Historia del telescopio

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 de objetivo convexa y una lente de ocular convexa. En 1655, astrónomos como Christiaan Huygens estaban construyendo telescopios keplerianos potentes pero difíciles de manejar con oculares compuestos.

A Isaac Newton se le atribuye la construcción del primer reflector en 1668 con un diseño que incorporó un pequeño espejo diagonal plano para reflejar la luz en 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 del objetivo 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 del invento de Hall y comenzó a producir telescopios usándolo en cantidades comerciales a partir de 1758.

Desarrollos importantes en los telescopios reflectores fueron la producción de espejos paraboloidales más grandes por parte de John Hadley en 1721; el proceso de platear los espejos de vidrio introducido por Léon Foucault en 1857; y la adopción de recubrimientos aluminizados de larga duración en los espejos reflectores en 1932. 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 ofrece un campo de visión más amplio que un Cassegrain clásico.

Durante el período 1850-1900, los reflectores sufrieron problemas con los espejos de metal de espéculo y se construyó un número considerable de "Grandes refractores" con una apertura de 60 cm a 1 metro, que culminó en el refractor del Observatorio Yerkes en 1897; sin embargo, a partir de principios de 1900 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 de 200 pulgadas. (5 metros) Telescopio Hale (1948); esencialmente todos los principales telescopios de investigación desde 1900 han sido reflectores. En la era 1975-1985 se construyeron varios telescopios de clase de 4 metros (160 pulgadas) en sitios superiores de mayor altitud, incluidos Hawai y el desierto chileno.

La era de los radiotelescopios (junto con la radioastronomía) nació con el descubrimiento casual de Karl Guthe Jansky de una fuente de radio astronómica 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 el suelo, incluidos los rayos X y las bandas infrarrojas de mayor longitud de onda.

Telescopios ópticos

Fundamentos ópticos

Objetos parecidos a lentes datan de hace 4000 años aunque se desconoce si fueron utilizados por sus propiedades ópticas o simplemente como decoración. 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 de Ibn Sahl (siglo X) e Ibn Al-Haytham (siglo XI).

El uso real de lentes se remonta a la fabricación y el uso generalizados de anteojos en el norte de Italia a partir de finales del siglo XIII. La invención del uso de lentes cóncavos para corregir la miopía se atribuye a Nicolás de Cusa en 1451.

Invención

El primer registro de un telescopio proviene de los Países Bajos en 1608. Está en 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 para su instrumento " para ver cosas lejanas como si estuvieran cerca ". Unas semanas más tarde, otro fabricante de instrumentos holandés, Jacob Metius, también solicitó una patente. Los Estados Generales no otorgaron una patente ya que el conocimiento del dispositivo ya parecía ser omnipresente, pero el gobierno holandés otorgó a Lippershey un contrato para obtener copias de su diseño.

Los telescopios holandeses originales estaban compuestos por lentes convexas y cóncavas: los telescopios construidos de esta manera no invierten la imagen. El diseño original de Lippershey solo tenía un aumento de 3x. Parece que los telescopios se fabricaron en los Países Bajos en cantidades considerables poco después de esta fecha de "invención", y rápidamente encontraron su camino por toda Europa.

Reivindicaciones de invención anterior

En 1655 el diplomático holandés William de Boreel trató de resolver el misterio de quién inventó el telescopio. Hizo que un magistrado local en Middelburg hiciera un seguimiento de los recuerdos de la infancia y los primeros adultos 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 ya en 1590. Este testimonio pareció convincente a Boreel, quien ahora recuerda que Zacharias y su padre, Hans Martens, debe haber sido quien recordaba. 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 1656De vero telescopici inventore. Las discrepancias en la investigación de Boreel y el testimonio de Zachariassen (incluida la tergiversación de Zachariassen sobre su fecha de nacimiento y su papel en la invención) han llevado a algunos historiadores a considerar dudosa esta afirmación. El reclamo de "Janssen" continuaría a lo largo de los años y se agregaría con Zacharias Snijder en 1841 presentando 4 tubos de hierro con lentes que afirmaban ser 1590 ejemplos del telescopio de Janssen y el historiador Cornelis de Waard 1906 afirma 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.

