El telescopio aumenta el diámetro angular de los cuerpos celestes y mejora su resolución; se emplea también para determinar las posiciones de los astros sobre la esfera celeste.
Clases de telescopios que existen:
Existes dos clases de telescopios: refractores y reflectores.
- Refractores: fueron inventados antes que los reflectores y presentan un uso más general. Utiliza lentes y catadióptricos (combinación de lentes y espejos).
- Reflectores: son los de mayor tamaño y de uso más intensivo. Utilizan lentes solamente.
Principales elementos ópticos que se utilizan en los telescopios:
- Lentes.
- Espejos.
- Prismas.
- Redes de dispersión, etc.
- Aberración esférica: resulta de la diferencia en la distancia focal de los rayos que atravesaron la lente cerca de su centro y los que pasaron próximos al borde: no todos los rayos tienen el mismo foco.
- Aberración cromática: se produce por la diferencia de la distancia focal para los rayos de distintos colores (de diferentes longitudes de onda).
Objetivo y ocular:
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 objetivo de un telescopio reflector puede tener forma esférica o parabólica; mientras que en el caso de los telescopios refractores, como no es posible corregir todas las aberraciones en un objetivo formado por dos lentes, se construyen objetivos con 3 o 4 lentes.
Un telescopio forma la imagen de un objeto en el plano focal; para un telescopio refractor, esa imagen es posible observarla por medio de un ocular, es decir, una lente de pequeñas dimensiones. El ocular 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.
Expresión que permite calcular el aumento de un telescopio:
El aumento de un telescopio está dado por el cociente entre la distancia focal del objetivo ( F ) y la distancia focal del ocular ( f ):
A = F
f
Razón focal:
La razón focal (rf ) es la relación que existe entre la distancia focal (F) y la abertura (diámetro del objetivo, a) del sistema óptico, es decir:
rf = F/a
Poder resolvente:
Es la capacidad de un telescopio para separar objetos que subtienden ángulos muy pequeños con respecto al observador.
Montaje de un telescopio:
Una vez resuelto el tremendo problema de elegir un telescopio entre la gran variedad de opciones, nos encontramos con el siguiente problema: ¿y esto cómo se monta? El telescopio debería venir con instrucciones, si no es así podrías exigir unas. Aquí vamos a explicar los pasos a seguir para montar un telescopio y algunos trucos y consejos.
1° Paso: Todas las piezas.
Lo primero de todo es saber qué piezas componen el telescopio.
2° Paso: Estirar y nivelar el trípode.
Colocaremos el trípode con la pata Norte apuntando hacia el Norte y ajustaremos la altura de las patas para observar cómodos. Es muy importante nivelar bien el trípode. Para ello podemos usar un nivel (de burbuja o digital) o utilizar un lápiz y comprobar que no rueda hacia ningún lado.
Trípode nivelado.
3° Paso: Colocar la montura.
Una vez que regulemos bien el trípode colocaremos el cabezal de la montura encima. En este caso tiene un tornillo inferior para anclarla y dos que hacen presión sobre un saliente y nos permitirán hacer posteriores ajustes para afinar la orientación al Norte. También los apretaremos en este paso.
4° Paso: Poner la bandeja.
La bandeja es una parte muy útil que nos permitirá dejar todos los oculares durante la noche, pero su función más importante es la de sujetar bien el trípode. Para ello apretaremos la rosca de abajo con fuerza hasta que haga presión sobre todas las patas.
5° Paso: Colocar los contrapesos.
Quitaremos la rosca de seguridad de la barra de contrapesos para ponerlos, los apretaremos y volveremos a colocar la rosca. Primero se mete el contrapeso ligero y luego el más pesado.
6°Paso: Colocar el tubo.
Una vez colocados los contrapesos, podremos colocar el tubo. En este caso trae dos tornillos, el grande es el que hace la fuerza y el plateado es el freno. Ajustaremos primero el grande y luego el otro.
7° Paso: Los accesorios.
Ahora colocaremos el buscador y quitaremos todas las tapas. Aflojaremos los tornillos del portaocular y meteremos el ocular. Para empezar meteremos el de mayor focal (nº más alto) y menos aumentos.
Técnicas astronómicas:
>Fotometría fotográfica:
La fotometría astronómica es la disciplina encargada de la medición de la intensidad luminosa de los objetos celestes, de grandes campos estelares (apta para cúmulos estelares, galaxias, etc.). Se utilizan placas fotográficas cuya emulsión está definida para cierta zona del espectro electromagnético. Lo que se mide es el ennegrecimiento del disco estelar o bien el diámetro de la imagen obtenida; esta medida se convierte luego en magnitudes estelares.
>Fotometría fotoeléctrica. Polarímetros:
Permite definir escalas de intensidad luminosa, índices de color, curvas de luz, variabilidad de estrellas individuales. etc. Los fotómetros fotoeléctricos utilizan una fotomultiplicadora como base de su funcionamiento, unidas a sensibles registradores electrónicos.
Los instrumentos utilizados para medir la polarización de la luz en la región óptica se denominan polarímetros. Estos aparatos utilizan un detector fotoeléctrico y en general pueden hacer mediciones de solo una estrella por vez.
>Espectroscopía:
Esta técnica permite un análisis más detallado de la luz de los astros. Los espectrógrafos son instrumentos que obtienen y registran el espectro electromagnético de los astros; se construyen generalmente en base a un prisma de vidrio o bien una red de difracción.
>Cámara CCD ("Charge Coupled Device"):
Actualmente, los fotómetros tradicionales han sido reemplazados por receptores que aprovechan ciertas propiedades de los semiconductores. Se los denomina Cámaras CCD; esto es una superficie fotosensible con un dispositivo de transferencia de carga, que permite controlar el movimiento de los electrones por medio de campos eléctricos. De manera similar a la fotografía, puede acumular la señal recibida por largos períodos de tiempo.
El sistema CCD consiste en un mosaico de pequeños elementos fotosensibles de silicio, denominados pixels.
Es importante mencionar que la cantidad de carga depositada por el CCD es directamente proporcional a la luz recibida.
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 en 1937. A principios de los 50's el Interferómetro Cambridge realizó un análisis del cielo que dio lugar a los famosos mapas 2C y 3C de fuentes de radio. A finales de los 50 y principios de los 60's el radiotelescopio de una sola antena más grande del mundo era el telescopio de 76 metros en Jodrell Bank, puesto en funcionamiento en 1957. Este fue el último de muchos radiotelescopios construidos a mediados del siglo XX y ha sido superado por telescopios y conjuntos de telescopios más modernos.
La parte de la astronomía dedicada a las observaciones a través de radiotelescopios se denomina radioastronomía.
Muchos objetos celestes, como los pulsars o galaxias activas (como los quasars) emiten radiaciones de radiofrecuencia y son por ello más "visibles", o incluso sólo visibles en la región de radio del espectro electromagnético. Examinando la frecuencia, potencia y tiempos de las emisiones de radio de estos objetos, los astrónomos son capaces de ampliar nuestra comprensión del Universo.
Los radiotelescopios también se utilizan en ocasiones en proyectos como SETI y en el seguimiento de vuelos espaciales no tripulados.
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