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Unidad didáctica 2:Instrumentación Astronómica

Telescopios reflectores

ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC

file:///F|/antares/modulo1/m1_u200.html [12/3/2000 16.41.46]

2.1. Introducción

Figura 1-2-1: Stonehenge

La Luna

La Tierra

El que puede ser uno de los observatorios más primitivos fue el descubierto

en un corredor neolítico irlandés de cinco mil años de antigüedad. Consta deuna cámara en la que habían practicado un orificio por el que penetrabaprofundamente un rayo de Sol durante el solsticio de invierno. Otrosobservatorios prehistóricos buscaban alineaciones con la Luna, como es elcaso del observatorio megalítico de Stonehenge (Figura 1-2-1), o con otrosastros.

Venus

ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -

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http://btr0xw.rz.uni-bayreuth.de/solar/span/earth.htm

http://btr0xw.rz.uni-bayreuth.de/solar/span/venus.htm

En civilizaciones antiguas, pero más avanzadas, la pretensión eraaproximarse lo más posible a los astros, erigiendo para ello monumentoscolosales de gran altura. Así ocurrió con los babilonios cuyas pirámides eranverdaderos observatorios astronómicos que reflejaban los conocimientos dela época. Estas pirámides tenían siete pisos pintados de forma diferente, elprimero blanco estaba dedicado a Venus, el segundo de color negro aSaturno, el tercero púrpura, a Júpiter, el cuarto azul a Mercurio, el quintobermellón Marte, el sexto de color plata a la Luna, finalmente el séptimo queestaba pintado de oro estaba dedicado al Sol. Sobre la ultima plataforma seencontraba la estatua de un dios y una cámara cuadrada utilizada para lasobservaciones astronómicas.

Marte

En América había también construcciones análogas. Dos de las pirámides

encontradas en la época de la conquista española tenían cinco pisos queculminaban con la estatua de un dios. Doce siglos antes de nuestra era loschinos disponían ya de grandes edificios dedicados a la observaciónastronómica.

El Caracol enChichén Itzá

En la antigua astronomía el ojo era a la vez colector y detector y la

observación buscaba inicialmente una información útil para las necesidadesprácticas de la sociedad. Para obtenerla, los astrónomos inventaron diversosinstrumentos. El gnomon fue quizás uno de los primeros utilizados en laAstronomía y era conocido por los chinos, egipcios, caldeos y griegos asícomo por los incas.

Está constituido por una columna vertical fija sobre un plano horizontal ytenia como finalidad determinar la dirección del meridiano, los solsticios deverano e invierno y establecer la hora local a partir de la longitud de la sombraproyectada por la columna vertical. Era pues un verdadero reloj solar.

Júpiter

Saturno

Otro instrumento utilizado primitivamente era el arbaleto, que proporcionabala altura de un astro y la distancia angular entre dos astros objetos celestes.La armilla ecuatorial, utilizada en la antigua Rodas, fue mejorada porHipparcos dando lugar al astrolabio. Con él midió las coordenadasecuatoriales de 1026 estrellas estableciendo un catálogo que fue unareferencia obligada hasta la edad moderna. También determinó pequeñasdistancias y los diámetros angulares del Sol y la Luna con ayuda de undioptrio. Posteriormente su discípulo Ptolomeo desarrollaría diversoinstrumental, como el cuarto de círculo y la reglas paralácticas, usadas hastael Renacimiento.

Astrolabio(JPG, 43K)



http://btr0xw.rz.uni-bayreuth.de/solar/span/mars.htm

http://btr0xw.rz.uni-bayreuth.de/solar/span/jupiter.htm

http://btr0xw.rz.uni-bayreuth.de/solar/span/saturn.htm

2.1. Introducción (continuación)

Figura 1-2-1: La nebulosa del Cangrejo(Hubble Space Telescope )

También durante nuestra Edad Media, los astrónomos chinos continuando la

tradición iniciada en la antigüedad, culminan en el siglo XIII la creación delobservatorio oficial de Pekín. Los estudios actuales de los registros de lasantiguas observaciones astronómicas chinas ofrecen información que todavíapresenta un gran interés y muestra el alto nivel que alcanzaron. Así lascorrespondientes al año 1054 facilitaron la localización de la supernova delcangrejo (Figura 1-2-1).

Tycho Brahe(1546-1601)



http://www.stsci.edu/hst/

http://www.astro.uni-bonn.de/%7Epbrosche/persons/pers_brahe.html

El primer observatorio europeo digno de este nombre fue construido en 1561en Cassel. Sin embargo, por su transcendencia para el despegue de laastronomía moderna, destaca el creado por el rey Federico de Dinamarca en1576 en la isla de Hven y que fue puesto a la disposición de Tycho Brahe.Disponía prácticamente de todos los instrumento conocidos en la época. Elmás importante era un ecuatorial, con un círculo de declinación de 2.90 m dediámetro y un semicírculo de 3.60 m de diámetro, representando la parteboreal del ecuador. Con él fue elaborado un catálogo de las posiciones demiles de estrellas, que tenía una gran exactitud para la época.

