apunte teórico - práctico - gafoac.com · elementos del sistema ... 29 efemérides de ......
TRANSCRIPT
[Type the company name]
2015
Apunte Teórico - Práctico
Taller de Astronomía Observacional
www.gafoac.com
ACERCA DEL TALLER
OBJETIVOS
Que los integrantes del grupo:
Operen autónomamente la cámara CCD y los programas de control de la
montura del telescopio de los estudiantes.
Seleccionen los objetos visibles, según criterios astronómicos.
Obtengan series de imágenes de un objeto determinado, que luego aplicarán
en los demás talleres y en los proyectos del GAF.
INTEGRANTES
La capacitación está a cargo de integrantes del GAF, astrónomos aficionados y
estudiantes de la licenciatura en Astronomía, que participan en proyectos
observacionales del GAF y del OAC. Quienes aprenden son: estudiantes de la
licenciatura en Astronomía, docentes de escuelas secundarias y aficionados a la
Astronomía.
INSCRIPCIONES
Los aspirantes a asistir al taller, deben inscribirse con sus datos personales. Existe un
cupo de 20 personas, a los efectos de facilitar el acceso al manejo del equipo. La
inscripción se hace completando datos en el sitio web del GAF.
MODALIDAD
El Taller de Astronomía Observacional se desarrolla a lo largo de cuatro meses, con
la frecuencia de una reunión semanal de una hora y media cada encuentro. Algunas
reuniones se destinan al abordaje de conceptos teóricos, mientras que otras
jornadas se utilizan para las actividades prácticas. Cuando se aprende a manejar el
telescopio y sus accesorios, se trabaja con dos grupos: uno con el equipo, mientras
que el otro trabaja con contenidos teóricos o con prácticas utilizando programas de
simulación del cielo. En el cierre del taller, cada participante que quiera obtener un
certificado, debe acreditar el 80% de asistencia y la aprobación de un examen
individual y presencial de aplicación práctica.
RECURSOS:
El GAF tiene acceso a instalaciones del Observatorio Astronómico Córdoba.
Auditorio Mirta Mosconi: Sala equipada con cañón de proyección.
Sala de computadoras: Cuenta con 11 (once) computadoras.
Telescopio con accesorios: Domo con telescopio Cassegrain de 14” con
montura ecuatorial alemana, equipada con cámara CCD monocroma y
computadora que controla la montura y la cámara CCD. Las luces y la cúpula
se controlan con interruptores próximos a la computadora.
https://www.gafoac.com
INDICE
Acerca del Taller ................................................................................................................................................................. 2
Objetivos ..................................................................................................................................................................... 2
Integrantes .................................................................................................................................................................. 2
Inscripciones ............................................................................................................................................................... 2
Modalidad ................................................................................................................................................................... 2
INDICE ............................................................................................................................................................................ 4
Unidad 1: Sistemas de Coordenadas. ................................................................................................................................. 8
Esfera celeste. ................................................................................................................................................................ 8
Localización de objetos ............................................................................................................................................... 8
Sistema de coordenadas esféricas. ............................................................................................................................. 10
Punto objeto ............................................................................................................................................................. 10
Plano Fundamental ................................................................................................................................................... 10
Eje principal .............................................................................................................................................................. 10
Polos ......................................................................................................................................................................... 10
Círculos máximos ...................................................................................................................................................... 10
Origen del sistema .................................................................................................................................................... 11
Proyección del punto objeto .................................................................................................................................... 11
Coordenadas esféricas .............................................................................................................................................. 11
Sentidos de los ángulos ............................................................................................................................................ 12
Sistema de coordenadas geográficas. ........................................................................................................................ 12
Elementos del sistema .............................................................................................................................................. 12
Latitud ....................................................................................................................................................................... 12
Longitud .................................................................................................................................................................... 13
Elongitud ................................................................................................................................................................... 13
Sistema de coordenadas celestes horizontal. ............................................................................................................ 15
Elementos del sistema .............................................................................................................................................. 15
Altura ........................................................................................................................................................................ 15
Acimut ....................................................................................................................................................................... 16
Distancia cenital ........................................................................................................................................................ 16
Altura del polo y su relación con la latitud ............................................................................................................... 16
Utilidad ..................................................................................................................................................................... 17
Dificultad ................................................................................................................................................................... 17
Movimiento de la esfera celeste................................................................................................................................. 19
Movimiento diurno ................................................................................................................................................... 19
Eje de rotación de la esfera celeste .......................................................................................................................... 19
Sentido directo y retrogrado .................................................................................................................................... 20
Polos de la esfera celeste.......................................................................................................................................... 20
Plano meridiano local ............................................................................................................................................... 21
Culminación .............................................................................................................................................................. 21
Meridiana .................................................................................................................................................................. 21
Ecuador celeste ......................................................................................................................................................... 22
Movimiento del Sol en la esfera celeste. .................................................................................................................... 23
Movimiento aparente del Sol ................................................................................................................................... 23
Día solar .................................................................................................................................................................... 23
Día sideral ................................................................................................................................................................. 23
Eclíptica ..................................................................................................................................................................... 24
Movimientos de los planetas y la Luna en la esfera celeste. ..................................................................................... 25
Movimientos aparentes de los planetas ................................................................................................................... 25
Trayectorias de los planetas ..................................................................................................................................... 25
Sentido de movimiento de los planetas ................................................................................................................... 25
Movimientos de la Luna ........................................................................................................................................... 25
Sistema de coordenadas celestes ecuatorial.............................................................................................................. 26
Elementos del sistema .............................................................................................................................................. 26
Ascensión Recta ........................................................................................................................................................ 26
Utilidad ..................................................................................................................................................................... 27
Dificultad ................................................................................................................................................................... 27
Precesión de los equinoccios. ..................................................................................................................................... 28
Precesión de la Tierra ............................................................................................................................................... 28
Retrogradación de los equinoccios ........................................................................................................................... 28
El problema de los catálogos .................................................................................................................................... 29
Efemérides de objetos a observar ............................................................................................................................ 29
Unidad 2: observacion visual e instrumental.................................................................................................................... 31
Observación visual - Generalidades ............................................................................................................................. 31
Células detectoras de luz en el ojo ........................................................................................................................... 31
Actividades de inicación recomendadas ................................................................................................................... 33
Observación con instrumental .................................................................................................................................... 33
observacion con binoculares .................................................................................................................................... 33
Telescopios refractores ................................................................................................................................................ 34
Telescopios reflectores ................................................................................................................................................ 35
Tipos de telescopios reflectores y marcha de los rayos ............................................................................................... 36
Oculares ....................................................................................................................................................................... 39
Tipos de oculares según lentes: .................................................................................................................................. 40
conceptos y calculos utiles – LECTURA OPCIONAL ..................................................................................................... 41
LA RELACIÓN FOCAL DEL TELESCOPIO: ..................................................................................................................... 41
EYE RELIEF (ER), EXTRACCIÓN PUPILAR O RELIEVE OCULAR: ................................................................................... 41
FOCAL DEL OCULAR Y AUMENTOS QUE OFRECE: ..................................................................................................... 42
CAMPO APARENTE DEL OCULAR O APPARENT FIELD OF VIEW (AFOV) ................................................................... 42
CAMPO REAL ............................................................................................................................................................. 43
FIELD STOP, DIAFRAGMA DE CAMPO O PARADA DE CAMPO................................................................................... 43
PUPILA DE SALIDA ..................................................................................................................................................... 44
AUMENTOS MÁXIMOS Y MÍNIMOS .......................................................................................................................... 45
Monturas y tripodes .................................................................................................................................................... 46
Monturas Altacimutales ........................................................................................................................................... 47
Monturas Ecuatoriales .............................................................................................................................................. 48
BUSCADORES ............................................................................................................................................................... 49
Mantenimiento del instrumental ............................................................................................................................... 50
UNIDAD 3: SENSORES e imágenes, algunos conceptos................................................................................................. 51
FITS............................................................................................................................................................................ 51
TIEMPO DE EXPOSICION ........................................................................................................................................... 51
TIEMPO MUERTO O TIEMPO DE LECTURA ............................................................................................................... 52
TIPOS DE SENSORES. ................................................................................................................................................. 52
RUIDO ....................................................................................................................................................................... 52
LIMITE DE LINEALIDAD .............................................................................................................................................. 53
UNIDAD 5: CARTAS CELESTES........................................................................................................................................ 54
PREDIO DEL OBSERVATORIO ASTRONOMICO CORDOBA ................................................................................................. 54
TELESCOPIO DE LOS ESTUDIANTES – EL PASO A PASO ..................................................................................................... 55
INICIO DE LA OBSERVACION ....................................................................................................................................... 55
MANOPLA VIRTUAL En la COMPUTADORA .............................................................................................................. 55
CONTROL DE CAMARA – MAXIM .............................................................................................................................. 56
Control de montura – Cartes du Ciel (fr. Cartas de Cielo) ........................................................................................ 58
TOMA DE IMÁGENES PARA SINCRONIZACION ......................................................................................................... 60
Sincronizar el telescopio ........................................................................................................................................... 61
FINALIZACION DE LA OBSERVACION........................................................................................................................... 64
LLEVAR SENSOR A TEMPERATURA AMBIENTE – APAGADO DE LA CAMARA ............................................................ 64
DESCONECTAR EL TELESCOPIO DE CARTES DU CIEL ................................................................................................. 65
por ultimo ................................................................................................................................................................. 66
CONSIDERACIONES FINALES ....................................................................................................................................... 67
ASTROMETRIA DE CUERPOS MENORES ....................................................................................................................... 67
FOTOMETRIA DIFERENCIAL .......................................................................................................................................... 68
Astrometria de estrellas dobles ................................................................................................................................... 68
UNIDAD 1: SISTEMAS DE COORDENADAS.
ESFERA CELESTE.
