EL TELESCOPIO VICTOR HUGO GONZÁLEZ SÁNCHEZ FANNY SANTIAGO TORRES

EL TELESCOPIO
VICTOR HUGO GONZÁLEZ SÁNCHEZ
FANNY SANTIAGO TORRES
GERMAN ALFREDO GUTIERREZ LIBERATO
JESSICA LORENA TORRES MORENO
COLEGIO DE BOYACÁ
SECCIÓN FRANCISCO DE PAULA SANTANDER
TUNJA
2009
EL TELESCOPIO
VICTOR HUGO GONZÁLEZ SÁNCHEZ
FANNY SANTIAGO TORRES
GERMAN ALFREDO GUTIERREZ LIBERATO
JESSICA LORENA TORRES MORENO
1105
PRESENTADO A:
Lic. MARTHA ROSAURA REYES ROMERO
COLEGIO DE BOYACÁ
SECCIÓN FRANCISCO DE PAULA SANTANDER
TUNJA
2009
2
TABLA DE CONTENIDO
Pág.
0.
INTRODUCCIÓN
4
1.
DEFINICIÓN
5
2.
HISTORIA
6
3.
CARACTERÍSTICAS
7
4.
TIPOS DE TELESCOPIOS
9
5.
PROPIEDADES Y FÓRMULAS
13
6.
TELESCOPIOS FAMOSOS
19
7.
CONCLUSIONES
20
8.
BIBLIOGRAFÍA
21
9.
ANEXOS
22
3
INTRODUCCIÓN
Desde que el primer hombre que salió de su caverna, vio al cielo y se percató de
la vastedad que lo rodeaba, se ha preguntado cómo funciona el mundo que lo
rodea, fruto de esto vemos el astrolabio, la esfera armilar y el sextante, y
asimismo, teorizando por la imposibilidad de ver más allá, como fue el caso de
Aristóteles y Ptolomeo.
Pero de vez en cuando, la humanidad da un gran salto, y se las ingenia para saber
a ciencia cierta lo que no alcanza a percibir con sus limitados sentidos, uno de
esos saltos es el telescopio, que notoriamente mejoró nuestra forma de
comprender el cosmos, pudo corroborar algunas de nuestras más locas ideas,
como el universo copernicano, la expansión del universo, y la curvatura del
espacio-tiempo de la relatividad general, todas aberraciones antes de ser puestas
a prueba bajo un par de lentes, e igualmente nos hizo comprender el pequeño
papel que desempeñamos en esta pequeña roca de tercer puesto con respecto al
sol.
El telescopio nos quitó del centro del universo, en comparación con el resto, nos
hizo pequeños, pero a la vez nos hizo enormes, gigantes en una mejor
comprensión de cómo estamos ubicados en el espacio y que es lo que realmente
vinimos a hacer.
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El telescopio
1. DEFINICIÓN
Un telescopio es básicamente un instrumento óptico que recoge cierta
cantidad de luz y la concentra en un punto. La cantidad de luz colectada por
el instrumento depende fundamentalmente de la apertura del mismo (el
diámetro del objetivo). Para visualizar las imágenes se utilizan los oculares,
los cuales se disponen en el punto donde la luz es concentrada por el
objetivo, el plano focal. Son los oculares los que proporcionan los aumentos
al telescopio: al intercambiar oculares se obtienen diferentes aumentos con
el mismo instrumento.
La idea principal en un telescopio astronómico es la captación de la mayor
cantidad de luz posible, necesaria para poder observar objetos de bajo
brillo, así como para obtener imágenes nítidas y definidas, necesarias por
ejemplo para observar detalles finos en planetas y separar estrellas dobles
cerradas.
1.1 Definición etimológica:
Se denomina telescopio (del griego τῆλε "lejos" y σκοπέω "ver") al
instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más
detalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la
astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha
sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.
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2. HISTORIA
Generalmente, se atribuye su invención a Hans Lippershey, un fabricante
de lentes alemán, pero recientes investigaciones del informático Nick
Pelling divulgadas en la revista británica History Today,[1] atribuyen la
autoría a un gerundés llamado Juan Roget en 1590, cuyo invento habría
sido copiado (según esta investigación) por Zacharias Janssen, quien el día
17 de octubre (dos semanas después de que lo patentara Lippershey)
intentó patentarlo. Poco antes, el día 14, Jacob Metius también había
intentado patentarlo. Fueron estos hechos los que despertaron las
suspicacias de Nick Pelling quien, basándose en las pesquisas de José
María Simón de Guilleuma (1886-1965), sugiere que el legítimo inventor fue
Juan Roget.
