jueves, 30 de agosto de 2012

ORIGEN Y EVOLUCION DEL SISTEMA SOLAR.

ORIGEN Y EVOLUCIÓN DEL SISTEMA SOLAR

1) Contribuciones de los antiguos sabios griegos al conocimiento del mundo


Anaximandro (570 a.c.)
Afirma que la tierra es cilíndrica, tres veces más ancha que profunda y únicamente con la parte superior habitada; esta Tierra está aislada en el espacio. El cielo es una esfera en el centro de la cual se sostiene, sin soportes, nuestro cilindro. Los astros pertenecen a ruedas tubulares opacas que contienen fuego y en las cuales, en ciertos puntos, un agujero deja ver ese fuego. Esas ruedas giran alrededor del cilindro terrestre: Primera noción del círculo en cosmología. Los eclipses y las fases de la Luna resultan de la obturación de sus respectivos agujeros. Además, las estrellas estaban más cerca de la Luna y el Sol.

Heráclides (500a.c.)
Le atribuye al Sol el tamaño de un pie humano y ve en él una antorcha divina que nace y muere cada día. Al mismo tiempo, hace girar sobre si misma en 24 horas mientras que el cielo está en reposo.

Tales (600a.c.)
Atribuye forma esférica a la Tierra y a todos los astros del cielo, considerando a nuestro planeta un cuerpo de segunda importancia que no esta en reposo en el centro del universo.

Anaxágoras (450 a.c.)
Dice que los planetas y la Luna son cuerpos sólidos como la Tierra, lanzados al espacio como proyectiles; da la teoría exacta de los eclipses de Luna por inmersión en la sombra de la Tierra: primera teoría de un fenómeno astronómico por una relación entre los astros.

Filolao (410a.c.)
Dice que el centro del mundo está ocupado por un cierto “fuego”; el Sol gira en un año en torno a ese fuego central en una órbita más lejana. Alrededor del fuego, rota un planeta desconocido: la “Anti-Tierra”, luego viene la Tierra, describiendo un circulo alrededor del fuego en 24 horas, pero volviendo siempre la misma cara al exterior. Más lejos coloca a la Luna, al Sol y luego a los planetas en el siguiente orden: Venus, Mercurio, Marte, Júpiter y Saturno.

Heráclides del Ponto (373 a.c.)
Dice que la tierra gira sobre sí misma en 24 horas mientras que el cielo está en reposo. También señaló que Venus gira alrededor del Sol y en torno a la Tierra, reafirmando que a veces, Venus se halla más cerca y otras más lejos de nosotros.
2) Diferencias entre un modelo geocéntrico y otro heliocéntrico.

El modelo Geocéntrico afirmaba que la Tierra era el centro del Universo conocido en la antigüedad, es decir que el Sol , la Luna y los planetas visibles en ese entonces giraban alrededor de ella.
Esta teoría se basaba en la observación cotidiana: el Sol "sale" del este y se "pone" en el oeste.
Pero, luego surge la Teoría Heliocéntrica, generada `por NIcolás Copérnico, quien allá por el 1.500 demostró que el Sol (Helios) era en realidad en centro del Sistema Solar, o sea la Tierra y los demás planetas giran alrededor de él.

El heliocentrismo es un modelo astronómico en el que la Tierra y los planetas se mueven alrededor de un Sol que se encuentra relativamente estacionario con respecto al centro del Sistema Solar.

3) Principal contribucion de Ptolomeo

Ptolomeo (83 - 126 dC) fue un pensador, matemático y astrónomo antiguo de la ciudad de Alejandría, en Egipto. De orígen griego, dedicó gran parte de sus estudios a describir los movimientos de los astros en busca de razones matemáticas que sustentaran el modelo geocéntrico de Aristóteles.

Esencialmente, Ptolomeo aseguró que la Tierra existía estacionaria en el centro del Universo, en tanto los astros eran "gases luminosos" que giraban en torno a ella, cosas ligeras que flotaban en el cielo entre la Tierra y la bóveda celeste (la capa más exterior del universo a la cual estaban "adosadas" las estrellas).  Esta visión sería imperante durante toda la antigüedad y la Edad Media.

