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Telescopio Hubble

Qué significa Telescopio Astronómico? Definición

Un Telescopio Astronómico es una herramienta científica destinado a la observación de los cuerpos celestes y que no requiere ningún sistema de fijación de la imagen

Definición de telescopio astronómico

Se define un telescopio astronómico un equipo tiene un objetivo de larga distancia focal y un ocular de corta distancia focal, generalmente utilizado para la observación de cuerpos celestes.

telescopio astronómico clase 12

¿Cual es el uso de un Telescopio Astronómico?

Telescopio Astronómico, aparato utilizado para formar imágenes ampliadas de objetos lejanos. El telescopio es sin duda la herramienta de investigación más importante de la astronomía. Proporciona un medio para recoger y analizar la radiación de los objetos celestes, incluso los que se encuentran en los confines del universo.

Galileo revolucionó la astronomía cuando aplicó el telescopio al estudio de los cuerpos extraterrestres a principios del siglo XVII. Hasta entonces, nunca se habían utilizado instrumentos de aumento para este fin. Desde el trabajo pionero de Galileo, se han desarrollado telescopios ópticos cada vez más potentes, así como una amplia gama de instrumentos capaces de detectar y medir la radiación en todas las regiones del espectro electromagnético.

La capacidad de observación se ha visto reforzada por la invención de diversos tipos de instrumentos auxiliares (por ejemplo, la cámara, el espectrógrafo y el dispositivo de carga acoplada) y por el uso de ordenadores electrónicos, cohetes y naves espaciales junto con los sistemas de telescopios. Estos desarrollos han contribuido de forma espectacular a los avances en el conocimiento científico sobre el sistema solar, la Vía Láctea y el universo en su conjunto.

Este artículo describe los principios de funcionamiento y el desarrollo histórico de los telescopios ópticos. Para la explicación de los instrumentos que operan en otras porciones del espectro electromagnético, véase radiotelescopio; telescopio de rayos X; y telescopio de rayos gamma.

Telescopios refractores

Comúnmente conocidos como refractores, los telescopios de este tipo se utilizan normalmente para examinar la Luna, otros objetos del sistema solar como Júpiter y Marte, y estrellas binarias. El nombre de refractor deriva del término refracción, que es la desviación de la luz cuando pasa de un medio a otro de diferente densidad, por ejemplo, del aire al vidrio. El cristal se denomina lente y puede tener uno o varios componentes.

telescopio astronomico refractor

La forma física de los componentes puede ser convexa, cóncava o plana-paralela. Este diagrama ilustra el principio de refracción y el término distancia focal. El foco es el punto, o plano, en el que convergen los rayos de luz desde el infinito después de pasar por una lente y recorrer una distancia de una longitud focal. En un refractor, la primera lente por la que pasa la luz de un objeto celeste se denomina lente objetivo. Hay que tener en cuenta que la luz estará invertida en el plano focal.

Una segunda lente, denominada lente ocular, se coloca detrás del plano focal y permite al observador ver la imagen ampliada o magnificada. Así, la forma más sencilla de refractor consiste en un objetivo y un ocular, como se ilustra en el diagrama.

El diámetro del objetivo se denomina apertura; suele oscilar entre unos pocos centímetros en el caso de los pequeños telescopios puntuales y un metro en el caso de los mayores refractores existentes.

El objetivo, al igual que el ocular, puede tener varios componentes. Los telescopios puntuales pequeños pueden contener una lente adicional detrás del ocular para erigir la imagen y que ésta no aparezca al revés. Cuando se observa un objeto con un refractor, la imagen puede no aparecer nítidamente definida, o incluso puede tener un color predominante en ella.

Este tipo de distorsiones, o aberraciones, se introducen a veces cuando se pule la lente para darle su forma de diseño. El principal tipo de distorsión en un refractor es la aberración cromática, que consiste en que los rayos de luz de diferentes colores no llegan a un enfoque común.

