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El telescopio electrónico Lallemand |
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Juan C. B. Olivero |
| El origen de este instrumento debe buscarse allá por
el año 1936, cuando el astrónomo Andre
Lallemand y el técnico Duchesne
comenzaron a plantearse un problema que -desde la física- era un continuo
rompedero de cabeza: ¿Cómo recibir la imagen de los astros lejanos y poder
impresionar la placa fotográfica con la máxima energía luminosa? Esta pregunta se la hacían los astrónomos de la época,
porque se procuraba amplificar el efecto de los fotones captados por el objetivo
sin tener que ampliar la parte óptica (una tarea engorrosa por cierto), por
consiguiente se plantearon esta pregunta: ¿Por qué no utilizar un dispositivo
fotoeléctrico que emita electrones cuando sobre él incidan fotones? Teniendo en cuenta estos planteos, Lallemand
pensó que había que cambiar los fotones por electrones. Esto se debe a que, si
bien a los primeros no se los puede acelerar, si se puede hacer esto con los
segundos; esto gracias a un campo eléctrico, y es posible concentrarlos si se
les acopla otro campo de igual naturaleza que el primero, que cumple la función
de lente electrónica. Pasemos, pues, a considerar el funcionamiento de la cámara
electrónica (ver ilustración): Un telescopio común T proyecta la imagen del astro sobre la pantalla E,
que es el fondo de una ampolla al vacío recubierta de una capa fotoeléctrica(1)
de cesio (Cs). Cuando los fotones golpean a la capa E, expulsan electrones que
son proyectados hacia el interior del tubo, donde su energía es incrementada en
la lente eléctrica V con una tensión
de varias decenas de miles de voltios. Cuando los electrones han sido
acelerados, la lente magnética L
agranda la imagen original que se forma en la pantalla fluorescente o en la
placa fotográfica F de bromuro de
plata (AgBr). La sensibilidad de este instrumento es fácil de
calcular: para que cada partícula de bromuro de plata de la placa fotográfica
pueda ser impresionada, hacen falta 10.000 fotones, pero si se trata de
electrones, con uno solo basta, por lo que la ganancia es del orden de 100
veces. Recordemos que la luminosidad del cuerpo estelar es proporcional al
cuadrado del diámetro del objetivo, por lo que con un telescopio T de 50 centímetros
se obtiene la misma luminosidad que posee el telescopio del Monte Palomar (5 metros),
si a este último se le acoplase una cámara Lallemand,
equivaldría a un espejo de 45 metros de diámetro. La principal ventaja de este instrumento radica en que
permite obtener, en 15 minutos, lo que anteriormente exigía exposiciones de más
de 20 horas. Como dato histórico diremos que el primer telescopio
de este tipo se incorporó al del observatorio de Haute-Provence, ubicado en
Saint-
Michel-en-Provence,
cuyo diámetro de 1,20 metros se multiplicó por 9, resultando equivalente a uno
de 10,8 metros. Además de este, también existían (en este primer período) en
los observatorios de Pic
du Midi (Francia) y Lick
(EEUU). Esta cámara fue implementada a mediados de la década
de 1950,
posteriormente la sucedieron los tubos intensificadores de imagen, de ganancia
muy superior, y actualmente están siendo utilizadas en su lugar, las novedosas
y revolucionarias cámaras CCD(2),
de la cual la cámara Lallemand puede
llamarse antecesora. De los tubos intensificadores de imagen y de las cámaras
CCD, nos ocuparemos en próximos artículos.
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Notas: 1)
Que es cuando la capa absorbe un fotón, emitiendo el metal un electrón,
cuya energía cinética esta ligada a la del fotón incidente, siendo el número
de electrones expulsados proporcional al flujo de la luz. 2)
CCD:
Charged Coupled Device,
dispositivo de carga acoplada.
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Bibliografía consultada: *Charles,
Victorin:
"Diccionario atómico", ed. Lerú, Buenos Aires, 1962. *Rousseau,
Pierre:
"Astronomía sin telescopio", ed. El Ateneo, Buenos Aires, 1978.
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