Telescopio

         El telescopio es un instrumento que permite observar objetos distantes, amplificando la imagen generalmente a través espejos cóncavos.

   Vista de un telescopio
  
   Un telescopio puede ser considerado, como un aparato que aumenta el tamaño angular de los objetos distantes y asimismo, el brillo que estos emiten. Es por lo mismo, que el telescopio es utilizado en la astronomía, para poder ver los cuerpos celestes alejados de la tierra. Asimismo, un telescopio recolecta y enfoca la radiación electromagnética.
   

                          

   Un telescopio funciona por medio de uno o varios espejos cóncavos o curvos, los cuales captan la luz de los objetos lejanos o la radiación electromagnética. Esta luz captada por el telescopio o la radiación, es llevada a un foco, en el cual se crea la imagen definitiva.

   
   Existe un telescopio que capta la radiación electromagnética. Pues bien, este funciona por medio de antenas, las cuales tienen la forma de un plato cóncavo y que apuntan en diferentes direcciones hacia el cielo (dependiendo del lugar donde se encuentren); estas antenas captan las ondas de radio provenientes del espacio. Por lo general, estos tipos de telescopios no operan solos, sino que son varias las antenas emplazadas en lugares estratégicos, las cuales, todas, apuntan hacia un punto determinado del firmamento. Los pulsares y galaxias activas, entre otros objetos celestes, emiten radiaciones que pueden ser captadas por estos telescopios y de esta manera hacerse visibles.

   

Tipos de Telescopios

   Existe basicamente dos tipos de telescopios:

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•   TELESCOPIO REFLECTORES: Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imagen.
  
  
  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.
  
  
  El reflector Newtoniano se utiliza 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 m. 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, un en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.
   
     TELESCOPIOS REFRACTORES: 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.
     El problema de las aberraciones cromáticas se corrige parcialmente con lentes apocromáticas, aunque este tipo de telescopio tiene un elevado precio.
  
  
   
  

   ELEMENTOS OPTICOS QUE UTILIZAN: 

    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 CROMÁTICA

     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: El ocular es la parte del telescopio que transforma los rayos de luz concentrados en imágenes visibles para el ojo humano.
  
  
     AUMENTO: Se refiere a cómo se verá si nos ubicamos a una distancia "tantas veces" más cercana al objeto.
  Por ejemplo: si observamos la luna con 36 aumentos, entonces se dice que tiene 36x (36 "por")
  
  
     RAZÓN FOCAL: Es un índice de cuán luminoso es un telescopio. Esta medida está relacionada con la focal y el diámetro del objetivo. Cuanto más corta es la distancia focal y mayor es el objetivo, más luminoso será el telescopio.
  
  
     PODER RESOLVENTE: Es la capacidad para separar dos objetos (o putos) muy juntos o cerrados.
  Esto es muy importante a la hora de trabajar en la observación de dobles, ya que la separación entre ambas está asociada al diámetro del telescopio.
  
  
     PODER DE BRILLO: Es una medida de cantidad de luz que está concentrada en la imagen. El poder de brillo aumenta en proporción con el área del objetivo, mayor será la cantidad de luz que llega a su foco
  
  

  Montaje de un telescopio

  
  
     UTILIDAD DE TELESCOPIOS REFLECTORES Y REFRACTORES:  El empleo de telescopios refractores esta muy limitado por su pequeño campo de visión y también por las grandes estructuras necesarias para contener las largas distancias focales. Se emplean actualmente para la observación de estrellas binarias. 
  En los telescopios reflectores, las pequeñas diferencias de temperatura entre las distintas partes del espejo, deforman a éste lo suficiente para que su poder de definición sea mucho menor que el límite teórico.
  
  

  TÉCNICAS ASTRONÓMICAS
  

     FOTOMETRIA 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.
  
  
  
     FOTOMETRIA 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.
  
  

  Fenómenos Atmosféricos

     Dispersión: Las moléculas del aire de la atmósfera terrestre dispersan la luz de los astros; el índice de refracción del aire es mayor para la luz verde que para la luz roja, y, mayor aún, para la luz violeta. Cuanto más azul es la luz, tanto mas dispersa resulta con respecto a la dirección del rayo luminoso.
  
  
     El color del cielo: El color del cielo va a depender de la posición del observador; visto desde la superficie de la Tierra, el cielo parece azul. Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra.
  En el espacio, donde no hay atmósfera y existe el vacío, los rayos solares no se dispersan; por lo tanto éstos siguen una línea recta, y como resultado, el cielo parece negro para un observador en una nave espacial.
  
  
     Centelleo: Este fenómeno consiste en una variación muy rápida. La causa fundamental del titilar de los cuerpos celestes es que la luz, al atravesar el medio gaseoso atmosférico, se concentra en ciertos lugares y se dispersa en otros (por refracción)
  
  
     Fuentes del movimiento y del centelleo: Tanto el movimiento como el centelleo de la imagen se deben a inhomogeneidades en la atmósfera. La turbulencia  del aire en las cercanías de la cúpula del telescopio también es responsable de estos fenómenos.
  
  
     Radiotelescopio: Un radiotelescopio capta ondas emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una antena parabólica, o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario que produce imágenes en luz visible.
     Funcionamiento: El radiotelescopio capta las señales emitidas de aquellos astros que se encuentran en la dirección hacia donde apunta la antena. Dado que la señal es extremadamente débil, debe ser amplificada; y, posteriormente, es registrada.
  
  

  Análisis del relato de Galileo:

  ·         Galileo elaboró un telescopio refractor con una lente convexa y una cóncava.
  ·         No fue su invento, lo hizo a partir de una noticia, donde escuchó que en Holanda había en venta un artefacto que agradaba imágenes.
  ·         Fabricó el mismo instrumento que había en Holanda sin verlo, sólo imaginando cómo era.
  ·         Necesitó una lente cóncava y otra convexa.
  ·         Lo logró por prueba y error.
•                                                                                                                                                                                                                                                                           OBJETIVO: La apertura de un telescopio es el diámetro del haz de luz que entra en él, que eventualmente llega al punto de observación (foco). La apertura es normalmente del mismo diámetro del objetivo o espejo primario del telescopio.