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INVENTADO POR: Hans Lippershey
Pero dadas unas investigaciones realizadas
por Nick Pelling se le atribuye la invención a
Juan Roget en 1590.
Galileo, al recibir noticias de este invento,
decidió diseñar y construir uno. En 1609
mostró el primer telescopio astronómico
registrado.

Instrumento óptico que permite ver
objetos lejanos con mucho más detalle
que a simple vista. Es herramienta
fundamental de la astronomía, y cada
desarrollo o perfeccionamiento del
telescopio ha sido seguido de avances en
nuestra comprensión del Universo.

Es un instrumento óptico que recoge cierta
cantidad de luz y la concentra en un punto.
La cantidad de luz colectada por el
instrumento depende fundamentalmente de
la apertura del mismo (el diámetro del
objetivo). Para visualizar las imágenes se
utilizan los oculares, los cuales se disponen
en el punto donde la luz es concentrada por
el objetivo, el plano focal. Son los oculares
los que proporcionan los aumentos al
telescopio: al intercambiar oculares se
obtienen diferentes aumentos con el mismo
instrumento.
CLASES DE TELESCOPIOS
TELESCOPIO RELFECTOR

Es un telescopio óptico que utiliza espejos
en lugar de lentes para enfocar la luz y
formar imágenes. Pero la idea de la
utilización de espejos cóncavos y
convexos colocados en ángulos indicados
para observar grandes regiones a grandes
distancias, se le atribuye a Leonard
Digges en su libro Pantometría.
Hay dos calses de telescopios reflectores
REFLECTORES NEWTONIANOS

El primer telescopio reflector fue construido
por Isaac Newton en 1668. Este telescopio
utiliza un espejo curvo para enfocar la luz. La
luz de objetos lejanos como las estrellas
entran en el tubo del telescopio en rayos
paralelos, que se reflejan en el espejo
cóncavo hacia un espejo plano diagonal. El
espejo diagonal refleja la luz a través de una
abertura en un lado del tubo del telescopio a
una lente del ocular.
REFLECTORES CATADIOPTRICOS

Está compuesta, de una lente correctora en
la boca del telescopio, que envía el haz de luz
recibido al espejo situado en el fondo del
tubo; este espejo lleva incorporado en su
centro un orificio o agujero de un tamaño
calculado. El haz de luz es reflejado hasta
otro espejo, (el secundario) que a su vez
vuelve a reenviar el haz de luz, comprimido
hacia el orificio del primario, ahí es recogido
por el ocular o por el espejo diagonal y de ahí
al ocular.
TELESCOPIO REFRACTOR
Un telescopio refractor es un telescopio
óptico que refleja 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.
CARACTERISTICAS

El parámetro más importante de un
telescopio es el diámetro de su "lente
objetivo". Un telescopio de aficionado
generalmente tiene entre 76 y 150 mm de
diámetro y permite observar algunos detalles
planetarios y muchísimos objetos del cielo
profundo (cúmulos, nebulosas y algunas
galaxias). Los telescopios que superan los
200 mm de diámetro permiten ver detalles
lunares finos, detalles planetarios
importantes y una gran cantidad de cúmulos,
nebulosas y galaxias brillantes.




Distancia Focal: es la longitud focal del
telescopio, que se define como la
distancia desde el espejo o la lente
principal hasta el foco o punto donde se
sitúa el ocular.
Diámetro del objetivo: diámetro del
espejo o lente primaria del telescopio.
Ocular: accesorio pequeño que colocado
en el foco del telescopio permite
magnificar la imagen de los objetos.
Lente de Barlow: lente que generalmente
duplica o triplica los aumentos del ocular
cuando se observan los astros.


Filtro: pequeño accesorio que
generalmente opaca la imagen del astro
pero que dependiendo de su color y
material permite mejorar la observación.
Se ubica delante del ocular, y los más
usados son el lunar (verde-azulado,
mejora el contraste en la observación de
nuestro satélite), y el solar, con gran
poder de absorción de la luz del Sol para
no lesionar la retina del ojo.
Razón Focal: es el cociente entre la
distancia focal (mm) y el diámetro (mm).
f/ r
Magnitud límite: es la magnitud máxima
que teóricamente puede observarse con un
telescopio dado, en condiciones de
observación ideales. La fórmula para su
cálculo es:
m = 6,8 + 5logD
m= limite
D= diámetro del
espejo o lente


Aumentos: La cantidad de veces que un
instrumento multiplica el diámetro aparente
de los objetos observados.
DF/df
DF = longitud focal del telescopio
df = longitud focal del ocular
Trípode: conjunto de tres patas
generalmente metálicas que le dan
soporte y estabilidad al telescopio.
 Porta ocular: orificio donde se colocan el
ocular, reductores o multiplicadores de
focal (p.ej lentes de Barlow) o
fotográficas.

FUNCIONAMIENTO

El aparato se concentra en un campo
(terrestre o estelar) , de alli capta una
cantidad de luz a traves de un dispositivo ya
sea lente o espejo, capaz de concentrar los
rayos luminosos en un plano focal, de la
misma forma como la cornea y el cristalino
del ojo proyectan la imagen que vemos en la
retina del ojo. De esta forma permite que
recibamos desde esa zona visual más luz, o
fotones, que las que permite nuestra pupila.

Un determinante del campo visual es la
distancia focal. Mientras más corta es esta
distancia observamos un campo mayor, por el
contrario mientras más larga sea esta
distancia menor será el campo de visión. El
“objetivo”, ya sea lente o espejo, cumple la
función de captar la luz que trae la imagen,
actuando como una especie de receptáculo
de fotones, mientras mayor sea su diámetro
mayor será su capacidad receptora
La calidad de la imagen va a depender de
ello, mientras más luz se reciba mayor
será la nitidez o “resolución” de la imagen
formada en el plano focal. Se llama
resolución a la capacidad del telescopio de
“resolver” o separar dos estrellas muy
cercanas.

Para observar la imagen del telescopio
necesitamos de una lupa llamada
“ocular”, capaz de reenfocar la imagen
del plano focal hacia nuestro ojo. Lo que
veremos va a depender de la distancia
focal del ocular, que va a determinar
cuanto de la imagen vemos, lo que está
determinado por la distancia entre éste
y el plano focal, es decir su "distancia
focal" propia. El eje óptico del ocular
debe estar alineado, o colimado, con el
eje óptico del telescopio y para enfocar
la imagen debemos acercar o alejar el
ocular del plano focal.

La capacidad de aumentos se mide dividiendo
la distancia focal del telescopio por la
distancia focal del ocular.
Aumentos X: Número de veces que el
tamaño de la imagen es aumentado. Se mide
en X y se calcula con la fórmula:
X = Distancia focal telescopio / Distancia
focal ocular

Existe una capacidad máxima de
aumentos, que depende del diámetro del
espejo o del objetivo principal del
telescopio. Se calcula multiplicando la
apertura del telescopio, en milímetros,
por 2,3; para pulgadas se multiplica por
59.
Campo de visión del telescopio =
Aumentos / Campo aparente del ocular
Razón Focal = Distancia focal telescopio
/ Apertura del objetivo