1.-Características del Telescopio:

Los telescopios constan de dos piezas fundamentales: objetivo y ocular.

a) El Objetivo es el elemento que recoge la luz procedente del objeto astronómico y la concentra en un plano, el plano focal, donde se forma la imagen real o invertida. El objetivo debe ser un elemento convergente y puede ser una lente (telescopio refractor) o un espejo (telescopio reflector).

b) El ocular es el elemento que recoge la imagen generada por el objetivo y la hace accesible para el observador, que coloca el ojo tras el ocular. El ocular es siempre una lente o conjunto de lentes y es un elemento que podemos intercambiar para obtener diferentes aumentos en nuestro telescopio.

c) La distancia entre el objetivo (lente o espejo) y el plano focal se denomina distancia focal del telescopio (F_t). Esta distancia es importante pues nos ayudará a calcular los aumentos o amplificación del telescopio.

Esquema básico de un telescopio refractor la imagen aparece invertida en el plano focal (P), posición que coincide con el foco del ocular para una mejor visualización del observador.

 Para observar el objeto astronómico debemos colocar un ocular, estos llevan escritos unos números, la distancia focal del ocular.

 Oculares de diferentes distancias focales (17mm, 21mm y 24mm).

 Para saber los aumentos del telescopio hay que dividir la distancia focal del telescopio entre la del ocular:

         Aumentos = (F _telescopio/ F _ocular)

 Por ejemplo sí a un telescopio con una distancia focal de 1000 mm  le colocamos un ocular de 20mm obtendremos un aumento de: (1000/20) = 50x, (los aumentos se suelen nombrar con la letra “x” detrás del número), sí colocamos un ocular de 10 mm tendríamos un aumento de 100x, es decir a menor distancia focal del ocular obtenemos más amplificación.

Estos aumentos o amplificación no significan que el objeto se vea tantas veces más grande, sino que es la imagen que observaríamos si estuviéramos tantas veces más cerca. Es decir sí un objeto que se encuentre por ejemplo a 300.000 km lo observamos con un aumento de 50x lo veríamos como si estuviéramos a 6000 km del objeto, valor obtenido dividiendo la distancia del objeto entre el aumento utilizado.

d) Denominamos campo visual al trozo de cielo que se ve a través del ocular. Obviamente cambiará cuando se cambie de ocular. Para conocerlo, hay saber el campo del ocular (normalmente lo lleva escrito), así como los aumentos que te proporciona. Entonces, para saber cuantos grados tiene el campo visual real, se aplica la fórmula siguiente:

Campo visual (º) = Campo del ocular (º) / aumentos

Por ejemplo con un ocular con 40º de campo que nos proporcione un aumento en nuestro telescopio de 50x tendremos un campo visual de: 40/50 = 0.8º.

e) Para determinar la luminosidad del telescopio (poder de captación de luz) debemos dividir la distancia focal del telescopio (F_t) entre diámetro de la abertura (D), a esta división se la llama razón focal:

Razón focal = F_t/D

–Por ejemplo un telescopio de F=1000mm y D=150mm tendrá una razón focal de 6.6, sí tenemos otro telescopio con un objetivo D=200  y con la misma F se tendría una razón focal más pequeña  (Razón focal = 5) y por tanto sería más luminoso.(A menor razón focal más luminosidad)

Cuanto mayor sea la abertura y corta la focal más luminoso será nuestro telescopio. Los fabricantes de telescopios suelen describir sus telescopios en términos de razón focal, usando la siguiente terminología según el telescopio: f/6, f/8, etc. con este valor podemos conocer la distancia focal del telescopio simplemente multiplicando por el diámetro del objetivo. Por ejemplo un telescopio de 100mm de abertura y razón focal especificada por el fabricante como f/5 tendrá  una distancia focal de 500 mm.

f) Otro factor importante es la Resolución del telescopio (R). Llamamos resolución al poder que tiene el telescopio en separar dos objetos que están muy juntos. Esta medida se da en segundos de arco[1] (‘’) y viene determinada por el diámetro de la abertura, a mayor abertura mayor resolución del telescopio. Un segundo de arco es una cantidad muy pequeña, es aproximadamente el tamaño de una moneda vista a varios kilómetros de distancia.

La formula teórica es la siguiente:

                                                           R (“) = (0.138 / D)

Donde 0.138 es una constante para telescopios ópticos y D es la abertura en metros.

–Por ejemplo partiendo de esta formula si tenemos un telescopio de diámetro D= 1m la resolución será de 0.138 segundos de arco, sí por el contrario tenemos un telescopio de D = 0.5 m (más pequeño que el anterior) la resolución sería de 0.276 segundos de arco. Por tanto con el telescopio de

D= 1m tendremos mayor poder de separación pues podremos ver objetos separados 0.138 “.

