Source: https://starviewerteam.com/2012/04/04/tutorial-de-astronomia-para-todos-los-publicos/
Timestamp: 2018-07-20 03:19:34+00:00

Document:
Tutorial de astronomía para todos los públicos. – StarViewerTeam.com
Posted on 4 Abr 2012 por starviewer
Tutorial de astronomía para todos los públicos.
Sinopsis: Las siguientes lecciones son una subunidad de la unidad de la Astronomía, la introducción del sistema solar a través de una perspectiva histórica y tecnológica. Las actividades incluyen la teoría, independiente de investigación individual o de grupo y debates, la construcción de un telescopio simple, la demostración de los conceptos, y observaciones de los estudiantes de los cuerpos celestes con y sin instrumentos. Recomendamos la impresión del artículo y su estudio detallado para su comprensión.
Nivel de Grado de dificultad: Sencillo-Medio
Tiempo requerido: Aprox. ( 2 horas para la comprensión del artículo.) (Incluye observación directa del cielo diurno y nocturno).
1.-Un recorrido histórico de la Astronomía
Los estudiantes adquirirán conocimientos sobre el universo y cómo los humanos han aprendido de esta experiencia,
y sobre los principios en los que opera.
1.-Comparar los conocimientos pasados y presentes sobre characterisitcs de estrellas, planetas y sistema solar, y explicar cómo la gente ha aprendido acerca de ellos.
2.-Describir los movimientos de la luna, planetas,lunas y estrellas.
3.-Describir cómo los científicos recopilar datos sobre el universo.
4.- Los estudiantes entienden las implicaciones históricas, sociales, económicas, ambientales y éticas de la ciencia y la tecnología.
5.-Describir las condiciones históricas y culturales en el momento de una invención o el descubrimiento, y analizar los impactos sociales de esa invención.
Los estudiantes deben contemplar el cielo nocturno, observar y registrar el movimiento de la estrella (s), el planeta, y la luna. Para ello se requiere un mínimo de un mes de observaciones tras la lectura de estaa unidad que servirá como base para la discusión. La lección se orientará a los principios básicos de las observaciones de los modelos de Ptolomeo y Copérnico y la invención del telescopio.
Tiempo: Para la explicación de la asignación y estrella / planeta /y la luna mirando carta
aprox. 4 – 5 (45 min. Para cada observación).
Actividad Tarea: observaciones astronómicas.
Cada estudiante puede realizar cualquiera de las observaciones de la estrella, planeta o la luna.
Procedimiento/instrucciones para realizar la observación: estrella / planeta / luna Observaciones
1. Escojer una estrella o constelación brillante y permanecer en algún lugar para que se alinee con un punto de referencia inmóvil, como un árbol.
2. Tenga en cuenta el tiempo y volver al mismo lugar una hora más tarde, tenga en cuenta su posición … día de registro, el tiempo y sacar sus observaciones utilizando una hoja de observación . Apunte los datos durante cinco días consecutivos, adicionalmente:
3. Esté atento a la misma estrella / la constelación durante el próximo mes, al mismo tiempo y desde el mismo lugar, registro y sacar sus observaciones. Si usted se salta una noche,ponga en su hoja de observación una casilla en blanco.
4. Utilice medidas angulares (ver ejemplo) para indicar la distancia del objeto pasado de punto fijo.
5.-El mismo procedimiento para la observación de las fases de la Luna.
Ilustración de ejemplo.
Actividad recomendada tras la observación:
Preguntas para la discusión sobre la base de las observaciones. Cada alumno contesta las siguientes preguntas en sus cuadernos:
. ¿Cómo puede saber si el objeto es una estrella o un planeta?
. ¿Qué movimiento se observa?, ¿En qué dirección se mueve el objeto observado?
Dibuje un diagrama del lugar donde el objeto estará en varios días o un mes. ¿Cómo
determinar que?
. ¿Qué movimiento es el que representa la diferencia de hora en el tiempo ?
