Ana-Maria Constantin

# Telescopis

Inventat a Holanda a principis del segle 17, els telescopis són les eines utilitzades pels astrònoms i astrofísics per a les seues observacions. Amb el desenvolupament de la ciència moderna, els telescopis s'utilitzen hui en dia per a l'observació en tot l'interval de l'espectre electromagnètic, dins i fora de l'atmosfera terrestre. Els telescopis treballen arreplegant la llum amb una àmplia superfície, anomenada objectiu, la qual fa que la llum que entra convergisca. La imatge final es veu utilitzant un ocular.

## Obertura i relació focal

Els telescopis s'utilitzen per a arreplegar la llum dels objectes celestes i que convergisca en un punt, anomenat el punt focal. Es descriuen per dos paràmetres, obertura i relació focal. El diàmetre de la superfície col·lectora de llum s'anomena l'obertura del telescopi -com més gran siga l'obertura, més brillant serà la imatge-. La relació de la distància focal f amb l'obertura D d'un telescopi es definix com la relació focal. Açò ens descriurà el poder de captació de llum d'un telescopi. Els telescopis ràpids tenen relacions focals més xicotetes, ja que obtenen imatges brillants en un temps d'exposició més xicotet. A mesura que la relació focal es fa més gran, el telescopi necessita més temps d'exposició per a obtindre una imatge brillant, el qual és més lent. La relació focal normalment és designada com f/n, on n és la relació de la distància focal amb l'obertura.

## Aberracions

Per a obtindre una imatge, els telescopis utilitzen lents o espills. Malauradament, si fem servir ambdós, obtenim distorsions de la imatge conegudes com a aberracions. Algunes aberracions són comunes en ambdós, com astigmatisme i curvatura del camp.

L'astigmatisme apareix quan les diferents parts de la lent o espill fan que els raigs de la llum entrant convergisquen en llocs lleugerament diferents en el pla focal. Quan es corregix l'astigmatisme, la curvatura del camp pot aparéixer en la superfície de la lent/espill, el qual fa que la llum convergisca més prompte sobre una corba en lloc damunt d'un pla.

No obstant açò, també hi ha aberracions específiques de la lent i aberracions específiques de l'espill.

L'aberració cromàtica és una característica dels telescopis que utilitzen lents per a convergir la llum. Principalment, la distància focal d'una lent depén de la llargària d'ona, el qual significa que el punt focal de la llum blava diferix del de la llum roja. Açò resulta en una imatge borrosa. L'efecte de l'aberració cromàtica es pot disminuir afegint lents correctores en el sistema. L'aberració esfèrica també pot ser un problema per a les lents, com a resultat de la seua forma. Les superfícies esferoidals no faran que la llum entrant convergisca en un sol punt, el qual és la raó per a altres superfícies òptiques com paraboloides, que són les preferides. Fins i tot quan s'utilitzen no estan lluny de problemes, com l'aberració comatosa que apareixerà en este cas. Esta resulta de la dependència de la distància focal i l'angle entre la direcció del raig entrant i l'eix òptic del sistema. Per tant, les imatges dels punts que es troben fora de l'eix òptic són allargades, en lloc de ser simples punts, com seria normal.

## Ampliació

Ampliació, l'augment de la mida angular d'un objecte tal com es veu en un telescopi, es descriu com la relació entre la llargària focal de l'objectiu de la distància focal de l'ocular. Per tant, com més gran siga la distància focal de l'objectiu, major serà l'ampliació. Si voleu tindre una imatge gran, llavors necessitareu un objectiu de distància focal llarga i un ocular de distància focal curta.

Com a exemple, si teniu un objectiu de 500 mm i un ocular de 25 mm l'ampliació resultant serà de 500 / 25, el qual és 20 o 20X.

## Camp de visió

El camp de visió és l'angle cobert al cel pel telescopi. El camp de visió aparent d'un telescopi es determina només per a l'ocular. És una característica específica d'este, en general al voltant de 52 graus. Per tal de trobar el veritable camp de visió d'un telescopi, cal dividir el camp de visió aparent per l'ampliació. El veritable camp de visió és l'angle real cobert al cel pel telescopi.