BÓVEDA CELESTE
Cuando levantamos la mirada hacia el cielo, en una noche despejada y oscura,
observamos un tapiz lleno de estrellas, y nos da la sensación de que tiene la forma
de una semiesfera, como una cúpula. Además, nos parece que está más achatada en
la parte vertical, y que es más extendida hacia los costados. Este asunto de que
parece más extendida hacia los costados tiene que ver con que en esas direcciones
siempre tenemos elementos de referencia, y cuando vemos cosas que están más
lejos que esas referencias, nos damos cuenta que esa pantalla o tapiz de estrellas en
la zona del horizonte, está mucho más lejos. En cambio cuando levantamos la vista
sobre nuestra cabeza, perdemos de la vista muchos elementos de referencia,
entonces allí ya no nos damos cuenta de que tan lejos está esa pantalla.
LOCALIZACIÓN DE OBJETOS
Los astrónomos aficionados suelen utilizar una
estrategia de búsqueda de objetos basada en el
conocimiento de las constelaciones y estrellas de
la bóveda celeste. Toman como referencia
estrellas brillantes de la constelación donde está el
objeto a observar e imaginan segmentos y figuras
geométricas que ayudan a apuntar el telescopio
hacia la zona donde saben que está el objeto. Es
un método eficaz para un puñado de objetos
generalmente brillantes y cuando se dispone de
un campo generoso. No sirve cuando se buscan
objetos débiles en brillo y se observa con campos
muy pequeños. Para localizar objetos en el cielo vamos a tener que buscar
herramientas o mecanismos que nos facilite la búsqueda en estos casos, más
específicamente: necesitaremos un sistema de coordenadas.
Esfera celeste Para ello deberemos asimilar la bóveda celeste a una esfera de radio
infinito y sobre esa superficie esférica proyectaremos los astros que observamos
desde la Tierra y llamaremos a esa esfera ficticia: “esfera celeste”
ACTIVIDAD SUGERIDA:
Posiciónese en un área a cielo abierto, de ser posible con un horizonte despejado, y
ubique los puntos cardinales. Mirando hacia el cielo, intente ubicar alguno de los
siguientes objetos:
La Luna. La constelación “Cruz del Sur”, La constelación “Orión” (Parte de la cual se
conoce como “Las Tres Marías”), Las Pléyades (Conocida como “Las/Los siete
Cabritas/os”). Intente ubicar algún planeta (Aunque no conozca, trate de adivinar,
basándose en el brillo y “falta de destello”). Anote hacia qué punto cardinal observa
el objeto, y la hora de dicha observación.
Repita esta actividad un par de veces a la semana, y corrobore los datos con el
encargado de dictar el curso, o si conoce, con ayuda de un software astronómico.
Objeto Día y Hora de observación Punto cardinal
SISTEMA DE COORDENADAS ESFÉRICAS.
PUNTO OBJETO
Imaginemos un punto cualquiera sobre una superficie esférica. Lo llamaremos
“punto objeto”. Por ejemplo: una hormiga en una pelota, un cráter en la Luna, una
ciudad en la Tierra, una mancha en la superficie del Sol, o una estrella en la esfera
celeste. El desafío es el de diseñar un sistema de coordenadas que nos permita
encontrar ese punto sobre la esfera de manera unívoca. Para ello debemos definir
algunos conceptos previos.
PLANO FUNDAMENTAL
Imaginemos una esfera y busquemos el centro: si en esa esfera podemos
determinar un plano que contenga a ese centro, va a quedar determinada sobre la
superficie esférica una circunferencia que divide a la esfera en dos partes iguales. A
este plano lo vamos a llamar: “plano fundamental”.
EJE PRINCIPAL
Perpendicular al plano fundamental, y pasando por el centro de la esfera,
encontraremos al llamado “eje principal del sistema”. A veces se define primero el
plano fundamental y de allí se deduce el eje principal, y otras veces es al revés: se
define primero el eje principal y a partir de él se define el plano fundamental.
POLOS El eje principal atraviesa la superficie esférica en dos puntos que llamaremos “polos”
(por ejemplo: polo A y polo B).
CÍRCULOS MÁXIMOS Llamaremos “círculos máximos” a los círculos que contengan al eje principal, y por lo
tanto serán perpendiculares al plano fundamental.
ORIGEN DEL SISTEMA Definiremos -de manera arbitraria- un punto sobre la circunferencia del plano
fundamental que denominaremos “origen del sistema”. Ese punto deberá ser
encontrado sin dificultad y todos los que usen el sistema de coordenadas tendrán
claro cuál es su ubicación con suficiente claridad.
PROYECCIÓN DEL PUNTO OBJETO
Si hacemos pasar un círculo máximo que pase por el punto objeto, la intersección de
ese círculo máximo con el plano fundamental definirá la un punto que llamaremos
“proyección de punto objeto”.
COORDENADAS ESFÉRICAS Si trazamos un segmento desde el centro de la esfera hasta el punto objeto, y otro
segmento desde el centro la esfera hasta la proyección del punto objeto, nos
quedará determinado un ángulo con vértice en el centro de la esfera y en el plano
del círculo máximo. Si trazamos un segmento desde el centro de la esfera hasta el
origen del sistema, y consideramos el segmento desde el centro la esfera hasta la
proyección del punto objeto, nos quedará determinado un ángulo con vértice en el
centro de la esfera, pero ahora en el plano fundamental. Esos dos ángulos permiten
localizar el punto objeto de manera unívoca, siempre que se agregue alguna
definición sobre cómo deben medirse esos ángulos.
SENTIDOS DE LOS ÁNGULOS Para no generar confusiones, debemos establecer un convenio de sentidos para la
traza de los ángulos. Si sólo decimos que el punto objeto está a 30º del plano
fundamental (y sobre un círculo máximo), habrá dos posibilidades para trazar el
ángulo: 30º hacia el polo A o 30º hacia el polo B. Podríamos asignar un signo (por
ejemplo: positivo) a los apartamientos del plano fundamental cuando el punto
objeto está en la semiesfera que contiene al polo A. Del mismo modo, si sólo
decimos que la proyección del punto objeto está a 50º del origen de coordenadas (y
sobre el plano fundamental), habrá dos posibilidades para trazar el ángulo: 50º
desde el origen en sentido horario (visto desde A) o 50º en sentido anti-horario
(visto desde A). Podríamos asignar un signo (por ejemplo: positivo) a los ángulos
desde el origen a la proyección del punto objeto, cuando ese ángulo se mide en
sentido horario.
SISTEMA DE COORDENADAS GEOGRÁFICAS.
ELEMENTOS DEL SISTEMA En este caso, la esfera es la Tierra. El eje principal es el eje de rotación del planeta. El
plano fundamental es el Ecuador. Los polos son: el Norte (en el mar Ártico) y el Sur
(en la Antártida). Los círculos máximos se llaman “meridianos”. El 01 de octubre de
1884 se decidió tomar como meridiano para obtener el origen de coordenadas, el
que pasaba por el centro del instrumento instalado en el Observatorio de
Greenwich.
LATITUD Es el ángulo trazado desde la proyección del objeto (siguiendo su meridiano) sobre
el Ecuador hasta el punto objeto. Se expresa en grados sexagesimales. Se mide de 0º
a 90º. Si el punto objeto se encuentra al Norte del Ecuador, la latitud recibe la
denominación Norte (N). Si el punto objeto se encuentra al Sur del Ecuador, la
latitud recibe la denominación Sur (S). Si el punto objeto se encuentra en el Ecuador
le corresponde la latitud de 0º.
LONGITUD Es el ángulo trazado desde el origen del sistema hasta la proyección del punto
objeto sobre el Ecuador. Se expresa en grados sexagesimales. Se mide de 0º a 180º.
Si el punto objeto se encuentra al oriente del meridiano de Greenwich, la longitud
recibe la denominación Este (E). Si el punto objeto se encuentra al occidente del
meridiano de Greenwich, la longitud recibe la denominación Oeste (O). Si el punto
objeto se encuentra en el meridiano de Greenwich le corresponde la longitud de 0º.
Si el punto objeto se encuentra en el antimeridiano de Greenwich le corresponde la
longitud de 180º. Los polos Norte y Sur no tienen longitud.
ELONGITUD
En Astronomía se suele utilizar la longitud de 0º a 360º hacia el Este, por ello se
conoce esa forma de medir la longitud como “E longitud”.
ACTIVIDAD SUGERIDA:
¿Se anima a ubicarse usted mismo en el globo terráqueo?
Estime su posición aproximada:
Latitud Longitud
SISTEMA DE COORDENADAS CELESTES HORIZONTAL.
ELEMENTOS DEL SISTEMA En este caso, la esfera es la representación del cielo (Esfera celeste). El eje principal
es la línea vertical (caída de los cuerpos o de la plomada). El centro de la esfera es el
observador parado en la superficie terrestre. El plano fundamental es el Horizonte,
perpendicular a la vertical que pasa por el observador. Los polos son: Cenit (arriba) y
Nadir (abajo). Los círculos máximos se llaman “círculos verticales”. El origen del
sistema de coordenadas horizontales suele ser: El punto cardinal Norte si el
observador está en el hemisferio Norte, y el punto cardinal Sur si el observador está
en el hemisferio Sur.
ALTURA Es el ángulo trazado desde la proyección del objeto (siguiendo su plano vertical)
sobre el Horizonte hasta el punto objeto. Se expresa en grados sexagesimales. Se
mide de 0º a 90º. Si el punto objeto se encuentra por encima del Horizonte, la altura
es positiva (+). Si el punto objeto se encuentra por debajo del Horizonte, la altura es
negativa (-). Si el punto objeto se encuentra en el Horizonte le corresponde la altura
de 0º.
ACIMUT Es el ángulo trazado desde el origen del sistema hasta la proyección del punto
objeto sobre el Horizonte. Se expresa en grados sexagesimales. Se mide de 0º a 360º
en sentido horario visto desde el Cenit. El Cenit y el Nadir no tienen acimut.
DISTANCIA CENITAL Es el ángulo trazado desde el Cenit hasta el punto objeto. Es el ángulo
complementario de la altura. Se obtiene restando 90º menos la altura del punto
objeto.