La aberración cromática puede minimizarse añadiendo componentes al objetivo. En la tecnología de diseño de objetivos, los coeficientes de dilatación de los diferentes tipos de vidrio se ajustan cuidadosamente para minimizar las aberraciones que resultan de los cambios de temperatura del telescopio durante la noche.

Los oculares, que se utilizan tanto con los refractores como con los reflectores (véase más adelante Telescopios reflectores), tienen una gran variedad de aplicaciones y proporcionan a los observadores la posibilidad de seleccionar el aumento de sus instrumentos.

El aumento, a veces denominado potencia de aumento, se determina dividiendo la longitud focal del objetivo por la longitud focal del ocular. Por ejemplo, si el objetivo tiene una distancia focal de 254 cm (100 pulgadas) y el ocular tiene una distancia focal de 2,54 cm (1 pulgada), el aumento será de 100.

Los grandes aumentos son muy útiles para observar la Luna y los planetas. Sin embargo, dado que las estrellas aparecen como fuentes puntuales debido a sus grandes distancias, los aumentos no aportan ninguna ventaja adicional a la hora de observarlas.

Otro factor importante que hay que tener en cuenta cuando se intenta observar con grandes aumentos es la estabilidad de la montura del telescopio. Cualquier vibración en la montura también se magnificará y puede reducir gravemente la calidad de la imagen observada.

Por lo tanto, se suele tener mucho cuidado en proporcionar una plataforma estable para el telescopio. Este problema no debe asociarse con el del seeing atmosférico, que puede introducir una perturbación en la imagen debido a la fluctuación de las corrientes de aire en la trayectoria de la luz de un objeto celeste o terrestre. Por lo general, la mayor parte de la perturbación del seeing se produce en los primeros 30 metros (100 pies) de aire por encima del telescopio. Los grandes telescopios se instalan con frecuencia en las cumbres de las montañas para estar por encima de las perturbaciones de la visión.

Captación y resolución de la luz

La más importante de todas las facultades de un telescopio óptico es su capacidad de captación de luz. Esta capacidad es estrictamente una función del diámetro del objetivo claro -es decir, la apertura- del telescopio. Las comparaciones de aperturas de diferentes tamaños para su potencia de captación de luz se calculan por la relación de sus diámetros al cuadrado; por ejemplo, un objetivo de 25 cm (10 pulgadas) recogerá cuatro veces la luz de un objetivo de 12,5 cm (5 pulgadas) ([25 × 25] ÷ [12,5 × 12,5] = 4). La ventaja de recoger más luz con un telescopio de mayor apertura es que se pueden observar estrellas más débiles, nebulosas y galaxias muy lejanas.

El poder de resolución es otra característica importante de un telescopio. Se trata de la capacidad del instrumento para distinguir claramente entre dos puntos cuya separación angular es menor que el ángulo más pequeño que puede resolver el ojo del observador.

El poder de resolución de un telescopio puede calcularse mediante la siguiente fórmula: poder de resolución = 11,25 segundos de arco/d, donde d es el diámetro del objetivo expresado en centímetros. Así, un objetivo de 25 cm de diámetro tiene una resolución teórica de 0,45 segundos de arco y un telescopio de 250 cm (100 pulgadas) tiene una de 0,045 segundos de arco. Una aplicación importante del poder de resolución es la observación de estrellas binarias visuales.

En este caso, se observa de forma rutinaria una estrella que gira alrededor de otra. Muchos observatorios llevan a cabo amplios programas de observación de binarias visuales y publican catálogos con los resultados de sus observaciones. Uno de los principales contribuyentes en este campo es el Observatorio Naval de los Estados Unidos en Washington, D.C.

La mayoría de los refractores que se utilizan actualmente en los observatorios tienen monturas ecuatoriales. La montura describe la orientación de los cojinetes físicos y la estructura que permite apuntar un telescopio hacia un objeto celeste para su observación. En la montura ecuatorial, el eje polar del telescopio está construido en paralelo al eje de la Tierra.

