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.