TELESCOPIOS Y SUS MONTURAS

TELESCOPIOS Y SUS MONTURAS
El instrumento por excelencia del aficionado a la astronomía es sin duda el telescopio. Su
misión es la de permitirnos ver aquellos objetos que el ojo humano no es capaz de percibir,
captando la luz y aumentando los detalles.
Si bien lo que tal vez más nos llame la atención son los posibles aumentos que podamos
conseguir, esta faceta no es la más importante del telescopio. Nos va a interesar más su poder
de captación de la luz (nos permitirá ver objetos menos brillantes) que sus aumentos, ya que a
mayores aumentos la nitidez disminuye, así como el trozo de cielo (campo) que podamos ver.
En una primera clasificación, los telescopios se dividen en refractores (de lentes) y
reflectores (de espejos) cuyos resultados presentan unas características diferentes, así como
diversas relaciones calidad-precio.
Para comprender mejor el funcionamiento de los telescopios, a continuación damos algunos
conceptos de óptica.
El objetivo (lente o espejo) tiene como misión captar la luz de un objeto distante y concentrarla
en un punto que llamamos foco. Allí se formara una imagen del objeto, pero invertida. Tras el
foco colocaremos un ocular que es el que nos permitirá ver las imágenes y aumentarlas. Según
qué ocular utilicemos conseguiremos un determinado aumento. Un aspecto importante en el
telescopio es la distancia entre el objetivo y el foco (distancia focal) ya que nos dará el poder
de resolución del telescopio (capacidad de ver individualmente objetos muy próximos entre sí
como estrellas dobles) y podemos obtener la relación focal que nos dará la luminosidad del
telescopio.
Esquema de un diseño óptico
TELESCOPIOS REFRACTORES.
El objetivo principal es una lente tallada. Como la luz cruza el cristal sufre un efecto de
refracción que la concentra en el foco. Como normalmente cada longitud de onda de la luz
(color) tiene un índice de refracción distinto (no se desvía igual) presenta
un efecto de aberración cromática (cada color se concentra en un foco
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distinto) por lo que la imagen que podemos ver se torna borrosa. Para corregir este efecto los
objetivos se construyen con dos, tres o más elementos de diferente material que consiguen
crear un objetivo apocromático (sin prácticamente ninguna aberración cromática).
Ventajas:
Muy buena resolución de los detalles planetarios, estrellas dobles cercanas, etc.,
especialmente en las versiones de gran distancia focal y en los modelos que tienen ópticas
complejas de tres elementos. El soporte de la óptica es muy robusto y permite su manejo,
transporte, etc., sin perder la alineación óptica.
Inconvenientes:
Precio elevado salvo en instrumentos pequeños. Por esta limitación (resultan muy caros los
que tienen una gran abertura y en el mercado no los encontraremos mucho mayores de 15 cm)
no suelen tener una gran captación de luz, por lo que no podremos ver objetos muy débiles.
Objetivos de telescopios refractores:
Con el fin de corregir con mayor perfección la aberración cromática, además de otras
aberraciones, se diseñó una gran variedad de configuraciones ópticas.
Alrededor de 1850, Alvan Clark, pintor de retratos, tuvo enorme popularidad por su tremenda
habilidad para tallar y figurar lentes con gran precisión. En sociedad con sus dos hijos
estableció una empresa que muy pronto adquirió considerable reputación por la gran calidad
de sus objetivos de telescopio. Uno de sus trabajos más conocidos es el del telescopio
refractor de 65 cm de diámetro para el Observatorio Naval de los Estados Unidos en
Washington.
El objetivo de este telescopio se construyó con la forma de una lente positiva equiconvexa y
una lente negativa cóncavo-convexa, separadas por una pequeña distancia, como se muestra
en la figura siguiente (a). Tanto la aberración de esfericidad como la cromática están muy bien
corregidas en este sistema.
Un objetivo muy usado a principios de este siglo es el llamado doblete astrográfico que se
muestra en la figura siguiente (b). Es una variación de la llamada lente de Pezval, que tiene las
siguientes dos propiedades muy importantes: a) El sistema es muy compacto, pues su
distancia focal efectiva es mayor que la distancia de la lente frontal al foco; b) La superficie
focal es plana, pues la curvatura de campo está corregida.
Algunos objetivos refractores de telescopio. (a) Objetivo de Clark. (b) Objetivo astrográfico. (c)
Triplete de Cooke. (d) Objetivo de Ross. (e) Objetivo fotovisual.
El triplete Cooke fue diseñado al final del siglo pasado por Dennis Taylor para la compañía T.
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Cooke and Sons. Desde el punto de vista del diseño, este objetivo es sumamente importante,
pues posee justamente el número de lentes y separaciones necesarias para corregir todas las
aberraciones, para un campo y abertura moderados (Figura anterior[c]).
La lente de Ross, que se muestra en la figura anterior, apartado (d), tiene una excelente
corrección de las principales aberraciones en un campo muy amplio, de más de 20 grados con
relaciones focales tan bajas como f / 5. El observatorio de Lick, en Monte Hamilton, California,
tiene una lente tipo Ross de 50 centímetros de abertura con una relación focal f /7, y un campo
de 20 grados.
Otro objetivo con cierta popularidad es el llamado fotovisual, que se muestra en la figura
anterior, apartado (e).
TELESCOPIOS REFLECTORES.
El objetivo principal, es un espejo parabolizado que hace la función de lente concentrando la
luz que recibe en un punto llamado también foco. Como el espejo está situado en el fondo del
tubo óptico (soporte de la óptica) refleja la luz hacia delante por lo que a una distancia
conveniente se coloca un segundo espejo (plano e inclinado 45° en el caso del Newton o
hiperbólico en el Cassegrain) que desvían la luz hacia el ocular (que se situara en un lado del
tubo en el caso del Newton o detrás en el caso del Cassegrain). Si el espejo primario no esta
muy perfecto presentan una aberración de esfericidad (existencia de múltiples focos) por lo que
la imagen se ve borrosa. En algunos casos incorporan una lente correctora (caso del SchmidtCassegrain o Maksutov) que corrigen este defecto.
