Unidad didáctica 2: Instrumentación Astronómica

Transcripción

1 ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC Unidad didáctica 2: Instrumentación Astronómica Telescopios reflectores file:///f /antares/modulo1/m1_u200.html [12/3/ ]

2 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Introducción La Luna Figura 1-2-1: Stonehenge La Tierra El que puede ser uno de los observatorios más primitivos fue el descubierto en un corredor neolítico irlandés de cinco mil años de antigüedad. Consta de una cámara en la que habían practicado un orificio por el que penetraba profundamente un rayo de Sol durante el solsticio de invierno. Otros observatorios prehistóricos buscaban alineaciones con la Luna, como es el caso del observatorio megalítico de Stonehenge (Figura 1-2-1), o con otros astros. Venus file:///f /antares/modulo1/m1_u201_0.html (1 de 3) [12/3/ ]

3 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - En civilizaciones antiguas, pero más avanzadas, la pretensión era aproximarse lo más posible a los astros, erigiendo para ello monumentos colosales de gran altura. Así ocurrió con los babilonios cuyas pirámides eran verdaderos observatorios astronómicos que reflejaban los conocimientos de la época. Estas pirámides tenían siete pisos pintados de forma diferente, el primero blanco estaba dedicado a Venus, el segundo de color negro a Saturno, el tercero púrpura, a Júpiter, el cuarto azul a Mercurio, el quinto bermellón Marte, el sexto de color plata a la Luna, finalmente el séptimo que estaba pintado de oro estaba dedicado al Sol. Sobre la ultima plataforma se encontraba la estatua de un dios y una cámara cuadrada utilizada para las observaciones astronómicas. Marte En América había también construcciones análogas. Dos de las pirámides encontradas en la época de la conquista española tenían cinco pisos que culminaban con la estatua de un dios. Doce siglos antes de nuestra era los chinos disponían ya de grandes edificios dedicados a la observación astronómica. El Caracol en Chichén Itzá En la antigua astronomía el ojo era a la vez colector y detector y la observación buscaba inicialmente una información útil para las necesidades prácticas de la sociedad. Para obtenerla, los astrónomos inventaron diversos instrumentos. El gnomon fue quizás uno de los primeros utilizados en la Astronomía y era conocido por los chinos, egipcios, caldeos y griegos así como por los incas. Está constituido por una columna vertical fija sobre un plano horizontal y tenia como finalidad determinar la dirección del meridiano, los solsticios de verano e invierno y establecer la hora local a partir de la longitud de la sombra proyectada por la columna vertical. Era pues un verdadero reloj solar. Júpiter Otro instrumento utilizado primitivamente era el arbaleto, que proporcionaba la altura de un astro y la distancia angular entre dos astros objetos celestes. La armilla ecuatorial, utilizada en la antigua Rodas, fue mejorada por Hipparcos dando lugar al astrolabio. Con él midió las coordenadas ecuatoriales de 1026 estrellas estableciendo un catálogo que fue una referencia obligada hasta la edad moderna. También determinó pequeñas distancias y los diámetros angulares del Sol y la Luna con ayuda de un dioptrio. Posteriormente su discípulo Ptolomeo desarrollaría diverso instrumental, como el cuarto de círculo y la reglas paralácticas, usadas hasta el Renacimiento. Saturno Astrolabio (JPG, 43K) file:///f /antares/modulo1/m1_u201_0.html (2 de 3) [12/3/ ]

4 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///f /antares/modulo1/m1_u201_0.html (3 de 3) [12/3/ ]

5 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Introducción (continuación) Figura 1-2-1: La nebulosa del Cangrejo (Hubble Space Telescope ) También durante nuestra Edad Media, los astrónomos chinos continuando la tradición iniciada en la antigüedad, culminan en el siglo XIII la creación del observatorio oficial de Pekín. Los estudios actuales de los registros de las antiguas observaciones astronómicas chinas ofrecen información que todavía presenta un gran interés y muestra el alto nivel que alcanzaron. Así las correspondientes al año 1054 facilitaron la localización de la supernova del cangrejo (Figura 1-2-1). Tycho Brahe ( ) file:///f /antares/modulo1/m1_u201_1.html (1 de 3) [12/3/ ]

6 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - El primer observatorio europeo digno de este nombre fue construido en 1561 en Cassel. Sin embargo, por su transcendencia para el despegue de la astronomía moderna, destaca el creado por el rey Federico de Dinamarca en 1576 en la isla de Hven y que fue puesto a la disposición de Tycho Brahe. Disponía prácticamente de todos los instrumento conocidos en la época. El más importante era un ecuatorial, con un círculo de declinación de 2.90 m de diámetro y un semicírculo de 3.60 m de diámetro, representando la parte boreal del ecuador. Con él fue elaborado un catálogo de las posiciones de miles de estrellas, que tenía una gran exactitud para la época. Observatorio de Tycho Brahe en Uraniborg; grabado de 1598 Los resultados obtenidos por los astrónomos de la antigüedad presentan una notable precisión teniendo en cuenta los medios utilizados y que hacían las observaciones a simple vista. Uno de los inconvenientes del ojo como receptor astronómico tienen su origen, por un lado, en la pequeña apertura de la retina, de 5 a 7 mm de diámetro cuando está adaptada a la oscuridad. De modo que sólo puede observar estrellas relativamente brillantes, con una intensidad de la radiación luminosa que difícilmente es inferior a W. Gabinete de Tycho Brahe (ampliada: 88K) En la antigua astronomía el ojo era a la vez colector y detector y la observación buscaba inicialmente una información útil para las necesidades prácticas de la sociedad. Para obtenerla, los astrónomos inventaron diversos instrumentos. El gnomon fue quizás de los primeros instrumentos utilizados en la Astronomía y era conocido por los chinos, egipcios, caldeos y griegos así como por los incas. Está constituido por una columna vertical fija sobre un plano horizontal y era utilizado para determinar la dirección del meridiano, los solsticios de verano e invierno y establecer la hora local a partir de la longitud de la sombra proyectada por la columna vertical. Era pues un verdadero reloj solar. Modelo de Brahe del Sistema Solar (ampliada: 64K) file:///f /antares/modulo1/m1_u201_1.html (2 de 3) [12/3/ ]

