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[Type the company name] Apunte Teórico - Práctico Taller de Astronomía Observacional www.gafoac.com 2015 ACERCA DEL TALLER OBJETIVOS Que los integrantes del grupo: Operen autónomamente la cámara CCD y los programas de control de la montura del telescopio de los estudiantes. Seleccionen los objetos visibles, según criterios astronómicos. Obtengan series de imágenes de un objeto determinado, que luego aplicarán en los demás talleres y en los proyectos del GAF. INTEGRANTES La capacitación está a cargo de integrantes del GAF, astrónomos aficionados y estudiantes de la licenciatura en Astronomía, que participan en proyectos observacionales del GAF y del OAC. Quienes aprenden son: estudiantes de la licenciatura en Astronomía, docentes de escuelas secundarias y aficionados a la Astronomía. INSCRIPCIONES Los aspirantes a asistir al taller, deben inscribirse con sus datos personales. Existe un cupo de 20 personas, a los efectos de facilitar el acceso al manejo del equipo. La inscripción se hace completando datos en el sitio web del GAF. MODALIDAD El Taller de Astronomía Observacional se desarrolla a lo largo de cuatro meses, con la frecuencia de una reunión semanal de una hora y media cada encuentro. Algunas reuniones se destinan al abordaje de conceptos teóricos, mientras que otras jornadas se utilizan para las actividades prácticas. Cuando se aprende a manejar el telescopio y sus accesorios, se trabaja con dos grupos: uno con el equipo, mientras que el otro trabaja con contenidos teóricos o con prácticas utilizando programas de simulación del cielo. En el cierre del taller, cada participante que quiera obtener un certificado, debe acreditar el 80% de asistencia y la aprobación de un examen individual y presencial de aplicación práctica. RECURSOS: El GAF tiene acceso a instalaciones del Observatorio Astronómico Córdoba. Auditorio Mirta Mosconi: Sala equipada con cañón de proyección. Sala de computadoras: Cuenta con 11 (once) computadoras. Telescopio con accesorios: Domo con telescopio Cassegrain de 14” con montura ecuatorial alemana, equipada con cámara CCD monocroma y computadora que controla la montura y la cámara CCD. Las luces y la cúpula se controlan con interruptores próximos a la computadora. https://www.gafoac.com INDICE Acerca del Taller ................................................................................................................................................................. 2 Objetivos ..................................................................................................................................................................... 2 Integrantes .................................................................................................................................................................. 2 Inscripciones ............................................................................................................................................................... 2 Modalidad ................................................................................................................................................................... 2 INDICE ............................................................................................................................................................................ 4 Unidad 1: Sistemas de Coordenadas. ................................................................................................................................. 8 Esfera celeste. ................................................................................................................................................................ 8 Localización de objetos ............................................................................................................................................... 8 Sistema de coordenadas esféricas. ............................................................................................................................. 10 Punto objeto ............................................................................................................................................................. 10 Plano Fundamental ................................................................................................................................................... 10 Eje principal .............................................................................................................................................................. 10 Polos ......................................................................................................................................................................... 10 Círculos máximos ...................................................................................................................................................... 10 Origen del sistema .................................................................................................................................................... 11 Proyección del punto objeto .................................................................................................................................... 11 Coordenadas esféricas .............................................................................................................................................. 11 Sentidos de los ángulos ............................................................................................................................................ 12 Sistema de coordenadas geográficas. ........................................................................................................................ 12 Elementos del sistema .............................................................................................................................................. 12 Latitud ....................................................................................................................................................................... 12 Longitud .................................................................................................................................................................... 13 Elongitud ................................................................................................................................................................... 13 Sistema de coordenadas celestes horizontal. ............................................................................................................ 15 Elementos del sistema .............................................................................................................................................. 15 Altura ........................................................................................................................................................................ 15 Acimut ....................................................................................................................................................................... 16 Distancia cenital ........................................................................................................................................................ 16 Altura del polo y su relación con la latitud ............................................................................................................... 16 Utilidad ..................................................................................................................................................................... 17 Dificultad ................................................................................................................................................................... 17 Movimiento de la esfera celeste................................................................................................................................. 19 Movimiento diurno ................................................................................................................................................... 19 Eje de rotación de la esfera celeste .......................................................................................................................... 19 Sentido directo y retrogrado .................................................................................................................................... 20 Polos de la esfera celeste.......................................................................................................................................... 20 Plano meridiano local ............................................................................................................................................... 21 Culminación .............................................................................................................................................................. 21 Meridiana.................................................................................................................................................................. 21 Ecuador celeste ......................................................................................................................................................... 22 Movimiento del Sol en la esfera celeste. .................................................................................................................... 23 Movimiento aparente del Sol ................................................................................................................................... 23 Día solar .................................................................................................................................................................... 23 Día sideral ................................................................................................................................................................. 23 Eclíptica ..................................................................................................................................................................... 24 Movimientos de los planetas y la Luna en la esfera celeste. ..................................................................................... 25 Movimientos aparentes de los planetas ................................................................................................................... 25 Trayectorias de los planetas ..................................................................................................................................... 25 Sentido de movimiento de los planetas ................................................................................................................... 25 Movimientos de la Luna ........................................................................................................................................... 