La historia del telescopio se remonta a antes de la invención del primer telescopio conocido , que apareció en 1608 en los Países Bajos , cuando Hans Lippershey , un fabricante de gafas , presentó una patente . Aunque Lippershey no recibió su patente, la noticia de la invención pronto se extendió por toda Europa. El diseño de estos primeros telescopios refractores consistía en una lente objetivo convexa y un ocular cóncavo . Galileo mejoró este diseño al año siguiente y lo aplicó a la astronomía. En 1611, Johannes Kepler describió cómo se podía fabricar un telescopio mucho más útil con una lente objetivo convexa y una lente ocular convexa. En 1655, astrónomos como Christiaan Huygens estaban construyendo telescopios keplerianos potentes pero difíciles de manejar con oculares compuestos. [1]
A Isaac Newton se le atribuye la construcción del primer reflector en 1668 con un diseño que incorporaba un pequeño espejo diagonal plano para reflejar la luz hacia un ocular montado en el lateral del telescopio. Laurent Cassegrain en 1672 describió el diseño de un reflector con un pequeño espejo secundario convexo para reflejar la luz a través de un orificio central en el espejo principal.
La lente acromática , que redujo en gran medida las aberraciones de color en las lentes objetivas y permitió telescopios más cortos y funcionales, apareció por primera vez en un telescopio de 1733 fabricado por Chester Moore Hall , quien no lo publicitó. John Dollond se enteró de la invención de Hall [2] [3] y comenzó a producir telescopios utilizándola en cantidades comerciales, a partir de 1758.
Los avances importantes en los telescopios reflectores fueron la producción de espejos paraboloidales más grandes por parte de John Hadley en 1721; el proceso de plateado de espejos de vidrio introducido por Léon Foucault en 1857; [4] y la adopción de recubrimientos aluminizados de larga duración en los espejos reflectores en 1932. [5] La variante Ritchey-Chretien del reflector Cassegrain se inventó alrededor de 1910, pero no se adoptó ampliamente hasta después de 1950; muchos telescopios modernos, incluido el telescopio espacial Hubble , utilizan este diseño, que proporciona un campo de visión más amplio que un Cassegrain clásico.
Durante el período 1850-1900, los reflectores sufrieron problemas con los espejos metálicos de espéculo, y se construyó un número considerable de "Grandes Refractores" con aperturas de 60 cm a 1 metro, que culminaron en el refractor del Observatorio Yerkes en 1897; sin embargo, a partir de principios del siglo XX se construyó una serie de reflectores cada vez más grandes con espejos de vidrio, incluido el telescopio Mount Wilson de 60 pulgadas (1,5 metros), el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2,5 metros) (1917) y el telescopio Hale de 200 pulgadas (5 metros) (1948); esencialmente todos los telescopios de investigación importantes desde 1900 han sido reflectores. Se construyeron varios telescopios de la clase de 4 metros (160 pulgadas) en sitios de mayor altitud, incluidos Hawái y el desierto chileno en la era 1975-1985. El desarrollo de la montura altazimutal controlada por computadora en la década de 1970 y la óptica activa en la década de 1980 hicieron posible una nueva generación de telescopios aún más grandes, comenzando con los telescopios Keck de 10 metros (400 pulgadas) en 1993/1996, y una serie de telescopios de 8 metros, incluidos el Very Large Telescope de ESO , el Observatorio Gemini y el Telescopio Subaru .
La era de los radiotelescopios (junto con la radioastronomía ) nació con el descubrimiento fortuito de una fuente de radio astronómica por parte de Karl Guthe Jansky en 1931. En el siglo XX se desarrollaron muchos tipos de telescopios para una amplia gama de longitudes de onda, desde radio hasta rayos gamma . El desarrollo de los observatorios espaciales después de 1960 permitió el acceso a varias bandas imposibles de observar desde la Tierra, incluidos los rayos X y las bandas infrarrojas de longitud de onda más larga .
Los objetos que se asemejan a lentes datan de hace 4000 años, aunque se desconoce si se usaban por sus propiedades ópticas o simplemente como decoración. [6] Los relatos griegos de las propiedades ópticas de las esferas llenas de agua (siglo V a. C.) fueron seguidos por muchos siglos de escritos sobre óptica, incluido Ptolomeo (siglo II) en su Óptica , quien escribió sobre las propiedades de la luz, incluida la reflexión , la refracción y el color , seguido por Ibn Sahl (siglo X) e Ibn Al-Haytham (siglo XI). [7] [ ¿ Fuente poco confiable? ]
El uso real de lentes se remonta a la fabricación y uso generalizado de anteojos en el norte de Italia a partir de fines del siglo XIII. [8] [6] [9] [10] [11] La invención del uso de lentes cóncavas para corregir la miopía se atribuye a Nicolás de Cusa en 1451.
El primer registro de un telescopio procede de los Países Bajos, en 1608. Se trata de una patente presentada por el fabricante de gafas de Middelburg, Hans Lippershey, ante los Estados Generales de los Países Bajos el 2 de octubre de 1608 por su instrumento « para ver cosas lejanas como si estuvieran cerca » . [12] Unas semanas más tarde, otro fabricante de instrumentos holandés, Jacob Metius, también solicitó una patente. Los Estados Generales no concedieron la patente, ya que el conocimiento del dispositivo parecía ser omnipresente [13] [14], pero el gobierno holandés concedió a Lippershey un contrato para copias de su diseño .
