TELESCOPIOS Y SUS MONTURAS

El instrumento por excelencia del aficionado a la astronomía es sin duda el telescopio. Sumisión es la de permitirnos ver aquellos objetos que el ojo humano no es capaz de percibir,captando la luz y aumentando los detalles.

Si bien lo que tal vez más nos llame la atención son los posibles aumentos que podamosconseguir, esta faceta no es la más importante del telescopio. Nos va a interesar más su poderde captación de la luz (nos permitirá ver objetos menos brillantes) que sus aumentos, ya que amayores aumentos la nitidez disminuye, así como el trozo de cielo (campo) que podamos ver.

En una primera clasificación, los telescopios se dividen en refractores (de lentes) yreflectores (de espejos) cuyos resultados presentan unas características diferentes, así comodiversas relaciones calidad-precio.

Para comprender mejor el funcionamiento de los telescopios, a continuación damos algunos conceptos de óptica.

El objetivo (lente o espejo) tiene como misión captar la luz de un objeto distante y concentrarlaen un punto que llamamos foco. Allí se formara una imagen del objeto, pero invertida. Tras elfoco colocaremos un ocular que es el que nos permitirá ver las imágenes y aumentarlas. Segúnqué ocular utilicemos conseguiremos un determinado aumento. Un aspecto importante en eltelescopio es la distancia entre el objetivo y el foco (distancia focal) ya que nos dará el poderde resolución del telescopio (capacidad de ver individualmente objetos muy próximos entre sícomo estrellas dobles) y podemos obtener la relación focal que nos dará la luminosidad deltelescopio.

Esquema de un diseño óptico

TELESCOPIOS REFRACTORES.

El objetivo principal es una lente tallada. Como la luz cruza el cristal sufre un efecto derefracción que la concentra en el foco. Como normalmente cada longitud de onda de la luz(color) tiene un índice de refracción distinto (no se desvía igual) presentaun efecto de aberración cromática (cada color se concentra en un foco

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distinto) por lo que la imagen que podemos ver se torna borrosa. Para corregir este efecto losobjetivos se construyen con dos, tres o más elementos de diferente material que consiguencrear un objetivo apocromático (sin prácticamente ninguna aberración cromática).

Ventajas:Muy buena resolución de los detalles planetarios, estrellas dobles cercanas, etc.,especialmente en las versiones de gran distancia focal y en los modelos que tienen ópticascomplejas de tres elementos. El soporte de la óptica es muy robusto y permite su manejo,transporte, etc., sin perder la alineación óptica.

Inconvenientes:Precio elevado salvo en instrumentos pequeños. Por esta limitación (resultan muy caros losque tienen una gran abertura y en el mercado no los encontraremos mucho mayores de 15 cm)no suelen tener una gran captación de luz, por lo que no podremos ver objetos muy débiles.

Objetivos de telescopios refractores:Con el fin de corregir con mayor perfección la aberración cromática, además de otrasaberraciones, se diseñó una gran variedad de configuraciones ópticas. Alrededor de 1850, Alvan Clark, pintor de retratos, tuvo enorme popularidad por su tremendahabilidad para tallar y figurar lentes con gran precisión. En sociedad con sus dos hijosestableció una empresa que muy pronto adquirió considerable reputación por la gran calidadde sus objetivos de telescopio. Uno de sus trabajos más conocidos es el del telescopiorefractor de 65 cm de diámetro para el Observatorio Naval de los Estados Unidos enWashington.

El objetivo de este telescopio se construyó con la forma de una lente positiva equiconvexa yuna lente negativa cóncavo-convexa, separadas por una pequeña distancia, como se muestraen la figura siguiente (a). Tanto la aberración de esfericidad como la cromática están muy biencorregidas en este sistema.

Un objetivo muy usado a principios de este siglo es el llamado doblete astrográfico que semuestra en la figura siguiente (b). Es una variación de la llamada lente de Pezval, que tiene lassiguientes dos propiedades muy importantes: a) El sistema es muy compacto, pues sudistancia focal efectiva es mayor que la distancia de la lente frontal al foco; b) La superficiefocal es plana, pues la curvatura de campo está corregida.