ALTURA DEL POLO Y SU RELACIÓN CON LA LATITUD
Si localizamos el polo Sur
celeste, y con un teodolito
medimos la altura de ese
punto, y si averiguamos el
valor de la latitud del lugar
donde colocamos el teodolito,
nos encontraremos con una
sorpresa: los dos valores son
iguales. Si observamos el
dibujo, y tenemos en cuenta
que una persona parada justo
encima de la Tierra, su
horizonte será tangente a la
Tierra, pero como la esfera
celeste tiene radio infinito, la
Tierra es tan pequeña que no cometeremos error alguno si imaginamos la persona
parada en el centro del planeta, pero según la misma línea vertical. Desde allí
veremos que la colatitud (90º - Latitud) es el mismo ángulo que la distancia cenital
(90º - Altura al Polo. Para que esa igualdad sea cierta, es necesario que la latitud sea
igual a la altura.
UTILIDAD El sistema de coordenadas horizontales es útil en la práctica cuando se planifica la
observación de un objeto. Es recomendable evitar la observación de un objeto
cuando la altura es inferior 30º, ya que en esas condiciones se potencian varios
problemas que hacen que la observación astronómica comience a tener información
difícil de corregir. Ocurre que a baja altura, la luz deberá atravesar mucha atmosfera
y por ello habrá mucha perdida de energía luminosa hasta que llegue al
instrumento. Además, habrá efectos de refracción, por lo que el recorrido no será el
de una línea recta. Vinculado a la refracción: ya no tendremos luz sino espectro
dado que la luz se comienza a descomponer y entonces ya no tendremos imagen de
tipo puntual. La atmósfera también produce dispersión de algunas longitudes de
onda, proporcional a la cantidad de atmósfera que atraviesa. Saber la altura del
objeto ayuda a estimar la magnitud de estos efectos perjudiciales para la
observación.
DIFICULTAD El problema que presenta el sistema de coordenadas horizontales, es que no
permite universalizar la información referida a los valores de las coordenadas de un
objeto en el cielo en un instante determinado. Las coordenadas horizontales de un
mismo objeto en un mismo instante son diferentes para personas ubicadas en
diferentes posiciones, porque son distintas sus verticales y sus planos horizontales.
Conclusión: a la hora de intercambiar información entre observadores, este sistema
no es práctico ya que requeriría de transformaciones engorrosas de los sistemas de
coordenadas. Para comunicar la posición de un objeto, tendremos que buscar
alguna forma de dar coordenadas que no dependan de la posición local de cada uno
de los observadores.
ACTIVIDAD SUGERIDA:
Posiciónese en un área a cielo abierto, de ser posible con un horizonte despejado.
La Luna. La constelación “Cruz del Sur”, La constelación “Orión” (Parte de la cual se
conoce como “Las Tres Marías”), Las Pléyades (Conocida como “Las/Los siete
Cabritas/os”). Intente ubicar algún planeta o estrella de mucho brillo. Anote la hora
de dicha observación, e intente estimar la altura, en grados, del mismo.
Repita esta actividad un par de veces a la semana, y corrobore los datos con el
encargado de dictar el curso, o si conoce, con ayuda de un software astronómico.
Objeto Día y Hora de observación Altura
Sugerencia: Utilizar la mano, a un brazo de distancia, para estimar la altura.
MOVIMIENTO DE LA ESFERA CELESTE.
MOVIMIENTO DIURNO Si observamos detenidamente la esfera celeste desde donde nuestro lugar
(Córdoba-Argentina), nos
daremos cuenta que las estrellas
no están quietas durante la noche
cuando pasa el tiempo, sino que
las estrellas van apareciendo
desde el hemisferio Este y se van
ocultando por el hemisferio
Oeste. Al mirar con detalle nos
daremos cuenta que del recorrido
que hacen es circular, con
trayectorias paralelas y con
velocidades angulares idénticas
de 15º por hora. Si aparece justo
por el Este, el recorrido es de
media vuelta por encima de
nuestro horizonte y otra media vuelta por debajo. Pero si nos vamos a estrellas que
están en el noroeste, hacen un movimiento sobre un plano paralelo al anterior, pero
el arco que hace sobre el horizonte es más corto que el que hacen por debajo. Y si
nos vamos al sureste, las estrellas aparecen suben y se esconden por el suroeste,
dibujando un arco mucho más grande sobre el horizonte que cuando están por
debajo. Algunas estrellas bien al Sur, describen arcos que evidencian que nunca
pasan por debajo del horizonte. Lo que acabamos de describir, es lo que se conoce
como “movimiento diurno de la esfera celeste”.
EJE DE ROTACIÓN DE LA ESFERA CELESTE
Si observamos con paciencia las trayectorias de cada una de las estrellas anteriores,
y determinamos los centros de esas circunferencias, encontraremos que todos los
centros de las circunferencias van a determinar un eje, y a medida que nos
acercamos a los extremos vamos teniendo circunferencias cada vez más pequeñas
hasta que alguna estrellita va a quedar casi rotando o pareciendo como un puntito
fijo. Ese eje que hemos encontrado observando el movimiento de la estrella, es “el
eje de rotación de la esfera celeste”. Hoy sabemos que -en realidad- somos nosotros
los que estamos dando tumbos, es decir: la Tierra es la que rota. Nuestra sensación -
errada- es que nosotros estamos quietos y que la esfera celeste es la que gira.
Entonces: el eje de rotación de la Tierra y el de la esfera celeste es el mismo, por lo
que si identificamos ese eje desde nuestro sitio de observación, encontraremos
como está ubicado el eje de rotación de nuestro planeta.
SENTIDO DIRECTO Y RETROGRADO Si pudiésemos observar la Tierra desde la estrellita casi quieta en el Sur durante el
movimiento diurno, veríamos a nuestro planeta gira en sentido horario. Si
pudiésemos detener la Tierra y quisiéramos provocar un efecto equivalente,
deberíamos rotar la esfera celeste en sentido anti-horario. El sentido de rotación de
la Tierra, lo vamos a llamar “sentido directo”, el sentido anti-horario es el “sentido
retrogrado”. Por lo tanto, el movimiento diurno de la esfera celeste tiene sentido
retrogrado.
POLOS DE LA ESFERA CELESTE Dado el eje de rotación terrestre, tendremos el polo Sur celeste y el polo Norte
celeste. Desde nuestro sitio de observación, el eje está inclinado de modo que
vemos un polo (Sur) sobre el horizonte y el otro (Norte) por debajo del horizonte.
Para localizar empíricamente el polo visible, sólo bastará con un poco de paciencia y
detectar los arcos de las estrellas próximas al polo (describen circunferencias
pequeñas). El centro de esos arcos indicará la posición del polo visible. Hay reglas
prácticas para encontrar el polo Sur celeste orientándose con estrellas brillantes
cercanas.
PLANO MERIDIANO LOCAL El eje vertical y el eje de rotación de la esfera celeste, se cortan en el centro de la
Tierra, y generan un plano que divide al cielo en dos mitades: una hacia el Este y
otra hacia el Oeste. A ese plano le corresponde un meridiano terrestre, por contener
al eje de rotación, pero ese plano también es un plano vertical por contener al eje
vertical. Ese plano particular recibe el nombre de “plano meridiano local”.
CULMINACIÓN
Cuando un objeto hace el movimiento diurno, sube mientras está en la hemisferio
Este, llega al punto máximo -que es cuando está justo en el plano meridiano del
lugar- para luego descender por hemisferio Oeste. Cuando el objeto llega al plano
meridiano local, alcanza su altura máxima. Ese momento es conocido con el nombre
de “culminación superior”. Recordando que cuanto más alto esté el objeto, menos
problemas voy a tener con los efectos perjudiciales de la atmosfera, entonces: la
culminación superior del objeto es el momento ideal para observarlo y por eso es
importante conocerlo.
MERIDIANA
El plano meridiano local corta al plano del horizonte en una línea llamada
“meridiana”. Esa línea es la que me determina los puntos cardinales Norte y Sur. Si
seguimos el movimiento diurno del Sol, cuando éste culmine proyectará la sombra
más corta sobre un plano horizontal y esa sombra también es la meridiana del lugar.
Ese dato era conocido por los egipcios, por lo que determinaban la dirección Norte-
Sur clavando un palo vertical en un piso horizontal y esperaban hasta que se
produjese la sombra más corta. Ese dispositivo lo llamaron “gnomon”, y fue la
“brújula” de los egipcios.
ECUADOR CELESTE
Si trazamos un plano perpendicular al eje de rotación del mundo, pero que pase por
el centro de la esfera celeste, encontraremos un plano fundamental que llamaremos
“ecuador celeste”. Para localizar empíricamente el ecuador celeste en una noche
despejada, sólo bastará con localizar el polo visible e imaginar una línea recta que
pase por ese polo y nosotros. El ecuador celeste se logra proyectando en la esfera
celeste un plano perpendicular a esa línea imaginaria que pase por nosotros.
ACTIVIDAD SUGERIDA:
Tomando en cuenta lo explicado hasta el momento, indique en el gráfico algunas
estrellas que no hayan culminado, y aquellas que si lo han hecho.
Puede anotar al lado de las mimas “NC” para las que no hayan culminado y “SC”
para las que ya hayan culminado.
Las flechas laterales recuerdan el movimiento de la esfera celeste.
MOVIMIENTO DEL SOL EN LA ESFERA CELESTE.
MOVIMIENTO APARENTE DEL SOL
Imaginemos que cuando culmina el Sol (al mediodía) podemos ver una estrella que
también culmina en ese momento cerca del Sol. Si al día siguiente pudiésemos ver
las culminaciones de la estrella y el Sol, veríamos que cuando la estrella culmina el
Sol “no” culmina todavía y lo hace casi 4 minutos después. Esa es una evidencia que
el Sol se desplaza hacia el Este, día a día con respecto a las estrellas, es decir que el
Sol tiene un movimiento directo en la esfera celeste de casi exactamente 1º (en
realidad: la definición del grado surgió de este movimiento). Hoy sabemos que ese
movimiento aparente del Sol es provocado por el movimiento directo de traslación
de la Tierra alrededor del Sol. Al proyectar el Sol sobre la esfera celeste, día a día,
pareciera que el Sol se moviera y no la Tierra.