7 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Galileo Galilei ( ) Figura 1-2-2: Esquema de telescopio refractor Este inconveniente fue soslayado cuando Galileo, en 1610, construyo el primer telescopio y lo dedicó a la observación del cielo. Consistía en un tubo que tenía en uno de sus extremos una pequeña lente de algunos centímetros de diámetro, el objetivo, y en el otro un ocular ( Figura ). Con este pequeño telescopio refractor encontró que el Sol tenía manchas, Júpiter satélites y Venus fases. Telescopio de Galileo file:///f /antares/modulo1/m1_u201_1.html (3 de 3) [12/3/ ]

8 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Reflectores y refractores Las evidentes ventajas de los telescopios para la observación astronómica impulsaron la consecución refractores de mayor tamaño y aumento que, si bien recogían más luz, tenían entre otros el inconveniente de incrementar las aberraciones ópticas. Este efecto pudo ser corregido con el progreso de la óptica. La utilización de grandes lentes presentaba además otros problemas que requirieron mucho tiempo antes de que fueran solventados. En principio el vidrio utilizado ha de estar exento de burbujas y esto es tanto más difícil de conseguir cuanto mayor sea su tamaño. El peso impone también restricciones: la lente está montada en la estructura mecánica del tubo del telescopio con ayuda de un soporte no muy extenso, con el fin de que oculte sólo una parte mínima de su superficie. En consecuencia, y debido a su propio peso, puede haber una flexión, que actúa en el centro de la lente y varía con el movimiento del telescopio, alterando la puesta a punto del sistema óptico durante la observación. La solución de este problema es compleja ya que, para conseguir una mayor rigidez de la lente, es necesario aumentar su espesor y por consiguiente su peso. Pero ello, además de agravar el problema anterior, obliga utilizar en la fabricación de la lente bloques de vidrio de mayor tamaño, donde las rigurosas condiciones de homogeneidad requeridas por la observación astronómica son difíciles de lograr. En este caso existe además un inconveniente añadido: cuanto mayor es el tamaño, y por consiguiente el espesor de la lente, mas absorbe la luz que la atraviesa, convirtiendo la observación de objetos débiles en una tarea difícil sino imposible. También hay que destacar que las lentes funcionan como verdaderos filtros que limitan la banda luminosa que puede ser observada con ellos. Un inconveniente poco relevante en la observación visual, pero restrictiva cuando el detector puede recoger un rango de frecuencias más amplio que el ojo. Durante el siglo XIX ocurren dos acontecimientos que habrían de tener una repercusión transcendental para la fabricación de grandes telescopios: los estudios de Foucault, que facilitaron el tallado de los espejos y el procedimiento descubierto por un obrero suizo para fundir bloques de vidrio de gran tamaño exento de impurezas. Utilizando estos avances George Hale desarrolló un proyecto destinado a conseguir una lente del mayor diámetro posible,que logro gracias al apoyo económico de Charles Yerkes, un empresario de los tranvías de Chicago. El telescopio, que fue operativo en 1895, tiene un diámetro un metro y su coste fue dólares, muy elevado para la época. El mismo Hale quedó convencido de haber alcanzado el límite del tamaño de los refractores. También de que los grandes telescopios del futuro deberían ser reflectores, esto es constituidos por espejos cóncavos y convexos en lugar de lentes. El uso de los refractores para la investigación astronómica iría quedando file:///f /antares/modulo1/m1_u202.html (1 de 2) [12/3/ ]

9 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - relegado progresivamente a la ejecución de muy escasas tareas: la observación directa o fotográfica de regiones extensas del cielo. Muchas de las cuales son ya realizadas por telescopios reflectores. Los primeros grandes reflectores fueron construidos en el siglo XIX, pero eran muy imperfectos. Los espejos eran metálicos, de hierro blanco o bronce. Sin embargo facilitaron el descubrimiento del primer satélite de Neptuno, el séptimo de Saturno, dos satélites de Urano y ya, en 1870, las primeras fotografías de la Luna. Actualmente el espejo se obtiene depositando una capa muy delgada de un material altamente reflectante, aluminio (Foucault en los primeros intentos empleo plata), sobre la parte superior del bloque de vidrio tallado. Como la luz no traspasa la capa reflectante superficial, los requerimientos de homogeneidad no son tan críticos como en el caso de las lentes. El espejo queda acoplado al tubo del telescopio con una red de soportes dispuesta en la parte trasera del espejo, consiguiendo de esta forma una gran rigidez, que evita las flexiones indeseadas producidas por el peso del espejo, sin perder por ello superficie colectora útil. Además los reflectores tienen también otras ventajas. En principio, no presentan aberración cromática y la construcción es más simple. Tienen la posibilidad de recoger y reflejar radiación de longitud de onda más corta que la luz visible, que no podría sin embargo atravesar una lente ordinaria de su tamaño. Los soportes de vidrio actuales, construidos en pyrex y más recientemente en Cer-Vit y otros productos análogos, tardan menos tiempo en alcanzar su equilibrio, cuando están sometidos a las frías temperaturas nocturnas, que los vidrios ópticos empleados en la construcción de las lentes. EI reflector es también más ligero que los refractores de su mismo tamaño. Esta propiedad unida a la posibilidad de observar bandas muy amplias del espectro electromagnético facilita su utilización en las experiencias espaciales. file:///f /antares/modulo1/m1_u202.html (2 de 2) [12/3/ ]