En 1682, las actas de la Royal Society en Londres, Robert Hooke, señalaron que la Pantometria de 1571 de Thomas Digges (un libro sobre medidas, parcialmente basado en las notas y observaciones de su padre Leonard Digges) parecía respaldar un reclamo inglés sobre la invención del telescopio., describiendo a Leonard como si tuviera un cristal para ver tarifas a mediados del siglo XVI, basado en una idea de Roger Bacon. Thomas lo describió como " mediante lentes proporcionales debidamente situados en ángulos convenientes, no solo descubrió cosas lejanas, sino que leyó letras, piezas de dinero numeradas con la misma moneda y la inscripción de la misma, arrojadas por algunos de sus amigos de propósito en campos abiertos, sino también a siete millas de lo que se ha hecho en ese instante en lugares privadosEn los escritos de John Dee (1575) y William Bourne (1585) también se hacen comentarios sobre el uso del "vidrio de perspectiva" proporcional. En 1580, el principal asesor de la reina Isabel I, Lord Burghley, le pidió a Bourne que investigara el dispositivo Diggs. La de Bourne es la mejor descripción del mismo, y por su escritura parecía consistir en mirar en un gran espejo curvo que reflejaba la imagen producida por una gran lente.La idea de un "telescopio isabelino" se ha ampliado a lo largo de los años, incluyendo El astrónomo e historiador Colin Ronan concluyó en la década de 1990 que este telescopio reflector/refractor fue construido por Leonard Digges entre 1540 y 1559.Este telescopio reflector "hacia atrás" habría sido difícil de manejar, necesitaba lentes y espejos muy grandes para funcionar, el observador tenía que pararse hacia atrás para mirar una vista al revés, y Bourne notó que tenía un campo de visión muy estrecho que lo hacía inadecuado para propósitos militares. El rendimiento óptico requerido para ver los detalles de las monedas que se encuentran en los campos, o las actividades privadas a siete millas de distancia, parece estar mucho más allá de la tecnología de la época y podría ser que el "vidrio de perspectiva" que se describe era una idea mucho más simple, originando con Bacon, de usar una sola lente sostenida frente al ojo para magnificar una vista lejana.

Las traducciones de los cuadernos de Leonardo da Vinci y Girolamo Fracastoro muestran que ambos usaron cristales llenos de agua o una combinación de lentes para magnificar la Luna, aunque las descripciones son demasiado vagas para determinar si estaban dispuestos como un telescopio.

Un artículo de investigación de 1959 de Simon de Guilleuma afirmó que la evidencia que había descubierto apuntaba al fabricante de gafas de origen francés Juan Roget (fallecido antes de 1624) como otro posible constructor de un telescopio temprano anterior a la solicitud de patente de Hans Lippershey.

Difusión de la invención

La solicitud de patente de Lippershey se mencionó al final de un informe diplomático sobre una embajada en Holanda del Reino de Siam enviado por el rey siamés Ekathotsarot: Ambassades du Roy de Siam envoyé à l'Excellence du Prince Maurice, arrivé à La Haye le 10 de septiembre 1608 (Embajada del Rey de Siam enviada a Su Excelencia el Príncipe Maurice, llegada a La Haya el 10 de septiembre de 1608). Este informe se emitió en octubre de 1608 y se distribuyó por toda Europa, dando 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 potencias para el verano de 1609 para observar las características de la luna.

El erudito italiano Galileo Galilei estuvo en Venecia en junio de 1609 y allí oyó hablar del "cristal de perspectiva holandés", un catalejo militar, por medio del cual los objetos distantes aparecían más cerca 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 fabricó su primer telescopio al día siguiente utilizando una lente de objetivo convexa en un extremo de un tubo de plomo y una lente de ocular cóncava en el otro extremo, un arreglo que llegó a llamarse telescopio galileano.Unos días después, habiendo logrado hacer un telescopio mejor que el primero, lo llevó a Venecia donde comunicó al público los detalles de su invento y presentó el instrumento al dux Leonardo Donato, que estaba sentado en pleno consejo. El Senado, a cambio, lo instaló de por vida en su cátedra en Padua y le duplicó el salario.

