inICIACIÓN en la observación astronómica

INICIACIÓN EN LA
OBSERVACIÓN
ASTRONÓMICA
Un primer vistazo al equipo y los recursos del observador del cielo
nocturno, desde los prismáticos hasta los diferentes tipos de telescopios,
monturas y accesorios, pasando por los catálogos astronómicos y tablas
de efemérides, además de planisferios y software astronómico.
Curso de iniciación
a la astronomía
Índice
Introducción .................................................................................................................................. 3
Prismáticos .................................................................................................................................... 4
Características y Tipos de prismáticos .......................................................................................... 4
Tamaño...................................................................................................................................... 4
Enfoque ..................................................................................................................................... 5
Prismas ...................................................................................................................................... 5
Revestimientos .......................................................................................................................... 5
Campo Visual ............................................................................................................................. 6
Pupila de Salida ......................................................................................................................... 6
Distancia Interpupilar ................................................................................................................ 7
Trípode o Montura .................................................................................................................... 7
Telescopios .................................................................................................................................... 8
Historia del telescopio ............................................................................................................... 8
Lentes y Espejos ...................................................................................................................... 12
Puntos, Planos y Distancias Focales ........................................................................................ 13
Apertura .................................................................................................................................. 13
Aumentos ................................................................................................................................ 14
Tipos de Refractores................................................................................................................ 15
Doblete ................................................................................................................................ 15
Apocromático ...................................................................................................................... 15
Tipos de Reflectores ................................................................................................................ 15
Newtoniano ......................................................................................................................... 15
Cassegrain ........................................................................................................................... 15
Schmidt-Cassegrain ............................................................................................................. 16
Maksutov-Cassegrain .......................................................................................................... 16
Ritchey – Chrétien ............................................................................................................... 16
Montura .................................................................................................................................. 17
Montura Acimutal o Altazimutal ......................................................................................... 17
Montura Ecuatorial ............................................................................................................. 17
Montura de Horquilla .......................................................................................................... 18
Buscador .................................................................................................................................. 19
Oculares................................................................................................................................... 20
Lente de Barlow ...................................................................................................................... 22
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Reductor de Focal.................................................................................................................... 22
Catálogos ..................................................................................................................................... 23
Catálogo de Bayer ................................................................................................................... 23
Catálogo de Flamsted .............................................................................................................. 24
Catálogo Messier ..................................................................................................................... 24
Catálogo NGC .......................................................................................................................... 24
Catálogo Hipparcos ................................................................................................................. 24
Catálogo de Estrellas Variables ............................................................................................... 25
Catálogo de Estrellas Dobles ................................................................................................... 25
GLOSARIO .................................................................................................................................... 26
Bibliografía .................................................................................................................................. 28
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Iniciación en la Observación
Astronómica
La observación astronómica está al alcance todos, más que de técnica es una
cuestión de práctica.
José Luis Comellas
Introducción
El propósito de esta jornada es mostrar los aspectos básicos del equipo del observador del cielo
nocturno, desde los prismáticos hasta los diferentes tipos de telescopios, monturas y accesorios,
pasando por los catálogos astronómicos y las tablas de efemérides. Por otra parte se mostrarán
diferentes planisferios celestes y se explicará su manejo, y también se mostrarán algunos
simuladores informáticos como Stellarium y Guide 9.
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Prismáticos
A quien se quiera iniciar en la observación astronómica conviene señalarle que existen varias
razones para pensar en adquirir unos prismáticos antes que un telescopio. Empezando porque
son mucho más asequibles económicamente, ya que por menos de 200€ se puede disponer de
unos prismáticos estándar de 10x50 perfectos para ir familiarizándose con el cielo y con un
gran número de objetos astronómicos. Por otro lado su manejo no entraña ninguna dificultad,
al contrario que un telescopio, que sí requiere ciertos conocimientos, muchos de los cuales
habrá de adquirir seguramente de modo autodidacta, además, localizar objetos celestes con
unos prismáticos es sencillo y su observación gratificante, lo que no le ocurre al novato que
monta su telescopio por primera vez, y finalmente, si uno descubre que la incomodidad de la
observación nocturna no es lo suyo (frio, sueño etc.) no tiene por qué deshacerse de los
prismáticos, siempre le pueden venir bien tenerlos a mano en casa, o en el coche, porque su
portabilidad no requiere los cuidados de una pesada montura y un abultado telescopio que en
el maletero del coche o en el trastero está expuesto a coger polvo o a descolimarse.
La observación con prismáticos es sencilla, es más natural, al hacerse con ambos ojos, además
el campo visual de los prismáticos es extenso, y la imagen que proporcionan mantiene la
verticalidad y horizontalidad, así que el observador novato no se desorienta. Pero los
prismáticos no solo son recomendables para el que se inicia, también el veterano se sirve de
ellos para estudiar previamente el cielo antes de una sesión de observación o de
astrofotografía, o simplemente para disfrutar de la observación recorriendo la bóveda celeste
y deteniéndose en aquellos objetos que se advierten bien con prismáticos pero que por su
tamaño, no entran en el campo visual del telescopio, como el cúmulo de Las Pléyades, el
Cúmulo de Ptolomeo, el doble cúmulo de Perseo o el cúmulo estelar de Coma Berenices,
Melotte 111 etc.
Características y Tipos de prismáticos
Clasificar la gran variedad de prismáticos pasa por tener en cuenta sus principales
características comunes a todos ellos:
Tamaño
Este está determinado por el diámetro de sus lentes, un dato que los fabricantes señalan en
cada prismático con un número precedido de una X. Podemos encontrar desde pequeños
prismáticos de bolsillo de 25mm hasta prismáticos gigantes de 150mm e incluso mayores. Los
de entre 25-50mm son los de tamaño estándar y los mayores son considerados gigantes o
astronómicos, y precisan de trípode o montura, e incluso de prismas acodados.
Aquellos que tienen un tamaño próximo a los 50mm pueden ser totalmente satisfactorios para
astronomía. El tamaño puede combinarse con los aumentos a partir de diferentes distancias
focales, de manera que para un mismo tamaño de lente podemos encontrar diferentes
aumentos, siendo los más idóneos para quien se inicia en la observación astronómica, los de
7X50, 8X42 y 10X50; estas cifras son proporcionadas por el fabricante y señalan los aumentos
(X) y el tamaño de cada objetivo en mm, por ejemplo unos prismáticos de 10X50 ofrecen 10
aumentos y el diámetro de cada uno de sus objetivos es de 50mm.
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Enfoque
El sistema de enfoque de los prismáticos es una característica fundamental. Debemos rechazar
prismáticos con foco fijo. El enfoque podemos encontrarlo en una rueda central que enfoca la
visión en ambos ojos, o si no en las ruedas individuales de cada ocular que enfocan
separadamente la visión en cada ojo. Muchos prismáticos estándar, además de en la rueda
central, tienen un enfoque en uno de los oculares, lo que permite compensar las diferencias de
dioptrías de cada ojo que pueda tener el usuario. El enfoque por cada ocular se realiza
separadamente mirando un mismo objeto y cerrando alternativamente uno y otro ojo. Las
ruedas de enfoque en el ocular han de disponer de marcas numeradas que permitan recordar
el ajuste, ya que, dependiendo de las condiciones del cielo y del grado de turbulencia
atmosférica, el aspecto puntual de las estrellas puede mostrarse diferente de una noche a otra
y aparentar estar desenfocadas a causa de un mal enfoque cuando en realidad no es posible
mejorarlo.