En varios países se ha difundido la idea errónea de que el inventor fue el
holandés Christian Huygens, quien nació mucho tiempo después.
Galileo, al recibir noticias de este invento, decidió diseñar y construir uno.
En 1609 mostró el primer telescopio astronómico registrado. Gracias al
telescopio, hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que
destaca la observación, el 7 de enero de 1610, de cuatro de las lunas de
Júpiter girando en torno a ese planeta.
Conocido hasta entonces como la lente espía, el nombre "telescopio" fue
propuesto primero por el matemático griego Giovanni Demisiani el 14 de
abril de 1611 durante una cena en Roma en honor de Galileo, cena en la
que los asistentes pudieron observar las lunas de Jupiter por medio del
telescopio que Galileo había traído consigo.
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3. CARACTERÍSTICAS
El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su "lente
objetivo". Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre 76 y 150
mm de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y
muchísimos objetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas
galaxias). Los telescopios que superan los 200 mm de diámetro permiten
ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran
cantidad de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes.
Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de
parámetros y accesorios:








Distancia Focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como
la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto
donde se sitúa el ocular.
Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del
telescopio.
Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio
permite magnificar la imagen de los objetos.
Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos
del ocular cuando se observan los astros.
Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro
pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la
observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar
(verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro
satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para
no lesionar la retina del ojo.
Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro
(mm). (f/ratio)
Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede
observarse con un telescopio dado, en condiciones de observación
ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D)
(siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del
telescopio).
Aumentos: La cantidad de veces que un instrumento multiplica el
diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación
entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular
(DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con
un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (se
expresa también como 100X).
7


Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan
soporte y estabilidad al telescopio.
Porta ocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o
multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas.
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4. TIPOS DE TELESCOPIOS
Existen varios tipos de telescopio: refractores, que utilizan lentes;
reflectores, que tienen un espejo cóncavo en lugar de la lente del objetivo, y
catadióptricos, que poseen un espejo cóncavo y una lente correctora. El
telescopio reflector fue inventado por Isaac Newton en 1688 y constituyó un
importante avance sobre los telescopios de su época al corregir fácilmente
la aberración cromática característica de los telescopios refractores
4.1 Telescopios Refractores:
Un telescopio refractor es un telescopio óptico que refleja imágenes
de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los
que la luz se refracta (Ver anexo 1). La refracción de la luz en la lente
del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy
alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto
permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.
Su funcionamiento es muy similar al de un microscopio. Un refractor
típico tiene dos lentes, una en el objetivo y otra en el ocular. Las
curvaturas de las lentes y el material utilizado se diseñan para limitar al
máximo el grado de aberración esférica y aberración cromática del
instrumento.
Este tipo de telescopios son muy comunes en la astronomía para
aficionados y en algunos telescopios solares. Sin embargo existen
importantes dificultades técnicas que impiden realizar telescopios
refractores de gran tamaño y de gran apertura ya que resulta difícil
elaborar lentes útiles de gran tamaño y suficientemente ligeras para el
objetivo. Por otro lado hay problemas de calidad de la imagen debido a
pequeñas burbujas de aire atrapadas en el cristal de la lente principal y
además el material de la lente resulta opaco a determinadas longitudes
de onda por lo que se pierde sensibilidad en algunas partes del
espectro lumínico. La mayoría de estos problemas se resuelven
utilizando un telescopio reflector.
El problema de las aberraciones cromáticas se corrige parcialmente con
lentes apocromáticas, aunque este tipo de telescopio tiene un elevado
precio.