Algunos objetivos refractores de telescopio. (a) Objetivo de Clark. (b) Objetivo astrográfico. (c)Triplete de Cooke. (d) Objetivo de Ross. (e) Objetivo fotovisual.

El triplete Cooke fue diseñado al final del siglo pasado por Dennis Taylor para la compañía T.

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Cooke and Sons. Desde el punto de vista del diseño, este objetivo es sumamente importante,pues posee justamente el número de lentes y separaciones necesarias para corregir todas lasaberraciones, para un campo y abertura moderados (Figura anterior[c]). La lente de Ross, que se muestra en la figura anterior, apartado (d), tiene una excelentecorrección de las principales aberraciones en un campo muy amplio, de más de 20 grados conrelaciones focales tan bajas como f / 5. El observatorio de Lick, en Monte Hamilton, California,tiene una lente tipo Ross de 50 centímetros de abertura con una relación focal f /7, y un campode 20 grados.

Otro objetivo con cierta popularidad es el llamado fotovisual, que se muestra en la figuraanterior, apartado (e).

TELESCOPIOS REFLECTORES.

El objetivo principal, es un espejo parabolizado que hace la función de lente concentrando laluz que recibe en un punto llamado también foco. Como el espejo está situado en el fondo deltubo óptico (soporte de la óptica) refleja la luz hacia delante por lo que a una distanciaconveniente se coloca un segundo espejo (plano e inclinado 45° en el caso del Newton ohiperbólico en el Cassegrain) que desvían la luz hacia el ocular (que se situara en un lado deltubo en el caso del Newton o detrás en el caso del Cassegrain). Si el espejo primario no estamuy perfecto presentan una aberración de esfericidad (existencia de múltiples focos) por lo quela imagen se ve borrosa. En algunos casos incorporan una lente correctora (caso del Schmidt-Cassegrain o Maksutov) que corrigen este defecto.

Telescopio reflector Newton

Ventajas:La óptica no suele ser excesivamente cara, por lo que se puede disponer de aberturas grandesa precios razonables. Por ello son los ideales para los aficionados que desean observar cieloprofundo. No presentan aberraciones cromáticas por lo que son ideales para fotografía celeste.En los Cassegrain la existencia del espejo secundario hiperbolizado consigue aumentar lalongitud focal y con ello el poder de resolución, aunque ello hace aumentar su precio.

Inconvenientes:La obstrucción de la luz causada por el espejo secundario redunda en una ligera pérdida decalidad en !a imagen, problema que puede llegar a ser importante en los reflectores de focalmuy corta. Es necesario realizar operaciones de mantenimiento y ajuste. En el caso de losCassegrain resultan más caros que los Newton y en ciertos proyectos en los que la resoluciónes crítica, la obstrucción producida por el secundario crea imágenes peores que en un buen

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refractor.

Telescopio reflector CASSEGRAIN

Es muy parecido al sistema Newton, pero la luz, en vez de ser desviada por el secundariohacia un lado del tubo, se desvía hacia el primario, que está perforado. La luz viaja a través deél hasta que esa luz llega al ocular. Esta configuración permite acortar muchísimo el tubo yaque la distancia focal de la luz se considera como la suma del recorrido de la luz desde elprimario al secundario y desde el secundario hasta el ocular, por lo que es más del doble de lalongitud del tubo, con las ventajas que eso conlleva en espacio. El inconveniente es que hayque mirar por detrás del tubo, al igual que en un telescopio refractor, pero con la ventaja que eltelescopio es mucho más corto que uno de ese tipo.