Telescopio reflector Newton
Ventajas:
La óptica no suele ser excesivamente cara, por lo que se puede disponer de aberturas grandes
a precios razonables. Por ello son los ideales para los aficionados que desean observar cielo
profundo. No presentan aberraciones cromáticas por lo que son ideales para fotografía celeste.
En los Cassegrain la existencia del espejo secundario hiperbolizado consigue aumentar la
longitud focal y con ello el poder de resolución, aunque ello hace aumentar su precio.
Inconvenientes:
La obstrucción de la luz causada por el espejo secundario redunda en una ligera pérdida de
calidad en !a imagen, problema que puede llegar a ser importante en los reflectores de focal
muy corta. Es necesario realizar operaciones de mantenimiento y ajuste. En el caso de los
Cassegrain resultan más caros que los Newton y en ciertos proyectos en los que la resolución
es crítica, la obstrucción producida por el secundario crea imágenes peores que en un buen
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refractor.
Telescopio reflector CASSEGRAIN
Es muy parecido al sistema Newton, pero la luz, en vez de ser desviada por el secundario
hacia un lado del tubo, se desvía hacia el primario, que está perforado. La luz viaja a través de
él hasta que esa luz llega al ocular. Esta configuración permite acortar muchísimo el tubo ya
que la distancia focal de la luz se considera como la suma del recorrido de la luz desde el
primario al secundario y desde el secundario hasta el ocular, por lo que es más del doble de la
longitud del tubo, con las ventajas que eso conlleva en espacio. El inconveniente es que hay
que mirar por detrás del tubo, al igual que en un telescopio refractor, pero con la ventaja que el
telescopio es mucho más corto que uno de ese tipo.
Esquema del recorrido de la luz dentro de un telescopio reflector tipo Cassegrain. Los números
corresponden a: 1) Espejo Primario 2) Espejo Secundario 3) Ocular 4) Araña soporte del
espejo secundario y 5) Rueda de enfoque
A diferencia de los telescopios Newton o los refractores, a la hora de enfocar el ocular no
movemos el portaoculares, sino que se mueve el espejo primario. Suelen descolimarse más
difícilmente que los Newton, pero aun así quizás haya que hacer alguna modificación. En este
caso, en vez de actuar sobre el primario se hace con el secundario. El espejo secundario suele
tener tres puntos de apoyo (araña). Para colimarlo correctamente hemos de dirigir nuestro
telescopio hacia alguna estrella brillante, luego ponemos el ocular que nos ofrezca mayores
aumentos y desenfocamos la imagen. Veremos que aparece una figura en forma de aro. Si el
agujero interior está descentrado tendremos que desenroscar ligeramente los tornillos del
secundario e irlos enroscando a la vez que miramos a través del ocular. Hemos de conseguir
que el agujero interior vuelva a estar centrado dentro del aro. Eso sí, hemos de ir con mucho
cuidado a la hora de desenroscar los tornillos del espejo secundario ya que podría
desprenderse y caer sobre el espejo primario, quebrándose ambos
Ventajas:
Los materiales con los que se realizan los espejos no tienen porqué cumplir tantos requisitos
como los vidrios o cristales de las lentes, por tanto suelen ser más baratos. Aunque existen
materiales especiales, más caros, como el Zerodur, que hacen que el tiempo de tenemos que
esperar antes de usarlo sea menor. También existen otros materiales más específicos. Estos
materiales encarecen el precio del telescopio, pero son muy recomendables.
La luz reflejada no se dispersa en sus colores al reflejarse en el espejo, además refleja por
igual todos los colores (longitudes de onda) a diferencia de la refracción de la luz en la que, por
ejemplo, deja pasar un 85- 90% de la luz amarillo- verdosa, pero apenas si refracta la luz azulviolácea.
Son más cortos que los refractores. En este caso se recomiendan que tengan una distancia
focal entre 5 a 10 veces el valor de la abertura. (Un reflector de 150 mm de abertura, con una
Relación Focal f/6 tendría una distancia focal de unos 900 mm, pero como la luz es desviada
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por el espejo secundario, esa longitud es algo menor, en el caso de un refractor esa longitud se
recomendaría que fuera unos 2.250 mm).
El límite en su abertura prácticamente viene determinada por la disponibilidad económica, a
diferencia de los refractores, en el que la gama de aberturas es muy limitada.
Son mucho más baratos, a igualdad de abertura y calidad, respecto a los refractores.
Ya que presentan mayores aberturas que los refractores, podemos utilizarlos para el estudio
del Cielo Profundo, como las galaxias, nebulosas, cúmulos de estrellas, quásars... esos objetos
suelen ser muy débiles y por tanto necesitamos concentrar la máxima cantidad de luz que
podamos.
Una de las pocas ventajas que presenta la obstrucción de la luz producida por la araña y sobre
todo por el espejo secundario es que el poder de resolución aumenta ligeramente, variando la
forma en la que la luz se dispone alrededor de los objetos brillantes, lo que permite poder
separar mejor dos estrellas binarias de brillo similar, siempre y cuando la turbulencia lo permita.
La posición que adoptamos a la hora de la observación es mucho más cómoda ya que el
ocular se encuentra mucho más alto. Observaremos sobre una silla (algo peligroso), de pie o
sentados, a diferencia del refractor, en los que muchas veces tenemos que arrodillarnos o
agacharnos.
Inconvenientes:
La calidad de la imagen suele ser peor a las que ofrece el refractor, ya sea debido a la
turbulencia del aire dentro del tubo, o a las deformaciones del espejo debido a diferencias de
temperatura entre la parte interna y externa del espejo en los primeros minutos de observación,
aunque con la aparición de esos nuevos materiales, ese problema casi se anula. Una forma de
minimizar las turbulencias en el interior del tubo es dejar el telescopio iguale su temperatura a
la del exterior, por ejemplo, una media hora. Ese tiempo además nos permitirá adaptarnos a la
oscuridad de la noche. Por suerte, se han creado un tipo de lámina transparente de plástico
que puede situarse delante de la abertura del tubo, que evita que entre el polvo y evita las
turbulencias interiores del tubo.
