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Telescopios y Monturas.
Por Arq. Jorge Figueroa. AGA.
Antes de comprar un Telescopio es importante comenzar con los siguientes pasos para
decidir si el hobbie de la Astronomía es para usted o no.
1. Comenzar conociendo y aprendiendo como funciona el cielo nocturno. Reconocer
las Constelaciones, tratar de aprender sus patrones, nombres y formas supuestas.
Diferenciar los planetas de las estrellas, aprender los nombres de las principales
estrellas, etc. Comenzar con un Planisferio en un buen paso para hacer esta tarea
más fácil y amena, así como el uso de un libro de Astronomía básica te ayudara a
adentrarte más a este maravilloso mundo de descubrimientos y asombros.
Reconocer patrones en las estrellas.
Identificar las Constelaciones
2. Luego de este paso viene la primer compra razonable: unos Binoculares del orden
de los 7X35, 7X50 o 10X50 (el primer numero indica la cantidad de aumentos y el
segundo el diámetro del objetivo-las lentes por donde entra la luz- en milímetros.
Con esta herramienta, básica dentro del equipamiento de todo buen astrónomo
aficionado, podrás observar con más detalle las “nubes” de estrellas de la Vía
Láctea, la Galaxia de Andrómeda, Cúmulos abiertos como el famoso Pléyades, La
Nebulosa de Orión, el Cúmulo doble de Perseo, las lunas “Galileanas” de Júpiter
entre otros. La gran ventaja de los binoculares es su precio razonable y los grandes
campos que se observan debido al poco aumento que presentan. Esto sumado al
hecho de que estarás utilizando tus dos ojos lo que da la impresión de una vista en
3D con mayor profundidad.
Sumarle al anterior unas cartas estelares (muchos libros de Astronomía las incluyen)
y consultar páginas de Internet sobre el tema para que cada vez mejoren tus
conocimientos en general. El estar asociado a un grupo o sociedad de Astronomía es
un buen comienzo ya que te permitirá el intercambiar experiencias con otras
personas afines al hobbie y te dará la oportunidad de poder observar a través de
diferentes sistemas ópticos y monturas para que te hagas una mejor idea del
telescopio que más se adapte a tu presupuesto y necesidades particulares.
3. Compra del Telescopio. Ya que probaste telescopios de varios sistemas ópticos y
monturas, ya revisaste los “test” o pruebas de estos, así como ver los modelos
disponibles y ya sabes cuanto estas dispuesto a “invertir” pues es la hora de
comprar.
Antes de entrar a ver los diferentes diseños ópticos quiero aclarar varios
puntos de importancia:
*No esperes ver detalles y colores como los que muestran las fotos obtenidas
con cámaras simples, reflex, digitales, web cams, CCD, de los Observatorios
profesionales, las de las Sondas Espaciales o mejor aún las del Telescopio
Espacial Hubble ya que te llevarás una gran decepción. Es imposible para el ojo
humano detectar esa clase de detalle debido a que de noche nuestros ojos
utilizan unas células –conocidas como bastones- que solo registran imágenes en
blanco y negro. Sólo cuando nuestros ojos son estimulados por una fuente de luz
fuerte (como la del Sol) podemos ver colores llamativos.
Júpiter visto por Sonda Cassini.
Júpiter fotografiado con CCD.
Júpiter visto a través del Telescopio.
*JAMAS, repito NUNCA DEBES APUNTAR EL TELESCOPIO HACIA
EL SOL ya que te quedarías CIEGO ya que al hacerlo el telescopio al
concentrar la imagen del Sol en el punto focal y luego al ser aumentada por el
ocular quemaría tus pupilas, o sea el telecopio actuaría como una lupa súper
potente. El único modo de hacer observación solar con telescopio es utilizando
los filtros especiales que venden para adaptar al Objetivo o sea se colocan el
parte de entrada de luz del aparato. No es recomendable usar filtros para los
oculares ya que la luz llega ya concentrada en este punto y la radiación es muy
alta pudiéndose quebrar la óptica y dañar tu vista.
Nunca veas El Sol sin protección.
El Sol a través del Telescopio con filtros.
Telescopio Solar especial.