Esquema del recorrido de la luz dentro de un telescopio reflector tipo Cassegrain. Los númeroscorresponden a: 1) Espejo Primario 2) Espejo Secundario 3) Ocular 4) Araña soporte delespejo secundario y 5) Rueda de enfoque

A diferencia de los telescopios Newton o los refractores, a la hora de enfocar el ocular nomovemos el portaoculares, sino que se mueve el espejo primario. Suelen descolimarse másdifícilmente que los Newton, pero aun así quizás haya que hacer alguna modificación. En estecaso, en vez de actuar sobre el primario se hace con el secundario. El espejo secundario sueletener tres puntos de apoyo (araña). Para colimarlo correctamente hemos de dirigir nuestrotelescopio hacia alguna estrella brillante, luego ponemos el ocular que nos ofrezca mayoresaumentos y desenfocamos la imagen. Veremos que aparece una figura en forma de aro. Si elagujero interior está descentrado tendremos que desenroscar ligeramente los tornillos delsecundario e irlos enroscando a la vez que miramos a través del ocular. Hemos de conseguirque el agujero interior vuelva a estar centrado dentro del aro. Eso sí, hemos de ir con muchocuidado a la hora de desenroscar los tornillos del espejo secundario ya que podríadesprenderse y caer sobre el espejo primario, quebrándose ambos

Ventajas:

Los materiales con los que se realizan los espejos no tienen porqué cumplir tantos requisitoscomo los vidrios o cristales de las lentes, por tanto suelen ser más baratos. Aunque existenmateriales especiales, más caros, como el Zerodur, que hacen que el tiempo de tenemos queesperar antes de usarlo sea menor. También existen otros materiales más específicos. Estosmateriales encarecen el precio del telescopio, pero son muy recomendables.

La luz reflejada no se dispersa en sus colores al reflejarse en el espejo, además refleja porigual todos los colores (longitudes de onda) a diferencia de la refracción de la luz en la que, porejemplo, deja pasar un 85- 90% de la luz amarillo- verdosa, pero apenas si refracta la luz azul-violácea.

Son más cortos que los refractores. En este caso se recomiendan que tengan una distanciafocal entre 5 a 10 veces el valor de la abertura. (Un reflector de 150 mm de abertura, con unaRelación Focal f/6 tendría una distancia focal de unos 900 mm, pero como la luz es desviada

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por el espejo secundario, esa longitud es algo menor, en el caso de un refractor esa longitud serecomendaría que fuera unos 2.250 mm).

El límite en su abertura prácticamente viene determinada por la disponibilidad económica, adiferencia de los refractores, en el que la gama de aberturas es muy limitada.

Son mucho más baratos, a igualdad de abertura y calidad, respecto a los refractores.

Ya que presentan mayores aberturas que los refractores, podemos utilizarlos para el estudiodel Cielo Profundo, como las galaxias, nebulosas, cúmulos de estrellas, quásars... esos objetossuelen ser muy débiles y por tanto necesitamos concentrar la máxima cantidad de luz quepodamos.

Una de las pocas ventajas que presenta la obstrucción de la luz producida por la araña y sobretodo por el espejo secundario es que el poder de resolución aumenta ligeramente, variando laforma en la que la luz se dispone alrededor de los objetos brillantes, lo que permite poderseparar mejor dos estrellas binarias de brillo similar, siempre y cuando la turbulencia lo permita.

La posición que adoptamos a la hora de la observación es mucho más cómoda ya que elocular se encuentra mucho más alto. Observaremos sobre una silla (algo peligroso), de pie osentados, a diferencia del refractor, en los que muchas veces tenemos que arrodillarnos oagacharnos.

Inconvenientes:

La calidad de la imagen suele ser peor a las que ofrece el refractor, ya sea debido a laturbulencia del aire dentro del tubo, o a las deformaciones del espejo debido a diferencias detemperatura entre la parte interna y externa del espejo en los primeros minutos de observación,aunque con la aparición de esos nuevos materiales, ese problema casi se anula. Una forma deminimizar las turbulencias en el interior del tubo es dejar el telescopio iguale su temperatura ala del exterior, por ejemplo, una media hora. Ese tiempo además nos permitirá adaptarnos a laoscuridad de la noche. Por suerte, se han creado un tipo de lámina transparente de plásticoque puede situarse delante de la abertura del tubo, que evita que entre el polvo y evita lasturbulencias interiores del tubo.