Otro factor que contribuye a que la imagen sea de menor calidad es la obstrucción de la luz
producida por la araña y el espejo secundario, sobre todo en la zona central, sea peor y no
permita tanta resolución de detalles como las que ofrece el refractor. Siempre queda la
posibilidad de dejar el objeto que queramos ver ligeramente desplazado respecto al centro de
la imagen. Esa obstrucción puede notarse durante las observaciones diurnas, aparece una
mancha negra muy difuminada en la imagen, sobre todo cuando se utilizan muy bajos
aumentos, o cuando nos separamos ligeramente del ocular. Esa obstrucción también hace que
el contraste de las imágenes no sea tan alto, además se pierde entre un 25 y un 30% de la luz
que entra por el tubo, en el caso de los Newton. En las grandes aberturas ese inconveniente se
minimiza.
Al cabo de los años es necesario aluminizar el espejo ya que quedan expuestos a la acción del
aire, los contaminantes, etc. Si se cuida correctamente, quizás sea necesario aluminizarlo
pasados unos 15 años, pero si no se protege, si se contempla el cielo cerca de alguna zona
muy contaminada, cerca de la costa (la sal que transporta el aire puede crear una fina capa
que deteriora la lámina reflectante), etc. quizás sea necesario realizar esa aluminización
anualmente. Por suerte, la mayoría de fabricantes de telescopio protegen la lámina metálica
reflectante con una finísima capa de cuarzo que evita el deterioramiento, o al menos lo
minimiza. Por cierto, ni el primario ni el secundario deben ser tocados con nuestros dedos
jamás, estaríamos ensuciando de grasa esas superficies y su limpieza es bastante delicada.
Son sensibles a los golpes y a los movimientos bruscos y los espejos pueden desalinearse,
aunque pueden volverse a alinear antes de la observación. En los Newton se ha de alinear
correctamente el espejo primario y en los Cassegrain se ha de alinear el secundario. Por lo
tanto hemos de evitar los golpes. Es muy recomendable transportarlos en alguna maleta
acolchada o envueltos en una manta para evitarlo en la medida de lo posible.
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La gran ventaja de los Newton es la posibilidad de conseguir grandes aberturas, pero eso
supone telescopios muy voluminosos, por lo tanto se necesitan buenas monturas, que permitan
que la imagen sea lo más estable posible.
Pese a que la posición en la observación es mucho más cómoda, el hecho de observar
mirando hacia un lugar totalmente diferente a la que se encuentra realmente el objeto (que se
encontrará hacia nuestra derecha o nuestra izquierda) puede despistarnos bastante a la hora
de encontrarlo, aunque con el uso del buscador ese problema se minimiza.
Telescopios mixtos o catadióptricos
Aquellos que presentan tanto lentes como espejos. En ellos la luz tiene que atravesar una
placa de vidrio especialmente diseñada que desvía ligeramente la luz que entra a través del
tubo, luego el recorrido de la luz es idéntico al que se produce en un telescopio de reflexión.
Esta placa, que refracta la luz, permite poder construir telescopios con espejos esféricos, en
vez de espejos parabólicos, mucho más difíciles de tallar. Esa lámina evita la aberración
esférica, ocasionada por los espejos esféricos, que consiste en que los rayos reflejados por
ese espejo no van a parar todos al mismo foco, sino que algunos se ven reflejados hacia
direcciones diferentes, es lo que se conoce como aberración esférica. En cierta forma podría
compararse con la aberración cromática, pero en este caso el haz de luz no se descompone en
colores, sino que aparecen imágenes alargadas.
En los años 40 del siglo pasado encontraron la forma de evitar la aberración esférica. Consistía
en situar una lámina de vidrio de forma cóncava que contrarrestaba esa deformación. Esa
lámina o menisco (conocida como lámina Maksutov) apenas si presenta aberración cromática y
permite acortar mucho la longitud del tubo, ya que se comporta como una lente. La luz
atraviesa el menisco y su trayectoria se desvía, se refleja sobre el espejo primario
concentrando esa luz hacia el espejo secundario, que la vuelve a reflejar hacia el primario, pero
éste está perforado y la observación se realiza por detrás del tubo, al igual que en los
telescopios tipo Cassegrain, de ahí el nombre de Maksutov-Cassegrain. En este caso el
espejo secundario es convexo. Una de las ventajas que presenta esa configuración es que los
elementos que la forman pueden fabricarse fácilmente. Pero no permite aberturas muy
grandes, con unas relaciones focales próximas a f/20, aunque la longitud del tubo es
muchísimo más corta que la que presentaría un refractor con la misma abertura. Son ideales
para la contemplación de los planetas y la Luna. Uno de los inconvenientes es que la superficie
aluminizada sobre el menisco equivale a un 40% de la superficie de la abertura, lo que supone
una pérdida de luz apreciable (es luz que no puede entrar a través del tubo), de ahí que
básicamente se recomienden para la observación de los planetas, ya que se tratan de objetos
muy brillantes.
Esquema del recorrido de la luz dentro de un
telescopio
Maksutov-Cassegrain.
Los
números corresponden a: 1) Menisco o lámina
Maksutov, 2) Espejo Primario, 3) Espejo
Secundario, 4) Ocular, y 5) Rueda del
Enfoque
La configuración Schmidt-Cassegrain es idéntica a la del Cassegrain, pero el espejo
secundario está adosado o insertado dentro de la placa correctora o lámina llamada Schmidt. A
diferencia del Maksutov, la placa no es cóncava, sino planoparalela. Fueron creados por una
empresa americana en 1954, en un nuevo modelo de telescopio de "mesa", los Questar,
debido a sus reducidas dimensiones. Posteriormente, otra marca, Celestron, desarrolló
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telescopios de mayor abertura.
Esquema del recorrido de la luz dentro de un
telescopio Schmidt- Cassegrain. Los números
corresponden a: 1) Lámina óptica 2) Espejo
Primario 3) Espejo Secundario 4) Tubo
antireflejos 5) Ocular
El secundario está diseñado de tal forma que
se comporta como una lente de Barlow, es
decir, que actúa aumentando la distancia
focal del telescopio, lo que permite construir
telescopios mucho más cortos equivalentes a otros con una distancia focal muchísimo más
larga.
Ventajas:
Se trata de telescopios que pueden ofrecer grandes aberturas con la ventaja de ofrecer tubos
muy cortos. Son recomendables para aquellos en los que su lugar de observación sea muy
reducido.
