Instrumentación Astronómica - Unidad didáctica 2
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ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC
Unidad didáctica 2:
Instrumentación Astronómica
Telescopios reflectores
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ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
2.1. Introducción
La Luna
La Tierra
Figura 1-2-1: Stonehenge
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 de
una cámara en la que habían practicado un orificio por el que penetraba
profundamente un rayo de Sol durante el solsticio de invierno. Otros
observatorios prehistóricos buscaban alineaciones con la Luna, como es el
caso del observatorio megalítico de Stonehenge (Figura 1-2-1), o con otros
astros.
Venus
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ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
En civilizaciones antiguas, pero más avanzadas, la pretensión era
aproximarse lo más posible a los astros, erigiendo para ello monumentos
colosales de gran altura. Así ocurrió con los babilonios cuyas pirámides eran
verdaderos observatorios astronómicos que reflejaban los conocimientos de
la época. Estas pirámides tenían siete pisos pintados de forma diferente, el
primero blanco estaba dedicado a Venus, el segundo de color negro a
Saturno, el tercero púrpura, a Júpiter, el cuarto azul a Mercurio, el quinto
bermellón Marte, el sexto de color plata a la Luna, finalmente el séptimo que
estaba pintado de oro estaba dedicado al Sol. Sobre la ultima plataforma se
encontraba la estatua de un dios y una cámara cuadrada utilizada para las Marte
observaciones astronómicas.
En América había también construcciones análogas. Dos de las pirámides
encontradas en la época de la conquista española tenían cinco pisos que
culminaban con la estatua de un dios. Doce siglos antes de nuestra era los
chinos disponían ya de grandes edificios dedicados a la observación
astronómica.
El Caracol en
Chichén Itzá
En la antigua astronomía el ojo era a la vez colector y detector y la
observación buscaba inicialmente una información útil para las necesidades
prácticas de la sociedad. Para obtenerla, los astrónomos inventaron diversos
instrumentos. El gnomon fue quizás uno de los primeros utilizados en la
Astronomía y era conocido por los chinos, egipcios, caldeos y griegos así
como por los incas.
Está constituido por una columna vertical fija sobre un plano horizontal y
tenia como finalidad determinar la dirección del meridiano, los solsticios de Júpiter
verano e invierno y establecer la hora local a partir de la longitud de la sombra
proyectada por la columna vertical. Era pues un verdadero reloj solar.
Saturno
Otro instrumento utilizado primitivamente era el arbaleto, que proporcionaba
la altura de un astro y la distancia angular entre dos astros objetos celestes.
La armilla ecuatorial, utilizada en la antigua Rodas, fue mejorada por
Hipparcos dando lugar al astrolabio. Con él midió las coordenadas
ecuatoriales de 1026 estrellas estableciendo un catálogo que fue una
referencia obligada hasta la edad moderna. También determinó pequeñas
distancias y los diámetros angulares del Sol y la Luna con ayuda de un
dioptrio. Posteriormente su discípulo Ptolomeo desarrollaría diverso
instrumental, como el cuarto de círculo y la reglas paralácticas, usadas hasta
el Renacimiento.
Astrolabio
(JPG, 43K)
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ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-02- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
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 del
observatorio oficial de Pekín. Los estudios actuales de los registros de las
antiguas observaciones astronómicas chinas ofrecen información que todavía
presenta un gran interés y muestra el alto nivel que alcanzaron. Así las
correspondientes al año 1054 facilitaron la localización de la supernova del
cangrejo (Figura 1-2-1).
Tycho Brahe
(1546-1601)
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El primer observatorio europeo digno de este nombre fue construido en 1561
en Cassel. Sin embargo, por su transcendencia para el despegue de la
astronomía moderna, destaca el creado por el rey Federico de Dinamarca en
1576 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. El
más importante era un ecuatorial, con un círculo de declinación de 2.90 m de
diámetro y un semicírculo de 3.60 m de diámetro, representando la parte
boreal del ecuador. Con él fue elaborado un catálogo de las posiciones de
miles de estrellas, que tenía una gran exactitud para la época.
Observatorio de Tycho
Brahe 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 las
observaciones a simple vista. Uno de los inconvenientes del ojo como
receptor astronómico tienen su origen, por un lado, en la pequeña apertura de
la retina, de 5 a 7 mm de diámetro cuando está adaptada a la oscuridad. De
modo que sólo puede observar estrellas relativamente brillantes, con una
intensidad de la radiación luminosa que difícilmente es inferior a 10-16 W.