*Cuando un neófito ve un telecopio lo primero que pregunta es ¿Cuánto
aumento tiene? ¿De todos estos telescopios que hay en el área cual es el más
potente? La verdad es que cualquier telescopio dará cualquier aumento
dependiendo únicamente del ocular que utilicemos.
Dos factores limitan el aumento que se puede utilizar en cualquier telescopio: la
apertura o sea el diámetro del objetivo y las condiciones atmosféricas -el
llamado Seeing-. La regla dice que el aumento máximo es de 50 a 60 veces el
diámetro del objetivo en pulgadas o 2 veces en milímetros. En otras palabras
hasta el más pequeño telescopio con buenas ópticas mostrara los anillos de
Saturno o las bandas ecuatoriales de Júpiter ya que para esto solo se necesita
alrededor de 75x. Por lo tanto un Telescopio ofertado por su capacidad de
aumento por ejemplo un refractor de 60mm que da 450x será solo un engaño o
treta para esconder una óptica pobre o mediocre.
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Júpiter visto a varios aumentos
Tipos de Sistemas Ópticos:
4. Refractores
5. Reflectores
6. Catadióptricas
4. Telescopios Refractores:
Fue inventado por el óptico holandés Hans Lippershey en el año 1,608, por un
accidente al darse cuenta que las imágenes se aumentaban o magnificaban al
colocar una lente frente a otra. El diseño más simple consiste en solamente 2
lentes, el objetivo y el ocular, el cual aumenta la imagen.
Es de destacar que el primer astrónomo que hizo observaciones serias
regularmente con un telescopio fue el italiano Galileo Galilei quien mejoro el
simple diseño de Lippershey (por lo que se conoce como telescopio galileano) y
obtuvo la patente e hizo importantes descubrimientos como los cráteres de la
Luna, las Fases de Venus, la 4 Lunas de Júpiter que se conocen como las lunas
Galileanas (Ganímedes, Calixto, Io y Europa), los anillos de Saturno aunque por
la poca resolución que le daba el aparato lo veía como el dijo “un planeta con
orejas”. Su primer telescopio era de 40mm de diámetro y media menos de 50
cms de largo, aumentaba 9x y el segundo 30x.
Galileo Galilei
Telescopios usados por Galileo Galilei en sus observaciones.
4.1. Refractor Cromático:
El telescopio de Galileo consistía en una lente convexa frente a una cóncava
separado a cierta distancia. Johannes Kepler mejoro el diseño simplemente
cambiando la lente cóncava por una doble convexa. Sin embargo en ambos
diseños se producía Aberración Cromática entendida como el problema que da
que cada longitud de onda de la luz se enfoca en distintos puntos haciendo que
resulte una zona de focos en lugar de un solo punto focal. Por lo tanto las
imágenes aparecen borrosas y rodeadas por halos de color. Además poseían
Aberración Esférica que es cuando la curvatura del objetivo causa que los rayos
de luz que entran a las orillas posean un punto focal distinto al de los que entran
por el centro haciendo imágenes poco claras y nada nítidas.
Ambos defectos se podían minimizar incrementando la longitud focal
(decreciendo la curvatura del Lente objetivo). El refractor mas largo fue el de
Johannes Hevelius de Dinamarca en el siglo XVII que media 115 pies (34.50
metros!!!!).
Aberración Cromática
Aberración Esférica
4.2. Refractor Acromático:
Es un diseño de lentes barato y que esta compuesto por 2 o 3 lentes de vidrio
tipo “crown” (corona) y “flint” (pedernal) que reducen al mínimo la aberración
cromática y esférica. Se le atribuye a Chester Hall en 1,733. Aunque se patento
hasta el año 1,758 por John Dollond. Aunque se reduce bastante las aberraciones
estas aun están presentes sobre todo en objetos brillantes como La Luna, Júpiter,
Venus y la estrella Vega apareciendo con halos azules en las orillas.
Esquema de Refractor Acromático.
Como viaja la luz a través de un Refractor.
Acromático significa luz refractada sin separación del espacio del color.
