TELESCOPIOS

TELESCOPIO

Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista al captar radiación electromagnética, tal como la luz.

Tiene por finalidad formar una imagen del astro para observarla visualmente, o para dirigirla a algún otro instrumento auxiliar: espectrógrafos, fotómetros, detectores electrónicos, cámaras fotográficas, etc.

El telescopio aumenta el diámetro angular de los cuerpos celestes, y por lo tanto mejora su resolución; se emplea también para determinar las posiciones de los astros sobre la esfera celeste. Galileo efectuó en 1609 la primera observación astronómica con un telescopio; así, descubrió cuatro de los satélites de Júpiter, las fases de Venus, el aspecto de Saturno, los cráteres de la Luna y la enorme cantidad de estrellas que pueblan el cielo.

Aqui les dejo un video sobre Galileo Galilei y el telescopio:

Me pareció muy interesante y me llamo la atención, ya que cuenta un poco sobre sus descubrimientos y lo que tuvo que vivir en su vida por tener pensamientos acertados acerca de la tierra y el sol.

TIPOS DE TELESCOPIOS

REFLECTOR

Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan 2 espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.

REFRACTOR

Un telescopio refractor es un sistema óptico centrado, 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, converjan sobre un punto del plano focal.

A continuacion podran obervar en el siguiente video la diferencia de un telescopio reflector y refractor:

CASSEGRAIN

El Cassegrain en un tipo de telescopio reflector que utiliza tres espejos. Generalmente posee forma cóncava paraboloidal, ya que ese espejo debe concentrar toda la luz que recoge en un punto que se denomina foco. La distancia focal puede ser mucho mayor que el largo total de un telescopio.

El segundo espejo es convexo, se encuentra en la parte delantera del telescopio, tiene forma hiperbólica y se encarga de reflejar nuevamente la imagen hacia el espejo principal, que se refleja en otro espejo plano inclinado a 45 grados, enviando la luz hacia la parte superior del tubo, donde esta montado el objetivo.

En otras versiones modificadas, el tercer espejo está detrás del espejo principal, en el cual hay practicado un orificio central por donde la luz pasa.

Los principales elementos ópticos que se utilizan en los telescopios son: lentes, espejos, prismas, redes de dispersión, etc. La función de una lente es enfocar (dirigir hacia un foco) la luz de un objeto distante; si éste se encuentra en el infinito, la distancia de la lente al foco se denomina distancia focal (F), y es la distancia entre la lente y la ubicación de la imagen del objeto. Las lentes positivas con aquellas que amplían la imagen; se las clasifica por su forma: doble convexa, plano convexa o menisco positiva; en estas lentes su parte medio es más ancha que los bordes. Las lentes negativas, por su parte, son aquellas en que es más delgado el centro que los bordes, y se clasifican en: doble convexa, plano convexa y menisco negativa; en estos casos la imágenes que forman son virtuales y más pequeñas que el objeto.

ABERRACIÓN ESFÉRICA Y ABERRACIÓN CROMÁTICA

Una lente simple de caras esféricas no forma una imagen perfecta de un objeto, ya que necesariamente se producen varias aberraciones, de las cuales las principales son aberración esférica y aberración cromática. La aberración esférica resulta de la diferencia en la distancia focal de los rayos que atravesaron la lente cerca de su centro y los que pasaron próximos al borde: no todos los rayos tienen el mismo foco. La aberración cromática, por su parte, se produce por la diferencia de distancia focal para los rayos de distintos colores (de diferentes longitudes de onda). 

En un telescopio refractor, las imágenes no son perfectas debido justamente a los defectos que producen las lentes.

De acuerdo a si el telescopio se empleará para observaciones visuales y fotográficas, se construyen lentes acromáticas corregidas para un tipo u otro de observaciones.

OBJETIVO Y OCULAR

El telescopio astronómico consta de un objetivo que puede ser una lente o un espejo. Si se compone de lentes decimos que es un telescopio refractor, y si posee espejos es un telescopio reflector. El objetivo de un telescopio reflector puede tener forma esférica o parabólica.

