Source: https://es.scribd.com/doc/36624065/telescopios
Timestamp: 2016-02-10 12:54:52+00:00

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ÓPTICA BÁSICA INSTRUMENTOS ÓPTICOS
Panorámica del cielo visible. Posicionamiento desde la tierra. Conocimiento de Efemérides Conocimientos del sistema solar.
La luz es una onda electromagnética La astronomía depende de la captura de la mayor cantidad de luz que proviene de las estrellas.
Las ondas son perturbaciones que viajan en el espacio transportando energía. Por esto es necesario conocer os fenómenos que la dominan.
. Este es el responsable de que se vea el reflejo en un espejo. A ley de la reflexión asegura que el angulo de incidencia y de reflexión es el mismo. “rebota”.REFLEXIÓN
La luz que incide contra un material que no absorbe la onda (por ejemplo un espejo). Así se produce el fenómeno conocido como reflexión.
) y cambia su dirección.REFRACCIÓN
En el fenómeno de refracción la luz incide contra un material que absorbe la onda (agua.vidrio. En la refracción el angulo del rayo de incidencia es diferente al angulo del rayo refractado. etc. Cuando la luz pasa de un medio a otro se produce tanto un rayo reflejado como uno refractado.
El efecto es que el Sol aparece en posiciones que no son reales.
.REFRACCIÓN DE LA LUZ SOLAR
Los rayos de luz solar se refractan en la atmósfera.
según desviación creciente:
Rojo Anaranjado Amarillo Verde Azul Añil Violeta
En el fenómeno de la dispersión.
. se observa una amplia banda coloreada con siete colores. a través de un prisma o una gota de agua en el aire. en lugar de aparecer un punto iluminado sobre una pantalla. De esta manera el rojo sufre menor desviación y el violeta mayor.DISPERCIÓN
Al pasar un haz luminoso de luz blanca. que son. las radiaciones con menor longitud de onda son desviadas en mayor grado. se desviá según las leyes de la refracción.
Cuando el rayo de luz parte de un medio hacia otro menos denso (del agua al aire. a partir de un angulo de incidencia determinado. y transportara el rayo de luz sin que se pierda energía en el proceso. por ejemplo) ocurre que. Fibra óptica. prismáticos
. el rayo ya no se refracta más. En este punto se reflejará completamente en el interior del medio.
Magnificación de los objetos. Poder de resolución
Acumulan luz en una pequeña región. es curva.LENTES
Los lentes son medios transparentes que obedecen las leyes de la refracción. PROPIEDADES. con la propiedad de concentrar o dispersar rayos de luz limitados por dos superficies. por lo menos. una de las cuales.
CLASES – Según la superficie son: ● Biconvexas ● Plano convexa ● Convexo-cóncava ● Menisco ● Plano-cóncava ● Bicóncava
Según desvían la luz pueden ser: Convergentes ● Divergentes
Así. una para cada coloro presente en la luz incidente y de distinto tamaño. Una lente no forma una imagen. sino una serie de imágenes a distancias distintas de la lente.
. cada color se enfocará en puntos diferentes.ABERRACIÓN CROMÁTICA
Distintos colores son refractados por un mismo medio de de diferente manera.
se reflejan y convergen al punto llamado imagen.ESPEJOS
Los espejos son superficies pulidas que forman imágenes que obedecen las leyes de la reflexión. cóncavos o convexos. luego pasar por la lente. De acuerdo a la forma: planos. con la capacidad de concentrar o dispersar la luz.
La imagen se forma cuando todos los puntos de un objeto. Pueden ser planos o curvos.
Como resultado de la aberración esférica. sino que presentan una superficie envolvente que se denomina cáustica. las imágenes nunca serán puntuales.
En un espejo las zonas más alejadas del eje les corresponde una distancia focal distinta que a las zonas próximas. sino manchas sobre una pantalla o sobre algún material fotosensible. El resultado es que no todos los puntos se reúnen en un único punto imagen. Los rayos más alejados del eje tienen distancias focales menores que los rayos próximos al eje.
Parámetro óptico más importante. que recolectan cierta cantidad de luz y la concentran en un punto.LOS TELESCOPIOS
Los telescopios son básicamente instrumentos diseñados para la observación de objetos remotos. DISTANCIA FOCAL DEL OCULAR: junto con la distancia focal del objetivo determina la magnificación del telescopio.