La aberración cromática no será un factor fundamental tanto que la longitud
focal en un refractor acromático sea mas grande que 2.88 veces su apertura (en
pulgadas) cuadradas.
f.l. mayor o igual 2.88Dal cuadrado
Así en un refractor de 100mm (4”) exhibirá falso color alrededor de objetos
brillantes si su longitud focal es menor a 46” (1.15metros) f/11.5
El refractor más grande del mundo es el telescopio del Observatorio Yerkes en
Wisconsin, Estados Unidos que tiene 40” (1 metro) de diámetro y 19 metros de
longitud (f/19).
Óptica del Refractor de Yerkes.
Gran Observatorio de Paris.
4.3. Refractor Apocromático:
Si la palabra Acromático significa libre de aberraciones, la palabra
Apocromática significa libre de aberraciones pero esta vez en serio!! Este
telescopio utiliza objetivos con lentes con múltiples elementos hechos con
materiales exóticos. Pueden tener 2, 3 o 4 elementos en el objetivo con uno o
mas elementos hechos de un tipo de vidrio inusual –fluorita (monocristalline
calcium fluorite), SD (special dispersión lens) o ED (extra-low dispersión lens)lo que hacen es reducir la dispersión de la luz a través de llevar todas las
longitudes de onda al mismo punto focal. Esto permite telescopios con
longitudes focales más cortas y objetivos más grandes. Fue bastante popular a
partir de los años 1,980.
Refractores Apocromáticos.
Ventajas del Refractor:
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No poseen obstrucciones creadas por espejos secundarios ni múltiples
reflexiones en el camino óptico que introduzcan dispersión de la luz y
reflexiones internas que iluminen el fondo del cielo, reducen el contraste y
saturen la imagen.
Imágenes más nítidas y de alto contraste.
Poseen el más alto porcentaje de transmisión de luz, pudiendo transmitir el
90% o más de la luz que colectan.
Son menos afectados a las corrientes de aire que se generan en el tubo por
diferencias de temperatura.
Pueden resolver mejor las estrellas muy juntas por carecer de la difracción
provocada por la montura de la celda del espejo secundario (en el caso de los
reflectores).
Buenos para observaciones a altas potencias de aumento (para La Luna y los
planetas, estrellas dobles)
Pueden utilizarse tanto para observación de noche como para vista terrestre
de día.
Es el tipo de telescopio que menos mantenimiento requiere.
Por ser un tubo cerrado se impide la entrada de polvo, la limpieza es solo
externa.
Desventajas del Refractor:
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Los Acromáticos sufren de aberración cromática y los Apocromáticos la
reducen a niveles bajísimos e imperceptibles pero el valor por pulgada de
apertura es elevado.
Es el sistema óptico más caro por pulgada de apertura.
Algunos modelos son muy largos haciendo su transporte un poco difícil.
Para reducir los efectos de la aberración cromática, se construyen con una
relación focal larga, superior a f/9 lo que lo hace un telescopio muy largo.
Ocular en posición incomodo para el observador sobre todo en objetos
ubicados en el cenit.
5. Telescopio Reflector:
5.1. Reflector Gregory:
Fue inventado por James Gregory en el año 1,663 estaba compuesto por un
espejo cóncavo que reflejaba la luz hacia un espejo secundario cóncavo que a su
vez regresaba la luz hacia atrás a través de un agujero central en el espejo
primario y de allí hacia el ocular. El problema era que fue difícil fabricar esas
curvas en los espejos.
Esquema de un Reflector
Gregoriano.
5.2. Reflector Newtoniano:
Un segundo diseño fue concebido por Sir Isaac Newton en 1,672 que consta de
un espejo cóncavo como primario pero posee un espejo secundario plano con un
ángulo de 45º que desvía la luz 90º hacia un agujero a uno de los costados del
tubo del telescopio donde el ocular aumenta la imagen. Su aparato tenia unas
dimensiones modestas de 37mm (1 ½”) de diámetro y 160mm de distancia focal
y daba unos 38 aumentos.
Sir Isaac Newton
Esquema de un Newtoniano.