25 Sistema de coordenadas celestes ecuatorial.............................................................................................................. 26 Elementos del sistema .............................................................................................................................................. 26 Ascensión Recta ........................................................................................................................................................ 26 Utilidad ..................................................................................................................................................................... 27 Dificultad ................................................................................................................................................................... 27 Precesión de los equinoccios. ..................................................................................................................................... 28 Precesión de la Tierra ............................................................................................................................................... 28 Retrogradación de los equinoccios ........................................................................................................................... 28 El problema de los catálogos .................................................................................................................................... 29 Efemérides de objetos a observar ............................................................................................................................ 29 Unidad 2: observacion visual e instrumental.................................................................................................................... 31 Observación visual - Generalidades ............................................................................................................................. 31 Células detectoras de luz en el ojo ........................................................................................................................... 31 Actividades de inicación recomendadas ................................................................................................................... 33 Observación con instrumental .................................................................................................................................... 33 observacion con binoculares .................................................................................................................................... 33 Telescopios refractores ................................................................................................................................................ 34 Telescopios reflectores ................................................................................................................................................ 35 Tipos de telescopios reflectores y marcha de los rayos ............................................................................................... 36 Oculares ....................................................................................................................................................................... 39 Tipos de oculares según lentes: .................................................................................................................................. 40 conceptos y calculos utiles – LECTURA OPCIONAL ..................................................................................................... 41 LA RELACIÓN FOCAL DEL TELESCOPIO: ..................................................................................................................... 41 EYE RELIEF (ER), EXTRACCIÓN PUPILAR O RELIEVE OCULAR: ................................................................................... 41 FOCAL DEL OCULAR Y AUMENTOS QUE OFRECE: ..................................................................................................... 42 CAMPO APARENTE DEL OCULAR O APPARENT FIELD OF VIEW (AFOV) ................................................................... 42 CAMPO REAL ............................................................................................................................................................. 43 FIELD STOP, DIAFRAGMA DE CAMPO O PARADA DE CAMPO................................................................................... 43 PUPILA DE SALIDA ..................................................................................................................................................... 44 AUMENTOS MÁXIMOS Y MÍNIMOS .......................................................................................................................... 45 Monturas y tripodes .................................................................................................................................................... 46 Monturas Altacimutales ........................................................................................................................................... 47 Monturas Ecuatoriales .............................................................................................................................................. 48 BUSCADORES ............................................................................................................................................................... 49 Mantenimiento del instrumental ............................................................................................................................... 50 UNIDAD 3: SENSORES e imágenes, algunos conceptos................................................................................................. 51 FITS............................................................................................................................................................................ 51 TIEMPO DE EXPOSICION ........................................................................................................................................... 51 TIEMPO MUERTO O TIEMPO DE LECTURA ............................................................................................................... 52 TIPOS DE SENSORES. ................................................................................................................................................. 52 RUIDO ....................................................................................................................................................................... 52 LIMITE DE LINEALIDAD .............................................................................................................................................. 53 UNIDAD 5: CARTAS CELESTES........................................................................................................................................ 54 PREDIO DEL OBSERVATORIO ASTRONOMICO CORDOBA ................................................................................................. 54 TELESCOPIO DE LOS ESTUDIANTES – EL PASO A PASO ..................................................................................................... 55 INICIO DE LA OBSERVACION ....................................................................................................................................... 55 MANOPLA VIRTUAL En la COMPUTADORA .............................................................................................................. 55 CONTROL DE CAMARA – MAXIM .............................................................................................................................. 56 Control de montura – Cartes du Ciel (fr. Cartas de Cielo) ........................................................................................ 58 TOMA DE IMÁGENES PARA SINCRONIZACION ......................................................................................................... 60 Sincronizar el telescopio ........................................................................................................................................... 61 FINALIZACION DE LA OBSERVACION........................................................................................................................... 64 LLEVAR SENSOR A TEMPERATURA AMBIENTE – APAGADO DE LA CAMARA ............................................................ 64 DESCONECTAR EL TELESCOPIO DE CARTES DU CIEL ................................................................................................. 65 por ultimo ................................................................................................................................................................. 66 CONSIDERACIONES FINALES ....................................................................................................................................... 67 ASTROMETRIA DE CUERPOS MENORES ....................................................................................................................... 67 FOTOMETRIA DIFERENCIAL .......................................................................................................................................... 68 Astrometria de estrellas dobles ................................................................................................................................... 