Galileo dedicó su tiempo a mejorar el telescopio, produciendo telescopios de mayor potencia. Su primer telescopio tenía un aumento de 3x, pero pronto fabricó instrumentos con un aumento de 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.Con este último instrumento inició una serie de observaciones astronómicas en octubre o noviembre de 1609, descubriendo los satélites de Júpiter, las colinas y los valles de la Luna, las fases de Venus y las manchas observadas en el sol (utilizando el método de proyección en lugar de la observación directa).. Galileo observó 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 como la propuesta 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. La palabra se creó a partir del griego tele = 'lejos' y skopein = 'mirar o ver'; teleskopos = 'visión lejana'.

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 (Explicación del telescopio) en chino y latín.

Más mejoras

Telescopios refractores

Johannes Kepler explicó por primera vez la teoría y algunas de las ventajas prácticas de un telescopio construido con dos lentes convexas en su Catoptrics (1611). La primera persona que realmente construyó un telescopio de esta forma fue el jesuita Christoph Scheiner, quien lo describe en su Rosa Ursina (1630).

William Gascoigne fue el primero en aprovechar una de las principales ventajas de la forma de telescopio sugerida por Kepler: que se podía colocar un pequeño objeto material en el plano focal común del objetivo y el ocular. Esto lo llevó a su invención del micrómetro y su aplicación de miras telescópicas a instrumentos astronómicos de precisión. No fue hasta mediados del siglo XVII que el telescopio de Kepler comenzó a generalizarse: no tanto por las ventajas señaladas por Gascoigne, sino porque su campo de visión era mucho mayor que el del telescopio de Galileo.

Los primeros telescopios potentes de construcción kepleriana fueron fabricados por Christiaan Huygens después de mucho trabajo, en el que su hermano lo ayudó. Con uno de estos: un diámetro de objetivo de 2,24 pulgadas (57 mm) y una distancia focal de 12 pies (3,7 m), descubrió el más brillante de los satélites de Saturno (Titán) en 1655; en 1659, publicó su " Systema Saturnium " que, por primera vez, dio una verdadera explicación del anillo de Saturno, basada en observaciones realizadas con el mismo instrumento.

Refractores de distancia focal larga

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 (Rhea) en 1672 con un telescopio de 35 pies (11 m) de largo. Astrónomos como Johannes Hevelius estaban construyendo telescopios con longitudes 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 marco del telescopio se flexionaba y vibraba con la más mínima brisa y, a veces, colapsaba por completo.

Telescopios aéreos

En algunos de los telescopios refractores muy largos construidos después de 1675, no se empleó ningún tubo. El objetivo estaba montado en una rótula giratoria en la parte superior de un poste, árbol o cualquier estructura alta disponible y apuntado por medio de una cuerda o varilla de conexión. El ocular se sujetaba 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. y se han atribuido a Christiaan Huygens y su hermano Constantijn Huygens, Jr. aunque no está claro que lo inventaron. Christiaan Huygens y su hermano fabricaron objetivos de hasta 220 mm (8,5 pulgadas) de diámetro.y 210 pies (64 m) de distancia focal y otros como Adrien Auzout fabricaron telescopios con distancias focales de hasta 600 pies (180 m). Los telescopios de tan gran longitud eran naturalmente difíciles de usar y debían haber exigido al máximo la habilidad y la paciencia de los observadores. Varios otros astrónomos emplearon telescopios aéreos. Cassini descubrió los satélites tercero y cuarto de Saturno en 1684 con objetivos de telescopio aéreo fabricados por Giuseppe Campani que tenían una distancia focal de 100 y 136 pies (30 y 41 m).

Telescopios reflectores

La capacidad de un espejo curvo para formar una imagen puede haberse conocido desde la época de Euclides y Alhazen la estudió ampliamente 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. Niccolò Zucchi, astrónomo y físico jesuita italiano, escribió en su libro Optica philosophiade 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.