Gabinete de
Tycho 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 necesidades
prácticas de la sociedad. Para obtenerla, los astrónomos inventaron diversos
instrumentos. El gnomon fue quizás de los primeros instrumentos utilizados
en la Astronomía y era conocido por los chinos, egipcios, caldeos y griegos
así como por los incas.
Está constituido por una columna vertical fija sobre un plano horizontal y era
utilizado para determinar la dirección del meridiano, los solsticios de verano e
invierno y establecer la hora local a partir de la longitud de la sombra
proyectada por la columna vertical. Era pues un verdadero reloj solar. Modelo de Brahe
del Sistema Solar
(ampliada: 64K)
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Galileo Galilei
(1564-1642)
Figura 1-2-2: Esquema de telescopio refractor
Este inconveniente fue soslayado cuando Galileo, en 1610, construyo el
primer telescopio y lo dedicó a la observación del cielo. Consistía en un tubo
que tenía en uno de sus extremos una pequeña lente de algunos centímetros
de diámetro, el objetivo, y en el otro un ocular ( Figura 1-2-2 ). Con este
pequeño telescopio refractor encontró que el Sol tenía manchas, Júpiter
satélites y Venus fases.
Telescopio de
Galileo
file:///F|/antares/modulo1/m1_u201_1.html (3 de 3) [12/3/2000 16.41.49]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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, si bien recogían más luz, tenían entre otros el inconveniente de incrementar las aberraciones ópticas. Este efecto pudo ser corregido con el progreso de la óptica. La utilización de grandes lentes presentaba además otros problemas que requirieron mucho tiempo antes de que fueran solventados. En principio el vidrio utilizado ha de estar exento de burbujas y esto es tanto más difícil de conseguir cuanto mayor sea su tamaño. El peso impone también restricciones: la lente está montada en la estructura mecánica del tubo del telescopio con ayuda de un soporte no muy extenso, con el fin de que oculte sólo una parte mínima de su superficie. En consecuencia, y debido a su propio peso, puede haber una flexión, que actúa en el centro de la lente y varía con el movimiento del telescopio, alterando la puesta a punto del sistema óptico durante la observación. La solución de este problema es compleja ya que, para conseguir una mayor rigidez de la lente, es necesario aumentar su espesor y por consiguiente su peso. Pero ello, además de agravar el problema anterior, obliga utilizar en la fabricación de la lente bloques de vidrio de mayor tamaño, donde las rigurosas condiciones de homogeneidad requeridas por la observación astronómica son difíciles de lograr. En este caso existe además un inconveniente añadido: cuanto mayor es el tamaño, y por consiguiente el espesor de la lente, mas absorbe la luz que la atraviesa, convirtiendo la observación de objetos débiles en una tarea difícil sino imposible. También hay que destacar que las lentes funcionan como verdaderos filtros que limitan la banda luminosa que puede ser observada con ellos. Un inconveniente poco relevante en la observación visual, pero restrictiva cuando el detector puede recoger un rango de frecuencias más amplio que el ojo. Durante el siglo XIX ocurren dos acontecimientos que habrían de tener una repercusión transcendental para la fabricación de grandes telescopios: los estudios de Foucault, que facilitaron el tallado de los espejos y el procedimiento descubierto por un obrero suizo para fundir bloques de vidrio de gran tamaño exento de impurezas. Utilizando estos avances George Hale desarrolló un proyecto destinado a conseguir una lente del mayor diámetro posible,que logro gracias al apoyo económico de Charles Yerkes, un empresario de los tranvías de Chicago. El telescopio, que fue operativo en 1895, tiene un diámetro un metro y su coste fue 349 000 dólares, muy elevado para la época. El mismo Hale quedó convencido de haber alcanzado el límite del tamaño de los refractores. También de que los grandes telescopios del futuro deberían ser reflectores, esto es constituidos por espejos cóncavos y convexos en lugar de lentes. El uso de los refractores para la investigación astronómica iría quedando file:///F|/antares/modulo1/m1_u202.html (1 de 2) [12/3/2000 16.41.49]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - relegado progresivamente a la ejecución de muy escasas tareas: la observación directa o fotográfica de regiones extensas del cielo. Muchas de las cuales son ya realizadas por