68 UNIDAD 1: SISTEMAS DE COORDENADAS. ESFERA CELESTE. BÓVEDA CELESTE Cuando levantamos la mirada hacia el cielo, en una noche despejada y oscura, observamos un tapiz lleno de estrellas, y nos da la sensación de que tiene la forma de una semiesfera, como una cúpula. Además, nos parece que está más achatada en la parte vertical, y que es más extendida hacia los costados. Este asunto de que parece más extendida hacia los costados tiene que ver con que en esas direcciones siempre tenemos elementos de referencia, y cuando vemos cosas que están más lejos que esas referencias, nos damos cuenta que esa pantalla o tapiz de estrellas en la zona del horizonte, está mucho más lejos. En cambio cuando levantamos la vista sobre nuestra cabeza, perdemos de la vista muchos elementos de referencia, entonces allí ya no nos damos cuenta de que tan lejos está esa pantalla. LOCALIZACIÓN DE OBJETOS Los astrónomos aficionados suelen utilizar una estrategia de búsqueda de objetos basada en el conocimiento de las constelaciones y estrellas de la bóveda celeste. Toman como referencia estrellas brillantes de la constelación donde está el objeto a observar e imaginan segmentos y figuras geométricas que ayudan a apuntar el telescopio hacia la zona donde saben que está el objeto. Es un método eficaz para un puñado de objetos generalmente brillantes y cuando se dispone de un campo generoso. No sirve cuando se buscan objetos débiles en brillo y se observa con campos muy pequeños. Para localizar objetos en el cielo vamos a tener que buscar herramientas o mecanismos que nos facilite la búsqueda en estos casos, más específicamente: necesitaremos un sistema de coordenadas. Esfera celeste Para ello deberemos asimilar la bóveda celeste a una esfera de radio infinito y sobre esa superficie esférica proyectaremos los astros que observamos desde la Tierra y llamaremos a esa esfera ficticia: “esfera celeste” ACTIVIDAD SUGERIDA: Posiciónese en un área a cielo abierto, de ser posible con un horizonte despejado, y ubique los puntos cardinales. Mirando hacia el cielo, intente ubicar alguno de los siguientes objetos: La Luna. La constelación “Cruz del Sur”, La constelación “Orión” (Parte de la cual se conoce como “Las Tres Marías”), Las Pléyades (Conocida como “Las/Los siete Cabritas/os”). Intente ubicar algún planeta (Aunque no conozca, trate de adivinar, basándose en el brillo y “falta de destello”). Anote hacia qué punto cardinal observa el objeto, y la hora de dicha observación. Repita esta actividad un par de veces a la semana, y corrobore los datos con el encargado de dictar el curso, o si conoce, con ayuda de un software astronómico. Objeto Día y Hora de observación Punto cardinal SISTEMA DE COORDENADAS ESFÉRICAS. PUNTO OBJETO Imaginemos un punto cualquiera sobre una superficie esférica. Lo llamaremos “punto objeto”. Por ejemplo: una hormiga en una pelota, un cráter en la Luna, una ciudad en la Tierra, una mancha en la superficie del Sol, o una estrella en la esfera celeste. El desafío es el de diseñar un sistema de coordenadas que nos permita encontrar ese punto sobre la esfera de manera unívoca. Para ello debemos definir algunos conceptos previos. PLANO FUNDAMENTAL Imaginemos una esfera y busquemos el centro: si en esa esfera podemos determinar un plano que contenga a ese centro, va a quedar determinada sobre la superficie esférica una circunferencia que divide a la esfera en dos partes iguales. A este plano lo vamos a llamar: “plano fundamental”. EJE PRINCIPAL Perpendicular al plano fundamental, y pasando por el centro de la esfera, encontraremos al llamado “eje principal del sistema”. A veces se define primero el plano fundamental y de allí se deduce el eje principal, y otras veces es al revés: se define primero el eje principal y a partir de él se define el plano fundamental. POLOS El eje principal atraviesa la superficie esférica en dos puntos que llamaremos “polos” (por ejemplo: polo A y polo B). CÍRCULOS MÁXIMOS Llamaremos “círculos máximos” a los círculos que contengan al eje principal, y por lo tanto serán perpendiculares al plano fundamental. ORIGEN DEL SISTEMA Definiremos -de manera arbitraria- un punto sobre la circunferencia del plano fundamental que denominaremos “origen del sistema”. Ese punto deberá ser encontrado sin dificultad y todos los que usen el sistema de coordenadas tendrán claro cuál es su ubicación con suficiente claridad. PROYECCIÓN DEL PUNTO OBJETO Si hacemos pasar un círculo máximo que pase por el punto objeto, la intersección de ese círculo máximo con el plano fundamental definirá la un punto que llamaremos “proyección de punto objeto”. COORDENADAS ESFÉRICAS Si trazamos un segmento desde el centro de la esfera hasta el punto objeto, y otro segmento desde el centro la esfera hasta la proyección del punto objeto, nos quedará determinado un ángulo con vértice en el centro de la esfera y en el plano del círculo máximo. Si trazamos un segmento desde el centro de la esfera hasta el origen del sistema, y consideramos el segmento desde el centro la esfera hasta la proyección del punto objeto, nos quedará determinado un ángulo con vértice en el centro de la esfera, pero ahora en el plano fundamental. Esos dos ángulos permiten localizar el punto objeto de manera unívoca, siempre que se agregue alguna definición sobre cómo deben medirse esos ángulos. SENTIDOS DE LOS ÁNGULOS Para no generar confusiones, debemos establecer un convenio de sentidos para la traza de los ángulos. Si sólo decimos que el punto objeto está a 30º del plano fundamental (y sobre un círculo máximo), habrá dos posibilidades para trazar el ángulo: 30º hacia el polo A o 30º hacia el polo B. Podríamos asignar un signo (por ejemplo: positivo) a los apartamientos del plano fundamental cuando el punto objeto está en la semiesfera que contiene al polo A. Del mismo modo, si sólo decimos que la proyección del punto objeto está a 50º del origen de coordenadas (y sobre el plano fundamental), habrá dos posibilidades para trazar el ángulo: 50º desde el origen en sentido horario (visto desde A) o 50º en sentido anti-horario (visto desde A). Podríamos asignar un signo (por ejemplo: positivo) a los ángulos desde el origen a la proyección del punto objeto, cuando ese ángulo se mide en sentido horario. SISTEMA DE COORDENADAS GEOGRÁFICAS. ELEMENTOS DEL SISTEMA En este caso, la esfera es la Tierra. El eje principal es el eje de rotación del planeta. El plano fundamental es el Ecuador. Los polos son: el Norte (en el mar Ártico) y el Sur (en la Antártida). Los círculos máximos se llaman “meridianos”. El 01 de octubre de 1884 se decidió tomar como meridiano para obtener el origen de coordenadas, el que pasaba por el centro del instrumento instalado en el Observatorio de Greenwich. LATITUD Es el ángulo trazado desde la proyección del objeto (siguiendo su meridiano) sobre el Ecuador hasta el punto objeto. Se expresa en grados sexagesimales. Se mide de 0º a 90º. Si el punto objeto se encuentra al Norte del Ecuador, la latitud recibe la denominación Norte (N). Si el punto objeto se encuentra al Sur del Ecuador, la latitud recibe la denominación Sur (S). Si el punto objeto se encuentra en el Ecuador le corresponde la latitud de 0º. LONGITUD Es el ángulo trazado desde el origen del sistema hasta la proyección del punto objeto sobre el Ecuador. Se expresa en grados sexagesimales. Se mide de 0º a 180º. Si el punto objeto se encuentra al oriente del meridiano de Greenwich, la longitud recibe la denominación Este (E). Si el punto objeto se encuentra al occidente del meridiano de Greenwich, la longitud recibe la denominación Oeste (O). Si el punto objeto se encuentra en el meridiano de Greenwich le corresponde la longitud de 0º. Si el punto objeto se encuentra en el antimeridiano de Greenwich le corresponde la longitud de 180º. Los polos Norte y Sur no tienen longitud. ELONGITUD En Astronomía se suele utilizar la longitud de 0º a 360º hacia el Este, por ello se conoce esa forma de medir la longitud como “E longitud”. ACTIVIDAD SUGERIDA: ¿Se anima a ubicarse usted mismo en el globo terráqueo? Estime su posición aproximada: Latitud Longitud SISTEMA DE COORDENADAS CELESTES HORIZONTAL. ELEMENTOS DEL SISTEMA En este caso, la esfera es la representación del cielo (Esfera celeste). El eje principal es la línea vertical (caída de los cuerpos o de la plomada). El centro de la esfera es el observador parado en la superficie terrestre. El plano fundamental es el Horizonte, perpendicular a la vertical que pasa por el observador. Los polos son: Cenit (arriba) y Nadir (abajo). Los círculos máximos se llaman “círculos verticales”. El origen del sistema de coordenadas horizontales suele ser: El punto cardinal Norte si el observador está en el hemisferio Norte, y el punto cardinal Sur si el observador está en el hemisferio Sur. ALTURA Es el ángulo trazado desde la proyección del objeto (siguiendo su plano vertical) sobre el Horizonte hasta el punto objeto. Se expresa en grados sexagesimales. Se mide de 0º a 90º. Si el punto objeto se encuentra por encima del Horizonte, la altura es positiva (+). Si el punto objeto se encuentra por debajo del Horizonte, la altura es negativa (-). Si el punto objeto se encuentra en el Horizonte le corresponde la altura de 0º. ACIMUT Es el ángulo trazado desde el origen del sistema hasta la proyección del punto objeto sobre el Horizonte. Se expresa en grados sexagesimales. Se mide de 0º a 360º en sentido horario visto desde el Cenit. El Cenit y el Nadir no tienen acimut. DISTANCIA CENITAL Es el ángulo trazado desde el Cenit hasta el punto objeto. Es el ángulo complementario de la altura. Se obtiene restando 90º menos la altura del punto objeto. ALTURA DEL POLO Y SU RELACIÓN CON LA LATITUD Si localizamos el polo Sur celeste, y con un teodolito medimos la altura de ese punto, y si averiguamos el valor de la latitud del lugar donde colocamos el teodolito, nos encontraremos con una sorpresa: los dos valores son iguales. Si observamos el dibujo, y tenemos en cuenta que una persona parada justo encima de la Tierra, su horizonte será tangente a la Tierra, pero como la esfera celeste tiene radio infinito, la Tierra es tan pequeña que no cometeremos error alguno si imaginamos la persona parada en el centro del planeta, pero según la misma línea vertical. Desde allí veremos que la colatitud (90º - Latitud) es el mismo ángulo que la distancia cenital (90º - Altura al Polo. Para que esa igualdad sea cierta, es necesario que la latitud sea igual a la altura. UTILIDAD El sistema de coordenadas horizontales es útil en la práctica cuando se planifica la observación de un objeto. Es recomendable evitar la observación de un objeto cuando la altura es inferior 30º, ya que en esas condiciones se potencian varios problemas que hacen que la observación astronómica comience a tener información difícil de corregir. Ocurre que a baja altura, la luz deberá atravesar mucha atmosfera y por ello habrá mucha perdida de energía luminosa hasta que llegue al instrumento. Además, habrá efectos de refracción, por lo que el recorrido no será el de una línea recta. Vinculado a la refracción: ya no tendremos luz sino espectro dado que la luz se comienza a descomponer y entonces ya no tendremos imagen de tipo puntual. La atmósfera también produce dispersión de algunas longitudes de onda, proporcional a la cantidad de atmósfera que atraviesa. Saber la altura del objeto ayuda a estimar la magnitud de estos efectos perjudiciales para la observación. DIFICULTAD El problema que presenta el sistema de coordenadas horizontales, es que no permite universalizar la información referida a los valores de las coordenadas de un objeto en el cielo en un instante determinado. Las coordenadas horizontales de un mismo objeto en un mismo instante son diferentes para personas ubicadas en diferentes posiciones, porque son distintas sus verticales y sus planos horizontales. Conclusión: a la hora de intercambiar información entre observadores, este sistema no es práctico ya que requeriría de transformaciones engorrosas de los sistemas de coordenadas. Para comunicar la posición de un objeto, tendremos que buscar alguna forma de dar coordenadas que no dependan de la posición local de cada uno de los observadores. ACTIVIDAD SUGERIDA: Posiciónese en un área a cielo abierto, de ser posible con un horizonte despejado. La Luna. La constelación “Cruz del Sur”, La constelación “Orión” (Parte de la cual se conoce como “Las