DÍA SOLAR
El tiempo que transcurre desde una culminación del Sol, hasta la siguiente
culminación, es llamado “día solar” y es el concepto de “día” que se usa en el
calendario civil. Como el día solar tiene pequeñas variaciones a lo largo del año, se
toma como referencia el “día solar medio” y dura 24 horas.
DÍA SIDERAL
El tiempo que transcurre desde una culminación de una estrella, hasta la siguiente
culminación, es llamado “día sideral”, que –como vimos- es un poquito más corto
que el día solar (23 hs y 56 minutos). Los mecanismos que mueven a la mayoría de
los telescopios, tienen un movimiento acorde con el día sideral, y es por ello que nos
interesa conocerlo.
ECLÍPTICA
Cada año, el Sol retorna casi a la misma posición en la esfera celeste. Nos interesa
conocer como es ese desplazamiento del Sol entre las estrellas. Cada 21 de
diciembre, el Sol alcanza el máximo apartamiento del Ecuador hacia el Sur,
desplazándose entre las estrellas de la constelación de Sagitario. Esa fecha tendrá el
día más largo con la noche más corta (Solsticio de verano). Luego el Sol pasa por las
constelaciones de Capricornio y Acuario hasta que el 21 de marzo alcanza el Ecuador
celeste pasando por la constelación de Piscis. Esa fecha tendrá el día con igual
duración que la noche (Equinoccio de otoño). Luego el Sol pasa por las
constelaciones de Aries y Tauro, hasta que el 21 de abril alcanza el máximo
apartamiento del Ecuador hacia el Norte, desplazándose entre las estrellas de la
constelación de Géminis. Esa
fecha tendrá el día más corto
con la noche más larga
(Solsticio de invierno). Luego
el Sol pasa por las
constelaciones de Cáncer y
Leo hasta que el 21 de
setiembre retorna al Ecuador
celeste pasando por la
constelación de Virgo.
Nuevamente, esa fecha
tendrá el día con igual
duración que la noche
(Equinoccio de primavera).
Luego pasa por las
constelaciones de Libra y Escorpio hasta retornar al punto inicial el 21 de diciembre
en Sagitario. Uniendo las posiciones del Sol, día a día durante todo un año, nos
quedará trazada una circunferencia sobre la esfera celeste llamada “eclíptica”,
inclinada respecto al Ecuador celestes en 23º 27’, aproximadamente.
MOVIMIENTOS DE LOS PLANETAS Y LA LUNA EN LA ESFERA CELESTE.
MOVIMIENTOS APARENTES DE LOS PLANETAS
Vimos que el Sol tiene un movimiento aparente que se produce en sentido directo, y
que al dar la vuelta completa en la esfera celeste recorre la Eclíptica. Si realizamos la
misma observación en los planetas, encontraremos que les pasa algo parecido, pero
con trayectorias que intrigaron durante muchos siglos a los que querían entender
sus curiosos movimientos, casi siempre avanzando en sentido directo -como el Sol-
pero otras veces retrocediendo.
TRAYECTORIAS DE LOS PLANETAS
Una primera característica es que sus trayectorias siempre están muy próximas a la
Eclíptica, algo que hoy nos resulta fácil de explicar sabiendo que sus órbitas son
todas casi coplanares con la órbita de la Tierra, por lo que las proyecciones del Sol y
de los planetas en la esfera celeste deben estar siempre próximas a una misma
circunferencia común.
SENTIDO DE MOVIMIENTO DE LOS PLANETAS
La segunda característica es que predomina el sentido directo en movimiento de los
planetas, salvo algunos momentos en que por cuestiones de perspectivas
retroceden: pasan a tener movimiento retrógrado en la esfera celeste. Lo hacen
durante varios días y luego vuelven a adquirir el movimiento directo. Hoy sabemos
que estas retrogradaciones son producto de una cuestión de perspectiva y por las
diferentes velocidades de los planetas.
MOVIMIENTOS DE LA LUNA
La órbita de la Luna está inclinada respecto de la órbita de la Tierra en poco más de
5º. Esta poca inclinación hace que su proyección en la esfera celeste también esté
siempre muy cerca de la Eclíptica. Con el Sol, su movimiento aparente es siempre
directo y más o menos uniforme de poco más de 12º por día, por lo que la Luna
culmina cada día unos 50 minutos más tarde que el día anterior.
SISTEMA DE COORDENADAS CELESTES ECUATORIAL.
ELEMENTOS DEL SISTEMA
En este caso, la esfera es la representación del cielo (Esfera celeste). El eje principal
es el eje de rotación de la esfera celeste. El plano fundamental es el del Ecuador
celeste. Los círculos máximos también se llaman “meridianos”. Los Polos tienen el
mismo nombre que sus correspondientes en la Tierra: Polo Sur celeste y Polo Norte
celeste. El origen del sistema es el punto del Ecuador Celeste que es cortado por la
Eclíptica el 21 de marzo. Se lo conoce como “punto vernal gama”, vernal: porque
indica el inicio de la primavera en el hemisferio Norte (en nuestro caso, es el
equinoccio de otoño), gama: porque es el símbolo de la constelación de Aries,
donde estuvo este punto cuando se lo pudo determinar (hace unos 2000 años atrás)
ASCENSIÓN RECTA
Es el ángulo trazado desde el origen
del sistema hasta la proyección del
punto objeto sobre el Ecuador celeste.
Se expresa en horas, minutos y
segundos. Se mide de 0hs a 24hs en
sentido horario visto desde el polo Sur
celeste (en sentido directo). En
sistemas modernos, la ascensión recta
se está expresando en grados y
fracción decimal de grados, de 0º a
360º en sentido directo. Los polos
celestes no tienen ascensión recta. Se
la suele representar con la letra alfa.
Declinación Es el ángulo trazado desde la proyección del objeto (siguiendo su
meridiano) sobre el Ecuador celeste hasta el punto objeto. Se expresa en grados
sexagesimales. Se mide de 0º a 90º. Si el punto objeto se encuentra al Norte del
Ecuador, la declinación recibe la denominación Norte (N) o positiva (+). Si el punto
objeto se encuentra al Sur del Ecuador, la declinación recibe la denominación Sur (S)
o negativa (-). Si el punto objeto se encuentra en el Ecuador celeste, le corresponde
la declinación de 0º. Se la suele representar con la letra delta.
UTILIDAD
El sistema de coordenadas ecuatoriales celestes tienen la virtud de que sus
coordenadas son independientes de la posición del observador. Y para un mismo
observador, las coordenadas ecuatoriales de un punto objeto que no se mueva
respecto de las estrellas, no cambiarán durante la noche. Si observamos una
estrella: su posición, la proyección sobre el ecuador y el punto gama, no cambiarán
sus posiciones relativas durante la noche, por lo que tampoco cambiarán las
coordenadas ecuatoriales (ascensión recta y declinación), mientras que las
coordenadas horizontales (altura y acimut) sí irán cambiando continuamente
durante la noche de observación.
DIFICULTAD
El problema del sistema de coordenadas ecuatoriales celestes es que el eje principal
no está fijo en la esfera celeste, cambia continuamente de posición de manera
similar a lo que le ocurre al eje de un trompo sobre una mesa. El fenómeno se
conoce con el nombre de “precesión” y provoca que las dos coordenadas
ecuatoriales (ascensión recta y declinación) de un mismo punto objeto, vayan
cambiando a medida que pasa el tiempo (se nota mucho con el paso de los años).
PRECESIÓN DE LOS EQUINOCCIOS.
PRECESIÓN DE LA TIERRA
El eje de rotación de la Tierra no se desplaza -durante la traslación alrededor del Sol-
siempre paralelo a sí mismo. Al dar vueltas, va haciendo un bailoteo como el del
trompo sobre una mesa. En este ejemplo, la mesa representa el plano de la
eclíptica, que es el plano del movimiento aparente del Sol en la esfera celeste, pero -
en realidad- es el plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. El eje del trompo
representa al eje del mundo. La naturaleza del fenómeno es similar en ambos casos
(Tierra y trompo) y se conoce con el nombre de “precesión”. Como la Tierra es
achatada por los polos, la fuerza gravitacional de la luna actúa sobre su
abultamiento ecuatorial tendiendo a llevar su ecuador al plano de la órbita de la
Luna alrededor de la Tierra. A la posición que tiene hoy el eje del mundo, va a
retornar dentro de unos 26.000 años. Ese es el tiempo que demora el eje de
rotación de la Tierra en hacer el movimiento cónico de precesión.
RETROGRADACIÓN DE LOS EQUINOCCIOS
Los polos celestes resultan de proyectar el eje de
rotación de la Tierra en la esfera celeste. Como la
Tierra anda haciendo estos bailoteos, esa proyección
hace que los polos celestes describan círculos en la
esfera celeste cada 25776 años. Y como el Ecuador
celeste es perpendicular al eje del mundo, el
Ecuador celeste también acompaña esos bailoteos,
por lo que el cruce con la eclíptica cambia
permanentemente. Eso hace que el punto gama se
esté desplazando continuamente sobre la eclíptica.
El sentido de ese movimiento es retrógrado -
contrario al de rotación de la Tierra-, y por eso
retrocede una constelación cada –casi- 2150 años.
Hiparco descubrió este fenómeno hace
aproximadamente ese tiempo. Es por eso que el punto gama del equinoccio de
nuestro otoño, estaba en Aries en la época de Hiparco (de allí la letra gama, símbolo
de Aries), mientras que ahora está en Piscis. El punto omega del equinoccio de
nuestra primavera estaba en Libra en la época de Hiparco (de allí la letra omega,
símbolo de Libra), y ahora está en Virgo. El punto de nuestro solsticio de verano
estaba en Capricornio en la época de Hiparco (De allí el trópico de Capricornio), sin
embargo ahora está en Sagitario. El punto de nuestro solsticio de invierno estaba en
Cáncer en la época de Hiparco (de allí el trópico de Cáncer), sin embargo ahora está
en Géminis.