Prismas
Los prismas de los prismáticos son su elemento
clave y característico. Los primeros prismas en
utilizarse, y los más extendidos, fueron los de
tipo Porro, que deben su nombre a su inventor
Ignacio Porro (s.XIX). En un sistema Porro de
doble prisma, se disponen dos prismas de vidrio
iguales, rotados 90 grados, de manera que uno
recoge la imagen reflejada del otro en un
proceso de reflexión interna en la que la
imagen reflejada sale en la misma dirección
pero desplazada lateralmente.
Los prismas de Porro se pueden montar a partir de dos tipos de vidrio diferentes. Los de
Crown Bario (Bak-4) y los de Boro Silicato (BK-7). Nos interesaremos por los primeros porque
son los más eficientes en la transmisión de la luz, algo que es importante en la observación
nocturna.
El otro sistema de prismas es el de Roof, más complejo y no tan eficiente como el de Porro en
la reflexión de la luz, por lo que no es aconsejable para lo que queremos. La ventaja de los
Roof es que la trayectoria de la luz después del juego de reflexiones mantiene casi la original,
lo que permite prismáticos más estrechos y más pequeños.
Revestimientos
La mayor o menor eficiencia en la transmisión de la luz es una importante cuestión que
depende de los revestimientos de los elemento ópticos. Además de la calidad del vidrio de los
prismas y de las lentes, es el revestimiento de éstas lo que nos va a encarecer los prismáticos.
La diferencia en la transmisión de luz a través de unas superficies ópticas que estén tratadas
respecto a otras que no lo estén puede ser hasta de un 10%. Un ligero revestimiento de
fluoruro de magnesio MgF2 en las dos caras de una lente puede reducir la pérdida de luz a un
1.5%. Además también reduce la dispersión de la luz. Para la observación astronómica
rechacemos los que no tienen ningún revestimiento. Si miramos frontalmente los objetivos de
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unos prismáticos sobre los que incide la luz en un ángulo muy estrecho (mejor la puntual de las
lámparas del techo que la natural de una ventana), y no apreciamos ningún tono morado o
verdoso, sólo blanquecino, es indicativo de que no tienen revestimiento. También podemos
comprobarlo con los oculares. Hemos de considerar con cautela lo que el fabricante indica
como revestimiento, ya que éste puede que no sea completo y solo cubra la parte exterior de
los elementos ópticos, o que solamente tengan una única capa anunciándola como
revestimiento completo. Los prismáticos con revestimiento multicapa completo (full multi
coated) pueden llegar a reducir la pérdida de luminosidad a un 0.5%, pero también serán los
más caros. El tono que apreciaremos en ellos será el verdoso.
Campo Visual
En astronomía las distancias aparentes entre los astros son consideradas distancias angulares
que se miden en grados, minutos y segundos de arco. Como referencia tengamos en cuenta
que el campo visual total que, con la mirada fija en la distancia abarcamos con los ojos, es de
unos 50-60 grados, y que si alargamos el brazo y, cerrando un ojo, miramos la punta de
nuestro pulgar, este tapará, aproximadamente, dos grados de nuestro campo visual, es decir,
ocultará la luna llena, que sólo abarca 0.5 grados.
La parcela circular de cielo que abarcamos
con los prismáticos es el campo visual o
campo angular, y se mide en grados de
arco. Su valor se establece a partir del
diámetro angular del círculo de cielo
enmarcado y viene indicado por el
fabricante en los parámetros de nuestros
prismáticos, a veces incluso en la carcasa,
pero si no lo sabemos, podemos conocer el
campo visual de nuestros prismáticos
observando dos estrellas de las que
conozcamos su separación angular y que
El Cinturón de Orión en el Campo Visual de 6.5º de
vengan a disponerse en los bordes
unos prismáticos de 10X50
opuestos diametralmente del campo visual.
Los programas informáticos como Stellarium, Skymap, Guide y otros tienen herramientas que
nos permitirán conocer esos datos. Por lo general, para los prismáticos estándar, hablamos de
entre 6 y 7.5 grados. Un campo visual menor de 4 grados no es cómodo porque podemos
desorientarnos fácilmente.
Hay otros parámetros que tienen su importancia aunque no tanta como las que acabamos de
señalar.
Pupila de Salida
Si dirigimos los prismáticos, sin observar a través de ellos, a una fuente de luz, el Sol o la Luna
llena por ejemplo, observaremos que de los oculares sale proyectado un haz de luz. Este haz
recibe el nombre de pupila de salida. Nuestra pupila se contrae con la luz y se dilata en la
oscuridad. En una persona joven puede llegar a dilatarse hasta tener un tamaño de 7mm. Y en
las personas mayores llegará a los 4-5mm. Durante la observación astronómica, en condiciones
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de oscuridad, nuestra pupila se dilata por lo que es mejor que la pupila de salida de nuestros
prismáticos abarque por completo nuestra pupila dilatada. La relación entre el diámetro en
mm y los aumentos de nuestros prismáticos nos dará su valor de pupila de salida. Unos
prismáticos de 10X50 ofrecen una pupila de salida de 5mm (50/10), idóneos para una persona
mayor, pero no para una persona joven, al que le convendrían los 7mm de unos de 7X50.
Distancia Interpupilar
La mayoría de los prismáticos ofrecen la posibilidad de ajustar la separación entre los ojos.
Rechazaremos aquellos que no tengan ese juego de bisagra en la parte central que permita
ajustar con suavidad la separación entre los centros de nuestros ojos, es decir, entre nuestras
pupilas, de manera que el campo visual se enmarque en un único círculo (no en dos que se
solapan, como a veces aparecen en las películas antiguas).
Trípode o Montura
Con los prismáticos gigantes, los mayores de 60mm, y debido a su peso, es preciso utilizar un
trípode o montura. Con los demás es suficiente una postura cómoda, reclinada sobre una silla
que permita que se puedan apoyar los codos, sobre todo si la sesión de observación se alarga.
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Telescopios
Desde que en 1609 Galileo Galilei observara el cielo con un telescopio refractor, el desarrollo
de la astronomía ha estado siempre vinculado al avance tecnológico aplicado a los sistemas de
captación de la luz de los astros mediante diferentes tipos de telescopio, tanto los primeros
refractores y posteriores reflectores, hasta los actuales telescopios que captan la luz en sus
diferentes longitudes de onda (rayos gamma, rayos X, infrarrojos, microondas, ondas de radio)
Historia del telescopio
En 1608, el holandés Hans Lipperhey solicitó la patente de “cierto instrumento para ver de
lejos”, así se refería al instrumento óptico que, con dos lentes, un objetivo y un ocular,
refractaba la luz, y acercaba la imagen de los objetos distantes. Tres años después, los
miembros de la Academia dei Lincei, amigos y partidarios de Galileo, llamarían telescopio a
dicho instrumento. El holandés no consiguió su patente, ya que, debido a la sencillez del
telescopio, inmediatamente aparecieron más solicitantes, como Zacharías Jansen, a quien
muchos atribuyen la invención del telescopio además del microscopio, o Jacob Metius y otros
quienes también se atribuían su invención.