9
4.2 Telescopios Reflectores:
Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en
lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes(Ver Anexo 5). No
se sabe con certeza cuál es el primer telescopio reflector, pero la idea
de la utilización de espejos cóncavos y convexos colocados en ángulos
indicados para observar grandes regiones a grandes distancias, se le
atribuye a Leonard Digges en su libro Pantometría. El libro póstumo fue
completado y publicado por su hijo Thomas Digges en 1571. En 1636,
Marín Mersenne, un religioso de la orden de los Mínimos, ideó un
telescopio reflector que consistía en un espejo parabólico con un
pequeño orificio frente a otro de menor tamaño de modo que la luz se
reflejase hacia el ojo a través del orificio. En 1663 James Gregory tomó
la idea de Mersenne y perfeccionó el telescopio agregando un pequeño
espejo secundario cóncavo y elipsoidal que reflejase la luz procedente
del espejo primario al segundo plano focal de la elipse, situado en el
centro del agujero de éste, y de ahí al ocular. Sir Isaac Newton
perfeccionó el telescopio reflector alrededor de 1670. Los telescopios
reflectores evitan el problema de la aberración cromática, una
degradación notable de las imágenes en los telescopios refractores de
la época (posteriormente este problema se resolvió utilizando lentes
acromáticas). El reflector clásico formado por dos espejos y un ocular
se conoce como reflector Newtoniano.
El reflector Newtoniano se utiliza comúnmente en el mundo de la
astronomía amateur. Los observatorios profesionales utilizan un diseño
algo más complejo con un foco Cassegrain. En el año 2001 existían al
menos 49 reflectores con espejos primarios con un diámetro superior a
2 m. Los más grandes consisten de espejos primarios modulares y
pueden tener aberturas de hasta 9-10 m. Los telescopios reflectores o
Newtonianos utilizan 2 espejos, un en el extremo del tubo (espejo
primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la
envía al ocular.
10
4.2.1 Consideraciones técnicas
El espejo primario es el elemento óptico principal de un
telescopio reflector. La distancia entre el espejo y el plano en el
que se forma la imagen se llama focal. En el plano focal se
puede situar un instrumento científico como una CCD o un
espectrógrafo o un ocular para la observación visual directa.
Los telescopios reflectores eliminan la aberración cromática pero
poseen otros tipos de aberraciones ópticas. Algunos telescopios
disponen de diseños más complejos para corregir algunas de
estas aberraciones.



Aberración esférica (el plano imagen es curvado si el espejo
se desvía de la forma ideal parabólica).
Coma.
Distorsión del campo de visión.
Las principales ventajas de los reflectores con respecto a los
refractores son:



En una lente el porte completo de la lente ha de estar libre de
imperfecciones mientras que en un espejo basta con
asegurar la perfección de su superficie.
La luz de diferentes longitudes de onda atraviesa la lente
medio a diferentes velocidades causando una aberración
cromática. La creación de lentes acromáticas de gran tamaño
que corrijan este defecto es un proceso muy costoso. Este
problema es inexistente en un espejo.
Existen problemas estructurales importantes para manipular
lentes de gran apertura. Las lentes solo pueden ser sujetas
por sus extremos y si son de gran tamaño la distorsión
producida por la gravedad puede distorsionar la imagen. Un
espejo puede ser sujeto por toda su superficie evitando este
problema.
4.2.2 Tipos de telescopios reflectores


Newtoniano. Desarrollado por Newton, poco después de la
muerte de su madre (Ver anexo 2).
Cassegrain. Desarrollado poco después que los telescopios
newtonianos en el Siglo XVII (Ver Anexo 3).
11





Ritchey-Chretien. La más utilizada en los telescopios
profesionales.
Gregory. Gracias a un espejo secundario cóncavo permiten
obtener una imagen no invertida apta para la observación
terrestre. No son muy populares en la actualidad.
Schmidt-Cassegrain. El espejo primario parabólico se
sustituye por un espejo esférico y la aberración esférica se
corrige con una placa de Schmidt en el espejo secundario.
Permite combinar buenas características de reflectores y
refractores y se suelen utilizar para obtener imágenes de
amplio campo (Ver Anexo 4). También son populares entre
los amateurs.
Maksutov
Schmidt. Utilizado para fotografías de gran campo, como en
la astronomía.
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5. Propiedades y Fórmulas
Cálculos
Distancia Focal
La distancia focal es distancia comprendida entre el objetivo del telescopio
(sea un reflector o refractor) y el plano focal del mismo. Esta medida varia
según el diámetro del objetivo y del diseño del mismo (la curvatura del
espejo, por ejemplo) Este dato esta siempre presente en los telescopios,
incluso impreso sobre los mismos dado que es fundamental para
determinar muchas características adicionales del equipo. La medida se
suele dar en milímetros y sirve para calcular cosas como el aumento, la
razón focal, etc.