Como viaja la luz en un Telescopio Newtoniano
5.3. Reflector Cassegrain:
Un tercer diseño provino del escultor francés Sieur Cassegrain partiendo del
diseño de Gregory con la diferencia de que el espejo secundario es convexo y
esta dentro del foco principal, esto hace que sea un diseño compacto el cual
combina una larga apertura dentro de un tubo corto.
Los primeros reflectores usaban espejos esféricos en cuyo caso los rayos que
golpean el borde del espejo llegaban a un foco diferente que los rayos que
golpean el centro dando como resultado la aberración esférica.
El primer reflector que uso un espejo parabólico fue construido por el ingles
John Hadley en 1,722.
Esquema de un Cassegrain
Aberración Esférica en los espejos
5.3.1 Dall-Kirkham:
Es una variación del Cassegrain y fue inventado por el óptico americano Horace
Dall en 1,928 y el astrónomo aficionado Allan Kirkham. Consiste en un espejo
primario aesferico (menos que una parábola completa) y un espejo secundario
esférico.
Telescopio Dall-Kirkham con
Apocromático
5.3.2. Ritchey-Chrètien:
Fue diseñado por el óptico americano George Ritchey y el francés Henri
Chrètien en el año 1,910 y consta de un espejo primario y secundario
hiperbólico, son muy difíciles de fabricar, están libres de defectos como coma,
astigmatismo y aberración esférica.
Telescopio Ritchey-Chrètien
Esquema de un RC
Ventajas del Reflector:
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Es el telescopio mas barato por pulgada de apertura.
No posee aberración cromática.
El ocular queda en un sitio cómodo para el observador.
No es propenso a la formación de rocío, no se empaña por estar el espejo
ubicado en el fondo del tubo.
Buenos para la observación de objetos de cielo profundo (galaxias,
nebulosas, cúmulos) por su mayor capacidad de recolección de luz en
aperturas grandes.
Es el diseño más simple.
La óptica pude ser alineada con relativa facilidad.
Es posible combinar en un mismo telescopio apertura grande y relación focal
corta (f/4). Telescopios cortos.
Desventajas del Reflector:
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Producen Coma es decir los objetos fuera del centro de visión aparecen
como pequeños cometas, principalmente con relaciones focales pequeñas
(f/5 o menos).
Algunos sufren de Astigmatismo o sea que las imágenes de las estrellas
enfocadas aparecen como cruces y no como puntos.
Cuando la relación focal es muy corta (menor que f/6) el tamaño del espejo
secundario aumenta por necesidad, provocando una sombra mayor sobre el
espejo primario y reduciendo el contraste y la nitidez.
La reflectividad del espejo es de 79%, aunque con capas de incremento sube
de 90 a 96% (aunque estas capas suben el precio final del aparato).
No es apto para su uso para vistas terrestres.
El sistema es sensible a perder su alineación por lo que necesita de
colimación o sea alinear el ejes del espejo secundario con el primario y el
enfocador periódicamente.
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El tubo abierto es propenso a la acumulación de polvo y suciedad en los
espejos.
El tubo abierto requiere mayor tiempo para que se compense la diferencia de
temperatura del interior del tubo con la del exterior lo que crea turbulencias
que afectan la calidad de las imágenes.
En aperturas arriba de las 8” su transporte suele ser un poco difícil por ser
masivos.
6. Telescopios Catadioptricos:
Este sistema óptico esta compuesto por una lente y 2 espejos siguiendo el
principio básico del telescopio Cassegrain, la diferencia consiste en la adición
del lente corrector en el extremo frontal del tubo óptico.
Esquema de una
Catadióptrica.
6.1. Telescopio Schmidt-Cassegrain:
Fue diseñado por el astrónomo alemán Bernhard Schmidt en el año 1,930. Este
sistema óptico conduce la luz a través de una placa correctora antes de tocar un
espejo primario esférico. Las curvas de la placa correctora eliminan la
aberración esférica del espejo primario. De ahí se refleja la luz hacia el espejo
secundario elíptico ubicado detrás de la placa reflejando la luz hacia un agujero
en el centro del espejo primario donde se ubica el ocular.