. LONGITUD FOCAL DEL OBJETIVO: determina el tamaño de la imagen. Es la distancia del lente (o espejo) al punto donde los rayos paralelos convergen. Las partes ópticas fundamentales de un telescopio son:
OBJETIVO: Crea la imagen primaria. determina la cantidad de luz que se capta. OCULAR: Amplía la imagen para verla ABERTURA: diámetro del objetivo.
Son estos los que proporcionan la ampliación del telescopio. necesaria para poder observar objetos de bajo brillo.
. La idea principal en un telescopio astronómico es la captación de la mayor cantidad de luz posible.COMO FUNCIONA
La cantidad de luz captada por el instrumento depende fundamentalmente de la apertura del mismo (el diámetro del objetivo). los cuales se disponen en el punto donde la luz es concentrada por el objetivo (plano focal). Otra lente con menor distancia focal la amplia. Los rayos de luz de los objetos lejanos inciden sobre una lente o un espejo que crea una imagen en el foco del telescopio. Para visualizar las imágenes se utilizan los oculares.
La mayoría de los telescopios modernos usan espejos y prismas. Como se ven las imágenes en diferentes telescopios:
. se utiliza para que el observador no tenga que estar moviéndose para cuadrar la imagen. El accesorio llamado diagonal. La diagonal vuelve la imagen pero en un solo sentido.
PROPIEDADES DE LOS TELESCOPIOS Y FORMULAS
por ejemplo).DISTANCIA FOCAL
La distancia focal es distancia comprendida entre el objetivo del telescopio (sea un reflector o refractor) y el plano focal del mismo.
En dicho foco es donde va situado el espejo secundario plano en caso del tubo reflector o el ocular en el caso del tubo refractor. Esta medida varia según el diámetro del objetivo y del diseño del mismo (la curvatura del espejo.
si trabajamos con el mismo diámetro y los mismos aumentos. Cuanto mas corta es la distancia focal y mayor el objetivo.
.RELACIÓN FOCAL
La relación focal (o F/D) es el índice de cuan luminoso es el telescopio. Esta característica es aplicable en astrofotografía y no en la observación visual. Visualmente. mas luminoso será el telescopio. la imagen será igual de luminosa sin importar la razón focal del sistema óptico. Esta medida esta relacionada con la focal y el diámetro del objetivo.
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]
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). Cuanto mayor sea el número obtenido de la división menor será la luminosidad del telescopio. Veamos un par de ejemplos:
Un telescopio con 800 mm de distancia focal y 200 mm de objetivo tiene una relación focal f/4, por lo que es ideal para la observación de cielo profundo. Un telescopio con 1300 mm de distancia focal y 100 mm de objetivo tiene una relación focal f/13, por lo que es ideal para la observación planetaria. Un telescopio de 1000 mm de distancia focal y 150 mm de objetivo tiene una relación focal f/6,66, por lo que está en el rango intermedio, aunque con posibilidad de observación de cielo profundo. La relación intermedia y por tanto más versátil está entre f/7 y f/8.
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. Por ejemplo: si utilizamos un telescopio de 910 milímetros de focal. dado que son estos últimos los que proveen de la ampliación a cualquier telescopio. 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. con un ocular típico de 25 mm. la ampliación es de 36. A menor distancia focal. mayor será la ampliación utilizada.
.4x.
el cual está dado por el diámetro del objetivo. 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.AUMENTOS
Pero claro que existe un límite para los aumentos en un telescopio. a mayor diámetro mayor será la posibilidad de utilizar grandes ampliaciones.
Por ejemplo: para un telescopio de 114 mm de diámetro [4. D [pulgadas]
Donde Amax son los aumentos máximos teóricos. Hay varias versiones de la formula.5 pulgadas] la máxima ampliación es de unos 270x (correspondientes a un ocular de 3. una dice que la máxima ampliación corresponde a 60 veces el diámetro del objetivo en pulgadas: Amax = 60 .●
Es posible calcular el límite de ampliación teórico (en condiciones óptimas) para cualquier telescopio conociendo simplemente el diámetro del objetivo.3 mm)
. y D es el diámetro del objetivo en pulgadas.
Otra formula propone multiplicar por 2. Lo mas importante para recordar es que los aumentos no son importantes.3 .3 el diámetro del objetivo en milímetros: Amax = 2.2x. De todas formas recordemos que es un limite teórico solo aplicable a ópticas perfectas en condiciones ideales.
. dado que en la práctica es mucho mas apreciada la definición y la nitidez de la imagen. D [mm]
Si utilizamos el ejemplo anterior. el resultado se acerca bastante: 262. no hay que preocuparse a la hora de adquirir un telescopio la cantidad de aumentos que brinda.