4) “Los rizos que los planetas trazan en el cielo terrestre”, explicación mediante la teoría de los epiciclos.

Mediante la teoría de los epiciclos se deducía que el “rizo” mediante la combinación de los movimientos de las dos esferas interiores de las cuatro que poseía cada planeta.

5) Sistema de Copérnico e imperfecciones.

Las ideas principales de su teoría son:
• Los movimientos celestes son uniformes, eternos, y circulares o compuestos de diversos ciclos (epiciclos).
• El centro del universo se encuentra cerca del Sol.
• Orbitando el Sol, en orden, se encuentran Mercurio, Venus, la Tierra y la Luna, Marte, Júpiter, Saturno.
• Las estrellas son objetos distantes que permanecen fijos y por lo tanto no orbitan alrededor del Sol.
• La Tierra tiene tres movimientos: la rotación diaria, la revolución anual, y la inclinación anual de su eje.
• El movimiento retrógrado de los planetas es explicado por el movimiento de la Tierra.
• La distancia de la Tierra al Sol es pequeña comparada con la distancia a las estrellas.
Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior donde estaban inmóviles las estrellas.

6) ¿Cómo fueron tomadas las ideas de Copérnico en esa epoca?
En aquella época resultó difícil que los científicos lo aceptaran, ya que suponía una auténtica revolución. En una epístola fechada de noviembre de 1536, el arzobispo de Capua, Nikolaus Cardinal von Schönberg, pidió a Copérnico comunicar más ampliamente sus ideas y solicitó una copia para sí. Algunos han sugerido que esta carta pudo haber hecho a Copérnico sospechoso al publicar, mientras que otros han sugerido que esto indicaba el deseo de la Iglesia de asegurarse que sus ideas fueran publicadas. A pesar de la presión ejercida por parte de diversos grupos, Copérnico retrasó la publicación de su libro, tal vez por miedo al criticismo. Algunos historiadores consideran que de ser así, estaba más preocupado por el impacto en el mundo científico que en el religioso.

7)  Esquema de Brahe y comparación con el de Copérnico y Ptolomeo.
• Sistema de Brahe.
El sistema del Universo que presenta Tycho es una transición entre la teoría geocéntrica de Ptolomeo y la teoría heliocéntrica de Copérnico. En la teoría de Tycho, el Sol y la Luna giran alrededor de la Tierra inmóvil, mientras que Marte, Mercurio, Venus, Júpiter y Saturno girarían alrededor del Sol.
Brahe estaba convencido que la Tierra permanecía estática en relación al Universo porque, si así no fuera, debería poder apreciarse los movimientos aparentes de las estrellas. Sin embargo, aunque tal efecto existe realmente y se denomina paralaje, la razón por la cual no lo comprobó es que no puede ser detectado con observaciones visuales directas. Las estrellas están mucho más lejos de lo que se pensaba razonable en la época de Tycho Brahe.
La teoría de Tycho Brahe es parcialmente correcta. Habitualmente se considera a la tierra girando alrededor del sol porque se toma como punto de referencia a éste último. Pero si se considera la tierra como referencia, el sol gira en torno a la tierra, así como la luna. No obstante Tycho Brahe pensaba que la orbita de los mismos era circular, cuando en realidad son elipses. La forma de la orbitas fue propuesta por Kepler en su primera ley, basándose en las observaciones de Tycho Brahe.
En los años siguientes a las observaciones de las fases de Venus por Galileo en 1610, la Iglesia Católica abandonaría el sistema geocéntrico de Ptolomeo, y adoptaría el sistema de Tycho Brahe como su concepción oficial del Universo.
• Sistema de Copérnico.
La teoría de Copérnico establecía que la Tierra giraba sobre sí misma una vez al día, y que una vez al año daba una vuelta completa alrededor del Sol. Además afirmaba que la Tierra, en su movimiento rotatorio, se inclinaba sobre su eje (como un trompo). Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior donde estaban inmóviles las estrellas. Por otra parte, esta teoría heliocéntrica tenía la ventaja de poder explicar los cambios diarios y anuales del Sol y las estrellas, así como el aparente movimiento retrógrado de Marte, Júpiter y Saturno, y la razón por la que Venus y Mercurio nunca se alejaban más allá de una distancia determinada del Sol. Esta teoría también sostenía que la esfera exterior de las estrellas fijas era estacionaria.
• Sistema de Ptolomeo.
Según dicho sistema, la Tierra se encuentra situada en el centro del Universo y el sol, la luna y los planetas giran en torno a ella arrastrados por una gran esfera llamada "primum movile", mientras que la Tierra es esférica y estacionaria. Las estrellas están situadas en posiciones fijas sobre la superficie de dicha esfera. También, y según la teoría de Ptolomeo, el Sol, la Luna y los planetas están dotados además de movimientos propios adicionales que se suman al del primun movile. Ptolomeo afirma que los planetas describen órbitas circulares llamadas epiciclos alrededor de puntos centrales que a su vez orbitan de forma excéntrica alrededor de la Tierra. Por tanto la totalidad de los cuerpos celestes describen órbitas perfectamente circulares, aunque las trayectorias aparentes se justifican por las excentricidades