Observatorio de TychoBrahe en Uraniborg;

grabado de 1598

Los resultados obtenidos por los astrónomos de la antigüedad presentan una

notable precisión teniendo en cuenta los medios utilizados y que hacían lasobservaciones a simple vista. Uno de los inconvenientes del ojo comoreceptor astronómico tienen su origen, por un lado, en la pequeña apertura dela retina, de 5 a 7 mm de diámetro cuando está adaptada a la oscuridad. Demodo que sólo puede observar estrellas relativamente brillantes, con unaintensidad de la radiación luminosa que difícilmente es inferior a 10-16 W.

Gabinete deTycho Brahe

(ampliada: 88K)

En la antigua astronomía el ojo era a la vez colector y detector y la

observación buscaba inicialmente una información útil para las necesidadesprácticas de la sociedad. Para obtenerla, los astrónomos inventaron diversosinstrumentos. El gnomon fue quizás de los primeros instrumentos utilizadosen la Astronomía y era conocido por los chinos, egipcios, caldeos y griegosasí como por los incas.

Está constituido por una columna vertical fija sobre un plano horizontal y erautilizado para determinar la dirección del meridiano, los solsticios de verano einvierno y establecer la hora local a partir de la longitud de la sombraproyectada por la columna vertical. Era pues un verdadero reloj solar.

Modelo de Brahedel Sistema Solar(ampliada: 64K)



Figura 1-2-2: Esquema de telescopio refractor

Galileo Galilei(1564-1642)

Este inconveniente fue soslayado cuando Galileo, en 1610, construyo el

primer telescopio y lo dedicó a la observación del cielo. Consistía en un tuboque tenía en uno de sus extremos una pequeña lente de algunos centímetrosde diámetro, el objetivo, y en el otro un ocular ( Figura 1-2-2 ). Con estepequeño telescopio refractor encontró que el Sol tenía manchas, Júpitersatélites y Venus fases.

Telescopio deGalileo



http://es.rice.edu/ES/humsoc/Galileo/galileo_timeline.html

http://es.rice.edu/ES/humsoc/Galileo/

2.2. Reflectores y refractores

Las evidentes ventajas de los telescopios para la observación astronómica

impulsaron la consecución refractores de mayor tamaño y aumento que, sibien recogían más luz, tenían entre otros el inconveniente de incrementar lasaberraciones ópticas. Este efecto pudo ser corregido con el progreso de laóptica. La utilización de grandes lentes presentaba además otros problemasque requirieron mucho tiempo antes de que fueran solventados. En principioel vidrio utilizado ha de estar exento de burbujas y esto es tanto más difícil deconseguir cuanto mayor sea su tamaño. El peso impone tambiénrestricciones: la lente está montada en la estructura mecánica del tubo deltelescopio con ayuda de un soporte no muy extenso, con el fin de que ocultesólo una parte mínima de su superficie. En consecuencia, y debido a supropio peso, puede haber una flexión, que actúa en el centro de la lente yvaría con el movimiento del telescopio, alterando la puesta a punto delsistema óptico durante la observación. La solución de este problema escompleja ya que, para conseguir una mayor rigidez de la lente, es necesarioaumentar su espesor y por consiguiente su peso. Pero ello, además deagravar el problema anterior, obliga utilizar en la fabricación de la lentebloques de vidrio de mayor tamaño, donde las rigurosas condiciones dehomogeneidad requeridas por la observación astronómica son difíciles delograr. En este caso existe además un inconveniente añadido: cuanto mayores el tamaño, y por consiguiente el espesor de la lente, mas absorbe la luz quela atraviesa, convirtiendo la observación de objetos débiles en una tarea difícilsino imposible. También hay que destacar que las lentes funcionan comoverdaderos filtros que limitan la banda luminosa que puede ser observada conellos. Un inconveniente poco relevante en la observación visual, perorestrictiva cuando el detector puede recoger un rango de frecuencias másamplio que el ojo.

Durante el siglo XIX ocurren dos acontecimientos que habrían de tener unarepercusión transcendental para la fabricación de grandes telescopios: losestudios de Foucault, que facilitaron el tallado de los espejos y elprocedimiento descubierto por un obrero suizo para fundir bloques de vidriode gran tamaño exento de impurezas. Utilizando estos avances George Haledesarrolló un proyecto destinado a conseguir una lente del mayor diámetroposible,que logro gracias al apoyo económico de Charles Yerkes, unempresario de los tranvías de Chicago. El telescopio, que fue operativo en1895, tiene un diámetro un metro y su coste fue 349 000 dólares, muy elevadopara la época. El mismo Hale quedó convencido de haber alcanzado el límitedel tamaño de los refractores. También de que los grandes telescopios delfuturo deberían ser reflectores, esto es constituidos por espejos cóncavos yconvexos en lugar de lentes.

El uso de los refractores para la investigación astronómica iría quedando


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relegado progresivamente a la ejecución de muy escasas tareas: laobservación directa o fotográfica de regiones extensas del cielo. Muchas delas cuales son ya realizadas por telescopios reflectores.