Un telescopio forma la imagen de un objeto en el plano focal; para un telescopio refractor, esa imagen es posible observarla por medio de un ocular, es decir, una lente de pequeñas dimensiones. El ocular se construye con dos o más lentes, los que ofrecen un campo de visión mayor que una sola lente, y una definición mejor sobre la extensión total del campo visual. La imagen del objeto, formada por el objetivo, se sitúa fuera del ocular positivo, y entre las dos lentes del ocular negativo.

La expresión que permite calcular el aumento de un telescopio es:

A = F/f

RAZÓN FOCAL

Un dato importante de los sistemas ópticos empleados en los telescopios es la razón focal rf; se trata de la relación que existe entre la distancia focal (F) y la abertura (diámetro del objetivo, a) del sistema óptico, es decir:

rf = F/a

Se la indica de la forma f/rf, donde rf es, precisamente, el resultado del cociente, es decir la razón focal. 

Los telescopios reflectores tienen razones focales menores que f/10, en cambio, los refractores suelen tener valores mayores. Por ejemplo, el telescopio refractor del Observatorio Astronómico de La Plata, de F = 9m, y abertura a = 43cm, resulta ser una telescopio f/20.

PODER DE BRILLO

El poder de brillo, o brillo (B) de la imagen, es una medida de la cantidad de luz que está concentrada en la imagen; es el cociente entre el área del objetivo y el área del ojo humano. El poder de brillo aumenta en proporción con el área del objetivo, cuanto mayor sea el objetivo, mayor será la cantidad de luz que llega a su foco, y por consiguiente se podrán observar astros más débiles. En símbolos, se tiene la expresión:

B = TT . D2 (objetivo) / TT . d2 (ojo humano)

El brillo de la imagen resulta proporcional al cuadrado de la abertura del telescopio (su superficie), pero también inversamente proporcional al cuadrado de la distancia focal.

PODER RESOLVENTE

Ya que la luz está formada por ondas de longitud finita, la imagen de un punto luminoso no es otro punto, aunque el instrumento sea ópticamente perfecto. La imagen que se forma en el foco del telescopio consiste en un pequeño disco central de difracción, de diámetro finito (disco de Airy), que tiene su máximo brillo en el centro; este disco contiene el 84% de la energía total recibida.

El tamaño de este sistema de disco y anillos puede calcularse conociendo la longitud de onda de la luz y las dimensiones de la lente.

MONTAJE DE UN TELESCOPIO
 Un telescopio debe ser montado sobre un soporte lo suficientemente rígido para evitar vibraciones y además para que se pueda rotar suavemente siguiendo el movimiento aparente de las estrellas. 
Unas de las monturas más útiles es la llamada montura ecuatorial. Su característica fundamental es que al eje principal (eje polar), que se mueve en el soporte colocado sobre un pilar, se lo inclina apuntando al polo celeste. . El círculo graduado H unido a él es paralelo al ecuador celeste y se lo denomina generalmente círculo horario del telescopio. En la parte superior del eje polar , se halla el eje de declinación, uno de cuyos extremos se sujeta el tubo del telescopio y el otro lleva el círculo de declinación y el contrapeso (P).
Conocido el tiempo sidéreo en el momento de la observación y las coordenadas ecuatoriales locales de un astro, un telescopio de montura ecuatorial permite ubicarlo rápidamente en la esfera celeste.

 La observación astronómica puede tener distintos fines, entre los que podemos citar los siguientes: examinar la superficie de un astro, determinar la posición que ocupa en la esfera celeste, fijar el instante en que un astro cruza un meridiano celeste, medir el brillo, analizar la luz que recibe de los astros, o tomar una fotografía del cielo.
El empleo de telescopios refractores está muy limitado por su pequeño campo de visión y también por las grandes estructuras necesarias para contener las largas distancias focales.