9) Principales aportes de Tincho Brahe a la astronomía en su epoca  y la influencia de su trabajo en el de Kepler.
Hizo que se construyera Uraniborg, un palacio que se convertiría en el primer instituto de investigación astronómica. Los instrumentos diseñados por Brahe anteriores al telescopio, le permitieron medir las posiciones de las estrellas y los planetas con una precisión muy superior a la de la época. Tycho también trabajó en la predicción del tiempo, realizó interpretaciones astrológicas de la supernova de 1572 y del cometa de 1577, y escribió cartas astrales para sus patrones, Federico II y Rodolfo II.
Atraído por la fama de Brahe, Johannes Kepler aceptó una invitación que le hizo para trabajar junto a él en Praga. Tycho pensaba que el progreso en astronomía no podía conseguirse por la observación ocasional e investigaciones puntuales sino que se necesitaban medidas sistemáticas, noche tras noche, utilizando los instrumentos más precisos posibles.
Tras la muerte de Brahe las medidas sobre la posición de los planetas pasaron a posesión de Kepler, y las medidas del movimiento de Marte, en particular de su movimiento retrógrado, fueron esenciales para que pudiera formular las tres leyes que rigen el movimiento de los planetas.


10) Primera ley de Kepler y su importancia para la comprensión del sistema solar.
Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol.
Los planetas tienen movimientos elípticos alrededor del Sol, estando éste situado en uno de los focos de la elipse.
Después de ese importante salto, en donde por primera vez los hechos se anteponían a los deseos y los prejuicios sobre la naturaleza del mundo. Kepler se dedicó simplemente a observar los datos y sacar conclusiones ya sin ninguna idea preconcebida. Pasó a comprobar la velocidad del planeta a través de las órbitas llegando a la segunda ley.
Es importante señalar la importancia histórica de las leyes de Kepler como descripción cinemática del movimiento de los planetas. Cómo la dinámica del movimiento circular uniforme y la tercera ley de Kepler aplicadas al movimiento de la Luna condujeron a Newton a formular la ley de la Gravitación Universal, fuerza inversamente proporcional al cuadrado de la distancias, y a identificar como de la misma naturaleza las causas del movimiento de la Luna en torno a la Tierra y de la caída de los cuerpos en su superficie.

11) Importancia para el estudio de los astros, el telescopio de Galileo, principales pruebas y observaciones de Galileo para verificar la teoría heliocéntrica de Copérnico.
La importancia para el estudio de los astros el telescopio de Galileo fue que: el Sol, considerado hasta entonces símbolo de perfección, tenía manchas. La Luna tenía una superficie irregular con valles y montañas. Saturno tenía unos apéndices extraños, etc. Pero sus observaciones más trascendentales fueron las que realizó de Júpiter. Demostró que este planeta estaba rodeado de lunas y era similar a un mini-sistema solar, lo que constituyó un poderoso argumento en favor del universo copernicano.