EL PROBLEMA DE LOS CATÁLOGOS
Un catálogo de estrellas es una colección de datos entre los que están las
coordenadas ecuatoriales celestes de millones de estrellas. Si las coordenadas
cambian con el paso del tiempo, ¿Qué coordenadas figuran en los catálogos? Cada
coordenada que se mide de una estrella, se calcula cual debería ser esa coordenada
para un día determinado, por ejemplo: el mediodía del uno de enero del año 2000
(Tiempo universal) y esas coordenadas se simbolizan: J2000. Hay fórmulas que
permiten pasar de las coordenadas de una fecha a las coordenadas de otra fecha,
proceso llamado “precesado de coordenadas”. Las actualizaciones de los catálogos
se hace con información referida a fechas de del mediodía del 1 de enero de los
años que terminan en 00 y en 50, por ello es que los catálogos reflejan las
coordenadas correspondientes a los años: J1900, J1950, J2000, y a futuro se harán:
J2050, J2100, etc. Para precesar coordenadas, hay servicios online que facilitan ese
cálculo.
EFEMÉRIDES DE OBJETOS A OBSERVAR
La información de las posiciones u otras características físicas que tiene o tendrá un
objeto, se conoce con el nombre de “efemérides”. Si se trata de posiciones,
normalmente se utilizan coordenadas de catálogos de estrellas para su localización,
por lo tanto los valores que se dispone de ascensión recta y declinación a la hora de
planificar una observación no son las coordenadas de esa fecha, sino las que hubiese
tenido en la fecha del catálogo (actualmente están vigentes los catálogos J2000). Por
lo tanto, si nuestro telescopio debe ser configurado con coordenadas de la fecha,
deberemos precesar esa información, buscarlo con el telescopio, identificar el
campo, y luego medir la posición del objeto con el sistema e J2000, porque
compararemos el objeto con las estrellas del catálogo.
UNIDAD 2: OBSERVACION VISUAL E INSTRUMENTAL
OBSERVACIÓN VISUAL - GENERALIDADES
CÉLULAS DETECTORAS
DE LUZ EN EL OJO
Conos: Detectan luces
brillantes y de colores.
Muchos en el centro de la
retina y pocos en los
bordes. Poco eficientes en
la observación nocturna.
Bastones: Detectan luces
débiles con tonos grises,
además de movimientos
rápidos. Pocos en el centro
de la retina y muchos en
los bordes. Se activan
durante la ausencia de luz.
Reflejo pupilar: El reflejo pupilar o fotomotor, es una función del sistema nervioso
parasimpático que controla la entrada de luz al interior del ojo, consiste en la
contracción de la pupila en respuesta a un estímulo luminoso. Es un reflejo que
disminuye la capacidad de detectar objetos débiles, dilatar la pupila por completo al
oscurecer un ambiente es un proceso lento ( 20 minutos).
Uso de visión periférica: En la observación de nebulosas, cúmulos globulares y
galaxias. “Centrar la concentración en un objeto, pero la mirada en la periferia del
mismo”.
Sugerencias al observar:
Abrigos: El observador debe estar bien abrigado. La inmovilidad acentúa la
sensación de frío. Uso de Termos con infusión caliente.
Repelente de insectos: Especialmente en verano. Iniciar la actividad con objetos
brillantes (Luna, planetas, estrellas) y dejar los objetos débiles (nebulosas y galaxias)
para más adelante.
Planificar la observación: Preparar una lista de objetos con coordenadas o cartas de
localización
Cartas celestes recomendadas:
Stellarium: HTTP://WWW.STELLARIUM.ORG
Cartes du Ciel: HTTP://WWW.AP-I.NET/SKYCHART/ES/START
Sky Map: Aplicación para Android
Heavens Above: Aplicación para Android
Consideraciones sobre el lugar de observación:
Evitar obstáculos visuales.
Evitar las luminarias.
Disponer de un cuaderno de anotaciones.
Utilizar una linterna con luz roja y débil.
Magnitud límite visual: 4 a 7 (según polución lumínica, humedad, fase lunar,
etc.).
ACTIVIDADES DE INICACIÓN RECOMENDADAS
Reconocimiento de estrellas y planetas brillantes.
Reconocimiento de constelaciones y asterismos.
Localización de las posiciones de: el polo Sur celeste, el meridiano del lugar, el
ecuador celeste y la eclíptica.
Observación del movimiento aparente de la esfera celeste (durante una
noche) y de los movimientos relativos de la Luna y de los planetas (noche a
noche).
Observación de campos amplios: Vía Láctea, nubes de Magallanes, cometas,
estrellas fugaces, lluvias de meteoritos, satélites artificiales, etc.
Observación con instrumental
OBSERVACION CON BINOCULARES
Bondades: Gran campo, imagen derecha,
económicos, portables, pequeños.
Características recomendadas: 7x 50.
Accesorios a utilizar: Trípode, reposera.
Objetos a observar: La Luna, planetas, satélites
de Júpiter, anillos de Saturno, estrellas dobles,
Vía Láctea, cometas, cúmulos brillantes y extendidos.
Objetos a detectar: Nebulosas, cúmulos débiles, planetas lejanos, asteroides y
galaxias brillantes.
Magnitud límite visual: 10.
TELESCOPIOS REFRACTORES
Un telescopio refractor es un sistema óptico centrado, que capta imágenes de
objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se
refracta. 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.
Desventajas ópticas:
Cromatismo y aberración Cromática:
Doblete acromático:
TELESCOPIOS REFLECTORES
Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes
para enfocar la luz y formar imágenes. El telescopio reflector es utilizado
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 metros. 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, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y
la envía al espejo secundario y éste la envía al ocular. 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.
Desventajas y problemas:
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:
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 sólo pueden estar sujetas por sus extremos y si son de
gran tamaño la distorsión producida por la gravedad puede distorsionar la
imagen. Un espejo puede estar sujeto por toda su superficie evitando este
problema.
TIPOS DE TELESCOPIOS REFLECTORES Y MARCHA DE LOS RAYOS
Newtoniano El telescopio reflector más común, disponible en aperturas desde
75mm a 200mm, para el mercado amateur. Ideal para comenzar.
Cassegrain desarrollado poco después que los telescopios newtonianos en el
Siglo XVII.
Ritchey-Chrétien la más utilizada en los telescopios profesionales.
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. También son
populares entre los amateurs.
Maksútov-Cassegrain El telescopio de Maksútov emplea un espejo principal
esférico y reemplaza la lente correctora de Schmidt por un elemento esférico,
mucho más sencillo de fabricar.
OCULARES
El ocular (del latín oculus "ojo") es un tipo de lente o
conjunto de lentes, usados en instrumentos ópticos
tales como microscopios, telescopios, cámaras
fotográficas y teodolitos que se antepone al ojo del
observador para ampliar la imagen del objetivo que
este observa.
Existen diferentes tipos de oculares:
Oculares negativos: Son los que participan en la formación de la imagen
primaria, y por tanto no sirven de lupa.
Oculares positivos: Aumentan la imagen por sí solos. La imagen primaria es
formada únicamente por el objetivo, y por tanto sirven de lupa.
Compensadores: Corrigen alguna aberración.
De medida: Incorporan rejas graduadas para medir el tamaño de las partículas
observadas.
Consejos:
• Usar siempre el ocular de mayor focal. Ofrece mayor campo. Facilita la
búsqueda de objetos.
• Ocular de focal corta: Se usa sólo en objetos brillantes y pequeños.
• Cantidad ideal de oculares: 3 (de buena calidad).
• Diagonales: Para refractores y catadióptricos.
• Barlow: Aumenta la distancia focal efectiva del telescopio Sacrificando campo.
Usar sólo en casos especiales.
• Reductor focal: Disminuye la distancia focal efectiva del telescopio. Sólo para
astrofotografía.
TIPOS DE OCULARES SEGÚN LENTES:
A medida que la lista desciende, se puede considerar que la calidad y el precio
aumentan.
CONCEPTOS Y CALCULOS UTILES – LECTURA OPCIONAL
LA RELACIÓN FOCAL DEL TELESCOPIO:
Es la resultante de dividir la focal del telescopio entre su abertura. Así un telescopio
de 200mm de abertura y 1000mm de focal tendrá una relación focal de 1000/200=5
Normalmente este término se expresa como F: 5 ó f/5
Un F: 5 sería un telescopio de relación focal baja o “rápido” (termino procedente de
la fotografía) mientras un F: 10 sería un telescopio de relación focal alta o “lento”. El
que nuestro telescopio sea rápido o lento influye en el comportamiento de los
oculares, los telescopios de relaciones focales altas toleran mejor los defectos de los
oculares. La relación focal también nos servirá para calcular de forma rápida y
sencilla la pupila de salida de nuestro ocular, concepto que se desarrolla más
adelante.
EYE RELIEF (ER), EXTRACCIÓN PUPILAR O RELIEVE OCULAR:
En traducciones automáticas puedes encontrarlo bajo los nombres de “alivio del
ojo” o “alivio ocular”. Es la distancia a la que ha de colocarse el ojo de la lente del
ocular para conseguir hacer foco expresado en milímetros (mm). Es especialmente
importante para los usuarios que precisen gafas a causa de padecer astigmatismo.
La hipermetropía y la presbicia pueden corregirse mediante el enfoque (en este caso
el telescopio nos hace de gafas) pero no el astigmatismo. Observar con gafas y
telescopio/ astigmatismo - Dioptrix televue / Long Eye Relief También influye en la
comodidad a la hora de observar ya que el ER de algunos tipos de oculares con
focales muy cortas puede ser intolerable para algunos usuarios. En un ocular tipo
ortoscópico el ER es aproximadamente la focal del ocular y en un Plössl
aproximadamente el 80% de su focal. Oculares de estos tipos con focales muy
cortas, que pueden precisarse en observación planetaria, pueden resultar de
incómodas a impracticables para algunos usuarios por esto se han desarrollado
otros tipos de oculares con bajas focales y grandes eye relief.