Las noticias sobre el instrumento se difundieron rápidamente, lo que hizo que pronto
apareciera en numerosas ciudades y fuera pretendido por todos los ejércitos y cortes
europeas. Todavía hoy en día no hay acuerdo entre los historiadores sobre a quién le
corresponde el mérito de tal invento. A partir del refractor de Lipperhey, Galileo se construyó
una versión muy mejorada utilizando dos lentes convergentes montadas en un tubo de
órgano. Las dificultades en el tallado y pulido de éstas le obligaban a colocar un anillo o
diafragma sobre sus bordes para cubrir los fallos en éstos, lo que reducía el diámetro de las
lentes, pero que también reducía la aberración esférica. De este modo, su ochialino, como él lo
llamaba, le proporcionaba entre 20-30 aumentos, y con ellos observó montañas en la Luna,
fases en Venus, satélites en Júpiter, manchas en el Sol y extrañas formas adyacentes al disco
de Saturno, además de muchas más estrellas de las que se podían ver a simple vista. El estudio
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de todos estos descubrimientos, y su divulgación revolucionarían no sólo la astronomía
medieval, sino también el pensamiento filosófico y religioso de la época.
Los refractores, como el de Galileo, permitían ver más lejos y ver más estrellas, y pronto se
entendió que telescopios más grandes con lentes mayores aumentarían las posibilidades de
ver más allá, pero los refractores presentaban un problema técnico, la aberración cromática.
Las lentes de un refractor, y dependiendo del vidrio utilizado, enfocan las diferentes longitudes
de onda de la luz a diferentes distancias del punto focal, de manera que los bordes de los
astros, especialmente si se trata de la Luna o un planeta, aparecen difusos y coloreados.
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Para reducir la aberración que causaban lentes cada vez mayores, los refractores habían de
construirse más largos, demasiado largos e inmanejables como para compensar sus resultados.
Además, obtener grandes lentes conllevaba el problema de recurrir a gruesos vidrios que
inevitablemente contenían impurezas.
En 1671, Isaac Newton presentó ante la Royal Society de Londres el primer reflector, un
telescopio que no utilizaba lentes sino espejos y que no presentaba problemas de aberración
cromática. Los elementos que constituyen un reflector newtoniano son un espejo parabólico,
en la base del tubo, y un espejo diagonal plano que recoge y refleja la luz a un costado del tubo
llamado “foco de newton” donde se coloca el ocular. El reflector de Newton fue mejorado de
manera notable al año siguiente por un desconocido personaje del que sólo sabemos que se
llamaba Cassegrain, y que construyó un telescopio constituido por dos espejos, uno primario y
otro secundario. Este segundo espejo, más pequeño, enviaba la luz reflejada hacia el punto
focal que, en un complicado diseño para la época, se encontraba tras el espejo primario. Esta
sofisticación impidió que el telescopio de Cassegrain resultara difícil de construir y por eso
fuese olvidado hasta nuestros días. Actualmente los reflectores Cassegrain son uno de los
sistemas ópticos más apreciados por los aficionados a la astronomía.
Al contrario que en las lentes, la luz no atraviesa los espejos, por lo que no hay dispersión ni
aberración cromática, pero sí otro tipo de aberración. Las lentes y espejos esféricos son
sencillos de tallar y pulir, pues esto puede hacerse mecánicamente, y su producción resulta
más barata, pero la convergencia de los rayos reflejados en un espejo esférico no es
coincidente en el plano focal; los rayos que inciden en la parte central del espejo se reflejan y
alcanzan un plano focal más próximo al espejo que los que inciden cerca de los bordes. Se
genera entonces la llamada aberración esférica.
En los refractores, éste no era un problema importante, pero en los reflectores de más de
100mm de diámetro si lo era, y la solución pasaba por tallar espejos de superficies asféricas
(parabólicas, hiperbólicas y elípticas). Aún y todo, estos espejos presentaban un problema
menor, el coma, un defecto que se reconoce cuando las estrellas próximas a los bordes, en vez
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de aparecer puntuales, muestran forma de pequeño cometa, tanto más acentuada cuanto más
alejadas del eje focal.
El astrónomo aficionado William Herschel se haría célebre por descubrir el planeta Urano en
1781 con un reflector que él mismo había construido puliendo un espejo de alta reflectividad a
partir de una nueva proporción en la aleación de cobre y estaño. El Rey Jorge le nombró su
astrónomo personal y con la asignación con que le dotó, construyó telescopios aún mayores
que le sirvieron para hacer notables descubrimientos como el que las estrellas que se
observaban se distribuían principalmente en una estructura que conformaría nuestra galaxia,
la Vía Láctea. También, sus grandes telescopios le permitían resolver estrellas dobles, y
observándolas y estudiándolas, entendió que la ley de la gravedad no se restringía al sistema
solar sino que se extendía a todo el cosmos.
Los telescopios de Herschel, y sus descubrimientos, despertaron en los astrónomos el interés
por utilizar reflectores de espejos cada vez más grandes con los que poder ver más allá y
capaces de mostrar más detalles de los astros del sistema solar y de los difusos objetos del
cielo profundo. Merece destacarse el Leviatán de Parsonstown, un reflector con un tubo de 13
metros y un espejo de 1.83 metros, con el que se observó, ya en el siglo XIX, la estructura de la
galaxia del Remolino, M51.
Estos telescopios, se construían sobre estructuras fijas que sólo permitían que el tubo se
moviese en altura basculando pesadamente arriba y abajo, por lo que los astros no podían
seguirse en su movimiento en AR y sólo podían observarse cuando cruzaban el campo visual
del telescopio.
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A comienzos del siglo XIX, Josep Von Fraunhofer (17871826), un óptico y físico alemán, diseño la primera
montura ecuatorial con ejes que permitían el
seguimiento en AR y en Declinación de los astros.
Además, mejoró la técnica de elaboración de vidrios
ópticos para lentes y objetivos.
Pero la aportación principal de Fraunhofer fue el
descubrimiento de las líneas de absorción del espectro
óptico de la luz solar, las llamadas “Líneas de
Fraunhofer”, lo que llevó a la invención del
espectroscopio, y al nacimiento de una técnica
fundamental en astrofísica y en ciencia, la
espectroscopia.
Lentes y Espejos
La lente de un telescopio es un dispositivo refractor que genera una discontinuidad en el
medio (atmosférico) por donde se desplaza la luz y que reconfigura la distribución de la
energía luminosa cuando aquella lo atraviesa.
Una lente convexa o convergente es la que está diseñada (tallada) de manera que es más
gruesa en el centro que en sus bordes para recoger los rayos incidentes haciéndolos curvarse
hacia el eje óptico y converger en un punto focal o foco. Una lente cóncava o divergente –más
delgada en el centro que en sus bordes- hace divergir los rayos incidentes alejándolos del eje
óptico.