- Principales pruebas y observaciones de Galileo para verificar la teoría heliocéntrica.
• Montañas en la Luna. Fue el primer descubrimiento de Galileo con ayuda del telescopio, publicado en el Sidereus Nuncius en 1609. Con él refuta la tesis aristotélica de que los cielos son perfectos, y en particular la Luna una esfera lisa e inmutable. Frente a eso, Galileo presenta numerosos dibujos de sus observaciones, e incluso estimaciones de la altura de montañas, si bien errados por realizar estimaciones incorrectas de la distancia de la Luna.
• Nuevas estrellas. Fue el segundo descubrimiento de Galileo, también publicado en el Sidereus Nuncius. Observó que el número de estrellas visibles con el telescopio se duplicaba. Además, no aumentaban de tamaño, cosa que sí ocurría con los planetas, el Sol y la Luna. Esta imposibilidad de aumentar el tamaño era una prueba de la hipótesis de Copérnico de la existencia de un enorme hueco entre Saturno y las estrellas fijas. Esta prueba refutaba el mejor argumento a favor del sistema ptolemaico, a saber que de ser cierta la teoría copernicana, debería observarse la paralaje, o diferencia de posiciones de las estrellas dependiendo de lugar de la Tierra en su órbita. Así, debido a la enorme lejanía de las mismas en relación al tamaño de la órbita no era posible apreciar dicha paralaje.
• Satélites de Júpiter. Probablemente el descubrimiento más famoso de Galileo. Lo realizó el 7 de enero de 1610, y provocó una conmoción en toda Europa. Cristóbal Clavio, astrónomo del Colegio Romano de los jesuitas, afirmó: “Todo el sistema de los cielos ha quedado destruido y debe arreglarse”. Era una importante prueba de que no todos los cuerpos celestes giraban en torno a La Tierra, pues ahí había cuatro planetas (en la concepción de planetas que entonces se concebía, que incluía la Luna y el Sol) que lo hacían en torno a Júpiter.
• Manchas solares (primera prueba). Otro descubrimiento que refutaba la perfección de los cielos fue la observación de manchas en el Sol que tuvo lugar a finales de 1610 en Roma, si bien demoró su publicación hasta 1612.[] El jesuita Cristoph Scheiner, con el pesudónimo de Padre Apelles, se atribuye su descubrimiento e inicia una agria polémica argumentando que son planetoides que están entre el Sol y la Tierra. Por el contrario, Galileo demuestra, con la ayuda de la teoría matemática de los versenos que están en la superficie del Sol. Además, hace otro importante descubrimiento al mostrar que el Sol está en rotación, lo que sugiere que también la Tierra podría estarlo.
• Las fases de Venus. Esta prueba es un magnífico ejemplo de aplicación del método científico, que Galileo usó por primera vez. La observación la hizo en 1610, aunque demoró su publicación hasta El Ensayador, aparecido en 1623, si bien para asegurar su autoría hizo circular un criptograma, anunciándolo de forma cifrada. Observó las fases, junto a una variación de tamaño, que son sólo compatibles con el hecho de que Venus gire alrededor del Sol, ya que presenta su menor tamaño cuando se encuentra en fase llena y el mayor, cuando se encuentra en la nueva; es decir, cuando está entre el Sol y la Tierra. Esta prueba refuta completamente el sistema de Ptolomeo que se volvió insostenible. A los jesuitas del Colegio Romano sólo les quedaba la opción de aceptar el sistema copernicano o buscar otra alternativa, lo que hicieron refugiándose en el sistema de Tycho Brahe, dándole una aceptación que hasta entonces nunca había tenido. Fases de Venus.
• Argumento de las mareas. Presentada en la cuarta jornada del diálogo sobre los dos sistemas del mundo. Es un argumento brillante y propio del genio de Galileo, sin embargo, es el único de los que presenta que estaba equivocado. Según galileo, el movimiento rotatorio de la Tierra, al moverse en su traslación alrededor del Sol hace que los puntos situados en la superficie Tierra sufran aceleraciones y deceleraciones cada 12 horas, que serían las causantes de las mares. En esencia, el argumento es correcto, y esta fuerza existe en realidad, si bien su intensidad es muchísimo menor que la que Galileo calcula, y no es la causa de las mareas. El error proviene del desconocimiento de datos importantes como la distancia al Sol y la velocidad de la Tierra. Si bien estaba equivocado, Galileo desacreditó completamente la teoría del origen lunar de estas fuerzas por falta de explicación de su naturaleza, y del problema de explicación de la marea alta cuando la Luna está en sentido contrario, pues alega que la fuerza sería atractiva y repulsiva a la vez. Sería necesario esperar hasta Newton para resolver este problema, no sólo explicando el origen de la fuerza, sino también el cálculo diferencial para explicar el doble abultamiento. Pero, aún equivocada, situada en su contexto, la tesis de Galileo presentaba menos problemas y era más plausible en su explicación de las mareas.
• Manchas solares (Segunda prueba). Nuevamente, en su gran obra, el diálogo sobre los sistemas del mundo, Galileo retoma el argumento de las manchas solares, convirtiéndolo en un poderoso argumento contra el sistema de Tycho Brahe, el único refugio que quedaba a los geocentristas. Galileo presenta la observación de que el eje de rotación del Sol está inclinado, lo que hace que la rotación de las manchas solares presente una variación estacional, un “bamboleo” en el giro de las mismas. Si bien los movimientos de las manchas se pueden atribuir al Sol o a la Tierra, pues geométricamente esto es equivalente, resulta que no es así físicamente, pues es necesario tener en cuenta las fuerzas que los producen. Si es la Tierra la que se mueve, Galileo indica que basta una explicación con movimientos inerciales: la Tierra en traslación, y el Sol en rotación. Por el contrario, si sólo se mueve el Sol, es necesario que éste esté realizando dos movimientos distintos a la vez, en torno también a dos ejes distintos, generados por motores sin ninguna plausabilidad física. Este argumento vuelve a ser una nueva prueba, junto a las fases de Venus, de carácter positivo y experimental que muestra el movimiento de la Tierra.