10 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Propiedades de los telescopios I Calidad, tamaño y brillo de la imagen Aumento Relación focal o de apertura Aumento útil o máximo Límite de resolución teórica Calidad, tamaño y brillo de la imagen New Technology Telescope (NTT) de 3.50 metros Observatorio de la Silla ESO Entre las propiedades más importantes de un telescopio destacan la calidad, tamaño y brillo de la imagen. Dependen básicamente del diseño, tallado y material empleado en los elementos del sistema óptico, así como del diámetro y longitud focal de la lente objetivo o del espejo primario. La calidad de la imagen proporcionada por un telescopio depende del diseño del espejo primario, que en los casos ordinarios han de tener una sección parabólica. Las desviaciones de esta figura definen la calidad del telescopio. Cuando éstas no superan la décima parte de la longitud de onda λ=4000å (4 x 10-6 cm), correspondiente a la región azul del espectro, se dice que el espejo tiene una calidad λ /10, considerándose ésta muy aceptable para un telescopio de aficionado. Hay que señalar que para alcanzar este valor en el caso de las lentes, sería necesario suprimir todas las irregularidades con dimensiones iguales o superiores al valor comprendido en el paréntesis. Los espejos de los telescopios profesionales tienen una calidad superior a: λ /20. Si aplicamos esta relación a la Luna, con un diámetro aparente de 0.5 observada con un telescopio F = 120 cm, resulta una imagen de 1 cm. Calidad de la imagen La calidad de la imagen proporcionada por un telescopio depende del diseño del espejo primario Tamaño de la imagen El tamaño de la imagen de un objeto formado en el foco primario es: s = γf γ: diámetro angular o aparente del objeto expresado en radianes F: longitud focal del espejo objetivo expresada en centímetros file:///f /antares/modulo1/m1_u203.html (1 de 3) [12/3/ ]

11 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Aumento Introduciendo un ocular de longitud focal f, el aumento A será, A = F/f de modo que, para un valor de f = 1 cm, obtendríamos una imagen aumentada 120 veces, que permitiría distinguir detalles y estudiar estructuras diferenciadas. Esto no es posible en el caso de las estrellas, que por sus tamaños y distancias son puntuales. Sin embargo, al observar una estrella con aumento suficiente, su imagen no es un punto luminoso sin diámetro apreciable, sino una figura extensa. La causa de este fenómeno es la difracción de la luz, que produce un disco circular con los bordes degradados, rodeado de anillos luminosos concéntricos. Aplicando la teoría ondulatoria de la luz se puede calcular el radio aparente α de esta falsa imagen, a partir de la relación Aumento A=F/f F: longitud focal del espejo objetivo f: longitud focal del ocular α = 1.22 (λ /D) (radianes) = (λ /D) (segundos de arco) siendo D el diámetro del espejo primario en centímetros y λ la longitud de onda de la luz. Relación focal o de apertura Eligiendo para ésta la correspondiente al amarillo, λ = Å (5,5 x 10-5 cm), cada estrella de este color producirá una figura de difracción cuyo radio aparente, en segundos de arco, es aproximadamente 14/D, y su radio lineal r = 1.22 λ (F/D) 3 6,71 x 10-5 (F/D) F/D recibe el nombre de relación focal o relación de apertura. Un valor F/ 10 significa que la longitud focal es diez veces mayor que el diámetro del espejo primario. Los refractores tienen unas relaciones de apertura comprendidas ordinariamente entre F/20 a F/10, y los reflectores de F/5 a F/3. F/D recibe el nombre de relación focal o relación de apertura. Un valor F/ 10 significa que la longitud focal es diez veces mayor que el diámetro del espejo primario. Los refractores tienen unas relaciones de apertura comprendidas ordinariamente entre F/20 a F/10, y los reflectores de F/5 a F/3. Relación focal o de apertura La relación focal o de apertura es: F/D F: longitud focal del espejo objetivo D: diámetro del espejo primario en centímetros Relaciones de apertura de los refractores Entre F/20 y F/10 Relaciones de apertura de los reflectores Entre F/5 y F/3 Aumento útil o máximo file:///f /antares/modulo1/m1_u203.html (2 de 3) [12/3/ ]