Al igual que la lente, el espejo o sistemas de espejos de un telescopio tienen superficies
reflectoras cóncavas y convexas con curvas esféricas y asféricas cuya configuración está
diseñada para conformar que las ondas planas de luz incidente se reflejen como ondas
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esféricas convergentes en un punto focal o foco. El espejo primario del HST (Telescopio
Espacial Hubble) es hiperbólico.
Puntos, Planos y Distancias Focales
Los rayos de luz normales a la superficie de la lente y que pasan por el centro de ésta (sin
desviarse) conforman en este punto el centro óptico O. y ubican el Punto Focal Imagen Fi
sobre el eje de simetría que es el eje normal a la lente en el centro óptico. Del mismo modo, el
punto Fo es el primer foco o Foco Objeto.
Los rayos que llegan con ángulos pequeños respecto al eje óptico se llaman rayos paraxiales. El
plano normal al eje de simetría y que contiene el Foco Imagen y los puntos paraxiales de otros
rayos que también pasan por el centro óptico, es el Plano Focal.
La distancia focal en un telescopio está determinada no sólo por el diámetro del objetivo sino
también por su curvatura y por el diseño óptico
Apertura
O abertura, es el diámetro del objetivo (lente o espejo) y viene dada en milímetros (mm) o en
pulgadas (1“= 2,54cm). Es una característica fundamental en un telescopio y va a determinar
su luminosidad y su poder de resolución. Cuanto mayor es el diámetro del objetivo mayor es
la luminosidad captada, de modo que con ella pueden percibirse astros de magnitudes
mayores (estrellas y objetos más débiles); la mayor resolución permite apreciar la separación
entre estrellas próximas (estrellas dobles) y proporciona una mejor definición de los detalles
de los planetas, galaxias y cúmulos estelares. La abertura de nuestras pupilas, a simple vista,
nos permite captar estrellas de magnitud 6, con unos prismáticos estándar alcanzamos la
magnitud 9, y con las aperturas de los telescopios de aficionado, que oscilan entre los 80 y los
400mm, podemos alcanzar objetos desde mag 11,4 hasta magnitud 15.5 siempre en cielos
muy oscuros y con óptimas condiciones de cielo.
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Aumentos
A simple vista, cuando queremos ver un objeto con más detalle nos acercamos o acercamos
éste a nuestros ojos y el objeto se ve más grande. A la distancia adecuada conseguimos que el
ojo se acomode y la imagen del objeto en nuestra retina aumenta de tamaño, decimos
entonces que está en foco; pero si lo acercamos demasiado empezamos a verlo borroso.
Cuando utilizamos lentes positivas (lupas, oculares) añadimos poder de refracción al ojo, lo
que permite que podamos acercar más el objeto obteniendo aumentada su imagen en foco.
El aumento (aumento angular) de un instrumento óptico es la relación entre el tamaño de la
imagen en la retina cuando se ve a simple vista y cuando se ve a través de un instrumento. Un
observador, cuando habla de que obtiene con su telescopio 100 aumentos (100X) está
diciendo que el tamaño del objeto que está observando es el tamaño que tiene éste a simple
vista pero multiplicado por 100.
Los aumentos que obtenemos con un telescopio están determinados por la relación entre la
distancia focal del tubo óptico y la de los oculares que manejemos, de manera que cada
telescopio puede proporcionarnos diferentes aumentos. Un tubo óptico de 1000mm de
distancia focal con un ocular de 10mm nos proporciona 100 aumentos. Dividiendo la distancia
focal del telescopio por la distancia focal del ocular calculamos los aumentos
(1000mm/10mm = 100X)
Los observadores noveles enseguida se dan cuenta de que manejar oculares que proporcionen
grandes aumentos no siempre supone mejores observaciones. Cada telescopio tiene un
máximo teórico de aumentos, pero con este número de aumentos no es posible ninguna
observación debido a que también aumentamos la percepción de las perturbaciones
inherentes de la atmósfera que es atravesada por luz de los astros en su camino a nuestra
retina.
Cada telescopio puede ofrecer entonces como número máximo de aumentos aceptables el
que puede calcularse multiplicando por 3/2 su apertura en mm. Por debajo de estos aumentos
siempre tendremos imágenes menores, pero nítidas y contrastadas, que son preferibles a
otras mayores alcanzables pero borrosas.
Apertura
(mm)
60
80
100
115
150
200
250
300
350
400
Pulgadas
“
2.4
3.1
4
4.5
6
8
10
12
14
16
Magnitud
Límite
11.39
12.01
12.50
12.80
13.38
14.00
14.49
14.88
15.22
15.51
Máximo aceptable
de aumentos
90X
120X
150X
172.5X
225X
300X
375X
450X
525X
600X
Poder de Resolución Teórica
(arco segundos)
1.93
1.45
1.16
1.0
0.77
0.58
0.46
0.38
0.33
0.3
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Tipos de Refractores
En 1729, el óptico inglés Chester Mor Hall (1703-1771), inventó un sistema de lentes (acromat)
que corregían el problema de la aberración cromática. El óptico también inglés John Dollond
(1706-1761) comenzó a fabricar y comercializar ese sistema de doble lente compuesto por un
vidrio de tipo Crown y otro de tipo Flint; el primero dispersaba y corregía el efecto cromático
del segundo. En 1765, el hijo de Dollond, Peter (1730-1820), para reducir aún más el
cromatismo, inventó el triplete apocromático, añadiendo otra lente más de tipo Crown y
colocando entre éstas la lente de tipo Flint con un tallado bicóncavo.
Doblete
Es un telescopio refractor provisto de un sistema de dos lentes en doblete acromáticas
clásicas, del tipo Fraunhofer, espaciado por aire. En visual, históricamente, es considerado de
una calidad excelente, pero en astrofotografía con cámaras CCD, resulta un sistema óptico
deficiente. Para obtener buenos resultados en estos casos es necesaria la utilización de filtros
que limiten la banda espectral.
Apocromático
Es un telescopio refractor provisto generalmente de tres lentes apocromáticas espaciadas por
fluorita conformando lo que se llama un tren de lentes que, combinadamente, cancelan la
aberración cromática en tres o más longitudes de onda y obtienen una corrección de color casi
perfecta. Para grandes diámetros sus precios no son asequibles.
Tipos de Reflectores
Newtoniano
Se llama así al telescopio reflector inventado por Newton (1642-1727) que utiliza un espejo
primario cóncavo y un espejo secundario diagonal plano que dirige la luz a un costado del
tubo, cerca de la pupila de entrada del tubo, y donde se ajusta el ocular (foco de newton). Su
diseño permite una relación focal f pequeña lo que permite amplios campos visuales. Es un
telescopio de diseño simple y de precio asequible. Son muy populares los reflectores
newtonianos de tipo Dobson, montados sobre una estructura altacimutal, que es muy fácil de
manejar y de transportar.
Cassegrain
El reflector Cassegrain es un telescopio provisto de un espejo primario cóncavo de forma
parabólica y de un espejo secundario convexo de forma hiperbólica. Su aplicación principal es
la fotográfica y visual del sistema solar y del cielo profundo. También es utilizado en
fotometría. Dispone de un tubo corto y compacto lo que lo hace transportable, pero es muy
sensible a la descolimación. Presenta un problema de aberración de coma en el límite del
campo visual, y es poco luminoso.
