INSTRUMENTOS DE ASTRONOMIA

EL TELESCOPIO 

¿Qué es un telescopio? 

Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos. Es una herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo. Recolecta y enfoca la radiación electromagnética.

¿Cómo funciona?

El “objetivo”, ya sea lente o espejo, cumple la función de captar la luz que trae la imagen, actuando como una especie de receptáculo de fotones, mientras mayor sea su diámetro mayor será su capacidad receptora. La calidad de la imagen va a depender de ello, mientras más luz se reciba mayor será la nitidez o “resolución” de la imagen formada en el plano focal. Se llama resolución a la capacidad del telescopio de “resolver” o separar dos estrellas muy cercanas.

TIPOS DE TELESCOPIOS.

- Telescopio refractor:  Este tipo de telescopio tiene un tubo largo, relativamente delgado con el lente principal (objetivo) en el frente, el cual recolecta y enfoca la luz.

El tipo de telescopio astronómico más sencillo tiene dos lentes. Ambas son convexas; es decir, más gruesas en el centro que en los extremos. La lente más cercana al objeto se llama objetivo. La luz de una fuente distante pasa por esta lente y llega a un foco como una imagen "‘real" e invertida dentro del tubo del telescopio. La lente del ocular aumenta la imagen formada por el objetivo. En un telescopio astronómico, la imagen "‘virtual" formada por el ocular queda invertida.

- Telescopio reflector: Utiliza un espejo cóncavo grande y pesado, en vez de lentes, para recolectar y enfocar la luz. Se mira a través del ocular situado a un lado del tubo, cerca del extremo superior. La luz de objetos lejanos como las estrellas entran en el tubo del telescopio en rayos paralelos, que se reflejan en el espejo cóncavo hacia un espejo plano diagonal. El espejo diagonal refleja la luz a través de una abertura en un lado del tubo del telescopio a una lente del ocular.

Los telescopios reflectores pueden ser mayores que los refractores porque el espejo curvo se puede apoyar en toda su superficie, mientras que una lente grande sólo se puede apoyar en sus extremos.

Los espejos más grandes tienen ventajas porque pueden recoger más luz. Entre los telescopios reflectores modernos se encuentra el reflector de 508 cm del Observatorio Monte Palomar en California (EEUU) y el de 400 cm del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo cerca de La Serena, Chile.

-  Telescopio catadióptrico: También se les llama telescopios complejos.

Utilizan lentes y espejos. El objetivo es un espejo cóncavo pero en la abertura hay una lente correctora que sostiene además un espejo secundario.El tubo es ancho y corto, el ocular va situado en el extremo posterior a la lente. Los catadióptricos generalmente son instrumentos potentes y de alta calidad que gracias a un diseño más complejo gozan de un tamaño compacto y por tanto más fácil de transportar y manejar.

    -  Radiotelescopios: El radiotelescopio es un conjunto de aparatos utilizados para el estudio del universo por medio de la captación de radiaciones electromagnéticas provenientes de cuerpos celestes como el Sol, las estrellas, y otros fenómenos estelares. Los radiotelescopios poseen una antena parabólica en forma de plato que capta las señales de radio procedentes del espacio cósmico. Estas señales son conducidas a un receptor para ser descifradas y por medio de computadoras obtener la imagen de los cuerpos y fenómenos cósmicos. Acromatismo, en óptica, propiedad de un sistema de lentes que desvía un haz de luz blanca de forma que todos los colores que lo componen se enfocan en un mismo punto, con lo que se obtiene una imagen bien definida. Una única lente no puede lograr un enfoque acromático porque la luz de distintas longitudes de onda sufre una desviación diferente al pasar por la lente. Para conseguir un enfoque acromático hay que emplear al menos dos lentes de vidrio con distintos índices de refracción. Este principio fue descubierto en 1757 por John Dollond, un óptico británico. 