Se los podría considerar como "todoterrenos" porque se recomiendan tanto para la
observación de los planetas como los objetos del cielo profundo.
Al igual que los telescopios refractores, su mantenimiento es prácticamente nulo. El espejo, al
estar protegido por la placa, se ensucia y se cubre de rocío más difícilmente, por lo que el
aluminizado no es tan frecuente como en el caso de los Newton. Además se descoliman
mucho menos que los Newton, si se los trata bien.
Se ven menos afectados por corrientes internas del aire.
Inconvenientes:
Son significativamente más caros que los de tipo Newton.
La obstrucción de luz por parte del espejo secundario suele ser bastante importante por lo que
es recomendable que la abertura del telescopio sea lo más grande posible para la proporción
de luz obstruida sea lo menor posible.
Las imágenes pueden presentar un ligero cromatismo debido a la placa correctora.
No pueden utilizarse para proyectar el Sol sobre una hoja de papel, porque toda la luz que
entra al tubo se focaliza sobre el espejo secundario y la temperatura puede aumentar tanto que
puede fundirse las partes plásticas que lo sustentan, con el peligro que el secundario se
desprenda, además el humo que se originaría se depositaría sobre el espejo primario, en las
partes interiores del tubo y en la parte interna de la placa de vidrio, cosa no muy recomendable.
Al igual que en los telescopios refractores, y pese a que la longitud del tubo sea menor, a
veces hay que observar en posiciones no muy cómodas, incluso arrodillados.
Algunas consideraciones sobre los telescopios.
Abertura: Es el diámetro del objetivo (la lente o espejo principal). La abertura proporciona ante
todo luminosidad y definición. La luminosidad es fundamental para observar objetos débiles.
Con una abertura de 6 cm. nos permite alcanzar aproximadamente una magnitud de 9.7 en
noches muy oscuras y con uno de 10 cm. podemos alcanzar la magnitud 11.4, aunque aquí
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interviene también la experiencia del observador. La definición es la precisión de los detalles de
una imagen. Se mide por el poder de resolución, es decir, la capacidad de separar estrellas
dobles muy próximas. Un 6 cm debe separar sin dificultad estrellas que se encuentren a 2" de
arco y un 10 cm puede resolver estrellas que estén a 1" de arco.
Longitud focal: Es uno de los factores determinantes de los instrumentos, junto con la
potencia de los oculares empleados.
Campo: Es la amplitud angular del espacio observable por un instrumento. Depende de la
abertura (a mayor abertura más campo), de la distancia focal (a mayor distancia focal menor
campo) y de los oculares que empleemos (a mayor potencia menor campo).
Aumentos: El numero de aumentos se determina al dividir la distancia focal del objetivo por la
del ocular. Generalmente un objetivo soporta bien un numero de aumentos veinte veces
superior a su diámetro. Así, un 6 cm. soporta aceptablemente 120 aumentos, un 20 cm. 400
aumentos, etc.. Si forzamos más los aumentos en un telescopio la imagen perderá nitidez, por
lo que es preferible no exagerar con su uso.
Relación focal: La relación focal nos da el índice entre la luminosidad y su potencia. Se
obtiene dividiendo la longitud focal por su abertura. Cuanto menor es su relación focal (por
ejemplo f-4) más luminoso es y podremos ver objetos más débiles pero no soportan fuertes
ampliaciones, por lo que son adecuados para la observación de objetos de cielo profundo
(cúmulos, nebulosas, galaxias, etc..). En cambio, relaciones focales altas (por ejemplo f-15)
son ideales para la observación de objetos brillantes (planetas, Luna, Sol, etc..) ya que
soportan bien grandes aumentos.
Oculares: Son una parte importante del equipo del aficionado. Normalmente los telescopios
suelen servirse con un conjunto de oculares y es en cada observación cuando elegiremos el
más adecuado para nuestro trabajo. Hay que señalar que los oculares suelen referenciarse por
su longitud focal o por los aumentos que obtiene (a menor longitud focal mayores aumentos). A
continuación se dan los principales tipos de oculares presentes en el mercado y sus
características .
TIPOS DE OCULARES
Esquema
Características
Huygens
Es uno de los más sencillos y baratos del mercado. Su
rendimiento es bueno al utilizarlo en refractores de gran distanda
focal, pero distorsionan la imagen a medida que aquélla
disminuye. Se recomienda para la proyección de la imagen del
Sol debido a que no tiene elementos ópticos encolados
vulnerables el calor.
Kellner o acromático
Como en el tipo Huygens, la lente de campo es simple mientras
que la otra es un doblete encolado. Proporciona un campo más
amplio y una imagen mejor corregida (principalmente lejos del
centro) que el anterior. En reflectores de corta distancia focal
distorsiona el borde del campo. A pesar de ello es una buena
opción.
Ortoscópico o Abbe
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Existen distintas versiones. Por lo general la lente de campo es
simple y la ocular es una lente de varios elementos encolados. Es
el mejor de los oculares corrientes para telescopios de distancia
focal pequeña y da una buena corrección y una imagen nítida. La
mayoría de los ortoscópicos tienen la propiedad de que permiten
separar el ojo del ocular y seguir viendo la totalidad del campo,
lo cual se traduce en una observación más distendida.
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Esquema
Características
Plössl o simétrico
Un ocular que da una corrección soberbia, muy recomendable
para los Newton «rápidos» (los de corta distancia focal). Los
buenos son muy caros. En las versiones más baratas se producen
reflejos en el interior del ocular que resultan muy molestos.
Los oculares Plóssl proporcionan una buena amplitud del campo
y permiten alejar el ojo del ocular generosamente.
Erfle
Diseñado para dar un campo muy amplio, esta versión clásica es
menos costosa que la mayoría de los nuevos oculares para cielo
profundo que se encuentran en el mercado.
Su inconveniente es que distorsionan mucho en las proximidades
del borde del campo.
Barlow
No se trata propiamente de un ocular sino de una lente de
aumento que se utiliza en combinación con los oculares estándar.
La lente de Barlow aumenta la distancia focal efectiva del
sistema óptico a consecuencia de lo cual el ocular consigue un
mayor aumento (por lo general en un factor de 2x, 2,5x o 3x).