Los primeros grandes reflectores fueron construidos en el siglo XIX, pero eranmuy imperfectos. Los espejos eran metálicos, de hierro blanco o bronce. Sinembargo facilitaron el descubrimiento del primer satélite de Neptuno, elséptimo de Saturno, dos satélites de Urano y ya, en 1870, las primerasfotografías de la Luna. Actualmente el espejo se obtiene depositando unacapa muy delgada de un material altamente reflectante, aluminio (Foucault enlos primeros intentos empleo plata), sobre la parte superior del bloque devidrio tallado. Como la luz no traspasa la capa reflectante superficial, losrequerimientos de homogeneidad no son tan críticos como en el caso de laslentes. El espejo queda acoplado al tubo del telescopio con una red desoportes dispuesta en la parte trasera del espejo, consiguiendo de esta formauna gran rigidez, que evita las flexiones indeseadas producidas por el pesodel espejo, sin perder por ello superficie colectora útil.

Además los reflectores tienen también otras ventajas. En principio, nopresentan aberración cromática y la construcción es más simple. Tienen laposibilidad de recoger y reflejar radiación de longitud de onda más corta quela luz visible, que no podría sin embargo atravesar una lente ordinaria de sutamaño. Los soportes de vidrio actuales, construidos en pyrex y másrecientemente en Cer-Vit y otros productos análogos, tardan menos tiempo enalcanzar su equilibrio, cuando están sometidos a las frías temperaturasnocturnas, que los vidrios ópticos empleados en la construcción de las lentes.EI reflector es también más ligero que los refractores de su mismo tamaño.Esta propiedad unida a la posibilidad de observar bandas muy amplias delespectro electromagnético facilita su utilización en las experienciasespaciales.



2.3 Propiedades de los telescopios I

New TechnologyTelescope (NTT)de 3.50 metrosObservatorio

de la SillaESO

Calidad, tamaño y brillo de la imagen●

Aumento●

Relación focal o de apertura●

Aumento útil o máximo●

Límite de resolución teórica●

Calidad, tamaño y brillo de la imagen

Entre las propiedades más importantes de un telescopio destacan la calidad,tamaño y brillo de la imagen. Dependen básicamente del diseño, tallado ymaterial empleado en los elementos del sistema óptico, así como del diámetroy longitud focal de la lente objetivo o del espejo primario.

La calidad de la imagen proporcionada por un telescopio depende del diseñodel espejo primario, que en los casos ordinarios han de tener una secciónparabólica. Las desviaciones de esta figura definen la calidad del telescopio.

Cuando éstas no superan la décima parte de la longitud de onda λ=4000Å (4 x10-6 cm), correspondiente a la región azul del espectro, se dice que el espejotiene una calidad λ /10, considerándose ésta muy aceptable para un telescopiode aficionado.

Hay que señalar que para alcanzar este valor en el caso de las lentes, seríanecesario suprimir todas las irregularidades con dimensiones iguales osuperiores al valor comprendido en el paréntesis. Los espejos de lostelescopios profesionales tienen una calidad superior a:λ /20.

Si aplicamos esta relación a la Luna, con un diámetro aparente de 0.5°observada con un telescopio F = 120 cm, resulta una imagen de 1 cm.

Calidad de laimagen

La calidad de laimagenproporcionada porun telescopiodepende del diseñodel espejo primario

Tamaño de laimagen

El tamaño de laimagen de un objetoformado en el focoprimario es:s = γFγ: diámetro angularo aparente delobjeto expresado enradianesF: longitud focal delespejo objetivoexpresada encentímetros



http://www.ls.eso.org/lasilla/Telescopes/360cat/360cat.html

http://www.eso.org/

Aumento

Introduciendo un ocular de longitud focal f, el aumento A será, A = F/f demodo que, para un valor de f = 1 cm, obtendríamos una imagen aumentada120 veces, que permitiría distinguir detalles y estudiar estructurasdiferenciadas.

Esto no es posible en el caso de las estrellas, que por sus tamaños ydistancias son puntuales. Sin embargo, al observar una estrella con aumentosuficiente, su imagen no es un punto luminoso sin diámetro apreciable, sinouna figura extensa. La causa de este fenómeno es la difracción de la luz, queproduce un disco circular con los bordes degradados, rodeado de anillosluminosos concéntricos. Aplicando la teoría ondulatoria de la luz se puedecalcular el radio aparente α de esta falsa imagen, a partir de la relación

α = 1.22 (λ /D) (radianes) = 251 643 (λ /D) (segundos de arco) siendo D eldiámetro del espejo primario en centímetros y λ la longitud de onda de la luz.

Aumento

A=F/f

F: longitud focal delespejo objetivof: longitud focal delocular

Relación focal o de apertura

Eligiendo para ésta la correspondiente al amarillo, λ = 5 500 Å (5,5 x 10-5 cm),cada estrella de este color producirá una figura de difracción cuyo radioaparente, en segundos de arco, es aproximadamente 14/D, y su radio lineal

r = 1.22 λ (F/D) 3 ≥ 6,71 x 10-5 (F/D)

F/D recibe el nombre de relación focal o relación de apertura. Un valor F/ 10significa que la longitud focal es diez veces mayor que el diámetro del espejoprimario. Los refractores tienen unas relaciones de apertura comprendidasordinariamente entre F/20 a F/10, y los reflectores de F/5 a F/3.

