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.
Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad en común,1 ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.