. o sea que no se aumenta la resolución por utilizar mayores aumentos.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". un instrumento posee cierto poder separador intrínseco definido por las características técnicas que lo componen. 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. Esta medida se da en segundos de arco y esta estrechamente ligada al diámetro del objetivo. Hay que destacar que no depende de la ampliación utilizada. dado que a mayor diámetro mayor es el poder separador del instrumento.
Para calcular la resolución de un telescopio se utiliza la siguiente fórmula: R ["] = 4. y 4. D es la apertura (diámetro del objetivo) en pulgadas (1 pulgada = 2.56 / D [pulgadas] En donde R es la resolución en segundos de arco.
.54 cm).56 es una constante.
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. Un telescopio de 114 mm de diámetro (4.
.5 pulgadas).RESOLUCION
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 la atmósfera.
. y D es el diámetro del objetivo en cm.MAGNITUD LIMITE
La magnitud máxima a la cual aspiramos observar es uno de los factores a la hora de iniciar nuestras observaciones. Log D [cm] Donde MLIMITE es la magnitud límite.5 + 5 . 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. Esta característica esta íntimamente ligada al diámetro del objetivo.
Hay que notar que el dato obtenido esta dado para magnitudes estelares (objetos puntuales) y no para objetos con superficie como galaxias. en condiciones muy favorables.MAGNITUD LIMITE
Para seguir con el ejemplo: en un telescopio de 114 mm de objetivo la magnitud mas baja observable será del orden de 12. noche sin Luna y una atmósfera estable y transparente. dado que en los catálogos el dato que aparece como magnitud está referido a la magnitud integrada del objeto. cúmulos globulares. Cielos oscuros y experiencia observacional llevan a alcanzar el verdadero límite del telescopio.
. etc. pero como posee superficie esta se distribuye en ella. nebulosas.78. Las condiciones atmosféricas y de polución lumínica así como la agudeza visual del observador cambien sustancialmente la magnitud visual límite observable.
. el cual posee unos 50 grados de campo aparente en un telescopio de 910 mm de focal la ampliación es de unos 36x.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 y el campo visual del ocular (un dato técnico que depende del tipo de ocular y es provisto por el fabricante).38 grados. obteniéndose un campo real de unos 1. Por ejemplo: si utilizamos un ocular Plössl de 25 mm. Para calcular el campo visual se divide el campo aparente del ocular (50 grados en este caso) por la ampliación utilizada (36x).
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.CAMPO VISUAL
La formula del campo visual es: Cr [grados] = Ca [grados] / A Donde Cr es el campo real en grados.
Razón Focal (f/d): f/d = F [mm] / D [mm] Aumentos: A = F [mm] / Foc [mm] Ampliación Máxima: Amax = 2.56 / D [pulgadas] Magnitud Límite: M = 7.3 x D Campo Real: Cr [grados] = Ca [grados] / A Resolución: R ["] = 4.5 + 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
concentran la luz en el plano focal.DIVISIÓN
Existen dos grandes divisiones entre los telescopios. Los refractores: Los telescopios refractores poseen como objetivo una lente (o serie de lentes.
. el cual no es plano como los espejos convencionales. la cantidad varía según el diseño y calidad) que de forma análoga al funcionamiento de una lupa. En astronomía se utilizan ambos tipos de telescopios. cada uno con sus propias ventajas. según el tipo de objetivo que utilizan:
Los reflectores: Los reflectores se constituyen de un espejo principal (espejo primario u objetivo). sino que fue provisto de cierta curvatura (idealmente parabólica) que le permite concentrar la luz en un punto.
Los rayos de los extremos del objetivo son los que sufren la mayor refracción. Este es un sistema muy simple donde los rayos convergen en el plano focal y es ahí donde se dispone el correspondiente ocular para ampliar la imagen. la luz no es desviada.
. mientras que en el eje óptico (o eje de simetría).REFRACTORES
En el gráfico se puede ver el funcionamiento simplificado de un típico telescopio refractor de diseño kepleriano.
Estos incorporan los llamados dobletes acromáticos. logrando estrellas muy puntuales e imágenes planetarias muy definidas.REFRACTORES
En un telescopio de aficionado este sistema está muy mejorado para evitar los efectos ópticos que provoca la refracción de la luz.