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Schmidt-Cassegrain
Es un telescopio catadióptrico compuesto de un espejo primario esférico, un secundario
esférico y una placa correctora de Schmidt en la pupila de entrada del tubo que reduce el
cromatismo al refractar ligeramente la luz entrante. Tiene una amplia difusión entre los
amateurs ya que es muy versátil como instrumento de uso general y la gama de accesorios es
la más completa. Es altamente sensible a la descolimación, y su peculiar sistema de enfoque,
que actúa variando la distancia entre los espejos primario y secundario, en su versión
comercial, a la vez que resulta atractivo, también es su talón de Aquiles
Maksutov-Cassegrain
Es un telescopio catadióptrico compuesto de un espejo primario esférico, un secundario
esférico y una lente correctora también esférica en forma de menisco en la pupila de entrada
que reduce el cromatismo y la aberración esférica y que supone una solución más sencilla que
la compleja placa correctora Schmidt. No es idóneo para la astrofotografía de gran campo,
pero admite muchos aumentos y alcanza buen poder de resolución lo que lo hace interesante
para observar estrellas dobles y es excelente para planetaria. Es muy apreciado entre los
astrónomos amateurs por su resistencia, que no exige mantenimientos delicados, pero sobre
todo por su precio.
Ritchey – Chrétien
Es un telescopio de diseño óptico Cassegrain en el que la superficie de sus dos espejos,
cóncavo el primario y convexo el secundario, es hiperboloide, lo que proporciona imágenes de
campo amplio, libres de coma y de aberración esférica. Son telescopios de tubo corto que por
la peculiar relación focal de su primario (2.5) resultan idóneos para la astrofotografía de gran
campo. Hasta hace poco, la fabricación de sus espejos resultaba muy costosa por lo que este
tipo de telescopios estaba restringido al ámbito profesional, pero hoy en día no resulta raro
encontrarlo en el ámbito amateur (astrógrafos).
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Montura
La montura es la estructura mecánica que sirve de apoyo al telescopio y posibilita que pueda
moverse para apuntar a cualquier punto de la esfera celeste. La montura facilita la observación
de los astros al permitir su seguimiento conforme la Tierra rota. El seguimiento puede ser
manual mediante mandos de movimiento lento, o automático, mediante un motor y un
sencillo mecanismo de relojería. Hay dos tipos de monturas: acimutales y ecuatoriales.
Montura Acimutal o Altazimutal
Con la montura acimutal, el tubo del telescopio (su eje focal) puede bascular arriba y abajo en
altura sobre un eje horizontal, y simultáneamente también puede pivotar en acimut alrededor
de otro eje vertical. Es la montura característica de los telescopios de tipo Dobson.
Estas monturas disponen de unos sistemas de
deslizamiento por cada eje que permiten realizar
movimientos con suavidad gracias al equilibrio
del espejo y el tubo. De esta manera navegamos
manualmente por el cielo hasta aproximarnos a la
región celeste donde se halla el objeto a
observar; mediante el buscador y gracias a la
amplitud de su campo visual, localizamos y
apuntamos el objeto que, si la colimación entre
buscador y telescopio es correcta nos habrá
centrado el objeto en el campo visual del
telescopio. Estas monturas, cuentan con un
sistema de mordazas o embragues que permiten
fijar el tubo para observar los objetos una vez
localizados. No precisan de mandos de
movimiento lento.
Montura Ecuatorial
Con la montura ecuatorial, el tubo del telescopio (su eje focal) puede moverse alrededor de un
eje orientado al polo norte celeste (eje de AR) y simultáneamente alrededor de un segundo eje
dispuesto perpendicularmente al primero (eje de declinación). Esta configuración, cuando el
eje de Ascensión Recta está correctamente orientado al Polo Norte Celeste PNC, permite
contrarrestar con un solo movimiento el aparente movimiento de los astros conforme la Tierra
rota alrededor de su eje y de este modo mantener el objeto en el campo visual del telescopio,
lo que llamamos seguimiento. El seguimiento puede hacerse manualmente con mandos de
seguimiento lento; o automáticamente cuando las monturas están motorizadas, lo que
permite una observación más descansada y la práctica de la astrofotografía.
En un extremo del eje de declinación se fija el tubo óptico, y en el otro extremo se coloca un
contrapeso que lo contrabalancea y aligera sus movimientos; esto es lo característico de las
monturas ecuatoriales llamadas también monturas alemanas. Estas monturas también
cuentan con un sistema de mordazas o embragues para cada eje que permiten fijar el
telescopio para observar y seguir un objeto, o liberarlo para buscar otro manualmente.
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El tubo hueco del eje de declinación encaja y soporta la barra de los contrapesos y el de AR
admite en su parte inferior embocar el buscador de polar o introscopio, un pequeño ocular
reticulado que facilita el alineamiento de la montura con el eje polar. El alineamiento de la
montura es una tarea esencial que requiere conocimientos y cierta práctica.
En la base de la montura tenemos los mandos de azimut y latitud que permiten las
correcciones finas de la montura en la tarea de alineamiento. También dispone de un nivel de
burbuja para nivelar la montura.
Una vez nivelada y alineada la montura podemos servirnos de los círculos de fechas y horas, y
de las escalas graduadas que cada eje dispone para aproximarnos a la localización de los
objetos sirviéndonos de sus valores de coordenadas de Ascensión Recta y Declinación.
Montura de Horquilla
Es un tipo de montura ecuatorial en
la que el eje de AR dispone en su
extremo superior de una horquilla
pivotante de dos brazos lo
suficientemente separados como
para abarcar el tubo en todas sus
posiciones cuando éste bascule
sobre el eje de declinación. El diseño
no necesita contrapeso y permite
apuntar el telescopio a cualquier
punto de la bóveda celeste, a
excepción del Polo Norte Celeste, la
estrella Polar y sus aledaños. Sobre
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el trípode se dispone una cuña con un mando que permite bascular en co-latitud la base del
eje de AR para que ésta coincida con el plano ecuatorial y por ende, el eje de AR se alinee con
el eje de rotación de la Tierra apuntando al PNC. El método de alineamiento adecuado con
esta montura es el de Bigourdan o el de deriva de estrellas. Es una montura limitada a
telescopios catadióptricos de tubo corto tipo Schmidt Cassegrain.
Actualmente todas las monturas, incluso las Dobson, disponen de herramientas electrónicas
(GOTO, GPS, Conexiones PC) que facilitan la puesta en posición, el alineamiento con el PNC, la
navegación y la búsqueda de objetos, la corrección del error periódico, el auto seguimiento y
otras tareas fundamentales para una cómoda observación y para la práctica de la
astrofotografía.
Buscador
Es un importante elemento del
telescopio. Se trata de un
pequeño refractor con un ocular
reticulado que ofrece un campo
visual comparativamente mayor
que el que ofrece el telescopio, lo
que facilita localizar y centrar los
objetos que se quieren observar.
Es imprescindible que el eje
óptico del buscador esté alineado
con el del telescopio (colimado).
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Para ello, el buscador dispone de un soporte de anillas adosadas al tubo del telescopio, y de
tornillos de ajuste fino.