F/D recibe el nombre de relación focal o relación de apertura. Un valor F/ 10significa que la longitud focal es diez veces mayor que el diámetro del espejoprimario. Los refractores tienen unas relaciones de apertura comprendidasordinariamente entre F/20 a F/10, y los reflectores de F/5 a F/3.

Relación focal o deapertura

La relación focal ode apertura es:

F/D

F: longitud focal delespejo objetivoD: diámetro delespejo primario encentímetros

Relaciones deapertura de losrefractores

Entre F/20 y F/10

Relaciones deapertura de losreflectores

Entre F/5 y F/3

Aumento útil o máximo



Como regla general, el aumento útil o máximo que permite ver con detalle lafigura de difracción de una estrella, es 25 veces la apertura del telescopio(diámetro del espejo primario) en centímetros. En principio, sustituyendo elocular deberían conseguirse grandes aumentos. En la práctica, sin embargo,el aumento está limitado también por el poder de resolución y la turbulenciaatmosférica, entre otros factores. Los aumentos que superan el valor límiteproporcionan imágenes degradadas que son, progresivamente, más extensasy difusas.

Aumento útil omáximo

El aumento útil omáximo que permitever con detalle laFigura 1- dedifracción de unaestrella, es 25 vecesla apertura deltelescopio(diámetro del espejoprimario) encentímetros

Límite de resolución teórica

Dos estrellas separadas una distancia angular inferior a α , tendrán susfiguras de difracción superpuestas y es imposible distinguirlas. El límite deresolución teórica es 0.85, α = 12/D. Este resultado define el poder separadorteórico del instrumento.



2.3 Propiedades de los telescopios II

Resolución y poder separador del ojo●

Resolución y poder separador del ojo

La resolución del ojo, esto es la propiedad que permite distinguir los detallesmás finos de una imagen, es en principio de unos veinte segundos de arcocuando la pupila alcanza su máximo diámetro, pero en realidad sólo puedeseparar dos imágenes, sobre la llamada fovea Centralis de la retina, quedisten uno o dos minutos de arco. Por tanto, no es suficiente que lasimágenes de dos estrellas aparezcan resueltas instrumentalmente para que elojo sea capaz de separarlas. Para ello es necesario que el aumento deltelescopio alcance un valor β tal, que dos estrellas que están justamenteresueltas por el instrumento sean vistas en el ocular separadas un ángulo de1'.

Resolución delojo

La resolución delojo es en principiode unos veintesegundos de arcocuando la pupilaalcanza su máximodiámetro

Para ello ha de cumplirse la relación:

β (12 cm / D) = 60"

y por tanto β ha de ser igual al radio del espejo primario expresado enmilímetros.

El aumento máximo que permite observar con detalle la figura de difracciónde una estrella brillante es:

β = 2.5 D (mm).

pero las condiciones han de ser extremadamente favorables. Un telescopio,por grande que sea su apertura o diámetro, no aumentará la imagen de unaestrella hasta el extremo de permitir la observación detallada de su estructura.

En contra de lacreencia popular,la principal funcióndel telescopio noes conseguirgrandes aumentos,sino recoger tantaluz como seaposible del astro,facilitando elestudio de objetosdébiles y distantes.



El flujo luminoso recogido por el espejo y focalizado en el ojo, viene dado por:

B = S/σ

donde S y σ son las áreas del espejo primario y la pupila, respectivamente.

Expresando esta relación en función de los diámetros respectivos, D y δ ,resulta:

B = (D/δ )2

De este valor habrá que sustraer las pérdidas de luz debidas a las absorcionesy difusiones en las lentes y espejos, que serán tanto más elevadas cuantomayores sean sus dimensiones. En el caso de los objetos extensos, larelación anterior se transforma en:

B' = B/A2

y si la expresamos en función de los parámetros del telescopio entonces

B' = ( f/δ )2 ( D/F)2



2.8 Observaciones con radar

Tanto el telescopio óptico como el radiotelescopio son instrumentos deobservación en algún modo pasivos, reciben las señales emitidas por losobjetos celestes sin interferir con ellos. Y es natural que así sea dadas susgrandes distancias. En este sentido conservamos aspectos de la observaciónastronómica tradicional. Sin embargo el progreso tecnológico realizado en lasúltimas décadas ha permitido una interacción, con ayuda del radar y lassondas espaciales con los cuerpos celestes más cercanos de nuestro sistemasolar. En el primer caso un transmisor instalado en tierra emite señales deradio que son dirigidas hacia objetos del sistema solar, por ejemplo unplaneta, que lo refleja y reenvía a un radiotelescopio situado en tierra omontado a bordo de un satélite artificial.

De esta forma, midiendo el intervalo de tiempo transcurrido desde la emisiónde la señal hasta su recepción, puede determinarse de una manera precisa ladistancia. Este método también facilita información sobre las característicasde la superficie del planeta así como su velocidad de rotación, ya que la señalreflejada tiene una frecuencia ligeramente distinta de la inicialmente emitida.Conocida esta velocidad es fácil determinar la duración del día.