La lente de Barlow es útil en la observación planetaria y de
estrellas dobles y puede utilizarse además para adaptar un
telescopio de gran campo —distancia focal corta— a una
utilización más convencional. ¡Deben ser de gran calidad. Una
Barlow mediocre puede arruinar la definición!
MONTURAS
Las monturas son el soporte mecánico del tubo óptico. Generalmente esta dotada de
movimiento en dos ejes, lo que nos va a permitir realizar el seguimiento del objeto que
queramos observar. Es interesante que este Seguimiento se realicé de la forma más suave
posible, por lo que suelen dotar a las monturas de telescopio de motores sincrónicos
(compensan la velocidad de rotación de la Tierra) o como mínimo de unos tornillos de
movimiento fino.
Lo que más nos va a interesar de la montura es su robustez. Una montura poco robusta va a
provocar numerosas y continuas vibraciones del telescopio lo que provoca imágenes "movidas"
en el ocular. Por ello si la montura se monta sobre un trípode debemos asegurarnos que éste
sea lo más fuerte posible, que no produzca ni trasmita vibraciones al telescopio.
Las monturas, en general, se dividen en altacimutales y ecuatoriales.
MONTURAS AZIMUTALES.
Constan de un eje vertical, que nos va a permitir mover el telescopio
de derecha a izquierda o viceversa, y de un eje horizontal, que nos va
a permitir apuntar el telescopio en altura.
Ventajas:
Son generalmente muy robustas, de fácil posicionamiento y
transporte.Suelen ser más baratas que las ecuatoriales,
especialmente en el caso del modelo Dobson.
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Inconvenientes:
Por su diseño, el seguimiento de astros sobre la bóveda celeste obliga a efectuar continuas
correcciones en ambos ejes. Presentan una enorme dificultad en la localización de objetos no
visibles a simple vista y no es en absoluto recomendable para la fotografía astronómica. Su
automatización presenta numerosos problemas, siendo necesario el control de los motores por
un "ordenador".
MONTURAS ECUATORIALES.
Uno de sus ejes esta dirigido en la dirección del eje de rotación de la Tierra (eje polar) y el
segundo eje es perpendicular al primero (eje de declinación).
Montura ecuatorial
Ventajas:
Una vez posicionado y localizado el objeto, su seguimiento se realiza girando solo el eje polar,
por lo que generalmente presentan una menor vibración producida por el arrastre mecánico. Es
el tipo de montura recomendable para hacer fotografía astronómica (generalmente son de larga
exposición). Su automatización es relativamente sencilla.
Inconvenientes:
Cada vez que desplacemos el telescopio deberemos posicionarlo correctamente (operación
que dependiendo del equipo y nuestra experiencia puede llevarnos mucho tiempo),
generalmente es algo más caro que la montura altacimutal
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Tipos de monturas. A es acimutal mientras que el resto son diferentes configuraciones de monturas
equatoriales
ALINEACIÓN DE LA MONTURA ECUATORIAL
Considero que la correcta alineación de la montura ecuatorial debe hacerse en dos etapas bien
diferenciadas: la oscilación de la montura y la alineación polar propiamente dicha. Después
deberemos hacer la prueba para retocar alguno de esos ajustes si fuera necesario. Veremos ahora esas
tres etapas.
La oscilación
La oscilación hace referencia a todas aquellas operaciones que deben realizarse para
conseguir el equilibrio de los pesos que actúan a un lado y otro de los ejes de declinación y de
Ascensión Recta. Puesto que el telescopio adoptará después las posturas más extrañas es
necesario un correcto balanceado de los distintos ejes para evitar tensiones innecesarias que
afectarían a aspectos tales como la vibración, en detrimento de la calidad de nuestras
observaciones.
Yo aconsejaría dedicar el tiempo necesario para llevar a cabo con calma la oscilación de la
montura. Una vez efectuada no será necesario volver a ajustar algunos de sus parámetros en
las próximas observaciones.
Veamos las cosas paso a paso:
1 - Nivelación del trípode. Para ganar en precisión será necesario que la base
del trípode, sobre el cual se asienta la montura, esté totalmente horizontal.
Con la ayuda de un nivel (los hay de tamaño muy reducido) iremos regulando
la altura de las patas del trípode hasta conseguir que la base esté totalmente
horizontal en cualquier dirección. Si es necesario podemos separar la
montura del trípode para trabajar con más comodidad. Después colocamos
nuevamente la montura si la hemos retirado.
2 - Balanceo de ejes. Inclinamos el Eje Polar en un ángulo aproximado al de la latitud
geográfica del lugar en que nos encontremos. Algunas monturas disponen de una escala de
latitud que facilitan la tarea, pero si la montura no dispone de esa escala puede hacerse
igualmente con un transportador de ángulos o a ojo de manera aproximada. Este paso no
requiere total precisión porque volveremos a "tocar" la inclinación más adelante.
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Ahora aflojamos el tornillo de bloqueo del Eje AR y
balanceamos el telescopio en torno a este eje. Aquí se trata
de desplazar la plomada del asta de contrapeso a modo de
balanza hasta conseguir que el conjunto plomada-telescopio
se mantenga horizontal sin que caiga hacia uno u otro lado.
Conseguido el equilibrio apretamos nuevamente el tornillo.
Después equilibraremos el tubo del telescopio sobre el Eje de
Declinación. Para ello aflojamos el tornillo de bloqueo de ese
eje y desplazamos el tubo hacia delante o hacia atrás de sus
abrazaderas hasta conseguir su equilibrio horizontal. Luego
apretamos los tornillos de las abrazaderas y el tornillo de
bloqueo del Eje de Declinación.
Debe tenerse en cuenta que si posteriormente acoplamos
algún accesorio al telescopio, como por ejemplo una cámara
fotográfica o un refractor en paralelo al reflector, o en general
cualquier otra cosa que pueda cambiar los centros de
equilibrio, deberemos realizar nuevamente este proceso de
equilibrado.
Para comprobar la importancia que puede tener un buen equilibrio basta con quitar el
contrapeso de la montura e intentar manipular el telescopio de esa manera, lo que debe
resultar bastante engorroso.