FOCAL DEL OCULAR Y AUMENTOS QUE OFRECE:
Se expresa en milímetros. Cuando dividimos la focal del telescopio entre la focal del
ocular obtenemos los aumentos que nos va a proporcionar el conjunto.
AUMENTOS = FOCAL DEL TELESCOPIO (MM) / FOCAL DEL OCULAR (MM)
Pongamos un par de ejemplos con un ocular de focal 10mm en dos tipos distintos de
telescopio, ambos con la misma abertura de 200m:
o Un ocular de 10mm en un telescopio tipo Newton de 1000mm de focal
nos va a proporcionar 1000/10=100 aumentos lo que suele expresarse
como 100x.
o Sin embargo el mismo ocular con un telescopio tipo Schmidt-Cassegrain
de 2000mm de focal nos proporcionará el doble de aumentos ya que
2000/10=200.
CAMPO APARENTE DEL OCULAR O APPARENT FIELD OF VIEW (AFOV)
Es el ángulo de visión, expresado en grados, que ofrece el ocular. Para conseguir
campos aparentes mayores los oculares precisan ser más complejos y esto hay que
pagarlo. La mayoría de observadores no pueden abarcar con el ojo más que unos
70º de campo aparente, a partir de esta cifra hay que ir moviendo el ojo como si
mirásemos a través de una ventana. Es lo que suele llamarse “sensación de paseo
espacial”, como si estuviéramos en medio del espacio y tuviéramos que ir girando el
ojo para ver todo lo que se nos presenta. Hay que tener en cuenta que no todos los
oculares tienen todo su campo aparente bien corregido (libre de fallos) y que en
algunos casos a partir de un 50%-70% del campo ya empiezan a notarse fallos. Los
oculares de campos anchos y bien corregidos son muy caros, pero podemos obtener
una buena definición con oculares de precios más asequibles si nos limitamos a
campos aparentes más modestos o con defectos tolerables en los bordes.
CAMPO REAL
Es la porción de la bóveda celeste que observamos a través de nuestro ocular. Se
mide dividiendo el campo aparente entre los aumentos que obtengamos con el
ocular.
CAMPO REAL = CAMPO APARENTE/AUMENTOS
El campo real ya no depende exclusivamente del ocular como en el campo aparente,
en la ecuación interviene la focal del telescopio.
Así un típico ocular Plössl de 52º de campo aparente que en nuestro telescopio nos
ofrezca 28 aumentos (x) nos abarcará 52/28=1,857º de la bóveda celeste.
FIELD STOP, DIAFRAGMA DE CAMPO O PARADA DE CAMPO
Tenga en cuenta el lector que el máximo campo real que se puede observar viene
determinado por el diámetro de la arandela posterior de nuestro ocular. No es
posible abarcar 360º de visión a través del ojo de una cerradura.
El field stop a su vez viene condicionado por el tamaño del barrilete del ocular. En
un ocular de 2 pulgadas (2”) cabe una arandela con una abertura mucho mayor que
en un ocular de 1,25”. El diafragma de campo para un ocular de 1,25”=31,75mm
suele ser de unos 27mm y para el de 2”=50,8mm de unos 40mm.
Ojo de una cerradura. En tal caso si quisiéramos obtener mayor campo real
tendríamos que pasarnos a oculares de 2”.
PUPILA DE SALIDA
Una pupila completamente acomodada a la oscuridad puede dilatarse 7mm en un
ojo joven y 5mm en un ojo anciano, aunque existe enorme variedad individual.
La pupila de salida es la superficie de luz que proyecta el ocular sobre nuestro ojo. Si
su diámetro es mayor de 7mm simplemente nos iluminará el exterior del ojo, pero
será luz desaprovechada ya que no llega a la retina.
La pupila de salida la obtendremos dividiendo la focal del ocular entre la relación
focal del telescopio
Pupila de salida = focal del ocular/relación focal del telescopio
Así para un ocular de 32mm en un telescopio F: 6 la pupila de salida será de
32/6=5,3 mientras que en un F: 10 será 32/10=3,2. Observemos que de nuevo el
mismo ocular se comporta de manera diferente, no solo con los aumentos, en
distintos tipos de telescopio.
1 Imagen real 2 Diafragma de campo 3 Relieve ocular 4 Pupila de salida
También hay que tener en cuenta que el ojo ve tal vez más por contraste que por
luminosidad. En nuestros cielos contaminados lumínicamente mayor luminosidad
puede “matar” el contraste entre el objeto que observamos y el fondo que ahora no
será tan negro como debería ser. Según qué objeto observemos puede ser más
conveniente una pupila de salida mayor o menor, para más información véase *
Guía 10 CONCEPTOS BÁSICOS entender, comprar o elegir Telescopio Astronómico
Así pues no solo hay que tener en cuenta nuestra edad para determinar cuál es la
mayor pupila de salida que nos conviene, también tendremos que considerar si
normalmente observamos desde cielos muy negros o algo contaminados.
AUMENTOS MÁXIMOS Y MÍNIMOS
A medida que vamos subiendo los aumentos vemos como se agranda la imagen,
pero llega un punto en que al agrandarse se hace más borrosa. Los aumentos
máximos “prácticos” de un telescopio es aproximadamente el doble de su abertura
en mm. Para mayor precisión en cada configuración óptica consultar aquí aumentos
máximos para un tipo de telescopio, y sus absolutos.
Si nos pasamos por el otro lado, disminuyendo los aumentos, vamos aumentando el
haz de luz que pasa por el ocular y en lugar de entrar en el ojo se pierde por fuera.
Los aumentos mínimos serán los que no permitan esa pérdida de luz, puede
contarse de forma aproximada dividiendo la abertura del telescopio expresada en
mm entre 5,5. Así los aumentos teóricos máximos para un telescopio de abertura
200mm serían 200x2=400x y los mínimos 200/5,5=36x. Téngase en cuenta que en la
práctica la atmósfera limita la capacidad teórica del telescopio y que normalmente
no dejará pasar de los 200-225x (la observación de la Luna suele ser permisiva y
tolerar algo más de aumentos).
Recursos online:
Calculadoras que te proporcionan estos datos:
http://www.astrohenares.org/scopemath.php
http://www.armatutelescopio.com/calculadora/
http://www.astroerrante.com/principal-utilidades/calculo-oculares.html
MONTURAS Y TRIPODES
Fuente: http://www.astrosurf.com/astronosur/monturas.htm
Características La montura de un telescopio es la parte mecánica que une el
trípode o base al instrumento óptico. Existen varios tipos de monturas, algunas muy
simples, otras más complejas, incluso con correctores electrónicos y dispositivos de
localización y seguimiento muy sofisticados (sistemas GOTO)
La montura tiene como objetivo proveer de movimiento controlado al telescopio. Es
muy importante la firmeza y suavidad de los movimientos, para que la observación
sea confortable y las astrofotografías perfectas. Las monturas se clasifican en dos
grandes grupos, según los planos de referencia que utilicen (coordenadas).
La más simple es la montura altacimutal, que realiza movimientos horizontales y
verticales (acimut y altura, respectivamente). Este tipo de diseño lo traen
incorporados los telescopios pequeños, por lo general telescopios refractores de uso
terrestre, dado que su uso es simple, y también varios modelos de equipos
automatizados (sistemas GOTO)
Le sigue la montura ecuatorial, que utiliza como plano fundamental el ecuador
celeste (proyección del ecuador terrestre). Este diseño usa las coordenadas
ecuatoriales, ascensión recta (A.R. o R.A.) y declinación (Dec.), que son proyecciones
de las coordenadas terrestres longitud y latitud, respectivamente, sobre la esfera
celeste.
Existen varios tipos de monturas basados en los dos diseños fundamentales
anteriores. La montura Dobson por ejemplo (suelen llamarse telescopios
dobsonianos a los que la poseen), es un modelo basado en la altacimutal, sin trípode
y un telescopio de diseño newtoniano como instrumento de observación. Es muy
utilizado por los que desean una gran apertura en reflectores, por ejemplo los que
se construyen su propio espejo y no quieran tener grandes gastos en monturas
sofisticadas.
MONTURAS ALTACIMUTALES
Las monturas altacimutales utilizan las coordenadas horizontales, las cuales son
sistemas locales de posicionamiento. Se utilizan dos planos: el horizonte, dividido en
grados (0º a 360º, desde el Norte hacia el Este) y la altura desde el horizonte hasta
el cenit, también en grados (0º para el horizonte a 90º para el cenit). Para
determinar estas posiciones los telescopios importantes con esta montura suelen
traer incorporado círculos graduados, utilizados para ubicar objetos, o para saber la
ubicación de estos.
Cabe aclarar que en el hemisferio sur el acimut, en teoría, se mide desde el Sur,
hacia el Oeste, en vez de medirse desde el Norte hacia el Este. Pero por cuestiones
de uso es raro encontrar que así se haga, y todas las referencias y softwares
muestran como 0º al Norte, sin importar en que hemisferio se esté observando.
Un telescopio con montura altacimutal se mueve en estos planos, acimut para el
plano horizontal y altura para el plano vertical. Al ser coordenadas locales, la altura y
el acimut de un astro cambian de momento a momento (por el movimiento de
rotación de la Tierra) y también si se los observa el mismo objeto desde otra
locación: al cambiar el punto de observación, las coordenadas de un objeto dado
altacimutales cambiarán.
MONTURAS ECUATORIALES
La montura ecuatorial es la más utilizada por los aficionados, dado que su mayor
ventaja es la posibilidad de seguir a los objetos celestes con solo mover un eje.