En 1636, Marin Mersenne propuso un telescopio que constaba de un espejo primario paraboloidal y un espejo secundario paraboloidal que hacía rebotar la imagen a través de un orificio en el primario, resolviendo el problema de ver la imagen. James Gregory entró en más detalles en su libro Optica Promota (1663), señalando que un telescopio reflector con un espejo que tenía la forma 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 realizar sus ideas y después de algunos intentos infructuosos, se vio obligado a abandonar toda esperanza de llevar su telescopio a un uso práctico.

En 1666, Isaac Newton, basado en sus teorías de la refracción y el color, percibió que las fallas 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 la lente. Llegó a la conclusión de que la luz no podía refractarse a través de una lente sin causar aberraciones cromáticas, aunque concluyó incorrectamente a partir de algunos experimentos toscos que todas las sustancias refractoras divergían 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.Los experimentos de Newton con espejos demostraron que estos no sufrían de los errores cromáticos de las lentes, para todos los colores de luz el ángulo de incidencia reflejado en un espejo era igual al ángulo de reflexión, así que como prueba de sus teorías Newton se dispuso a construir un telescopio reflector. Newton completó su primer telescopio en 1668 y es el primer telescopio reflector funcional conocido. Después de muchos experimentos, eligió una aleación (metal 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. Agregó 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° a un ocular montado en el costado del telescopio. Esta adición única permitió ver la imagen con una obstrucción mínima del espejo del 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. Con él descubrió que podía ver las cuatro lunas galileanas de Júpiter y la fase creciente del planeta Venus.Animado por este éxito, fabricó un segundo telescopio con un poder de aumento de 38x que presentó a la Royal Society de Londres en diciembre de 1672. Este tipo de telescopio todavía se llama telescopio newtoniano.

Una tercera forma de telescopio reflector, el "reflector Cassegrain" fue ideado en 1672 por Laurent Cassegrain. El telescopio tenía un pequeño espejo secundario hiperboloidal convexo colocado cerca del foco principal para reflejar la luz a través de un orificio central en el espejo principal.

No parece que se hayan hecho más avances prácticos 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 hacer espejos metálicos de espéculo asféricos y parabólicos de precisión. En 1721 mostró el primer reflector newtoniano parabólico a la Royal Society. Tenía un diámetro de 6 pulgadas (15 cm), 62+^{Espejo objetivo de metal con espéculo de 3} ⁄ ₄ pulgadas (159 cm) de longitud focal. El instrumento fue examinado por James Pound y James Bradley. Después de comentar que el telescopio de Newton había permanecido descuidado 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 "llevará una carga tal que hará que magnifique el objeto tantos veces como este último con su debida carga", y que representa los objetos como distintos, aunque no del todo tan claros y brillantes.

Bradley y Samuel Molyneux, habiendo sido instruidos por Hadley en sus métodos para pulir el metal del espéculo, lograron producir sus propios grandes telescopios reflectores, uno de los cuales tenía una distancia focal de 8 pies (2,4 m). Estos métodos de fabricación de espejos fueron transmitidos por Molyneux a dos ópticos londinenses, Scarlet y Hearn, quienes iniciaron un negocio de fabricación de telescopios.

El matemático británico, óptico 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 lo sugirió Gregory, pero luego cambió a espejos de metal de espéculo creando telescopios gregorianos con figuras parabólicas y elípticas de diseñadores originales. Short luego adoptó la fabricación de telescopios como su profesión, que practicó primero en Edimburgo y luego en Londres. Todos los telescopios de Short eran de forma gregoriana. Short murió en Londres en 1768, habiendo hecho una fortuna considerable vendiendo telescopios.

Dado que los espejos secundarios de espejo 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, Mikhail Lomonosov presentó un telescopio reflector ante el foro de la Academia Rusa de Ciencias. Tenía su espejo principal inclinado cuatro grados con respecto al eje del telescopio para 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 Herschelian después de un diseño similar de William Herschel.