Razón Focal
La razón focal (o F/D) es el índice de cuan luminoso es el telescopio. Esta
medida esta relacionada con la focal y el diámetro del objetivo. Cuanto mas
corta es la distancia focal y mayor el objetivo, mas luminoso será el
telescopio. Esta característica es aplicable en astrofotografía y no en la
observación visual. Visualmente, si trabajamos con el mismo diámetro y los
mismos aumentos, la imagen será igual de luminosa sin importar la razón
focal del sistema óptico.
Para calcular el F/D de un telescopio solo hay que dividir la distancia focal
por el diámetro del objetivo, todo en las mismas unidades:
F/D = F [mm] / D [mm]
Así, un telescopio de 910 mm de focal (F), con 114 mm de diámetro (D)
posee una razón focal de 8. Este valor sin unidades representa cuan
luminoso es el telescopio para astrofotografía.
Muchas veces es llamada la "velocidad" del telescopio: se dice que es un
telescopio rápido cuando su razón focal es baja (no tiene relación con las
características mecánicas del mismo, sino la velocidad de recolección de
luz). Como es de esperar, esto es especialmente importante en la
astrofotografía, donde se pueden reducir sustancialmente los tiempos de
exposición si se utilizan sistemas de F/D bajos.
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En telescopios de diseño Schmidt-Cassegrain se suele utilizar, tanto para
la observación visual como para la astrofotografía, un reductor de focal, que
reduce el F/D de un equipo F/D 10 a solo F/D 6.3, obteniéndose imágenes
mas luminosas.
Aumentos
Los aumentos o ampliación no son la cantidad de veces mas grande que se
observa un objeto, como suele creerse, sino que se refiere a como será
observado si nos ubicásemos a una distancia "tantas veces" mas cercana al
objeto.
Por ejemplo: si observamos a la Luna con 36 aumentos (36x, nombrado 36
"por") y sabemos que esta se localiza a unos 384.000 kilómetros de
distancia, nos aparecerá tal cual seria observada desde solo 10.666
kilómetros. Esto se calcula fácilmente dividiendo la distancia por la
ampliación utilizada.
Para saber cuantos aumentos estamos utilizando debe conocerse la
distancia focal de nuestro telescopio y la distancia focal del ocular utilizado,
dado que son estos últimos los que proveen de la ampliación a cualquier
telescopio. A menor distancia focal, mayor será la ampliación utilizada. Para
calcular los aumentos implementados debe dividirse la distancia focal del
telescopio por la distancia focal del ocular:
A = Ft [mm] / Fo [mm]
Donde A son los aumentos, Ft la focal del telescopio y Fo la focal del
ocular. Por ejemplo: si utilizamos un telescopio de 910 milímetros de focal,
con un ocular típico de 25 mm, la ampliación es de 36.4x.
Pero claro que existe un límite para los aumentos en un telescopio, el cual
está dado por el diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será la
posibilidad de utilizar grandes ampliaciones. Si se sobrepasa el límite
recomendado se hace imposible obtener imágenes nítidas y aparece la
llamada "mancha de difracción", una aberración óptica producto del exceso
de aumentos. Recordemos que a la hora de observar cualquier objeto lo
importante no es tener un "primer plano" del mismo sino poder observarlo
de la manera más nítida que nos permita el instrumento y las condiciones
de observación.
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Es posible calcular el límite de ampliación teórico (en condiciones óptimas)
para cualquier telescopio conociendo simplemente el diámetro del objetivo.
Hay varias versiones de la formula, una dice que la máxima ampliación
corresponde a 60 veces el diámetro del objetivo en pulgadas:
Amax = 60 . D [pulgadas]
Donde Amax son los aumentos máximos teóricos, y D es el diámetro del
objetivo en pulgadas. Por ejemplo: para un telescopio de 114 mm de
diámetro [4.5 pulgadas] la máxima ampliación es de unos 270x
(correspondientes a un ocular de 3.3 mm)
Otra formula propone multiplicar por 2.3 el diámetro del objetivo en
milímetros:
Amax = 2.3 . D [mm]
Si utilizamos el ejemplo anterior, el resultado se acerca bastante: 262.2x.
