Telescopio
Es el instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista al captar radiación electromagnética, tal como la luz. Es el más importante de los instrumentos astronómicos que utiliza el astrónomo. Tiene por finalidad formar una imagen del astro para observarla visualmente, o para dirigirla a algún otro instrumento auxiliar: espectógrafos, 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. Hasta esa época, sin embargo, el más importante medio de observación de los astros había sido el ojo humano. Recién a mediados del siglo XIX se introdujo la técnica de la fotografía en la Astronomía, y en los últimos 50 años, ya en el siglo XX, se introdujeron una gran variedad de detectores electrónicos para el estudio de la radiación electromágnetica, tanto desde la superficie terrestre, como desde satélites o naves espaciales.
Tipos de Telescopios
Reflector: Es un telescopio óptico que utiliza espejos para enfocar la luz y formar imágenes. Los telescopios reflectores o newtonianos utilizan dos espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y éste la envía al ocular.
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 el objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado, converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.
Catadióptricos: Llamados también telescopios complejos, son instrumentos potentes y de alta calidad que gracias a un diseño más complejo gozan de un tamaño compacto y por tanto, más fácil de transportar y manejar. Utilizan lentes y espejos; el objetivo es un espejo cóncavo pero en la abertura hay una lente correctora que sostiene además un espejo secundario. Su tubo es ancho y corto; el ocular va situado en el extremo posterior a la lente.
Principales Elementos Ópticos Utilizados en Telescopios
Éstos son: prismas, lentes, espejos, redes de dispersión, etc.
La lente enfoca la luz de un objeto distante; si éste se encuentra en el infinito, la distancia de la lente al foco se denomina distancia focal, y es la distancia entre la lente y la ubicación de la imagen del objeto. Las
lentes positivas son 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 las 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).
Este defecto es consecuencia de que la luz resulta siempre afectada por el fenómeno de dispersión, consistente en el hecho de que las distintas radiaciones que conforman la luz blanca se desvían de manera diferente; la distancia focal aumenta con la longitud de onda (máximo para el rojo, mínimo para el violeta). Los rayos azules y violetas son más refrangibles que los amarillos y rojos, y se reúnen en un foco que está más próximo al objetivo, de modo que la imagen del astro formada por una lente afectada de esta aberración, sería más bien una mancha circular de la luz, de colores diferentes entre el centro y los bordes.
En un telescopio refractor, las imágenes no son perfectas debido justamente a los defectos que producen las lentes. La eliminación de estas aberraciones (especialmente la cromática) constituye la condición más importante que debe cumplir un telescopio. Esto se ha conseguido mediante el empleo de lentes acromáticos, que consisten en general de un sistema de varias lentes construidas con diferentes clases de vidrios, elegidos de manera tal que la aberración cromática resultante sea lo más pequeña posible. 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. Mientras que para observaciones visuales se reúnen los rayos amarillos y rojos, para fotografías se emplean lentes corregidas para los rayos azul y violeta.
Objetivo y Ocular
Objetivo: elemento de un instrumento óptico dispuesto en dirección al objeto que se quiere observar. Los objetivos de los instrumentos ópticos son lentes o espejos y sobre ellos incide la luz proveniente de los objetos observados, refractándose en el caso de las lentes o reflejándose en el caso de los espejos.
Ocular: lente o sistema de lentes de un instrumento óptico y que constituye la parte donde aplica el ojo el observador. El ocular se sitúa en el foco del objetivo del instrumento y facilita y aumenta la imagen proporcionada por éste. Aparte del empleo de uno u otro tipo de lentes la característica que más diferencia a los oculares es su distancia focal que es la que, en última instancia, proporciona los aumentos.
Expresión que permite calcular el aumento de un telescopio
A simple vista no podemos ver una imagen clara de un objeto que se encuentre a menos de 20 centímetros de nuestros ojos, pero si se emplea una lente de aumento de 25 mm de distancia focal, podemos ver la imagen a la distancia de 25 mm, lo que significa que su diámetro aparente aumentaría unas diez veces. El aumento de un telescopio está dado por el cociente entre la distancia focal del objetivo (F) y la distancia focal del ocular (f), es decir:
A=F/f
Por ejemplo, si F= 9 cm, y f= 10 cm, resulta que el telescopio tiene un aumento de A= 90; es decir, la imagen vista a través el ocular aparece aumentada 90 veces respecto de la imagen a simple vista.