Hacia el año 1774 William Herschel (entonces profesor de música en Bath, Inglaterra) comenzó a ocupar sus horas libres con la construcción de espejos para telescopios reflectores, finalmente se dedicó por completo a su construcción y uso en investigaciones astronómicas. En 1778, seleccionó un 6+¹ ⁄ ₄espejo reflector de 16 cm (el mejor de unos 400 espejos de telescopio que había fabricado) y con él, construyó un telescopio de distancia focal de 2,1 m (7 pies). Usando este telescopio, hizo sus primeros descubrimientos astronómicos brillantes. 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 escasa reflectividad de los espejos de espéculo de ese día, Herschel eliminó el pequeño espejo diagonal de su diseño e inclinó su espejo principal para poder ver la imagen formada directamente. Este diseño ha llegado a ser llamado el telescopio Herschelian. Descubrió la sexta luna conocida de Saturno, Encelado, la primera noche que la usó (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 visor grande era difícil de manejar y, por lo tanto, se usaba menos que su reflector favorito de 18,7 pulgadas. El telescopio más grande durante más de 50 años. Sin embargo, este visor grande era difícil de manejar y, por lo tanto, se usaba menos que su reflector favorito de 18,7 pulgadas. El telescopio más grande durante más de 50 años. Sin embargo, este visor grande 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 sufrieron la poca reflectividad y la rápida pérdida de brillo de sus espejos de metal de espéculo. Esto significaba que necesitaban más de un espejo por telescopio, ya que los espejos tenían que quitarse y pulirse con frecuencia. Esto requería mucho tiempo, ya que el proceso de pulido podía cambiar la curva del espejo, por lo que, por lo general, había que "reconfigurarlo" para que tuviera la forma correcta.

Telescopios refractores acromáticos

Desde la época de la invención de los primeros telescopios refractores, se supuso generalmente que los errores cromáticos observados en las lentes se debían simplemente a errores en la figura esférica de sus superficies. Los ópticos intentaron construir lentes de diferentes formas de curvatura para corregir estos errores. Isaac Newton descubrió en 1666 que los colores cromáticos en realidad surgían de la refracción desigual de la luz cuando pasaba a través del medio de vidrio. Esto llevó a los ópticos a experimentar con lentes construidos con más de un tipo de vidrio en un intento de cancelar los errores producidos por cada tipo de vidrio. Se esperaba que esto crearía 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. Argumentó que los diferentes humores del ojo humano refractan los rayos de luz para producir una imagen en la retina que está libre de color, y razonablemente argumentó que podría ser posible producir un resultado similar al combinar lentes compuestas de diferentes medios de refracción. Después de dedicar un tiempo a la investigación, descubrió que combinando dos lentes formadas por diferentes tipos de vidrio, podía hacer una lente acromática donde se corrigían 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 muy reducida. Uno de sus instrumentos tenía un objetivo que medía 2+¹ ⁄ ₂ pulgadas (6,4 cm) con una distancia focal relativamente corta de 20 pulgadas (51 cm).

Hall era un hombre de medios independientes y parece haber sido descuidado de la fama; al menos no se molestó en comunicar su invento al mundo. En un juicio en Westminster Hall sobre los derechos de patente otorgados a John Dollond (Watkin v. Dollond), se admitió que Hall fue el primer inventor del telescopio acromático. Sin embargo, Lord Mansfield dictaminó que no era el inventor original quien debía beneficiarse de tal invento, sino quien lo produjo en beneficio de la humanidad.

En 1747, Leonhard Euler envió a la Academia de Ciencias de Prusia un trabajo en el que intentaba demostrar la posibilidad de corregir tanto la aberración cromática como la esférica de una lente. Al igual que Gregory y Hall, argumentó que dado que los diversos humores del ojo humano estaban combinados para producir una imagen perfecta, debería ser posible mediante combinaciones adecuadas de lentes de diferentes medios de refracción para construir un objetivo de telescopio perfecto. Adoptando una ley hipotética de la dispersión de rayos de luz de diferentes colores, probó analíticamente la posibilidad de construir un objetivo acromático compuesto por lentes de vidrio y agua.

Todos los esfuerzos de Euler para producir un objetivo real de esta construcción fueron infructuosos, un fracaso que atribuyó únicamente a la dificultad de conseguir lentes que trabajaran con precisión en las curvas requeridas. John Dollond estuvo de acuerdo con la precisión del análisis de Euler, pero cuestionó su hipótesis sobre la base de que se trataba de una suposición puramente 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 un ley física del razonamiento analítico solamente.