telescopios reflectores. Los primeros grandes reflectores fueron construidos en el siglo XIX, pero eran muy imperfectos. Los espejos eran metálicos, de hierro blanco o bronce. Sin embargo facilitaron el descubrimiento del primer satélite de Neptuno, el séptimo de Saturno, dos satélites de Urano y ya, en 1870, las primeras fotografías de la Luna. Actualmente el espejo se obtiene depositando una capa muy delgada de un material altamente reflectante, aluminio (Foucault en los primeros intentos empleo plata), sobre la parte superior del bloque de vidrio tallado. Como la luz no traspasa la capa reflectante superficial, los requerimientos de homogeneidad no son tan críticos como en el caso de las lentes. El espejo queda acoplado al tubo del telescopio con una red de soportes dispuesta en la parte trasera del espejo, consiguiendo de esta forma una gran rigidez, que evita las flexiones indeseadas producidas por el peso del espejo, sin perder por ello superficie colectora útil. Además los reflectores tienen también otras ventajas. En principio, no presentan aberración cromática y la construcción es más simple. Tienen la posibilidad de recoger y reflejar radiación de longitud de onda más corta que la luz visible, que no podría sin embargo atravesar una lente ordinaria de su tamaño. Los soportes de vidrio actuales, construidos en pyrex y más recientemente en Cer-Vit y otros productos análogos, tardan menos tiempo en alcanzar su equilibrio, cuando están sometidos a las frías temperaturas nocturnas, 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 del espectro electromagnético facilita su utilización en las experiencias espaciales. file:///F|/antares/modulo1/m1_u202.html (2 de 2) [12/3/2000 16.41.49]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
2.3 Propiedades de los telescopios I
● Calidad, tamaño y brillo de la imagen
● Aumento
● Relación focal o de apertura
● Aumento útil o máximo
● Límite de resolución teórica
New Technology
Telescope (NTT)
de 3.50 metros
Observatorio
de la Silla
ESO
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 y Calidad de la
imagen
material empleado en los elementos del sistema óptico, así como del diámetro
y longitud focal de la lente objetivo o del espejo primario. La calidad de la
imagen
La calidad de la imagen proporcionada por un telescopio depende del diseño
proporcionada por
del espejo primario, que en los casos ordinarios han de tener una sección un telescopio
parabólica. Las desviaciones de esta figura definen la calidad del telescopio. depende del diseño
del espejo primario
Cuando éstas no superan la décima parte de la longitud de onda λ=4000Å (4 x
10-6 cm), correspondiente a la región azul del espectro, se dice que el espejo Tamaño de la
tiene una calidad λ /10, considerándose ésta muy aceptable para un telescopio imagen
de aficionado.
El tamaño de la
imagen de un objeto
Hay que señalar que para alcanzar este valor en el caso de las lentes, sería formado en el foco
necesario suprimir todas las irregularidades con dimensiones iguales o primario es:
superiores al valor comprendido en el paréntesis. Los espejos de los s = γF
telescopios profesionales tienen una calidad superior a: γ: diámetro angular
λ /20. o aparente del
objeto expresado en
Si aplicamos esta relación a la Luna, con un diámetro aparente de 0.5°
radianes
observada con un telescopio F = 120 cm, resulta una imagen de 1 cm.
F: longitud focal del
espejo objetivo
expresada en
centímetros
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Aumento
Introduciendo un ocular de longitud focal f, el aumento A será, A = F/f de
modo que, para un valor de f = 1 cm, obtendríamos una imagen aumentada Aumento
120 veces, que permitiría distinguir detalles y estudiar estructuras
diferenciadas.
Esto no es posible en el caso de las estrellas, que por sus tamaños y
distancias son puntuales. Sin embargo, al observar una estrella con aumento A=F/f
suficiente, su imagen no es un punto luminoso sin diámetro apreciable, sino
una figura extensa. La causa de este fenómeno es la difracción de la luz, que F: longitud focal del
produce un disco circular con los bordes degradados, rodeado de anillos espejo objetivo
luminosos concéntricos. Aplicando la teoría ondulatoria de la luz se puede f: longitud focal del
calcular el radio aparente α de esta falsa imagen, a partir de la relación ocular
α = 1.22 (λ /D) (radianes) = 251 643 (λ /D) (segundos de arco) siendo D el
diámetro del espejo primario en centímetros y λ la longitud de onda de la luz.