Esquema de un Schmidt-Cassegrain
Como viaja la luz en un Schmidt-Cassegrain
Telescopio Schmidt-Cassegrain
6.2. Telescopio Maksutov-Cassegrain:
Fue diseñado por A. Bouwers de Ámsterdam, Holanda en febrero de 1,941 y D.
Maksutov de Moscú, Rusia. Consta de una placa correctora tipo menisco –plato
profundo- el cual esta ubicado dentro del radio de curvatura del espejo primario
esférico. De ahí se dirige al espejo primario y se refleja hacia el espejo
secundario convexo y de aquí hacia el primario a través de un agujero que nos
lleva hacia el ocular.
Esquema de un Maksutov-Cassegrain
Como viaja la luz en un Maksutov-Cassegrain
Telescopio Maksutov-Cassegrain
En 1,957, John Gregory, un ingeniero óptico de Connecticut, modifico el
esquema original del Maksutov-Cassegrain para mejorar su rendimiento. La gran
diferencia fue que en vez de usar un espejo secundario separado de la placa
correctora, una pequeña mancha central en el interior del corrector esta
aluminizada para reflejar la luz hacia el ocular, este es el sistema GregoryMaksutov.
Además existen los Telescopios Híbridos como los Schmidt-Newtonianos y los
Maksutov-Newtonianos cuyos sistemas solo agregan las placas correctoras al
sistema original Newtoniano esto para compensar el uso de espejo esféricos sin
sufrir de aberraciones esféricas y bajando el precio por pulgada de apertura.
Telescopio Schmidt-Newtoniano
Ventajas de las Catadióptricas:
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Diseño compacto: longitudes focales largas en un tubo corto. La longitud
focal no implica la longitud del instrumento.
Altamente portátiles. Se montan y desmontan con facilidad.
Existe una gama amplia de accesorios disponibles.
Su precio es moderado con relación al diámetro del objetivo.
Por ser un tubo cerrado permite mantener las ópticas limpias libres de polvo
y suciedad.
Permiten grandes aumentos con cualquier ocular.
Desventajas de las Catadióptricas:
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Observación hacia el cenit en posición incomoda para el observador.
Placa correctora expuesta propensa a la acumulación de rocío y
empañamiento por humedad. Esto obliga a comprar los protectores llamados
“Dew shields”.
Imágenes con menos contraste debido a la gran obstrucción del espejo
secundario (34%). Lo que hace imágenes con poca nitidez.
Si por alguna razón el espejo primario se desalinea solo el fabricante podrá
arreglarlo
Tiempo de equilibrio térmico es largo.
El sistema de enfoque permite el movimiento del espejo dando
deslizamientos en las imágenes.
El diseño es sensible a la curvatura de campo, esto es que cuando se enfoca
el centro de una imagen, el borde se sale ligeramente de foco, se corrige con
un reductor/corrector que se vende por separado.
7. Monturas:
Existen 2 tipos básicos de Monturas para Telescopios y son:
7.1. Montura Altazimutal:
Es la montura mas simple, como su nombre lo dice posee 2 movimientos en
azimut (horizontalmente) y en altitud (verticalmente). Los trípodes para montar
las cámaras fotográficas y de video son de este tipo. El movimiento en azimut
nos permite recorrer todo el horizonte sin cambiar la altitud, dibujando un
círculo de 360º a nuestro alrededor, girando sobre un eje vertical. El movimiento
en altitud nos permite balancear el telescopio como una campana hacia arriba y
hacia abajo siguiendo siempre una línea vertical perpendicular al horizonte.
Existe una variante de este montura llamada Dobsoniana en honor a su diseñador
el astrónomo aficionado de San Francisco, Estados Unidos, John Dobson en los
años `70. El utilizo plywood, formica y teflón para fabricar una montura
Altazimutal capaz de soportar con telescopios Newtonianos de gran tamaño y
peso de una manera fácil. Así encontramos tubos con aperturas desde 6” hasta
Montura Altazimutal
Montura Altazimutal Dobsoniana
Montura Altazimutal de Horquilla
Movimiento en la esfera celeste.
Ventajas:
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Bajo costo.
Fácil de usar.
Fácil de transportar.
Montura tipo Dobsoniana permite el seguimiento sencillo de los objetos
celestes con telescopios de grandes aperturas ya tamaños. Siendo muy
estable.
