diámetro tenemos que mover el ojo para observarla toda. Los cráteres en nuestro ojo forman una imagen de alrededor de un minuto de arco, por tanto no vemos su forma. Ningún planeta visto desde la tierra tiene más de un minuto de arco así que sólo los apreciamos como un punto.

El diámetro del iris varía con la intensidad de la luz de uno a ocho milímetros. En la visión diurna tiene dos milímetros y es cuando hay más agudeza visual. A menores diámetros la agudeza es limitada por la difracción, y a mayor diámetro, por las aberraciones del cristalino. Los bastoncillos dependen de un pigmento llamado púrpura que proviene de la vitamina A. La luz brillante sobre la retina hace que la púrpura visual se gaste más rápidamente, y se recupera completamente después de 30 minutos en la oscuridad lo que se llama adaptación nocturna.

Óptica

Existen dos clases de telescopios: los refractores y los reflectores. Los refractores utilizan la reflexión de la luz al pasar por un lente, los reflectores, la reflexión que se produce en un espejo. Todo telescopio se compone de dos partes: el objetivo, que es el elemento que primero recibe la luz, y se llama así por estar o ópticamente al lado del objeto a observar. El objetivo da una imagen un poco amplificada; el segundo elemento es el ocular llamado así, por estar más cerca del ojo, le permite a este ver la imagen generada por el objetivo y la amplifica. La distancia a la que se forma una imagen de un objeto situado en el infinito se llama distancia focal (F) del objetivo. Entre mayor F, mayor será la imagen que produce. Al colocar un lente de corta distancia focal (f) detrás de esta imagen, el efecto que observamos será, una imagen amplificada todavía más. Entre menor sea su distancia focal su amplificación será mayor. El aumento de un telescopio es F/f.

Por efectos de la difracción de la luz debido a que esta es una onda la cual tiene definidas su frecuencia en longitud, y que la distancia recorrida por la luz desde el borde del espejo o lente es mayor a la del centro al foco, se producen lugares donde la luz se refuerza y lugares donde se anula, creando de un objeto puntual una imagen que no es puntual con un disco llamado manchas de difracción rodeado de unos anillos que van desvaneciéndose hacía el exterior del disco. Todas las estrellas debido a la gran distancia a que están, son consideradas objetos puntuales, y al observarlas con un gran aumento, tendremos que su imagen será las manchas de difracción. El tamaño estas manchas disminuye si aumentamos el diámetro del objetivo pudiendo observarse las estrellas con un mayor aumento sin empezar a ver la mancha de difracción. Por lo tanto el mayor aumento de un telescopio está determinado por el diámetro del objetivo, y se ha encontrado en la práctica que el máximo aumento de un telescopio es de 50 veces por pulgada de diámetro o sea aproximadamente el aumento que equivale inmediatamente al doble del diámetro del objetivo en milímetros. Así pues el máximo aumento que podemos lograr una objetivo 20 cm es de 400 veces.

Aberraciones

La luz al pasar por una lente convergente, la distancia focal de cada uno de los colores que la compone es diferente, debido esto al diferente índice de refracción para cada color. Esto es compensado en parte usando una distancia focal bien grande. así pues en la antigüedad se construyeron telescopios con distancias focales monstruosas como el telescopio de Hevelius de 46 metros. El método usado hoy en día es el de colocar otro lente de material diferente y divergentes en contacto con el primero corrigiendo el defecto casi totalmente. El lente convergente está hecho con vidrio Crown y divergente con Flint. Los vidrios teniendo igual curvatura deben ser cementados con bálsamo de Canadá pero sólo hasta objetivo de 7,5 cm. de diámetro. Para mayores diámetros deben estar ligeramente separados.

Otra es la aberración esférica en la cual los rayos centrales tienen mayor distancia focal que los del borde. Esto se presenta porque una superficie esférica es la más fácil de tallar. También se disminuye, aumentando la distancia focal o usando lentes combinados o modificando una de las caras del objetivo, haciendo la asférica.

Otro dato importante en un telescopio es la relación de la distancia focal al diámetro llamada F/D o también F/. El telescopio refractor más usado por el aficionado es el binocular de mucha utilidad en las salidas al campo debido a su portabilidad. El telescopio refractor más grande del mundo se encuentran Yerkes y es de 101 cm. de diámetro y 19 metros de distancia focal. Los telescopios refractores no pueden tener mayor diámetro debido a que por su propio peso, se pandean distorsionando la imagen. En cambio los reflectores a causa de que la luz es reflejada sin atravesar el vidrio se hace en diámetros mucho más grandes como el telescopio de Selenchusks kaya de la Unión Soviética de seis metros de diámetro y el de monte palomar de cinco metros de diámetro, están hechos con vidrio no macizo, con huecos en la parte posterior parecidos al de un panal de abejas. Además van soportados por varios puntos en su parte posterior. En cambio, los reflectores sólo puedes estar soportados por sus bordes. El telescopio reflector no puede tener aberración cromática pero sí esférica ésta se elimina haciendo su curvatura parabólica.

