domingo, 8 de agosto de 2010

INSTRUMENTAL ASTONOMICO





TELESCOPIOS

CONCEPTO: Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.
Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— pudo el ser humano empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo.




CARACTERISTICAS: El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su "lente objetivo". Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre 76 y 150 mm de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y muchísimos objetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas galaxias). Los telescopios que superan los 200 mm de diámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes.
Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios:
• Distancia focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto donde se sitúa el ocular.
• Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.
• Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.
• Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros.
• Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.
• Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)
• Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).
• Aumentos: La cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X).
• Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio.
• Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas.
TIPOS

TELESCOPIO REFLECTORES: Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. No se sabe con certeza cuál es el primer telescopio reflector, pero la idea de la utilización de espejos cóncavos y convexos colocados en ángulos indicados para observar grandes regiones a grandes distancias, se le atribuye a Leonard Digges en su libro Pantometría. El libro póstumo fue completado y publicado por su hijo Thomas Digges en 1571. En 1636, Marin Mersenne, un religioso de la orden de los Mínimos, ideó un telescopio reflector que consistía en un espejo parabólico con un pequeño orificio frente a otro de menor tamaño de modo que la luz se reflejase hacia el ojo a través del orificio. En 1663 James Gregory tomó la idea de Mersenne y perfeccionó el telescopio agregando un pequeño espejo secundario cóncavo y elipsoidal que reflejase la luz procedente del espejo primario al segundo plano focal de la elipse, situado en el centro del agujero de éste, y de ahí al ocular. Sir Isaac Newton perfeccionó el telescopio reflector alrededor de 1670. Los telescopios reflectores evitan el problema de la aberración cromática, una degradación notable de las imágenes en los telescopios refractores de la época (posteriormente este problema se resolvió utilizando lentes acromáticas). El reflector clásico formado por dos espejos y un ocular se conoce como reflector Newtoniano.
El reflector Newtoniano se utiliza comúnmente en el mundo de la astronomía amateur. Los observatorios profesionales utilizan un diseño algo más complejo con un foco Cassegrain. En el año 2001 existían al menos 49 reflectores con espejos primarios con un diámetro superior a 2 m. Los más grandes consisten de espejos primarios modulares y pueden tener aberturas de hasta 9-10 m. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan 2 espejos, un en el extremo del tubo (espejo primario),que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.

TELESCOPIOS REFRACTORES: Un telescopio refractor es un telescopio óptico que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.
Este tipo de telescopios son muy comunes en la astronomía para aficionados y en algunos telescopios solares. Sin embargo existen importantes dificultades técnicas que impiden realizar telescopios refractores de gran tamaño y de gran apertura ya que resulta difícil elaborar lentes útiles de gran tamaño y suficientemente ligeras para el objetivo. Por otro lado hay problemas de calidad de la imagen debido a pequeñas burbujas de aire atrapadas en el cristal de la lente principal y además el material de la lente resulta opaco a determinadas longitudes de onda por lo que se pierde sensibilidad en algunas partes del espectro lumínico. La mayoría de estos problemas se resuelven utilizando un telescopio reflector.
El problema de la aberraciones cromáticas se corrige parcialmente con lentes apocromáticas, aunque este tipo de telescopio tiene un elevado precio.


ELEMENTOS OPTICOS QUE UTILIZAN: lentes, espejos, prismas, redes de dispersión, etc. Mediante la combinación de estos elementos se obtienen telescopios de diversa complejidad.

ABERRACION ESFERICA
La aberración esférica es un defecto de los espejos y las lentes en el que los rayos de luz que inciden paralelamente al eje óptico, aunque a cierta distancia de éste, son llevados a un foco diferente que los rayos próximos al mismo; La aberración esférica es una aberración de tipo monocromático de tercer orden que afecta de manera diferente a cada longitud de onda.
Este efecto es proporcional a la cuarta potencia del diámetro de la lente o espejo e inversamente proporcional al cubo de la longitud focal siendo mucho más pronunciado en sistemas ópticos de corta focal, como en las lentes de un microscopio. En los telescopios ópticos antiguos se utilizaban instrumentos de larga focal para reducir el efecto de la aberración esférica.
ABERRACION CROMATICA
La distancia focal de una lente depende del índice de refracción de la sustancia que la forma y de la geometría de sus superficies. Puesto que el índice de refracción de todas las sustancias ópticas varía con la longitud de onda, la distancia focal de una lente es distinta para los diferentes colores. En consecuencia, una lente única no forma simplemente una imagen de un objeto, sino una serie de imágenes a distancias distintas de la lente, una para cada color presente en la luz incidente. Además, como el aumento depende de la distancia focal, estas imágenes tienen tamaños diferentes. La variación de la distancia imagen con el índice de refracción se denomina aberración cromática longitudinal y la variación de tamaño de la imagen es la aberración cromática lateral.
La luz de longitud de onda más corta (azul) es curvada más que la luz de longitud de onda más larga (rojo), de forma que la luz azul llega a un foco más cercano de la lente que la luz roja. El efecto puede reducirse colocando dos lentes juntas. Los espejos no sufren aberración cromática.
En la parte superior hay detalle en las esquinas por ser una fotografía tomada con un lente de alta calidad. En la parte inferior hay una fotografía similar tomada con un lente de ángulo amplio mostrando una evidente aberración cromática…
En la práctica la aberración cromática longitudinal se entiende como el efecto que se produce de los bordes coloreados alrededor de un objeto visto a través de una lente, causado porque la lente no desvía todos los colores al mismo foco.
La aberración cromática lateral (SMC, sistema multicapa) genera una mayor proporción de blanco en la imagen. Sucede generalmente al no utilizar parasol