Permite observar al instante sin perder tiempo en alineaciones y
preparaciones previas.
Desventajas:
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No corrige el movimiento terrestre, lo que hace complicado, al principio, el
seguimiento de los objetos en el ocular principalmente con grandes
aumentos.
No apta para astrofotografía.
Algunas son muy inestables para soportar telescopios de medianos a
grandes.
7.2. Montura Ecuatorial:
Esta montura puede ser considerada como una montura Altazimutal inclinada en
un Angulo que coincide con la latitud del observador. Posee 2 ejes
perpendiculares conocidos como el eje de ascensión recta (o polar) y el eje de
declinación. Para que esta montura pueda seguir el movimiento de las estrellas
apropiadamente el eje polar debe estar alineado con el polo celeste.
7.2.2: Ecuatorial Alemana:
Es la más popular, posee forma de “T” inclinada con el eje polar representado
por la larga base y el eje de declinación la cabeza de la T. El telescopio se ubica
en una de las puntas de la barra mientras que los contrapesos se ubican en el otro
extremo. Esta montura puede estar soportada por medio de un trípode o una
columna tipo pedestal. Algunos modelos traen un pequeño telescopio ubicado en
el eje de ascensión recta para hacer más fácil la alineación polar. Además tiene
la opción de agregarle motores a ambos ejes para el seguimiento automático sin
que el objeto observado se salga del campo de visión.
Telescopio Polar.
Eje de declinación
Coordenadas de Latitud
Ecuatorial en trípode.
Ecuatorial columna o pedestal.
La Declinación es la coordenada que sirve para localizar una estrella u objeto en
la bóveda celeste. Se expresa en grados, minutos y segundos y consiste en la
distancia desde el ecuador celeste medida a lo largo del arco del círculo que pasa
por los dos polos celestes y la propia estrella. La distancia entre los dos polos es
igual a 180º, con el ecuador celeste (la proyección en el cielo del ecuador
terrestre) colocado a 0º. Por lo tanto se miden +90º desde el ecuador al polo
Norte celeste, y -90º desde el ecuador al polo Sur celeste.
La Ascensión Recta es la distancia angular sobre el ecuador celeste (expresada
en hora, minutos y segundos) entre el punto de intersección del circulo ya citado
y la eclíptica (que corresponde a la trayectoria aparente del Sol entre las estrellas
a lo largo del año), llamado punto vernal o primer punto de Aries, y el circulo
horario que pasa por lo polos y el astro considerado.
Ascensión Recta y Declinación.
Alineación Polar.
Movimiento en la esfera celeste de una montura Ecuatorial.
7.2.3. Ecuatorial de Horquilla:
Este tipo de montura soporta el telescopio suspendido entre 1 o 2 brazos unidos
al tubo a cada lado así que puede moverse libremente de arriba hacia abajo. Los
2 brazos están unidos a la base.
Generalmente usada en telescopios Schmidt-Cassegrain y Maksutov-Cassegrain,
haciéndolo un sistema ultra compacto y portable. Esta montura esta soportada
por medio de un trípode y puede volverse en configuración Altazimutal al
quitarle la base tipo cuña (wedge) que da la inclinación del eje polar.
8. Sistemas “Go to”:
Son sistemas de monturas equipadas con microcomputadores integrados a la
misma, que permiten la localizaciòn automatica de gran cantidad de objetos del
cielo como planetas, nebulosos, galaxias, cúmulos, etc. Esto se logra gracias a la
base de datos almacenada en la memoria del ordenador que contiene la
ubicación con coordenadas de ascensión recta y declinación para cada objeto.
Además permite conectar el telescopio a una computadora personal para hacer la
guía a través de esta.
