Cuando intentas tomar una fotografía de las estrellas, de la Luna o de alguna constelación, puede ser algo complicado, pues en ocasiones salen borrosas  por nuestro pulso, demasiado brillantes en el caso de la Luna, o simplemente no se ven las estrellas que intentamos capturar. Por ello, se hace difícil entender cómo se pueden obtener imágenes de objetos que están tan lejos de nosotros.

Si alguna vez has visto una imagen en internet de la Luna, del Sol, de los planetas, de alguna galaxia lejana o de algún otro objeto en el espacio exterior, probablemente te habrás preguntado, ¿cómo es que pudieron tomarle una fotografía?

Algunos de los puntos lejanos que vemos en el cielo pueden ser más que una sola estrella lejana o planeta. Muchos de estos puntos resultan ser galaxias o cúmulos (conjuntos) de galaxias, pero al estar tan lejos de nosotros parecen solo un punto en el espacio.

Para saber que en un punto brillante en el cielo es en realidad una galaxia usamos los telescopios necesarios que nos permitan “resolver angularmente” ese punto brillante. Pero ¿qué significa “resolver angularmente”? En astronomía es usual medir el tamaño de un objeto o distancias en el cielo en grados, por lo que se puede calcular la separación entre objetos o el diámetro angular de un objeto. En ocasiones, dos o más objetos están tan aparentemente cerca que parecen uno solo. Cuando nuestro telescopio es capaz de distinguir estos objetos que están tan cercanos entre sí se dice entonces que puede resolverlos angularmente.

Para saber cuál es el límite de la resolución angular de un telescopio, hay que usar la siguiente fórmula:

Donde  es el límite de la resolución angular, D es el diámetro del espejo primario del telescopio y  es la longitud de onda en la que emite el objeto. Esta fórmula también aplica para otro tipo de “telescopios”, como los radiotelescopios que en realidad son antenas, por lo que en ese caso D es el diámetro de la antena. Dado que el límite de la resolución angular depende inversamente del diámetro del espejo o la antena, el telescopio será capaz de observar objetos más pequeños mientras más grande sea el valor de D. De esta forma, objetos que estén más cerca que el límite de resolución de nuestro telescopio, serán vistos como un único punto.

Una vez que sabemos que nuestro telescopio es capaz de resolver angularmente el objeto que queremos observar, es hora de apuntar a él y tomarle una foto. Para ello, hay diferentes tipos de instrumentos, pero uno de los que pueden resultar más familiares son los CCDs (Charge-Coupled Devices). Si bien, su nombre puede parecer extraño, puede que tengas uno en tu bolsa o incluso en tu mano. Aunque los CCDs son usados en astronomía, también están integrados en casi todos los celulares y en ambos casos cumplen las mismas funciones.

Pero, si tengo el mismo instrumento en la cámara de mi celular, ¿por qué no puedo tomar imágenes tan impresionantes como las del Hubble u otro telescopio profesional? Bueno, en primer lugar, hay que observar la ecuación de la resolución angular. El tamaño de la cámara de tu celular no ha de sobrepasar unos cuantos milímetros, mientras que, por ejemplo, el espejo del Hubble tiene un tamaño de 2.4 metros, por lo que su resolución angular es abrumadoramente mejor que la de nuestro celular. Además de esto, los telescopios como el Hubble trabajan con más de un CCD, que son incluso de mejor calidad que cualquiera que tengas en tu teléfono.

Sin embargo, el principio detrás de un CCD que está en el espacio o el que está en tu teléfono es el mismo. Un CCD puede verse como una cuadrícula, donde cada cuadrito es un píxel. Cada que le llega luz a este detector, comienza a interactuar con cada uno de estos cuadritos. Dependiendo de la cantidad de fotones que le llega por efecto fotoeléctrico, se liberará una cantidad de electrones que en nuestra imagen se verá como un píxel brillante. Entre más fotones lleguen, más electrones se liberan y más brillante es el píxel.

Pero, tomar una imagen con este tipo de instrumentos tiene muchas consideraciones. Al tomar una imagen de una galaxia, por ejemplo, debido a la distancia o a otros factores, puede que sea un objeto poco brillante. Es por ello por lo que, para recolectar más luz de este objeto se da un mayor tiempo de exposición. El tiempo de exposición es el periodo de tiempo durante el cual nuestro telescopio recopilará luz de nuestro objeto. Mientras mayor sea el tiempo, más luz se recopila, mayores electrones se liberan y más brillante será nuestra imagen. Pero, así como ocurre cuando tomas una foto de la Luna, puede que la imagen sea tan brillante que no distingamos los detalles.

Esto ocurre porque un CCD tiene un límite de la cantidad de fotones que puede recibir antes de saturarse. Esto es parecido a lo que ocurre cuando llenamos un bote con agua. Si llenamos continuamente el bote llegará el punto en que el agua se derramará, y si hay más botes alrededor, estos comenzarán a llenarse de agua también. Lo mismo ocurre en un CCD, si se sobrepasa la cantidad de fotones que puede medir cada píxel, los que estén alrededor empezarán a medir luz que no cae como tal en ellos. Entonces, se dice que el CCD se ha saturado. Por esto es importante conocer el límite de saturación de nuestro instrumento, para evitar estos errores y obtener imágenes detalladas de nuestros objetos. En el caso de tu celular, puedes ajustar este aspecto si cuentas con el modo pro modificando el ISO.

En el caso de telescopios espaciales, tienen la ventaja de que pueden apuntar prácticamente a cualquier objeto que se desee observar. Pero, estando aquí en la Tierra, la propia forma de nuestro planeta, nuestra ubicación y la hora del día son limitantes a la hora de querer observar un objeto. Por estas razones, es importante conocer su ubicación en el cielo y si es posible observarlo desde nuestra ubicación en la Tierra. Para conocer esta información, existen sistemas que generan los datos necesarios, aunque una forma sencilla de saberlo es usando algún software de astronomía observacional como Stellarium.

Ya que tenemos su ubicación en el cielo, falta saber en qué hora será visible en nuestra posición. Para ello, es necesario generar las “efemérides” del objeto. Éstas nos dirán justamente su posición en el cielo y la hora en la que será visible desde nuestra posición de observación. Existe una diversidad de generadores de efemérides, algunos dan la hora en UTC, es decir, respecto a la hora del meridiano de Greenwich. Por ello hay que tener cuidado con esto, puesto que una diferencia de incluso una hora puede causar que no consigamos obtener una imagen de nuestro objeto deseado.

Espero que después de conocer todo esto puedas mirar una imagen astronómica y saber que no solo tiene una imagen bonita, sino también mucho esfuerzo y precisión de las personas involucradas en su elaboración para poder obtenerla.

Shu, F. H. (1982). Classical Mechanics, Light, and Astronomical Telescopes. En THE PHYSICAL UNIVERSE An Introduction to Astronomy. University Science Books.

Karttunen, H., Kröger, P., Oja, H., Poutanen, M., & Donner, K. J. (Eds.). (2016). Spherical Astronomy. En Fundamental astronomy (6a ed.). Springer.

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