Este valor es siempre teórico pues la turbulencia atmosférica provoca que tengamos peores resoluciones que las indicadas en las especificaciones del telescopio.

Estrella Albireo (Cisne), a simple vista parece solo una estrella pero con telescopios se aprecia que tiene una acompañante a 35” de arco.

En el cielo la luna y el Sol tienen el mismo tamaño aparente (0.5º o 30 minutos de arco). Con el brazo extendido y usando el pulgar podríamos tapar la  luna o el Sol.

 Como hemos visto la abertura del telescopio es muy importante a la hora de captación de luz y de resolución de detalle. Sí el telescopio capta más luz podemos ver estrellas de magnitud aparente más baja. Cuando hablamos de magnitud aparente de las estrellas nos referimos al brillo aparente que la estrella presenta. Esta escala de magnitudes fue introducida por el astrónomo griego Hiparco el año 129 a.c., este dividió las estrellas que se ven a simple vista en seis clases según su brillo, desde la primera magnitud (mayor brillo) hasta la sexta magnitud (menor brillo). Fue la primera escala de magnitudes de estrellas, pero no fue hasta 1856 cuando el astrónomo inglés Norman Pogson definió matemáticamente[2] esta escala. Obteniendo valores negativos para las estrellas más brillantes y valores muy bajos para las más débiles, así el Sol tiene magnitud aparente -26, la luna llena -12, la estrella Vega 0 y la estrella polar magnitud +2. Los objetos más débiles observados son de magnitud +30 y han sido observados por el telescopio espacial Hubble.

g) Para calcular la magnitud mínima que se puede observar con nuestro telescopio usaremos esta fórmula teórica:

Ml = 7.10 + 5 log D

Donde D es la abertura del telescopio en centímetros. Este valor es teórico ya que la perturbación atmosférica nos hará ver menos estrellas de las teóricas, normalmente para realizar observaciones de calidad se debe ir a lugares muy oscuros y alejados de ciudades. Los observatorios profesionales tienen sus telescopios en lugares a gran altitud y con climas muy estables.

 Otro factor que puede afectar a la magnitud limite que podemos ver es nuestra propia capacidad visual, nuestro ojo tarda alrededor de 20 minutos en adaptarse a la oscuridad, a partir de esos minutos podremos apreciar más estrellas a simple vista y a través del telescopio. Con el telescopio observaremos objetos más débiles al aumentar la abertura y obtendremos mayor resolución, como podemos apreciar en la siguiente tabla teórica. Estos resultados son para objetos puntuales, ya que los objetos más extensos como galaxias y nebulosas tienen repartida en su superficie la magnitud aparente:

 Resumen de Formulas:

 Aumentos = (F _telescopio/ F _ocular)

Razón focal = ( F _telescopio / D )

Campo visual (º) = Campo del ocular (º) / aumentos

Resolución (“) = (0.138 / D)  (D en metros)

Magnitud mínima =7.1 + 5 log D   (D en centímetros)

 

2.-  Uso del telescopio.

En este apartado estudiaremos las diferentes partes del telescopio y a como utilizarlo para una correcta observación astronómica.

 Piezas del Telescopio y uso.

a) El buscador. Este pequeño telescopio se utiliza para la búsqueda del objeto astronómico, tiene un gran campo de visión, pocos aumentos y un aspa con la que podemos localizar el objeto fácilmente.

                                               Buscador

Debemos alinearlo con el telescopio para que lo que observemos con el buscador lo observemos centrado en el telescopio. Para alinearlo primero se coloca en el telescopio un ocular de baja potencia y se busca un objeto muy alejado (a más de 1km), dejamos fijo el telescopio en ese punto y lo buscamos con el buscador. Para ello simplemente ajustamos los tornillos del buscador hasta que tengamos el punto observado en el centro del aspa, una vez hecho esto todo lo que observemos con el buscador lo veremos centrado en nuestro telescopio. Hay otros tipos de buscadores, como por ejemplo los de haz láser que utilizan un láser para la búsqueda de objetos, se suelen utilizar como completo del buscador óptico.

b) Oculares. Podemos variar los oculares para tener diversas amplificaciones de la imagen astronómica, es importante disponer de varios oculares de diversas potencias (por ejemplo 40mm, 25mm y 6mm). En primer lugar para encontrar el objeto usaremos un ocular de baja potencia, seguidamente iremos variando el tipo de ocular según las amplificaciones que deseemos obtener y el tipo de objeto a observar.

 

Colocación de oculares en el telescopio.