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Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

1. Cuál es la razón de que los radiotelescopios tengan peor resolución siendomás grandes que los telescopios ópticos.

2. Por qué los radioastrónomos pueden observar durante el día y los

astrónomo ópticos no pueden hacerlo.

3. ¿Se aprecia alguna diferencia en la imagen de una estrella que

proporcionan dos telescopios de 10 cm y un metro de diámetro?.

4. Por qué centellean las estrellas. 5. Qué desventajas tiene el foco Coudé en la observación de objetos muy

débiles.

6. Qué tipo de telescopio es el más adecuado para realizar exploraciones de

campos extensos del cielo.

7. Cuál debe ser la apertura mínima del telescopio para distinguir dos estrellas

de un sistema binario separadas 1 segundo de arco.

8. Cuál es el diámetro máximo de un telescopio de apertura D si el poder de

resolución del ojo es de 2 minutos de arco.

Problemas

1. Un telescopio tiene 20 cm de diámetro y la relación focal es F/12. Si eldiámetro de la pupila de salida es de 6 mm, cuál es la longitud focal del ocular.

2. La Luna está a una distancia media de 384000 km y tiene un radio de 1738

km, cuál es su diámetro aparente cuando se observa con el telescopioanterior.


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3. Se desea construir un telescopio segmentado cuya área colectora seaequivalente a un telescopio de 8m de apertura. Cuántos espejos de 2 m sonnecesarios.


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Proyectos o actividades de observación

1. Construir un telescopio de aficionado combinando sus diferenteselementos hasta obtener el sistema adecuado para los distintos tipos deobservaciones astronómicas. El proceso detallado está explicado en elapéndice. Los test de control de los diseños elaborados pueden realizarsedesde el Observatorio Astronómico Visual. Antes de acceder al mismo, porfavor consulte el manual de instrucciones.


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2.7 Radiotelescopios

Figura 1-2-15: Radiotelescopio En el año 1931 tuvo lugar por vez primera la detección de señales radio

procedentes de una fuente exterior a la Vía Láctea.

Este descubrimiento, realizado por Karl Jansky, dio origen a laradioastronomía, rama de la Astrofísica dedicada a la observación einterpretación de las señales emitidas por los astros en el dominio de lasfrecuencias de radio.

Los estudios en este campo han suministrado una información de primeraimportancia que ha conducido a progresos importantes en nuestroconocimiento del Universo.

La única diferencia significativa entre las ondas de radio y la luz visible radicaen el rango espectral implicado. Así, los radiotelescopios y los telescopiosópticos tienen la misma función: recoger tanta radiación como sea posible yfocalizarla sobre un detector. La longitud de las ondas de radio es mayor quela correspondiente a la luz visible. Así pues, el colector tiene, como en loscasos anteriores, forma de paraboloide. Pero al ser mayor la longitud de laonda, los requerimientos de calidad (desviaciones de la forma) yhomogeneidad no son tan estrictos. Ello facilita la construcción de colectoresde grandes tamaños, empleando superficies metálicas que pueden incluso



estar horadadas. Como el radiotelescopio de Effelsberg (Alemania) de 100 mde diámetro, o el de Arecibo (Puerto Rico), de 300 m. De manera similar a lostelescopios ópticos, la función del colector es recoger la radiación yconcentrarla en la antena ( Figura 1-2-15 ). Esta convierte las radioseñales enimpulsos eléctricos que son enviados a un receptor. EI proceso es similar alutilizado en los receptores comerciales de radio. EI radioastrónomo podríaconvertir en sonido las señales que recibe de los astros. Pero es másinteresante, tanto en este caso como en el óptico, registrarlas de formapermanente, en soportes informáticos para proceder más tarde a su análisisdetallado.

Los radiotelescopios ordinarios no pueden alcanzar las resoluciones típicasde los telescopios ópticos. Pueden ser mejoradas utilizando métodosinterferométricos consistentes en una red de radiotelescopios situadoslugares apropiado, que reciben la señal de la misma fuente, produciendointerferencias que facilitan la localización y estudio de estructuras emisorasmás pequeñas.



Soluciones

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

2. Por qué los radioastrónomos pueden observar durante el día y losastrónomo ópticos no pueden hacerlo.

Los radiotelescopios observan radiación en radiofrecuencias que

no son enmascaradas por la luz diurna

4. Por qué centellean las estrellas. Cambio del índice de refracción de las capas de aire atmosférico

que atraviesa la luz de la estrellas

5. Qué desventajas tiene el foco Coudé en la observación de objetos muy

débiles.

La mayor la absorción de la luz por el sistema óptico

Problemas

1. Un telescopio tiene 20 cm de diámetro y la relación focal es F/12. Si eldiámetro de la pupila de salida es de 6 mm, cuál es la longitud focal del ocular.

72 cm 3. Se desea construir un telescopio segmentado cuya área colectora sea

equivalente a un telescopio de 8m de apertura. Cuántos espejos de 2 m sonnecesarios.