El eje polar soporta el eje de declinación del instrumento. La declinación se mide en el cielo celeste al norte o al sur del ecuador celeste. El eje de declinación hace posible que el telescopio apunte a varios ángulos de declinación a medida que el instrumento gira sobre el eje polar con respecto a la ascensión recta. La ascensión recta se mide a lo largo del ecuador celeste desde el equinoccio de primavera (es decir, la posición en la esfera celeste en la que el Sol cruza el ecuador celeste de sur a norte el primer día de la primavera). La declinación y la ascensión recta son las dos coordenadas que definen un objeto celeste en la esfera celeste. La declinación es análoga a la latitud y la ascensión recta es análoga a la longitud.

En el eje se montan diales graduados que permiten al observador orientar el telescopio con precisión. Para seguir un objeto, el eje polar del telescopio es accionado suavemente por un motor eléctrico a una velocidad sideral, es decir, a una velocidad igual a la velocidad de rotación de la Tierra con respecto a las estrellas. Así, se puede seguir u observar con un telescopio durante largos periodos de tiempo si la tasa sideral del motor es muy precisa. Con el rápido avance de la tecnología de los relojes de cuarzo, se ha podido disponer de sistemas motorizados de gran precisión.

La mayoría de los principales observatorios confían ahora en los relojes de cuarzo o atómicos para proporcionar una hora sideral precisa para las observaciones, así como para accionar los telescopios a una velocidad extremadamente uniforme.

Un ejemplo notable de telescopio refractor es el refractor de 66 cm (26 pulgadas) del Observatorio Naval de Estados Unidos. Este instrumento fue utilizado por el astrónomo Asaph Hall para descubrir las dos lunas de Marte, Fobos y Deimos, en 1877. En la actualidad, el telescopio se utiliza principalmente para observar estrellas binarias. El refractor de 91 cm (36 pulgadas) del Observatorio Lick, en el monte Hamilton (California, EE.UU.), es el mayor sistema refractor actualmente en funcionamiento. (El instrumento de 1 metro [40 pulgadas] del Observatorio Yerkes en Williams Bay, Wisconsin, Estados Unidos, está inactivo desde 2018

Telescopios reflectores

Los reflectores se utilizan no sólo para examinar la región visible del espectro electromagnético, sino también para explorar las regiones de longitud de onda más corta y más larga adyacentes a ella (es decir, el ultravioleta y el infrarrojo). El nombre de este tipo de instrumento se debe a que el espejo primario refleja la luz hacia un foco en lugar de refractarla.

telescopio astronomico reflector

El espejo primario suele tener una forma esférica o parabólica cóncava y, al reflejar la luz, invierte la imagen en el plano focal. El diagrama ilustra el principio de un espejo reflector cóncavo. Las fórmulas para el poder de resolución, el poder de aumento y el poder de captación de la luz, tal y como se han discutido para los refractores, se aplican también a los reflectores.

El espejo primario está situado en el extremo inferior del tubo del telescopio en un reflector y tiene su superficie frontal recubierta con una película extremadamente fina de metal, como el aluminio. La parte posterior del espejo suele ser de vidrio, aunque en ocasiones se han utilizado otros materiales.

El pirex era el principal vidrio elegido para muchos de los grandes telescopios más antiguos, pero la nueva tecnología ha llevado al desarrollo y al uso generalizado de una serie de vidrios con coeficientes de expansión muy bajos. Un coeficiente de dilatación bajo significa que la forma del espejo no cambiará significativamente cuando la temperatura del telescopio cambie durante la noche.

Dado que la parte posterior del espejo sólo sirve para proporcionar la forma deseada y el soporte físico, no tiene que cumplir con los altos estándares de calidad óptica que se requieren para una lente.

Los telescopios reflectores tienen otras ventajas sobre los refractores. No están sujetos a la aberración cromática porque la luz reflejada no se dispersa en función de la longitud de onda. Además, el tubo telescópico de un reflector es más corto que el de un refractor del mismo diámetro, lo que reduce el coste del tubo.