En el ocular aparte de la especificación de la distancia focal aparece una letra, esta nos indica el tipo de ocular, la siguiente tabla nos indica los tipos de oculares más comunes:

Ramsden (R)	Ocular de dos lentes. Poca calidad. Sólo para poca potencia. Telescopios de iniciación
Huygens (H)	Poca calidad, mal corregido de aberración cromática. Telescopios de iniciación
Kellner (K)	Lentes acromáticas. Potencias medias, es de mejor calidad que los anteriores, con buena corrección cromática.
Ortoscópico (O)	Triplete de lentes. Muy buenos para altas potencias, corrección cromática, gran definición y contraste.
Plöss y SuperPlös (P) y (SP)	Gran campo y amplia gama de potencias. Ocular muy valorado para astronomía.
Erfle (E)	Gran campo y muy adecuados para bajas potencias. Buena definición central.

Oculares Plöss de 25 y 6.5 mm, muy utilizados por su calidad y precio.

 Adicionalmente a los oculares podemos interponerles una lente de Barlow, esta  nos permite multiplicar la focal de nuestro telescopio en función de la relación indicada por el fabricante (1.5x, 2x, etc). La más utilizada es la 2x (duplicador). Lo que conseguimos anteponiendo una lente de Barlow 2x a nuestros oculares es doblar su poder de aumento al duplicar la distancia focal, pero hay que tener cuidado pues suele provocar perdida de luminosidad con lo que es importante ir variando oculares hasta encontrar el que defina mejor la imagen. Funciona mejor con oculares de potencia media.

                                                 Lente Barlow 2x

Hay que recordar que lo importante en un telescopio, más que los aumentos, es el tamaño de la abertura ya que colecta más luz y podemos observar objetos más débiles. Muchos aumentos provocan pérdida de luz y campos de visión más pequeños.

Para observar los objetos que estén muy cerca del cenit o en el cenit se puede colocar un prisma cenital para observarlos cómodamente. Este se coloca ante el ocular y desvía la luz 90º. El inconveniente que tiene es que resta luz y campo.

 Prisma cenital y ubicación en telescopio

c) Filtros. Para observar los objetos astronómicos podemos colocar filtros al ocular o al objetivo para resaltar determinados detalles.

 Filtros de Ocular: Se colocan enroscados al ocular y se utilizan para filtrar la luz y resaltar determinadas características en los objetos astronómicos. Para planetas o la Luna se utilizan filtros de colores que resaltan la superficie y la atmósfera de los planetas. Cuando estamos en lugares con contaminación lumínica se pueden utilizar filtros para la polución lumínica LPR (ligth pollution o Sky Glow) que disminuyen el paso de longitudes de onda provenientes del alumbrado público (siempre que sean lámparas sodio o vapor de mercurio). Para nebulosas se utilizan filtros H-a que nos sirven para observar formaciones nebulosas que emiten en la banda del Hidrógeno.  Hay una gran diversidad de filtros en función de la longitud de onda que queramos resaltar o eliminar.

Filtros de colores para la observación planetaria y filtro antipolución lumínica

Filtros de Objetivo: Se colocan en el objetivo, son filtros usados para observación solar, también  existen filtros SUN para oculares pero pueden dañar a la larga el ocular o la vista.

 Filtro de objetivo para la observación del Sol y telescopio con filtro Solar.

 d) Monturas del telescopio.

El cuerpo del telescopio se posa sobre una montura, que es la parte mecánica que se encarga del movimiento controlado del telescopio. La montura es una parte muy importante del telescopio pues nos permite observar los objetos con total estabilidad y el seguimiento de estos. Tenemos dos tipos básicos de montura: Montura Altazimutal y Montura Ecuatorial.

Montura Altazimutal

Estas monturas utilizan coordenadas horizontales con movimientos en dos ejes: el horizonte en acimut de 0º a 360º y la altura desde el horizonte al cenit (de 0 a 90º).

Este sistema de ejes aunque parezca sencillo tiene la complicación de que para el seguimiento del objeto es necesario actuar simultáneamente sobre los dos ejes. La imagen rota en el plano focal con lo que tenemos que compensar este movimiento, para esto se suele utilizar un mando para el seguimiento del objeto una vez encontrado. Sí tenemos un telescopio motorizado tipo Goto sigue perfectamente el movimiento de las estrellas, tan solo para alinearlo debemos dejarlo en forma horizontal enfocado hacia el norte y añadir al ordenador nuestras coordenadas geográficas, a partir de ahí el telescopio encontrará todas la estrellas a partir de un par de estrellas de referencia. Este tipo de monturas es la más utilizada en los observatorios profesionales, por su simpleza en la mecánica.

                  Telescopios de montura altazimutal: (1)  manual, (2) robotizado sistema GOTO y (3) modelo Dobson muy popular en astronomía por su fácil manejo.