Relación focal o de apertura
Eligiendo para ésta la correspondiente al amarillo, λ = 5 500 Å (5,5 x 10-5 cm), Relación focal o de
cada estrella de este color producirá una figura de difracción cuyo radio apertura
aparente, en segundos de arco, es aproximadamente 14/D, y su radio lineal
La relación focal o
r = 1.22 λ (F/D) 3 ≥ 6,71 x 10-5 (F/D) de apertura es:
F/D
F/D recibe el nombre de relación focal o relación de apertura. Un valor F/ 10
significa que la longitud focal es diez veces mayor que el diámetro del espejo F: longitud focal del
primario. Los refractores tienen unas relaciones de apertura comprendidas espejo objetivo
ordinariamente entre F/20 a F/10, y los reflectores de F/5 a F/3. D: diámetro del
espejo primario en
centímetros
F/D recibe el nombre de relación focal o relación de apertura. Un valor F/ 10
significa que la longitud focal es diez veces mayor que el diámetro del espejo Relaciones de
primario. Los refractores tienen unas relaciones de apertura comprendidas apertura de los
ordinariamente entre F/20 a F/10, y los reflectores de F/5 a F/3. refractores
Entre F/20 y F/10
Relaciones de
apertura de los
reflectores
Entre F/5 y F/3
Aumento útil o máximo
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Como regla general, el aumento útil o máximo que permite ver con detalle la
figura de difracción de una estrella, es 25 veces la apertura del telescopio Aumento útil o
(diámetro del espejo primario) en centímetros. En principio, sustituyendo el máximo
ocular deberían conseguirse grandes aumentos. En la práctica, sin embargo,
el aumento está limitado también por el poder de resolución y la turbulencia El aumento útil o
atmosférica, entre otros factores. Los aumentos que superan el valor límite máximo que permite
proporcionan imágenes degradadas que son, progresivamente, más extensas ver con detalle la
y difusas. Figura 1- de
difracción de una
estrella, es 25 veces
la apertura del
telescopio
(diámetro del espejo
primario) en
centímetros
Límite de resolución teórica
Dos estrellas separadas una distancia angular inferior a α , tendrán sus
figuras de difracción superpuestas y es imposible distinguirlas. El límite de
resolución teórica es 0.85, α = 12/D. Este resultado define el poder separador
teórico del instrumento.
file:///F|/antares/modulo1/m1_u203.html (3 de 3) [12/3/2000 16.41.49]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
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 detalles
más finos de una imagen, es en principio de unos veinte segundos de arco Resolución del
cuando la pupila alcanza su máximo diámetro, pero en realidad sólo puede ojo
separar dos imágenes, sobre la llamada fovea Centralis de la retina, que
disten uno o dos minutos de arco. Por tanto, no es suficiente que las
imágenes de dos estrellas aparezcan resueltas instrumentalmente para que el La resolución del
ojo sea capaz de separarlas. Para ello es necesario que el aumento del ojo es en principio
de unos veinte
telescopio alcance un valor β tal, que dos estrellas que están justamente
segundos de arco
resueltas por el instrumento sean vistas en el ocular separadas un ángulo de cuando la pupila
1'. alcanza su máximo
diámetro
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 en
milímetros.
El aumento máximo que permite observar con detalle la figura de difracción En contra de la
de una estrella brillante es: creencia popular,
la principal función
β = 2.5 D (mm). del telescopio no
es conseguir
pero las condiciones han de ser extremadamente favorables. Un telescopio, grandes aumentos,
por grande que sea su apertura o diámetro, no aumentará la imagen de una sino recoger tanta
estrella hasta el extremo de permitir la observación detallada de su estructura. luz como sea
posible del astro,
facilitando el
estudio de objetos
débiles y distantes.
file:///F|/antares/modulo1/m1_u204.html (1 de 2) [12/3/2000 16.41.50]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
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 absorciones
y difusiones en las lentes y espejos, que serán tanto más elevadas cuanto
mayores sean sus dimensiones. En el caso de los objetos extensos, la
relación 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
file:///F|/antares/modulo1/m1_u204.html (2 de 2) [12/3/2000 16.41.50]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-14- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2.8 Observaciones con radar Tanto el telescopio óptico como el radiotelescopio son instrumentos de observación en algún modo pasivos, reciben las señales emitidas por los objetos celestes sin interferir con ellos. Y es natural que así sea dadas sus grandes distancias. En este sentido conservamos aspectos de la observación astronómica tradicional. Sin embargo el progreso tecnológico realizado en las últimas décadas ha permitido una interacción, con ayuda del radar y las sondas espaciales con los cuerpos celestes más cercanos de nuestro sistema solar. En el primer caso un transmisor instalado en tierra emite señales de radio que son dirigidas hacia objetos del sistema solar, por ejemplo un planeta, que lo refleja y reenvía a un radiotelescopio situado en tierra o montado a bordo de un satélite artificial. De esta forma, midiendo el intervalo de tiempo transcurrido desde la emisión de la señal hasta su recepción, puede determinarse de una manera precisa la distancia. Este método también facilita información sobre las características de la superficie del planeta así como su velocidad de rotación, ya que la señal reflejada tiene una frecuencia ligeramente distinta de la inicialmente emitida. Conocida esta velocidad es fácil determinar la duración del día. file:///F|/antares/modulo1/m1_u213.html [12/3/2000 16.41.50]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-15- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Cuestiones y problemas para autoevaluación
● Cuestiones
● Problemas
Cuestiones
1. Cuál es la razón de que los radiotelescopios tengan peor resolución siendo
más 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 el
diámetro 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 telescopio
anterior.