Tres Marías”), Las Pléyades (Conocida como “Las/Los siete Cabritas/os”). Intente ubicar algún planeta o estrella de mucho brillo. Anote la hora de dicha observación, e intente estimar la altura, en grados, del mismo. Repita esta actividad un par de veces a la semana, y corrobore los datos con el encargado de dictar el curso, o si conoce, con ayuda de un software astronómico. Objeto Día y Hora de observación Altura Sugerencia: Utilizar la mano, a un brazo de distancia, para estimar la altura. MOVIMIENTO DE LA ESFERA CELESTE. MOVIMIENTO DIURNO Si observamos detenidamente la esfera celeste desde donde nuestro lugar (Córdoba-Argentina), nos daremos cuenta que las estrellas no están quietas durante la noche cuando pasa el tiempo, sino que las estrellas van apareciendo desde el hemisferio Este y se van ocultando por el hemisferio Oeste. Al mirar con detalle nos daremos cuenta que del recorrido que hacen es circular, con trayectorias paralelas y con velocidades angulares idénticas de 15º por hora. Si aparece justo por el Este, el recorrido es de media vuelta por encima de nuestro horizonte y otra media vuelta por debajo. Pero si nos vamos a estrellas que están en el noroeste, hacen un movimiento sobre un plano paralelo al anterior, pero el arco que hace sobre el horizonte es más corto que el que hacen por debajo. Y si nos vamos al sureste, las estrellas aparecen suben y se esconden por el suroeste, dibujando un arco mucho más grande sobre el horizonte que cuando están por debajo. Algunas estrellas bien al Sur, describen arcos que evidencian que nunca pasan por debajo del horizonte. Lo que acabamos de describir, es lo que se conoce como “movimiento diurno de la esfera celeste”. EJE DE ROTACIÓN DE LA ESFERA CELESTE Si observamos con paciencia las trayectorias de cada una de las estrellas anteriores, y determinamos los centros de esas circunferencias, encontraremos que todos los centros de las circunferencias van a determinar un eje, y a medida que nos acercamos a los extremos vamos teniendo circunferencias cada vez más pequeñas hasta que alguna estrellita va a quedar casi rotando o pareciendo como un puntito fijo. Ese eje que hemos encontrado observando el movimiento de la estrella, es “el eje de rotación de la esfera celeste”. Hoy sabemos que -en realidad- somos nosotros los que estamos dando tumbos, es decir: la Tierra es la que rota. Nuestra sensación errada- es que nosotros estamos quietos y que la esfera celeste es la que gira. Entonces: el eje de rotación de la Tierra y el de la esfera celeste es el mismo, por lo que si identificamos ese eje desde nuestro sitio de observación, encontraremos como está ubicado el eje de rotación de nuestro planeta. SENTIDO DIRECTO Y RETROGRADO Si pudiésemos observar la Tierra desde la estrellita casi quieta en el Sur durante el movimiento diurno, veríamos a nuestro planeta gira en sentido horario. Si pudiésemos detener la Tierra y quisiéramos provocar un efecto equivalente, deberíamos rotar la esfera celeste en sentido anti-horario. El sentido de rotación de la Tierra, lo vamos a llamar “sentido directo”, el sentido anti-horario es el “sentido retrogrado”. Por lo tanto, el movimiento diurno de la esfera celeste tiene sentido retrogrado. POLOS DE LA ESFERA CELESTE Dado el eje de rotación terrestre, tendremos el polo Sur celeste y el polo Norte celeste. Desde nuestro sitio de observación, el eje está inclinado de modo que vemos un polo (Sur) sobre el horizonte y el otro (Norte) por debajo del horizonte. Para localizar empíricamente el polo visible, sólo bastará con un poco de paciencia y detectar los arcos de las estrellas próximas al polo (describen circunferencias pequeñas). El centro de esos arcos indicará la posición del polo visible. Hay reglas prácticas para encontrar el polo Sur celeste orientándose con estrellas brillantes cercanas. PLANO MERIDIANO LOCAL El eje vertical y el eje de rotación de la esfera celeste, se cortan en el centro de la Tierra, y generan un plano que divide al cielo en dos mitades: una hacia el Este y otra hacia el Oeste. A ese plano le corresponde un meridiano terrestre, por contener al eje de rotación, pero ese plano también es un plano vertical por contener al eje vertical. Ese plano particular recibe el nombre de “plano meridiano local”. CULMINACIÓN Cuando un objeto hace el movimiento diurno, sube mientras está en la hemisferio Este, llega al punto máximo -que es cuando está justo en el plano meridiano del lugar- para luego descender por hemisferio Oeste. Cuando el objeto llega al plano meridiano local, alcanza su altura máxima. Ese momento es conocido con el nombre de “culminación superior”. Recordando que cuanto más alto esté el objeto, menos problemas voy a tener con los efectos perjudiciales de la atmosfera, entonces: la culminación superior del objeto es el momento ideal para observarlo y por eso es importante conocerlo. MERIDIANA El plano meridiano local corta al plano del horizonte en una línea llamada “meridiana”. Esa línea es la que me determina los puntos cardinales Norte y Sur. Si seguimos el movimiento diurno del Sol, cuando éste culmine proyectará la sombra más corta sobre un plano horizontal y esa sombra también es la meridiana del lugar. Ese dato era conocido por los egipcios, por lo que determinaban la dirección NorteSur clavando un palo vertical en un piso horizontal y esperaban hasta que se produjese la sombra más corta. Ese dispositivo lo llamaron “gnomon”, y fue la “brújula” de los egipcios. ECUADOR CELESTE Si trazamos un plano perpendicular al eje de rotación del mundo, pero que pase por el centro de la esfera celeste, encontraremos un plano fundamental que llamaremos “ecuador celeste”. Para localizar empíricamente el ecuador celeste en una noche despejada, sólo bastará con localizar el polo visible e imaginar una línea recta que pase por ese polo y nosotros. El ecuador celeste se logra proyectando en la esfera celeste un plano perpendicular a esa línea imaginaria que pase por nosotros. ACTIVIDAD SUGERIDA: Tomando en cuenta lo explicado hasta el momento, indique en el gráfico algunas estrellas que no hayan culminado, y aquellas que si lo han hecho. Puede anotar al lado de las mimas “NC” para las que no hayan culminado y “SC” para las que ya hayan culminado. Las flechas laterales recuerdan el movimiento de la esfera celeste. MOVIMIENTO DEL SOL EN LA ESFERA CELESTE. MOVIMIENTO APARENTE DEL SOL Imaginemos que cuando culmina el Sol (al mediodía) podemos ver una estrella que también culmina en ese momento cerca del Sol. Si al día siguiente pudiésemos ver las culminaciones de la estrella y el Sol, veríamos que cuando la estrella culmina el Sol “no” culmina todavía y lo hace casi 4 minutos después. Esa es una evidencia que el Sol se desplaza hacia el Este, día a día con respecto a las estrellas, es decir que el Sol tiene un movimiento directo en la esfera celeste de casi exactamente 1º (en realidad: la definición del grado surgió de este movimiento). Hoy sabemos que ese movimiento aparente del Sol es provocado por el movimiento directo de traslación de la Tierra alrededor del Sol. Al proyectar el Sol sobre la esfera celeste, día a día, pareciera que el Sol se moviera y no la Tierra. DÍA SOLAR El tiempo que transcurre desde una culminación del Sol, hasta la siguiente culminación, es llamado “día solar” y es el concepto de “día” que se usa en el calendario civil. Como el día solar tiene pequeñas variaciones a lo largo del año, se toma como referencia el “día solar medio” y dura 24 horas. DÍA SIDERAL El tiempo que transcurre desde una culminación de una estrella, hasta la siguiente culminación, es llamado “día sideral”, que –como vimos- es un poquito más corto que el día solar (23 hs y 56 minutos). Los mecanismos que mueven a la mayoría de los telescopios, tienen un movimiento acorde con el día sideral, y es por ello que nos interesa conocerlo. ECLÍPTICA Cada año, el Sol retorna casi a la misma posición en la esfera celeste. Nos interesa conocer como es ese desplazamiento del Sol entre las estrellas. Cada 21 de diciembre, el Sol alcanza el máximo apartamiento del Ecuador hacia el Sur, desplazándose entre las estrellas de la constelación de Sagitario. Esa fecha tendrá el día más largo con la noche más corta (Solsticio de verano). Luego el Sol pasa por las constelaciones de Capricornio y Acuario hasta que el 21 de marzo alcanza el Ecuador celeste pasando por la constelación de Piscis. Esa fecha tendrá el día con igual duración que la noche (Equinoccio de otoño). Luego el Sol pasa por las constelaciones de Aries y Tauro, hasta que el 21 de abril alcanza el máximo apartamiento del Ecuador hacia el Norte, desplazándose entre las estrellas de la constelación de Géminis. Esa fecha tendrá el día más corto con la noche más larga (Solsticio de invierno). Luego el Sol pasa por las constelaciones de Cáncer y Leo hasta que el 21 de setiembre retorna al Ecuador celeste pasando por la constelación de Virgo. Nuevamente, esa fecha tendrá el día con igual duración que la noche (Equinoccio de primavera). Luego pasa por las constelaciones de Libra y Escorpio hasta retornar al punto inicial el 21 de diciembre en Sagitario. Uniendo las posiciones del Sol, día a día durante todo un año, nos quedará trazada una circunferencia sobre la esfera celeste llamada “eclíptica”, inclinada respecto al Ecuador celestes en 23º 27’, aproximadamente. MOVIMIENTOS DE LOS PLANETAS Y LA LUNA EN LA ESFERA CELESTE. MOVIMIENTOS APARENTES DE LOS PLANETAS Vimos que el Sol tiene un movimiento aparente que se produce en sentido directo, y que al dar la vuelta completa en la esfera celeste recorre la Eclíptica. Si realizamos la misma observación en los planetas, encontraremos que les pasa algo parecido, pero con trayectorias que intrigaron durante muchos siglos a los que querían entender sus curiosos movimientos, casi siempre avanzando en sentido directo -como el Solpero otras veces retrocediendo. TRAYECTORIAS DE LOS PLANETAS Una primera característica es que sus trayectorias siempre están muy próximas a la Eclíptica, algo que hoy nos resulta fácil de explicar sabiendo que sus órbitas son todas casi coplanares con la órbita de la Tierra, por lo que las proyecciones del Sol y de los planetas en la esfera celeste deben estar siempre próximas a una misma circunferencia común. SENTIDO DE MOVIMIENTO DE LOS PLANETAS La segunda característica es que predomina el sentido directo en movimiento de los planetas, salvo algunos momentos en que por cuestiones de perspectivas retroceden: pasan a tener movimiento retrógrado en la esfera celeste. Lo hacen durante varios días y luego vuelven a adquirir el movimiento directo. Hoy sabemos que estas retrogradaciones son producto de una cuestión de perspectiva y por las diferentes velocidades de los planetas. MOVIMIENTOS DE LA LUNA La órbita de la Luna está inclinada respecto de la órbita de la Tierra en poco más de 5º. Esta poca inclinación hace que su proyección en la esfera celeste también esté siempre muy cerca