 Montura Ecuatorial.

 Las estrellas tienen un movimiento aparente alrededor de la estrella polar en forma de circulo, a este movimiento se le denomina moviendo diurno de las estrellas. Mediante la montura ecuatorial podemos mover el telescopio en el sentido de esa rotación. Esta montura tiene dos ejes, el eje de ascensión recta A.R. (eje polar)  y el eje de declinación.

 

Montura ecuatorial alemana EQ, sí el eje polar está paralelo al eje del mundo su inclinación será igual a la latitud del lugar.

 Un giro alrededor del eje polar  permite compensar el movimiento diurno del firmamento. Veremos a continuación un modo básico de poner en modo estación un telescopio de montaje ecuatorial. Dejar el telescopio en modo estación es dejarlo operativo para poder realizar el seguimiento de los objetos astronómicos con el simple movimiento de los mandos:

  1) Colocación del trípode.

Se colocará el trípode en un lugar completamente plano y colocando las patas en los puntos cardinales, haremos esto utilizando una brújula:

Se comprobará también que la montura esté perfectamente nivelada sobre el trípode para que los movimientos horizontales del telescopio sean totalmente correctos.

 2) Equilibrado de las pesas.

Equilibraremos las pesas del telescopio dejando el eje de las pesas y el tubo del telescopio paralelo al suelo, si el cuerpo del telescopio se vence hacia un lado moveremos las pesas hasta que esté equilibrado.

3) Latitud del Lugar.

La altura del polo celeste coincide con la latitud del lugar en el que estemos realizando la observación, así si estuviéramos en el polo norte el polo celeste estaría a 90º, sí estamos en Valencia estaría a 39º (latitud de Valencia: 39º28’12”N). La estrella polar está muy cerca del polo celeste, aproximadamente a 1º por esa razón todas la estrellas parecen girar alrededor de la estrella polar, porque el eje del mundo (eje polar) pasa muy cerca de la estrella polar. Si queremos que nuestro eje de A.R. este paralelo al eje terrestre, debemos ponerlo a la misma latitud (como hemos visto altura sobre el horizonte a la que se encuentra aproximadamente la estrella polar para mi localización) por tanto debemos inclinar nuestra montura a la altura de nuestra latitud con el mando correspondiente.

Inclinación de la montura del telescopio con la latitud del lugar

Una vez hecho esto no debemos volver a cambiar esta inclinación de la montura a no ser que cambiemos el lugar de observación a otra latitud diferente. Ahora solo falta colocar el tubo del telescopio enfocado hacia el norte, esto lo hacemos girando la montura en Acimut hasta que le cuerpo del telescopio esté hacia el norte (nos ayudamos con una brújula). Colocando el eje de declinación a 90º ya deberíamos ver la zona del polo celeste con la polar muy cerca de este, si esto es así tenemos perfectamente colocado el telescopio para un seguimiento de las estrellas con tan solo mover los mandos de Ascensión recta o declinación. Este método de alineación del telescopio es el más sencillo, pero hay otros mucho más complejos y por tanto más precisos, métodos necesarios si se va a realizar seguimientos de objetos para astrofotografía o estudios científicos.

Actualmente hay a la venta muchos telescopios robotizados que realizan la alineación de la montura simplemente introduciendo las coordenadas geográficas de la localización, y utilizando un sistema motorizado de seguimiento GOTO, la forma de colocar el telescopio en estación es la misma que hemos descrito para el telescopio de uso manual. Una vez puesto en estación el software del telescopio nos alineará el telescopio usando varias estrellas cercanas a la polar, consiguiendo una alineación perfecta del telescopio. Sí este telescopio tiene bases de datos de estrellas podremos encontrarlas fácilmente simplemente indicando al ordenador sus coordenadas o nombre.

Telescopio robotizado y montura GOTO

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* Y esto es todo lo que quería contaros sobre uso de telescopios, espero que esta sencilla guía os sirva para sacar el máximo rendimiento a vuestros telescopios.

Saludos a tod@s.

Jose Vicente.

Notas:

[1] En astronomía los tamaños o separaciones de los objetos se expresan en medidas angulares (minutos o segundos de arco), así la luna mide medio grado que corresponde a 30 minutos de arco, lo que equivale a 1800 segundos de arco. (1 grado=60 minutos de arco=3600 segundos de arco)

[2] Norman Pogson (1829-91) determinó que la relación entre las intensidades luminosas de una magnitud y la siguiente debía permanecer constante. Una típica estrella de primera magnitud es aquella 100 veces más brillante que una típica estrella de magnitud sexta; así, una estrella de primera magnitud es aproximadamente 2,512 veces más brillante que una de segunda magnitud.