En consecuencia, la cúpula para albergar un reflector es más pequeña y más económica de construir. Hasta ahora sólo se ha hablado del espejo primario del reflector. Cabe preguntarse por la ubicación del ocular. El espejo primario refleja la luz del objeto celeste hacia el foco principal, cerca del extremo superior del tubo.

Obviamente, si un observador pusiera su ojo allí para observar con un reflector de tamaño modesto, bloquearía la luz del espejo primario con su cabeza. Isaac Newton colocó un pequeño espejo plano en un ángulo de 45° dentro del foco primario y así llevó el foco al lado del tubo del telescopio. La cantidad de luz que se pierde con este procedimiento es muy pequeña en comparación con la potencia total de captación de luz del espejo primario. El reflector newtoniano es muy popular entre los fabricantes de telescopios para aficionados.

El francés Laurent Cassegrain, contemporáneo de Newton, inventó otro tipo de reflector. Llamado telescopio Cassegrain, este instrumento emplea un pequeño espejo convexo para reflejar la luz a través de un pequeño agujero en el espejo primario hasta un foco situado detrás del primario.

El diagrama ilustra un reflector Cassegrain típico. Algunos telescopios grandes de este tipo no tienen un agujero en el espejo primario, sino que utilizan un pequeño espejo plano delante del primario para reflejar la luz fuera del tubo principal y proporcionar otro lugar de observación. El diseño Cassegrain suele permitir tubos cortos en relación con el diámetro de su espejo.

Otra variedad de reflector fue inventada por otro contemporáneo de Newton, el astrónomo escocés James Gregory. Gregory colocó un espejo secundario cóncavo fuera del foco principal para reflejar la luz a través de un agujero en el espejo primario. Cabe destacar que el diseño gregoriano se adoptó para el observatorio espacial en órbita terrestre, la Misión del Máximo Solar (SMM), lanzada en 1980.

La mayoría de los grandes telescopios reflectores que se utilizan actualmente tienen una jaula en su foco primario que permite al observador sentarse dentro del tubo del telescopio mientras maneja el instrumento. El reflector de 5 metros (200 pulgadas) del Observatorio Palomar, cerca de San Diego (California), está equipado de este modo. Mientras que la mayoría de los reflectores tienen monturas ecuatoriales similares a las de los refractores, el mayor reflector del mundo, el instrumento de 10,4 metros (34,1 pies) del Gran Telescopio Canarias en La Palma, Islas Canarias, España, tiene una montura altitud-azimut.

El significado de este último diseño es que el telescopio debe moverse tanto en altitud como en acimut mientras sigue un objeto celeste. Las monturas ecuatoriales, por el contrario, requieren el movimiento en una sola coordenada durante el seguimiento, ya que la coordenada de declinación es constante.

Los reflectores, al igual que los refractores, suelen tener pequeños telescopios guía montados en paralelo a su eje óptico principal para facilitar la localización del objeto deseado. Estos telescopios guía tienen poco aumento y un amplio campo de visión, siendo este último un atributo deseable para encontrar estrellas u otros objetos cósmicos remotos.

La forma parabólica de un espejo primario tiene un defecto básico: produce un campo de visión estrecho. Esto puede ser un problema cuando se desea observar objetos celestes extensos. Para superar esta dificultad, la mayoría de los grandes reflectores tienen ahora un diseño Cassegrain modificado.

La zona central del espejo primario tiene una forma más profunda que la de un paraboloide, y el espejo secundario está configurado para compensar la alteración del primario. El resultado es el diseño Ritchey-Chrétien, que tiene un enfoque curvo en lugar de plano.

Obviamente, el medio fotográfico debe ser curvo para recoger imágenes de alta calidad en el plano focal curvo. El telescopio de 1 metro del Observatorio Naval de Estados Unidos en Flagstaff (Arizona) fue uno de los primeros ejemplos de este diseño.