12) Comentario del trabajo de Newton y su valor en términos de teoría física, tanto para los fenómenos celestes como para los terrestres.
El trabajo de Newton resulta sumamente útil a la hora analizar tanto los fenómenos terrestres como celestes, ya que con la ley de gravitación universal, se brinda una explicación clara sobre la atracción entre dos objetos, los cuales se encuentran a una distancia que puede ser menor o mayor. Esta ley se aplica para los fenómenos celestes y terrestre ya que explica que los objetos estén en orbita, y con respecto a la tierra explica que las personas seamos atraídas hacia el centro de esta.

13) Epopeya del descubrimiento de Neptuno.
Neptuno fue descubierto probablemente 1846, pero no de la misma manera que los demás planetas del sistema solar. Los astrónomos no buscaron en el cielo con sus telescopios para encontrar a Neptuno. Ellos usaron las matemáticas.
Neptuno es el octavo planeta en nuestro sistema solar. Poco después de su descubrimiento, Neptuno fue llamado, simplemente, "el planeta que le sigue a Urano" o "el planeta de Le Verrier".
En la mayoría de los antiguos sellos cilíndricos que se han encontrado, los símbolos de determinados cuerpos celestes, miembros de nuestro sistema solar, aparecen por encima de las figuras de dioses o humanos, así que, cuando llegó el momento de nombrar este la demanda de un nombre mitológico parecía estar en consonancia con la nomenclatura de los otros planetas, con excepción de Urano los astrónomos escogieron Neptuno, fue el nombre que los romanos antiguos le dieron al dios griego de los mares y los terremotos, Poseidón. El era el hermano de Júpiter (Zeus) y de Plutón (Hades). Después de la derrota de su padre Saturno (Cronos), los tres hermanos dividieron al mundo en tres partes para ser gobernadas por ellos. Júpiter tomó el cielo, Neptuno el mar y Plutón el inframundo. Neptuno tenía fama de tener mal genio. Las tempestades y terremotos reflejaban su rabia furiosa. Era representado como un hombre barbudo aguantando un tridente y sentado en un caracol de mar tirado por caballos de mar.
Neptuno es un planeta dinámico, con manchas, forma parte de los denominados planetas exteriores o gigantes gaseosos, Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton.
Los dibujos de Galileo muestran que Neptuno fue observado por primera vez el 28 de diciembre de 1612, y nuevamente el 27 de enero de 1613; En ambas ocasiones, Galileo confundió Neptuno con una estrella cercana a Júpiter en el cielo nocturno. En 1843, John Couch Adams calculó la órbita de un octavo planeta en función de las anomalías observadas en la órbita de Urano. Urbain Le Verrier, el matemático codescubridor de Neptuno, en 1846, independientemente de Adams, produce sus propios cálculos, Le Verrier había convencido a Johann Gottfried Galle para buscar el planeta. Neptuno fue descubierto en 1846. A raíz del descubrimiento, hubo mucha rivalidad nacionalista entre los franceses y los británicos sobre quién tenía prioridad y merecía crédito por el descubrimiento. Finalmente surgió un consenso internacional sobre que tanto Le Verrier como Adams conjuntamente lo merecían.
- Comentario de la epopeya.
A pesar de que en la época que se descubrió neptuno no había grandes avances que facilitaran el estudio del espacio, los astrónomos se las ingeniaron, sin querer, para descubrirlo, demostrándonos que nuestro universo esta lleno de sorpresas y una de las mejores formas de conocerlas es a través de los estudios astronómicos. Pero no se puede llegar a una buena conclusión sin el aporte de más de un científico, estos estudiaron de diferentes maneras al planeta y los primeros descubrimientos fueron de mucha ayuda para los dos astrónomos a los que finalmente se les reconoció el merito de haber encontrado a Neptuno
Pero el hallazgo a demás de producir una gran alegría para la astronomía y la humanidad, trajo como consecuencia un conflicto entre británicos y franceses por el crédito del descubrimiento, lo que nos demuestra que una vez mas el interés individual fue más fuerte que la satisfacción por haber llevado la ciencia a una nueva era.