12 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Como regla general, el aumento útil o máximo que permite ver con detalle la figura de difracción de una estrella, es 25 veces la apertura del telescopio (diámetro del espejo primario) en centímetros. En principio, sustituyendo el ocular deberían conseguirse grandes aumentos. En la práctica, sin embargo, el aumento está limitado también por el poder de resolución y la turbulencia atmosférica, entre otros factores. Los aumentos que superan el valor límite proporcionan imágenes degradadas que son, progresivamente, más extensas y difusas. Aumento útil o máximo El aumento útil o máximo que permite ver con detalle la Figura 1- de difracción de una estrella, es 25 veces la apertura del telescopio (diámetro del espejo primario) en centímetros Límite de resolución teórica Dos estrellas separadas una distancia angular inferior a α, tendrán sus figuras de difracción superpuestas y es imposible distinguirlas. El límite de resolución teórica es 0.85, α = 12/D. Este resultado define el poder separador teórico del instrumento. file:///f /antares/modulo1/m1_u203.html (3 de 3) [12/3/ ]

13 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Propiedades de los telescopios II Resolución y poder separador del ojo Resolución y poder separador del ojo La resolución del ojo, esto es la propiedad que permite distinguir los detalles más finos de una imagen, es en principio de unos veinte segundos de arco cuando la pupila alcanza su máximo diámetro, pero en realidad sólo puede separar dos imágenes, sobre la llamada fovea Centralis de la retina, que disten uno o dos minutos de arco. Por tanto, no es suficiente que las imágenes de dos estrellas aparezcan resueltas instrumentalmente para que el ojo sea capaz de separarlas. Para ello es necesario que el aumento del telescopio alcance un valor β tal, que dos estrellas que están justamente resueltas por el instrumento sean vistas en el ocular separadas un ángulo de 1'. Resolución del ojo La resolución del ojo es en principio de unos veinte segundos de arco cuando la pupila alcanza su máximo diámetro Para ello ha de cumplirse la relación: β (12 cm / D) = 60" y por tanto β ha de ser igual al radio del espejo primario expresado en milímetros. El aumento máximo que permite observar con detalle la figura de difracción de una estrella brillante es: β = 2.5 D (mm). pero las condiciones han de ser extremadamente favorables. Un telescopio, por grande que sea su apertura o diámetro, no aumentará la imagen de una estrella hasta el extremo de permitir la observación detallada de su estructura. En contra de la creencia popular, la principal función del telescopio no es conseguir grandes aumentos, sino recoger tanta luz como sea posible del astro, facilitando el estudio de objetos débiles y distantes. file:///f /antares/modulo1/m1_u204.html (1 de 2) [12/3/ ]

14 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - El flujo luminoso recogido por el espejo y focalizado en el ojo, viene dado por: B = S/σ donde S y σ son las áreas del espejo primario y la pupila, respectivamente. Expresando esta relación en función de los diámetros respectivos, D y δ, resulta: B = (D/δ ) 2 De este valor habrá que sustraer las pérdidas de luz debidas a las absorciones y difusiones en las lentes y espejos, que serán tanto más elevadas cuanto mayores sean sus dimensiones. En el caso de los objetos extensos, la relación anterior se transforma en: B' = B/A 2 y si la expresamos en función de los parámetros del telescopio entonces B' = ( f/δ ) 2 ( D/F) 2 file:///f /antares/modulo1/m1_u204.html (2 de 2) [12/3/ ]

15 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Observaciones con radar Tanto el telescopio óptico como el radiotelescopio son instrumentos de observación en algún modo pasivos, reciben las señales emitidas por los objetos celestes sin interferir con ellos. Y es natural que así sea dadas sus grandes distancias. En este sentido conservamos aspectos de la observación astronómica tradicional. Sin embargo el progreso tecnológico realizado en las últimas décadas ha permitido una interacción, con ayuda del radar y las sondas espaciales con los cuerpos celestes más cercanos de nuestro sistema solar. En el primer caso un transmisor instalado en tierra emite señales de radio que son dirigidas hacia objetos del sistema solar, por ejemplo un planeta, que lo refleja y reenvía a un radiotelescopio situado en tierra o montado a bordo de un satélite artificial. De esta forma, midiendo el intervalo de tiempo transcurrido desde la emisión de la señal hasta su recepción, puede determinarse de una manera precisa la distancia. Este método también facilita información sobre las características de la superficie del planeta así como su velocidad de rotación, ya que la señal reflejada tiene una frecuencia ligeramente distinta de la inicialmente emitida. Conocida esta velocidad es fácil determinar la duración del día. file:///f /antares/modulo1/m1_u213.html [12/3/ ]

16 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Cuestiones y problemas para autoevaluación Cuestiones Problemas Cuestiones 1. Cuál es la razón de que los radiotelescopios tengan peor resolución siendo más grandes que los telescopios ópticos. 2. Por qué los radioastrónomos pueden observar durante el día y los astrónomo ópticos no pueden hacerlo. 3. Se aprecia alguna diferencia en la imagen de una estrella que proporcionan dos telescopios de 10 cm y un metro de diámetro?. 4. Por qué centellean las estrellas. 5. Qué desventajas tiene el foco Coudé en la observación de objetos muy débiles. 6. Qué tipo de telescopio es el más adecuado para realizar exploraciones de campos extensos del cielo. 7. Cuál debe ser la apertura mínima del telescopio para distinguir dos estrellas de un sistema binario separadas 1 segundo de arco. 8. Cuál es el diámetro máximo de un telescopio de apertura D si el poder de resolución del ojo es de 2 minutos de arco. Problemas 1. Un telescopio tiene 20 cm de diámetro y la relación focal es F/12. Si el diámetro de la pupila de salida es de 6 mm, cuál es la longitud focal del ocular. 2. La Luna está a una distancia media de km y tiene un radio de 1738 km, cuál es su diámetro aparente cuando se observa con el telescopio anterior. file:///f /antares/modulo1/m1_u2autoeva.html (1 de 2) [12/3/ ]