64/4 =16


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2.3 Propiedades de los telescopios III

Campo del telescopio●

Turbulencia atmosférica y centelleo●

El lugar de observación●

Campo del telescopio

La extensión de la región del cielo que puede observarse con un telescopioutilizando un tipo determinado de ocular es inversamente proporcional alaumento. Por tanto, cuando éste es grande, el campo accesible con eltelescopio es muy pequeño. Es el caso de los reflectores, cuyas longitudesfocales son mayores que las de los refractores. Por ejemplo, con el telescopiode 5 m de Monte Palomar el campo máximo es de tan sólo 10 minutos de arco,con lo que la localización de los objetos débiles, que ha de hacerse utilizandocomo referencia otros más brillantes, es muy laboriosa. Por ello, losreflectores están equipados con un pequeño refractor llamado buscador,dispuesto paralelamente a su eje óptico, con el fin de ampliar el campoceleste.

Telescopio de MontePalomar

Turbulencia atmosférica y centelleo

Además de los factores instrumentales, la calidad de la observaciónastronómica está condicionada por otros aspectos. El primero de ellos es la

turbulencia atmosférica, que se manifiesta a simple vista en el centelleo de lasestrellas, y que aumenta desde el cenit al horizonte. Por perfecto que sea el

instrumento utilizado, no siempre es posible distinguir las figuras dedifracción descritas anteriormente.

A menudo la imagen estelar parece agitada, deformada, los anillos puedenllegar a desaparecer, y la mancha central superar los límites predichos por lateoría. Esta pérdida de calidad de la imagen tiene su origen en las alteracionesque sufren las trayectorias de los rayos luminosos cuando atraviesan laatmósfera terrestre. En condiciones ideales el aire estaría distribuido en capasplano-paralelas, en la práctica son sin embargo irregulares a causa de lasinhomogeneidades locales producidas por el viento, remolinos de aire, etc..

Medida de laturbulenciaatmosférica en unadirección dada



http://www.mtwilson.edu/Tour/Museum/Exhibit_A/m_200inch.html

El valor límite de ladesviación de losrayos luminosos,

expresado ensegundos de arco,mide la turbulenciaatmosférica en una

dirección dada.

En condicionesordinarias, laturbulencia espequeña aunquesupera el segundode arco.

Además, las diferencias de temperatura y humedad entre las distintas capasproducen variaciones del índice de refracción. El resultado final es que el rayoluminoso, normal en cada punto a la superficie de onda, deja de tener unadirección constante y es separado sin cesar del valor medio de ésta. El valorlímite de la desviación, expresado en segundos de arco, mide la turbulenciaatmosférica en una dirección dada.

La turbulencia está causada también por variaciones accidentales de larefracción, provocadas por los desplazamientos de masas de aireheterogéneas en las vecindades del suelo o de la propia cúpula, que suelentener un origen exclusivamente térmico. Se pueden atenuar sus efectosreduciendo el calentamiento diurno de la cúpula, pintándola de blanco orecubriéndola de aluminio, y abriendo la pequeña compuerta de entrada de luzen el ocaso, con el fin de conseguir el adecuado equilibrio térmico entre lacúpula y el exterior, antes de iniciar las observaciones.

El lugar de observación

En condiciones ordinarias, la turbulencia es pequeña aunque supera elsegundo de arco. Hay lugares excepcionales donde, durante intervalos detiempo muy cortos, los valores son más bajos pero en cualquier caso superansiempre el límite de resolución instrumental.

La turbulencia está fuertemente condicionada por las características del sitiode observación. Para su elección son necesarios cuidadosos controlesfotométricos y meteorológicos, realizados durante largos periodos de tiempo.Han de ser lugares con una elevada transparencia, donde la turbulencia,velocidad del viento, humedad y nubosidad deben ser pequeños. No ha dehaber, obviamente, contaminación química ni luminosa, por lo que los lugarespróximos a las poblaciones y zonas industriales deben ser excluidos.

El lugar deobservación

El lugar deobservación ha detener una elevadatransparencia.

En el lugar deobservación, laturbulencia,velocidad delviento, humedad ynubosidad debenser pequeños.

En el lugar deobservación no hade habercontaminaciónquímica niluminosa.

Observatoriode La Silla (Chile)

ESO



http://www.ls.eso.org/lasilla/generalinfo/html/aboutls.html

http://www.hq.eso.org/

2.4. Principales tipos de telescopios I

Montura alemana●

Montura de horquilla●

Montura de disco polar●

Montura inglesa●

Figura 1-2-4: Montura

alemana

El sistema óptico del telescopio es soportado por una estructura mecánica

denominada montura, que tiene además la función de facilitar el apuntado yseguimiento de los astros. Para ello ejecuta con gran precisión un movimientoque tiene como finalidad contrarrestar la rotación de la Tierra, lo que consiguemediante el giro regular de una vuelta por día alrededor del llamado ejehorario del instrumento, que es paralelo al de rotación de la Tierra.

Perpendicular a él está el eje de declinaciones. Ambos disponen de unocírculos graduados que facilitan la introducción manual de las coordenadasdel astro, labor que en la actualidad está automatizada en los grandesinstrumentos y en muchos de los utilizados a nivel de aficionados.

