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Timestamp: 2019-03-26 21:02:35+00:00

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Instrumentos ópticos para la observación astronómica - PDF
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Alejandro Cortés Miranda
1 Instrumentos ópticos para la observación astronómica Prismáticos o binoculares. Hay dos grandes familias: con prisma de Porro y con prisma Amici, los primeros son los clásicos que tiene forma de zigzag y son preferibles para la observación de puntos brillantes. En los de prisma Amici, que son más pequeños, aparecen destellos en los puntos muy luminosos. Es el instrumento más adecuado para iniciarse en el estudio del cielo nocturno, después de la observación a simple vista. Los prismáticos cuentan con una serie de ventajas como: - Facilidad de manejo. - Precio asequible. - Portabilidad. - Amplio campo de visión. - Visión binocular. Pero también cuentan con algunos inconvenientes: - En el mejor de los casos aportan pocos aumentos - Cuando se mantienen a pulso es difícil estabilizarlos. - Las manos sujetándolos hacia arriba se cansan pronto. CARACTERISTICAS Lo que se puede ver: - Satélites galileanos de Júpiter - Terminador lunar. - Cúmulos estelares amplios (M45) - Nebulosas brillantes y grandes. - Galaxias grandes (M31) - Campos estelares extensos (inmediaciones del centro galáctico. Se identifican por un número del tipo 7x50. donde 7 es el número de aumentos y 50 los mm de abertura (el diámetro de la lente grande por la que entra la luz). En este sentido es aconsejable huir de grandes aumentos siendo lo más adecuado alrededor de 10x50. Aperturas mayores de 50 mm dan mas luminosidad pero el peso y el precio suben exponencialmente. Conviene evitar prismáticos con zoom ya que contienen un número elevado de lentes y proporcionan imágenes de baja calidad con objetos poco luminosos. También hay que tener en cuenta el relieve ocular, si es alto, del orden de 18 a 20 mm permiten observar con gafas. El campo de visión no debería ser inferior a 5º (es la separación que hay entre las dos estrellas de la osa mayor que apuntan a la polar, la Luna llena tiene ½º y las cuatro ruedas del carro mayor 7º). Campos amplios con fuertes aumentos son incompatibles con imágenes de calidad y/o con precios asequibles. La pupila de salida PS = Diámetro objetivo (mm) / aumentos (50 /12 = 4,16 mm) Para la observación astronómica y de fauna, es muy conveniente el uso de un sistema de fijación, el más común es el trípode fotográfico, que junto con un útil que veden en tiendas especializadas para acoplar prismáticos y trípode y formar así una sencilla montura altazimutal. 1
2 Telescopios. Refractores: Usan lentes con distintas distancias focales. Los telescopios refractores poseen como objetivo una lente (o serie de lentes, la cantidad varía según el diseño y calidad) que de forma análoga al funcionamiento de una lupa, concentran la luz en el plano focal. Reflectores Newton: La parte fundamental es un espejo primario parabólico, otro espejo secundario plano y las lentes del ocular. Catadióptricos: (Schmidt-Cassegrain o Maksutov-Cassegrain) Cuentan con espejo principal, espejo hiperbólico secundario, lente correctora de entrada y lente ocular, ambos modelos se diferencian en el tipo de lente correctora. CARACTERÍSTICAS COMUNES. Abertura es el diámetro efectivo de la lente o espejo se da en milímetros La distancia focal es distancia comprendida entre el objetivo del telescopio (sea un reflector o refractor) y el plano focal del mismo. Esta medida varía según el diámetro del objetivo y del diseño del mismo (la curvatura del espejo, por ejemplo) y es un dato fundamental para determinar muchas características adicionales del equipo. La medida se suele dar en milímetros y sirve para calcular cosas como el aumento, la razón focal, etc. 2