. ¿Qué movimiento explica la deriva diaria?
.¿Detecta alguna anomalía en el tránsito del objeto? Explique la anomalía.
Recursos adicionales para facilitar el aprendizaje:
Software stellarium. (Gratuito).
2.-Herramientas de observación en astronomía.
Objetivos: 1.-Entender cómo funciona un sistema de observación en astronomía. ¿Cómo funciona un telescopio?.
2.-Los objetos distantes y su dificultad para observarlos. Espectros, visual e infrarrojo. ¿Por qué algunos objetos no pueden contemplarse en el visual?
3.-Radiotelescopios.-Fundamentos y Configuración.
4.-Construcción de un Telescopio Propio.
Métodos para construir un Telescopio casero:
A.-Método y esquema para construirlo.
Para construirlo debe tener :- 2 lentes convexas, 1 palo o bloque de un metro de longitud , y una tarjeta blanca o una cartulina blanca.
1. Montar la lente en un palo, como se muestra en el diagrama; fijando el objetivo de la lente en algún
objeto distante.
2. Colocar la pantalla en el palo y enfocar la imagen formada por el objeto
en la pantalla .
Señale que la distancia de la lente a la pantalla es la longitud focal de la lente. Dependiendo de las lentes disponibles, encontrar la distancia focal de varias lentes (lente curva produce una longitud focal corta. Si la lente está ligeramente curvada produce una longitud focal larga).
Utilice la lente con la mayor longitud focal de la lente como objeto y una con una corta distancia focal como la lente ocular.
3. Coloque la lente ocular en el palo de un metro a la distancia correcta.
Retire la pantalla y ver el objeto a través de ambas lentes.
4. Salir a la calle con su telescopio y vea la luna, a continuación, repita la experiencia con otros objetos celestes.
5. En su cuaderno, explique como cómo el telescopio refractor funciona.
B.-Estructura de un Telescopio Refractor.
Los objetos celestes, pueden contemplarse en el espectro visual, gracias al uso de un telescopio refractor. El inconveniente de los Telescopios refractores es que no descomponen los colores, por lo que los objetos visualizan la luz pero no el color.
La distancia focal es distancia comprendida entre el objetivo del telescopio (sea un reflector o refractor) y el plano focal del mismo. Esta medida varia según el diámetro del objetivo y del diseño del mismo (la curvatura del espejo, por ejemplo) Este dato esta siempre presente en los telescopios, incluso impreso sobre los mismos dado que es 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.
La razón focal (o F/D) es el índice de cuan luminoso es el telescopio. Esta medida 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 telescopio 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 910 mm de focal (F), con 114 mm de diámetro (D) posee una razón focal de 8. Este valor sin unidades representa cuan luminoso es el telescopio para astrofotografía.
Muchas veces es llamada la “velocidad” del telescopio: se dice que es un telescopio rápido cuando su razón focal es baja (no tiene relación con las características mecánicas del mismo, sino la velocidad de recolección de luz). Como es de esperar, esto es especialmente importante en la 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 si nos ubicásemos a una distancia “tantas veces” mas cercana al objeto.
Por ejemplo: si observamos a la Luna con 36 aumentos (36x, nombrado 36 “por”) y sabemos que esta se localiza a unos 384.000 kilómetros de distancia, nos aparecerá tal cual seria observada desde solo 10.666 kilómetros. Esto se calcula fácilmente dividiendo la distancia por la ampliación utilizada.
Para saber cuantos aumentos estamos utilizando debe conocerse la distancia focal de nuestro telescopio y la distancia focal del ocular utilizado, dado que son estos últimos los que proveen de la ampliación a cualquier telescopio. A menor distancia focal, mayor será la ampliación utilizada. Para calcular los aumentos implementados 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 910 milímetros de focal, con un ocular típico de 25 mm, la ampliación es de 36.4x.