En 1754, Euler envió a la Academia de Berlín otro trabajo en el que, partiendo de la hipótesis de que la luz consiste en 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 estos vibraciones en un tiempo dado— dedujo sus resultados anteriores. No dudó de la precisión de los experimentos de Newton citados por Dollond.

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 exactitud de los resultados deducidos por Newton sobre la dispersión de la luz refractada. Klingenstierna mostró a partir de consideraciones puramente geométricas (totalmente apreciadas por Dollond) que los resultados de los experimentos de Newton no podían ponerse en armonía con otros hechos de refracción universalmente aceptados.

Como hombre práctico, Dollond inmediatamente puso sus dudas a prueba de experimentos: confirmó las conclusiones de Klingenstierna, descubrió una diferencia mucho más allá de sus esperanzas en las cualidades de refracción de diferentes tipos de vidrio con respecto a la divergencia de colores, y fue así condujo rápidamente a la construcción de lentes en los que primero se corrigía la aberración cromática y luego la aberración esférica.

Dollond conocía las condiciones necesarias para lograr el acromatismo en los telescopios refractores, pero confiaba en la precisión de los experimentos realizados por Newton. Sus escritos muestran que, a excepción de su bravuconería, habría llegado antes a un descubrimiento para el que su mente estaba completamente preparada. El artículo de Dollond relata los pasos sucesivos mediante los cuales llegó a su descubrimiento independientemente del invento anterior de Hall, y los procesos lógicos mediante los cuales estos pasos le sugirieron a su mente.

En 1765 Peter Dollond (hijo de John Dollond) introdujo el objetivo triple, que consistía en una combinación de dos lentes convexas de vidrio crown con una lente de pedernal cóncava entre ellas. Hizo muchos telescopios de este tipo.

La dificultad de obtener discos de vidrio (especialmente de vidrio de pedernal) de la pureza y homogeneidad adecuadas limitaba el diámetro y el poder de captación de luz de las lentes que se encuentran en el telescopio acromático. Fue en vano que la Academia de Ciencias de Francia ofreciera premios por grandes discos perfectos de vidrio óptico de pedernal.

Las dificultades con los espejos metálicos poco prácticos de los telescopios reflectores llevaron a la construcción de grandes telescopios refractores. Para 1866, los telescopios refractores habían alcanzado las 18 pulgadas (46 cm) de apertura con muchos " Grandes refractores " más grandes." siendo construido a mediados o 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) de los Observatorios Yerkes (aunque un refractor más grande Gran Telescopio de 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 en la lente. Dado que una lente solo puede mantenerse en su lugar por su borde, el centro de una lente grande se combará debido a la gravedad, distorsionando la imagen que produce.

Grandes telescopios reflectores

En 1856-1857, Karl August von Steinheil y Léon Foucault introdujeron un proceso de depósito de una capa de plata sobre espejos de telescopios de vidrio. La capa plateada no solo era mucho más reflectante y duradera que el acabado de los espejos de espéculo, sino que tenía la ventaja de poder retirarse y volver a depositarse sin cambiar la forma del sustrato de vidrio. Hacia fines del siglo XIX se construyeron telescopios reflectores de plata sobre espejo de vidrio muy grandes.

El comienzo del siglo XX vio la construcción del primero de los grandes reflectores de investigación "modernos", diseñados para imágenes fotográficas de precisión y ubicados en ubicaciones remotas de cielo despejado a gran altitud, como el telescopio Hale de 60 pulgadas de 1908 y el telescopio de 100 pulgadas. (2,5 m) Telescopio Hooker en 1917, ambos ubicados en el Observatorio Mount Wilson.Estos y otros telescopios de este tamaño tenían que tener disposiciones para permitir la eliminación 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 una capa de aluminio mucho más duradera mediante 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 (1500 mm) y 100 pulgadas (2500 mm) se convirtieron en los primeros grandes telescopios astronómicos en tener sus espejos aluminizados.1948 vio la finalización del 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 los cojinetes hidrostáticos para una fricción muy baja, la armadura Serrurier para desviaciones 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.