Montura alemana



Existen diferentes variedades de montura que buscan básicamente conseguiruna mayor rigidez, compacidad, fácil acceso a cualquier dirección deobservación y un acoplamiento sencillo de los analizadores y demás equiposauxiliares de observación.

Los refractores utilizan ordinariamente una montura alemana (Figura 1-2-4).

El telescopio está situado en uno de los extremos del eje de declinacionesdispuesto en el borde del eje horario, formando una T. Este diseño presentauna rigidez aceptable y facilita el acceso a cualquier región del cielo.



2.6 Grandes telescopios

La construcción de una gran telescopio es un desafío que tecnológico. Desdeel punto de vista óptico requiere un tallado muy preciso de los espejosutilizados, que es tanto más difícil cuanto más grandes son y por tanto máspesados. Por ejemplo el espejo primario de 3.5 m del ObservatorioHispano-Alemán (Almería) pesa 14 toneladas. También hay que hacer frente aproblemas inherentes al material utilizado, como dilatación etc., querepercuten en la calidad de la imagen, etc. Para resolverlos está la llamadaóptica activa, que permite espejos más delgados que son mantenidos en laposición precisa mediante sensores, situados en su parte posterior delespejo, que están controlados por un ordenador. Otro inconveniente son lasgrandes longitudes focales que exigen soluciones ópticas para acortarlos, yaque de otra manera no habría suficiente rigidez para mantener la focalizacióncorrecta durante la observación. La cúpula sería además enorme yextremadamente costosa.

Hay también problemas mecánicos que resolver, ya que a pesar de su peso ytamaño el telescopio ha de moverse con la precisión de un cronómetro. Porejemplo las partes móviles de un telescopio de 3.5 m pesan 200 toneladas y elmás pequeño, de 1.2 m, 15 toneladas.

ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-11 Programa de Nuevas tecnologías - MEC -


Figura 1-2-13 El Gran Telescopio de Canarias

Naturalmente de nada sirve disponer de un buen telescopios si los

instrumentos auxiliares, espectrógrafos, fotómetros, etc, no tienen la calidadsuficiente. Esto exige también el desarrollo de instrumentos con tecnologíamuy puntera.

Como ejemplo de la nueva generación de los grandes telescopios vamos aconsiderar un proyecto español, el Gran Telescopio de Canarias ( GTC )desarrollado por el Instituto de Astrofísica de Canarias. El GTC será untelescopio reflector con dos espejos, en configuración Ritchey-Chrétien,concebidos en el marco de la óptica adaptativa. La luz es recogida por elespejo primario ( Figura 1-2-13 ) y dirigida al foco primario donde el espejosecundario la concentra directamente en un foco Cassegrain, o bien esredirigida mediante un espejo terciario a uno de los focos Nasmyth oCassegrain doblados. Dos telescopios similares, pero de tecnología másobsoleta son los Keck ( 10 m) que son operativos en Mauna Kea.

El espejo primario esta formado por 36 espejos independientes dispuestos enuna estructura hexagonal . El lado de cada uno de estos elementos tendrá 936mm. Los espejos son extremadamente ligeros y pueden ser utilizadosaisladamente o bien conjuntamente de manera que sus focos coincidan en unúnico punto. En este caso el instrumento funcionará de manera equivalente aun telescopio con un espejo único de 10 m. La posición de cada uno de los



elementos puede modificarse con el fin de corregir errores posibles defabricación o los efectos producidos por la inestabilidad térmica. El espejosecundario tiene unas dimensiones de 1176mm y pesará 65 kg.

Este proyecto cuenta con el asesoramiento y apoyo de los especialistasinternacionales más destacados en el campo de la instrumentaciónastronómica y está previsto que comience a funcionar en el años 2003. Elpresupuesto estimado es de unos trece mil millones de pesetas.



2.5. Principales tipos de telescopios II

Montaje Newton●

Montaje Casegrain●

Montaje Coudé●

Montaje Nasmyth●

Montaje Ritchey-Chrétien●

Telescopio Schmidt●

Montaje Ritchey-Chrétien

Figura 1-2-10: Montaje Ritchey-Chrétien Entre los objetivos más importantes de los instrumentistas interesados en la

observación astrofísica, destaca la mejora de la calidad de la imagenproporcionada por los reflectores. En este sentido se ha logrado un avanceimportante con el montaje Ritchey-Chrétien, en el cual el espejo primario esun hiperboloide cóncavo, y el secundario tiene un perfil distinto del clásico.Con esta solución desaparecen algunos inconvenientes de los telescopiosordinarios, particularmente para relaciones focales bajas. Tiene además laventaja de reducir grandemente la longitud del tubo, y por tanto lasdimensiones de la cúpula, con la consiguiente disminución de costes.Prácticamente todos los reflectores modernos ( Figura 1-2-10 ) adoptan estediseño.