3 La razón focal (F/D) es el índice de luminosidad del telescopio. Esta relacionada con la focal y el diámetro del objetivo. Cuanto mas corta es la distancia focal y mayor el objetivo, mas luminoso será el telescopio. Esta característica es aplicable en astrofotografía y no en la observación visual. Visualmente, si trabajamos con el mismo diámetro y los mismos aumentos, la imagen será igual de luminosa sin importar la razón focal del sistema óptico. Para calcular el F/D de un sistema solo hay que dividir la distancia focal por el diámetro del objetivo, todo en las mismas unidades: F/D = F [mm] / D [mm] Así, un telescopio de 2000 mm de focal (F), con 200 mm de diámetro (D) posee una razón focal de 10. Este valor sin unidades representa la luminosidad del telescopio para astrofotografía, donde se pueden reducir sustancialmente los tiempos de exposición si se utilizan sistemas de F/D bajos. En telescopios de diseño Schmidt-Cassegrain se suele utilizar, tanto para la observación visual como para la astrofotografía, un reductor de focal, que reduce el F/D de un equipo F/D 10 a solo F/D 6.3, obteniéndose imágenes mas luminosas. Los aumentos o ampliación no son la cantidad de veces mas grande que se observa un objeto, como suele creerse, sino que se refiere a como será observado estuviesemos a una distancia "tantas veces" mas cercana al objeto. Por ejemplo: si observamos a la Luna con 36 aumentos y sabemos que esta se localiza a unos kilómetros, nos aparecerá como si la viésemos desde /36= kilómetros. Para saber cuantos aumentos estamos utilizando debe conocerse la distancia focal de nuestro telescopio y la distancia focal del ocular utilizado. A menor distancia focal del ocular, mayor será la ampliación utilizada. Para calcular los aumentos debe dividirse la distancia focal del telescopio por la distancia focal del ocular: A = Ft [mm] / Fo [mm] Donde A son los aumentos, Ft la focal del telescopio y Fo la focal del ocular. Por ejemplo: si utilizamos un telescopio de 2000 milímetros de focal, con un ocular típico de 25 mm, la ampliación es de 2000 / 25 = 80 x. Pero existe un límite para los aumentos en un telescopio, que esta determinado por el diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será la posibilidad de utilizar grandes ampliaciones. Si se sobrepasa el límite recomendado se hace imposible obtener imágenes nítidas y aparece la llamada "mancha de difracción", una aberración óptica producto del exceso de aumentos. Recordemos que a la hora de observar cualquier objeto lo importante no es tener un "primer plano" del mismo sino poder observarlo de la manera más nítida que nos permita el instrumento y las condiciones de observación. Es posible calcular el límite de ampliación teórico (en condiciones óptimas) para cualquier telescopio conociendo simplemente el diámetro del objetivo. Hay varias versiones de la fórmula, una dice que la máxima ampliación corresponde a 60 veces el diámetro del objetivo en pulgadas: Amax = 60 x D [pulgadas] 3
4 Donde Amax son los aumentos máximos teóricos, y D es el diámetro del objetivo en pulgadas. Por ejemplo: para un telescopio de 203 mm de diámetro [8 pulgadas] la máxima ampliación es de 60 x 8 = 480 x (correspondientes a un ocular de 4 mm) Otra formula propone multiplicar por 2.3 el diámetro del objetivo en milímetros: Amax = 2,3xD [mm] 2,3 x 203 = 466 x. Lo más importante para recordar es que los aumentos no son importantes, en la práctica es mucho mas apreciada la definición y la nitidez de la imagen. Y contando con margen de seguridad podemos resumir que Amax = 2 x D (mm) Resolución Se llama resolución (o poder separador) a la capacidad de un telescopio de mostrar de forma individual a dos objetos que se encuentran muy juntos, el usualmente llamado "límite de Dawes". Esta medida se da en segundos de arco y esta estrechamente ligada al diámetro del objetivo, dado que a mayor diámetro mayor es el poder separador del instrumento. Cuando se habla de que por ejemplo un telescopio tiene una resolución de 1 segundo de arco se esta refiriendo a que esa es la mínima separación que deben poseer dos objetos puntuales para ser observados de forma individual. Hay que destacar que no depende de la ampliación utilizada. Para calcular la resolución de un telescopio se utiliza la siguiente fórmula: R ["] = 4.56 / D [pulgadas] En