Óptica activa y adaptativa

La década de 1980 vio la introducción de dos nuevas tecnologías para construir telescopios más grandes y mejorar la calidad de la imagen, conocidas como óptica activa y óptica adaptativa. En la óptica activa, un analizador de imágenes detecta las aberraciones de la imagen de una estrella varias veces por minuto y una computadora ajusta muchas fuerzas de apoyo en el espejo primario y la ubicación del espejo secundario para mantener la óptica en forma y alineación óptimas. Esto es demasiado lento para corregir los efectos de desenfoque atmosférico, pero permite el uso de espejos simples delgados de hasta 8 m de diámetro, o incluso espejos segmentados más grandes. Este método fue iniciado por el New Technology Telescope de ESO a fines de la década de 1980.

La década de 1990 vio aparecer una nueva generación de telescopios gigantes que utilizan 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 Large Binocular Telescope.

La óptica adaptativa utiliza un principio similar, pero aplica correcciones varios cientos de veces por segundo para compensar los efectos de la distorsión óptica que cambia rápidamente debido al movimiento de 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. AO fue imaginado por primera vez por Horace W. Babcock en 1953, pero no llegó a ser de uso común en los telescopios astronómicos hasta que los avances en la tecnología informática y de detección durante la década de 1990 hicieron posible calcular la compensación necesaria en tiempo real.En 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 solo 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 funcionan principalmente en longitudes de onda del infrarrojo cercano para observaciones de un solo objeto.

Los desarrollos de la óptica adaptativa incluyen sistemas con múltiples láseres sobre un campo corregido más amplio y/o que trabajan por encima de frecuencias de kilohercios para una buena corrección en longitudes de onda visibles; estos están actualmente en progreso pero aún no en operación de rutina a partir de 2015.

Otras longitudes de onda

El siglo XX vio la construcción de telescopios que podían producir imágenes utilizando longitudes de onda distintas de la luz visible a partir de 1931, cuando Karl Jansky descubrió que los objetos astronómicos emitían emisiones de radio; esto provocó una nueva era de astronomía observacional después de la Segunda Guerra Mundial, con el desarrollo de telescopios para otras partes del espectro electromagnético, desde radio hasta rayos gamma.

Radiotelescopios

La radioastronomía comenzó en 1931 cuando Karl Jansky descubrió que la Vía Láctea era una fuente de emisión de radio mientras investigaba la estática terrestre con una antena direccional. Sobre la base del trabajo de Jansky, Grote Reber construyó un radiotelescopio especialmente diseñado más sofisticado en 1937, con un plato de 31,4 pies (9,6 m); usando 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 platos mucho más grandes, incluidos: 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 de Arecibo (1963) de 1000 pies (300 m) era tan grande que estaba fijado en una depresión natural en el suelo; la antena central podría orientarse para permitir que el telescopio estudie objetos hasta veinte grados desde el cenit. Sin embargo, no todos los radiotelescopios son del tipo plato. Por ejemplo, el Mills Cross Telescope (1954) fue un ejemplo temprano de una matriz que usaba dos líneas perpendiculares de antenas de 1500 pies (460 m) de longitud para inspeccionar el cielo.

Las ondas de radio de alta energía se conocen como microondas y esta ha sido un área importante de la astronomía desde el descubrimiento de la radiación cósmica de fondo 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 gran altura) debilita fuertemente la señal. El Cosmic Background Explorer (1989) revolucionó el estudio de la radiación de fondo de microondas.

Debido a que los radiotelescopios tienen baja resolución, fueron los primeros instrumentos en utilizar la interferometría, lo que permitió que dos o más instrumentos ampliamente separados observaran 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 4000 μm), tendiendo un puente entre los telescopios de infrarrojo lejano/submilimétricos y los radiotelescopios de longitud de onda más larga, incluida la banda de microondas desde aproximadamente 1 mm (1000 μm) a 1.000 mm (1,0 m) de longitud de onda.

Telescopios infrarrojos (700 nm/ 0,7 µm – 1000 µm/1 mm)

Aunque la atmósfera absorbe la mayor parte de la radiación infrarroja, la astronomía infrarroja en ciertas longitudes de onda se puede realizar en montañas altas donde hay poca absorción por parte del vapor de agua atmosférico. Desde que se dispuso de detectores adecuados, la mayoría de los telescopios ópticos a gran altura han podido generar 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). Inspeccionó todo el cielo detectando 245.000 fuentes infrarrojas, más de 100 veces el número conocido anteriormente.