Espectro Electromagnético

Onda electromagnética es toda variación de campo eléctrico y más crítico. Se mide su frecuencia en ciclos por segundo o  Hertz y a cada frecuencia corresponde una longitud de onda que va íntimamente relacionada con la velocidad de la luz que es la velocidad a que se propagan estas ondas. Los científicos poseen instrumentos que pueden detectar estas ondas desde frecuencias muy bajas que son las ondas de radio pasando por la onda larga, media, corta, HF, VHF, UHF y microondas. Luego tenemos los rayos infrarrojos, la luz visible, rayos ultravioletas, rayos X, rayos gama y por último rayos cósmicos. Este espectro va desde frecuencias de algunos Hertz con longitudes de onda de unos kilómetros, hasta una frecuencia de unos miles de trillones de Hertz, con longitudes de onda del orden de millonésimo de micrón.

Pero los instrumentos colocados en un laboratorio a nivel de tierra no pueden recibir todo el espectro emanado de las estrellas, pues tenemos la atmósfera que nos tapa algunas radiaciones. Así pues tenemos que las ondas de radio de onda larga, media y parte de la corta no nos llegan debido a que la ionosfera que es una capa entre 100 y 150 kilómetros de altura en nuestra atmósfera, está ionizada y refleja toda radiación que trate de entrar; tanto es que este fenómeno se utiliza para las comunicaciones entre puntos situados desde unos centenares de kilómetros a puntos al otro lado de la tierra. Se tienen instrumentos tan sensibles que se podrían detectar transmisiones de televisión en algún planeta de la estrella Arturo situada 36 años luz de distancia. En la porción de los rayos infrarrojos hay partes que pasan y partes que son absorbidas por moléculas de vapor de agua y algunos componentes de la atmósfera. Para la parte visible, la atmósfera es completamente transparente, los rayos ultravioletas son absorbidos por el ozono de la atmósfera alta, el cual nos protege del sol. Y de ahí para adelante todas las radiaciones son absorbidas. Por tanto tenemos lo que llamamos unas ventanas a través de las cuales podemos observar el universo. Para las zonas para las cuales no disponemos de ventanas, se ha hecho necesario enviar al espacio satélites que detectan esas radiaciones y envían los datos a la tierra. Para la ventana de radio disponemos de radio telescopios.

Radio astronomía

Existen cuatro clases de radiación:

• Térmica

• Libre - libre

• Sincrotrón

• Plasma.

La radiación térmica: la produce toda la materia que se encuentre por encima de los cero grados K, debido al choque entre moléculas. Se llaman ruido blanco o ruidos de fondo.

Radiación libre – libre: en el rango de onda de cm. y milímetros, la corona solar produce una imagen para los radio telescopios mucho mayor a la que observamos a simple vista, del orden de un grado en vez de medio grado. Esta radiación se denomina libre – libre  y se produce cuando un electrón libre pasa cerca de un protón libre y le cambia su trayectoria.

La radiación sincrotrón:  se produce cuando una partícula cargada eléctricamente viaja a velocidades relativisticas es decir cercanas a la de la luz y encuentra un campo magnético, empieza a dar un movimiento helicoidal. Luego al salir de este campo, la energía adquirida es irradiada.

La radiación plasma: es similar a la sincrotrón pero difiere de esta en que las partículas viajan a velocidades menores o sea no relativisticas. Estas se producen en el sol en los campos magnéticos asociados a las manchas solares.

Para recibir las ondas del espacio, disponemos de receptores de onda corta los cuales usan antenas iguales a las empleadas para un radio casero de onda corta o sea un hilo suspendido entre dos postes. Para frecuencias mayores como se VHF, se emplean antenas iguales a las que usamos en los televisores caseros. En cambio en las frecuencias UHF se deben emplear antenas parabólicas veces que se usan para comunicación con satélites. El receptor en vez de ir a un parlante, se conecta un registrador gráfico el cual va dibujando la señal recibida del espacio.

Las cuatro fuentes de radio más potentes en el cielo son en su orden el sol, Júpiter, Cisne A y Casiopea A. Cuando se recibe la señal en dos antenas separadas, tendremos un interferómetro y la resolución del sistema es mucho más grande de lo que obtendríamos con una sola antena el doble de diámetro. Así pues en nuevo México hay un sistema de 27 antenas parabólica de 25 metros de diámetro colocadas en tres brazos de 21 kilómetros de largo formando una gigantesca Y. El sistema se llama VLA y tiene una resolución de 0.6 segundos de arco. En Arecibo, Puerto Rico, está el radiotelescopio más grande del mundo. Una antena parabólica de 300 metros de diámetro, fija y con un foco móvil. Cuando se inauguró se envió hacia una estrella de la que se pensaba pudiera haber vida, un mensaje en clave con muchos datos de los habitantes de la tierra.