donde R es la resolución en segundos de arco, D es la apertura (diámetro del objetivo) en pulgadas (1 pulgada = 2.54 cm), y 4.56 es una constante. Hay que notar que el resultado del cálculo es totalmente teórico, dado que el poder separador de cualquier instrumento instalado sobre la superficie terrestre está severamente influenciado por la atmósfera. Así, un telescopio de 203 mm de diámetro (8 pulgadas), posee una resolución teórica de 4,56 / 8 = 0,57 de arco, pero en la practica esta se ve disminuida muchas veces a mas de la mitad. Magnitud Límite La magnitud máxima a la cual aspiramos observar es uno de los factores a la hora de iniciar nuestras observaciones. Esta característica esta íntimamente ligada al diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será el poder recolector de luz el cual permitirá observar objetos más débiles. Para calcularla se emplea la siguiente fórmula: MLIMITE = 7, Log D [cm] Donde MLIMITE es la magnitud límite, y D es el diámetro del objetivo en cm. Para seguir con el ejemplo: en un telescopio de 200 mm de objetivo la magnitud más baja observable será del orden de 7,5+5 x Log 20,3 = 14, en condiciones muy favorables, noche sin Luna y una atmósfera estable y transparente, o sea casi nunca. Hay que notar que el dato obtenido esta dado para magnitudes estelares (objetos puntuales) y no para objetos con superficie como galaxias, nebulosas, cúmulos globulares, etc., dado que en los catálogos el dato que aparece como magnitud está referido a la magnitud integrada del objeto, pero como posee superficie esta se distribuye en ella. Por eso, aunque una galaxia posea magnitud 10 probablemente no será observable porque su brillo se distribuye sobre su superficie. El cálculo es válido para estrellas, asteroides y ese tipo de objetos puntuales 4
5 (también con planetas lejanos como Urano y Neptuno). Las condiciones atmosféricas y de polución lumínica así como la agudeza visual del observador cambian sustancialmente la magnitud visual límite observable. Cielos oscuros y experiencia observacional llevan a alcanzar el verdadero límite del telescopio. Campo Visual Se denomina campo visual al tamaño de la porción de cielo observado a través del telescopio con cierto ocular y trabajando bajo cierta ampliación. Para calcularlo se deben conocer los aumentos provistos con el ocular utilizado (ver mas arriba) y el campo visual del ocular (un dato técnico que depende del tipo de ocular y es provisto por el fabricante) Por ejemplo: si utilizamos un ocular Plössl de 25 mm, el cual posee unos 50 grados de campo aparente en un telescopio de 2000 mm de focal la ampliación es de 2000 / 25 = 80x. Para calcular el campo visual se divide el campo aparente del ocular (50 grados en este caso) por la ampliación utilizada (80x), obteniéndose un campo real de 50 / 80 = 0,62º. Así podemos deducir que en esa configuración se podría observar perfectamente la Luna completa (que como promedio solo posee 0.5 grados de diámetro angular) Cr [grados] = Ca [grados] / A Donde Cr es el campo real en grados, Ca el campo aparente del ocular en grados y A es la ampliación que provee ese ocular. La formula es viable siempre y cuando no se estén utilizando multiplicadores de focal como los Barlows. La importancia de saber con cuanto campo cuenta nuestra observación radica más que nada en la hora de seleccionar el ocular adecuado. Para observar un cúmulo abierto laxo es conveniente utilizar oculares de campo amplio, con pocos aumentos. En observaciones planetarias o lunares sacrificar algo de campo visual para obtener mas ampliación es aceptable, sobre todo por que estos cuerpos son brillantes (recordar que al aumentar la ampliación se pierde algo de luz y algo de campo visual) Resumen de Fórmulas Razón Focal (f/d): f/d = F [mm] / D [mm] Aumentos: A = F [mm] / Foc [mm] Ampliación Máxima: Amax = 2,3 x D Campo Real: Cr [grados] = Ca [grados] / A Resolución: R ["] = 4,56 / D [pulgadas] Magnitud Límite: M = 7, Log D [cm] donde... f/d: Razón Focal, también se le suele llamar simplemente f D: Diámetro del objetivo A: Aumentos (Amax: Máximos Aumentos) F: Distancia Focal del telescopio Foc: Distancia Focal del ocular Cr: Campo Real Ca: Campo Aparente (ocular) 5