&kstars; disposa d'una eina per a trobar i mostrar (al cel virtual) un camp de visió real anomenat Indicador CDV. Llanceu-lo per seccions davall l'element de menú Configuració Símbols de CDV Edita els símbols CDV. Fent clic en Nou s'obrirà un diàleg amb quatre pestanyes diferents: Ocular, Càmera, Prismàtics i Radiotelescopi. Per a calcular el camp de visió, seleccioneu la pestanya que corresponga i introduïu les especificacions de l'equip. Finalment, fent clic en Calcula CDV es calcularà i mostrarà el camp de visió immediatament. &kstars; ara també ho pot mostrar com una forma d'esta mida en el cel virtual. Per a fer-ho, introduïu un nom per a este camp de visió en particular (com `Ocular 20 mm` o `Càmera rèflex digital amb refractor`) i seleccioneu una forma i color a mostrar. Per a Ocular, utilitzeu Cercle o Cercle semitransparent com la forma, ja que el camp d'un ocular és rodó. Per a Càmera, utilitzeu Quadrat (el qual en realitat és un rectangle), suposant que el sensor o la pel·lícula és rectangular o quadrat. Quan s'utilitzen múltiples oculars i/o telescopis, és bo per a distingir entre colors diferents. Premeu D'acord per a tancar el diàleg. Per a mostrar la forma a la pantalla, torneu als menús Configuració Símbols de CDV i seleccioneu l'element nou amb el nom que li heu donat. Per a desactivar-lo, feu clic una altra vegada sobre l'element de menú.

## Tipus de telescopis

Atés que els telescopis s'utilitzen en les observacions sobre l'espectre electromagnètic, es classifiquen com a telescopis òptics, ultraviolats, raigs gamma, raigs X, infrarojos o ràdio-telescopis. Cadascun té el seu propi paper ben definit en l'obtenció d'una anàlisi detallada d'un objecte celeste en estudi.

## Telescopis òptics

S'utilitzen per a observacions en el camp de visió visible, principalment són refractors i reflectors, la diferència entre els dos és la forma d'arreplegar la llum d'una estrela.

Els telescopis de refracció utilitzen dues lents amb la finalitat de crear una imatge, una lent primària o un objectiu, que arreplega la llum entrant, formant una imatge en el pla focal i l'ocular, el qual actua com una lupa d'ampliació utilitzada per a l'observació de la imatge final. Les dues lents estan situades en extrems oposats d'un tub en moviment i la distància entre les dues es pot ajustar per tal d'obtindre la imatge final.

El telescopi refractor més gros del món és a l'Observatori Yerkes a Williams Bay, Wisconsin. Construït el 1897, compta amb un objectiu d'1,02 m (40 polzades) i una distància focal de 19,36 m.

Els telescopis de reflexió, en l'altre costat, utilitzen espills en lloc de lents per tal d'obtindre la imatge final. Substituint la lent d'objectiu amb un espill, s'obté un punt focal que es troba en el camí de la llum entrant. Un observador situat en este punt podria veure una imatge, però podria bloquejar part de la llum entrant. El punt focal de l'espill principal s'anomena enfocament primari, i este és també el nom de la primera categoria dels telescopis reflectors. Per tant, els telescopis d'enfocament primari utilitzen un espill per a captar la llum d'un objecte celeste i per a reflectir la imatge de l'objecte de manera que es puga observar des de l'enfocament primari del telescopi. Altres tipus de telescopis reflectors són Newtonià, Cassegrain i Coude.

Els telescopis newtonians utilitzen un espill pla addicional situat a prop de l'enfocament primari, en el camí de la llum reflectida. Açò resulta en el moviment del punt focal a una altra ubicació, sobre un dels costats del telescopi, més accessible per a l'observació. Per descomptat, un espill col·locat en la trajectòria de la llum reflectida també bloquejarà part de l'entrada, però si la relació entre les àrees de la superfície dels espills primari i secundari és prou gran, la quantitat bloquejada de la llum entrant a penes serà perceptible.

El telescopi de Cassegrain és similar al newtonià, però esta vegada l'espill secundari reflectix la llum a la part inferior del telescopi. Hi ha un forat al centre de l'espill primari per a permetre que la llum reflectida seguisca el seu camí fins que convergisca al punt focal. L'espill secundari ha de ser convex, de manera que incremente la distància focal del sistema òptic. L'espill primari d'un telescopi Cassegrain és un paraboloide. Si se substituïx per un hiperboloide, s'obté un telescopi Ritchey-Chretien. L'avantatge d'utilitzar un telescopi Ritchey-Chretien és que elimina la coma dels reflectors clàssics.