Telescopio Schmidt

Figura 1-2-11: Edwin Hubble observando por un telescopio Schmidt. El telescopio Schmidt (Figura 1- 2-11) tiene unas características diferentes que

guardan correspondencia con la singularidad de sus funciones, básicamenteencaminadas a sustituir ventajosamente a los refractores. Las pérdidas de luzson menores, recoge luz de longitudes de onda más cortas y permite laobservación fotográfica de regiones del cielo muy extensas que puedenalcanzar los 20°. Su coste también es menor. Como el espejo primario esesférico, la aberración de esfericidad es corregida con una placa que actúacomo lente, convergente en el centro y divergente en los bordes.



Figura 1-2-12: Telescopio Schmidt Más pequeña que el primario, la lente Schmidt está acoplada en la parte

superior del tubo ( Figura 1-2-12). Hay una aberración de curvatura de campoimportante, que está compensada haciendo que la superficie focal quealberga la placa fotográfica sea convexa.

El telescopio Schmidt más grande es el del Observatorio de Tautenburg, cuyaplaca correctora tiene 1.4 m y el espejo esférico, 2 m.




Montaje Newton●


Montaje Coudé●

Montaje Nasmyth●



Montaje Coudé (continuación)

De esta forma el foco permanece fijo, cualquiera que sea la posición deltelescopio, facilitando el acoplamiento de grandes analizadores, que puedeninstalarse en laboratorios (Figura 1-2-9) donde las condiciones ambientalespueden ser rigurosamente controladas. Al ser mayor el número de reflexiones,la pérdida de luz es muy grande, por lo que este montaje es utilizadopreferentemente para la observación de los objetos mas brillantes.



Figura 1-2-9: Montaje Nasmyth

Montaje Nasmyth

Una variante del anterior es el montaje Nasmyth, que facilita el acoplamientode instrumentos de tamaño moderado en un lateral del tubo del telescopio.




Montaje Newton●


Montaje Coudé●

Montaje Nasmyth●



Figura 1-2-7:


El espejo primario de los reflectores tiene, en general, una sección parabólica

cóncava. Forma imagen en el foco primario, situado delante (Figura 1-2-7),dificultando la observación directa y el acoplamiento de los analizadores, queapantallarían una fracción sustancial de la luz incidente en telescopios depequeña abertura. Los de tamaño intermedio, 2 a 4 metros, sólo permitenequipos poco voluminosos y pesados. Sin embargo los de mayor diámetrodisponen de un habitáculo en el foco primario, que se desplaza con elinstrumento. En estos casos la pérdida de luz por apantallamiento quedacompensada por la ganancia conseguida al reducir al mínimo el número dereflexiones que experimenta la luz en el sistema óptico, facilitando de estamanera la observación de objetos muy débiles.

Montaje Newton



La búsqueda de las condiciones óptimas para la observación ha estimulado laelaboración de diferentes diseños, que condicionan las funciones deltelescopio, y de los que resultan unos tipos básicos de montaje quedescribimos brevemente a continuación.

El montaje Newton introduce un espejo secundario plano ( Figura 1-2-8a ) quereenvía el foco al exterior del tubo. Como el número de reflexiones queexperimenta la luz es pequeña, este montaje facilita también la observación deobjetos poco brillantes. El campo útil, esto es, la extensión máxima de cielovisible, es de algunos minutos de arco.

Figura 1-2-8a, 8b y 8c:


Montaje Casegrain

El espejo primario en un montaje Cassegrain (Figura 1-2-8b), estácaracterizado por la existencia de un pequeño orificio en el centro. Elsecundario, de pequeñas dimensiones e intercambiable, tiene una secciónhiperbólica convexa que focaliza la imagen detrás del primario. El campo útiles de algunos minutos. Es evidente que el orificio central disminuye lacapacidad colectora del primario, por lo que este montaje no es muyadecuado para los telescopios de pequeña apertura. El montaje Cassegrainfacilita el acoplamiento de analizadores relativamente pesados, que sedisponen en el eje óptico del telescopio de forma que no obstruyen sumovimiento ni lo desequilibran. Este montaje es utilizado, en la mayoría de loscasos, para la observación de galaxias y en general de objetos relativamentedébiles.

Montaje Coudé

En el montaje Coudé ( Figura 1-2-8c ) el espejo primario tiene el mismo perfilque en el caso anterior. Contiene además dos espejos planos: El primero, enla intersección de los ejes óptico del telescopio y de declinaciones; elsegundo, entre este último y el eje horario.



2.4. Principales tipos de telescopios I

Montura alemana●

Montura de horquilla●

Montura de disco polar●

Montura inglesa●

Monturas de horquilla y de disco polar

La mayor parte de los grandes reflectores utilizan la montura de horquiIla (Figura 1-2-5a ), y en menor medida de disco polar (Figura 1- 2-5b ). En ambos,los brazos que apuntan a la Polar, sustentan una barra en la que se apoya eltelescopio y que actúa como eje de declinaciones. Con este sistema el ejehorario ha de soportar un esfuerzo considerable.

Figura 1-2-5a y 5b:

Telescopiosreflectores

Montura inglesa

Este inconveniente es soslayado con la montura inglesa, cuyo eje horarioapoya sus extremos en dos pilares muy separados que facilitan además elacceso del astrónomo al instrumento (Figura 1-2-6a y 6b).



Figura 1-2-6a y 6b:Telescopiosreflectores



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