Pero claro que existe un límite para los aumentos en un telescopio, el cual está dado 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 formula, una dice que la máxima ampliación corresponde a 60 veces el diámetro del objetivo en pulgadas:
Amax = 60 . D [pulgadas]
Donde Amax son los aumentos máximos teóricos, y D es el diámetro del objetivo en pulgadas. Por ejemplo: para un telescopio de 114 mm de diámetro [4.5 pulgadas] la máxima ampliación es de unos 270x (correspondientes a un ocular de 3.3 mm)
Otra formula propone multiplicar por 2.3 el diámetro del objetivo en milímetros:
Amax = 2.3 . D [mm]
Si utilizamos el ejemplo anterior, el resultado se acerca bastante: 262.2x. De todas formas recordemos que es un limite teórico solo aplicable a ópticas perfectas en condiciones ideales. Lo mas importante para recordar es que los aumentos no son importantes, no hay que preocuparse a la hora de adquirir un telescopio la cantidad de aumentos que brinda, dado que en la práctica es mucho mas apreciada la definición y la nitidez de la imagen.
Muchos fabricantes menores de equipos proponen aumentos de 600x o 750x. Debe saberse que estas medidas no se corresponden con la realidad de los telescopios, aún cuando ellos lo justifiquen adicionando multiplicadores de focal (barlows), dado que al utilizar las formulas correspondientes se observa que el límite de ampliación es superado ampliamente, brindando imágenes de muy baja luminosidad y poca calidad.
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, o sea que no se aumenta la resolución por utilizar mayores aumentos, un instrumento posee cierto poder separador intrínseco definido por las características técnicas que lo componen.
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 calculo es totalmente teórico, dado que el poder separador de cualquier instrumento instalado sobre la superficie terrestre está severamente influenciado por laatmósfera. Así, un telescopio de 114 mm de diámetro (4.5 pulgadas), posee una resolución teórica de aproximadamente 1 segundo de arco, pero en la practica esta se ve disminuida muchas veces a mas de la mitad.
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 mas débiles. Para calcularla se emplea la siguiente fórmula:
MLIMITE = 7,5 + 5 . 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 114 mm de objetivo la magnitud mas baja observable será del orden de 12.78, en condiciones muy favorables, noche sin Luna y una atmósfera estable y transparente.
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 calculo es válido para estrellas, asteroides y ese tipo de objetos puntuales (también con planetas lejanos como Urano y Neptuno)
Las condiciones atmosféricas y de polución lumínica así como la agudeza visual del observador cambien sustancialmente la magnitud visual límite observable. Cielos oscuros y experiencia observacional llevan a alcanzar el verdadero límite del telescopio.
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 910 mm de focal la ampliación es de unos 36x. Para calcular el campo visual se divide el campo aparente del ocular (50 grados en este caso) por la ampliación utilizada (36x), obteniéndose un campo real de unos 1.38 grados. 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 mas 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)
· 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 = 7,5 + 5 . Log D [cm]
f/d: Razón Focal
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)
R: Resolución
M: Magnitud
Profundizar en Astrosurf.
Cámaras digitales de 700 aumentos en Zoom y Cámaras de vídeo de la Generación JVC/Panasonic/NiKOn/ 2000-2003.
Estas cámaras digitales, contaban con zoom digital de 700 aumentos equivalente a los modernos telescopios digitales. El problema reside en la vibración al aplicar el zoom digital, lo que se corrige con el trípode adecuado y una combinación de telescopio auxiliar para la localización del objetivo.
Uno de los Telescopios más eficientes en el uso combinado con este tipo de cámaras es el modelo SkyQuest XX12Intelliscope:
Los telescopios buenos son muy costosos. Su precio oscila desde los 1.400 euros a los 19.900 euros, por lo que realmente son prohibitivos para la mayoría de los bolsillos. Un modelo como el SkyQuest XX12Intelliscope apenas tiene 100 aumentos. Por debajo de esas calidades, las cámaras fotográficas convencionales les ganan terreno si el que las usa tiene la adecuada destreza y conocimientos de astronomía para poder fotografiar. Evidentemente, esta circunstancia no les gusta a los fabricantes de telescopios.