    Aberración esférica

La aberración esférica es un defecto de los espejos y las lentes en el que los rayos de luz que inciden paralelamente al eje óptico, aunque a cierta distancia de éste, son llevados a un foco diferente que los rayos próximos al mismo; La aberración esférica es una aberración de tipo monocromático de tercer orden que afecta de manera diferente a cada longitud de onda.

 Aberración cromática.

Aberración cromática: La distancia focal de una lente depende del índice de refracción de la sustancia que la forma y de la geometría de sus superficies. Puesto que el índice de refracción de todas las sustancias ópticas varía con la longitud de onda, la distancia focal de una lente es distinta para los diferentes colores. En consecuencia, una lente única no forma simplemente una imagen de un objeto, sino una serie de imágenes a distancias distintas de la lente, una para cada color presente en la luz incidente. Además, como el aumento depende de la distancia focal, estas imágenes tienen tamaños diferentes. La variación de la distancia imagen con el índice de refracción se denomina aberración cromática longitudinal y la variación de tamaño de la imagen es la aberración cromática lateral.

       Objetivo y ocular ¿Cómo funcionan?

Ocular: lente situada cerca del ojo del observador. Capta y amplía la imagen formada en los objetivos. El ocular normalmente tiene un aumento de 10x (la "x" indica "aumento") por lo que amplifica una imagen 10 veces su tamaño normal.

Objetivo: lente situada en el revólver. Amplía la imagen, es un elemento vital que permite ver a través de los oculares. por lo común tienen un aumento que varía entre 4x a 45x. Tienen distinto aumento (4x, 10x y 40x) montados sobre una base giratoria que permite intercambiarlos para aumentar el tamaño de la imagen. Una propiedad es que normalmente invierten la imagen en todo sentido (de derecha a izquierda y de arriba abajo) y, como el ocular no puede reinvertirla, nosotros la observamos completamente al revés.
La imagen resultante estará ampliada tantas veces como el producto de las lentes con las que estoy observando, es decir que si utilizo un ocular de 10x y un objetivo de 4x, veré la imagen cuarenta veces más grande que su tamaño original.
Conviene destacar que existen dos tipos de objetivos: los de observación en seco y los de inmersión. En el primer caso, el aumento varía de 4x a 45x y alcanza con el índice de refracción del aire (de ahí el nombre "en seco", por el aire!) para que la imagen se forme nítidamente, pero en el segundo caso, al incrementar el aumento (las lentes de inmersión tienen aumentos de 90x o 100x) es necesario aumentar el índice de refracción entre el preparado y la lente para lograr la imagen, para esto se utilizan aceites de cedro o sintético y la lente se "sumerge" en ellos (de ahí el nombre "de inmersión").

  ¿Cuál es la expresión que permite calcular el aumento de un telescopio?

         ¿A que se denomina razón focal?

La razón focal (o F/D) es el índice de cuan luminoso es el telescopio. Esta medida está relacionada con la focal y el diámetro del objetivo. Cuanto más corta es la distancia focal y mayor el objetivo, más luminoso será el telescopio. Esta característica es aplicable en astrofotografía y no en la observación visual. Visualmente, si trabajamos con el mismo diámetro y los mismos aumentos, la imagen será igual de luminosa sin importar la razón focal del sistema óptico. 

Resolución o poder resolvente
Es junto con el poder captación de luz, el parámetro de más interés en un telescopio, ambos dependientes de la abertura del telescopio. El poder resolvente es la capacidad del telescopio de mostrar detalles muy finos. Depende directamente de la figura de difracción y esta depende de la longitud de onda de la luz empleada y del diámetro de la lente o espejo. En la práctica, este parámetro vale aproximadamente 14/D segundos de arco.  El poder resolvente de un telescopio depende de su capacidad par dar una PSF que no exceda del valor teórico del discode  Airy. Sólo algunos telescopios lo logran a una cierta distancia del centro del campo

      Montaje de un telescopio       

                                                     

Un telescopio debe ser montado sobre un soporte rígido para evitar vibraciones y además para que pueda rotar suavemente siguiendo el movimiento aparente de las estrellas. Una de las monturas más útiles es la Ecuatorial, la característica fundamental es el eje principal (eje POLAR) que se mueve en el soporte colocado sobre un pilar, se lo inclina apuntando al Polo Celeste. 