Los telescopios holandeses originales estaban compuestos por una lente convexa y otra cóncava ; los telescopios construidos de esta manera no invierten la imagen. El diseño original de Lippershey tenía solo un aumento de 3x . Parece que se fabricaron telescopios en los Países Bajos en cantidades considerables poco después de esta fecha de "invención", y rápidamente se difundieron por toda Europa. [15]
En 1655, el diplomático holandés William de Boreel intentó resolver el misterio de quién inventó el telescopio. Hizo que un magistrado local en Middelburg investigara los recuerdos de la infancia y la edad adulta de Boreel sobre un fabricante de gafas llamado "Hans", a quien recordaba como el inventor del telescopio. El magistrado fue contactado por un reclamante entonces desconocido, el fabricante de gafas de Middelburg Johannes Zachariassen, quien testificó que su padre, Zacharias Janssen , inventó el telescopio y el microscopio en 1590. Este testimonio le pareció convincente a Boreel, quien ahora recordaba que Zacharias y su padre, Hans Martens, debían haber sido a quienes recordaba. [18] La conclusión de Boreel de que Zacharias Janssen inventó el telescopio un poco antes que otro fabricante de gafas, Hans Lippershey , fue adoptada por Pierre Borel en su libro de 1656 De vero telescopii inventore . [19] [20] Las discrepancias en la investigación de Boreel y el testimonio de Zachariassen (incluyendo la tergiversación de la fecha de nacimiento y el papel de Zachariassen en la invención) han llevado a algunos historiadores a considerar esta afirmación dudosa. [21] La afirmación de "Janssen" continuaría a lo largo de los años y se ampliaría con Zacharias Snijder en 1841, presentando 4 tubos de hierro con lentes en ellos que se afirmaba que eran 1590 ejemplos del telescopio de Janssen [17] y la afirmación del historiador Cornelis de Waard en 1906 de que el hombre que intentó vender un telescopio roto al astrónomo Simon Marius en la Feria del Libro de Frankfurt de 1608 debe haber sido Janssen. [22]
En 1682, [23] las actas de la Royal Society en Londres Robert Hooke señaló que Pantometria de Thomas Digges de 1571 (un libro sobre medición, parcialmente basado en las notas y observaciones de su padre Leonard Digges ) parecía apoyar una reivindicación inglesa de la invención del telescopio, describiendo a Leonard como dueño de un buen cristal para ver a mediados del siglo XVI basado en una idea de Roger Bacon . [24] [25] Thomas lo describió como " por medio de cristales proporcionales debidamente situados en ángulos convenientes, no sólo descubrió cosas lejanas, leyó cartas, numeró piezas de dinero con la misma moneda y la inscripción de las mismas, arrojadas por algunos de sus amigos de propósito en colinas en campos abiertos, sino que también a siete millas de distancia declaró lo que se había hecho en ese instante en lugares privados ". También se hacen comentarios sobre el uso de cristales proporcionales o "de perspectiva" en los escritos de John Dee (1575) y William Bourne (1585). [26] En 1580, el consejero principal de la reina Isabel I , Lord Burghley , le pidió a Bourne que investigara el dispositivo Diggs . La mejor descripción que ofrece Bourne es la que se obtiene al respecto, y según sus escritos, parece consistir en mirar fijamente a través de un gran espejo curvo que reflejaba la imagen producida por una lente de gran tamaño. [27] La idea de un "telescopio isabelino" se ha ampliado a lo largo de los años, incluido el astrónomo e historiador Colin Ronan, que concluyó en la década de 1990 que este telescopio reflector/refractor fue construido por Leonard Digges entre 1540 y 1559. [28] [29] [30] Este telescopio reflector "al revés" habría sido difícil de manejar; necesitaba espejos y lentes muy grandes para funcionar; el observador tenía que ponerse de espaldas para mirar una vista al revés, y Bourne notó que tenía un campo de visión muy estrecho, lo que lo hacía inadecuado para fines militares. [27] El rendimiento óptico necesario para ver los detalles de las monedas tiradas en los campos o de las actividades privadas a siete millas de distancia parece estar muy por encima de la tecnología de la época, [31] y puede ser que el "vidrio de perspectiva" que se describe fuera una idea mucho más simple, originada por Bacon, de usar una sola lente sostenida frente al ojo para ampliar una vista distante. [32]
Un artículo de investigación de 1959 realizado por Simon de Guilleuma afirmó que la evidencia que había descubierto apuntaba al fabricante de gafas francés Juan Roget (fallecido antes de 1624) como otro posible constructor de un telescopio temprano anterior a la solicitud de patente de Hans Lippershey. [33]
En 2022, el profesor de física italiano Alessandro Bettini publicó un artículo sobre si Leonardo da Vinci podría haber inventado un telescopio. [34] Basándose en las observaciones de 1939 de Domenico Argentieri de lo que parecen lentes dispuestas como un telescopio en los dibujos de Da Vinci, Bettini superpuso la disposición de lentes de Argentieri en un dibujo adyacente de rayos divergentes, obteniendo una disposición que también parecía un telescopio. Bettini también señaló los escritos del erudito y profesor italiano Girolamo Fracastoro en 1538, sobre la combinación de lentes en anteojos para hacer que la "luna o en otra estrella" estuviera "tan cerca que no parecieran más altas que las torres". [34]
La solicitud de patente de Lippershey fue mencionada al final de un informe diplomático sobre una embajada a Holanda del Reino de Siam enviada por el rey siamés Ekathotsarot : Ambassades du Roy de Siam envoyé à l'Excellence du Prince Maurice, arrivé à La Haye le 10 Septemb. 1608 ( Embajada del Rey de Siam enviada a su Excelencia el Príncipe Mauricio, llegó a La Haya el 10 de septiembre de 1608 ). Este informe se emitió en octubre de 1608 y se distribuyó por toda Europa, lo que dio lugar a experimentos de otros científicos, como el italiano Paolo Sarpi , que recibió el informe en noviembre, y el matemático y astrónomo inglés Thomas Harriot , que utilizó un telescopio de seis aumentos en el verano de 1609 para observar las características de la luna. [35]
El erudito italiano Galileo Galilei estuvo en Venecia en junio de 1609 [36] y allí oyó hablar del «anteojo de perspectiva holandés», un catalejo militar , [37] por medio del cual los objetos distantes parecían más cercanos y más grandes. Galileo afirma que resolvió el problema de la construcción de un telescopio la primera noche después de su regreso a Padua desde Venecia y construyó su primer telescopio al día siguiente utilizando una lente objetivo convexa en un extremo de un tubo de plomo y una lente ocular cóncava en el otro extremo, un dispositivo que llegó a llamarse telescopio galileano . [38] Unos días después, habiendo logrado hacer un telescopio mejor que el primero, lo llevó a Venecia donde comunicó los detalles de su invención al público y presentó el instrumento en sí al dux Leonardo Donato , que estaba sentado en el pleno del consejo. El senado , a cambio, lo instaló de por vida en su puesto de profesor en Padua y duplicó su salario. [39]
Galileo se dedicó a mejorar el telescopio, produciendo telescopios de mayor aumento. Su primer telescopio tenía un aumento de 3x, pero pronto fabricó instrumentos que aumentaban 8x, y finalmente, uno de casi un metro de largo con un objetivo de 37 mm (que reduciría a 16 mm o 12 mm) y un aumento de 23x. [40] Con este último instrumento, comenzó una serie de observaciones astronómicas en octubre o noviembre de 1609, observando los satélites de Júpiter , colinas y valles en la Luna , las fases de Venus [41] y manchas en el Sol (utilizando el método de proyección en lugar de la observación directa). Galileo notó que la revolución de los satélites de Júpiter, las fases de Venus, la rotación del Sol y la trayectoria inclinada que seguían sus manchas durante parte del año apuntaban a la validez del sistema copernicano centrado en el Sol sobre otros sistemas centrados en la Tierra como el propuesto por Ptolomeo .