De todas formas recordemos que es un limite teórico solo aplicable a
ópticas perfectas en condiciones ideales. Lo mas importante para recordar
es que los aumentos no son importantes, no hay que preocuparse a la hora
de adquirir un telescopio la cantidad de aumentos que brinda, dado que en
la práctica es mucho mas apreciada la definición y la nitidez de la imagen.
Muchos fabricantes menores de equipos proponen aumentos de 600x o
750x. Debe saberse que estas medidas no se corresponden con la realidad
de los telescopios, aún cuando ellos lo justifiquen adicionando
multiplicadores de focal (barlows), dado que al utilizar las formulas
correspondientes se observa que el límite de ampliación es superado
ampliamente, brindando imágenes de muy baja luminosidad y poca calidad.
Resolución
Se llama resolución (o poder separador) a la capacidad de un telescopio de
mostrar de forma individual a dos objetos que se encuentran muy juntos, el
usualmente llamado "límite de Dawes". Esta medida se da en segundos de
arco y esta estrechamente ligada al diámetro del objetivo, dado que a
mayor diámetro mayor es el poder separador del instrumento.
Cuando se habla de que por ejemplo un telescopio tiene una resolución de
1 segundo de arco se esta refiriendo a que esa es la mínima separación
que deben poseer dos objetos puntuales para ser observados de forma
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individual. Hay que destacar que no depende de la ampliación utilizada, o
sea que no se aumenta la resolución por utilizar mayores aumentos, un
instrumento posee cierto poder separador intrínseco definido por las
características técnicas que lo componen.
Para calcular la resolución de un telescopio se utiliza la siguiente fórmula:
R ["] = 4.56 / D [pulgadas]
En donde R es la resolución en segundos de arco, D es la apertura
(diámetro del objetivo) en pulgadas (1 pulgada = 2.54 cm), y 4.56 es una
constante. Hay que notar que el resultado del calculo es totalmente teórico,
dado que el poder separador de cualquier instrumento instalado sobre la
superficie terrestre está severamente influenciado por la atmósfera. Así, un
telescopio de 114 mm de diámetro (4.5 pulgadas), posee una resolución
teórica de aproximadamente 1 segundo de arco, pero en la practica esta se
ve disminuida muchas veces a mas de la mitad.
Magnitud Límite
La magnitud máxima a la cual aspiramos observar es uno de los factores a
la hora de iniciar nuestras observaciones. Esta característica esta
íntimamente ligada al diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será el
poder recolector de luz el cual permitirá observar objetos mas débiles. Para
calcularla se emplea la siguiente fórmula:
MLIMITE = 7,5 + 5 . Log D [cm]
Donde MLIMITE es la magnitud límite, y D es el diámetro del objetivo en
cm. Para seguir con el ejemplo: en un telescopio de 114 mm de objetivo la
magnitud mas baja observable será del orden de 12.78, en condiciones muy
favorables, noche sin Luna y una atmósfera estable y transparente.
Hay que notar que el dato obtenido esta dado para magnitudes estelares
(objetos puntuales) y no para objetos con superficie como galaxias,
nebulosas, cúmulos globulares, etc, dado que en los catálogos el dato que
aparece como magnitud está referido a la magnitud integrada del objeto,
pero como posee superficie esta se distribuye en ella. Por eso, aunque una
galaxia posea magnitud 10 probablemente no será observable porque su
brillo se distribuye sobre su superficie. El calculo es válido para estrellas,
asteroides y ese tipo de objetos puntuales (también con planetas lejanos
como Urano y Neptuno)
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Las condiciones atmosféricas y de polución lumínica así como la agudeza
visual del observador cambien sustancialmente la magnitud visual límite
observable. Cielos oscuros y experiencia observacional llevan a alcanzar el
verdadero límite del telescopio.
Campo Visual
Se denomina campo visual al tamaño de la porción de cielo observado a
través del telescopio con cierto ocular y trabajando bajo cierta ampliación.