Existen algunas opiniones encontradas entre la comunidad de astrónomos
aficionados en pro y en contra de este tipo de tecnología ya que para algunos el
hecho de que el ordenador busque y ubique rápidamente cualquier objeto con
solo pulsar un botón lleva consigo el hecho de no permitir la observador la
búsqueda con el método antiguo llamado “star hoping” o sea el aprender las
constelaciones, los campos estelares, las estrellas principales y seguir sus
caminos o guías “a pie” hasta llegar a encontrar y ubicar el objeto deseado lo que
hace que cada vez se aprenda a reconocer estas áreas del cielo, caso que no
ocurre con el ordenador. Otros dicen preferir pasar el máximo tiempo posible
observando y no perder el tiempo buscando el objeto en si. Sea como sea, sin
duda este tipo de tecnología vino para quedarse y es muy utilizada para ubicar,
centrar y fijar objetos que serán fotografiados por medios de film, o medios
digitales y de CCD.
9. Términos y Formulas:
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Objetivo: es la lente o espejo del telescopio de una apertura o diámetro
determinado, que al recibir la luz, la concentra en el extremo opuesto del
tubo óptico.
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Punto Focal: es el punto donde se concentra la luz.
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Longitud Focal (LF): es la distancia que recorre la luz desde el objetivo
hasta el punto focal.
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Relación o radio focal (f/): es la relación entre la apertura del objetivo y
la longitud focal, nos indica la luminosidad del sistema y es igual a la
cantidad de aperturas que caben a lo largo de la longitud focal.
f/ = LF / apertura en las mismas unidades.
Por ejemplo un telescopio de longitud focal de 1140mm y una apertura
de 254mm tendrá un valor f/ de 4.5. Una relación focal pequeña es más
deseable si se desea realizar fotografía porque el tiempo de exposición
será menor.
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Magnitud: es el brillo de un cuerpo celeste. Un valor cercano a 0 es
brillante. Magnitudes negativas son súper brillantes. El ojo humano
puede ver estrellas hasta magnitud +6 sin ayuda de instrumentos
ópticos... Para calcular la magnitud del objeto dada por cualquier
telescopio podemos aplicar la siguiente formula:
Magnitud objeto = 5* Log (diámetro del objetivo en milímetros) + 2
Así mismo podemos averiguar que diámetro de objetivo de telescopio se
necesita para ver un objeto de una magnitud dada despejando llegamos a
esta formula:
Diámetro de la lente en mm = magnitud del objeto-2 dividido entre 5 por
Antilog.
Por ejemplo para ver Plutón con una magnitud de +13.9 seria así: 13.9 2 / 5*antilog esta da un telescopio de 239mm o sea 10”.
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Aumentos: estos se calculan dividiendo la longitud focal del telescopio
entre la longitud focal del ocular. Por ejemplo un telescopio de 1140mm
de LF con un ocular de 26mm dacha: 1140/26 = 44x de aumentos.
Existe un máximo aumento a utilizar depende del diámetro del
telescopio, en optimas condiciones se permitirá un máximo de 60 veces
el diámetro del objetivo en pulgadas. Aunque este valor es teórico ya que
en la practica los mayores telescopios a partir de 8” estarán restringidos
por nuestra atmósfera a unos 300x. También hay un límite inferior de
aumentos recomendados, y es de 3 a 4 veces el diámetro del objetivo en
pulgadas. Es decir por ejemplo para un telescopio de 6” de apertura su
mínimo aumento será de 18 a 24x.
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Poder de Resolución (Limite de Dawes): es la habilidad de un
telescopio de revelar finos detalles de los objetos observados. La
resolución se mide en segundos de arco. En el cielo hay 90º desde el
horizonte hasta el punto justo arriba de nuestra cabeza, el cenit. Y 360º
alrededor del horizonte. Cada uno de esos grados puede ser dividido en
60 partes iguales llamadas arco-minutos. Por ejemplo, el diámetro
aparente de la Luna en nuestro cielo es de unos 0.50º o 30 arco-minutos,
cada uno de los cuales pude ser dividido en 60 arco-segundos o sea que
La Luna mide unos 1,800 arco- segundos. La resolución de un telescopio
se puede poner a prueba al ver la separación entre dos estrellas cuya
separación aparente o angular ya se conoce.
En el siglo XIX el astrónomo ingles William Dawes encontró
experimentalmente que para saber la capacidad de resolución, es decir, la
habilidad de un telescopio de separar un par de estrellas muy cercanas y
distinguirlas como 2 puntos puede ser estimada así:
4.56 arco- segundos / apertura del telescopio en pulgadas
El resultado será en arco-segundos.