Con esto damos por acabada la oscilación de la montura. Puede parecer absurdo, pero con el
tiempo y la experiencia aprenderemos a apreciar estos ajustes.
La alineación polar
Para poder seguir el movimiento aparente de los cuerpos celestes sobre la bóveda del cielo y
sacar así el rendimiento que la montura ecuatorial se merece, es necesario conseguir que el
eje polar apunte precisamente al polo celeste. Esto lo conseguiremos en tres fases:
1 - Alineación del buscador. Desde luego que el hecho de que el buscador de nuestro
telescopio esté o no alineado no va a afectar para nada en la correcta alineación de la montura,
pero como después será necesario "apuntar" a la estrella polar si lo tenemos alineado nos
ahorrará algún que otro quebradero de cabeza.
Además ya lo tendremos preparado para las
observaciones que seguirán a continuación.
Personalmente, una de las cosas más desesperantes
con las que me he enfrentado a la hora de apuntar a
un
objeto
celeste
es
que
el
buscador,
accidentalmente, no esté alineado.
El procedimiento a seguir es bien simple: con un
ocular de pocos aumentos enfocamos y centramos
en el telescopio un objeto fijo distante unos 500 m.
(la luz de una antena, el vértice de algún edificio, etc.). Ahora actuamos sobre los tornillos de
ajuste del buscador para que en el centro de la rejilla aparezca la misma imagen. Después
utilizamos un ocular de mayor aumento y repetimos la operación para obtener una mayor
precisión en el apunte.
2 - Paralelismo del eje polar y telescopio. Primero
es necesario que el tubo del telescopio esté
totalmente paralelo al eje polar. Si la montura es
medianamente buena el aro de declinación estará
correctamente posicionado y bastará girar el Eje
de Declinación hasta que los 90° queden situados
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en la punta de la aguja de señalización, pero si dudamos de esa fiabilidad la podremos
comprobar usando algún método.
Yo particularmente lo hago de la siguiente manera: coloco el eje polar totalmente horizontal
ayudándome del nivel. Después giro el telescopio en torno al eje AR y con el nivel me aseguro
que el asta del contrapeso quede horizontal. Ahora coloco el nivel sobre el "lomo" del
telescopio y, liberando el eje de declinación, lo ajusto hasta quedar horizontal. De esta manera
consigo que el tubo del telescopio quede horizontal al eje polar. Lo más normal sería que,
después de todo esto, veamos que la aguja de declinación marca precisamente sobre los 90°
del correspondiente aro; si es así ya lo sabremos para la próxima vez y podremos evitar esta
comprobación.
3 - Apuntar al polo celeste. Ya sólo queda apuntar el telescopio
hacia el polo celeste. En el hemisferio norte el objetivo es la estrella
Polaris y en el sur la Delta Octans. Estas dos estrellas son sólo una
referencia muy aproximada -y válida a nuestros propositos- pero no
exacta de la ubicación real de los respectivos polos celestes. Para
una alineación perfecta os sugiero que consultéis documentación
específica para más información.
El apunte lo haremos únicamente rotando la montura sobre el
Eje vertical de Rotación y sólo elevando o bajando el Eje Polar
hasta que nuestra estrella quede centrada en la encrucijada del
buscador (debidamente alineado con el telescopio como ya había
advertido antes).
Si ahora miramos por el telescopio la estrella a la que hayamos
apuntado deberá estar también en el centro del campo visual del
ocular. Pero esto no ocurrirá siempre así porque el buscador es un
instrumento de aproximación, no de precisión. Para realizar el mejor
apunte del telescopio nos podemos valer de un ocular con
retículo, que no es más que un ocular con una encrucijada semejante a la del buscador y que
puede ser iluminado o no según el modelo. Ayudándonos ahora de este ocular haremos los
ajustes necesarios en los dos ejes mencionados antes para conseguir una alineación perfecta
(casi perfecta) con el polo celeste.
Si desde nuestro lugar de observación no podemos ver la estrella que señala el polo celeste
deberemos fiarnos de la escala de latitud de la montura o, en su defecto, del transportador de
ángulos y la brújula que nos indique la dirección del polo magnético (hay que saber que el polo
magnético no coincide con el eje terrestre, por
lo
que habría que hacer alguna corrección). Pero
ante esta eventualidad de no poder ver la
estrella polar, si desplazándonos unos
kilómetros podemos verla, sería mejor hacer la
alineación desde ese lugar, después
podremos
transportar
el
telescopio
nuevamente al lugar de origen y colocarlo en
la
misma posición. La manera de hacerlo se deja
para el ingenio de cada cual, aunque se
adelanta que será necesario el empleo de una brújula y alguna plantilla de cartón o madera
donde señalar la posición de las patas del trípode. En el siguiente dibujo puede verse un
detalle orientativo de esta estrategia.
4 - La prueba
Y ya está todo dispuesto, apuntemos a una estrella y probemos de seguirla con la única
manipulación del mando del eje de AR, si conseguimos que se mantenga más o menos
centrada en el buscador durante unos diez minutos podemos darnos por satisfechos. Haciendo
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las correcciones en los pasos que creamos que no hemos afinado lo suficiente conseguiremos
que la estrella permanezca en nuestro punto de mira por mucho más tiempo y, cuando lo
consigamos, podremos dedicarnos también a la fotografía de nebulosas, galaxias y otros
objetos que requieren tiempos de exposición más largos que los planetas.
Y después de tantos ajustes y de comprobar que al final lo hemos conseguido resulta que el
tiempo se nos ha echado encima o que las nubes hicieron su temida aparición repentina y
tenemos que volver a casa. ¿Tendremos que perder tanto tiempo la próxima vez?, la respuesta
es no. La práctica hace verdaderos milagros pero además algunos de los ajustes no tendremos
que volver a realizarlos en lo sucesivo, eso siempre y cuando no nos desplacemos demasiados
kilómetros hacia el norte o el sur del lugar donde inicialmente alineamos la montura. He aquí
una tabla resumen:
Tipo de ajuste
¿Necesario reajustar?
OSCILACION
Nivelar el trípode
SI siempre que ubiquemos el telescopio en una posición o lugar distinto de
la última vez, o si tuvimos que replegar las patas del trípode.