El instrumento de Galileo fue el primero en recibir el nombre de "telescopio". El nombre fue inventado por el poeta y teólogo griego Giovanni Demisiani en un banquete celebrado el 14 de abril de 1611 por el príncipe Federico Cesi para convertir a Galileo Galilei en miembro de la Accademia dei Lincei . [42] La palabra se creó a partir del griego tele = 'lejos' y skopein = 'mirar o ver'; teleskopos = 'que ve a lo lejos'.
En 1626, el conocimiento del telescopio se había extendido a China cuando el jesuita y astrónomo alemán Johann Adam Schall von Bell publicó Yuan jing shuo (遠鏡說, Explicación del telescopio ) en chino y latín. [43]
Johannes Kepler fue el primero en explicar la teoría y algunas de las ventajas prácticas de un telescopio construido con dos lentes convexas en su Catóptrica (1611). La primera persona que construyó un telescopio de esta forma fue el jesuita Christoph Scheiner , quien lo describe en su Rosa Ursina (1630). [15]
William Gascoigne fue el primero en descubrir una de las principales ventajas del telescopio propuesto por Kepler: que un objeto material pequeño podía colocarse en el plano focal común del objetivo y el ocular. Esto condujo a su invención del micrómetro y a su aplicación de miras telescópicas a instrumentos astronómicos de precisión. No fue hasta mediados del siglo XVII aproximadamente cuando el telescopio de Kepler se generalizó: no tanto por las ventajas señaladas por Gascoigne, sino porque su campo de visión era mucho mayor que el del telescopio galileano . [15]
Los primeros telescopios potentes de construcción kepleriana fueron construidos por Christiaan Huygens después de mucho trabajo, en el que lo ayudó su hermano. Con uno de ellos, un diámetro objetivo de 2,24 pulgadas (57 mm) y una longitud focal de 12 pies (3,7 m), [44] descubrió el más brillante de los satélites de Saturno ( Titán ) en 1655; en 1659, publicó su " Systema Saturnium ", que, por primera vez, dio una explicación verdadera del anillo de Saturno , basada en observaciones realizadas con el mismo instrumento. [15]
La nitidez de la imagen en el telescopio de Kepler estaba limitada por la aberración cromática introducida por las propiedades refractivas no uniformes de la lente del objetivo. La única forma de superar esta limitación con grandes aumentos era crear objetivos con distancias focales muy largas. Giovanni Cassini descubrió el quinto satélite de Saturno ( Rea ) en 1672 con un telescopio de 35 pies (11 m) de largo. Astrónomos como Johannes Hevelius construían telescopios con distancias focales de hasta 150 pies (46 m). Además de tener tubos realmente largos, estos telescopios necesitaban andamios o mástiles largos y grúas para sostenerlos. Su valor como herramientas de investigación era mínimo ya que el "tubo" del armazón del telescopio se flexionaba y vibraba con la más mínima brisa y, a veces, se colapsaba por completo. [45] [46]
En algunos de los telescopios refractores de gran longitud construidos después de 1675, no se empleó ningún tubo. El objetivo estaba montado en una rótula giratoria en la parte superior de un poste, un árbol o cualquier estructura alta disponible y se apuntaba por medio de una cuerda o una varilla de conexión. El ocular se sostenía con la mano o se montaba en un soporte en el foco, y la imagen se encontraba por ensayo y error. En consecuencia, estos se denominaron telescopios aéreos . [47] y se han atribuido a Christiaan Huygens y su hermano Constantijn Huygens, Jr. [45] [48] aunque no está claro que lo hayan inventado. [49] Christiaan Huygens y su hermano fabricaron objetivos de hasta 8,5 pulgadas (220 mm) de diámetro [44] y 210 pies (64 m) de longitud focal y otros como Adrien Auzout fabricaron telescopios con longitudes focales de hasta 600 pies (180 m). Naturalmente, los telescopios de una longitud tan grande eran difíciles de utilizar y debieron poner a prueba al máximo la habilidad y la paciencia de los observadores. [38] Varios otros astrónomos emplearon telescopios aéreos. Cassini descubrió el tercer y cuarto satélites de Saturno en 1684 con objetivos de telescopio aéreo fabricados por Giuseppe Campani que tenían una longitud focal de 30 y 41 m (100 y 136 pies). [15]
La capacidad de un espejo curvo para formar una imagen puede haber sido conocida desde la época de Euclides [50] y había sido estudiada extensamente por Alhazen en el siglo XI. Galileo, Giovanni Francesco Sagredo y otros, impulsados por su conocimiento de que los espejos curvos tenían propiedades similares a las lentes, discutieron la idea de construir un telescopio utilizando un espejo como objetivo de formación de imágenes. [51] Niccolò Zucchi , un astrónomo y físico jesuita italiano, escribió en su libro Optica philosophia de 1652 que intentó reemplazar la lente de un telescopio refractor con un espejo cóncavo de bronce en 1616. Zucchi intentó mirar en el espejo con una lente cóncava de mano, pero no obtuvo una imagen satisfactoria, posiblemente debido a la mala calidad del espejo, el ángulo en el que estaba inclinado o el hecho de que su cabeza obstruía parcialmente la imagen. [52]
En 1636, Marin Mersenne propuso un telescopio que consistía en un espejo primario parabólico y un espejo secundario parabólico que hacía rebotar la imagen a través de un agujero en el primario, solucionando así el problema de la visión de la imagen. [53] James Gregory entró en más detalles en su libro Optica Promota (1663), señalando que un telescopio reflector con un espejo que tuviera la forma de una parte de una sección cónica , corregiría la aberración esférica , así como la aberración cromática que se ve en los refractores. El diseño que ideó lleva su nombre: el " telescopio gregoriano "; pero según su propia confesión, Gregory no tenía habilidad práctica y no pudo encontrar ningún óptico capaz de hacer realidad sus ideas y después de algunos intentos infructuosos, se vio obligado a abandonar toda esperanza de poner en práctica su telescopio. [15]