Otro factor que contribuye a que la imagen sea de menor calidad es la obstrucción de la luzproducida por la araña y el espejo secundario, sobre todo en la zona central, sea peor y nopermita tanta resolución de detalles como las que ofrece el refractor. Siempre queda laposibilidad de dejar el objeto que queramos ver ligeramente desplazado respecto al centro dela imagen. Esa obstrucción puede notarse durante las observaciones diurnas, aparece unamancha negra muy difuminada en la imagen, sobre todo cuando se utilizan muy bajosaumentos, o cuando nos separamos ligeramente del ocular. Esa obstrucción también hace queel contraste de las imágenes no sea tan alto, además se pierde entre un 25 y un 30% de la luzque entra por el tubo, en el caso de los Newton. En las grandes aberturas ese inconveniente seminimiza.

Al cabo de los años es necesario aluminizar el espejo ya que quedan expuestos a la acción delaire, los contaminantes, etc. Si se cuida correctamente, quizás sea necesario aluminizarlopasados unos 15 años, pero si no se protege, si se contempla el cielo cerca de alguna zonamuy contaminada, cerca de la costa (la sal que transporta el aire puede crear una fina capaque deteriora la lámina reflectante), etc. quizás sea necesario realizar esa aluminizaciónanualmente. Por suerte, la mayoría de fabricantes de telescopio protegen la lámina metálicareflectante con una finísima capa de cuarzo que evita el deterioramiento, o al menos lominimiza. Por cierto, ni el primario ni el secundario deben ser tocados con nuestros dedosjamás, estaríamos ensuciando de grasa esas superficies y su limpieza es bastante delicada.

Son sensibles a los golpes y a los movimientos bruscos y los espejos pueden desalinearse,aunque pueden volverse a alinear antes de la observación. En los Newton se ha de alinearcorrectamente el espejo primario y en los Cassegrain se ha de alinear el secundario. Por lotanto hemos de evitar los golpes. Es muy recomendable transportarlos en alguna maletaacolchada o envueltos en una manta para evitarlo en la medida de lo posible.

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La gran ventaja de los Newton es la posibilidad de conseguir grandes aberturas, pero esosupone telescopios muy voluminosos, por lo tanto se necesitan buenas monturas, que permitanque la imagen sea lo más estable posible.

Pese a que la posición en la observación es mucho más cómoda, el hecho de observarmirando hacia un lugar totalmente diferente a la que se encuentra realmente el objeto (que seencontrará hacia nuestra derecha o nuestra izquierda) puede despistarnos bastante a la horade encontrarlo, aunque con el uso del buscador ese problema se minimiza.

Telescopios mixtos o catadióptricos

Aquellos que presentan tanto lentes como espejos. En ellos la luz tiene que atravesar unaplaca de vidrio especialmente diseñada que desvía ligeramente la luz que entra a través deltubo, luego el recorrido de la luz es idéntico al que se produce en un telescopio de reflexión.Esta placa, que refracta la luz, permite poder construir telescopios con espejos esféricos, envez de espejos parabólicos, mucho más difíciles de tallar. Esa lámina evita la aberraciónesférica, ocasionada por los espejos esféricos, que consiste en que los rayos reflejados porese espejo no van a parar todos al mismo foco, sino que algunos se ven reflejados haciadirecciones diferentes, es lo que se conoce como aberración esférica. En cierta forma podríacompararse con la aberración cromática, pero en este caso el haz de luz no se descompone encolores, sino que aparecen imágenes alargadas.

En los años 40 del siglo pasado encontraron la forma de evitar la aberración esférica. Consistíaen situar una lámina de vidrio de forma cóncava que contrarrestaba esa deformación. Esalámina o menisco (conocida como lámina Maksutov) apenas si presenta aberración cromática ypermite acortar mucho la longitud del tubo, ya que se comporta como una lente. La luzatraviesa el menisco y su trayectoria se desvía, se refleja sobre el espejo primarioconcentrando esa luz hacia el espejo secundario, que la vuelve a reflejar hacia el primario, peroéste está perforado y la observación se realiza por detrás del tubo, al igual que en lostelescopios tipo Cassegrain, de ahí el nombre de Maksutov-Cassegrain. En este caso elespejo secundario es convexo. Una de las ventajas que presenta esa configuración es que loselementos que la forman pueden fabricarse fácilmente. Pero no permite aberturas muygrandes, con unas relaciones focales próximas a f/20, aunque la longitud del tubo esmuchísimo más corta que la que presentaría un refractor con la misma abertura. Son idealespara la contemplación de los planetas y la Luna. Uno de los inconvenientes es que la superficiealuminizada sobre el menisco equivale a un 40% de la superficie de la abertura, lo que suponeuna pérdida de luz apreciable (es luz que no puede entrar a través del tubo), de ahí quebásicamente se recomienden para la observación de los planetas, ya que se tratan de objetosmuy brillantes.