Telescopios ultravioleta (10 nm - 400 nm)

Aunque los telescopios ópticos pueden obtener imágenes del ultravioleta cercano, la capa de ozono en la estratosfera absorbe radiación ultravioleta de menos de 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 usar espejos recubiertos de aluminio convencionales y en su lugar se usan 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) inspeccionó sistemáticamente el cielo durante dieciocho años, utilizando un telescopio de 45 centímetros (18 pulgadas) de apertura con dos espectroscopios. La astronomía ultravioleta extrema (10–100 nm) es una disciplina por derecho propio e involucra muchas de las técnicas de la astronomía de rayos X;

Telescopios de rayos X (0,01 nm - 10 nm)

Los rayos X del espacio no llegan a la superficie de la Tierra, por lo que la astronomía de rayos X debe llevarse a cabo por encima de la atmósfera terrestre. Los primeros experimentos de rayos X se realizaron en vuelos de cohetes suborbitales que permitieron la primera detección de rayos X del Sol (1948) y las primeras fuentes galácticas de rayos X: Scorpius X-1 (junio de 1962) y la Nebulosa del Cangrejo. (octubre de 1962). Desde entonces, los telescopios de rayos X (telescopios Wolter) se han construido utilizando espejos anidados de incidencia rasante 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 de rayos X dedicado 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).

Telescopios de rayos gamma (menos de 0,01 nm)

Los rayos gamma se absorben en lo alto 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 realmente comenzó con el lanzamiento del satélite OSO 3 en 1967; los primeros satélites de rayos gamma dedicados fueron SAS B (1972) y Cos B (1975). El Observatorio de Rayos Gamma de Compton (1991) fue una gran mejora con respecto a encuestas anteriores. Los rayos gamma de muy alta energía (por encima de 200 GeV) se pueden detectar desde el suelo a través de la radiación de Cerenkov producida por el paso de los rayos gamma en la atmósfera terrestre. Se han construido varios telescopios de imágenes Cerenkov en todo el mundo, que incluyen:

Telescopios interferométricos

En 1868, Fizeau señaló 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 ingresan al telescopio. Como esta transformación matemática se entendía bien y se podía realizar matemáticamente en papel, señaló que mediante el uso de una serie de pequeños instrumentos sería posible medir el diámetro de una estrella con la misma precisión que un solo telescopio que era tan grande como el conjunto completo, una técnica que más tarde se conoció 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,

El siguiente desarrollo importante se produjo en 1946 cuando Ryle y Vonberg (Ryle y Vonberg 1946) 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 agregaron electrónicamente para producir interferencia. El telescopio de Ryle y Vonberg usó la rotación de la Tierra para escanear el cielo en una dimensión. Con el desarrollo de matrices más grandes y de computadoras que podían realizar rápidamente las transformadas de Fourier necesarias, pronto se desarrollaron los primeros instrumentos de generación de imágenes de 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 de síntesis de apertura utilizando conjuntos de telescopios mucho más grandes, a menudo repartidos en más de un continente. En la década de 1980, la técnica de síntesis de apertura se amplió a la astronomía de luz visible e infrarroja, proporcionando las primeras imágenes ópticas e infrarrojas de muy alta resolución de estrellas cercanas.

En 1995, esta técnica de imagen se demostró por primera vez en una serie de telescopios ópticos separados, lo que permitió una mejora adicional en la resolución y también permitió imágenes de superficies estelares con una resolución aún mayor. Las mismas técnicas ahora se han aplicado en una serie de otros conjuntos de telescopios astronómicos, incluidos: el interferómetro óptico prototipo de la Marina, el conjunto CHARA y el conjunto IOTA. Puede encontrar una descripción detallada del desarrollo de la interferometría óptica astronómica aquí [https://www.webcitation.org/5kmngkBFy?url=http://www.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 las lentes y los espejos podrían prescindirse por completo cuando las computadoras se vuelvan lo suficientemente rápidas como para realizar todas las transformaciones necesarias.