En 1666, Isaac Newton , basándose en sus teorías de la refracción y el color, percibió que los fallos del telescopio refractor se debían más a la refracción variable de la luz de diferentes colores de una lente que a la forma imperfecta de una lente. Concluyó que la luz no podía refractarse a través de una lente sin causar aberraciones cromáticas, aunque concluyó incorrectamente a partir de algunos experimentos aproximados [55] que todas las sustancias refractantes divergirían los colores prismáticos en una proporción constante a su refracción media. A partir de estos experimentos, Newton concluyó que no se podía hacer ninguna mejora en el telescopio refractor. [56] Los experimentos de Newton con espejos mostraron que no sufrían los errores cromáticos de las lentes, para todos los colores de la luz, el ángulo de incidencia reflejado en un espejo era igual al ángulo de reflexión , por lo que, como prueba de sus teorías, Newton se propuso construir un telescopio reflector. [57] Newton completó su primer telescopio en 1668 y es el telescopio reflector funcional más antiguo conocido. [58] Después de muchos experimentos, eligió una aleación ( metal de espéculo ) de estaño y cobre como el material más adecuado para su espejo objetivo . Más tarde ideó medios para esmerilarlos y pulirlos, pero eligió una forma esférica para su espejo en lugar de una parábola para simplificar la construcción. Añadió a su reflector lo que es el sello distintivo del diseño de un " telescopio newtoniano ", un espejo "diagonal" secundario cerca del foco del espejo primario para reflejar la imagen en un ángulo de 90° hacia un ocular montado en el lateral del telescopio. Esta adición única permitió que la imagen se viera con una obstrucción mínima del espejo objetivo. También fabricó todo el tubo, la montura y los accesorios. El primer telescopio reflector compacto de Newton tenía un diámetro de espejo de 1,3 pulgadas y una relación focal de f/5. [59] Con él descubrió que podía ver las cuatro lunas galileanas de Júpiter y la fase creciente del planeta Venus . Alentado por este éxito, construyó un segundo telescopio con un poder de aumento de 38x que presentó a la Royal Society de Londres en diciembre de 1671. [15] Este tipo de telescopio todavía se llama telescopio newtoniano .
En 1672, Laurent Cassegrain ideó un tercer tipo de telescopio reflector: el " reflector Cassegrain " . El telescopio tenía un pequeño espejo secundario hiperboloide convexo colocado cerca del foco principal para reflejar la luz a través de un orificio central en el espejo principal.
No parece que se haya producido ningún otro avance práctico en el diseño o la construcción de los telescopios reflectores durante otros 50 años hasta que John Hadley (mejor conocido como el inventor del octante ) desarrolló formas de fabricar espejos metálicos asféricos y parabólicos de precisión . En 1721 mostró el primer reflector newtoniano parabólico a la Royal Society. [60] Tenía un diámetro de 6 pulgadas (15 cm), 62+Espejo de metal con objetivo de espéculo de 3 ⁄ 4 pulgadas (159 cm) de longitud focal. El instrumento fue examinado por James Pound y James Bradley . [61] Después de señalar que el telescopio de Newton había permanecido abandonado durante cincuenta años, afirmaron que Hadley había demostrado suficientemente que la invención no consistía en una mera teoría. Compararon su rendimiento con el de un telescopio aéreo de 7,5 pulgadas (190 mm) de diámetro presentado originalmente a la Royal Society por Constantijn Huygens, Jr. y descubrieron que el reflector de Hadley "soportará una carga tal que hará que amplíe el objeto tantas veces como este último con su carga debida", y que representa los objetos como distintos, aunque no del todo tan claros y brillantes. [62]
Bradley y Samuel Molyneux , que habían sido instruidos por Hadley en sus métodos de pulido del metal de los espéculos, lograron fabricar sus propios telescopios reflectores de gran tamaño, uno de los cuales tenía una longitud focal de 2,4 m (8 pies). Molyneux transmitió estos métodos de fabricación de espejos a dos ópticos londinenses, Scarlet y Hearn, que iniciaron un negocio de fabricación de telescopios. [63]
El matemático y óptico británico James Short comenzó a experimentar con la construcción de telescopios basados en los diseños de Gregory en la década de 1730. Primero intentó hacer sus espejos de vidrio como sugirió Gregory, pero más tarde cambió a espejos de metal con forma de espéculo, creando telescopios gregorianos con figuras parabólicas y elípticas de los diseñadores originales . Short adoptó entonces la fabricación de telescopios como su profesión, que practicó primero en Edimburgo y después en Londres. Todos los telescopios de Short eran de forma gregoriana. Short murió en Londres en 1768, después de haber amasado una considerable fortuna vendiendo telescopios. [64]
Como los espejos secundarios de metal o los espejos diagonales reducían en gran medida la luz que llegaba al ocular, varios diseñadores de telescopios reflectores intentaron eliminarlos. En 1762, Mijaíl Lomonosov presentó un telescopio reflector ante el foro de la Academia Rusa de Ciencias . Tenía su espejo primario inclinado cuatro grados con respecto al eje del telescopio, de modo que la imagen pudiera verse a través de un ocular montado en la parte delantera del tubo del telescopio sin que la cabeza del observador bloqueara la luz entrante. Esta innovación no se publicó hasta 1827, por lo que este tipo pasó a llamarse telescopio herscheliano en honor a un diseño similar de William Herschel . [65]
Hacia el año 1774 William Herschel (entonces profesor de música en Bath , Inglaterra ) comenzó a ocupar sus horas de ocio con la construcción de espejos reflectores para telescopios, dedicándose finalmente por completo a su construcción y uso en la investigación astronómica. En 1778, seleccionó un telescopio de 6+1 ⁄ 4 de pulgada (16 cm) de espejo reflector (el mejor de los aproximadamente 400 espejos de telescopio que había fabricado) y con él construyó un telescopio de 7 pies (2,1 m) de distancia focal. Usando este telescopio, hizo sus primeros y brillantes descubrimientos astronómicos. [66] En 1783, Herschel completó un reflector de aproximadamente 18 pulgadas (46 cm) de diámetro y 20 pies (6,1 m) de distancia focal. Observó los cielos con este telescopio durante unos veinte años, reemplazando el espejo varias veces. En 1789 Herschel terminó de construir su telescopio reflector más grande con un espejo de 49 pulgadas (120 cm) y una distancia focal de 40 pies (12 m), (comúnmente conocido como su telescopio de 40 pies ) en su nuevo hogar, en Observatory House en Slough , Inglaterra. Para reducir la pérdida de luz debido a la pobre reflectividad de los espejos de espéculo de esa época, Herschel eliminó el pequeño espejo diagonal de su diseño e inclinó su espejo primario para poder ver la imagen formada directamente. Este diseño ha llegado a llamarse el telescopio herscheliano . Descubrió la sexta luna conocida de Saturno, Encélado , la primera noche que lo utilizó (el 28 de agosto de 1789), y el 17 de septiembre, su séptima luna conocida, Mimas. Este telescopio fue el telescopio más grande del mundo durante más de 50 años. Sin embargo, este gran telescopio era difícil de manejar y, por lo tanto, se usaba menos que su reflector favorito de 18,7 pulgadas.
