Telescopis òptics. La temptació del duel
La història revela que el descobriment va tenir lloc a la fàbrica d'un fabricant d'ulleres holandeses. Mentre jugava, un dels joves col·laboradors va participar en una lent convexa i còncava en cada mà. Abans d'arribar a l'ull del jove, la llum va passar per la lent convexa i la còncava respectivament. El jove va veure llavors els objectes llunyans com si estiguessin més a prop.
És cert que aquest efecte es pot aconseguir amb una sola lent o lent convexa. És a dir, amb una lupa podem veure petits detalls dels segells o estudiar la morfologia d'un insecte. I la lupa és només una lent convexa. Però si la lupa s'allunya molt del paper, les lletres, a més de créixer, es deformen. Aquesta és la funció de la lent còncava, la de deixar sense efecte la deformació que inevitablement ha produït la lent convexa en augmentar la imatge.
Aquesta deformació de la llum al seu pas per una lent es denomina refracció. És a dir, en passar d'un mitjà a un altre, la llum canvia de direcció de propagació. En aquest cas la refracció es deu a la diferent densitat de l'aire i del vidre i a la torsió de la lent de vidre.
Telescopis de refracció
El telescopi de refracció no és més que un dispositiu que utilitza l'efecte refracció, és a dir, un tub amb la lent convexa i la còncava en tots dos extrems. Es mira per la lent còncava o ocular i es col·loca l'extrem amb la lent convexa o obertura de lents cap a l'objecte que es vol veure ampliat.
Com més gran és el diàmetre de la lupa, més gran és el precinte. Perquè el mateix ocorre amb l'obertura de lents del telescopi de refracció. Com més gran sigui el diàmetre, major serà l'augment del telescopi, la qual cosa permetrà veure coses més allunyades. Es veuran coses més llunyanes, però sempre en certa manera. Això es deu al fet que com més gran és el diàmetre de l'obertura de lents, més car és el telescopi de refracció.
Telescopis de reflexió
Quan la llum entra pel tub, es troba amb el mirall principal. Aquest mirall és còncau i dirigeix la llum cap a un altre mirall més petit i pla. La missió d'aquest segon mirall és dirigir la llum deformada pel mirall principal cap a l'ocular.
La similitud entre tots dos tipus de telescopis és evident. Encara que un usa lents i l'altre miralls, lents i miralls convexos o còncaus deformen la llum i augmenten les imatges.
Aberració i distància focal
En els telescopis de reflexió, la llum es reflecteix en els miralls i canvia de direcció. Sense més. Per contra, en els telescopis de refracció la llum es deforma per la finestra. Això produeix un efecte denominat aberració cromàtica. Aquest efecte es pot descriure mitjançant aquest senzill experiment.
La llum blanca d'una llanterna ha de projectar-se sobre un prisma de vidre. Una vegada fet això, la llum blanca es descompon en una espècie d'arc de Sant Martí. Perquè la lent del telescopi de refracció fa el mateix. Descompon la llum blanca en la llum de colors i a aquest efecte se'l denomina aberració cromàtica.
La distància des de l'obertura de lents al focus es denomina distància focal. Aquest concepte és important perquè afecta directament l'augment del telescopi. En definitiva, l'augment és directament proporcional a la distància focal de l'obertura de lents i inversament proporcional a la distància focal de l'ocular.
No obstant això, per a obtenir el mateix diàmetre que l'obertura de lents, els telescopis de reflexió només tenen un tub més curt. Això, per descomptat, té avantatges econòmics, ja que es necessita menys material per a construir el telescopi. Per descomptat, aquest avantatge és significatiu a l'hora de construir l'edifici d'un telescopi gegant. Per si no fos prou, els miralls són més barats que les lents --no es necessita la mateixa quantitat de material per a fer la superfície o el volume- i, al no dispersar-se la llum en funció de la longitud d'ona, els telescopis miralls no sofreixen aberracions cromàtiques.
El problema per a explorar el cel és l'atmosfera
L'aberració cromàtica no és l'únic inconvenient que sofrirem en utilitzar el telescopi. En cas de voler inspeccionar estrelles o astres, les fluctuacions de l'aire atmosfèric
poden distorsionar la imatge. Cal pensar que hi ha diversos quilòmetres d'atmosfera sobre la superfície terrestre i que l'aire atmosfèric es mou a gran velocitat.
Davant aquest problema hi ha una única solució. Com més alt es col·loca el telescopi, menys atmosfera estarà entre els astres i l'objectiu i, per tant, menys distorsió. Per aquest motiu la major part dels observatoris astronòmics se situïn en alta muntanya. Per exemple, el mirador situat en el Turó Paranal de Xile es troba a una altura de 2.665 metres.
I si això és poc, el telescopi pot introduir-se en una nau espacial i enviar-se a l'atmosfera perquè oregi la Terra. D'aquesta manera, s'han acabat els problemes que pot causar l'atmosfera. El telescopi de reflexió Hubble porta anys prenent imatges de galàxies llunyanes al voltant de la Terra. Però hi ha pocs telescopis com l'Hubble, entre altres motius perquè són cars i tenen problemes de manteniment i maneig.
Però sense treure de la vista la banda de l'espectre electromagnètic, els telescopis òptics continuen sent molt utilitzats per a l'estudi d'estrelles i astres.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