Esta tarea de alinear el buscador debe realizarse cada vez que se monta el telescopio, y es
mejor hacerla con la luz del día, y para ello elegiremos un detalle lejano del horizonte al que
apuntaremos y centraremos en el telescopio para seguidamente, mediante los tornillos de
ajuste, centrarlo en el buscador. En el telescopio conviene utilizar oculares con retículo
luminoso, que proporcionen grandes aumentos, para que el ajuste del alineamiento sea lo más
centrado posible, lo que nos facilitará posteriormente la localización de los objetos. Los
aumentos y aperturas de un buscador convencional son 8X50. (8 aumentos y 50mm)
Algunos buscadores disponen de un prisma acodado que hace más cómoda su utilización.
También existen otro tipo de dispositivos que mediante proyección de trazadores iluminados
(punteros láser) posibilitan la localización de los objetos apuntando a ellos, aunque no son tan
precisos.
Oculares
Es un elemento fundamental e imprescindible del telescopio. Básicamente es una lupa
constituida por varias lentes cuya función es aumentar la imagen intermedia de un objeto
formada por el sistema de lentes o espejos del telescopio. Debe de proporcionar una imagen
virtual del objeto, localizado éste en el infinito, para que pueda verse cómodamente. La lente
adyacente al ojo se llama lente ocular, y la lente de campo es la adyacente al diafragma de
campo.
Los oculares son piezas intercambiables por lo que debemos disponer de un juego de oculares
de diferente distancia focal. La luminosidad y la amplitud del campo visual del ocular es
inversamente proporcional a los aumentos que proporciona. Así que a menor distancia focal,
mayores aumentos “+potencia”, pero menor claridad en las imágenes y menor campo visual.
Recordemos que cuanto más aumentamos una imagen, más aumentamos los efectos no
deseados que la atmósfera provoca en la imagen que nos alcanza, amén de los defectos
ópticos inherentes a la calidad o al estado del ocular, y por ello, también puede que, en vez de
ganar, perdamos definición.
Por eso, cuando adquiramos un telescopio hemos de hacer una buena selección de los
oculares, no sólo pensando en que su distancia focal sea la adecuada, también en su calidad
óptica. Hay que tener en cuenta que nuestro telescopio nos ofrecerá la calidad del peor de sus
componentes, por eso conviene no regatear en la adquisición de nuestros oculares. Es
preferible disponer de un juego corto de oculares pero de calidad, que un juego amplio pero
corriente. Los oculares de focal larga son básicos; nos proporcionarán menos aumentos pero
imágenes más claras, y nos permitirán orientarnos y localizar los objetos; y cuando queramos
observar más en detalle, siempre que las condiciones del cielo sean muy buenas, utilizaremos
los oculares de focal corta. Al pasar de una focal larga a una corta conviene centrar lo mejor
posible el objeto, ya que al reducirse el campo visual, puede que el objeto no esté dentro, lo
que nos confundirá; además en cada cambio de ocular es preciso volver a enfocar porque cada
ocular tiene un punto de enfoque diferente.
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Existen diferentes tipos de oculares según el diseño óptico, la emergencia pupilar o relieve
ocular, la anchura de campo o campo aparente, la calidad y el coste.
El ocular de Huygens es un recurso antiguo, más de 250 años, pero se sigue utilizando hoy en
día, por su reducido coste, sobre todo en microscopios y en telescopios de iniciación. Consta
de dos lentes, la de Lente de Campo y la Lente Ocular. El relieve ocular es incómodo (3mm).
El ocular Ramsden también es un viejo recurso. Al contrario que el anterior, en el que los rayos
entrantes han de ser convergentes de tal manera que formen una imagen virtual tras la lente
de campo y por delante de la lente ocular, en el de Ramsden y en todos los que veremos a
continuación, el foco principal se encuentra enfrente de la lente de campo de modo que es
ahí, en el diafragma de campo, donde se forma la imagen intermedia. Con su sencillo diseño de
2 lentes es un ocular barato, pero también puede presentarse con una tercera lente de tipo
Crown lo que proporciona cierta corrección de la aberración cromática. La emergencia pupilar
es de 12mm, lo que aventaja en comodidad al tipo de ocular anterior.
El ocular Kellner dispone de lentes acromáticas plano convexas que corrigen las aberraciones
cromáticas y proporcionan una clara calidad de imagen, aunque ofrece un relieve ocular
intermedio. Se utiliza especialmente en telescopios de campo aparente moderadamente
amplio. Las lentes acromáticas pueden ser simples o dobles. El ocular Kellner es un ocular
Ramsden acromatizado
El ocular Ortoscópico consta también de tres lentes en triplete. Ofrece un campo aparente
mayor que el que nos ofrecen los anteriores, además de grandes aumentos y gran emergencia
pupilar (20mm).
El ocular Simétrico (Plössl y Súper Plössl) consta de cuatro lentes agrupadas en dobletes que,
además de las ventajas del anterior en cuanto a aumentos, amplitud de campo aparente y
relieve ocular, ofrece imágenes de gran nitidez. Es un ocular acromático muy utilizado por los
aficionados.
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El ocular Erfle consta de tres lentes acromáticas que proporcionan muy buena corrección
cromática y muy buena definición sobre todo en la parte central de su amplio campo aparente.
Es caro.
El ocular Nagler, presentado por Al Nagler en
1982, consta de un complejo diseño de 7-9
elementos, con lentes que ofrecen un
amplísimo campo aparente de (80-100)
grados, lentes aplanadoras de campo, lentes
acromáticas, y lentes que proporcionan un alto
relieve ocular, muy adecuado para telescopios
rápidos de focal corta (f/4). El diseño Nagler es
una combinación de ocular y lente de Barlow
en el que las lentes acromáticas cancelan las
aberraciones de la Barlow dando como resultado una imagen muy nítida de todo el campo,
incluso en los bordes. Es un ocular de referencia para los amateurs y aficionados avanzados.
Independientemente de las características señaladas, los oculares pueden tener dos formatos
según su diámetro, o bien de 1.1/4 o de 2 pulgadas. En la imagen, un ocular Nagler de 2”
acoplado a un prisma cenital o diagonal. El prisma es un elemento que consta de un espejo
diagonal que refleja la luz en un ángulo de 90 grados y se utiliza para observar con más
comodidad los objetos próximos al cénit.
Lente de Barlow
La lente de Barlow es un elemento constituido básicamente por una lente divergente dentro
de un juego de otras 2 ó 3 lentes correctoras, que puede acoplarse al portaocular por delante
del ocular para multiplicar la focal del
telescopio (2x, 3x, etc.) según la relación
indicada por el fabricante.
En visual no proporciona ninguna ventaja
sobre otro ocular de más potencia pero
resulta útil en astrofotografía. Las Barlow
de factores mayores (x3, x5…) se utilizan
sobre todo para la fotografía planetaria
con webcam y CCD.