En 1845, William Parsons, tercer conde de Rosse , construyó su reflector newtoniano de 72 pulgadas (180 cm) llamado " Leviatán de Parsonstown ", con el que descubrió la forma espiral de las galaxias .
Todos estos reflectores más grandes sufrían de una reflectividad deficiente y de un rápido empañamiento de sus espejos metálicos. Esto significaba que necesitaban más de un espejo por telescopio, ya que los espejos debían quitarse y pulirse con frecuencia. Esto consumía mucho tiempo, ya que el proceso de pulido podía cambiar la curva del espejo, por lo que normalmente había que " reconfigurarlo " para darle la forma correcta.
Desde la invención de los primeros telescopios refractores, se supuso en general que los errores cromáticos que se observaban en las lentes surgían simplemente de errores en la forma esférica de sus superficies. Los ópticos intentaron construir lentes con distintas formas de curvatura para corregir estos errores. [15] Isaac Newton descubrió en 1666 que los colores cromáticos surgían en realidad de la refracción desigual de la luz al pasar a través del medio de vidrio. Esto llevó a los ópticos a experimentar con lentes construidas con más de un tipo de vidrio en un intento de cancelar los errores producidos por cada tipo de vidrio. Se esperaba que esto creara una " lente acromática "; una lente que enfocaría todos los colores en un solo punto y produciría instrumentos de distancia focal mucho más corta.
La primera persona que logró fabricar un telescopio refractor acromático práctico fue Chester Moore Hall , de Essex, Inglaterra . [ cita requerida ] Argumentó que los diferentes humores del ojo humano refractan los rayos de luz para producir una imagen en la retina que no tiene color, y argumentó razonablemente que podría ser posible producir un resultado similar combinando lentes compuestas de diferentes medios refractores. Después de dedicar algún tiempo a la investigación, descubrió que combinando dos lentes formadas por diferentes tipos de vidrio, podía fabricar una lente acromática en la que se corrigieran los efectos de las refracciones desiguales de dos colores de luz (rojo y azul). En 1733, logró construir lentes de telescopio que exhibían una aberración cromática mucho más reducida . Uno de sus instrumentos tenía un objetivo que medía 2+1 ⁄ 2 pulgada (6,4 cm) con una distancia focal relativamente corta de 20 pulgadas (51 cm). [64]
Hall era un hombre de medios independientes y parece que no le importaba la fama; al menos no se tomó la molestia de comunicar su invento al mundo. En un juicio en Westminster Hall sobre los derechos de patente concedidos a John Dollond (Watkin v. Dollond), Hall fue reconocido como el primer inventor del telescopio acromático. Sin embargo, Lord Mansfield dictaminó que "no era la persona que encerró su invento en su escritorio quien debía beneficiarse de tal invento, sino quien lo hizo realidad para beneficio de la humanidad". [64]
En 1747, Leonhard Euler envió a la Academia Prusiana de Ciencias un artículo en el que intentaba demostrar la posibilidad de corregir tanto la aberración cromática como la aberración esférica de una lente. Al igual que Gregory y Hall, argumentó que, dado que los diversos humores del ojo humano se combinaban de tal manera que producían una imagen perfecta, debería ser posible, mediante combinaciones adecuadas de lentes de diferentes medios refractores, construir un objetivo de telescopio perfecto . Adoptando una ley hipotética de la dispersión de rayos de luz de diferentes colores, demostró analíticamente la posibilidad de construir un objetivo acromático compuesto de lentes de vidrio y agua. [64]
Todos los esfuerzos de Euler para producir un objetivo real de esta construcción fueron infructuosos, un fracaso que atribuyó únicamente a la dificultad de obtener lentes que funcionaran precisamente según las curvas requeridas. [67] John Dollond estuvo de acuerdo con la precisión del análisis de Euler, pero cuestionó su hipótesis sobre la base de que era puramente una suposición teórica: que la teoría se oponía a los resultados de los experimentos de Newton sobre la refracción de la luz, y que era imposible determinar una ley física a partir del razonamiento analítico únicamente. [64] [68]
En 1754 Euler envió a la Academia de Berlín otro trabajo en el que, partiendo de la hipótesis de que la luz está formada por vibraciones excitadas en un fluido elástico por cuerpos luminosos —y que la diferencia de color de la luz se debe a la mayor o menor frecuencia de estas vibraciones en un tiempo dado—, deducía sus resultados anteriores. No dudaba de la exactitud de los experimentos de Newton citados por Dollond. [64]
Dollond no respondió a esto, pero poco después recibió un resumen de un artículo del matemático y astrónomo sueco Samuel Klingenstierna , que lo llevó a dudar de la precisión de los resultados deducidos por Newton sobre la dispersión de la luz refractada. Klingenstierna demostró a partir de consideraciones puramente geométricas (plenamente apreciadas por Dollond) que los resultados de los experimentos de Newton no podían armonizarse con otros hechos de refracción universalmente aceptados. [64]
Como hombre práctico, Dollond puso inmediatamente sus dudas a prueba mediante la experimentación: confirmó las conclusiones de Klingenstierna, descubrió una diferencia mucho más allá de sus esperanzas en las cualidades refractivas de diferentes tipos de vidrio con respecto a la divergencia de colores, y así fue rápidamente conducido a la construcción de lentes en las que primero se corrigió la aberración cromática y después la aberración esférica. [64] [69]