6 R: Resolución M: Magnitud MONTURAS Características. La montura de un telescopio es la parte mecánica que une el trípode o base al instrumento óptico. Existen varios tipos de monturas, algunas muy simples, otras más complejas, incluso con correctores electrónicos y dispositivos de localización y seguimiento muy sofisticados (sistemas GOTO) La montura tiene como objetivo proveer de movimiento controlado al telescopio. Es muy importante la firmeza y suavidad de los movimientos, para que la observación sea confortable y las astrofotografías perfectas. Las monturas se clasifican en dos grandes grupos, según los planos de referencia que utilicen (coordenadas). La más simple es la montura alt-acimutal, que realiza movimientos horizontales y verticales (acimut y altura, respectivamente). Este tipo de diseño lo traen incorporados los telescopios pequeños, por lo general telescopios refractores de uso terrestre, dado que su uso es simple, y también varios modelos de equipos automatizados (sistemas GOTO) Le sigue la montura ecuatorial, que utiliza como plano fundamental el ecuador celeste (proyección del ecuador terrestre). Este diseño usa las coordenadas ecuatoriales, ascensión recta (A.R. o R.A.) y declinación (Dec.), que son proyecciones de las coordenadas terrestres longitud y latitud, respectivamente, sobre la esfera celeste. Existen varios tipos de monturas basados en los dos diseños fundamentales anteriores. La montura Dobson por ejemplo (suelen llamarse telescopios dobsonianos a los que la poseen), es un modelo basado en la alt-acimutal, sin trípode y un telescopio de diseño newtoniano como instrumento de observación. Es muy utilizado por los que desean una gran apertura en reflectores, por ejemplo los que se construyen su propio espejo y no quieran tener grandes gastos en monturas sofisticadas. Monturas Alt-acimutales Las monturas alt-acimutales utilizan las coordenadas horizontales, las cuales son sistemas locales de posicionamiento. Se utilizan dos planos: el horizonte, dividido en grados (0º a 360º, desde el Norte hacia el Este) y la altura desde el horizonte hasta el cenit, también en grados (0º para el horizonte a 90º para el cenit). Para determinar estas posiciones los telescopios importantes con esta montura suelen traer incorporado círculos graduados, utilizados para ubicar objetos, o para saber la ubicación de estos. Cabe aclarar que en el hemisferio sur el acimut, en teoría, se mide desde el Sur, hacia el Oeste, en vez de medirse desde el Norte hacia el Este. Pero por cuestiones de uso es raro encontrar que así se haga, y todas las referencias y software muestran como 0º al Norte, sin importar en que hemisferio se esté observando. Un telescopio con montura alt-acimutal se mueve en estos planos, acimut para el plano horizontal y altura para el plano vertical. Al ser coordenadas locales, la altura y el acimut de un astro cambian continuamente (por el movimiento de rotación de la Tierra) y 6
7 también si se observa el mismo objeto desde otra localización: al cambiar el punto de observación, las coordenadas alt-acimutales de un objeto dado cambiarán. Existen algunos puntos del cielo que conservan siempre algunas de estas coordenadas en un sitio dado. El cenit (perpendicular al suelo) y el nadir (punto contrario al cenit), no poseen azimut y se localizan a 90º y -90º de altura respectivamente. Otros muy importantes son el polo elevado (sur o norte celeste, depende la ubicación del observador) y el ecuador celeste. Ambos son utilizados en las monturas ecuatoriales, con el sistema de coordenadas ecuatoriales celestes. Monturas Ecuatoriales La montura ecuatorial es la más utilizada por los aficionados, dado que su mayor ventaja es la posibilidad de seguir a los objetos celestes con sólo mover un eje. También puede ser motorizado, para que el seguimiento sea automático y los objetos se mantengan centrados en el campo visual. Es más compleja que la alt-acimutal porque es imprescindible