OSCILACION
Balanceo de ejes
NO si no añadimos más accesorios nuevos.
ALINEACION
SI, pero si lo habíamos hecho con anterioridad y marcada la posición
Paralelismo
eje correcta esto será inmediato. Además, si la montura está bien construida el
polar/telescopio
paralelismo es perfecto colocando el eje de Declinación en los 90°
ALINEACION
Apuntar al
celeste
SI, pero sólo rotando la montura sobre su eje vertical porque la inclinación
polo del eje polar ya la hicimos la primera vez, claro está que siempre que no nos
desplacemos a otra latitud (varios kilómetros hacia el Norte o Sur).
Alineación empleando el buscador de la polar
El método general es el anterior pero si nuestra montura dispone de buscador de la polar (o
introscopio) podremos utilizarlo para alinearlo.
El instroscopio (o buscador de la polar)
El introscopio es un pequeño buscador diseñado para poder ser introducido en el Eje Polar de
una montura ecuatorial preparada al efecto. Su utilidad es la de permitir un procedimiento que
nos ayude a conseguir que el eje polar de nuestra montura apunte efectivamente al polo
celeste de nuestro hemisferio y lograr así un correcto seguimiento de los objetos a observar.
Debemos saber que los introscopios ofrecen
normalmente una imagen invertida: abajo/arriba y
derecha/izquierda. Si el nuestro no ofreciera
ninguna inversión (o sólo abajo/arriba) el
procedimiento para alinear la montura explicado
aquí no funcionaría. En todo caso, los círculos
graduados de la montura (de los que hablaremos
enseguida) tendrían otra configuración para
poderlo llevar a cabo.
Mirando a través de un introscopio se observan unas líneas ó marcas que, al margen de
distintas configuraciones, indican el lugar donde debe aparecer la estrella Polaris en el
hemisferio norte ó Sigma Octans en el hemisferio sur y dónde se encuentra realmente el polo
celeste con respecto a esas estrellas que van a servirnos de referencia.
Pero además, en una montura preparada para ser usada con introscopio, nos encontraremos,
en el Eje polar, con unos círculos numerados que son imprescindibles para una correcta
alineación al polo celeste (además de servir también para localizar los distintos objetos
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valiéndonos de sus coordenadas). Antes de seguir es necesario familiarizarnos con esos
círculos:
El resto de explicaciones están referidas a una montura EQ5 y se supone que el usuario
conoce perfectamente y sabe identificar el Eje Polar-Ascensión Recta (AR), el de Declinación
(DEC), el de Altura y Azimut de su montura ecuatorial y sus correspondientes tornillos o
palancas de bloqueo. Si esto no se conoce tiene poco sentido intentar estacionar la montura
con ayuda del buscador de la polar. Disponer de una montura distinta a la señalada no significa
que no pueda aplicarse el procedimiento que se va a explicar aquí. Entendiéndolo, el método
es facilmente transportable.
Lo primero que debemos hacer es centrar correctamente el instroscopio en el Eje Polar tal y
como se explica a continuación.
Centrado del introscopio en el Eje Polar de la montura ecuatorial
Si hacemos uso del instroscopio para la puesta en estación de una montura ecuatorial
necesitamos que éste esté perfectamente centrado en el Eje Polar de aquella. Es decir, la
encrucijada del introscopio debe señalar al mismo punto que la proyección del eje del Eje Polar
de la montura. Es más, la encrucijada del introscopio debe señalar al mismo punto aunque se
rote -sobre su eje- el Eje Polar.
El procedimiento para el centrado es el que se describe en los pasos siguientes. Los pasos
siguientes los llevaremos a cabo en cualquier momento que nos parezca con luz de día (no
necesariamente el mismo día de la observación) y no será necesario volver a realizarlos a no
ser que se trate de efectuar alguna correción debida a alguna manipulación accidental que
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haya sufrido el introscopio. Estos son los pasos:
1 - Nivelar horizontalmente el trípode con ayuda del nivel incorporado en la montura o
un nivel de bricolaje.
2 - Apuntar el introscopio hacia la arista de algún edificio o cualquier otra estructura
vertical situada en torno a los 100 ó 300 metros y que tenga, además, algún punto
llamativo que pueda servirnos para centrar el buscador (un pararayos, una antena de
TV, etc.)
3 - Mediante los tornillos de centraje del introscopio debemos dejarlo como se aprecia
en la figura. Para ello no sólo deberemos manipular los tornillos del buscador sino que
también nos veremos obligados a manipular ligeramente los de azimut y altura de la
montura para introducir pequeños ajustes.
No es algo sencillo de hacer y puede llevarnos bastante tiempo, pero conseguir un
correcto centraje nos va a asegurar un seguimiento prácticamente perfecto si el resto de
pasos se llevan a cabo con suficiente precisión.
Alineación - Paso 1: Corrección de la longitud geográfica.
A partir de aquí las explicaciones están referidas al hemisferio norte para alinear la montura
valiéndonos de la estrella Polaris como referencia. Para el hemisferio sur las referencias son
distintas pero el procedimiento es el mismo. Lo importante es entender el procedimiento.
Ahora nos encontramos ya en el lugar elegido dispuestos a iniciar una sesión de observación
astronómica y queremos estacionar nuestra montura para que realice un seguimiento correcto.
Para ello necesitamos partir de unas referencias conocidas, a saber: el día 1 de noviembre, a
las 00:00 h, en el meridiano 0º (meridiano de Greenwich) el polo norte celeste (PNC) se
sitúa justamente debajo de Polaris en la misma línea meridiana. Como los buscadores de
la polar ofrecen la imagen invertida a través de ellos lo veríamos a revés: Polaris abajo y el
polo norte celeste arriba.
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En los pasos que siguen a continuación vamos a hacer que la retícula del instroscopio adopte
la posición que le correspondería en el meridiano de Greenwich pero corregida según
nuestra longitud geográfica. De momento no nos vamos a preocupar de que Polaris entre
dentro de su circulito en el retículo, sólo vamos a hacer correcciones de longitud geográfica, la
alineación vendrá después.