La relación que existe entre la distancia focal (F) y la abertura (diámetro del objetivo, a), del sistema óptico se denomina razón focal, es decir:
rf= F/a
Rf es el resultado del cociente. Para una misma distancia focal (F) se pueden tener varias razones focales modificando la abertura (a); esto se logra modificando diafragmas que disminuyan la abertura, ya que la distancia focal del sistema óptico no se puede variar. Cuanto menos es la razón focal, mayor es el brillo de la imagen, y por consiguiente se dice que es un sistema óptico rápido; en cambio, si el número rf es grande se dice que el sistema óptico es lento.
Los telescopios reflectores tienen razones focales menores que f/10, mientras que los refractores suelen tener valores mayores.
Poder de Brillo
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. El brillo de la imagen es inversamente proporcional a la razón 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 e Airy), que tiene su máximo brillo en el centro. El disco se debilita hasta hacerse oscuro en su contorno y aparece rodeado con un conjunto de anillos concéntricos luminosos, cada uno de los cuales es más débil que el anterior.
El poder resolvente de un telescopio puede ser definido como la capacidad de un telescopio para separar objetos que subtienden ángulos muy pequeños con respecto al observador. Si se eliminan todas las aberraciones de un telescopio, existe un límite para separar objetos muy próximos; es el poder resolvente teórico de un telescopio. Se pueden resolver dos imágenes muy cercanas si el centro del disco de Airy de una de ellas cae en el primer mínimo de la otra imagen.
¿Cómo se realiza el 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 montura ecuatorial. Su característica fundamental es que al eje principal (eje polar), se lo inclina apuntando al polo celeste. El círculo graduado H unido a él es paralelo al ecuador celeste y se lo denomina 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). Para que un telescopio de montura ecuatorial siga apuntando al astro que está enfocando, no es necesario mover el eje de declinación sino el eje sino solamente hacer girar el eje polar con un movimiento uniforme.
Conocido el tiempo sidéreo (el tiempo de las estrellas) 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. Luego se hace girar el eje polar hasta leer su propio ángulo horario sobre el círculo horario, que resulta entonces la diferencia entre la ascensión recta del astro y el tiempo sidéreo de ese instante; una vez fijado el telescopio, el astro se encontrará siempre en el campo de visión.
Utilidades de los telescopios
La observación astronómica puede tener distintos fines: 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.
Los telescopios refractores se emplean para la observación de estrellas binarias, y algunos anteojos de pasos o meridianos en la determinación de las posiciones de las estrellas. 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. En este sentido, los telescopios refractores están mucho menos afectados por esta causa y tienen un campo más extenso de buena definición.
Los refractores se usan en las observaciones visuales y en las mediciones de las coordenadas de los astros, mientras que los reflectores poseen grandes ventajas en los trabajos fotométricos y espectroscópicos. Por otra parte, debido a su gran luminosidad, un telescopio reflector es muy ventajoso para observar objetos débiles.
Disciplinas y Técnicas
Fotometría Fotográfica: la fotometría fotográfica es la disciplina encargada de la medición de la intensidad luminosa de los objetos celestes, de grandes campos estelares.
Fotometría Fotoeléctrica, Polarimetros: 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 funcionamiento, unidas a sensibles registradoras electrónicos.
Espectroscopía: permite un análisis más detallado de la luz de los astros. Los espectógrafos son instrumentos que obtienen y registran el espectro electromagético de los astros.
Cámara CCD (Charge Coupled Device): son receptores que aprovechan ciertas propiedades de los semiconductores. Tienen una superficie fotosensible con un dispositivo de transferencia de carga, que permite controlar el movimiento de los electrones por medio de campos eléctricos.
Radiotelescopio
Es un instrumento que sirve como receptor de las ondas de radio provenientes del espacio. Puede estar constituido por una simple antena en forma de dipolo, conectada a un sensible aparato de amplificación y registro, o bien, 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 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.
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