Para calcularlo se deben conocer los aumentos provistos con el ocular
utilizado (ver mas arriba) y el campo visual del ocular (un dato técnico que
depende del tipo de ocular y es provisto por el fabricante)
Por ejemplo: si utilizamos un ocular Plössl de 25 mm, el cual posee unos
50 grados de campo aparente en un telescopio de 910 mm de focal la
ampliación es de unos 36x. Para calcular el campo visual se divide el
campo aparente del ocular (50 grados en este caso) por la ampliación
utilizada (36x), obteniéndose un campo real de unos 1.38 grados. Así
podemos deducir que en esa configuración se podría observar
perfectamente la Luna completa (que como promedio solo posee 0.5 grados
de diámetro angular)
Cr [grados] = Ca [grados] / A
Donde Cr es el campo real en grados, Ca el campo aparente del ocular en
grados y A es la ampliación que provee ese ocular. La formula es viable
siempre y cuando no se estén utilizando multiplicadores de focal como los
Barlows.
La importancia de saber con cuanto campo cuenta nuestra observación
radica mas que nada en la hora de seleccionar el ocular adecuado. Para
observar un cúmulo abierto laxo es conveniente utilizar oculares de campo
amplio, con pocos aumentos. En observaciones planetarias o lunares
sacrificar algo de campo visual para obtener mas ampliación es aceptable,
sobre todo por que estos cuerpos son brillantes (recordar que al aumentar
la ampliación se pierde algo de luz y algo de campo visual)
Resumen de Fórmulas
· Razón Focal (f/d): f/d = F [mm] / D [mm]
· Aumentos: A = F [mm] / Foc [mm]
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· Ampliación Máxima: Amax = 2,3 x D
· Campo Real: Cr [grados] = Ca [grados] / A
· Resolución: R ["] = 4,56 / D [pulgadas]
· Magnitud Límite: M = 7,5 + 5 . Log D [cm]
donde...
f/d: Razón Focal
D: Diámetro del objetivo
A: Aumentos (Amax: Máximos Aumentos)
F: Distancia Focal del telescopio
Foc: Distancia Focal del ocular
Cr: Campo Real
Ca: Campo Aparente (ocular)
R: Resolución
M: Magnitud
18
6. TELESCOPIOS FAMOSOS








El Telescopio Espacial Hubble se encuentra en órbita fuera de la
atmósfera terrestre, para evitar que las imágenes sean distorsionadas
por la refracción. De este modo el telescopio trabaja siempre al límite de
difracción y puede ser usado para observaciones en el infrarrojo y en el
ultravioleta.
El Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) el más
grande en existencia, compuesto por cuatro telescopios cada uno de 8
m de diámetro. Pertenece al ESO y fue construido en el desierto de
Atacama, al norte de Chile. Puede funcionar como cuatro telescopios
separados o como uno solo, combinando la luz proveniente de los
cuatro espejos.
El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio Canarias,
con un diámetro de 10,4 metros. Se compone, a su vez, de 36
segmentos más pequeños.
Existen muchos proyectos para fabricar telescopios aún más grandes,
por ejemplo el Overwhelmingly Large Telescope (telescopio
abrumadoramente grande), comúnmente llamado OWL, con un espejo
de 100 metros de diámetro, sustituido por el Telescopio Europeo
Extremadamente Grande, de 42 metros.
El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un diámetro
de 5 metros, ha sido el más grande por mucho tiempo. Tiene un único
espejo de silicato de boro (Pyrex (tm)), que fue notoriamente difícil de
construir.
El telescopio del Monte Wilson, con 2,5 metros, fue usado por Edwin
Hubble para probar la existencia de las galaxias y para analizar el
desplazamiento al rojo que experimentan.
El refractor de 91 cm del Yerkes Observatory en el estado de
Wisconsin, Estados Unidos, es el refractor orientable más grande del
mundo.
El telescopio espacial SOHO es un coronógrafo situado en una órbita
entre la Tierra y el Sol observando ininterrumpidamente al Sol.
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7. CONLUSIONES




El telescopio ha sido, es y seguirá siendo el mejor instrumento que tiene la
astronomía para la comprobación científica.
Mejor que mil páginas de una teoría, es una fotografía de un astrógrafo.
Los telescopios, avanzan, como la astronomía, a pasos agigantados, cada
vez siendo más complejos, tecnificados, y divertidos.
cada vez con más frecuencia, los astrónomos están dejando de ver por los
telescopios, como hacía Galileo, y ahora examinan fotografías.
20
8. BIBLIOGRAFÍA


Wikipedia.org
www.astrosurf.com/astronosur/telescopios.htm
21
9. ANEXOS
Anexo 1
Anexo 2
22
Anexo 3
23
24
Anexo 4
25
Anexo 5
26