Fig. 1: Altitud de la absorción para cada longitud de onda en la atmósfera terrestre. El vapor de agua y el dióxido de carbono se encuentran en la baja atmósfera, por debajo de 40 km., y provocan la absorción de las longitudes de onda correspondientes al infrarrojo (IR). El ozono provoca la absorción en el ultravioleta (UV). Esta absorción en el UV es la que se produce en los niveles más altos de la atmósfera. Sólo el visible y algunas frecuencias radio pasan a través de la atmósfera sin pérdidas.

     Como podemos ver en la fig. 1, debido a la absorción de los gases presentes en la atmósfera, a la superficie de la Tierra no llegan todas las longitudes de onda del espectro electromagnético. De hecho, sólo llegan a la superficie sin sufrir ningún tipo de absorción algunas porciones del rango Radio y, naturalmente, el Visible (por eso podemos ver las estrellas, galaxias y demás objetos celestes). Así, para observar en cualquier otro rango, debemos reducir el grosor de atmósfera que debe atravesar la luz, ya sea subiendo a las montañas, utilizando globos o abandonando definitivamente la atmósfera terrestre, evitando así en su totalidad el efecto de absorción.

     Aparte de la absorción, la atmósfera provoca turbulencias térmicas y mecánicas que empeoran las observaciones (los objetos puntuales se ven como pequeñas manchas. Se debe al movimiento de la imagen del objeto celeste como consecuencia del paso de la luz a través de capas atmosféricas con diferentes propiedades térmicas y diferente índice de refracción. Así se origina una mancha en lugar de un punto, fenómeno conocido en astronomía como seeing). La resolución angular disminuye considerablemente debido a este efecto (fig. 2).

Fig. 2: Imagenes de NGC4038/NGC4039 (Galaxias Antena) tomada por un telescopio terrestre (izquierda) y desde el Hubble (derecha). Estas galaxias estan a 63 millones de años luz de nosotros en la costelacion de Corvus (hemisferio sur). Su forma es debida a la deformación causada por las fuerzas de marea entre las dos galaxias. Como podemos observar, sin atmosfera podemos llegar a ver una mayor cantidad de detalles con telescopios más pequeños.

     Para intentar superar este problema se han tenido que proponer diversas técnicas, por ejemplo óptica activa y/o adaptativa e interferometría.

     La óptica activa y adaptativa trata de compensar los efectos provocados por la atmósfera, ya sea cambiando la curvatura del espejo en tiempo real o mediante un tratamiento posterior de la imagen obtenida. Es fácil imaginar que estas dos técnicas son altamente complejas.

     Por su parte, la interferometría se basa en superponer diversas imágenes de un mismo objeto tomadas desde diferentes observatorios (fig. 3). El resultado es una imagen con una calidad similar a la que se obtendría con un instrumento tan grande como la distancia que separa los observatorios usados. Sin embargo la turbulencia originada por la atmósfera introduce desfases aleatorios de las ondas electromagnéticas a estudiar que dificultan la implementación de las técnicas interferométricas. Además, la interferometría se encuentra con el problema que, para pequeñas longitudes de onda, es más difícil determinar la línea de base (la distancia entre los diversos puntos de observación) con la precisión requerida, que debe ser menor que la longitud de onda estudiada. Es necesario conocer la línea de base con precisión para poder hacer la correlación de imágenes entre los telescopios.

     Otro hecho que dificulta la interferometría (sobre todo la de larga línea de base) es la actividad sísmica terrestre. Los constantes movimientos de la corteza terrestre alteran permanentemente la distancia entre telescopios y, por tanto, la línea de base tiene que ser constantemente recalculada.

Fig. 3: Esquema del principio de la interferometría.

Fig. 4: VLA (Very Large Array). Mediante la interferometría podemos combinar las observaciones de dos o más instrumentos y obtener la misma información que tendríamos si dispusiéramos de un instrumento del tamaño del orden de la distancia que separa los telescopios más alejados.

     A estos efectos tenemos que añadir la intensa gravedad terrestre, que no nos permite hacer los telescopios tan grandes como desearíamos. El peso de un gran telescopio es enorme, lo que hace que la estructura se deforme.

     Por último, en el rango Radio (que, se ha visto, no es absorbido por la atmósfera) nos encontramos interferencias tanto naturales (ionosfera, rayos,...) como artificiales (comunicaciones de satélites, emisoras de radio,...). Otras interferencias las encontramos en el infrarrojo (IR) y en el milimétrico, debidas a la emisión térmica de la atmósfera y superficie terrestres.

     Hemos visto, pues, que la Tierra nos da muchos problemas a la hora de hacer astronomía y que la mayoría de ellos se evitarían abandonando la atmósfera. Con la llegada de la era espacial esta posibilidad se pudo llevar a la práctica y en los últimos años se han lanzado diversos satélites de observación astronómica que nos han 'abierto los ojos' a un nuevo Universo.