Sin haber colocado todavía el tubo óptico estos son los pasos a seguir:
1 - Poner a nivel el trípode. Con los tornillos de Altura elevar el eje polar hasta que muestre
aproximadamente nuestra latitud sirviéndonos de la escala de latitud de la montura. Apuntar el
eje polar hacia el polo celeste.
En este primer paso no hace falta mucha precisión, sólo es necesario orientar la montura de
manera que, dentro del introscopio, nos aparezca la estrella Polaris. Para realizar esta
operación debemos valernos únicamente de los ejes de Altura y Azimut de la montura e incluso
moviendo el trípode. Pero eso sí, después de conseguir meter Polaris en el introscopio
debemos asegurarnos de que el trípode esté nivelado.
2 - Girar el eje de AR para que la línea de la
encrucijada que contiene la marca para la polar esté
en vertical y con el circulito abajo. Recordar que esa
era la posición de Polaris en el meridiano 0° el 1 de
noviembre a las 00:00h vista a través de un introscopio. Y
recordar también que no es necesario que Polaris esté
dentro de su circulito, pero sí debe verse a través del
instroscopio.
3 - Ahora aflojamos el tornillo de bloqueo del círculo
horario y ponemos la escala horaria a 0 y la escala de
longitudes también a 0. No volveremos a apretar ese
tornillo hasta que se indique lo contrario.
4 - Ahora debemos hacer la corrección según nuestra
longitud geográfica. Si nos encontráramos en Edmonton
(Canadá) nuestra longitud sería de 113° 30' W. Como el
meridiano de referencia para el huso horario de esa
ciudad es el meridiano 105 (eso se conoce mirando un
mapa de husos horarios) sólo tenemos que hacer una
simple resta y obtenemos 8° 30'. Así que giramos el eje
de AR hasta que la escala de longitudes muestre
aproximadamente
ese
valor.
A
continuación
bloqueamos el eje AR.
Hacer esta correción es imprescindible cuando la
diferencia entre nuestra longitud y la del meridiano de
referencia es elevada (digamos que a partir de 5°)
5 - Lo que hemos conseguido es corregir la diferencia de longitud entre nuestro meridiano de
referencia y nuestra longitud geográfica con respecto al meridiano 0° de Greenwich para el 1
de noviembre a las 00:00h.
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Hecha la corrección volvemos a poner el círculo de
fechas en la posición del 1 de noviembre y la hora
nuevamente a 0. Esta será la posición de partida para el
siguiente paso.
Alineación - Paso 2: Alineación definitiva con el polo
celeste
Ahora sí llegó el momento de alinear correctamente
nuestra montura con el polo norte celeste. Hasta ahora
tan sólo hemos estado preparando el terreno.
Para entender mejor las explicaciones supongamos que es el día 23 de diciembre y nuestra
hora de observación las 21:30 h. Como con el círculo horario debemos operar en Tiempo
Universal (UT) debemos conocer nuestra zona horaria y si en nuestro país se aplica o no el
horario de verano (Saving Daylight). Para el ejemplo nuestra zona horaria es UT+1 y sí se
aplica el horario de verano, así que en invierno restaremos una hora a nuestra hora local y en
verano le restaremos dos para convertirla en UT.
1 - Partimos de la posición que habíamos dejado
anteriormente y que se corresponde con la de la imagen.
A partir de aquí tener en cuenta que en la EQ5 la escala
horaria inferior es para usarla en el hemisferio norte y la
superior en el hemisferio sur. Mirar el manual de vuestra
montura por si las escalas estuvieran invertidas.
Fijaros que el indicador inferior no está alineado con
respecto al indicador superior. Ello nos dice que la
montura está corregida para nuestra longitud si es que
hemos tenido necesidad de realizar esa operación.
2 - Todavía con el círculo horario desbloqueado giramos
el eje de AR hasta colocar la hora de nuestra
observación usando la parte de la escala horaria
correspondiente a nuestro hemisferio. Observar que
también se ha movido el circulo de fechas, enseguida lo
corregiremos.
En el ejemplo de la figura hemos girado el eje AR hasta
las 20:30h UT que corresponde a nuestra hora local
21:30h en horario de invierno.
Efectuada
esta
operación
bloqueamos
definitivamente el círculo horario con el tornillo.
ya
3 - Con la operación anterior hemos corregido la posición
de Polaris en torno al PNC con respecto a nuestra hora
de observación.
Ahora, asegurándonos de que el círculo horario ha
quedado bloquedado tras la manipulación anterior,
colocamos nuevamente el círculo de fechas en su
posición original de partida: 1 de noviembre
4 - A continuación vamos a hacer la corrección de la
posición de Polaris para la fecha de nuestra observación
(sabemos que la posición de una estrella en el cielo viene
dada no sólo por la hora a la que la observamos sino
también por el mes y día en que nos encontramos).
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Giramos nuevamente el eje AR hasta que el círculo de
fechas se corresponda con el día y mes de nuestra
observación. Es decir, hacemos coincidir la hora de
observación con la fecha.
En el ejemplo se muestra la fecha del 23 de diciembre.
5 - Mirando por el buscador de la polar
veremos dónde debiera estar Polaris (en
el pequeño circulito) y dónde queda el
polo celeste con respecto a ella (en la
encrucijada del retículo).
A continuación meteremos a Polaris en su sitio.
6 - Sin tocar ya para nada ni el eje de AR ni el de DEC, ajustamos la
montura únicamente con los tornillos de Azimut y Altura hasta que la
polar quede en el circulito que le corresponde. La montura ha quedado
alineada con el polo norte celeste.
7 - Ya podemos olvidarnos de los círculos graduados y colocar las tapetas de protección del
introscopio. Montamos el tubo óptico, lo contrapesamos y podemos apuntar libremente el
telescopio al objeto celeste de nuestra elección porque el seguimiento va a ser tan perfecto
como lo hallamos sido nosotros con el procedimiento.
Pues esto es todo. La verdad es que el asunto es más fácil y rápido de lo que aparenta. Sólo
una cosa puede llevar algún tiempo: el centrado correcto del buscador, pero como lo vamos a
realizar de día y sin prisas podemos tomarnos nuestro tiempo. El resto es cuestión de tener en
cuenta algunas puñetitas: cuándo debemos apretar o aflojar los distintos tornillos, etc.
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