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

FOTOMETRÍA FOTOGRÁFICA

La fotometría astronómica es la disciplina encargada de la medición de la intensidad luminosa de los objetos celestes, de grandes campos estelares (apta para cúmulos estelares, galaxias, etc.); por ejemplo, para comparar y medir los diferentes brillos de las estrellas, se utilizan los brillos de astros ubicados en zonas medidas fotoeléctricamente.

FOTOMETRÍA FOTOELÉCTRICA. POLARÍMETROS

Permite definir escalas de intensidad luminosa, índices de color, curvas de luz, variabilidad de estrellas individuales, etc. Los fotómetros fotoeléctricos utilizan una fotomultiplicadora como base de su funcionamiento, unidas a sensibles registradores electrónicos.

Mediante esta técnica, el observador puede estudiar cada estrella o nebulosa o galaxia individualmente y le es posible eliminar la señal de la luz de fondo de cielo.

ESPECTROSCOPÍA

Esta técnica permite un análisis más detallado de la luz de los astros. Los espectrógrafos son instrumentos que obtienen y registran el espectro electromagnético de los astros; se construyen generalmente en base a un prisma de vidrio o bien una red de difracción.

CÁMARA CCD (“CHARGE COUPLED DEVICE”)

Estos sistemas permiten detectar de 6 a 8 fotones sobre un total de 10 que son recibidos, mucho más eficaz que el sistema fotográfico que sólo detecta alrededor de 5 cada 100.

El sistema CCD consiste en un mosaico de pequeños elementos fotosensibles de silicio, denominados píxeles, cada uno de ellos con dimensiones del orden de 15 a 20 micrones; en particular, las cámaras CCD usadas en observaciones astronómicas son tan grandes como 1024 x 1024 elementos.

Los fotones que inciden, arrancan los electrones de los átomos; esos electrones libres son luego depositados en los electrodos que se corresponden con cada pixel.

Las cargas son entonces enviadas horizontalmente, de píxel en píxel, a un sistema de lectura que está conectado a una computadora. 

FENÓMENOS ATMOSFÉRICOS PARA UNA BUENA OBSERVACIÓN ASTRONÓMICA

La apariencia que presenta el espacio extraterrestre visto desde la superficie de la Tierra se denomina cielo. . Las óptimas condiciones para la observación del cielo nocturno se consiguen en lugares elevados por encima de los 2000 metros de altura sobre el nivel del mar.

Si la imagen estelar se observa en un telescopio con un determinado aumento, la imagen óptica de una estrella debería mostrar lo que se denomina la figura de difracción.

En resumen, los fenómenos más notables cuando se observa una imagen estelar son: el movimiento de la imagen: fluctuaciones al azar de la dirección del rayo luminoso; el centelleo: fluctuaciones al azar de la intensidad de la luz estelar.

En un telescopio pequeño veremos el movimiento de la imagen, mientras que en un telescopio grande esto se nota como una deformación con poco o ningún movimiento.

Otros dos fenómenos de origen atmosférico son la refracción, es decir la deflexión de la luz al pasar por la atmósfera, y la extinción, o sea la disminución de la intensidad de la luz cuando atraviesa la atmósfera (se denomina también absorción).

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 más aún para la luz violeta. Cuanto más azul es la luz, tanto más dispersada resulta con respecto a la dirección del rayo luminoso.

EL COLOR DEL CIELO

El color del cielo va a depender de la posición de observador; visto desde la superficie de la Tierra, el cielo se nos aparece de color azul. Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra. Cuando la luz solar pasa a través de un prisma, ésta se descompone en los colores del arco iris. . La atmósfera terrestre actúa como un prisma; las moléculas del aire refractan la radiación en forma repetida, y en consecuencia los rayos azules se distribuyen en todo el cielo, en lugar de provenir del Sol. Por esta razón el cielo toma el color azul. 

CENTELLEO

Cuando se mira a simple viste una estrella y esa “ondulación” del aire afecta la observación, la estrella aparece a nuestros ojos alternativamente brillante y débil; es decir, que la estrella titila o centellea.