jueves, 23 de agosto de 2012

LEY DE GRAVITACION UNIVERSAL


TELESCOPIOS


Telescopios

Telescopio: Son instrumentos que permiten ampliar las imágenes de objetos distantes, como las estrellas. Es el instrumento más antiguo utilizado por el hombre para observar el cielo. Existen diferentes tipos de telescopios que son muy especializados y funcionan de diferentes maneras.
Tipos de telescopios
Telescopio refractor:
este, es el tipo de telescopio astronómico más sencillo, cuenta con dos lentes convexas. La luz es una fuente distante, pasa por esta lente y llega a un foco como una imagen ‘’real’’ e invertida dentro del tubo del telescopio. La lente del ocular aumenta la imagen formada por el objetivo.
Telescopio reflector: utiliza un espejo cóncavo grande y pesado, en vez de lentes, para recolectar y enfocar la luz.
La luz de los objetos lejanos 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.

Principales elementos ópticos: lentes, espejos, prismas, redes de dispersión, etc. Mediante la combinación de estos elementos se obtienen telescopios de diversa complejidad.

Aberración esférica
La aberración esférica es un defecto de los espejos y las lentes en el que los rayos de luz que inciden paralelamente al eje óptico, aunque a cierta distancia de éste, son llevados a un foco diferente que los rayos próximos al mismo; La aberración esférica es una aberración de tipo monocromático de tercer orden que afecta de manera diferente a cada longitud de onda.
Este efecto es proporcional a la cuarta potencia del diámetro de la lente o espejo e inversamente proporcional al cubo de la longitud focal siendo mucho más pronunciado en sistemas ópticos de corta focal, como en las lentes de un microscopio. En los telescopios ópticos antiguos se utilizaban instrumentos de larga focal para reducir el efecto de la aberración esférica.