Dollond era consciente de las condiciones necesarias para la obtención del acromatismo en los telescopios refractores, pero confiaba en la precisión de los experimentos realizados por Newton. Sus escritos muestran que, con excepción de su bravuconería , habría llegado antes a un descubrimiento para el que su mente estaba plenamente preparada. El artículo de Dollond relata los pasos sucesivos mediante los cuales llegó a su descubrimiento independientemente de la invención anterior de Hall, y los procesos lógicos mediante los cuales estos pasos se le sugirieron a su mente. [66]
En 1765, Peter Dollond (hijo de John Dollond) introdujo el triple objetivo, que consistía en una combinación de dos lentes convexas de vidrio crown con una lente cóncava de sílex entre ellas. Fabricó muchos telescopios de este tipo. [66]
La dificultad de conseguir discos de vidrio (sobre todo de vidrio sílex) de pureza y homogeneidad adecuadas limitaba el diámetro y la capacidad de captación de la luz de las lentes del telescopio acromático. En vano la Academia Francesa de Ciencias ofreció premios para discos grandes y perfectos de vidrio sílex óptico. [66]
Las dificultades con los espejos metálicos poco prácticos de los telescopios reflectores llevaron a la construcción de grandes telescopios refractores. En 1866, los telescopios refractores habían alcanzado las 18 pulgadas (46 cm) de apertura y se construyeron muchos " Grandes refractores " más grandes a mediados y finales del siglo XIX. En 1897, el refractor alcanzó su límite práctico máximo en un telescopio de investigación con la construcción del refractor de 40 pulgadas (100 cm) del Observatorio Yerkes (aunque un refractor más grande, el Gran Telescopio de la Exposición de París de 1900 con un objetivo de 49,2 pulgadas (1,25 m) de diámetro, se exhibió temporalmente en la Exposición de París de 1900 ). No se pudieron construir refractores más grandes debido al efecto de la gravedad sobre la lente. Dado que una lente solo se puede mantener en su lugar por su borde, el centro de una lente grande se combará debido a la gravedad, distorsionando la imagen que produce. [70]
Entre 1856 y 1857, Karl August von Steinheil y Léon Foucault introdujeron un proceso de depósito de una capa de plata sobre los espejos de vidrio de los telescopios. La capa de plata no solo era mucho más reflectante y duradera que el acabado de los espejos de espéculo, sino que tenía la ventaja de que se podía retirar y volver a depositar sin cambiar la forma del sustrato de vidrio. Hacia finales del siglo XIX se construyeron telescopios reflectores de plata sobre espejo de vidrio de gran tamaño.
A principios del siglo XX se construyó el primero de los grandes reflectores de investigación "modernos", diseñados para obtener imágenes fotográficas de precisión y ubicados en lugares remotos de gran altitud con cielo despejado [71], como el telescopio Hale de 60 pulgadas de 1908 y el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2,5 m) en 1917, ambos ubicados en el Observatorio del Monte Wilson . [72] Estos y otros telescopios de este tamaño tenían que tener disposiciones que permitieran la extracción de sus espejos principales para volver a platearlos cada pocos meses. John Donavan Strong, un joven físico del Instituto de Tecnología de California , desarrolló una técnica para recubrir un espejo con un revestimiento de aluminio mucho más duradero utilizando evaporación térmica al vacío . En 1932, se convirtió en la primera persona en "aluminizar" un espejo; Tres años más tarde, los telescopios de 60 pulgadas (1.500 mm) y 100 pulgadas (2.500 mm) se convirtieron en los primeros telescopios astronómicos de gran tamaño en tener sus espejos aluminizados. [73] En 1948 se completó el reflector Hale de 200 pulgadas (510 cm) en el Monte Palomar , que fue el telescopio más grande del mundo hasta la finalización del enorme BTA -6 de 605 cm (238 pulgadas) en Rusia veintisiete años más tarde. El reflector Hale introdujo varias innovaciones técnicas utilizadas en futuros telescopios, incluidos cojinetes hidrostáticos para una fricción muy baja, la armadura Serrurier para deflexiones iguales de los dos espejos a medida que el tubo se hunde por la gravedad y el uso de vidrio Pyrex de baja expansión para los espejos. La llegada de telescopios sustancialmente más grandes tuvo que esperar la introducción de métodos distintos a la rigidez del vidrio para mantener la forma adecuada del espejo.
En la década de 1980 se introdujeron dos nuevas tecnologías para construir telescopios más grandes y mejorar la calidad de las imágenes, conocidas como óptica activa y óptica adaptativa . En la óptica activa, un analizador de imágenes detecta las aberraciones de la imagen de una estrella unas cuantas veces por minuto, y un ordenador ajusta muchas fuerzas de apoyo en el espejo primario y la ubicación del espejo secundario para mantener la óptica en una forma y alineación óptimas. Este método es demasiado lento para corregir los efectos de desenfoque atmosférico, pero permite el uso de espejos individuales delgados de hasta 8 m de diámetro, o incluso espejos segmentados más grandes. Este método fue iniciado por el Telescopio de Nueva Tecnología de ESO a finales de la década de 1980.