file:///F|/antares/modulo1/m1_u2autoeva.html (1 de 2) [12/3/2000 16.41.50]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-15- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 3. Se desea construir un telescopio segmentado cuya área colectora sea equivalente a un telescopio de 8m de apertura. Cuántos espejos de 2 m son necesarios. file:///F|/antares/modulo1/m1_u2autoeva.html (2 de 2) [12/3/2000 16.41.50]
ANTARES - Módulo 2 - Unidad 2-16- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Proyectos o actividades de observación 1. Construir un telescopio de aficionado combinando sus diferentes elementos hasta obtener el sistema adecuado para los distintos tipos de observaciones astronómicas. El proceso detallado está explicado en el apéndice. Los test de control de los diseños elaborados pueden realizarse desde el Observatorio Astronómico Visual. Antes de acceder al mismo, por favor consulte el manual de instrucciones. file:///F|/antares/modulo1/m1_u2activid.html [12/3/2000 16.41.50]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-13- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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 la radioastronomía, rama de la Astrofísica dedicada a la observación e interpretación de las señales emitidas por los astros en el dominio de las frecuencias de radio. Los estudios en este campo han suministrado una información de primera importancia que ha conducido a progresos importantes en nuestro conocimiento del Universo. La única diferencia significativa entre las ondas de radio y la luz visible radica en el rango espectral implicado. Así, los radiotelescopios y los telescopios ópticos tienen la misma función: recoger tanta radiación como sea posible y focalizarla sobre un detector. La longitud de las ondas de radio es mayor que la correspondiente a la luz visible. Así pues, el colector tiene, como en los casos anteriores, forma de paraboloide. Pero al ser mayor la longitud de la onda, los requerimientos de calidad (desviaciones de la forma) y homogeneidad no son tan estrictos. Ello facilita la construcción de colectores de grandes tamaños, empleando superficies metálicas que pueden incluso file:///F|/antares/modulo1/m1_u212.html (1 de 2) [12/3/2000 16.41.51]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-13- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - estar horadadas. Como el radiotelescopio de Effelsberg (Alemania) de 100 m de diámetro, o el de Arecibo (Puerto Rico), de 300 m. De manera similar a los telescopios ópticos, la función del colector es recoger la radiación y concentrarla en la antena ( Figura 1-2-15 ). Esta convierte las radioseñales en impulsos eléctricos que son enviados a un receptor. EI proceso es similar al utilizado en los receptores comerciales de radio. EI radioastrónomo podría convertir en sonido las señales que recibe de los astros. Pero es más interesante, tanto en este caso como en el óptico, registrarlas de forma permanente, en soportes informáticos para proceder más tarde a su análisis detallado. Los radiotelescopios ordinarios no pueden alcanzar las resoluciones típicas de los telescopios ópticos. Pueden ser mejoradas utilizando métodos interferométricos consistentes en una red de radiotelescopios situados lugares apropiado, que reciben la señal de la misma fuente, produciendo interferencias que facilitan la localización y estudio de estructuras emisoras más pequeñas. file:///F|/antares/modulo1/m1_u212.html (2 de 2) [12/3/2000 16.41.51]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-17- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Soluciones
● Cuestiones
● Problemas
Cuestiones
2. Por qué los radioastrónomos pueden observar durante el día y los
astrónomo 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 el
diámetro 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 son
necesarios.
64/4 =16
file:///F|/antares/modulo1/m1_u2soluciones.html (1 de 2) [12/3/2000 16.41.51]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-17- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo1/m1_u2soluciones.html (2 de 2) [12/3/2000 16.41.51]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-06- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
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 telescopio
utilizando un tipo determinado de ocular es inversamente proporcional al
aumento. Por tanto, cuando éste es grande, el campo accesible con el
telescopio es muy pequeño. Es el caso de los reflectores, cuyas longitudes
focales son mayores que las de los refractores. Por ejemplo, con el telescopio
de 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 utilizando
como referencia otros más brillantes, es muy laboriosa. Por ello, los
reflectores están equipados con un pequeño refractor llamado buscador,
dispuesto paralelamente a su eje óptico, con el fin de ampliar el campo
celeste. Telescopio de Monte
Palomar
Turbulencia atmosférica y centelleo
Además de los factores instrumentales, la calidad de la observación
astronómica está condicionada por otros aspectos. El primero de ellos es la Medida de la
turbulencia atmosférica, que se manifiesta a simple vista en el centelleo de las turbulencia
estrellas, y que aumenta desde el cenit al horizonte. Por perfecto que sea el atmosférica en una
instrumento utilizado, no siempre es posible distinguir las figuras de dirección dada
difracción descritas anteriormente.
