“EL TELESCOPIO” DAVID FELIPE PLAZAS ALBA ARLISON JAVIER PINZON JIMENEZ

“EL TELESCOPIO”
DAVID FELIPE PLAZAS ALBA
ARLISON JAVIER PINZON JIMENEZ
JOSE FERNANDO REYES GRIJALVA
JAIME ANDRES PULIDO GRANADOS
LC. MARTHA ROSAURA REYES
FISICA
COLEGIO DE BOYACA
SECCION FRANCISCO DE PAULA SANTANDER
TUNJA
2009
INTRODUCCION
A través de la historia el hombre a intentado comprender y conocer lo que lo
rodea, en los últimos tiempos el hombre a querido llegar mas allá de lo que
puede ver a simple vista y ha creado artefactos muy sofisticados y que con el
transcurrir del tiempo ha mejorado, que le permiten ver objetos muy pequeños
o muy lejanos, que el ojo humano no alcanza a captar.
El telescopio le ha permitido al hombre conocer más del universo hermoso e
infinito que nos rodea y que muy poco conocemos, con el pasar del tiempo
conocemos mas y mas de este con la evolución del telescopio, que cada vez
tiene más potencio y se especializa en diferentes tipos de vistas.
Con este trabajo mostramos lo importante de este artefacto y lo maravillosos
del mismo, su trascendencia, características e historia.
1, ¿QUÉ ES EL TELESCOPIO?
El telescopio es un instrumento que permite observar objetos distantes,
amplificando la imagen generalmente a través espejos cóncavos. La palabra
telescopio, proviene del griego. Tele significa lejos y, skopien, mirar.
Un telescopio puede ser considerado, como un aparato que aumenta el tamaño
angular de los objetos distantes y asimismo, el brillo que estos emiten. Es por
lo mismo, que el telescopio es utilizado en la astronomía, para poder ver los
cuerpos celestes alejados de la tierra. Asimismo, un telescopio recolecta y
enfoca la radiación electromagnética.
2, CARACTERISTICAS
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.
El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su "lente
objetivo". Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre 76 y 150 mm
de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y muchísimos
objetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas galaxias). Los
telescopios que superan los 200 mm de diámetro permiten ver detalles lunares
finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos,
nebulosas y galaxias brillantes.
Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros
y accesorios:
Distancia Focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la
distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto donde se
sitúa el ocular.
Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.
Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite
magnificar la imagen de los objetos.
Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del
ocular cuando se observan los astros.
Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero
que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se
ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora
el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de
absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.
Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm).
(f/ratio)
Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse
con un telescopio dado, en condiciones de observación ideales. La fórmula
para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en
centímetros de la lente o el espejo del telescopio).
Aumentos: La cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro
aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud
focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un
telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df.
proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X).
Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y
estabilidad al telescopio.
Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de
focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas.
3, 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.
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, CLASES DE TELESCOPIOS
Existen dos grandes divisiones entre los telescopios, según el tipo de objetivo
que utilizan: los reflectores y los refractores. Los reflectores se constituyen de
un espejo principal (espejo primario u objetivo), el cual no es plano como los
espejos convencionales, sino que fue provisto de cierta curvatura (idealmente
parabólica) que le permite concentrar la luz en un punto.
Los telescopios refractores poseen como objetivo una lente (o serie de lentes,
la cantidad varía según el diseño y calidad) que de forma análoga al
funcionamiento de una lupa, concentran la luz en el plano focal. En astronomía
se utilizan ambos tipos de telescopios, cada uno con sus propias ventajas.
En el gráfico superior se puede ver el funcionamiento simplificado de un típico
telescopio refractor de diseño kepleriano. Este es un sistema muy simple donde
los rayos convergen en el plano focal y es ahí donde se dispone el
correspondiente ocular para ampliar la imagen. Los rayos de los extremos del
objetivo son los que sufren la mayor refracción, mientras que en el eje óptico (o
eje de simetría), la luz no es desviada.
En un telescopio de aficionado este sistema está muy mejorado para evitar los
efectos ópticos que provoca la refracción de la luz. Estos incorporan los
llamados dobletes acromáticos, destinados a corregir la aberración cromática,
el típico efecto de "arco iris" en donde las estrellas parecen tener un borde azul
y otro rojo. El doblete acromático dispone de una lente convexa (la misma que
en el refractor kepleriano) unida a una cóncava. Diseños más complejos
corrigen muy bien las aberraciones, logrando estrellas muy puntuales e
imágenes planetarias muy definidas.