Las series de videocámaras digitales de principios de la década 2000, presentaban una serie de peculiaridades que permitían ser usadas como telescopios de gama alta, siempre que su usuario tuviera la destreza oportuna en el uso, algo poco común en los usuarios domésticos de cámaras de vídeo.
De todas las estudiadas, merece especial atención la JVC Zoom X700 Digital, modelo 2003. Quien tenga esta cámara, tiene un tesoro en su casa. Actualmente está descatalogada, por lo que su precio depende de lo que paguemos en mercados de segunda mano.
Un buen trípode de fijación acompañado de un soporte de asistencia en coordenadas por el software Stellarium, permite horas de observación astrofísica de la máxima calidad en el visual. Si alguien conserva esta joya y no sabe que hacer con ella, se la compramos por 100 Euros. Es difícil encontrarla, ya que muchos se han desecho de esta cámara. Otros por desconocimiento, la guardan en el armario. Si alguien tiene una de estas y no desea utilizarla, aquí encontrará comprador.
Finalizamos con un cuadro de distancias de observación de los eventos estelares más observados:
(apparent mag.) Distance
(L.Y)
Deneb +1.26 650
Formalhaut +1.15 23
Sirius -1.46 9
Betelgeuse +0.4 450
Antares +1 391
Engelbrektson, Sune, and Peter Greenleaf. Letís Explore Outer Space.
New York: Sentinel Books Publishers, Inc. , 1969
2. Fix, John D. Astronomy: Journey To The Cosmic Frontier. St. Louis:
Mosby-Year Book, Inc., 1995
3. Macaulay, David. The Way Things Work. Boston: houghtonh Mifflin Company, 1988
4. Winkler, Alan, and Leonard Bernstein, Martin Schacter, Stanley Wolfe. Concepts
and Challenges in Science. Newton: Cebco, 1984
5. The World of Science. Edinburgh: Southside, 1989
Tutorial gentileza de Mark Foster. Antiguos Alumnos de la Colby University
CategoríasAstrofísica General, Binomio-Euler-Fibonacci, Ciencia y Conciencia, Ecuación de Euler, exociencia, Filosofía Científica, Generación 2012, HiperGeometría Espacial, Informatica e Internet, Ingeniería Hidráulica y Ambiental, Interacciones Fuertes, Metodología, Modelo científico siglo XXI, Open Source, Papers, Reflexiones, Tecnologías Avanzadas, Tecnologías Exociencia, Telecomunicaciones, Trigonometría EtiquetasAstrofísica, campo de observación, Construir un telescopio, Distancia Focal, Luna en Blanco y Negro, Luna en colores, Magnitu Límite, mancha de difracción, Metodología StarViewer, Metodología StarViewerTeam, Misterios de la astrofísica, Objetos Estelares, observación de la luna, Observación directa, Primer plano objetos estelares, Requisitos para construir un potente telescopio, StarViewerTeam, Telescopios, Tutorial de astrofísica, Tutorial de astronomía para todos los públicos
3 Replies to “Tutorial de astronomía para todos los públicos.”
4 Abr 2012 en 16:28
Pingback: Los verdaderos colores de la Luna. « P0STS: " COSMO-GALACTICO-TERRESTRES "
Fernando Quintana (@ferquintana84) dice:
12 Abr 2012 en 4:17
Pregunta, escribo desde Argentina. Tengo esta videocámara y otra similar archivada, podrían informarme como utilizarla como telescopio? Gracias
Entrada anteriorPrevio Los verdaderos colores de la Luna.
Entrada siguienteSiguiente La madre de todos los Tornados: 17 Tornados en Texas ponen en alerta el área metropolitana.

References: resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución 
 Resolución