. Diseños más complejos corrigen muy bien las aberraciones. destinados a corregir la aberración cromática. el típico efecto de "arco iris" en donde las estrellas parecen tener un borde azul y otro rojo. El doblete acromático dispone de una lente convexa (la misma que en el refractor kepleriano) unida a una cóncava.
siendo en su tiempo una pieza clave para la determinación de la forma de nuestra galaxia.
.REFRACTORES
El telescopio refractor más grande del mundo posee 1 metro de diámetro. y esta ubicado en el Observatorio Yerkes de la Universidad de California. Fue construido en 1897 por Alvan Clark e Hijos.
A través del proceso de aluminización. El espejo primario (objetivo) esta especialmente diseñado para reflejar la mayor cantidad de luz posible. una fina película de aluminio es depositada sobre la previamente pulida superficie del objetivo. La curvatura influye en la distancia focal.REFLECTORES
Telescopio reflector simple. A este tipo de espejos es posible brindarles diferentes curvaturas para responder a distintas necesidades.
. la distancia entre el objetivo y el plano focal.
dado que es posible construir y dar forma a espejos de grandes dimensiones.REFLECTORES
El telescopio reflector es el mas utilizado por los astrónomos profesionales. donde el peso de la lente objetivo se vuelve excesivo y la dificultad de producir una lente de calidad de tales dimensiones es casi imposible y altamente costoso.
. no sucede así con los refractores.
Existen dentro de los reflectores varios diseños de telescopios:
Los mas conocidos y populares entre los aficionados son el reflector Newtoniano y el reflector Schmidt-Cassegrain. Ritchey-Chretien.
. Cassegrain. La principal diferencia radica en la configuración óptica. Schmidt-Cassegrain. Gregory. Maksutov Schmidt.
evitando muchas veces que se empañe durante las noches de observación. dada su simpleza y facilidad de alineado de las partes ópticas (colimación) y porque el objetivo se encuentra protegido.EL REFLECTOR NEWTONIANO
El reflector Newtoniano dispone de dos espejos. En el gráfico se observa la configuración de un típico telescopio reflector Newtoniano de aficionado.
. Este diseño es muy utilizado. el primario (idealmente parabólico. aunque en pequeñas aperturas usualmente es esférico) y el secundario (más pequeño y plano).
La ventaja de los Schmidt-Cassegrain es que su diseño es mas compacto. pudiendo tener distancias focales muy grandes en tamaños reducidos.5 pulgadas) de apertura (diámetro del objetivo) con 910 mm de distancia focal. por ejemplo se tiene un telescopio de 114 mm (4.
.EL REFLECTOR NEWTONIANO
Los diseños newtonianos son mas económicos que los Schmidt-Cassegrain. A mayor diámetro la distancia focal aumenta. pero se vuelven muy voluminosos al aumentar el diámetro del objetivo. mientras que uno de 203 mm (8 pulgadas) de apertura posee una distancia focal de 1220 mm.
los Schmidt-Cassegrain poseen un espejo primario también parabólico. el cual es convexo. Este diseño es muy compacto y muy utilizado por aficionados avanzados. para recibir la luz proveniente del espejo secundario. Es un telescopio apto tanto para la observación planetaria como para objetos del espacio profundo. ● En la gráfica diseño de un reflector SchmidtCassegrain. pero con una perforación en su centro. El diseño Schmitd en particular posee una placa correctora en la entrada de luz del telescopio.
El modelo básico Schmidt-Cassegrain es el usualmente usado por los astrónomos profesionales en los grandes observatorios.
. este la envían al secundario (convexo). el cual posee el trabajo de recibir rayos en diferentes ángulos y reflejarlos todos paralelos para ser captados por el ocular. Incluso el telescopio espacial Hubble posee un diseño Cassegrain similar. solo que en lugar del ocular la luz es enviada a diferentes detectores electrónicos.SCHMIDT-CASSEGRAIN
La función de la placa correctora es "adaptar" la luz al espejo primario.
pero se vuelven muy costosos en aperturas grandes.
.SCHMIDT-CASSEGRAIN Y MAKSUTOV-CASSEGRAIN
Una variación del Schmidt-Cassegrain es el MaksutovCassegrain. Posee una muy alta calidad de imagen. donde las ópticas están mas perfeccionadas y corregidas.
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. algunas muy simples. según los planos de referencia que utilicen (coordenadas). Existen varios tipos de monturas. para que la observación sea confortable y las astrofotografías perfectas. otras mas complejas. Es muy importante la firmeza y suavidad de los movimientos.