de la Eclíptica. Con el Sol, su movimiento aparente es siempre directo y más o menos uniforme de poco más de 12º por día, por lo que la Luna culmina cada día unos 50 minutos más tarde que el día anterior. SISTEMA DE COORDENADAS CELESTES ECUATORIAL. ELEMENTOS DEL SISTEMA En este caso, la esfera es la representación del cielo (Esfera celeste). El eje principal es el eje de rotación de la esfera celeste. El plano fundamental es el del Ecuador celeste. Los círculos máximos también se llaman “meridianos”. Los Polos tienen el mismo nombre que sus correspondientes en la Tierra: Polo Sur celeste y Polo Norte celeste. El origen del sistema es el punto del Ecuador Celeste que es cortado por la Eclíptica el 21 de marzo. Se lo conoce como “punto vernal gama”, vernal: porque indica el inicio de la primavera en el hemisferio Norte (en nuestro caso, es el equinoccio de otoño), gama: porque es el símbolo de la constelación de Aries, donde estuvo este punto cuando se lo pudo determinar (hace unos 2000 años atrás) ASCENSIÓN RECTA Es el ángulo trazado desde el origen del sistema hasta la proyección del punto objeto sobre el Ecuador celeste. Se expresa en horas, minutos y segundos. Se mide de 0hs a 24hs en sentido horario visto desde el polo Sur celeste (en sentido directo). En sistemas modernos, la ascensión recta se está expresando en grados y fracción decimal de grados, de 0º a 360º en sentido directo. Los polos celestes no tienen ascensión recta. Se la suele representar con la letra alfa. Declinación Es el ángulo trazado desde la proyección del objeto (siguiendo su meridiano) sobre el Ecuador celeste hasta el punto objeto. Se expresa en grados sexagesimales. Se mide de 0º a 90º. Si el punto objeto se encuentra al Norte del Ecuador, la declinación recibe la denominación Norte (N) o positiva (+). Si el punto objeto se encuentra al Sur del Ecuador, la declinación recibe la denominación Sur (S) o negativa (-). Si el punto objeto se encuentra en el Ecuador celeste, le corresponde la declinación de 0º. Se la suele representar con la letra delta. UTILIDAD El sistema de coordenadas ecuatoriales celestes tienen la virtud de que sus coordenadas son independientes de la posición del observador. Y para un mismo observador, las coordenadas ecuatoriales de un punto objeto que no se mueva respecto de las estrellas, no cambiarán durante la noche. Si observamos una estrella: su posición, la proyección sobre el ecuador y el punto gama, no cambiarán sus posiciones relativas durante la noche, por lo que tampoco cambiarán las coordenadas ecuatoriales (ascensión recta y declinación), mientras que las coordenadas horizontales (altura y acimut) sí irán cambiando continuamente durante la noche de observación. DIFICULTAD El problema del sistema de coordenadas ecuatoriales celestes es que el eje principal no está fijo en la esfera celeste, cambia continuamente de posición de manera similar a lo que le ocurre al eje de un trompo sobre una mesa. El fenómeno se conoce con el nombre de “precesión” y provoca que las dos coordenadas ecuatoriales (ascensión recta y declinación) de un mismo punto objeto, vayan cambiando a medida que pasa el tiempo (se nota mucho con el paso de los años). PRECESIÓN DE LOS EQUINOCCIOS. PRECESIÓN DE LA TIERRA El eje de rotación de la Tierra no se desplaza -durante la traslación alrededor del Solsiempre paralelo a sí mismo. Al dar vueltas, va haciendo un bailoteo como el del trompo sobre una mesa. En este ejemplo, la mesa representa el plano de la eclíptica, que es el plano del movimiento aparente del Sol en la esfera celeste, pero en realidad- es el plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. El eje del trompo representa al eje del mundo. La naturaleza del fenómeno es similar en ambos casos (Tierra y trompo) y se conoce con el nombre de “precesión”. Como la Tierra es achatada por los polos, la fuerza gravitacional de la luna actúa sobre su abultamiento ecuatorial tendiendo a llevar su ecuador al plano de la órbita de la Luna alrededor de la Tierra. A la posición que tiene hoy el eje del mundo, va a retornar dentro de unos 26.000 años. Ese es el tiempo que demora el eje de rotación de la Tierra en hacer el movimiento cónico de precesión. RETROGRADACIÓN DE LOS EQUINOCCIOS Los polos celestes resultan de proyectar el eje de rotación de la Tierra en la esfera celeste. Como la Tierra anda haciendo estos bailoteos, esa proyección hace que los polos celestes describan círculos en la esfera celeste cada 25776 años. Y como el Ecuador celeste es perpendicular al eje del mundo, el Ecuador celeste también acompaña esos bailoteos, por lo que el cruce con la eclíptica cambia permanentemente. Eso hace que el punto gama se esté desplazando continuamente sobre la eclíptica. El sentido de ese movimiento es retrógrado contrario al de rotación de la Tierra-, y por eso retrocede una constelación cada –casi- 2150 años. Hiparco descubrió este fenómeno hace aproximadamente ese tiempo. Es por eso que el punto gama del equinoccio de nuestro otoño, estaba en Aries en la época de Hiparco (de allí la letra gama, símbolo de Aries), mientras que ahora está en Piscis. El punto omega del equinoccio de nuestra primavera estaba en Libra en la época de Hiparco (de allí la letra omega, símbolo de Libra), y ahora está en Virgo. El punto de nuestro solsticio de verano estaba en Capricornio en la época de Hiparco (De allí el trópico de Capricornio), sin embargo ahora está en Sagitario. El punto de nuestro solsticio de invierno estaba en Cáncer en la época de Hiparco (de allí el trópico de Cáncer), sin embargo ahora está en Géminis. EL PROBLEMA DE LOS CATÁLOGOS Un catálogo de estrellas es una colección de datos entre los que están las coordenadas ecuatoriales celestes de millones de estrellas. Si las coordenadas cambian con el paso del tiempo, ¿Qué coordenadas figuran en los catálogos? Cada coordenada que se mide de una estrella, se calcula cual debería ser esa coordenada para un día determinado, por ejemplo: el mediodía del uno de enero del año 2000 (Tiempo universal) y esas coordenadas se simbolizan: J2000. Hay fórmulas que permiten pasar de las coordenadas de una fecha a las coordenadas de otra fecha, proceso llamado “precesado de coordenadas”. Las actualizaciones de los catálogos se hace con información referida a fechas de del mediodía del 1 de enero de los años que terminan en 00 y en 50, por ello es que los catálogos reflejan las coordenadas correspondientes a los años: J1900, J1950, J2000, y a futuro se harán: J2050, J2100, etc. Para precesar coordenadas, hay servicios online que facilitan ese cálculo. EFEMÉRIDES DE OBJETOS A OBSERVAR La información de las posiciones u otras características físicas que tiene o tendrá un objeto, se conoce con el nombre de “efemérides”. Si se trata de posiciones, normalmente se utilizan coordenadas de catálogos de estrellas para su localización, por lo tanto los valores que se dispone de ascensión recta y declinación a la hora de planificar una observación no son las coordenadas de esa fecha, sino las que hubiese tenido en la fecha del catálogo (actualmente están vigentes los catálogos J2000). Por lo tanto, si nuestro telescopio debe ser configurado con coordenadas de la fecha, deberemos precesar esa información, buscarlo con el telescopio, identificar el campo, y luego medir la posición del objeto con el sistema e J2000, porque compararemos el objeto con las estrellas del catálogo. UNIDAD 2: OBSERVACION VISUAL E INSTRUMENTAL OBSERVACIÓN VISUAL - GENERALIDADES CÉLULAS DETECTORAS DE LUZ EN EL OJO Conos: Detectan luces brillantes y de colores. Muchos en el centro de la retina y pocos en los bordes. Poco eficientes en la observación nocturna. Bastones: Detectan luces débiles con tonos grises, además de movimientos rápidos. Pocos en el centro de la retina y muchos en los bordes. Se activan durante la ausencia de luz. Reflejo pupilar: El reflejo pupilar o fotomotor, es una función del sistema nervioso parasimpático que controla la entrada de luz al interior del ojo, consiste en la contracción de la pupila en respuesta a un estímulo luminoso. Es un reflejo que disminuye la capacidad de detectar objetos débiles, dilatar la pupila por completo al oscurecer un ambiente es un proceso lento ( 20 minutos). Uso de visión periférica: En la observación de nebulosas, cúmulos globulares y galaxias. “Centrar la concentración en un objeto, pero la mirada en la periferia del mismo”. Sugerencias al observar: Abrigos: El observador debe estar bien abrigado. La inmovilidad acentúa la sensación de frío. Uso de Termos con infusión caliente. Repelente de insectos: Especialmente en verano. Iniciar la actividad con objetos brillantes (Luna, planetas, estrellas) y dejar los objetos débiles (nebulosas y galaxias) para más adelante. Planificar la observación: Preparar una lista de objetos con coordenadas o cartas de localización Cartas celestes recomendadas: Stellarium: HTTP://WWW.STELLARIUM.ORG Cartes du Ciel: HTTP://WWW.AP-I.NET/SKYCHART/ES/START Sky Map: Aplicación para Android Heavens Above: Aplicación para Android Consideraciones sobre el lugar de observación: Evitar obstáculos visuales. Evitar las luminarias. Disponer de un cuaderno de anotaciones. Utilizar una linterna con luz roja y débil. Magnitud límite visual: 4 a 7 (según polución lumínica, humedad, fase lunar, etc.). ACTIVIDADES DE INICACIÓN RECOMENDADAS Reconocimiento de estrellas y planetas brillantes. Reconocimiento de constelaciones y asterismos. Localización de las posiciones de: el polo Sur celeste, el meridiano del lugar, el ecuador celeste y la eclíptica. Observación del movimiento aparente de la esfera celeste (durante una noche) y de los movimientos relativos de la Luna y de los planetas (noche a noche). Observación de campos amplios: Vía Láctea, nubes de Magallanes, cometas, estrellas fugaces, lluvias de meteoritos, satélites artificiales, etc. Observación con instrumental OBSERVACION CON BINOCULARES Bondades: Gran campo, imagen derecha, económicos, portables, pequeños. Características recomendadas: 7x 50. Accesorios a utilizar: Trípode, reposera. Objetos a observar: La Luna, planetas, satélites de Júpiter, anillos de Saturno, estrellas dobles, Vía Láctea, cometas, cúmulos brillantes y extendidos. Objetos a detectar: Nebulosas, cúmulos débiles, planetas lejanos, asteroides y galaxias brillantes. Magnitud límite visual: 10. TELESCOPIOS REFRACTORES 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. Desventajas ópticas: Cromatismo y aberración Cromática: Doblete acromático: TELESCOPIOS REFLECTORES Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. El telescopio reflector es utilizado comúnmente en el mundo de la astronomía amateur. Los observatorios profesionales utilizan un diseño algo más complejo con un foco Cassegrain. En el año 2001 existían al menos 49 reflectores con espejos primarios con un diámetro superior a 2 metros. Los más grandes consisten de espejos primarios modulares y pueden tener aberturas de hasta 9-10 m. 