17 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 3. Se desea construir un telescopio segmentado cuya área colectora sea equivalente a un telescopio de 8m de apertura. Cuántos espejos de 2 m son necesarios. file:///f /antares/modulo1/m1_u2autoeva.html (2 de 2) [12/3/ ]

18 ANTARES - Módulo 2 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Proyectos o actividades de observación 1. Construir un telescopio de aficionado combinando sus diferentes elementos hasta obtener el sistema adecuado para los distintos tipos de observaciones astronómicas. El proceso detallado está explicado en el apéndice. Los test de control de los diseños elaborados pueden realizarse desde el Observatorio Astronómico Visual. Antes de acceder al mismo, por favor consulte el manual de instrucciones. file:///f /antares/modulo1/m1_u2activid.html [12/3/ ]

19 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Radiotelescopios Figura : Radiotelescopio En el año 1931 tuvo lugar por vez primera la detección de señales radio procedentes de una fuente exterior a la Vía Láctea. Este descubrimiento, realizado por Karl Jansky, dio origen a la radioastronomía, rama de la Astrofísica dedicada a la observación e interpretación de las señales emitidas por los astros en el dominio de las frecuencias de radio. Los estudios en este campo han suministrado una información de primera importancia que ha conducido a progresos importantes en nuestro conocimiento del Universo. La única diferencia significativa entre las ondas de radio y la luz visible radica en el rango espectral implicado. Así, los radiotelescopios y los telescopios ópticos tienen la misma función: recoger tanta radiación como sea posible y focalizarla sobre un detector. La longitud de las ondas de radio es mayor que la correspondiente a la luz visible. Así pues, el colector tiene, como en los casos anteriores, forma de paraboloide. Pero al ser mayor la longitud de la onda, los requerimientos de calidad (desviaciones de la forma) y homogeneidad no son tan estrictos. Ello facilita la construcción de colectores de grandes tamaños, empleando superficies metálicas que pueden incluso file:///f /antares/modulo1/m1_u212.html (1 de 2) [12/3/ ]

20 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - estar horadadas. Como el radiotelescopio de Effelsberg (Alemania) de 100 m de diámetro, o el de Arecibo (Puerto Rico), de 300 m. De manera similar a los telescopios ópticos, la función del colector es recoger la radiación y concentrarla en la antena ( Figura ). Esta convierte las radioseñales en impulsos eléctricos que son enviados a un receptor. EI proceso es similar al utilizado en los receptores comerciales de radio. EI radioastrónomo podría convertir en sonido las señales que recibe de los astros. Pero es más interesante, tanto en este caso como en el óptico, registrarlas de forma permanente, en soportes informáticos para proceder más tarde a su análisis detallado. Los radiotelescopios ordinarios no pueden alcanzar las resoluciones típicas de los telescopios ópticos. Pueden ser mejoradas utilizando métodos interferométricos consistentes en una red de radiotelescopios situados lugares apropiado, que reciben la señal de la misma fuente, produciendo interferencias que facilitan la localización y estudio de estructuras emisoras más pequeñas. file:///f /antares/modulo1/m1_u212.html (2 de 2) [12/3/ ]

21 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Soluciones Cuestiones Problemas Cuestiones 2. Por qué los radioastrónomos pueden observar durante el día y los astrónomo ópticos no pueden hacerlo. Los radiotelescopios observan radiación en radiofrecuencias que no son enmascaradas por la luz diurna 4. Por qué centellean las estrellas. Cambio del índice de refracción de las capas de aire atmosférico que atraviesa la luz de la estrellas 5. Qué desventajas tiene el foco Coudé en la observación de objetos muy débiles. La mayor la absorción de la luz por el sistema óptico Problemas 1. Un telescopio tiene 20 cm de diámetro y la relación focal es F/12. Si el diámetro de la pupila de salida es de 6 mm, cuál es la longitud focal del ocular. 72 cm 3. Se desea construir un telescopio segmentado cuya área colectora sea equivalente a un telescopio de 8m de apertura. Cuántos espejos de 2 m son necesarios. 64/4 =16 file:///f /antares/modulo1/m1_u2soluciones.html (1 de 2) [12/3/ ]

22 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///f /antares/modulo1/m1_u2soluciones.html (2 de 2) [12/3/ ]