Astronomía infrarroja

El 25 de enero de 1983 fue lanzado al espacio un satélite destinado a estudiar las radiaciones infrarrojas desde el espacio. Su nombre es IRAS que significa Infrared Astronomical Satellite y está diseñado para recibir radiación de la materia en temperaturas que van desde los 37 a los 237 grados K. La principal misión de IRAS fue hacer un mapa del cielo en el infrarrojo lejano para producir un catálogo de objetos que pudieran ser estudiados luego por telescopios en tierra y en el espacio. Fue pagado por Estados Unidos, Inglaterra y Holanda. Tiene una órbita polar de 360 kilómetros de altura sobre la tierra con una presesión de un año de tal forma que permanece sobre el terminador, línea que divide el día de la noche,  tiene un telescopios del tipo Ritchey Cretien de 57 cm. de diámetro a F 9,6 y escudriña el cielo perpendicular a los rayos solares o sea siempre vertical hacia afuera de la tierra. En seis meses observó toda la esfera celeste. Para no ser molestado por la propia radiación del satélite éste tuvo que ser enfriado con el libro líquido a 2,5 grados K. Cuando este líquido se terminó, también terminó la misión el 21 de noviembre en 1983, un mes y medio antes de lo calculado.

El corazón de IRAS lo formaban cuatro grupos de detectores colocados en fila cubriendo el plano focal de medio grado del telescopio. Los detectores eran tan sensibles que podrían detectar un solo grano de polvo a tres kilómetros de distancia, los detectores cubrían las siguientes longitudes de onda 10, 25, 60 y 100  micrones. Las longitudes de onda corta se usaban para detectar material relativamente caliente en el sistema solar, mientras que las más largas eran para fuentes interestelares más frías.

Dos veces por día el IRAS enviaba sus datos a una estación terrestre en Inglaterra y a su vez desde esa estación se le enviaban comandos para programar su estudio para las próximas 12 horas. Luego todos los datos eran enviados a California para ser procesados.

Descubrimientos del IRAS

En mayo descubrió el cometa IRAS – Araki – Alcock que pasó a 4.5 millones de kilómetros de la tierra o sea el cometa que más cerca ha pasado desde el Lexéll en 1770. Descubrió otros cuatro cometas.

Descubrió el planeta menor 1983TB el cual se encontró que antiguamente era un cometa y que actualmente es el causante de los meteoros gemidos. Descubrió que el cinturón de polvo que produce la luz zodiacal se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter,  en realidad son dos anillos de polvo con una inclinación de nueve grados sobre la eclíptica. Encontró también unas nubes de polvo tipo cirros que parecen ser de la Vía Láctea o pertenecen al sistema solar pero a una distancia de 25 veces la del sol a plutón. Encontró la primera evidencia de material girando alrededor de una estrella; fue la estrella Vega de la Lira a cual la circunda un anillo de polvo como un sistema solar en formación. La distancia de Vega a este anillo es dos veces la distancia que hay entre el sol y plutón.

Astronomía de rayos X.

Los rayos X se producen cuando la materia es acelerada a velocidades cercanas a la de la luz, cuando es atraída por un cuerpo de masa muy elevada, por ejemplo un agujero negro, una enana blanca o una estrella de neutrones. Para percibir estos rayos, fue necesario colocar un satélite en órbita llamado Einstein. Como los rayos X son tan penetrantes que si caen perpendicularmente en casi cualquier superficie la traviesa, los elementos de enfoque tuvieron que ser diseñados de tal forma que los rayos cayeran muy oblicuamente. Son cuatro cilindros que forman parte de una curvatura parabólica y una hiperbólica. Los datos son enviados a la república del Ecuador y de allí a Estados Unidos donde un computador trabaja día y noche recopilando datos.

Astronomía Ultravioleta.

En 1978 se envió al espacio él IUE International Ultraviolet Explorer en un esfuerzo conjunto entre Europa y Estados Unidos. Utiliza un telescopio tipo Ritchey Cretien de 45 cm. de abertura y gira en una órbita geoestacionaria elíptica con 29 grados de inclinación sobre el Ecuador. Por tanto desde la tierra no lo vemos estacionario sino rotando en un óvalo que se extiende desde Sudamérica hasta la Florida.

Astronomía de rayos gamma

Hay varios satélites en la parte de rayos gamma: tres satélites HEAO A, B y C y otros dos llamados ZAS-2 y COS-B. El ZAS-2 fue lanzado en noviembre de 1972 y el COS-B en agosto de 1975. Los rayos gamma se producen también en las cercanías de un objeto masivo como los rayos X. El rayo gamma actúa en la materia produciendo un par electrón que son un electrón-positrón. Los instrumentos a bordo de los satélites detectan estas dos partículas usando principios de física.