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 éste la envía al ocular. En el plano focal se puede situar un instrumento científico como una CCD o un espectrógrafo o un ocular para la observación visual directa. Los telescopios reflectores eliminan la aberración cromática pero poseen otros tipos de aberraciones ópticas. Algunos telescopios disponen de diseños más complejos para corregir algunas de estas aberraciones. Desventajas y problemas: Aberración esférica (el plano imagen es curvado si el espejo se desvía de la forma ideal parabólica). Coma. Distorsión del campo de visión. Las principales ventajas de los reflectores con respecto a los refractores son: La lente ha de estar libre de imperfecciones mientras que en un espejo basta con asegurar la perfección de su superficie. La luz de diferentes longitudes de onda atraviesa la lente medio a diferentes velocidades causando una aberración cromática. La creación de lentes acromáticas de gran tamaño que corrijan este defecto es un proceso muy costoso. Este problema es inexistente en un espejo. Existen problemas estructurales importantes para manipular lentes de gran apertura. Las lentes sólo pueden estar sujetas por sus extremos y si son de gran tamaño la distorsión producida por la gravedad puede distorsionar la imagen. Un espejo puede estar sujeto por toda su superficie evitando este problema. TIPOS DE TELESCOPIOS REFLECTORES Y MARCHA DE LOS RAYOS Newtoniano El telescopio reflector más común, disponible en aperturas desde 75mm a 200mm, para el mercado amateur. Ideal para comenzar. Cassegrain desarrollado poco después que los telescopios newtonianos en el Siglo XVII. Ritchey-Chrétien la más utilizada en los telescopios profesionales. Schmidt-Cassegrain el espejo primario parabólico se sustituye por un espejo esférico y la aberración esférica se corrige con una placa de Schmidt en el espejo secundario. Permite combinar buenas características de reflectores y refractores y se suelen utilizar para obtener imágenes de amplio campo. También son populares entre los amateurs. Maksútov-Cassegrain El telescopio de Maksútov emplea un espejo principal esférico y reemplaza la lente correctora de Schmidt por un elemento esférico, mucho más sencillo de fabricar. OCULARES El ocular (del latín oculus "ojo") es un tipo de lente o conjunto de lentes, usados en instrumentos ópticos tales como microscopios, telescopios, cámaras fotográficas y teodolitos que se antepone al ojo del observador para ampliar la imagen del objetivo que este observa. Existen diferentes tipos de oculares: Oculares negativos: Son los que participan en la formación de la imagen primaria, y por tanto no sirven de lupa. Oculares positivos: Aumentan la imagen por sí solos. La imagen primaria es formada únicamente por el objetivo, y por tanto sirven de lupa. Compensadores: Corrigen alguna aberración. De medida: Incorporan rejas graduadas para medir el tamaño de las partículas observadas. Consejos: • Usar siempre el ocular de mayor focal. Ofrece mayor campo. Facilita la búsqueda de objetos. • Ocular de focal corta: Se usa sólo en objetos brillantes y pequeños. • Cantidad ideal de oculares: 3 (de buena calidad). • Diagonales: Para refractores y catadióptricos. • Barlow: Aumenta la distancia focal efectiva del telescopio Sacrificando campo. Usar sólo en casos especiales. • Reductor focal: Disminuye la distancia focal efectiva del telescopio. Sólo para astrofotografía. TIPOS DE OCULARES SEGÚN LENTES: A medida que la lista desciende, se puede considerar que la calidad y el precio aumentan. CONCEPTOS Y CALCULOS UTILES – LECTURA OPCIONAL LA RELACIÓN FOCAL DEL TELESCOPIO: Es la resultante de dividir la focal del telescopio entre su abertura. Así un telescopio de 200mm de abertura y 1000mm de focal tendrá una relación focal de 1000/200=5 Normalmente este término se expresa como F: 5 ó f/5 Un F: 5 sería un telescopio de relación focal baja o “rápido” (termino procedente de la fotografía) mientras un F: 10 sería un telescopio de relación focal alta o “lento”. El que nuestro telescopio sea rápido o lento influye en el comportamiento de los oculares, los telescopios de relaciones focales altas toleran mejor los defectos de los oculares. La relación focal también nos servirá para calcular de forma rápida y sencilla la pupila de salida de nuestro ocular, concepto que se desarrolla más adelante. EYE RELIEF (ER), EXTRACCIÓN PUPILAR O RELIEVE OCULAR: En traducciones automáticas puedes encontrarlo bajo los nombres de “alivio del ojo” o “alivio ocular”. Es la distancia a la que ha de colocarse el ojo de la lente del ocular para conseguir hacer foco expresado en milímetros (mm). Es especialmente importante para los usuarios que precisen gafas a causa de padecer astigmatismo. La hipermetropía y la presbicia pueden corregirse mediante el enfoque (en este caso el telescopio nos hace de gafas) pero no el astigmatismo. Observar con gafas y telescopio/ astigmatismo - Dioptrix televue / Long Eye Relief También influye en la comodidad a la hora de observar ya que el ER de algunos tipos de oculares con focales muy cortas puede ser intolerable para algunos usuarios. En un ocular tipo ortoscópico el ER es aproximadamente la focal del ocular y en un Plössl aproximadamente el 80% de su focal. Oculares de estos tipos con focales muy cortas, que pueden precisarse en observación planetaria, pueden resultar de incómodas a impracticables para algunos usuarios por esto se han desarrollado otros tipos de oculares con bajas focales y grandes eye relief. FOCAL DEL OCULAR Y AUMENTOS QUE OFRECE: Se expresa en milímetros. Cuando dividimos la focal del telescopio entre la focal del ocular obtenemos los aumentos que nos va a proporcionar el conjunto. AUMENTOS = FOCAL DEL TELESCOPIO (MM) / FOCAL DEL OCULAR (MM) Pongamos un par de ejemplos con un ocular de focal 10mm en dos tipos distintos de telescopio, ambos con la misma abertura de 200m: o Un ocular de 10mm en un telescopio tipo Newton de 1000mm de focal nos va a proporcionar 1000/10=100 aumentos lo que suele expresarse como 100x. o Sin embargo el mismo ocular con un telescopio tipo Schmidt-Cassegrain de 2000mm de focal nos proporcionará el doble de aumentos ya que 2000/10=200. CAMPO APARENTE DEL OCULAR O APPARENT FIELD OF VIEW (AFOV) Es el ángulo de visión, expresado en grados, que ofrece el ocular. Para conseguir campos aparentes mayores los oculares precisan ser más complejos y esto hay que pagarlo. La mayoría de observadores no pueden abarcar con el ojo más que unos 70º de campo aparente, a partir de esta cifra hay que ir moviendo el ojo como si mirásemos a través de una ventana. Es lo que suele llamarse “sensación de paseo espacial”, como si estuviéramos en medio del espacio y tuviéramos que ir girando el ojo para ver todo lo que se nos presenta. Hay que tener en cuenta que no todos los oculares tienen todo su campo aparente bien corregido (libre de fallos) y que en algunos casos a partir de un 50%-70% del campo ya empiezan a notarse fallos. Los oculares de campos anchos y bien corregidos son muy caros, pero podemos obtener una buena definición con oculares de precios más asequibles si nos limitamos a campos aparentes más modestos o con defectos tolerables en los bordes. CAMPO REAL Es la porción de la bóveda celeste que observamos a través de nuestro ocular. Se mide dividiendo el campo aparente entre los aumentos que obtengamos con el ocular. CAMPO REAL = CAMPO APARENTE/AUMENTOS El campo real ya no depende exclusivamente del ocular como en el campo aparente, en la ecuación interviene la focal del telescopio. Así un típico ocular Plössl de 52º de campo aparente que en nuestro telescopio nos ofrezca 28 aumentos (x) nos abarcará 52/28=1,857º de la bóveda celeste. FIELD STOP, DIAFRAGM A DE CAMPO O PARADA DE CAMPO Tenga en cuenta el lector que el máximo campo real que se puede observar viene determinado por el diámetro de la arandela posterior de nuestro ocular. No es posible abarcar 360º de visión a través del ojo de una cerradura. El field stop a su vez viene condicionado por el tamaño del barrilete del ocular. En un ocular de 2 pulgadas (2”) cabe una arandela con una abertura mucho mayor que en un ocular de 1,25”. El diafragma de campo para un ocular de 1,25”=31,75mm suele ser de unos 27mm y para el de 2”=50,8mm de unos 40mm. Ojo de una cerradura. En tal caso si quisiéramos obtener mayor campo real tendríamos que pasarnos a oculares de 2”. PUPILA DE SALIDA Una pupila completamente acomodada a la oscuridad puede dilatarse 7mm en un ojo joven y 5mm en un ojo anciano, aunque existe enorme variedad individual. La pupila de salida es la superficie de luz que proyecta el ocular sobre nuestro ojo. Si su diámetro es mayor de 7mm simplemente nos iluminará el exterior del ojo, pero será luz desaprovechada ya que no llega a la retina. La pupila de salida la obtendremos dividiendo la focal del ocular entre la relación focal del telescopio Pupila de salida = focal del ocular/relación focal del telescopio Así para un ocular de 32mm en un telescopio F: 6 la pupila de salida será de 32/6=5,3 mientras que en un F: 10 será 32/10=3,2. Observemos que de nuevo el mismo ocular se comporta de manera diferente, no solo con los aumentos, en distintos tipos de telescopio. 1 Imagen real 2 Diafragma de campo 3 Relieve ocular 4 Pupila de salida También hay que tener en cuenta que el ojo ve tal vez más por contraste que por luminosidad. En nuestros cielos contaminados lumínicamente mayor luminosidad puede “matar” el contraste entre el objeto que observamos y el fondo que ahora no será tan negro como debería ser. Según qué objeto observemos puede ser más conveniente una pupila de salida mayor o menor, para más información véase * Guía 10 CONCEPTOS BÁSICOS entender, comprar o elegir Telescopio Astronómico Así pues no solo hay que tener en cuenta nuestra edad para determinar cuál es la mayor pupila de salida que nos conviene, también tendremos que considerar si normalmente observamos desde cielos muy negros o algo contaminados. AUMENTOS MÁXIMOS Y MÍNIMOS A medida que vamos subiendo los aumentos vemos como se agranda la imagen, pero llega un punto en que al agrandarse se hace más borrosa. Los aumentos máximos “prácticos” de un telescopio es aproximadamente el doble de su abertura en mm. Para mayor precisión en cada configuración óptica consultar aquí aumentos máximos para un tipo de telescopio, y sus absolutos. Si nos pasamos por el otro lado, disminuyendo los aumentos, vamos aumentando el haz de luz que pasa por el ocular y en lugar de entrar en el ojo se pierde por fuera. Los aumentos mínimos serán los que no permitan esa pérdida de luz, puede contarse de forma aproximada dividiendo la abertura del telescopio expresada en mm entre 5,5. Así los aumentos teóricos máximos para un telescopio de abertura 200mm serían 200x2=400x y los mínimos 200/5,5=36x. Téngase en cuenta que en la práctica la atmósfera limita la capacidad teórica del telescopio y que normalmente no dejará pasar de