Telescopios

El telescopio es un instrumento que permite observar objetos distantes, amplificando la imagen generalmente a través espejos cóncavos, puede ser considerado, como un aparato que aumenta el tamaño angular de los objetos distantes y asimismo, el brillo que estos emiten. Es por lo mismo, que el telescopio es utilizado en la astronomía, para poder ver los cuerpos celestes alejados de la tierra.

Un telescopio funciona por medio de uno o varios espejos cóncavos o curvos, los cuales captan la luz de los objetos lejanos o la radiación electromagnética. Esta luz captada por el telescopio o la radiación, es llevada a un foco, en el cual se crea la imagen definitiva.

Existen 2 tipos de telescopios: los Refractores o Galileanos :que tienen en la parte frontal una lente que refracta la luz concentrando en un punto focal y los Reflectores o Newtonianos cuya lente objetivo es un espejo que se encuentra en el fondo del telescopio.

Otro tipo de telescopio es la combinación de ambos telescopios, se lo llama Catadioptrico utiliza lentes y espejos para dar una imagen amplificada.

Modelos más comunes: Schmidt-Cassegrain y el Maksutov-Cassegrain.

INSTRUMENTOS ÓPTICOS:

ESPEJO: Dispositivo óptico, generalmente de vidrio, con una superficie lisa y pulida, que forma imágenes mediante la reflexión de los rayos de luz.

PRISMA (ÓPTICA): Bloque de vidrio u otro material transparente que tiene la misma sección transversal (generalmente un triángulo) en toda su longitud. Los dos tipos de prisma más frecuentes tienen secciones transversales triangulares con ángulos de 60 o de 45º. Los prismas tienen diversos efectos sobre la luz que pasa a través de ellos.

FIBRA OPTICA: Fibra o varilla de vidrio —u otro material transparente con un índice de refracción alto— que se emplea para transmitir luz. Cuando la luz entra por uno de los extremos de la fibra, se transmite con muy pocas pérdidas incluso aunque la fibra esté curvada.

MICROSCOPIO: Cualquiera de los distintos tipos de instrumentos que se utilizan para obtener una imagen aumentada de objetos minúsculos o detalles muy pequeños de los mismos. El tipo de microscopio más utilizado es el microscopio óptico, que se sirve de la luz visible para crear una imagen aumentada del objeto.

TELESCOPIO: Instrumento con el que se consiguen imágenes amplificadas de objetos distantes.

CRISTAL: Porción homogénea de materia con una estructura atómica ordenada y definida y con forma externa limitada por superficies planas y uniformes simétricamente dispuestas. Los cristales se producen cuando un líquido forma lentamente un sólido

INTERFERÓMETRO: Instrumento que emplea la interferencia de ondas de luz para la medida ultra precisa de longitudes de onda de la luz misma, de distancias pequeñas y de determinados fenómenos ópticos.

RED DE DIFRACCIÓN: Dispositivo óptico empleado para separar las distintas longitudes de onda (colores) que contiene un haz de luz. El dispositivo suele estar formado por una superficie reflectante sobre la que se han trazado miles de surcos paralelos muy finos.

ESPECTROSCOPIO: En 1859, los científicos alemanes Gustav Robert Kirchhoff y Robert Wilhelm Bunsen fueron los primeros en darse cuenta de que cada elemento emite y absorbe luz de colores característicos, que componen su espectro.

ESPECTROHELIÓGRAFO: Elemento importante del equipo utilizado en astronomía para fotografiar las protuberancias del Sol, como la fotosfera (la capa interior de gases calientes más cercana a la superficie del Sol) y la cromosfera (la capa exterior más fría). El espectroheliógrafo, junto con un telescopio, fotografía el Sol en luz monocromática (con una única longitud de onda).

HOLOGRAMA: Método de obtener imágenes fotográficas tridimensionales. Las imágenes se crean sin lente alguna, por lo que esta técnica también se denomina fotografía sin lente

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. Es una aberración de tipo monocromático de tercer orden que afecta de manera diferente a cada longitud de onda.

En los telescopios ópticos antiguos se utilizaban instrumentos de larga focal para reducir el efecto de la aberración esférica.

Aberración cromática:

Es un tipo de distorsión provocada por la imposibilidad de una lente para enfocar todos los colores en un único punto de convergencia.

La distancia focal de una lente depende de su composición (que determina su índice de refracción) y de su forma (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 difiere para cada color. En consecuencia, una lente no forma una sola imagen del objeto, sino una serie de imágenes (una por cada color presente en la luz incidente), cada una con su propia distancia focal. Además, como el tamaño de la imagen resultante depende de la propia distancia focal, estas imágenes también tienen tamaños diferentes entre sí. Se denomina aberración cromática longitudinal a la variación en la distancia con el índice de refracción, y aberración cromática lateral a la variación de tamaño de la imagen.

El telescopio astronómico consta de un objetivo que puede ser una lente o un espejo. Si se compone de lentes decimos que es un telescopio refractor, y si posee espejos es un telescopio reflector. El ocular (lente de pequeñas dimensiones) se construye con dos o más lentes, los que ofrecen un campo de visión mayor que una sola lente, y una definición mejor sobre la extensión total del campo visual. La imagen del objeto, formada por el objetivo, se sitúa fuera del ocular positivo, y entre las dos lentes del ocular negativo.