. Las monturas se clasifican en dos grandes grupos.MONTURAS
La más simple es la montura altacimutal. que realiza movimientos horizontales y verticales (acimut y altura. Este tipo de diseño lo traen incorporados los telescopios pequeños. y también varios modelos de equipos automatizados (sistemas GOTO). respectivamente).
. dado que su uso es simple. por lo general telescopios refractores de uso terrestre.
o para saber la ubicación de estos. en teoría.
Cabe aclarar que en el hemisferio sur el acimut. Se utilizan dos planos: el horizonte. dividido en grados (0º a 360º. y todas las referencias y software’s muestran como 0º al Norte. desde el Norte hacia el Este) y la altura desde el horizonte hasta el cenit. Para determinar estas posiciones los telescopios importantes con esta montura suelen traer incorporado círculos graduados. se mide desde el Sur. sin importar en que hemisferior se esté observando. hacia el Oeste.MONTURA ALTACIMUTAL
Las monturas altacimutales utilizan las coordenadas horizontales. las cuales son sistemas locales de posicionamiento. Pero por cuestiones de uso es raro encontrar que así se haga. también en grados (0º para el horizonte a 90º para el cenit). en vez de medirse desde el Norte hacia el Este.
. utilizados para ubicar objetos.
Al ser coordenadas locales. la altura y el acimut de un astro cambian de momento a momento (por el movimiento de rotación de la Tierra) y también si se los observa el mismo objeto desde otra locación: al cambiar el punto de observación. acimut para el plano horizontal y altura para el plano vertical. las coordenadas de un objeto dado altacimutales cambiarán.MONTURA ALTACIMUTAL
Un telescopio con montura altacimutal se mueve en estos planos.
.A. que son proyecciones de las coordenadas terrestres longitud y latitud. que utiliza como plano fundamental el ecuador celeste (proyección del ecuador terrestre). sobre la esfera celeste. o R.MONTURA ECUATORIAL
La montura ecuatorial.) y declinación (Dec. ascensión recta (A.R.). respectivamente. Este diseño usa las coordenadas ecuatoriales.
También puede ser motorizado.
. para que el seguimiento sea automático y los objetos se mantengan centrados en el campo visual. 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.MONTURA ECUATORIAL
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 solo mover un eje. Es más compleja que la altacimutal porque es imprescindible que este correctamente alineada para que sea efectiva y porque en ocasiones los movimientos no son los más naturales (como el vertical y el horizontal en el caso de las altacimutales).
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).
Este sistema es el presente en los catálogos de objetos y efemérides para representar la posición de ellos sobre la esfera celeste.MONTURA ECUATORIAL
Las monturas ecuatoriales utilizan el sistema ecuatorial de coordenadas. En este sistema el peso del telescopio es equilibrado por una pesa al final de una barra. las coordenadas son válidas en cualquier sitio de observación.
. De entre los modelos de monturas ecuatoriales se destaca la montura ecuatorial alemana. perpendicular al eje de ascensión recta. o de contrapesos. Ya que el sistema ecuatorial no depende la la ubicación geográfica del observador.
Es muy utilizado por los que desean una gran apertura en reflectores. es un modelo basado en la altacimutal.MONTURA DOBSON
Existen varios tipos de monturas basados en los dos diseños fundamentales anteriores.
. por ejemplo los que se construyen su propio espejo y no quieran tener grandes gastos en monturas sofisticadas. sin trípode y un telescopio de diseño newtoniano como instrumento de observación. La montura Dobson por ejemplo (suelen llamarse telescopios dobsonianos a los que la poseen).
Los de mayor calidad poseen gran cantidad de piezas.
Una distancia focal corta proporciona gran ampliación (ideal para objetos brillantes. Una distancia focal larga proporciona menor ampliación (mas campo visual. Se diferencian entre sí por los diferentes modelos (diseños ópticos) y distancias focales. otorgando el mayor campo visual.
. campo visual reducido y para objetos ténues una vez ubicada la zona de observación).
El tipo de diseño caracteriza a los oculares. ideal para búsquedas). luminosidad y pupila de salida (el diámetro del "cilindro" de luz que se desprende el ocular).OCULARES
Los oculares son los dispositivos ópticos que proporcionan la ampliación a las imágenes. son muy sofisticados.
modelos de oculares híbridos o formatos mejorados.