TECNICAS ASTRONOMICAS

FOTOMETRIA FOTOGRAFICA: es la disciplina encargada de la medición de la intensidad luminosa de los objetos celestes, de dos grandes campos estelares. Se utilizan placas fotográficas cuya emulsión está definida para cierta zona del espectro electromagnético.
FOTOMETRIA FOTOELECTRICA: es una de las distintas variantes de las que dispone la fotometría para determinar la magnitud de los diferentes astros (estrellas, planetas, galaxias, etc.).
Tal como su nombre indica, está basada en el uso de un fotómetro fotoeléctrico como receptor y cuantificador de la luz recibida. El equipo consta de un detector (un semiconductor) capaz de convertir la luz es electricidad (efecto fotoeléctrico), un amplificador, un conversor voltaje-frecuencia y un visualizador digital en donde se leen las cuentas.
ESPECTROSCOPIA: La espectroscopía es el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la materia, con aplicaciones en química, física y astronomía, entre otras disciplinas científicas.
El análisis espectral en el cual se basa, permite detectar la absorción o emisión de radiación electromagnética a ciertas longitudes de onda, y relacionar éstas con los niveles de energía implicados en una transición cuántica.
Existen tres casos de interacción con la materia:
1. choque elástico: Existe sólo un cambio en el impulso de los fotones. Ejemplos son los rayos X, la difracción de electrones y la difracción de neutrones.
2. choque inelástico: Por ejemplo la espectroscopía Raman.
3. Absorción o emisión resonante de fotones.
CAMARA CCD: Es una superficie fotosensible con un dispositivo de transferencia de carga, que permite controlar el movimiento de los electrones por medio de campos eléctricos.

RADIOTELESCOPIO
Un radiotelescopio capta ondas de radio emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario, que produce imágenes en luz visible.
El primer radiotelescopio fue la antena de 9 metros construida por Grote Reber en 1937. A principios de los 50's el Interferómetro Cambridge realizó un análisis del cielo que dio lugar a los famosos mapas 2C y 3C de fuentes de radio. A finales de los 50 y principios de los 60's el radiotelescopio de una sola antena más grande del mundo era el telescopio de 76 metros en Jodrell Bank, puesto en funcionamiento en 1957. Este fue el último de muchos radiotelescopios construidos a mediados del siglo XX y ha sido superado por telescopios y conjuntos de telescopios más modernos.
El Gran Telescopio Milimétrico (GTM) (Inglés: Large Millimeter Telescope, o LMT) es el radiotelescopio más grande del mundo en su rango de frecuencia, y fue construido para observar ondas de radio en la longitud de onda de 1 a 4 milímetros. El diseño contempla una antena de 50 metros de diámetro y una área de recolección de 2000 m². Está localizado en lo alto del volcán Sierra Negra (aproximadamente a 4,600 msnm),que se encuentra junto al Pico de Orizaba, el pico más alto de México ubicado entre los estados de Puebla y Veracruz El GTM es un proyecto binacional mexicano (80%) - estadounidense (20%) del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) y la Universidad de Massachusetts en Amherst.
El radiotelescopio individual más grande del mundo es el RATAN-600 (Rusia) consistente en 895 reflectores rectangulares dispuestos en un círculo de 576 metros de diámetro (Descripción del RATAN-600). El radiotelescopio más grande de Europa es la antena de 100 metros de diámetro situada en Effelsberg, Alemania, que además fue el telescopio totalmente móvil más grande durante 30 años, hasta que se inauguró el Green Bank Telescope en el 2000. El radiotelescopio más grande de los EEUU hasta 1998 era el Big Ear de la Universidad Estatal de Ohio. El tamaño típico de una antena de radiotelescopio es de 25 metros. Hay docenas de radiotelescopios de dimensiones similares funcionando en radio observatorios de todo el mundo.
El radiotelescopio más conocido (a pesar de que no es móvil) probablemente sea el radiotelescopio de Arecibo, situado en Arecibo, Puerto Rico.
Otro radiotelescopio muy conocido es el Very Large Array (VLA), en Socorro, Nuevo México. Éste telescopio es un array interferométrico compuesto por 27 antenas.
El mayor conjunto de radiotelescopios existente en el 2007 es el GMRT.
Otro conjunto aun más grande, el 'LOw Frequency ARray' (LOFAR), está en construcción en Europa occidental (Holanda y Alemania), formado por 25000 pequeñas antenas distribuidas en un área de varios cientos de kilómetros de diámetro.
La parte de la astronomía dedicada a las observaciones a través de radiotelescopios se denomina radioastronomía.
Muchos objetos celestes, como los pulsars o galaxias activas (como los quasars) emiten radiaciones de radiofrecuencia y son por ello más "visibles", o incluso sólo visibles en la región de radio del espectro electromagnético. Examinando la frecuencia, potencia y tiempos de las emisiones de radio de estos objetos, los astrónomos son capaces de ampliar nuestra comprensión del Universo.
Los radiotelescopios también se utilizan en ocasiones en proyectos como SETI y en el seguimiento de vuelos espaciales no tripulados (véase Deep Space Network).

1 comentario:

  1. GALILEO GALILEI, juntando un lente concavo con un convexo creo los anteojos. podriamos decir que experimentando llego al resultado deseado.
    me llamo mucho la atencion, este comentario sobre galileo. =)

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