Reductor de Focal
Es un elemento que reduce de forma moderada la distancia focal y, por tanto, el tamaño de la
imagen. Su rendimiento está sujeto a la calidad pero suele proporcionar un campo útil algo
más limitado que el aplanador de campo. La mayoría de reductores de calidad producen solo
un discreto efecto, con un factor entre 0,75 y 0,85. Es decir, dejan la focal del telescopio en
torno a un 80 % de su valor original. El aplanador de campo es un elemento óptico que se
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añade al telescopio para corregir las aberraciones fuera del eje pero sin modificar el tamaño de
la imagen. Su nombre se debe a que corrigen la curvatura que suele tener el plano focal del
telescopio. Suelen ser apropiados cuando el telescopio tiene una focal reducida o cuando
queremos un campo corregido muy amplio.
Hay que tener en cuenta que al utilizar una Barlow, un reductor focal, un aplanador de campo
o un prisma cenital estamos añadiendo un elemento más a nuestro telescopio y al igual que
con los oculares, un sistema óptico nos ofrecerá la calidad del peor de sus componentes.
Catálogos
Catálogo de Bayer
Johann Bayer (1572-1625) publicó en 1603 un catálogo llamado Uranometría, el primer atlas
celeste que representaba el firmamento al completo, ya que incluía las 48 constelaciones de
Ptolomeo reunidas en su Almagesto, a las que además añadió 12 constelaciones australes
nuevas con las posiciones de 1200 estrellas. El atlas utilizaba un sistema de catalogación por
brillo, sirviéndose del orden alfabético de las letras griegas que designaban y ordenaban las
estrellas según su brillo aparente o magnitud.
La magnitud es la medida del brillo de una estrella. El astrónomo griego Hiparco, en el siglo II a.
de C. elaboró el primer catálogo estelar del que se tiene noticia en occidente, en él clasificó las
estrellas según su estimación de brillo en una escala de magnitudes. Las más brillantes, como
Sirio, las consideró de primera magnitud, y las más débiles, apenas visibles a simple vista, las
consideró de sexta magnitud. Estableció subjetivamente que la diferencia de brillo entre una
magnitud y la siguiente era de 2 a 1. Este sistema resultó válido en la Antigüedad, en la Edad
Media y durante todo el tiempo en el que se aceptaba el pensamiento aristotélico que situaba
a las estrellas en la última de las esferas que componían el cosmos, y donde todas las estrellas
estaban a la misma distancia. Hoy en día seguimos utilizando este sistema, aunque lo hacemos
teniendo en cuenta que el valor estimado de la magnitud que apreciamos no tiene en cuenta
la distancia a la que se encuentra el objeto, por lo que debemos aclarar que el valor de la
magnitud que apreciamos es el valor de una magnitud aparente y la distinguimos del valor de
una magnitud absoluta que sería el brillo aparente de una estrella a 10 parsecs (32,6 años/luz)
El sistema de letras Bayer es muy utilizado hoy en día.
α
β
γ
δ
ε
ζ
η
θ
ι
κ
λ
µ
alpha
beta
gamma
delta
épsilon
zeta
eta
theta
iota
kappa
lambda
mu
ν
ξ
ο
π
ρ
σ
τ
υ
ϕ
χ
ψ
ω
nu
xi
ómicron
pi
rho
sigma
tau
ípsilon
fi
ji
psi
omega
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Catálogo de Flamsted
John Flamsteed (1646 - 1719) fue el primer astrónomo real inglés. Construyó el Real
Observatorio de Greenwich y elaboró el primer catálogo de estrellas observadas con
telescopio que se llamaría Historia Coelestis Britannica; en el catálogo de Flamsteed, que aún
hoy en día es utilizado, se reúnen datos de 1935 estrellas identificadas por números que son
asignados por constelaciones en orden de Ascensión Recta creciente.
Catálogo Messier
Es un listado de 110 objetos celestes de aspecto difuso que recopiló el astrónomo francés
Charles Messier (1730-1817) con el propósito de no ser confundidos con posibles cometas. Los
objetos catalogados por Messier incluyen nebulosas, cúmulos y galaxias, que en la actualidad
son conocidos por los astrónomos que se refieren a ellos por su número Messier o M.
Catálogo NGC
NGC es la abreviatura en inglés de New General Catalogue, un catálogo cuyo nombre completo
traducido es Nuevo Catálogo General de Nebulosas y Cúmulos de Estrellas, en inglés New
General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, y deriva del antiguo Catálogo General. Es
el catálogo de objetos de cielo profundo más conocido entre los astrónomos aficionados.
Contiene 7.840 objetos tales como nebulosas de reflexión, de emisión y oscuras, nebulosas
planetarias y galaxias; la totalidad de objetos del cielo profundo conocidos a finales del siglo
XIX. El catálogo fue compilado en la década de 1880 por Johan Ludvig Emil Dreyer utilizando
observaciones realizadas principalmente por William Herschel y su hijo John Herschel, y
expandidas con los dos catálogos conocidos como Catálogos Índice I y II (Index Catalogues, IC I
& IC II), añadiendo cerca de 5.000 nuevos objetos muchos de ellos cúmulos. William Herschel
(1738–1822) fue un músico y astrónomo inglés de origen alemán que descubrió el planeta
Urano en 1781, hecho por el que fue nombrado astrónomo privado del rey George III. Con el
mecenazgo del rey se dedicó a la construcción de grandes reflectores con unos resultados
sobresalientes. En 1787 descubrió los satélites de Urano, Titania y Oberón; en 1789 los de
Saturno, Mimas y Encélado. Con la ayuda de su hermana Carolina, a la que Messier,
cariñosamente, llamaba “La escoba del cielo”, se dedicó a la observación sistemática del cielo y
descubrió y registró unos 2000 objetos del cielo profundo (galaxias, nebulosas, cúmulos). Las
observaciones y el estudio de estrellas binarias le llevaron a descubrir la vinculación orbital de
más de 700 de ellas, elaborando el primer catálogo de estrellas dobles. También descubrió el
movimiento propio de algunas estrellas respecto de un punto entre Hércules y Lira, donde hoy
sabemos que se halla el Ápex solar. También descubrió la radiación infrarroja. Su trabajo
continuó con su hijo John Herschel.
Catálogo Hipparcos
Es un catálogo que reúne los datos recogidos por la misión del satélite Hipparcos y contiene las
medidas astrométricas más precisas ofrecidas hasta la fecha en ningún otro catálogo sobre la
posición de las estrellas, su paralaje, movimiento propio y magnitudes hasta magnitud 12 con
una precisión de 0.002” arcosegundos. Sin embargo sólo frece datos de 118.218 estrellas, la
mayoría de ellas estrellas hasta magnitud 8.
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Catálogo de Estrellas Variables
El catálogo GCVS, General Catalog of Variable Stars, es una lista de datos de unas 28.000
estrellas variables generada en 1982, a la que se le han añadido los de unas 2200 variables más
desde la AAVSO (American Association of Variable Star Observers) la Asociación Americana de
Observadores de Estrellas Variables que reúne y distribuye datos relativos a estrellas variables.
La observación de variables es una actividad muy común entre los astrónomos aficionados, y
los datos recogidos pueden ser extremadamente útiles y apreciados por los profesionales ya
que existe un gran número de variables cuyo comportamiento aún no es bien conocido, y el
trabajo de observación amateur, que puede realizarse sin un gran telescopio ni un excesivo
coste, incluso con binoculares, supone una interesante contribución científica.