Por ejemplo para un telescopio de 10” de apertura el límite de Dawes es
de:
Dawes`limit = 4.56/10” = 0.46 arco-segundos.
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Criterio de Rayleigh: el ganador del premio Nóbel de Física el ingles
Lord J. W. S. Rayleigh determino empíricamente que la óptica de un
telescopio que da una precisión de un ¼ de onda en el foco final (es decir
que toda la luz recolectada por el sistema llega a foco con ¼ de la
longitud de onda de la luz verde a la cual el ojo es mas sensitivo)
producirá resultados en las estrellas que son visualmente indistinguibles
desde un sistema óptimamente perfecto.
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Transparencia: se refiere a la medida de que tan oscuro el cielo esta en
una noche dada. Es afectada por la cantidad de humedad y polvo en la
atmósfera, así como de la cantidad de polución lumínica. Las 4 estrellas
principales que forman el “tazón” de la Osa Menor son de magnitudes de
2.2, 3.1,4.3 y 5.0. Si las 4 puedes ser vistas la transparencia se dice que
es de 5 y se puede usar un telescopio de 10” para ver objetos de cielo
profundo. Si en cambio solo aprecias 3 estrellas se puede decir que es
una transparencia de 4 esto limita a el uso de un telescopio de 6”.
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Seeing: Se utiliza para hacer referencia a las condiciones del cielo. La
visibilidad puede sufrir alteraciones a causa de nubes, viento, niebla,
bruma, humedad, contaminación luminosa y atmosférica. Existe una
escala que va de I a IV.
I (Seeing optimo): la imagen esta inmóvil y no perjudica en absoluto la
observación.
II (Seeing bueno): la imagen pierde definición durante breves periodos
de tiempo.
III (Seeing medio): la imagen resulta alterada durante largos periodos.
IV (Seeing deficiente): los detalles observables son muy imprecisos.
V (Seeing pésimo): la imagen no logra mostrar ningún detalle.
10. Cuadro comparativo de Precios y Sistemas Ópticos:
“Don’t tell your wife how much it cost!
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
9.
10.
11.
Newtoniano - Dobsoniano… … … … … … … … … …
$55.00/”(10”)
Newtoniano - Ecuatorial… … … … … … … … … … … ......
$95.00/”(10”)
Schmidt-Newtoniano- Ecuatorial… … … … … … … …
$110.00/”(10”)
Refractor Acromático - Ecuatorial… … … ...
$160.00/” (6”)
Gregory-Maksutov-Cassegrain-horquilla Eq. Go To (ETX).
$200.00/” (5”)
Schmidt-Cassegrain Ecuatorial Go To… … … … … … … … .
$205.00/” (9.25”)
Maksutov-Newtoniano-Ecuatorial… … … … … … … … … … … … .. $225.00/”(4”)
Schmidt-Cassegrain Horquilla Az Go To GPS… … … … … … … . $300.00/” (10”)
Maksutov-Cassegrain Horquilla Az Go To… … … … … … … … … $406.00/”(7”)
Refractor Apocromático Equatorial con motor… … … … … ..
$806.00/”(3.1)
Gregory-Maksutov-Cassegrain horquilla (Questar)… … … … .
$1,000.00/”(3.5”)
“El mejor Telescopio es el que más se usa”
Jorge Figueroa y un Dobsoniano de 10”
Edgar Castro y un Refractor Acromático 80mm
Iván Javora y un Newtoniano Ecuatorial de 4.5”
Edgar Castro y el Apocromático de 101mm
Jorge Solano y el Newtoniano Ecuatorial de 4.5”
Sergio Barrillas y el Schmidt-Cassegrain de 11”
Jorge F., Jorge S., Iván, Edgar y Sergio después de la maratón de 6:00 PM a 6:00 a.m.
Iván, Jorge F., Jorge S., Sergio y Álvaro Gonzáles durante Las Leonidas del 2002.
Jorge F., Adriana de Sherman, Edgar, Iván y Sergio con el Schmidt-Cassegrain de 11”.
“Seguiremos
observando… … … … … … .”