Una de las ventajas de los telescopios refractores sobre los reflectores es que
carecen de obstrucción central (debida al espejo secundario, el cual hace
sombra al primario) Esto hace que las imagenes sean mas nítidas, y eso se
vuelva especialmente adecuado para la observación planetaria y lunar, donde
los detalles mas finos son los mas apreciados.
En la figura superior se muestra la marcha de los rayos en un telescopio
reflector simple. El espejo primario (objetivo) esta especialmente diseñado para
reflejar la mayor cantidad de luz posible. A través del proceso de aluminización,
una fina película de aluminio es depositada sobre la previamente pulida
superficie del objetivo. A este tipo de espejos es posible brindarles diferentes
curvaturas para responder a distintas necesidades. La curvatura influye en la
distancia focal, la distancia entre el objetivo y el plano focal (y estos factores
hacen a la razón foca, F)
El telescopio reflector es el mas utilizado por los astrónomos profesionales,
dado que es posible construir y dar forma a espejos de grandes dimensiones,
no sucede así con los refractores, donde el peso de la lente objetivo se vuelve
excesivo y la dificultad de producir una lente de calidad de tales dimensiones
es casi imposible y altamente costoso. El telescopio refractor más grande del
mundo posee 1 metro de diámetro, y esta ubicado en el Observatorio Yerkes
de la Universidad de California. Fue construido en 1897 por Alvan Clark e Hijos,
siendo en su tiempo una pieza clave para la determinación de la forma de
nuestra galaxia.
Diferentes Telescopios Reflectores
Existen dentro de los reflectores varios diseños de telescopios. Los mas
conocidos y populares entre los aficionados son el reflector Newtoniano y el
reflector Schmidt-Cassegrain. La principal diferencia radica en la configuración
óptica. El reflector Newtoniano dispone de dos espejos, el primario (idealmente
parabólico, aunque en pequeñas aperturas usualmente es esférico) y el
secundario (más pequeño y plano), mientras que los Schmidt-Cassegrain
poseen un espejo primario también parabólico, pero con una perforación en su
centro, para recibir la luz proveniente del espejo secundario, el cual es
convexo. El diseño Schmitd en particular posee una placa correctora en la
entrada de luz del telescopio.
En el gráfico superior se observa la configuración de un típico telescopio
reflector Newtoniano de aficionado. Este diseño es muy utilizado, dada su
simpleza y facilidad de alineado de las partes ópticas (colimación) y porque el
objetivo se encuentra protegido, evitando muchas veces que se empañe
durante las noches de observación.
Los diseños newtonianos son mas económicos que los Schmidt-Cassegrain,
pero se vuelven muy voluminosos al aumentar el diámetro del objetivo. A
mayor diámetro la distancia focal aumenta, por ejemplo se tiene un telescopio
de 114 mm (4.5 pulgadas) de apertura (diámetro del objetivo) con 910 mm de
distancia focal, mientras que uno de 203 mm (8 pulgadas) de apertura posee
una distancia focal de 1220 mm. La ventaja de los Schmidt-Cassegrain es que
su diseño es mas compacto, pudiendo tener distancias focales muy grandes en
tamaños reducidos.
Arriba se muestra el diseño de un reflector Schmidt-Cassegrain. Este diseño es
muy compacto y muy utilizado por aficionados avanzados. Es un telescopio
apto tanto para la observación planetaria como para objetos del espacio
profundo.
La función de la placa correctora es "adaptar" la luz al espejo primario, este la
envían al secundario (convexo), el cual posee el trabajo de recibir rayos en
diferentes ángulos y reflejarlos todos paralelos para ser captados por el ocular.
El modelo básico Schmidt-Cassegrain es el usualmente usado por los
astrónomos profesionales en los grandes observatorios. Incluso el telescopio
espacial Hubble posee un diseño Cassegrain similar, solo que en lugar del
ocular la luz es enviada a diferentes detectores electrónicos.
Una variación del Schmidt-Cassegrain es el Maksutov-Cassegrain, donde las
ópticas están mas perfeccionadas y corregidas. Posee una muy alta calidad de
imagen, pero se vuelven muy costosos en aperturas grandes.
5, PARTES DEL TELESCOPIO
6. BIBLIOGRAFIA
http://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio
http://www.astrosurf.com/astronosur/telescopios.htm
http://www.misrespuestas.com/que-es-un-telescopio.html