23 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Propiedades de los telescopios III Campo del telescopio Turbulencia atmosférica y centelleo El lugar de observación Campo del telescopio La extensión de la región del cielo que puede observarse con un telescopio utilizando un tipo determinado de ocular es inversamente proporcional al aumento. Por tanto, cuando éste es grande, el campo accesible con el telescopio es muy pequeño. Es el caso de los reflectores, cuyas longitudes focales son mayores que las de los refractores. Por ejemplo, con el telescopio de 5 m de Monte Palomar el campo máximo es de tan sólo 10 minutos de arco, con lo que la localización de los objetos débiles, que ha de hacerse utilizando como referencia otros más brillantes, es muy laboriosa. Por ello, los reflectores están equipados con un pequeño refractor llamado buscador, dispuesto paralelamente a su eje óptico, con el fin de ampliar el campo celeste. Telescopio de Monte Palomar Turbulencia atmosférica y centelleo Además de los factores instrumentales, la calidad de la observación astronómica está condicionada por otros aspectos. El primero de ellos es la turbulencia atmosférica, que se manifiesta a simple vista en el centelleo de las estrellas, y que aumenta desde el cenit al horizonte. Por perfecto que sea el instrumento utilizado, no siempre es posible distinguir las figuras de difracción descritas anteriormente. Medida de la turbulencia atmosférica en una dirección dada A menudo la imagen estelar parece agitada, deformada, los anillos pueden llegar a desaparecer, y la mancha central superar los límites predichos por la teoría. Esta pérdida de calidad de la imagen tiene su origen en las alteraciones que sufren las trayectorias de los rayos luminosos cuando atraviesan la atmósfera terrestre. En condiciones ideales el aire estaría distribuido en capas plano-paralelas, en la práctica son sin embargo irregulares a causa de las inhomogeneidades locales producidas por el viento, remolinos de aire, etc.. file:///f /antares/modulo1/m1_u205.html (1 de 3) [12/3/ ]

24 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Además, las diferencias de temperatura y humedad entre las distintas capas producen variaciones del índice de refracción. El resultado final es que el rayo luminoso, normal en cada punto a la superficie de onda, deja de tener una dirección constante y es separado sin cesar del valor medio de ésta. El valor límite de la desviación, expresado en segundos de arco, mide la turbulencia atmosférica en una dirección dada. La turbulencia está causada también por variaciones accidentales de la refracción, provocadas por los desplazamientos de masas de aire heterogéneas en las vecindades del suelo o de la propia cúpula, que suelen tener un origen exclusivamente térmico. Se pueden atenuar sus efectos reduciendo el calentamiento diurno de la cúpula, pintándola de blanco o recubriéndola de aluminio, y abriendo la pequeña compuerta de entrada de luz en el ocaso, con el fin de conseguir el adecuado equilibrio térmico entre la cúpula y el exterior, antes de iniciar las observaciones. El valor límite de la desviación de los rayos luminosos, expresado en segundos de arco, mide la turbulencia atmosférica en una dirección dada. En condiciones ordinarias, la turbulencia es pequeña aunque supera el segundo de arco. El lugar de observación En condiciones ordinarias, la turbulencia es pequeña aunque supera el segundo de arco. Hay lugares excepcionales donde, durante intervalos de tiempo muy cortos, los valores son más bajos pero en cualquier caso superan siempre el límite de resolución instrumental. La turbulencia está fuertemente condicionada por las características del sitio de observación. Para su elección son necesarios cuidadosos controles fotométricos y meteorológicos, realizados durante largos periodos de tiempo. Han de ser lugares con una elevada transparencia, donde la turbulencia, velocidad del viento, humedad y nubosidad deben ser pequeños. No ha de haber, obviamente, contaminación química ni luminosa, por lo que los lugares próximos a las poblaciones y zonas industriales deben ser excluidos. El lugar de observación El lugar de observación ha de tener una elevada transparencia. En el lugar de observación, la turbulencia, velocidad del viento, humedad y nubosidad deben ser pequeños. En el lugar de observación no ha de haber contaminación química ni luminosa. Observatorio de La Silla (Chile) ESO file:///f /antares/modulo1/m1_u205.html (2 de 3) [12/3/ ]

25 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///f /antares/modulo1/m1_u205.html (3 de 3) [12/3/ ]

26 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Principales tipos de telescopios I Montura alemana Montura de horquilla Montura de disco polar Montura inglesa Figura 1-2-4: Montura alemana El sistema óptico del telescopio es soportado por una estructura mecánica denominada montura, que tiene además la función de facilitar el apuntado y seguimiento de los astros. Para ello ejecuta con gran precisión un movimiento que tiene como finalidad contrarrestar la rotación de la Tierra, lo que consigue mediante el giro regular de una vuelta por día alrededor del llamado eje horario del instrumento, que es paralelo al de rotación de la Tierra. Perpendicular a él está el eje de declinaciones. Ambos disponen de uno círculos graduados que facilitan la introducción manual de las coordenadas del astro, labor que en la actualidad está automatizada en los grandes instrumentos y en muchos de los utilizados a nivel de aficionados. Montura alemana file:///f /antares/modulo1/m1_u206.html (1 de 2) [12/3/ ]

27 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Existen diferentes variedades de montura que buscan básicamente conseguir una mayor rigidez, compacidad, fácil acceso a cualquier dirección de observación y un acoplamiento sencillo de los analizadores y demás equipos auxiliares de observación. Los refractores utilizan ordinariamente una montura alemana (Figura 1-2-4). El telescopio está situado en uno de los extremos del eje de declinaciones dispuesto en el borde del eje horario, formando una T. Este diseño presenta una rigidez aceptable y facilita el acceso a cualquier región del cielo. file:///f /antares/modulo1/m1_u206.html (2 de 2) [12/3/ ]