. Existen oculares mas especializados. pero los hay de calidad inferior en 24. el relieve del ojo ("eye relief".8 mm. Las características de un ocular en particular son principalmente la distancia focal (en milímetros). utilizados para el preciso seguimiento de una estrella en la toma de una fotografía.8 mm y de diseño superior de 50. en milímetros) y el diámetro para el cual fue diseñado (los mas utilizados por los aficionados son los de 31.OCULARES
Los más buscados son los de diseño Plössl. En ocasiones los fabricantes proponen diseños alternativos.8 mm). por ejemplo. el campo aparente (en grados). como los reticulados. con unos 50º de campo aparente dependiendo de el modelo y el fabricante (para obtener el capo real se debe dividir el campo aparente por la ampliación utilizada).
filtros de polución. y el relieve del ojo.). nebulosas.8 mm = 1.OCULARES
También es importante que el ocular posea la rosca interna para colocar filtros.
. etc. el campo aparente. el diámetro externo (usualmente 31.25"). muy utilizados en observación (colores. Las características mas importantes al tener en cuenta un ocular son la distancia focal del mismo (con la cual varia la ampliación obtenida).
como nebulosas planetarias. También puede utilizar las fórmulas de la sección telescopios. lográndose mayor aumento con distancias focales cortas. limitándose su uso a objetos brillantes (Luna.) y para objetos del espacio profundo que requieran mayor ampliación. varia la ampliación obtenida. Para calcular los aumentos hay que dividir la distancia focal del telescopio por la distancia focal del ocular utilizado. estrellas dobles. Usualmente al utilizar mayor aumento. planetas. el fondo del cielo también reduce su brillo.OCULARES DISTANCIA FOCAL
La distancia focal del ocular se mide en milímetros. la imagen disminuye su brillo y el campo visual se reduce. Al aplicar mayor aumento. cúmulos globulares y galaxias. de esa forma puede aumentar el contraste en objetos del espacio profundo difíciles de observar (más que nada los que no son muy extensos). usando las mismas unidades. etc.
. Al variar la distancia focal.
8 mm (1.96 pulgadas) 31.4 (0.4 mm (0.8 milímetros (1.25") No se recomienda adquirir ningún instrumento que tenga oculares de 24.OCULARES DIÁMETRO EXTERNO
El diámetro externo esta referido a la sección que irá insertada dentro del porta ocular del telescopio. Los estándares establecidos son tres:
24.96") ya que no se suelen conseguir oculares de calidad para ese diámetro.8 milímetros (2 pulgadas).
.25 pulgadas) 50.
La medida mas popular es la de 31.
Para calcular el campo visual real debe dividirse el campo aparente por los aumentos utilizados. mayor será el campo real.
. A mayor campo aparente.OCULARES CAMPO APARENTE
Se mide en grados y es una referencia del campo real que se obtendrá al ser utilizado.
lo que hace que el ojo se deba ubicar muy cerca de la primer cara óptica del ocular.) suelen tener un eye relief muy bajo.OCULARES RELIEVE DEL OJO – EYE RELIEF
El relieve del ojo es la distancia a la cual debe situarse el ojo del observador al ocular para mirar la imagen confortablemente..
. Los oculares normales de focal muy corta (8 mm. A mayor relieve del ojo (o distancia de trabajo) es mas cómoda suele ser la observación. de solo unos milímetros. 4 mm..
con ambas caras planas del lado del observador. pero la calidad del mismo es reducida. Es un ocular económico por su simplicidad. Ofrece corrección lateral del color (corrección cromática).DISEÑO DE OCULARES
Este diseño se compone de 2 elementos (dos lentes plano convexas).
DISEÑO DE OCULARES
basado en el diseño Ramsden.DISEÑO DE OCULARES
Posee tres elementos. brindando una mejor corrección cromática. donde fue remplazada la lente más cercana al ojo por un par apocromático.
. A partir de este modelo mejoran muchas de las características técnicas de los oculares.
Compuesto de 4 elementos. tres de ellos dispuestos como una unidad. definición y contraste. Es un diseño mejorado del Kellner.
. Ofrece muy buena corrección cromática.
Posee un campo visual y un relieve del ojo superior a la del modelo Ortoscópico.DISEÑO DE OCULARES
Uno de los diseños mas populares entre los aficionados por su gran desempeño.
. compuesta de dos lentes acromáticas con las caras planas en los extremos. Su construcción es simétrica.
La distorsión (para campos similares) es comparable a la del diseño Ortoscópico.DISEÑO DE OCULARES
Posee un gran campo visual. ofreciendo un gran relieve del ojo con una distancia de trabajo relativamente corta.
. Usualmente consiste en 5 o 6 elementos.
Filtros Barlow Linterna
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