Los haces de luz que provienen de una estrella, llegan al ojo por caminos algo diferentes y se encuentran en condiciones de interferencia. El resultado es la anulación temporal de los rayos de ciertas longitudes de onda y el refuerzo de otros; por esta causa la luz de las estrellas parecen variar tanto en brillo como en color. 

. Las burbujas de aire de distinta densidad son las responsables de este fenómeno; al atravesar burbujas de diferente densidad el haz luminoso cambia de dirección-, esas burbujas actúan como pequeñas lentes y producen imágenes difusas. 

Los planetas, en cambio, no centellean porque no son puntos luminosos como las estrellas, sino que presentan un diámetro aparente sensible. 

 FUENTES DEL MOVIMIENTO Y DEL CENTELLEO

Tanto el movimiento como el centelleo de la imagen se deben a inhomogeneidades en la atmósfera. Ya mencionamos que las burbujas de aire de distinta densidad son las responsables de estos efectos; las burbujas de mayor tamaño que la abertura del telescopio van a mostrar un efecto de movimiento en la imagen.

Todo esto significa que las ondas luminosas que provienen de una estrella no son rigurosamente planas, como ya mencionamos antes. 

RADIOTELESCOPIO  

En 1932, Karl Jansky, descubrió señales cuyo origen era cósmico y no atmosférico.
                                            
Verificó que esas señales variaban con la hora de observación y se reproducían periódicamente con el tiempo sidéreo y no el tiempo solar.

Un radiotelescopio consta fundamentalmente de una antena parabólica compuesta de una malla de metal, que cumple el papel del espejo primario en un telescopio reflector (recoge la energía electromagnética que llega a su zona según ciertas direcciones); en los radiotelescopios de pequeñas dimensiones, la malla se reemplaza por una superficie metálica continua. La función del ojo o de la placa fotográfica, en un radiotelescopio es realizada por un receptor y un registrador (el primero percibe la señal y el segundo permite medirla).

El radiotelescopio capta las señales emitidas de aquellos astros que se encuentran en la dirección hacia donde se apunta la antena.

Cuando el radiotelescopio capta señales de un determinado objeto celeste puede registrar las radiaciones correspondientes a determinada longitud de onda.

El poder resolvente de un radiotelescopio es muy inferior a la de un telescopio óptico de dimensiones semejantes.
En la siguiente imagen se muestra el radiotelescopio descubierto por karl Jansky:

La siguiente imagen muestra el funcionamiento del radiotelescopio:

RELATO QUE HACE GALILEO SOBRE COMO CONSTRUYO SU ANTEOJO

Enterado de que en Holanda estaba a la venta un instrumento que agrandaba la imagen de un objeto nos cuenta: “me puse a pensar sobre el problema y lo resolví en la primera noche. Mi razonamiento fue el siguiente: este artefacto debe constar ya sea de uno o varios vidrios. De uno solo no puede ser pues su figura o es convexa o cóncava o de caras paralelas; pero esta última no altera al objeto, la cóncava los disminuye y la convexa lo aumenta pero lo hace indistinta; por lo tanto, un solo vidrio no basta para producir el efecto. 

Pasando pues a dos vidrios y sabiendo que el de caras paralelas nada altera, concluí que el efecto tampoco se podría producir por su acoplamiento a uno de los otros dos. Por lo tanto me limité a experimentar qué ocurre combinado el cóncavo y el convexo y ví que así lograba lo buscado. Al día siguiente fabriqué el instrumento”.

ANÁLISIS DEL RELATO DE GALILEO

Una de las tareas más importantes de la radioastronomía es la de examinar la radioemisión recibida del cielo y deducir las condiciones en que esa radiación es emitida. En algunos casos se puede detectar la temperatura, composición y distancias de las fuentes emisoras; para fuentes extendidas, como nebulosas, se puede obtener la distribución del brillo.