Esquema del recorrido de la luz dentro de untelescopio Maksutov-Cassegrain. Losnúmeros corresponden a: 1) Menisco o láminaMaksutov, 2) Espejo Primario, 3) EspejoSecundario, 4) Ocular, y 5) Rueda delEnfoque

La configuración Schmidt-Cassegrain es idéntica a la del Cassegrain, pero el espejosecundario está adosado o insertado dentro de la placa correctora o lámina llamada Schmidt. Adiferencia del Maksutov, la placa no es cóncava, sino planoparalela. Fueron creados por unaempresa americana en 1954, en un nuevo modelo de telescopio de "mesa", los Questar,debido a sus reducidas dimensiones. Posteriormente, otra marca, Celestron, desarrolló

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telescopios de mayor abertura.

Esquema del recorrido de la luz dentro de untelescopio Schmidt- Cassegrain. Los númeroscorresponden a: 1) Lámina óptica 2) EspejoPrimario 3) Espejo Secundario 4) Tuboantireflejos 5) Ocular

El secundario está diseñado de tal forma quese comporta como una lente de Barlow, esdecir, que actúa aumentando la distanciafocal del telescopio, lo que permite construir

telescopios mucho más cortos equivalentes a otros con una distancia focal muchísimo máslarga.

Ventajas:

Se trata de telescopios que pueden ofrecer grandes aberturas con la ventaja de ofrecer tubosmuy cortos. Son recomendables para aquellos en los que su lugar de observación sea muyreducido.

Se los podría considerar como "todoterrenos" porque se recomiendan tanto para laobservación de los planetas como los objetos del cielo profundo.

Al igual que los telescopios refractores, su mantenimiento es prácticamente nulo. El espejo, alestar protegido por la placa, se ensucia y se cubre de rocío más difícilmente, por lo que elaluminizado no es tan frecuente como en el caso de los Newton. Además se descolimanmucho menos que los Newton, si se los trata bien.

Se ven menos afectados por corrientes internas del aire.

Inconvenientes:

Son significativamente más caros que los de tipo Newton.

La obstrucción de luz por parte del espejo secundario suele ser bastante importante por lo quees recomendable que la abertura del telescopio sea lo más grande posible para la proporciónde luz obstruida sea lo menor posible.

Las imágenes pueden presentar un ligero cromatismo debido a la placa correctora.

No pueden utilizarse para proyectar el Sol sobre una hoja de papel, porque toda la luz queentra al tubo se focaliza sobre el espejo secundario y la temperatura puede aumentar tanto quepuede fundirse las partes plásticas que lo sustentan, con el peligro que el secundario sedesprenda, además el humo que se originaría se depositaría sobre el espejo primario, en laspartes interiores del tubo y en la parte interna de la placa de vidrio, cosa no muy recomendable.

Al igual que en los telescopios refractores, y pese a que la longitud del tubo sea menor, aveces hay que observar en posiciones no muy cómodas, incluso arrodillados.

Algunas consideraciones sobre los telescopios.

Abertura: Es el diámetro del objetivo (la lente o espejo principal). La abertura proporciona antetodo luminosidad y definición. La luminosidad es fundamental para observar objetos débiles.Con una abertura de 6 cm. nos permite alcanzar aproximadamente una magnitud de 9.7 ennoches muy oscuras y con uno de 10 cm. podemos alcanzar la magnitud 11.4, aunque aquí

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interviene también la experiencia del observador. La definición es la precisión de los detalles deuna imagen. Se mide por el poder de resolución, es decir, la capacidad de separar estrellasdobles muy próximas. Un 6 cm debe separar sin dificultad estrellas que se encuentren a 2" dearco y un 10 cm puede resolver estrellas que estén a 1" de arco.