En la década de 1990 apareció una nueva generación de telescopios gigantes que utilizaban óptica activa, comenzando con la construcción del primero de los dos telescopios Keck de 10 m (390 pulgadas) en 1993. Otros telescopios gigantes construidos desde entonces incluyen: los dos telescopios Gemini , los cuatro telescopios separados del Very Large Telescope y el Gran Telescopio Binocular .
La óptica adaptativa utiliza un principio similar, pero aplicando correcciones varios cientos de veces por segundo para compensar los efectos de la distorsión óptica que cambia rápidamente debido al movimiento de la turbulencia en la atmósfera terrestre. La óptica adaptativa funciona midiendo las distorsiones en un frente de onda y luego compensándolas mediante cambios rápidos de actuadores aplicados a un pequeño espejo deformable o con un filtro de matriz de cristal líquido . La OA fue concebida por primera vez por Horace W. Babcock en 1953, pero no se volvió de uso común en los telescopios astronómicos hasta que los avances en la tecnología informática y de detectores durante la década de 1990 hicieron posible calcular la compensación necesaria en tiempo real . [74] En la óptica adaptativa, las correcciones de alta velocidad necesarias significan que se necesita una estrella bastante brillante muy cerca del objetivo de interés (o se crea una estrella artificial mediante un láser). Además, con una sola estrella o láser las correcciones sólo son efectivas en un campo muy estrecho (decenas de segundos de arco), y los sistemas actuales que operan en varios telescopios de 8-10 m trabajan principalmente en longitudes de onda del infrarrojo cercano para observaciones de un solo objeto.
Los avances en óptica adaptativa incluyen sistemas con múltiples láseres sobre un campo corregido más amplio y/o que funcionan a velocidades superiores a kiloHertz para lograr una buena corrección en longitudes de onda visibles; estos sistemas están actualmente en proceso pero aún no se encuentran en operación rutinaria a partir de 2015.
El siglo XX vio la construcción de telescopios que podían producir imágenes usando longitudes de onda diferentes a la luz visible a partir de 1931, cuando Karl Jansky descubrió que los objetos astronómicos emitían emisiones de radio; esto impulsó una nueva era de astronomía observacional después de la Segunda Guerra Mundial, con el desarrollo de telescopios para otras partes del espectro electromagnético, desde la radio hasta los rayos gamma .
La radioastronomía comenzó en 1931, cuando Karl Jansky descubrió que la Vía Láctea era una fuente de emisión de radio mientras realizaba una investigación sobre la estática terrestre con una antena direccional. Basándose en el trabajo de Jansky, Grote Reber construyó un radiotelescopio más sofisticado especialmente diseñado en 1937, con una antena parabólica de 31,4 pies (9,6 m); con esto, descubrió varias fuentes de radio inexplicables en el cielo. El interés en la radioastronomía creció después de la Segunda Guerra Mundial, cuando se construyeron antenas parabólicas mucho más grandes, incluyendo: el telescopio Jodrell Bank de 250 pies (76 m) (1957), el telescopio Green Bank de 300 pies (91 m) (1962) y el telescopio Effelsberg de 100 metros (330 pies) (1971). El enorme telescopio Arecibo de 1.000 pies (300 m) (1963) era tan grande que estaba fijado en una depresión natural en el suelo; La antena central podía orientarse para permitir que el telescopio estudiara objetos a una distancia de hasta veinte grados del cenit . Sin embargo, no todos los radiotelescopios son del tipo de antena parabólica. Por ejemplo, el Mills Cross Telescope (1954) fue un ejemplo temprano de un conjunto que utilizaba dos líneas perpendiculares de antenas de 1.500 pies (460 m) de longitud para estudiar el cielo.
Las ondas de radio de alta energía se conocen como microondas y han sido un área importante de la astronomía desde el descubrimiento de la radiación de fondo cósmico de microondas en 1964. Muchos radiotelescopios terrestres pueden estudiar las microondas. Las microondas de longitud de onda corta se estudian mejor desde el espacio porque el vapor de agua (incluso a grandes altitudes) debilita considerablemente la señal. El Cosmic Background Explorer (1989) revolucionó el estudio de la radiación de fondo de microondas.
Debido a que los radiotelescopios tienen una resolución baja, fueron los primeros instrumentos en utilizar interferometría, lo que permite que dos o más instrumentos muy separados observen simultáneamente la misma fuente. La interferometría de línea de base muy larga extendió la técnica a miles de kilómetros y permitió resoluciones de hasta unos pocos milisegundos de arco .
Un telescopio como el Gran Telescopio Milimétrico (activo desde 2006) observa desde 0,85 a 4 mm (850 a 4.000 μm), haciendo de puente entre los telescopios de infrarrojo lejano/submilimétricos y los radiotelescopios de longitud de onda más larga, incluida la banda de microondas de aproximadamente 1 mm (1.000 μm) a 1.000 mm (1,0 m) de longitud de onda.
Aunque la mayor parte de la radiación infrarroja es absorbida por la atmósfera, la astronomía infrarroja en ciertas longitudes de onda se puede realizar en altas montañas donde hay poca absorción por el vapor de agua atmosférico . Desde que se dispuso de detectores adecuados, la mayoría de los telescopios ópticos a grandes altitudes han podido obtener imágenes en longitudes de onda infrarrojas. Algunos telescopios, como el UKIRT de 3,8 metros (150 pulgadas) y el IRTF de 3 metros (120 pulgadas) , ambos en Mauna Kea , son telescopios infrarrojos dedicados. El lanzamiento del satélite IRAS en 1983 revolucionó la astronomía infrarroja desde el espacio. Este telescopio reflector, que tenía un espejo de 60 centímetros (24 pulgadas), funcionó durante nueve meses hasta que se agotó su suministro de refrigerante ( helio líquido ). Examinó todo el cielo detectando 245.000 fuentes infrarrojas, más de 100 veces el número conocido anteriormente.