También puede ser motorizado, para que el seguimiento sea automático y los
objetos se mantengan centrados en el campo visual.
Es más compleja que la altacimutal porque es imprescindible que este
correctamente alineada para que sea efectiva y porque en ocasiones los
movimientos no son los más naturales (como el vertical y el horizontal en el caso de
las altacimutales). Los planos de movimiento en que se basa son el ecuador celeste
(proyección del ecuador terrestre) y la declinación (distancia angular en grados
desde el ecuador hasta el polo elevado) Aun así es la más recomendable para
astronomía.
Lo que hace una montura ecuatorial es compensar el movimiento de rotación de la
Tierra con el eje de ascensión recta (plano paralelo al ecuador celeste, dividido en
24 horas, desde el punto del equinoccio de primavera hacia el este).
BUSCADORES
Son, en realidad, pequeños telescopios que se sitúan encima del tubo principal y
que ofrecen un campo mucho más amplio que éste, lo que facilita la búsqueda de
objetos. Llevan un retículo marcado en la lente, lo que nos permite situar justo el
objeto en el centro del campo.
Tipos:
De anteojo con retículo, con láser, punto rojo, etc.
Orientación de los retículos:
Mover alternativamente el telescopio según un eje.
Girar el retículo del buscador hasta que un hilo
coincida con el movimiento de las estrellas.
Colimación:
Localizar estrella brillante aislada.
Centrar en el ocular del telescopio (mejor si
es reticulado).
Centrar en el buscador con tornillos de ajuste.
Uso: Movimiento de un eje hasta un hilo y luego mover según el otro eje hasta el
centro.
MANTENIMIENTO DEL INSTRUMENTAL
Limpieza de oculares y lentes: Aire comprimido de uso en electrónica, paños
ópticos.
Humedad: Cuidado con los hongos. Uso de secadores de pelo. No respirar
delante de lentes y espejos.
No introducir objetos en los tubos de newtonianos
Aluminizados: No tocar la superficie, Lavar sólo en caso de mucha suciedad.
Realuminizar.
Tapas: Usarlas cuando no se está observando.
UNIDAD 3: SENSORES E IMÁGENES, ALGUNOS CONCEPTOS
FITS
FITS o Flexible Image Transport System es el formato de archivo más utilizado
comúnmente en el mundo de la astronomía.
FITS es a menudo utilizado para almacenar también datos que no son imágenes,
como espectros electromagnéticos, listas de fotones, cubos de datos y muchos más.
Un fichero FITS podría contener varias extensiones, y cada una de ellas podría
contener datos de un objeto. Por ejemplo, es posible almacenar imágenes de rayos
X y también imágenes pertenecientes al infrarrojo en el mismo archivo FITS.
La mayor ventaja de FITS para datos científicos es que la información de las
cabeceras es legible en ASCII, de modo que un usuario puede examinar las
cabeceras para investigar un archivo de procedencia desconocida. Cada archivo FITS
consiste en una o más cabeceras que contienen secuencias de 80 cadenas de
caracteres fijos que llevan pares de valores, interpolados entre los bloques de datos.
Los pares de valores proveen información (metadatos) como son el tamaño, origen,
formato binario de los datos, comentarios, historia de los datos y cualquier otra
información que el creador desee: mientras varias palabras están restringidas para
FITS, el estándar permite el uso arbitrario de todas las palabras.
TIEMPO DE EXPOSICION
En fotografía, se llama exposición a la cantidad de luz que recibe el material
fotosensible (en fotografía química) o el sensor de imagen (en fotografía digital)
para que se forme una imagen.
Matemáticamente: exposición = iluminancia x tiempo.
TIEMPO MUERTO O TIEMPO DE LECTURA
El tiempo muerto es el tiempo que el CCD utiliza para hacer las lecturas de las
cuentas capturadas de todos los píxeles del sensor.
TIPOS DE SENSORES.
Los sensores del tipo CCD (Charge-coupled device “Dispositivo de carga acoplada”)
son los más utilizados, por su sensibilidad y confiabilidad, no dejan de ganar terreno
los del tipo CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor “Semiconductor”),
sobre-todo por su bajo costo y velocidad.
¿Por qué se hace hincapié en esto?, Donde antes estaba el ojo del observador, hoy
hay un dispositivo electrónico. Se busca que estos dispositivos reúnan las mejores
cualidades, Y actualmente el CCD está llegando a su pico de desarrollo, mientras que
el CMOS tiene todavía mucho camino para recorrer. Hace ya varios años las cámaras
digitales de uso cotidiano comenzaron a usar sensores CMOS, y hoy la tecnología
avanzó tanto que se comenzaron a utilizar en las cámaras del tipo Réflex.
En general, las cámaras CCD son de propósito general, pero las CMOS por su
reducido tiempo de lectura, las hace especialmente útiles en eventos como
ocultaciones muy breves.
Más información:
HTTP://WWW.AAVBAE.NET/BOL12/12CAMCCD.HTM
HTTP://OLICHRIS.JIMDO.COM/
RUIDO
El ruido digital es la variación aleatoria (que no se corresponde con la realidad) del
brillo o el color en las imágenes digitales producido por el dispositivo de entrada (la
cámara CCD/CMOS en este caso).
LIMITE DE LINEALIDAD
Uno de los límites a la linealidad, viene
dado por la estructura del dispositivo
CCD. Básicamente este está constituido
por una capa de silicio de la que se
desprenden electrones a medida que es
alcanzada por fotones procedentes del
objeto estudiado y en general, de todo
el campo estelar abarcado por el
conjunto óptica-cámara. Estos
electrones son a su vez capturados por
una serie de electrodos con potencial
positivo dispuestos sobre la superficie del silicio en una estructura bidimensional,
cuyas unidades son conocidas como pixeles. Estos electrodos tienen una capacidad
de almacenamiento de carga que está limitada por las características de su
construcción, de manera que al alcanzar una determinada cantidad de electrones
son incapaces de seguir almacenándolos. Incluso antes de llegar a ese momento, los
electrones previamente almacenados forman una pantalla electrostática que
dificulta la incorporación de los que se generan a continuación. Piense en un balde
que se llena de agua, en cierto punto, su capacidad se supera y rebalsa.
Esta limitación, evidentemente actúa en la parte alta del rango de intensidades, y la
consecuencia es que los pixeles afectados quedan invalidados para su empleo en
medidas fotométricas. Los objetivos de este trabajo son, por una parte, determinar
el valor en cuentas a partir del cual sucede este fenómeno, y por otra, analizar la
linealidad de la respuesta en todo el tramo de intensidades menores.
En el CCD del Telescopio de los Estudiantes, el límite de linealidad ocurre
aproximadamente a las 50000 cuentas.
Más información:
HTTP://WWW.ASTROSURF.COM/COMETAS-
OBS/_ARTICULOS/ANALISIS_ST7/ANALISIS_ST7.HTM
HTTP://ASTRONOMIA.UNI.EDU.PE/PROYECTOS/RECURSOS/EMEZA_LINEALIDA
D_CCD.PDF
UNIDAD 5: CARTAS CELESTES
Consultar material elaborado por Marcos Santucho y Carlos Colazo:
HTTPS://WWW.GAFOAC.COM/SITES/DEFAULT/FILES/CURSOS/GUIACONFIGUR
ACIONCDC-GAF.PDF
PREDIO DEL OBSERVATORIO ASTRONOMICO CORDOBA
TELESCOPIO DE LOS ESTUDIANTES – EL PASO A PASO
INICIO DE LA OBSERVACION
IMPORTANTE: Seguir los pasos a) - f) en el orden especificado.
a) Pedir llaves en guardia
b) Abrir ventana de observación
c) Descubrir el telescopio y la computadora.
d) Sacar tapas del telescopio y buscador.
e) Encender zapatillas (con esto se prende la fuente de la cámara también).
f) Encender computadora y montura del telescopio.
MANOPLA VIRTUAL EN LA COMPUTADORA
Abrir Manopla virtual (control virtual de la montura)
Verá algo como la imagen. No modificar ninguno de los
campos, y seleccionar OK.
Importante: No cierre ni la manopla, ni ninguno de los
programas a medida que recorre este “Tutorial”. Todos
son indispensables para la correcta toma de imágenes y
manejo del telescopio.
Solo en caso de que la manopla no detecte el telescopio:
Elegir puerto COM 3 (o probar con los demás puertos de
ser necesario).
En este punto usted está en condiciones de
“Despertar” (Wake Up) el telescopio (La
montura) de su Hibernación.
Presione “ENTER”. Aparecerán una serie de
comprobaciones como Lugar, Fecha, Hora, y
Zona. Ante cada de una de ellas controle los
datos presione “ENTER”.
Además seleccionar Standard Time (Hora
Normal) y no Daylight Savings (Horario de
Verano)
La montura se encontrará operativa en cuanto
ud. Lea
“CGE PRO READY”
En el visor de la manopla.
CONTROL DE CAMARA – MAXIM
Abrir el programa MAXIM (control virtual de la cámara)
Abrir la ventana de control de cámara,
ya sea en el menú “VIEW” o en la barra
de herramientas.
Se abrirá un menú como el siguiente:
Conectar la cámara
utilizando el botón
“CONNECT” (1)
Luego conectar el
enfriamiento de la
cámara, en Coolers,
“ON” (2)
Una vez conectado
el sistema de
enfriamiento, ir a la
ventana de control
de temperatura,
presionando
“COOLER” (3)
En la ventana que se abre al presionar “COOLER”,
podremos establecer el “set point” de temperatura
deseada.
Gradiente de temperatura: Nunca establecer saltos térmicos respecto a la
temperatura ambiente, que permitan que el esfuerzo del cooler este al 100%.
7 grados cada un par de minutos suele presentar una buena curva de enfriamiento.
En el telescopio de los estudiantes, no llevar el sensor a menos de 1 Grado
Centígrado.