Longitud focal: Es uno de los factores determinantes de los instrumentos, junto con lapotencia de los oculares empleados.

Campo: Es la amplitud angular del espacio observable por un instrumento. Depende de laabertura (a mayor abertura más campo), de la distancia focal (a mayor distancia focal menorcampo) y de los oculares que empleemos (a mayor potencia menor campo).

Aumentos: El numero de aumentos se determina al dividir la distancia focal del objetivo por ladel ocular. Generalmente un objetivo soporta bien un numero de aumentos veinte vecessuperior a su diámetro. Así, un 6 cm. soporta aceptablemente 120 aumentos, un 20 cm. 400aumentos, etc.. Si forzamos más los aumentos en un telescopio la imagen perderá nitidez, porlo que es preferible no exagerar con su uso.

Relación focal: La relación focal nos da el índice entre la luminosidad y su potencia. Seobtiene dividiendo la longitud focal por su abertura. Cuanto menor es su relación focal (porejemplo f-4) más luminoso es y podremos ver objetos más débiles pero no soportan fuertesampliaciones, por lo que son adecuados para la observación de objetos de cielo profundo(cúmulos, nebulosas, galaxias, etc..). En cambio, relaciones focales altas (por ejemplo f-15)son ideales para la observación de objetos brillantes (planetas, Luna, Sol, etc..) ya quesoportan bien grandes aumentos.

Oculares: Son una parte importante del equipo del aficionado. Normalmente los telescopiossuelen servirse con un conjunto de oculares y es en cada observación cuando elegiremos elmás adecuado para nuestro trabajo. Hay que señalar que los oculares suelen referenciarse porsu longitud focal o por los aumentos que obtiene (a menor longitud focal mayores aumentos). Acontinuación se dan los principales tipos de oculares presentes en el mercado y suscaracterísticas .

TIPOS DE OCULARES

Esquema Características

Huygens Es uno de los más sencillos y baratos del mercado. Surendimiento es bueno al utilizarlo en refractores de gran distandafocal, pero distorsionan la imagen a medida que aquélladisminuye. Se recomienda para la proyección de la imagen delSol debido a que no tiene elementos ópticos encoladosvulnerables el calor.

Kellner o acromático Como en el tipo Huygens, la lente de campo es simple mientrasque la otra es un doblete encolado. Proporciona un campo másamplio y una imagen mejor corregida (principalmente lejos delcentro) que el anterior. En reflectores de corta distancia focaldistorsiona el borde del campo. A pesar de ello es una buenaopción.

Ortoscópico o AbbeExisten distintas versiones. Por lo general la lente de campo essimple y la ocular es una lente de varios elementos encolados. Esel mejor de los oculares corrientes para telescopios de distanciafocal pequeña y da una buena corrección y una imagen nítida. Lamayoría de los ortoscópicos tienen la propiedad de que permitenseparar el ojo del ocular y seguir viendo la totalidad del campo,lo cual se traduce en una observación más distendida.

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Esquema Características

Plössl o simétrico Un ocular que da una corrección soberbia, muy recomendablepara los Newton «rápidos» (los de corta distancia focal). Losbuenos son muy caros. En las versiones más baratas se producenreflejos en el interior del ocular que resultan muy molestos.Los oculares Plóssl proporcionan una buena amplitud del campoy permiten alejar el ojo del ocular generosamente.

Erfle Diseñado para dar un campo muy amplio, esta versión clásica esmenos costosa que la mayoría de los nuevos oculares para cieloprofundo que se encuentran en el mercado.Su inconveniente es que distorsionan mucho en las proximidadesdel borde del campo.

BarlowNo se trata propiamente de un ocular sino de una lente deaumento que se utiliza en combinación con los oculares estándar.La lente de Barlow aumenta la distancia focal efectiva delsistema óptico a consecuencia de lo cual el ocular consigue unmayor aumento (por lo general en un factor de 2x, 2,5x o 3x).La lente de Barlow es útil en la observación planetaria y deestrellas dobles y puede utilizarse además para adaptar untelescopio de gran campo —distancia focal corta— a unautilización más convencional. ¡Deben ser de gran calidad. UnaBarlow mediocre puede arruinar la definición!