Catálogo de Estrellas Dobles
El catálogo WDS, Washington Double Star, es un catálogo de estrellas dobles elaborado y
actualizado por el Observatorio Naval de los Estados Unidos. Contiene las posiciones referidas
a la época J2000 de más de 115.769 estrellas en sistemas dobles, triples y múltiples y por
supuesto sus posiciones angulares, separaciones, magnitudes, tipos espectrales y movimientos
propios basados en 824,698 mediciones (a enero de 2012). El catálogo se actualiza cada noche.
José Antonio Carrasco Izaguirre
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GLOSARIO
Aberración Cromática: falso color que se aprecia en la imagen obtenida mediante un sistema óptico
refractor originado porque la luz se refracta en diferente grado según sus diferentes longitudes de onda
Aberración Esférica: defecto de las lentes o espejos en el que los rayos paraxiales (paralelos y próximos
al eje óptico o de simetría) son llevados a un foco diferente que los rayos también paralelos al eje de
simetría pero alejados de éste. Puede observarse en las imágenes formadas por espejos esferoidales y
en algunas lentes de oculares. La imagen de las estrellas observadas con este defecto no tiene un único
foco y según los busquemos se advierte o un círculo confuso, o una macha brillante rodeada de un disco
o un anillo que se oscurece hacia el centro.
Astigmatismo: Cuando un punto objeto está situado a una distancia apreciable del eje óptico, el cono de
rayos incidente sobre la lente es asimétrico y se deforma después de refractarse, originando la tercera
de las aberraciones primarias (cromática y esférica). La configuración del haz oblicuo de rayos paralelos
es diferente en el plano meridional o tangencial y el sagital (ambos contienen al eje óptico pero son
perpendiculares entre si) y como resultado, las distancias focales en esos planos son diferentes. Los
rayos meridionales se inclinan más respecto a la lente que los sagitales, y tienen distancias focales más
cortas. Esta diferencia astigmática aumenta con rapidez conforme los rayos son más oblicuos, es decir, a
medida que el punto objeto se aleja del eje óptico.
Campo Visual Aparente: el diseño óptico de un ocular determina la amplitud del campo visual aparente
de éste, el diámetro angular expresado en grados del círculo de luz que alcanza la lente de campo del
ocular.
Campo Visual Verdadero: La parcela circular de cielo que abarcamos con los prismáticos o con el
telescopio establecido a partir de su diámetro angular en grados y que está determinado por la relación
entre el campo aparente del ocular y los aumentos que nos proporciona.
Campo Visual Verdadero = Campo Visual Aparente / Aumentos
Catadióptrico: hace referencia al sistema óptico compuesto por dos espejos y lentes que reflejan la luz
incidente con independencia de su orientación. Catóptrica es la obra que por primera vez analiza los
espejos cóncavos y convexos y que se atribuye a Euclides (325-265 a.C.)
Coma: o aberración comática es una aberración primaria monocromática que deteriora la imagen de los
objetos puntuales apartados del eje óptico. La causa se debe a que los planos principales deben ser
considerados realmente “planos” en la parte paraxial (próxima al eje óptico) ya que debido al grosor de
las lentes, las superficies de los planos principales realmente son curvas. Cuando el punto imagen está
sobre el eje óptico, esta circunstancia apenas tiene transcendencia, pero cuando la trayectoria de la luz
es oblicua y los puntos imagen están fuera del eje, la coma se hace evidente, tanto más cuanto más a la
orilla de la lente.
Descolimación: cuando los elementos ópticos y mecánicos de un telescopio no están perfectamente
alineados se observan defectos en la imagen, que pueden ser más o menos acusados, en función del
grado de pérdida del alineamiento. Con un telescopio descolimado las estrellas dejan de verse como
objetos puntuales, y astros mayores -como los planetas- aparecen ovalados. Los reflectores son más
susceptibles de descolimarse. Mirando el tubo de un reflector a través del portaocular puede percibirse
que los espejos están o no están centrados. Para verificar que el telescopio está colimado, apuntaremos
a una estrella brillante y desenfocaremos su imagen hasta que se muestre como un disco grande. En
éste no tienen que aparecen manchas redondas ni líneas. Cuando la mancha redonda (la sombra del
espejo secundario) está además descentrada, el telescopio está fuertemente descolimado.
Dispersión de la luz: separación de la luz en sus colores constituyentes por un prisma.
Emergencia Pupilar: o relieve ocular como habitualmente se dice cuando se habla de telescopios, es la
distancia en mm entre la lente ocular (en la parte trasera del ocular) y la pupila de salida. Si la distancia
es muy corta, el ojo se deberá situar muy cerca del ocular, lo que resultará incómodo. Si es muy larga,
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puede resultar difícil mantener el ojo en una óptima posición para observar. La emergencia pupilar se
acorta a medida que se reduce la distancia focal del ocular. Los oculares suelen venir provistos de una
goma que permite acomodar el ojo.
Espejos de Superficies Asféricas: aquellos que no tienen superficies ni esféricas ni planas. Son los
habituales en espejos primarios y secundarios por su capacidad para producir imágenes eficientes y
libres de aberraciones (coma, astigmatismo, aberración esférica) y por sus ventajas al posibilitar
sistemas ópticos sencillos de alto rendimiento.
Poder de Resolución: para un telescopio es su capacidad de posibilitar la percepción del detalle de un
objeto astronómico o la separación más pequeña entre dos objetos que de otro modo apenas puedan
distinguirse como separados. Habitualmente hace referencia a la resolución angular, es decir, la
distancia en medidas angulares entre dos estrellas (dobles) que puede advertirse (resolverse) con ayuda
de un telescopio.
Pupila de Salida: La sección mínima en el camino de la luz en un ocular a través del cual pasa toda la luz
del ocular. El ojo del observador debe de situarse en la pupila de salida para poder observar el campo
visual del modo más extenso y más brillante posible. El diámetro de la pupila de salida se calcula
dividiendo la longitud focal del ocular por la razón focal del telescopio. En unos prismáticos se obtiene
dividiendo la apertura por los aumentos. La luz que pase por una pupila de salida más allá del diámetro
de la pupila de nuestro ojo (7mm cuando se ha adaptado a la oscuridad) pasará por demás y se perderá.
Pupila de Salida del telescopio…………… distancia focal df(ocular)/razón focal f
Pupila de Salida de los prismáticos……… apertura/aumentos
.
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Bibliografía
Comellas, José Luis; Guía del Firmamento. Ediciones Rialp, Madrid 2013 (9ª edición)
Hecht, Eugene; Óptica. Addisson Wesley Iberoamericana, Madrid 2000 (8ª edición)
Dickinson, Terence.: Descubrir y Comprender el Cosmos. Ediciones Tutor, Madrid 2003
Reynolds, Mike D.: Observación Astronómica con Prismáticos. Ed. Tutor, Madrid 2006
Sven Dupré. Los orígenes del telescopio. Art. Temas 58. Galileo y su legado. Barcelona 2009
Comellas José Luis; Catálogo Messier. Equipo Sirius, Madrid 2002
Tirion, Wil. Atlas Estelar Cambridge. Cambridge University Press. Madrid 2001
RIDPATH, Ian: Diccionario de Astronomía. Oxford-Complutense 1998
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