los 200-225x (la observación de la Luna suele ser permisiva y tolerar algo más de aumentos). Recursos online: Calculadoras que te proporcionan estos datos: http://www.astrohenares.org/scopemath.php http://www.armatutelescopio.com/calculadora/ http://www.astroerrante.com/principal-utilidades/calculo-oculares.html MONTURAS Y TRIPODES Fuente: http://www.astrosurf.com/astronosur/monturas.htm Características La montura de un telescopio es la parte mecánica que une el trípode o base al instrumento óptico. Existen varios tipos de monturas, algunas muy simples, otras más complejas, incluso con correctores electrónicos y dispositivos de localización y seguimiento muy sofisticados (sistemas GOTO) La montura tiene como objetivo proveer de movimiento controlado al telescopio. Es muy importante la firmeza y suavidad de los movimientos, para que la observación sea confortable y las astrofotografías perfectas. Las monturas se clasifican en dos grandes grupos, según los planos de referencia que utilicen (coordenadas). La más simple es la montura altacimutal, que realiza movimientos horizontales y verticales (acimut y altura, respectivamente). Este tipo de diseño lo traen incorporados los telescopios pequeños, por lo general telescopios refractores de uso terrestre, dado que su uso es simple, y también varios modelos de equipos automatizados (sistemas GOTO) Le sigue la montura ecuatorial, que utiliza como plano fundamental el ecuador celeste (proyección del ecuador terrestre). Este diseño usa las coordenadas ecuatoriales, ascensión recta (A.R. o R.A.) y declinación (Dec.), que son proyecciones de las coordenadas terrestres longitud y latitud, respectivamente, sobre la esfera celeste. Existen varios tipos de monturas basados en los dos diseños fundamentales anteriores. La montura Dobson por ejemplo (suelen llamarse telescopios dobsonianos a los que la poseen), es un modelo basado en la altacimutal, sin trípode y un telescopio de diseño newtoniano como instrumento de observación. Es muy utilizado por los que desean una gran apertura en reflectores, por ejemplo los que se construyen su propio espejo y no quieran tener grandes gastos en monturas sofisticadas. MONTURAS ALTACIMUTALES Las monturas altacimutales utilizan las coordenadas horizontales, las cuales son sistemas locales de posicionamiento. Se utilizan dos planos: el horizonte, dividido en grados (0º a 360º, desde el Norte hacia el Este) y la altura desde el horizonte hasta el cenit, también en grados (0º para el horizonte a 90º para el cenit). Para determinar estas posiciones los telescopios importantes con esta montura suelen traer incorporado círculos graduados, utilizados para ubicar objetos, o para saber la ubicación de estos. Cabe aclarar que en el hemisferio sur el acimut, en teoría, se mide desde el Sur, hacia el Oeste, en vez de medirse desde el Norte hacia el Este. Pero por cuestiones de uso es raro encontrar que así se haga, y todas las referencias y softwares muestran como 0º al Norte, sin importar en que hemisferio se esté observando. Un telescopio con montura altacimutal se mueve en estos planos, acimut para el plano horizontal y altura para el plano vertical. Al ser coordenadas locales, la altura y el acimut de un astro cambian de momento a momento (por el movimiento de rotación de la Tierra) y también si se los observa el mismo objeto desde otra locación: al cambiar el punto de observación, las coordenadas de un objeto dado altacimutales cambiarán. MONTURAS ECUATORIALES La montura ecuatorial es la más utilizada por los aficionados, dado que su mayor ventaja es la posibilidad de seguir a los objetos celestes con solo mover un eje. También puede ser motorizado, para que el seguimiento sea automático y los objetos se mantengan centrados en el campo visual. Es más compleja que la altacimutal porque es imprescindible que este correctamente alineada para que sea efectiva y porque en ocasiones los movimientos no son los más naturales (como el vertical y el horizontal en el caso de las altacimutales). Los planos de movimiento en que se basa son el ecuador celeste (proyección del ecuador terrestre) y la declinación (distancia angular en grados desde el ecuador hasta el polo elevado) Aun así es la más recomendable para astronomía. Lo que hace una montura ecuatorial es compensar el movimiento de rotación de la Tierra con el eje de ascensión recta (plano paralelo al ecuador celeste, dividido en 24 horas, desde el punto del equinoccio de primavera hacia el este). BUSCADORES Son, en realidad, pequeños telescopios que se sitúan encima del tubo principal y que ofrecen un campo mucho más amplio que éste, lo que facilita la búsqueda de objetos. Llevan un retículo marcado en la lente, lo que nos permite situar justo el objeto en el centro del campo. Tipos: De anteojo con retículo, con láser, punto rojo, etc. Orientación de los retículos: Mover alternativamente el telescopio según un eje. Girar el retículo del buscador hasta que un hilo coincida con el movimiento de las estrellas. Colimación: Localizar estrella brillante aislada. Centrar en el ocular del telescopio (mejor si es reticulado). Centrar en el buscador con tornillos de ajuste. Uso: Movimiento de un eje hasta un hilo y luego mover según el otro eje hasta el centro. MANTENIMIENTO DEL INSTRUMENTAL Limpieza de oculares y lentes: Aire comprimido de uso en electrónica, paños ópticos. Humedad: Cuidado con los hongos. Uso de secadores de pelo. No respirar delante de lentes y espejos. No introducir objetos en los tubos de newtonianos Aluminizados: No tocar la superficie, Lavar sólo en caso de mucha suciedad. Realuminizar. Tapas: Usarlas cuando no se está observando. UNIDAD 3: SENSORES E IMÁGENES, ALGUNOS CONCEPTOS FITS FITS o Flexible Image Transport System es el formato de archivo más utilizado comúnmente en el mundo de la astronomía. FITS es a menudo utilizado para almacenar también datos que no son imágenes, como espectros electromagnéticos, listas de fotones, cubos de datos y muchos más. Un fichero FITS podría contener varias extensiones, y cada una de ellas podría contener datos de un objeto. Por ejemplo, es posible almacenar imágenes de rayos X y también imágenes pertenecientes al infrarrojo en el mismo archivo FITS. La mayor ventaja de FITS para datos científicos es que la información de las cabeceras es legible en ASCII, de modo que un usuario puede examinar las cabeceras para investigar un archivo de procedencia desconocida. Cada archivo FITS consiste en una o más cabeceras que contienen secuencias de 80 cadenas de caracteres fijos que llevan pares de valores, interpolados entre los bloques de datos. Los pares de valores proveen información (metadatos) como son el tamaño, origen, formato binario de los datos, comentarios, historia de los datos y cualquier otra información que el creador desee: mientras varias palabras están restringidas para FITS, el estándar permite el uso arbitrario de todas las palabras. TIEMPO DE EXPOSICION En fotografía, se llama exposición a la cantidad de luz que recibe el material fotosensible (en fotografía química) o el sensor de imagen (en fotografía digital) para que se forme una imagen. Matemáticamente: exposición = iluminancia x tiempo. TIEMPO MUERTO O TIEMPO DE LECTURA El tiempo muerto es el tiempo que el CCD utiliza para hacer las lecturas de las cuentas capturadas de todos los píxeles del sensor. TIPOS DE SENSORES. Los sensores del tipo CCD (Charge-coupled device “Dispositivo de carga acoplada”) son los más utilizados, por su sensibilidad y confiabilidad, no dejan de ganar terreno los del tipo CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor “Semiconductor”), sobre-todo por su bajo costo y velocidad. ¿Por qué se hace hincapié en esto?, Donde antes estaba el ojo del observador, hoy hay un dispositivo electrónico. Se busca que estos dispositivos reúnan las mejores cualidades, Y actualmente el CCD está llegando a su pico de desarrollo, mientras que el CMOS tiene todavía mucho camino para recorrer. Hace ya varios años las cámaras digitales de uso cotidiano comenzaron a usar sensores CMOS, y hoy la tecnología avanzó tanto que se comenzaron a utilizar en las cámaras del tipo Réflex. En general, las cámaras CCD son de propósito general, pero las CMOS por su reducido tiempo de lectura, las hace especialmente útiles en eventos como ocultaciones muy breves. Más información: HTTP://WWW.AAVBAE.NET/BOL12/12CAMCCD.HTM HTTP://OLICHRIS.JIMDO.COM/ RUIDO El ruido digital es la variación aleatoria (que no se corresponde con la realidad) del brillo o el color en las imágenes digitales producido por el dispositivo de entrada (la cámara CCD/CMOS en este caso). LIMITE DE LINEALIDAD Uno de los límites a la linealidad, viene dado por la estructura del dispositivo CCD. Básicamente este está constituido por una capa de silicio de la que se desprenden electrones a medida que es alcanzada por fotones procedentes del objeto estudiado y en general, de todo el campo estelar abarcado por el conjunto óptica-cámara. Estos electrones son a su vez capturados por una serie de electrodos con potencial positivo dispuestos sobre la superficie del silicio en una estructura bidimensional, cuyas unidades son conocidas como pixeles. Estos electrodos tienen una capacidad de almacenamiento de carga que está limitada por las características de su construcción, de manera que al alcanzar una determinada cantidad de electrones son incapaces de seguir almacenándolos. Incluso antes de llegar a ese momento, los electrones previamente almacenados forman una pantalla electrostática que dificulta la incorporación de los que se generan a continuación. Piense en un balde que se llena de agua, en cierto punto, su capacidad se supera y rebalsa. Esta limitación, evidentemente actúa en la parte alta del rango de intensidades, y la consecuencia es que los pixeles afectados quedan invalidados para su empleo en medidas fotométricas. Los objetivos de este trabajo son, por una parte, determinar el valor en cuentas a partir del cual sucede este fenómeno, y por otra, analizar la linealidad de la respuesta en todo el tramo de intensidades menores. En el CCD del Telescopio de los Estudiantes, el límite de linealidad ocurre aproximadamente a las 50000 cuentas. Más información: HTTP://WWW.ASTROSURF.COM/COMETASOBS/_ARTICULOS/ANALISIS_ST7/ANALISIS_ST7.HTM HTTP://ASTRONOMIA.UNI.EDU.PE/PROYECTOS/RECURSOS/EMEZA_LINEALIDA D_CCD.PDF UNIDAD 5: CARTAS CELESTES Consultar material elaborado por Marcos Santucho y Carlos Colazo: HTTPS://WWW.GAFOAC.COM/SITES/DEFAULT/FILES/CURSOS/GUIACONFIGUR ACIONCDC-GAF.PDF PREDIO DEL OBSERVATORIO ASTRONOMICO CORDOBA TELESCOPIO DE LOS ESTUDIANTES – EL PASO A PASO INICIO DE LA OBSERVACION IMPORTANTE: Seguir los pasos a) - f) en el orden especificado. a) Pedir llaves en guardia b) Abrir ventana de observación c) Descubrir el telescopio y la computadora. d) Sacar tapas del telescopio y buscador. e) Encender zapatillas (con esto se prende la fuente de la cámara también). f) Encender