Aunque los telescopios ópticos pueden obtener imágenes del ultravioleta cercano, la capa de ozono en la estratosfera absorbe la radiación ultravioleta de longitudes de onda inferiores a 300 nm, por lo que la mayor parte de la astronomía ultravioleta se realiza con satélites. Los telescopios ultravioleta se parecen a los telescopios ópticos, pero no se pueden utilizar espejos convencionales recubiertos de aluminio y se utilizan en su lugar recubrimientos alternativos como fluoruro de magnesio o fluoruro de litio . El satélite Orbiting Solar Observatory realizó observaciones en el ultravioleta ya en 1962. El International Ultraviolet Explorer (1978) examinó sistemáticamente el cielo durante dieciocho años, utilizando un telescopio de 45 centímetros (18 pulgadas) de apertura con dos espectroscopios . La astronomía del ultravioleta extremo (10-100 nm) es una disciplina en sí misma e involucra muchas de las técnicas de la astronomía de rayos X; el Extreme Ultraviolet Explorer (1992) era un satélite que operaba en estas longitudes de onda.
Los rayos X del espacio no alcanzan la superficie de la Tierra, por lo que la astronomía de rayos X debe realizarse por encima de la atmósfera terrestre. Los primeros experimentos de rayos X se llevaron a cabo en vuelos de cohetes suborbitales , que permitieron la primera detección de rayos X del sol (1948), y luego de las primeras fuentes de rayos X galácticas: Scorpius X-1 (junio de 1962) y la Nebulosa del Cangrejo (octubre de 1962). Desde entonces, se han construido telescopios de rayos X ( telescopios Wolter ) utilizando espejos de incidencia rasante anidados que desvían los rayos X hacia un detector. Algunos de los satélites OAO realizaron astronomía de rayos X a fines de la década de 1960, pero el primer satélite dedicado a rayos X fue el Uhuru (1970), que descubrió 300 fuentes. Los satélites de rayos X más recientes incluyen: EXOSAT (1983), ROSAT (1990), Chandra (1999) y Newton (1999).
Los rayos gamma se absorben en las capas altas de la atmósfera terrestre , por lo que la mayor parte de la astronomía de rayos gamma se lleva a cabo con satélites . Los telescopios de rayos gamma utilizan contadores de centelleo , cámaras de chispas y, más recientemente, detectores de estado sólido . La resolución angular de estos dispositivos suele ser muy pobre. Hubo experimentos en globos a principios de la década de 1960, pero la astronomía de rayos gamma comenzó realmente con el lanzamiento del satélite OSO 3 en 1967; los primeros satélites dedicados a rayos gamma fueron SAS B (1972) y Cos B (1975). El Observatorio de Rayos Gamma Compton (1991) fue una gran mejora con respecto a los estudios anteriores. Los rayos gamma de energía muy alta (por encima de 200 GeV) se pueden detectar desde el suelo a través de la radiación de Cerenkov que se produce por el paso de los rayos gamma a través de la atmósfera de la Tierra. Se han construido varios telescopios de imágenes Cerenkov en todo el mundo, entre ellos: HEGRA (1987), STACEE (2001), HESS (2003) y MAGIC (2004).
En 1868, Fizeau observó que el propósito de la disposición de espejos o lentes de vidrio en un telescopio convencional era simplemente proporcionar una aproximación a una transformada de Fourier del campo de ondas ópticas que entraba en el telescopio. Como esta transformación matemática era bien entendida y podía realizarse matemáticamente en papel, observó que al utilizar un conjunto de pequeños instrumentos sería posible medir el diámetro de una estrella con la misma precisión que un solo telescopio que fuera tan grande como todo el conjunto, una técnica que más tarde se conocería como interferometría astronómica . No fue hasta 1891 que Albert A. Michelson utilizó con éxito esta técnica para la medición de diámetros angulares astronómicos: los diámetros de los satélites de Júpiter (Michelson 1891). Treinta años después, Michelson y Francis G. Pease (1921) finalmente lograron una medición interferométrica directa de un diámetro estelar que se aplicó mediante su interferómetro de 20 pies (6,1 m) montado en el telescopio Hooker de 100 pulgadas en el monte Wilson.
El siguiente gran avance se produjo en 1946, cuando Martin Ryle y Derek Vonberg localizaron una serie de nuevas fuentes de radio cósmicas mediante la construcción de un análogo de radio del interferómetro de Michelson . Las señales de dos antenas de radio se añadieron electrónicamente para producir interferencias. El telescopio de Ryle y Vonberg utilizó la rotación de la Tierra para explorar el cielo en una dimensión. Con el desarrollo de conjuntos más grandes y de ordenadores que podían realizar rápidamente las transformadas de Fourier necesarias, pronto se desarrollaron los primeros instrumentos de formación de imágenes por síntesis de apertura que podían obtener imágenes de alta resolución sin la necesidad de un reflector parabólico gigante para realizar la transformada de Fourier. Esta técnica se utiliza ahora en la mayoría de las observaciones de radioastronomía. Los radioastrónomos pronto desarrollaron los métodos matemáticos para realizar imágenes de Fourier por síntesis de apertura utilizando conjuntos de telescopios mucho más grandes, a menudo repartidos por más de un continente. En la década de 1980, la técnica de síntesis de apertura se extendió a la luz visible, así como a la astronomía infrarroja, proporcionando las primeras imágenes ópticas e infrarrojas de muy alta resolución de estrellas cercanas.
En 1995, esta técnica de obtención de imágenes se demostró por primera vez en una serie de telescopios ópticos separados , lo que permitió una mejora adicional en la resolución y también permitió obtener imágenes de superficies estelares con una resolución aún mayor. Las mismas técnicas se han aplicado ahora en una serie de otras series de telescopios astronómicos, entre ellos: el interferómetro óptico prototipo de la Armada , la serie CHARA y la serie IOTA . Puede encontrarse una descripción detallada del desarrollo de la interferometría óptica astronómica aquí [https://web.archive.org/web/20091018192226/http://geocities.com/CapeCanaveral/2309/page1.html
En 2008, Max Tegmark y Matias Zaldarriaga propusieron un diseño de " telescopio de transformada rápida de Fourier " en el que se podría prescindir por completo de lentes y espejos cuando las computadoras fueran lo suficientemente rápidas para realizar todas las transformaciones necesarias.
John Donavan Strong, un joven físico del Instituto Tecnológico de California, fue uno de los primeros en recubrir un espejo con aluminio. Lo hizo mediante evaporación térmica al vacío. El primer espejo que aluminizó, en 1932, es el primer ejemplo conocido de un espejo de telescopio recubierto con esta técnica.
la mayor caída de lente del telescopio.