A menudo la imagen estelar parece agitada, deformada, los anillos pueden
llegar a desaparecer, y la mancha central superar los límites predichos por la
teoría. Esta pérdida de calidad de la imagen tiene su origen en las alteraciones
que sufren las trayectorias de los rayos luminosos cuando atraviesan la
atmósfera terrestre. En condiciones ideales el aire estaría distribuido en capas
plano-paralelas, en la práctica son sin embargo irregulares a causa de las
inhomogeneidades locales producidas por el viento, remolinos de aire, etc..
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Además, las diferencias de temperatura y humedad entre las distintas capas
El valor límite de la
producen variaciones del índice de refracción. El resultado final es que el rayo
desviación de los
luminoso, normal en cada punto a la superficie de onda, deja de tener una
rayos luminosos,
dirección constante y es separado sin cesar del valor medio de ésta. El valor
expresado en
límite de la desviación, expresado en segundos de arco, mide la turbulencia
segundos de arco,
atmosférica en una dirección dada.
mide la turbulencia
La turbulencia está causada también por variaciones accidentales de la atmosférica en una
refracción, provocadas por los desplazamientos de masas de aire dirección dada.
heterogéneas en las vecindades del suelo o de la propia cúpula, que suelen
En condiciones
tener un origen exclusivamente térmico. Se pueden atenuar sus efectos
ordinarias, la
reduciendo el calentamiento diurno de la cúpula, pintándola de blanco o
turbulencia es
recubriéndola de aluminio, y abriendo la pequeña compuerta de entrada de luz
pequeña aunque
en el ocaso, con el fin de conseguir el adecuado equilibrio térmico entre la
supera el segundo
cúpula y el exterior, antes de iniciar las observaciones.
de arco.
El lugar de observación
En condiciones ordinarias, la turbulencia es pequeña aunque supera el
segundo de arco. Hay lugares excepcionales donde, durante intervalos de El lugar de
tiempo muy cortos, los valores son más bajos pero en cualquier caso superan observación
siempre el límite de resolución instrumental.
El lugar de
La turbulencia está fuertemente condicionada por las características del sitio observación ha de
de observación. Para su elección son necesarios cuidadosos controles tener una elevada
fotométricos y meteorológicos, realizados durante largos periodos de tiempo. transparencia.
Han de ser lugares con una elevada transparencia, donde la turbulencia,
En el lugar de
velocidad del viento, humedad y nubosidad deben ser pequeños. No ha de
observación, la
haber, obviamente, contaminación química ni luminosa, por lo que los lugares
turbulencia,
próximos a las poblaciones y zonas industriales deben ser excluidos.
velocidad del
viento, humedad y
nubosidad deben
ser pequeños.
En el lugar de
observación no ha
de haber
contaminación
química ni
luminosa.
Observatorio
de La Silla (Chile)
ESO
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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 y
seguimiento de los astros. Para ello ejecuta con gran precisión un movimiento
que tiene como finalidad contrarrestar la rotación de la Tierra, lo que consigue
mediante el giro regular de una vuelta por día alrededor del llamado eje
horario del instrumento, que es paralelo al de rotación de la Tierra.
Perpendicular a él está el eje de declinaciones. Ambos disponen de uno
círculos graduados que facilitan la introducción manual de las coordenadas
del astro, labor que en la actualidad está automatizada en los grandes
instrumentos y en muchos de los utilizados a nivel de aficionados.