computadora y montura del telescopio. MANOPLA VIRTUAL EN LA COMPUTADORA Abrir Manopla virtual (control virtual de la montura) Verá algo como la imagen. No modificar ninguno de los campos, y seleccionar OK. Importante: No cierre ni la manopla, ni ninguno de los programas a medida que recorre este “Tutorial”. Todos son indispensables para la correcta toma de imágenes y manejo del telescopio. Solo en caso de que la manopla no detecte el telescopio: Elegir puerto COM 3 (o probar con los demás puertos de ser necesario). En este punto usted está en condiciones de “Despertar” (Wake Up) el telescopio (La montura) de su Hibernación. Presione “ENTER”. Aparecerán una serie de comprobaciones como Lugar, Fecha, Hora, y Zona. Ante cada de una de ellas controle los datos presione “ENTER”. Además seleccionar Standard Time (Hora Normal) y no Daylight Savings (Horario de Verano) La montura se encontrará operativa en cuanto ud. Lea “CGE PRO READY” En el visor de la manopla. CONTROL DE CAMARA – MAXIM Abrir el programa MAXIM (control virtual de la cámara) Abrir la ventana de control de cámara, ya sea en el menú “VIEW” o en la barra de herramientas. Se abrirá un menú como el siguiente: Conectar la cámara utilizando el botón “CONNECT” (1) Luego conectar el enfriamiento de la cámara, en Coolers, “ON” (2) Una vez conectado el sistema de enfriamiento, ir a la ventana de control de temperatura, presionando “COOLER” (3) En la ventana que se abre al presionar “COOLER”, podremos establecer el “set point” de temperatura deseada. Gradiente de temperatura: Nunca establecer saltos térmicos respecto a la temperatura ambiente, que permitan que el esfuerzo del cooler este al 100%. 7 grados cada un par de minutos suele presentar una buena curva de enfriamiento. En el telescopio de los estudiantes, no llevar el sensor a menos de 1 Grado Centígrado. Manual completo en inglés: HTTP://WWW.CYANOGEN.COM/HELP/MAXIMDL/MAXIMDL.HTM#COMMAND_REFERENCE.HTM CONTROL DE MONTURA – CARTES DU CIEL (FR. CARTAS DE CIELO) Abrir el programa Cartes du Ciel. Este programa sincroniza el telescopio para manejarlo con el “Mapa del cielo”. Lo primero que necesitamos hacer, es conectar el telescopio. Para ello nos dirigimos a Telescopio > Panel de control: O en su defecto, al botón en la barra de herramientas: Una vez abierta la ventana de control, conectaremos el telescopio. Para ello presionamos el botón “Conectar” en la parte inferior de la ventana. Al presionar el botón Conectar, los dos recuadros rojos, se volverán verdes. Esto significa que el Link con el telescopio esta efectuado. La “luz verde” inferior indica que hay comunicación con la montura, la luz superior indica que el seguimiento ha sido activado. Atención: Activar el seguimiento inicia el movimiento de la montura a velocidad sideral, Quitando al telescopio de la “Home Position”, o posición de descanso. Una vez conectado el telescopio aparecerá una ventana pequeña, que no es más que una pequeña manopla virtual para mover la montura. Recomendamos no cerrar esta ventana, y dejarla en un costado de la pantalla para su posterior uso. El menú desplegable, indica la velocidad de movimiento en Siguiendo los pasos hasta aquí, ya podemos comenzar a tomar imágenes. En el mapa celeste podemos apreciar un círculo y, a su vez, dentro de éste un rectángulo. Ambos de color rojo. Los cuales representan el campo del buscador y el de la cámara (en realidad, del sistema óptico), respectivamente. Esto nos ayudará a saber qué región del cielo deberíamos ver con el instrumento. Habrá un Círculo de color blanco, como el que veremos de color rojo. Lo que representa el lugar del cielo al cual el programa cree que el telescopio TOMA DE IMÁGENES PARA SINCRONIZACION En el programa MAXIM ya con la cámara enfriada, Ir a la pestaña Expose para tomar imágenes. En “Seconds”, introduciremos los segundos de exposición. Tenemos 3 opciones: Single→ Start: Toma una foto. Continuous→ Start: Imágenes continuadas. Autosave: Para guardar una o varias series de imágenes. Donde podremos: Asignarle un nombre (Autosave Filename). Retardar la captura al inicio de la serie (Delay First) o entre las capturas (Delay Between). Podremos tomar distintos tipos (Type) de imágenes, del objeto (Light) o para calibrado (Bias, Dark, Flats). Agregar un sufijo (Suffix) para diferenciar las series - Darle el tiempo de exposición. Indicar En “Set Image Save Path...”, donde guardar las imágenes. Se recomienda crear una carpeta y establecer la ruta utilizando un sufijo que indique el objeto y la fecha de la observación. Recomendamos toma continua, con un valor de exposición cercano al segundo, en Binning 2x2, para realizar la sincronización del telescopio. El mínimo que permite la cámara ST7 del Telescopio de los estudiantes es de 0.001 segundo. El máximo (con reductor focal y sin autoguiado) es de aproximadamente 4 minutos. SINCRONIZAR EL TELESCOPIO En primera instancia, si no hemos movido el telescopio, deberíamos encontrar el círculo blanco en el polo sur o cerca de este. Es hora de buscar un objeto y revisar que la alineación sea adecuada. Recomendamos un objeto de campo amplio: NGC 5139 (Omega Centauri) o NGC 104 (47 Tucanae). O bien, una estrella brillante (sirio, Canopus, Antares, Alpha Centauro, etc) o un planeta que podamos reconocer en el buscador sin equivocarnos. Desplacemos el telescopio hacia el mismo, haciendo click derecho en el objeto y luego en desplazar. Recomendamos apuntar a objetos cerca del polo sur celeste. El telescopio se moverá, tenga cuidado con los contrapesos del mismo y su cabeza o la de sus compañeros de observación. Para un correcto proceso de sincronización, es necesario centrar el objeto conocido en el CCD, que ya se debe encontrar tomando imágenes. Para ello, en primera instancia, controlamos en el telescopio buscador la posición del objeto a centrar. Tratamos de centrar lo más posible el objeto, haciendo uso del control que hemos dejado a un lado en el Cartes du Ciel (HC buttons) Una vez logramos centrar lo mejor posible el objeto, nos dirigimos a MAXIM y tratamos de centrar el objeto (Que debería verse en el campo) lo más al medio posible en el CCD. Si hacemos click derecho sobre la imagen tomada en MAXIM, y seleccionamos “Crosshair” Sobre el campo aparecerá un retículo que resulta útil para esta última tarea. Una vez centrado el objeto, sincronizamos el telescopio en Cartes Du Ciel. Para ello volvemos a hacer click derecho en el objeto elegido, y seleccionamos la opción “Sincronizar”. Aparecerá una ventana de advertencia, la cual nos recuerda que debemos estar 100% seguros de que el telescopio se encuentra en el objeto deseado. RECOMENDACIONES para la observación: Verificar sincronización del tiempo. Apagar todas las luces. Verificar que la ventana no obstruya la observación. Ajustar foco. Tomar imágenes de calibrado. Memotécnico Orientación del campo del CCD: Pesas al OESTE, SUR hacia ARIBA. Pesas al ESTE, NORTE hacia ARRIBA. Llegado este punto, estamos en condiciones de comenzar la noche de observación. FINALIZACION DE LA OBSERVACION LLEVAR SENSOR A TEMPERATURA AMBIENTE – APAGADO DE LA CAMARA En Maxim, nos dirigimos a la ventana donde controlamos la cámara “Camera Control” (Ver encendido de la cámara si no recuerda cómo llegar a dicho control) En Setup, seleccionar Cooler y subir la temperatura del sensor siguiendo las mismas consideraciones que al enfriarlo. En gradiente suave. Alrededor de 10° cada un par de minutos estará bien. Cuando esté alrededor de la temperatura ambiente, click en Warm Up(2) luego en Off (3) y por último en Disconect(4). Ya puede ud. cerrar MAXIM. DESCONECTAR EL TELESCOPIO DE CARTES DU CIEL En Cartes du Ciel, ir a Panel de Control y clickear en “Desconectar” Una vez hecho esto se puede cerrar el Cartes Du Ciel. Previo, Por regla de convivencia con otros observadores, seleccionar la vista de la carta a: Sur – 180° Esto deja el programa en la home position, como se encuentra la montura. DESCONECTAR MANOPLA VIRTUAL Ir a la pantalla principal (CGE PRO Ready) clickear Undo → Menú → Utilities → Home Position → Enter → Go to → Enter El telescopio se moverá a la Home position. En el T.E. esta posición está configurada como el polo sur celeste. Luego que el telescopio finalice su movimiento: Clickear Undo → Hibernate → Enter → Enter Cuando se lea en pantalla Power Off, se puede apagar la montura del telescopio. POR ULTIMO Cerrar programas que hayan quedado abiertos. Para finalizar: a) Apagar computadora. b) Apagar zapatilla/s. c) Tapar telescopio y buscador. d) Cubrir el telescopio y la computadora. e) Girar cúpula hasta que la abertura apunte al Norte. f) Cerrar ventana de observación y demás ventanas. g) Verificar que no quede ningún aparato encendido/conectado (cafetera, calentador, etc). h) Apagar luces. i) Cerrar y entregar llaves en guardia. CONSIDERACIONES FINALES El principal objetivo de este curso, es preparar a quienes asistan con las herramientas necesarias para integrar un proyecto observacional. Actualmente hay cuatro proyectos observacionales en los cuales el GAF colabora activamente, con actividades destinadas a una participación activa en la comunidad científica. ASTROMETRIA DE CUERPOS MENORES La Astrometría o astronomía de posición es la parte de la astronomía que se encarga de medir y estudiar la posición, paralajes y el movimiento propio de los astros. Es una disciplina muy antigua, tanto como la astronomía. A pesar de que casi son sinónimos consideraremos la Astrometría como la parte experimental o técnica que permite medir la posición de los astros y los instrumentos que la hacen posible, mientras la Astronomía de posición usa la posición de los astros para elaborar un modelo de su movimiento o definir los conceptos que se usan. Subproyectos: RECUPERACIÓN DE ASTEROIDES (Astrometría de Asteroides) CONFIRMACIÓN DE DESCUBRIMIENTOS (Astrometría de nuevos Asteroides) OCULTACIÓN DE ESTRELLAS POR ASTEROIDES (Fotometría en Ocultación de Estrellas por Asteroides) ASTEROIDES (Astrometría de Asteroides) ASTROMETRÍA DE CUERPOS MENORES (Astrometría de Cuerpos Menores) FOTOMETRIA DIFERENCIAL La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc. La escala de brillos de las estrellas fue establecida por el astrónomo griego Hiparco de Nicea, quien dividió estos brillos en cinco grados o magnitudes; más tarde, con la invención del telescopio por Galileo en 1609, se amplió la escala para incluir estos astros telescópicos, invisibles al ojo humano por su extrema debilidad. Subproyectos: Estrellas Variables Exoplanetas Determinación de periodos de rotación de asteroides Ocultaciones ASTROMETRIA DE ESTRELLAS DOBLES El proyecto de Estrellas Dobles se propone: Fotografiar, realizar Astrometría relativa, estudio astrofísico y reporte de resultados de los pares denominados COO en el Catálogo Washington Double Star de USNO. Los pares mencionados -más de doscientos- fueron descubiertos desde el Observatorio de Córdoba en el siglo XIX. Más información: https://www.gafoac.com