MONTURAS

Las monturas son el soporte mecánico del tubo óptico. Generalmente esta dotada demovimiento en dos ejes, lo que nos va a permitir realizar el seguimiento del objeto quequeramos observar. Es interesante que este Seguimiento se realicé de la forma más suaveposible, por lo que suelen dotar a las monturas de telescopio de motores sincrónicos(compensan la velocidad de rotación de la Tierra) o como mínimo de unos tornillos demovimiento fino.

Lo que más nos va a interesar de la montura es su robustez. Una montura poco robusta va aprovocar numerosas y continuas vibraciones del telescopio lo que provoca imágenes "movidas"en el ocular. Por ello si la montura se monta sobre un trípode debemos asegurarnos que éstesea lo más fuerte posible, que no produzca ni trasmita vibraciones al telescopio.

Las monturas, en general, se dividen en altacimutales y ecuatoriales.

MONTURAS AZIMUTALES.

Constan de un eje vertical, que nos va a permitir mover el telescopiode derecha a izquierda o viceversa, y de un eje horizontal, que nos vaa permitir apuntar el telescopio en altura.

Ventajas:

Son generalmente muy robustas, de fácil posicionamiento ytransporte.Suelen ser más baratas que las ecuatoriales,especialmente en el caso del modelo Dobson.

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Inconvenientes:

Por su diseño, el seguimiento de astros sobre la bóveda celeste obliga a efectuar continuascorrecciones en ambos ejes. Presentan una enorme dificultad en la localización de objetos novisibles a simple vista y no es en absoluto recomendable para la fotografía astronómica. Suautomatización presenta numerosos problemas, siendo necesario el control de los motores porun "ordenador".

MONTURAS ECUATORIALES.

Uno de sus ejes esta dirigido en la dirección del eje de rotación de la Tierra (eje polar) y el segundo eje es perpendicular al primero (eje de declinación).

Montura ecuatorial

Ventajas:Una vez posicionado y localizado el objeto, su seguimiento se realiza girando solo el eje polar,por lo que generalmente presentan una menor vibración producida por el arrastre mecánico. Esel tipo de montura recomendable para hacer fotografía astronómica (generalmente son de largaexposición). Su automatización es relativamente sencilla.

Inconvenientes:Cada vez que desplacemos el telescopio deberemos posicionarlo correctamente (operaciónque dependiendo del equipo y nuestra experiencia puede llevarnos mucho tiempo),generalmente es algo más caro que la montura altacimutal

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Tipos de monturas. A es acimutal mientras que el resto son diferentes configuraciones de monturasequatoriales

ALINEACIÓN DE LA MONTURA ECUATORIAL Considero que la correcta alineación de la montura ecuatorial debe hacerse en dos etapas biendiferenciadas: la oscilación de la montura y la alineación polar propiamente dicha. Despuésdeberemos hacer la prueba para retocar alguno de esos ajustes si fuera necesario. Veremos ahora esastres etapas.

La oscilación La oscilación hace referencia a todas aquellas operaciones que deben realizarse paraconseguir el equilibrio de los pesos que actúan a un lado y otro de los ejes de declinación y deAscensión Recta. Puesto que el telescopio adoptará después las posturas más extrañas esnecesario un correcto balanceado de los distintos ejes para evitar tensiones innecesarias queafectarían a aspectos tales como la vibración, en detrimento de la calidad de nuestrasobservaciones.

Yo aconsejaría dedicar el tiempo necesario para llevar a cabo con calma la oscilación de lamontura. Una vez efectuada no será necesario volver a ajustar algunos de sus parámetros enlas próximas observaciones.

Veamos las cosas paso a paso:

1 - Nivelación del trípode. Para ganar en precisión será necesario que la basedel trípode, sobre el cual se asienta la montura, esté totalmente horizontal.Con la ayuda de un nivel (los hay de tamaño muy reducido) iremos regulandola altura de las patas del trípode hasta conseguir que la base esté totalmentehorizontal en cualquier dirección. Si es necesario podemos separar lamontura del trípode para trabajar con más comodidad. Después colocamosnuevamente la montura si la hemos retirado.