Montura alemana
file:///F|/antares/modulo1/m1_u206.html (1 de 2) [12/3/2000 16.41.52]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-07- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Existen diferentes variedades de montura que buscan básicamente conseguir una mayor rigidez, compacidad, fácil acceso a cualquier dirección de observación y un acoplamiento sencillo de los analizadores y demás equipos auxiliares 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 declinaciones dispuesto en el borde del eje horario, formando una T. Este diseño presenta una rigidez aceptable y facilita el acceso a cualquier región del cielo. file:///F|/antares/modulo1/m1_u206.html (2 de 2) [12/3/2000 16.41.52]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-11 Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2.6 Grandes telescopios La construcción de una gran telescopio es un desafío que tecnológico. Desde el punto de vista óptico requiere un tallado muy preciso de los espejos utilizados, que es tanto más difícil cuanto más grandes son y por tanto más pesados. Por ejemplo el espejo primario de 3.5 m del Observatorio Hispano-Alemán (Almería) pesa 14 toneladas. También hay que hacer frente a problemas inherentes al material utilizado, como dilatación etc., que repercuten en la calidad de la imagen, etc. Para resolverlos está la llamada óptica activa, que permite espejos más delgados que son mantenidos en la posición precisa mediante sensores, situados en su parte posterior del espejo, que están controlados por un ordenador. Otro inconveniente son las grandes longitudes focales que exigen soluciones ópticas para acortarlos, ya que de otra manera no habría suficiente rigidez para mantener la focalización correcta durante la observación. La cúpula sería además enorme y extremadamente costosa. Hay también problemas mecánicos que resolver, ya que a pesar de su peso y tamaño el telescopio ha de moverse con la precisión de un cronómetro. Por ejemplo las partes móviles de un telescopio de 3.5 m pesan 200 toneladas y el más pequeño, de 1.2 m, 15 toneladas. file:///F|/antares/modulo1/m1_u211.html (1 de 3) [12/3/2000 16.41.53]
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 calidad suficiente. Esto exige también el desarrollo de instrumentos con tecnología muy puntera. Como ejemplo de la nueva generación de los grandes telescopios vamos a considerar un proyecto español, el Gran Telescopio de Canarias ( GTC ) desarrollado por el Instituto de Astrofísica de Canarias. El GTC será un telescopio reflector con dos espejos, en configuración Ritchey-Chrétien, concebidos en el marco de la óptica adaptativa. La luz es recogida por el espejo primario ( Figura 1-2-13 ) y dirigida al foco primario donde el espejo secundario la concentra directamente en un foco Cassegrain, o bien es redirigida mediante un espejo terciario a uno de los focos Nasmyth o Cassegrain doblados. Dos telescopios similares, pero de tecnología más obsoleta son los Keck ( 10 m) que son operativos en Mauna Kea. El espejo primario esta formado por 36 espejos independientes dispuestos en una estructura hexagonal . El lado de cada uno de estos elementos tendrá 936 mm. Los espejos son extremadamente ligeros y pueden ser utilizados aisladamente o bien conjuntamente de manera que sus focos coincidan en un único punto. En este caso el instrumento funcionará de manera equivalente a un telescopio con un espejo único de 10 m. La posición de cada uno de los file:///F|/antares/modulo1/m1_u211.html (2 de 3) [12/3/2000 16.41.53]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-11 Programa de Nuevas tecnologías - MEC - elementos puede modificarse con el fin de corregir errores posibles de fabricación o los efectos producidos por la inestabilidad térmica. El espejo secundario tiene unas dimensiones de 1176mm y pesará 65 kg. Este proyecto cuenta con el asesoramiento y apoyo de los especialistas internacionales más destacados en el campo de la instrumentación astronómica y está previsto que comience a funcionar en el años 2003. El presupuesto estimado es de unos trece mil millones de pesetas. file:///F|/antares/modulo1/m1_u211.html (3 de 3) [12/3/2000 16.41.53]
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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 imagen
proporcionada por los reflectores. En este sentido se ha logrado un avance
importante con el montaje Ritchey-Chrétien, en el cual el espejo primario es
un hiperboloide cóncavo, y el secundario tiene un perfil distinto del clásico.
Con esta solución desaparecen algunos inconvenientes de los telescopios
ordinarios, particularmente para relaciones focales bajas. Tiene además la
ventaja de reducir grandemente la longitud del tubo, y por tanto las
dimensiones de la cúpula, con la consiguiente disminución de costes.
Prácticamente todos los reflectores modernos ( Figura 1-2-10 ) adoptan este
diseño.
file:///F|/antares/modulo1/m1_u210.html (1 de 3) [12/3/2000 16.41.53]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-11- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
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, básicamente
encaminadas a sustituir ventajosamente a los refractores. Las pérdidas de luz
son menores, recoge luz de longitudes de onda más cortas y permite la
observación fotográfica de regiones del cielo muy extensas que pueden
alcanzar los 20°. Su coste también es menor. Como el espejo primario es
esférico, la aberración de esfericidad es corregida con una placa que actúa
como lente, convergente en el centro y divergente en los bordes.