Para que un telescopio de montura ecuatorial siga apuntando al astro que está enfocando, no es necesario mover el eje de declinación sino solamente hacer girar el eje polar con un movimiento uniforme lo cual se consigue con un mecanismo de relojería. 

Los pequeños errores que puede tener la relojería, la refracción y otros fenómenos que afectan la posición del astro son corregidos por el observador mediante el grado, el cual se efectúa por movimientos finos adicionales comandados eléctricamente, o bien por el programa de observación de una computadora conectada al telescopio.

      Utilidad de  los telescopios reflectores y refractores

- Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. No se sabe con certeza cuál fue el primer telescopio reflector, pero la idea de la utilización de espejos cóncavos y convexos colocados en ángulos indicados para observar grandes regiones a grandes distancias. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan 2 espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.

- Un telescopio refractor es un sistema óptico centrado, que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.

      Técnicas astronómicas.

· FOTOMETRIA: Estudia los cambios en la luminosidad de un objeto.

·  POLARIMETRIA: Es la técnica que estudia otra propiedad de luz: la polarización que es la perturbación y desplazamiento vertical de las ondas luminosas

·  ASTROMETRIA: es el estudio comparado de los cambios de la posición exacta de las estrellas y de los planetas en el cielo. Deduce las características de los cuerpos del sistema solar.

 ¿Qué fenómenos atmosféricos se deben tener en cuenta en una observación astronómica? 

Dispersión
La luz dispersada de un rayo solar puede llegar a nosotros solo si es dispersada por las moléculas de aire en otras partes del cielo.
De esta manera se explica que el cielo lejos del sol resulte más azul que en sus cercanías.

El color del cielo
El color del cielo va a depender de la posición del observador, el cielo se nos aparece de color azul. Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra. Cuando la luz solar pasa a través de un prisma, esta se descompone en los colores del arco iris.
La  atmósfera terrestre actúa como un prisma, las moléculas del aire refractan la radiación en formas repetidas y los rayos azules se distribuyen en todo el cielo, en lugar de provenir del Sol. Por esta razón el cielo toma el color azul.
En el espacio fuera de la Tierra donde no hay atmósfera y existe el vacío, los rayos solares no se dispersan. Estos siguen una línea recta y el cielo aparece negro para un observador en una nave espacial.

Centelleo
En excelentes condiciones de observación  lo primero que se distingue es titilar de las estrellas o centelleo. El fenómeno consiste en una variación muy rápida del brillo de las estrellas este a veces aumenta e instantes después disminuye.
La causa fundamental de los cuerpos celestes es que la luz al atravesar el medio gaseoso atmosférico, se concentra en ciertos lugares y se dispersa en otros (por refracción).
Es muy pronunciado en las proximidades del horizonte y muy débil en el Cenit.
Otras de las causas es el fenómeno óptico de interferencia.
Los planetas no centellean porque no son puntos luminosos como las estrellas, sino que presentan un diámetro aparente sensible.

Radiotelescopio

Un radiotelescopio capta ondas de radio emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario, que produce imágenes en luz visible. El primer radiotelescopio fue la antena de 9 metros construida por Grote Reber en1937.

 Capta ondas de radio a través de una antena y registra su intensidad (el receptor doméstico, además convierte estas ondas en sonido, claro) Desafortunadamente este registro no es una imagen, no es como una foto, sino más bien un mapa de intensidades electromagnéticas, que tiene un aspecto parecido a las curvas de nivel de un mapa. Piensa que el detector de un radiotelescopio no es una cámara, o el ojo, como en el caso de los ópticos, sino un galvanómetro, que mide la corriente generada por las ondas de radio recogidas por la antena (que tiene forma de paraboloide, como las de la televisión por satélite, aunque mucho más grande).