que este correctamente alineada para que sea efectiva y porque en ocasiones los movimientos no son los mas naturales (como el vertical y el horizontal en el caso de las alt-acimutales). Los planos de movimiento en que se basa son el ecuador celeste (proyección del ecuador terrestre) y la declinación (distancia angular en grados desde el ecuador hasta el polo elevado) Aún así es la más recomendable para astronomía. Lo que hace una montura ecuatorial es compensar el movimiento de rotación de la Tierra con el eje de ascensión recta (plano paralelo al ecuador celeste, dividido en 24 horas, desde el punto del equinoccio de primavera hacia el este) Las monturas ecuatoriales utilizan el sistema ecuatorial de coordenadas. Este sistema es el presente en los catálogos de objetos y efemérides para representar la posición de ellos sobre la esfera celeste. Ya que el sistema ecuatorial no depende la ubicación geográfica del observador, las coordenadas son válidas en cualquier sitio de observación. De entre los modelos de monturas ecuatoriales se destaca la montura ecuatorial alemana, o de contrapesos. En este sistema el peso del telescopio es equilibrado por una pesa al final de una barra, perpendicular al eje de ascensión recta. Un proceso simple y necesario es equilibrar la montura, de tal forma que soltando los frenos el tubo del telescopio no se mueva demasiado en algún eje. Variando la distancia de la pesa sobre la barra se logra equilibrar el peso del telescopio en el eje de ascensión recta. Luego, variando la posición de agarre del telescopio a 7
8 la montura (moviendo el tuvo adelante y atrás aflojando las anillas) se logra equilibrar el eje de declinación. Este proceso es especialmente importante en los telescopios con motores en los ejes, para evitar que realicen esfuerzos innecesarios. Para comprobar el procedimiento pueden soltarse los frenos (agarrando el telescopio) y verificar que no se abalance hacia ningún lado. Diferentes pesos de diferentes accesorios pueden hacer variar ligeramente el equilibrio, pero por lo general no hay mayores efectos. En el caso de montar una cámara fotográfica o algún otro dispositivo mas pesado, es conveniente volver a equilibrar el sistema, sobre todo el eje de declinación, moviendo el tubo. Para mayor comodidad, también debe rotarse (de ser posible) el tuvo óptico sobre su eje, haciendo que el ocular y sistema de enfoque quede en una posición favorable para la observación. LOS OCULARES Conceptualmente, todo telescopio está compuesto sólo por dos partes ópticas: el objetivo y el ocular. La función del objetivo consiste en formar una imagen del astro observado tan detallada, luminosa y fiel como sea posible, mientras que el cometido del ocular consiste en conseguir que esta imagen resulte tan legible para la vista como sea posible, agrandándola convenientemente. En definitiva el ocular es una lente de aumento. Los oculares son la mitad del telescopio, su función es como la de una lupa. Características principales: - Según el diámetro del barril lo oculares pueden ser de: 0,96-1,25 y 2 - Según su diseño se distinguen estos tipos: Lente del ojo Lente de campo 35º 35º 40º 40º 52º 65º - Focal del ocular. Aumentos = Focal Telescopio / Focal Ocular - Recubrimientos ópticos. - Coated - Fully Coated - Multicoated - Fully multicoated El objetivo de estos recubrimientos es evitar imágenes fantasma y reflejos internos. 8
9 - Extracción pupilar o relieve ocular. Depende de la focal del ocular. - Pupila de salida. Depende del telecopio en el que se usa el ocular. PS = Focal del ocular / Razón focal del telescopio PS = Abertura del telescopio / aumentos - Campo aparente. Es el ángulo de visión que percibimos. El campo aparente viene dado por el diseño del ocular. - Campo real. Campo que realmente vemos. Campo real = Campo aparente / aumento - De qué depende el campo aparente? Del diafragma de campo. Tamaño del diafragma de campo = 2 x TAN (Campo aparente / 2) x focal ocular Campo real = (Diafragma de campo x 57,3º) / Focal del telescopio. 9
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