Manual completo en inglés:
HTTP://WWW.CYANOGEN.COM/HELP/MAXIMDL/MAXIM-
DL.HTM#COMMAND_REFERENCE.HTM
CONTROL DE MONTURA – CARTES DU CIEL (FR. CARTAS DE CIELO)
Abrir el programa Cartes du Ciel. Este programa sincroniza el
telescopio para manejarlo con el “Mapa del cielo”. Lo primero que
necesitamos hacer, es conectar el telescopio.
Para ello nos dirigimos a Telescopio > Panel de control:
O en su defecto, al botón en la barra de herramientas:
Una vez abierta la ventana de control, conectaremos el telescopio. Para ello
presionamos el botón “Conectar” en la parte inferior de la ventana.
Al presionar el botón Conectar, los
dos recuadros rojos, se volverán
verdes.
Esto significa que el Link con el
telescopio esta efectuado.
La “luz verde” inferior indica que hay
comunicación con la montura, la luz
superior indica que el seguimiento ha
sido activado.
Atención: Activar el seguimiento inicia el movimiento de la montura a velocidad
sideral, Quitando al telescopio de la “Home Position”, o posición de descanso.
Una vez conectado el telescopio aparecerá una ventana pequeña,
que no es más que una pequeña manopla virtual para mover la
montura. Recomendamos no cerrar esta ventana, y dejarla en un
costado de la pantalla para su posterior uso.
El menú desplegable, indica la velocidad de movimiento en
Siguiendo los pasos hasta aquí, ya podemos comenzar a tomar imágenes.
En el mapa celeste podemos apreciar un círculo y, a su vez, dentro de éste un
rectángulo. Ambos de color rojo. Los cuales representan el campo del buscador y el
de la cámara (en realidad, del sistema óptico), respectivamente. Esto nos ayudará a
saber qué región del cielo deberíamos ver con el instrumento.
Habrá un Círculo de color blanco, como el que veremos de color rojo. Lo que
representa el lugar del cielo al cual el programa cree que el telescopio
TOMA DE IMÁGENES PARA SINCRONIZACION
En el programa MAXIM ya con la cámara enfriada, Ir a la pestaña Expose para tomar
imágenes.
En “Seconds”,
introduciremos los
segundos de
exposición.
Tenemos 3 opciones:
Single→ Start: Toma
una foto.
Continuous→ Start:
Imágenes
continuadas.
Autosave: Para
guardar una o varias
series de imágenes.
Donde podremos:
Asignarle un nombre (Autosave Filename).
Retardar la captura al inicio de la serie (Delay First) o entre las capturas (Delay
Between).
Podremos tomar distintos tipos (Type) de imágenes, del objeto (Light) o para
calibrado (Bias, Dark, Flats).
Agregar un sufijo (Suffix) para diferenciar las series - Darle el tiempo de
exposición.
Indicar En “Set Image Save Path...”, donde guardar las imágenes. Se
recomienda crear una carpeta y establecer la ruta utilizando un sufijo que
indique el objeto y la fecha de la observación.
Recomendamos toma continua, con un valor de exposición cercano al segundo, en
Binning 2x2, para realizar la sincronización del telescopio.
El mínimo que permite la cámara ST7 del Telescopio de los estudiantes es de 0.001
segundo. El máximo (con reductor focal y sin autoguiado) es de aproximadamente 4
minutos.
SINCRONIZAR EL TELESCOPIO
En primera instancia, si no hemos movido el telescopio, deberíamos encontrar el
círculo blanco en el polo sur o cerca de este. Es hora de buscar un objeto y revisar
que la alineación sea adecuada.
Recomendamos un objeto de campo amplio: NGC 5139 (Omega Centauri) o NGC
104 (47 Tucanae). O bien, una estrella brillante (sirio, Canopus, Antares, Alpha
Centauro, etc) o un planeta que podamos reconocer en el buscador sin
equivocarnos.
Desplacemos el telescopio hacia
el mismo, haciendo click derecho
en el objeto y luego en
desplazar.
Recomendamos apuntar a
objetos cerca del polo sur celeste.
El telescopio se moverá, tenga cuidado con los contrapesos del mismo y su cabeza o
la de sus compañeros de observación.
Para un correcto proceso de sincronización, es necesario centrar el objeto
conocido en el CCD, que ya se debe encontrar tomando imágenes. Para
ello, en primera instancia, controlamos en el telescopio buscador la
posición del objeto a centrar. Tratamos de centrar lo más posible el
objeto, haciendo uso del control que hemos dejado a un lado en el Cartes
du Ciel (HC buttons)
Una vez logramos centrar lo mejor posible el objeto, nos dirigimos a MAXIM y
tratamos de centrar el objeto (Que debería verse en el campo) lo más al medio
posible en el CCD.
Si hacemos click derecho sobre la imagen tomada en MAXIM, y seleccionamos
“Crosshair” Sobre el campo aparecerá un retículo que resulta útil para esta última
tarea.
Una vez centrado el objeto, sincronizamos el telescopio en Cartes Du Ciel.
Para ello volvemos a hacer click derecho en el objeto elegido, y seleccionamos la
opción “Sincronizar”. Aparecerá una ventana de advertencia, la cual nos recuerda
que debemos estar 100% seguros de que el telescopio se encuentra en el objeto
deseado.
RECOMENDACIONES para la observación:
Verificar sincronización del tiempo.
Apagar todas las luces.
Verificar que la ventana no obstruya la observación.
Ajustar foco.
Tomar imágenes de calibrado.
Memotécnico
Orientación del campo del CCD: Pesas al OESTE, SUR hacia ARIBA. Pesas al ESTE,
NORTE hacia ARRIBA.
Llegado este punto, estamos en condiciones de comenzar la noche de observación.
FINALIZACION DE LA OBSERVACION
LLEVAR SENSOR A TEMPERATURA AMBIENTE – APAGADO DE LA CAMARA
En Maxim, nos dirigimos a la ventana donde controlamos la cámara “Camera
Control” (Ver encendido de la cámara si no recuerda cómo llegar a dicho control)
En Setup, seleccionar Cooler y subir la temperatura del sensor siguiendo las mismas
consideraciones que al enfriarlo. En gradiente suave. Alrededor de 10° cada un par
de minutos estará bien.
Cuando esté alrededor de la temperatura ambiente, click en Warm Up(2) luego en
Off (3) y por último en Disconect(4). Ya puede ud. cerrar MAXIM.
DESCONECTAR EL TELESCOPIO DE CARTES DU CIEL
En Cartes du Ciel, ir a Panel de Control y clickear en “Desconectar”
Una vez hecho esto se puede cerrar el Cartes Du Ciel.
Previo, Por regla de convivencia con otros
observadores, seleccionar la vista de la carta a:
Sur – 180°
Esto deja el programa en la home position, como se
encuentra la montura.
DESCONECTAR MANOPLA VIRTUAL
Ir a la pantalla principal (CGE PRO Ready) clickear Undo
→ Menú → Utilities → Home Position → Enter → Go to
→ Enter
El telescopio se moverá a la Home position. En el T.E. esta
posición está configurada como el polo sur celeste.
Luego que el telescopio finalice su movimiento:
Clickear Undo → Hibernate → Enter → Enter
Cuando se lea en pantalla Power Off, se puede apagar la montura del telescopio.
POR ULTIMO
Cerrar programas que hayan quedado abiertos.
Para finalizar:
a) Apagar computadora.
b) Apagar zapatilla/s.
c) Tapar telescopio y buscador.
d) Cubrir el telescopio y la computadora.
e) Girar cúpula hasta que la abertura apunte al Norte.
f) Cerrar ventana de observación y demás ventanas.
g) Verificar que no quede ningún aparato encendido/conectado (cafetera,
calentador, etc).
h) Apagar luces.
i) Cerrar y entregar llaves en guardia.
CONSIDERACIONES FINALES
El principal objetivo de este curso, es preparar a quienes asistan con las
herramientas necesarias para integrar un proyecto observacional. Actualmente hay
cuatro proyectos observacionales en los cuales el GAF colabora activamente, con
actividades destinadas a una participación activa en la comunidad científica.
ASTROMETRIA DE CUERPOS MENORES
La Astrometría o astronomía de posición es la parte de la astronomía que se encarga
de medir y estudiar la posición, paralajes y el movimiento propio de los astros. Es
una disciplina muy antigua, tanto como la astronomía.
A pesar de que casi son sinónimos consideraremos la Astrometría como la parte
experimental o técnica que permite medir la posición de los astros y los
instrumentos que la hacen posible, mientras la Astronomía de posición usa la
posición de los astros para elaborar un modelo de su movimiento o definir los
conceptos que se usan.
Subproyectos:
RECUPERACIÓN DE ASTEROIDES (Astrometría de Asteroides)
CONFIRMACIÓN DE DESCUBRIMIENTOS (Astrometría de nuevos
Asteroides)
OCULTACIÓN DE ESTRELLAS POR ASTEROIDES (Fotometría en Ocultación
de Estrellas por Asteroides)
ASTEROIDES (Astrometría de Asteroides)
ASTROMETRÍA DE CUERPOS MENORES (Astrometría de Cuerpos Menores)
FOTOMETRIA DIFERENCIAL
La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los
diferentes astros: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc. La escala de
brillos de las estrellas fue establecida por el astrónomo griego Hiparco de Nicea,
quien dividió estos brillos en cinco grados o magnitudes; más tarde, con la invención
del telescopio por Galileo en 1609, se amplió la escala para incluir estos astros
telescópicos, invisibles al ojo humano por su extrema debilidad.
Subproyectos:
Estrellas Variables
Exoplanetas
Determinación de periodos de rotación de asteroides
Ocultaciones
ASTROMETRIA DE ESTRELLAS DOBLES
El proyecto de Estrellas Dobles se propone:
Fotografiar, realizar Astrometría relativa, estudio astrofísico y reporte de resultados
de los pares denominados COO en el Catálogo Washington Double Star de USNO.
Los pares mencionados -más de doscientos- fueron descubiertos desde el
Observatorio de Córdoba en el siglo XIX.
Más información:
https://www.gafoac.com