file:///F|/antares/modulo1/m1_u210.html (2 de 3) [12/3/2000 16.41.53]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-11- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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 campo importante, que está compensada haciendo que la superficie focal que alberga la placa fotográfica sea convexa. El telescopio Schmidt más grande es el del Observatorio de Tautenburg, cuya placa correctora tiene 1.4 m y el espejo esférico, 2 m. file:///F|/antares/modulo1/m1_u210.html (3 de 3) [12/3/2000 16.41.53]
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2.5. Principales tipos de telescopios II
● Montaje Newton
● Montaje Casegrain
● Montaje Coudé
● Montaje Nasmyth
● Montaje Ritchey-Chrétien
● Telescopio Schmidt
Montaje Coudé (continuación)
De esta forma el foco permanece fijo, cualquiera que sea la posición del
telescopio, facilitando el acoplamiento de grandes analizadores, que pueden
instalarse en laboratorios (Figura 1-2-9) donde las condiciones ambientales
pueden ser rigurosamente controladas. Al ser mayor el número de reflexiones,
la pérdida de luz es muy grande, por lo que este montaje es utilizado
preferentemente para la observación de los objetos mas brillantes.
file:///F|/antares/modulo1/m1_u209.html (1 de 3) [12/3/2000 16.41.54]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-10- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 1-2-9: Montaje Nasmyth Montaje Nasmyth Una variante del anterior es el montaje Nasmyth, que facilita el acoplamiento de instrumentos de tamaño moderado en un lateral del tubo del telescopio. file:///F|/antares/modulo1/m1_u209.html (2 de 3) [12/3/2000 16.41.54]
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2.5. Principales tipos de telescopios II
● Montaje Newton
● Montaje Casegrain
● Montaje Coudé
● Montaje Nasmyth
● Montaje Ritchey-Chrétien
● Telescopio Schmidt
Figura 1-2-7:
Telescopios reflectores
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, que
apantallarían una fracción sustancial de la luz incidente en telescopios de
pequeña abertura. Los de tamaño intermedio, 2 a 4 metros, sólo permiten
equipos poco voluminosos y pesados. Sin embargo los de mayor diámetro
disponen de un habitáculo en el foco primario, que se desplaza con el
instrumento. En estos casos la pérdida de luz por apantallamiento queda
compensada por la ganancia conseguida al reducir al mínimo el número de
reflexiones que experimenta la luz en el sistema óptico, facilitando de esta
manera la observación de objetos muy débiles.
Montaje Newton
file:///F|/antares/modulo1/m1_u208.html (1 de 3) [12/3/2000 16.41.54]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-09- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
La búsqueda de las condiciones óptimas para la observación ha estimulado la
elaboración de diferentes diseños, que condicionan las funciones del
telescopio, y de los que resultan unos tipos básicos de montaje que
describimos brevemente a continuación.
El montaje Newton introduce un espejo secundario plano ( Figura 1-2-8a ) que
reenvía el foco al exterior del tubo. Como el número de reflexiones que
experimenta la luz es pequeña, este montaje facilita también la observación de
objetos poco brillantes. El campo útil, esto es, la extensión máxima de cielo
visible, es de algunos minutos de arco.
Figura 1-2-8a, 8b y 8c:
Telescopios reflectores
Montaje Casegrain
El espejo primario en un montaje Cassegrain (Figura 1-2-8b), está
caracterizado por la existencia de un pequeño orificio en el centro. El
secundario, de pequeñas dimensiones e intercambiable, tiene una sección
hiperbólica convexa que focaliza la imagen detrás del primario. El campo útil
es de algunos minutos. Es evidente que el orificio central disminuye la
capacidad colectora del primario, por lo que este montaje no es muy
adecuado para los telescopios de pequeña apertura. El montaje Cassegrain
facilita el acoplamiento de analizadores relativamente pesados, que se
disponen en el eje óptico del telescopio de forma que no obstruyen su
movimiento ni lo desequilibran. Este montaje es utilizado, en la mayoría de los
casos, para la observación de galaxias y en general de objetos relativamente
débiles.
Montaje Coudé
En el montaje Coudé ( Figura 1-2-8c ) el espejo primario tiene el mismo perfil
que en el caso anterior. Contiene además dos espejos planos: El primero, en
la intersección de los ejes óptico del telescopio y de declinaciones; el
segundo, entre este último y el eje horario.
file:///F|/antares/modulo1/m1_u208.html (2 de 3) [12/3/2000 16.41.54]ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-09- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo1/m1_u208.html (3 de 3) [12/3/2000 16.41.54]
ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-08- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
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 el
telescopio y que actúa como eje de declinaciones. Con este sistema el eje
horario ha de soportar un esfuerzo considerable.
Figura 1-2-5a y 5b:
Telescopios
reflectores
Montura inglesa
Este inconveniente es soslayado con la montura inglesa, cuyo eje horario
apoya sus extremos en dos pilares muy separados que facilitan además el
acceso del astrónomo al instrumento (Figura 1-2-6a y 6b).
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Figura 1-2-6a y 6b:
Telescopios
reflectores
file:///F|/antares/modulo1/m1_u207.html (2 de 2) [12/3/2000 16.41.54]También puede leer