28 ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-11 Programa de Nuevas tecnologías - MEC Grandes telescopios La construcción de una gran telescopio es un desafío que tecnológico. Desde el punto de vista óptico requiere un tallado muy preciso de los espejos utilizados, que es tanto más difícil cuanto más grandes son y por tanto más pesados. Por ejemplo el espejo primario de 3.5 m del Observatorio Hispano-Alemán (Almería) pesa 14 toneladas. También hay que hacer frente a problemas inherentes al material utilizado, como dilatación etc., que repercuten en la calidad de la imagen, etc. Para resolverlos está la llamada óptica activa, que permite espejos más delgados que son mantenidos en la posición precisa mediante sensores, situados en su parte posterior del espejo, que están controlados por un ordenador. Otro inconveniente son las grandes longitudes focales que exigen soluciones ópticas para acortarlos, ya que de otra manera no habría suficiente rigidez para mantener la focalización correcta durante la observación. La cúpula sería además enorme y extremadamente costosa. Hay también problemas mecánicos que resolver, ya que a pesar de su peso y tamaño el telescopio ha de moverse con la precisión de un cronómetro. Por ejemplo las partes móviles de un telescopio de 3.5 m pesan 200 toneladas y el más pequeño, de 1.2 m, 15 toneladas. file:///f /antares/modulo1/m1_u211.html (1 de 3) [12/3/ ]

29 ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-11 Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura El Gran Telescopio de Canarias Naturalmente de nada sirve disponer de un buen telescopios si los instrumentos auxiliares, espectrógrafos, fotómetros, etc, no tienen la calidad suficiente. Esto exige también el desarrollo de instrumentos con tecnología muy puntera. Como ejemplo de la nueva generación de los grandes telescopios vamos a considerar un proyecto español, el Gran Telescopio de Canarias ( GTC ) desarrollado por el Instituto de Astrofísica de Canarias. El GTC será un telescopio reflector con dos espejos, en configuración Ritchey-Chrétien, concebidos en el marco de la óptica adaptativa. La luz es recogida por el espejo primario ( Figura ) y dirigida al foco primario donde el espejo secundario la concentra directamente en un foco Cassegrain, o bien es redirigida mediante un espejo terciario a uno de los focos Nasmyth o Cassegrain doblados. Dos telescopios similares, pero de tecnología más obsoleta son los Keck ( 10 m) que son operativos en Mauna Kea. El espejo primario esta formado por 36 espejos independientes dispuestos en una estructura hexagonal. El lado de cada uno de estos elementos tendrá 936 mm. Los espejos son extremadamente ligeros y pueden ser utilizados aisladamente o bien conjuntamente de manera que sus focos coincidan en un único punto. En este caso el instrumento funcionará de manera equivalente a un telescopio con un espejo único de 10 m. La posición de cada uno de los file:///f /antares/modulo1/m1_u211.html (2 de 3) [12/3/ ]

30 ANTARES - Módulo 1 - Unidad 2-11 Programa de Nuevas tecnologías - MEC - elementos puede modificarse con el fin de corregir errores posibles de fabricación o los efectos producidos por la inestabilidad térmica. El espejo secundario tiene unas dimensiones de 1176mm y pesará 65 kg. Este proyecto cuenta con el asesoramiento y apoyo de los especialistas internacionales más destacados en el campo de la instrumentación astronómica y está previsto que comience a funcionar en el años El presupuesto estimado es de unos trece mil millones de pesetas. file:///f /antares/modulo1/m1_u211.html (3 de 3) [12/3/ ]

31 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Principales tipos de telescopios II Montaje Newton Montaje Casegrain Montaje Coudé Montaje Nasmyth Montaje Ritchey-Chrétien Telescopio Schmidt Montaje Ritchey-Chrétien Figura : Montaje Ritchey-Chrétien Entre los objetivos más importantes de los instrumentistas interesados en la observación astrofísica, destaca la mejora de la calidad de la imagen proporcionada por los reflectores. En este sentido se ha logrado un avance importante con el montaje Ritchey-Chrétien, en el cual el espejo primario es un hiperboloide cóncavo, y el secundario tiene un perfil distinto del clásico. Con esta solución desaparecen algunos inconvenientes de los telescopios ordinarios, particularmente para relaciones focales bajas. Tiene además la ventaja de reducir grandemente la longitud del tubo, y por tanto las dimensiones de la cúpula, con la consiguiente disminución de costes. Prácticamente todos los reflectores modernos ( Figura ) adoptan este diseño. file:///f /antares/modulo1/m1_u210.html (1 de 3) [12/3/ ]

32 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Telescopio Schmidt Figura : Edwin Hubble observando por un telescopio Schmidt. El telescopio Schmidt (Figura ) tiene unas características diferentes que guardan correspondencia con la singularidad de sus funciones, básicamente encaminadas a sustituir ventajosamente a los refractores. Las pérdidas de luz son menores, recoge luz de longitudes de onda más cortas y permite la observación fotográfica de regiones del cielo muy extensas que pueden alcanzar los 20. Su coste también es menor. Como el espejo primario es esférico, la aberración de esfericidad es corregida con una placa que actúa como lente, convergente en el centro y divergente en los bordes. file:///f /antares/modulo1/m1_u210.html (2 de 3) [12/3/ ]

33 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura : Telescopio Schmidt Más pequeña que el primario, la lente Schmidt está acoplada en la parte superior del tubo ( Figura ). Hay una aberración de curvatura de campo importante, que está compensada haciendo que la superficie focal que alberga la placa fotográfica sea convexa. El telescopio Schmidt más grande es el del Observatorio de Tautenburg, cuya placa correctora tiene 1.4 m y el espejo esférico, 2 m. file:///f /antares/modulo1/m1_u210.html (3 de 3) [12/3/ ]