Para Calcular los aumentos que tiene nuestro telescopio es muy fácil, solo usa la siguiente fórmula.

                    Aumentos = Distancia Focal / Medida ocular

Por ejemplo si usamos un celestron con 1000mm de distancia focal y un ocular de 20mm.    Aumentos= 1000mm / 20mm  = 50X

Lo que nos daría  50 aumentos, pero si cambiamos a un ocular 10mm serian 100 aumentos.

Es decir los aumentos los podemos cambiar cambiando de ocular.

Relación Focal, o "número efe", es el cociente entre la distancia focal del telescopio y su apertura. Por ejemplo, un reflector con un espejo de 15 cm y 900mm de distancia focal, tiene una relación focal de 900/150 = 6. Se lo denota como f/6 ("efe sobre seis", o "efe seis"). Todo esto, notemos, es aparte de la capacidad de recolectar luz (según la cual, cuanto más grande, mejor se observarán los objetos tenues) (Para los detallistas, también es aparte de la resolución, que también depende de la apertura.)

PODER DE BRILLO

El poder de brillo, es una medida de la cantidad de luz que está concentrada en la imagen; es el cociente entre el área del objetivo y el área del ojo humano. El poder de brillo aumenta en proporción con el área del objetivo, cuanto mayor sea el objetivo, mayor será la cantidad de luz que llega a su foco, y por consiguiente se podrán observar astros más débiles.

PODER RESOLVENTE

Ya que la luz está formada por ondas de longitud finita, la imagen de un punto luminoso no es otro punto, aunque el instrumento sea ópticamente perfecto. La imagen que se forma en el foco del telescopio consiste en un pequeño disco central de difracción, de diámetro finito, que tiene su máximo brillo en el centro; este disco contiene el 84% de la energía total recibida. El disco se debilita hasta hacerse oscuro en su contorno y aparece rodeado con un conjunto de anillos concéntricos luminosos, cada uno de los cuales es más débil que el anterior. El tamaño de este sistema de disco y anillos puede calcularse conociendo la longitud de onda de la luz y las dimensiones de la lente.

De los expuesto resulta que el poder resolvente de un telescopio puede ser definido como la capacidad de un telescopio para separar objetos que subtienden ángulos muy pequeños con respecto al observador. Si se eliminan todas las aberraciones de un telescopio, existe un límite para separar objetos muy próximos.

Un telescopio debe ser montado sobre un soporte lo suficientemente rígido para evitar vibraciones y además para que se pueda rotar suavemente siguiendo el movimiento aparente de las estrellas. Unas de las monturas más útiles es la llamada montura ecuatorial. Su característica fundamental es que al eje principal se lo inclina apuntando al polo celeste. El círculo graduado H unido a él es paralelo al ecuador celeste y se lo denomina generalmente círculo horario del telescopio. En la parte superior del eje polar, se halla el eje de declinación, uno de cuyos extremos se sujeta el tubo del telescopio y el otro lleva el círculo de declinación y el contrapeso. 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.

Un telescopio de montura ecuatorial permite ubicarlo rápidamente en la esfera celeste. De hecho, la declinación del astro se busca directamente en el círculo de declinación. Luego se hace girar el eje polar hasta leer su propio ángulo horario sobre el círculo horario, que resulta entonces la diferencia entre la ascensión recta del astro y el tiempo sidéreo de ese instante. Una vez fijado el telescopio, el astro se  encontrará siempre en el campo de visión.

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

En la práctica, los refractores se usan casi exclusivamente en las observaciones visuales y en las mediciones de las coordenadas de los astros, mientras que lo reflectores poseen grandes ventajas en los trabajos fotométricos y espectroscópicos. Por otra parte, debido a su gran luminosidad, un telescopio reflector es muy ventajoso para observar objetos débiles.

Fotometría: Estudia los cambios en la luminosidad de un objeto

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

Astrometría: Es el estudio comparado de los cambios de la posición exacta de las estrellas y de los planetas en el cielo. Este estudio resulta muy importante para deducir las características de los cuerpos del sistema solar

Entre las causas que dificultan las observaciones astronómicas con telescopio resaltan la contaminación del aire y la contaminación lumínica, siendo esta última de primordial importancia. Por eso los telescopios se construyen en lugares elevados, con aire limpio y lejos de las luces de las ciudades.  

La contaminación lumínica puede definirse como la emisión de flujo luminoso de fuentes artificiales nocturnas en intensidades, direcciones, rangos espectrales u horarios innecesarios para la realización de las actividades previstas en la zona en la que se instalan las luces.

Tambien la rotacion y traslacion de la Tierra dificulta el enfoque y limitan el tiempo de exposicion.

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.La parte de la astronomía dedicada a las observaciones a través de radiotelescopios se denomina radioastronomía. Sirven para determinar las propiedades de cualquier galaxia, estrella o cuerpo que emita radiación electromagnética.

Para observar algo a la distancia es necesario combinar el único cóncavo con el convexo, ya que el cóncavo solo disminuye el tamaño de la imagen y el convexo la agranda deformandola.