Aberración cromático.
La distancia focal de una lente depende del índice de refracción de la sustancia que la forma y de la geometría de sus superficies. Puesto que el índice de refracción de todas las sustancias ópticas varía con la longitud de onda, la distancia focal de una lente es distinta para los diferentes colores. En consecuencia, una lente única no forma simplemente una imagen de un objeto, sino una serie de imágenes a distancias distintas de la lente, una para cada color presente en la luz incidente. Además, como el aumento depende de la distancia focal, estas imágenes tienen tamaños diferentes. La variación de la distancia imagen con el índice de refracción se denomina aberración cromática longitudinal y la variación de tamaño de la imagen es la aberración cromática lateral.
La luz de longitud de onda más corta (azul) es curvada más que la luz de longitud de onda más larga (rojo), de forma que la luz azul llega a un foco más cercano de la lente que la luz roja. El efecto puede reducirse colocando dos lentes juntas. Los espejos no sufren aberración cromática.
En la parte superior hay detalle en las esquinas por ser una fotografía tomada con un lente de alta calidad. En la parte inferior hay una fotografía similar tomada con un lente de ángulo amplio mostrando una evidente aberración cromática…
En la práctica la aberración cromática longitudinal se entiende como el efecto que se produce de los bordes coloreados alrededor de un objeto visto a través de una lente, causado porque la lente no desvía todos los colores al mismo foco.
La aberración cromática lateral (SMC, sistema multicapa) genera una mayor proporción de blanco en la imagen. Sucede generalmente al no utilizar parasol

Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.
Objetivo: lente situada cerca del revolver. Amplia la imagen, es un elemento vital que permite ver a través de los oculares.

El diámetro, es el valor más importante de un telescopio. De él depende el aumento máximo y mínimo que se le puede exigir a un instrumento, los astros mas débiles que se pueden ver, además de la definición máxima que alcanza.

Razón focal: es el índice de cuan luminoso es el telescopio. Esta medida está relacionada con la focal y el diámetro del objetivo. Cuánto más corta es la distancia focal y mayor el objetivo, más luminoso será el telescopio. Si trabajamos con el mismo diámetro y con los mismos aumentos, la imagen será igual de luminosa sin importar la razón focal del sistema óptico.
Para calcular la razón focal de un telescopio solo hay que dividir la distancia focal por el diámetro del objetivo, todo en las mismas unidades.

Poder resolvente: define el poder de separación de un objetivo y suele expresarse en segundos de arco. Para calcularlo basta dividir 120’’ por la abertura en milímetros. De aquí se desprende que cuan mayor sea el objetivo el resultado será un numero más pequeño y por lo tanto mayor será el poder de resolución teórico, permitiéndonos distinguir detalles más finos.

El montaje de un telescopio:
Como los telescopios astronómicos tienen un aumento alto y son pesados, es muy difícil atrapar una estrella en el campo de observación, si la observación se hace aguantando el telescopio conla mano. Incluso si se coge la estrella, pronto se marchará. El montaje es una etapa para soportar el tubo del cuerpo, y tiene las tres funciones siguientes:
1. Atrapar fácilmente y con seguridad la estrella a observar.
2. Evitar que la imagen se balancee durante la observación.
3. Mover el tubo del cuerpo para poder seguir la estrella viajera.
Según el método de mover el tubo del cuerpo, el montaje puede clasificarse como plataforma teodolita o ecuatorial.

Plataforma teodolita

Es una plataforma que permite al tubo del cuerpo moverse en dos direcciones, vertical y horizontal. Cualquiera de las estrellas, donde quiera que esté situada, puede atraparse o seguirse  libremente con el movimiento en las dos direcciones.
Las estrellas viajan lentamente por el cielo. Un dispositivo que mueva el tubo del cuerpo suave y uniformemente para seguir el lento movimiento de las estrellas, se le llama de ajuste fino. Sin embargo, algunas plataformas teodolitas no están provistas de ajuste fino.
LA PLATAFORMA ECUATORIAL (MONTURA ECUATORIAL)
Las estrellas viajan a través de un círculo completo cada día, tomando como centro la estrella polar. Este movimiento es llamado como rotación diurna de las estrellas. La ecuatorial representa una plataforma que permite al tubo del cuerpo moverse a lo largo de la dirección de esta rotación diurna. La plataforma ecuatorial está provista de dos ejes, el polar y la declinación y se mueve en la dirección de la rotación diurna (la dirección de ascensión a la derecha), tomando el eje polar como centro, y en la dirección de sur-norte (la dirección de la declinación), tomando el eje de declinación como centro también. De esta forma, siempre que el ecuatorial esté montado correctamente, cualquier estrella atrapada en el campo de visión puede ser seguida girando simplemente el eje polar.