34 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Principales tipos de telescopios II Montaje Newton Montaje Casegrain Montaje Coudé Montaje Nasmyth Montaje Ritchey-Chrétien Telescopio Schmidt Montaje Coudé (continuación) De esta forma el foco permanece fijo, cualquiera que sea la posición del telescopio, facilitando el acoplamiento de grandes analizadores, que pueden instalarse en laboratorios (Figura 1-2-9) donde las condiciones ambientales pueden ser rigurosamente controladas. Al ser mayor el número de reflexiones, la pérdida de luz es muy grande, por lo que este montaje es utilizado preferentemente para la observación de los objetos mas brillantes. file:///f /antares/modulo1/m1_u209.html (1 de 3) [12/3/ ]

35 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 1-2-9: Montaje Nasmyth Montaje Nasmyth Una variante del anterior es el montaje Nasmyth, que facilita el acoplamiento de instrumentos de tamaño moderado en un lateral del tubo del telescopio. file:///f /antares/modulo1/m1_u209.html (2 de 3) [12/3/ ]

36 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///f /antares/modulo1/m1_u209.html (3 de 3) [12/3/ ]

37 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Principales tipos de telescopios II Montaje Newton Montaje Casegrain Montaje Coudé Montaje Nasmyth Montaje Ritchey-Chrétien Telescopio Schmidt Figura 1-2-7: Telescopios reflectores El espejo primario de los reflectores tiene, en general, una sección parabólica cóncava. Forma imagen en el foco primario, situado delante (Figura 1-2-7), dificultando la observación directa y el acoplamiento de los analizadores, que apantallarían una fracción sustancial de la luz incidente en telescopios de pequeña abertura. Los de tamaño intermedio, 2 a 4 metros, sólo permiten equipos poco voluminosos y pesados. Sin embargo los de mayor diámetro disponen de un habitáculo en el foco primario, que se desplaza con el instrumento. En estos casos la pérdida de luz por apantallamiento queda compensada por la ganancia conseguida al reducir al mínimo el número de reflexiones que experimenta la luz en el sistema óptico, facilitando de esta manera la observación de objetos muy débiles. Montaje Newton file:///f /antares/modulo1/m1_u208.html (1 de 3) [12/3/ ]

38 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - La búsqueda de las condiciones óptimas para la observación ha estimulado la elaboración de diferentes diseños, que condicionan las funciones del telescopio, y de los que resultan unos tipos básicos de montaje que describimos brevemente a continuación. El montaje Newton introduce un espejo secundario plano ( Figura 1-2-8a ) que reenvía el foco al exterior del tubo. Como el número de reflexiones que experimenta la luz es pequeña, este montaje facilita también la observación de objetos poco brillantes. El campo útil, esto es, la extensión máxima de cielo visible, es de algunos minutos de arco. Figura 1-2-8a, 8b y 8c: Telescopios reflectores Montaje Casegrain El espejo primario en un montaje Cassegrain (Figura 1-2-8b), está caracterizado por la existencia de un pequeño orificio en el centro. El secundario, de pequeñas dimensiones e intercambiable, tiene una sección hiperbólica convexa que focaliza la imagen detrás del primario. El campo útil es de algunos minutos. Es evidente que el orificio central disminuye la capacidad colectora del primario, por lo que este montaje no es muy adecuado para los telescopios de pequeña apertura. El montaje Cassegrain facilita el acoplamiento de analizadores relativamente pesados, que se disponen en el eje óptico del telescopio de forma que no obstruyen su movimiento ni lo desequilibran. Este montaje es utilizado, en la mayoría de los casos, para la observación de galaxias y en general de objetos relativamente débiles. Montaje Coudé En el montaje Coudé ( Figura 1-2-8c ) el espejo primario tiene el mismo perfil que en el caso anterior. Contiene además dos espejos planos: El primero, en la intersección de los ejes óptico del telescopio y de declinaciones; el segundo, entre este último y el eje horario. file:///f /antares/modulo1/m1_u208.html (2 de 3) [12/3/ ]

39 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///f /antares/modulo1/m1_u208.html (3 de 3) [12/3/ ]

40 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Principales tipos de telescopios I Montura alemana Montura de horquilla Montura de disco polar Montura inglesa Monturas de horquilla y de disco polar La mayor parte de los grandes reflectores utilizan la montura de horquiila ( Figura 1-2-5a ), y en menor medida de disco polar (Figura 1-2-5b ). En ambos, los brazos que apuntan a la Polar, sustentan una barra en la que se apoya el telescopio y que actúa como eje de declinaciones. Con este sistema el eje horario ha de soportar un esfuerzo considerable. Figura 1-2-5a y 5b: Telescopios reflectores Montura inglesa Este inconveniente es soslayado con la montura inglesa, cuyo eje horario apoya sus extremos en dos pilares muy separados que facilitan además el acceso del astrónomo al instrumento (Figura 1-2-6a y 6b). file:///f /antares/modulo1/m1_u207.html (1 de 2) [12/3/ ]

41 ANTARES - Módulo 1 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 1-2-6a y 6b: Telescopios reflectores file:///f /antares/modulo1/m1_u207.html (2 de 2) [12/3/ ]