El tipus Coude consistix en més d'un espill que reflectix la llum cap a una sala especial, la sala de Coude, la qual es troba per davall del telescopi. Els avantatges d'utilitzar un telescopi Coude són variades, des de l'obtenció d'una gran distància focal útil en diferents camps d'astronomia i astrofísica, com l'espectroscòpia per a evitar l'ús d'un instrument de masses. Però també hi ha desavantatges en el seu ús, ja que contra més espills es col·loquen en el sistema, menys quantitat de llum arribarà al detector. Açò succeïx perquè s'utilitzen espills d'alumini, sols es reflectix el 80% de la llum incident.

Els telescopis catadiòptrics són del tipus que utilitzen sistemes de lents i espills per a fer que la llum convergisca. El catadiòptric més popular és el telescopi Schmidt-Cassegrain. Té l'avantatge de proporcionar un ampli angle de camp de visió. Per tal de minimitzar la coma, s'utilitza un espill primari esfèric amb una lent de correcció que elimina les aberracions esfèriques. L'espill secundari es col·loca al centre de la lent correctora, reflectint la llum a través d'un orifici en l'espill primari. No és tan famós com el telescopi Schmidt-Cassegrain, però fins i tot és més comú que el telescopi Maksutov que també utilitza una lent correctora amb l'espill primari, en esta ocasió la seua superfície és concèntrica.

## Observacions en altres longituds d'ona

Per a una anàlisi detallada del cel, les observacions també es realitzen en altres regions de l'espectre electromagnètic. Molt popular i eficients són els radiotelescopis, desenvolupats en la seua majoria al segle passat. Un problema comú per als radiotelescopis i telescopis òptics és la necessitat d'una millor resolució. Podem derivar la resolució d'un telescopi utilitzant el criteri de Rayleigh, el qual indica que el poder de resolució és igual que la relació entre la llargària d'ona d'entrada al diàmetre de l'obertura (1,22 vegades per a les obertures circulars). De manera que per a una bona resolució, necessitarem un diàmetre tan gran com siga possible. El telescopi de ràdio més gran al món és el telescopi d'Arecibo a Puerto Rico, que utilitza un plat enorme de 305 m de diàmetre. Per tal de resoldre el problema de les resolucions, els astrònoms han desenvolupat una nova tècnica anomenada interferometria. El principi bàsic de la interferometria és que en observar el mateix objecte amb dos telescopis diferents, podem obtindre una imatge final en «connectar» les dues imatges inicials. Hui dia, l'observatori més eficient que utilitza la interferometria és el Very Large Array situat a prop de Socórrec, Nou Mèxic. Utilitza 27 telescopis disposats en forma de «Y», amb 25 m d'obertura de cadascun. També hi ha una tècnica anomenada interferometria de base molt llarga (Very Long Baseline Interferometry -VLBI-) que permet als astrònoms resoldre les imatges sobre la mida dels continents. El projecte més important del segle en este àmbit és la construcció de l'Atacama Large Millimeter Array (ALMA), que utilitzarà 66 telescopis situats al desert d'Atacama al nord de Xile.

## Observacions des de l'espai

Com que les observacions des de la Terra es veuen afectades per l'extinció, a causa de l'atmosfera, les observacions dutes a terme en l'espai tenen més èxit. Esmentem el telescopi espacial Hubble (Hubble Space Telescope -HST-) que té un espill primari de 2,4, F/24, l'espill més suau mai s'haja construït. Este telescopi espacial es troba en una òrbita baixa al voltant de la Terra i per la falta d'atmosfera es poden observar objectes molt dèbils. Un altre telescopi espacial és el telescopi espacial James Webb (James Webb Space Telescope -JWST-), que està previst per a ser llançat el 2018. Comptarà amb un espill primari de 6,5 metres i orbitarà al voltant d'un punt de gravitació estable a la línia Sol-Terra, conegut com el segon punt de Lagrange (L2). Ací les atraccions gravitacionals a causa tant del Sol com de la Terra equilibren la força centrífuga d'un objecte posat en moviment al voltant del sol. Este punt té la característica especial que si un objecte es col·loca ací, restarà en equilibri pel que fa al sistema Sol-Terra. El segon punt de Lagrange es troba en la línia que connecta Sol i Terra, en l'altre costat de la Terra. De manera que un telescopi disposat ací rebrà menys radiació tèrmica, el qual millorarà les observacions infraroges.