Telescopio refractor: Un telescopio refractor es un telescopio óptico 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.
Este tipo de telescopios son muy comunes en la astronomía para aficionados y en algunos telescopios solares. Sin embargo existen importantes dificultades técnicas que impiden realizar telescopios refractores de gran tamaño y de gran apertura ya que resulta difícil elaborar lentes útiles de gran tamaño y suficientemente ligeras para el objetivo. Por otro lado hay problemas de calidad de la imagen debido a pequeñas burbujas de aire atrapadas en el cristal de la lente principal y además el material de la lente resulta opaco a determinadas longitudes de onda por lo que se pierde sensibilidad en algunas partes del espectro lumínico. La mayoría de estos problemas se resuelven utilizando un telescopio reflector.

Telescopio reflector: Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. No se sabe con certeza cuál es el primer telescopio reflector, 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. El libro póstumo fue completado y publicado por su hijo Thomas Digges en 1571. En 1636, Marin Mersenne, un religioso de la orden de los Mínimos, ideó un telescopio reflector que consistía en un espejo parabólico con un pequeño orificio frente a otro de menor tamaño de modo que la luz se reflejase hacia el ojo a través del orificio. En 1663 James Gregory tomó la idea de Mersenne y perfeccionó el telescopio agregando un pequeño espejo secundario cóncavo y elipsoidal que reflejase la luz procedente del espejo primario al segundo plano focal de la elipse, situado en el centro del agujero de éste, y de ahí al ocular. Sir Isaac Newton perfeccionó el telescopio reflector alrededor de 1670. Los telescopios reflectores evitan el problema de la aberración cromática, una degradación notable de las imágenes en los telescopios refractores de la época (posteriormente este problema se resolvió utilizando lentes acromáticas). El reflector clásico formado por dos espejos y un ocular se conoce como reflector Newtoniano.

Técnicas astronómicas

Fotometría fotográfica: es la disciplina encargada de la medición de la intensidad luminosa de los objetos celestes, de dos grandes campos estelares. Se utilizan placas fotográficas cuya emulsión está definida para cierta zona del espectro electromagnético.
Fotometría fotoeléctrica: es una de las distintas variantes de las que dispone la fotometría para determinar la magnitud de los diferentes astros (estrellas, planetas, galaxias, etc.).
Tal como su nombre indica, está basada en el uso de un fotómetro fotoeléctrico como receptor y cuantificador de la luz recibida. El equipo consta de un detector (un semiconductor) capaz de convertir la luz es electricidad (efecto fotoeléctrico), un amplificador, un conversor voltaje-frecuencia y un visualizador digital en donde se leen las cuentas.
Espectroscopia: La espectroscopia es el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la materia, con aplicaciones en química, física y astronomía, entre otras disciplinas científicas.
El análisis espectral en el cual se basa, permite detectar la absorción o emisión de radiación electromagnética a ciertas longitudes de onda, y relacionar éstas con los niveles de energía implicados en una transición cuántica.
Existen tres casos de interacción con la materia:
1. choque elástico: Existe sólo un cambio en el impulso de los fotones. Ejemplos son los rayos X, la difracción de electrones y la difracción de neutrones.
2. choque inelástico: Por ejemplo la espectroscopia Raman.
3. Absorción o emisión resonante de fotones.
CAMARA CCD: Es una superficie fotosensible con un dispositivo de transferencia de carga, que permite controlar el movimiento de los electrones por medio de campos eléctricos.


Un radiotelescopio capta ondas de radio emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario, que produce imágenes en luz visible.

Puede estar constituido por una simple antena en forma de dipolo, conectada a un sensible aparato de amplificación y registro, o bien, y es la mayoría de los casos, por una estructura en forma de palangana (Paraboloide) que desempeña una función totalmente análoga a la de un espejo en un telescopio: concentra los rayos, en este caso las ondas de radio, hacia un foco.

En el foco de un radiotelescopio está la antena de dipolo conectada al aparato de amplificación y registro. En la práctica, las ondas de radio incidentes producen sobre la antena débiles corrientes eléctricas, que son después amplificadas por los circuitos del receptor.

Conclusión del relato de Galileo
Para que se pueda agrandar la imagen se necesita dos clases de vidrio, una cóncava y una convexo.