2 - Balanceo de ejes. Inclinamos el Eje Polar en un ángulo aproximado al de la latitudgeográfica del lugar en que nos encontremos. Algunas monturas disponen de una escala delatitud que facilitan la tarea, pero si la montura no dispone de esa escala puede hacerseigualmente con un transportador de ángulos o a ojo de manera aproximada. Este paso norequiere total precisión porque volveremos a "tocar" la inclinación más adelante.

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Ahora aflojamos el tornillo de bloqueo del Eje AR ybalanceamos el telescopio en torno a este eje. Aquí se tratade desplazar la plomada del asta de contrapeso a modo debalanza hasta conseguir que el conjunto plomada-telescopiose mantenga horizontal sin que caiga hacia uno u otro lado.Conseguido el equilibrio apretamos nuevamente el tornillo.

Después equilibraremos el tubo del telescopio sobre el Eje deDeclinación. Para ello aflojamos el tornillo de bloqueo de eseeje y desplazamos el tubo hacia delante o hacia atrás de susabrazaderas hasta conseguir su equilibrio horizontal. Luegoapretamos los tornillos de las abrazaderas y el tornillo debloqueo del Eje de Declinación.

Debe tenerse en cuenta que si posteriormente acoplamosalgún accesorio al telescopio, como por ejemplo una cámarafotográfica o un refractor en paralelo al reflector, o en generalcualquier otra cosa que pueda cambiar los centros deequilibrio, deberemos realizar nuevamente este proceso deequilibrado.

Para comprobar la importancia que puede tener un buen equilibrio basta con quitar elcontrapeso de la montura e intentar manipular el telescopio de esa manera, lo que deberesultar bastante engorroso.

Con esto damos por acabada la oscilación de la montura. Puede parecer absurdo, pero con eltiempo y la experiencia aprenderemos a apreciar estos ajustes.

La alineación polar Para poder seguir el movimiento aparente de los cuerpos celestes sobre la bóveda del cielo ysacar así el rendimiento que la montura ecuatorial se merece, es necesario conseguir que eleje polar apunte precisamente al polo celeste. Esto lo conseguiremos en tres fases:

1 - Alineación del buscador. Desde luego que el hecho de que el buscador de nuestrotelescopio esté o no alineado no va a afectar para nada en la correcta alineación de la montura,pero como después será necesario "apuntar" a la estrella polar si lo tenemos alineado nos

ahorrará algún que otro quebradero de cabeza.Además ya lo tendremos preparado para lasobservaciones que seguirán a continuación.Personalmente, una de las cosas más desesperantescon las que me he enfrentado a la hora de apuntar aun objeto celeste es que el buscador,accidentalmente, no esté alineado.

El procedimiento a seguir es bien simple: con unocular de pocos aumentos enfocamos y centramosen el telescopio un objeto fijo distante unos 500 m.

(la luz de una antena, el vértice de algún edificio, etc.). Ahora actuamos sobre los tornillos deajuste del buscador para que en el centro de la rejilla aparezca la misma imagen. Despuésutilizamos un ocular de mayor aumento y repetimos la operación para obtener una mayorprecisión en el apunte.

2 - Paralelismo del eje polar y telescopio. Primeroes necesario que el tubo del telescopio estétotalmente paralelo al eje polar. Si la montura esmedianamente buena el aro de declinación estarácorrectamente posicionado y bastará girar el Ejede Declinación hasta que los 90° queden situados

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en la punta de la aguja de señalización, pero si dudamos de esa fiabilidad la podremoscomprobar usando algún método.

Yo particularmente lo hago de la siguiente manera: coloco el eje polar totalmente horizontalayudándome del nivel. Después giro el telescopio en torno al eje AR y con el nivel me aseguroque el asta del contrapeso quede horizontal. Ahora coloco el nivel sobre el "lomo" deltelescopio y, liberando el eje de declinación, lo ajusto hasta quedar horizontal. De esta maneraconsigo que el tubo del telescopio quede horizontal al eje polar. Lo más normal sería que,después de todo esto, veamos que la aguja de declinación marca precisamente sobre los 90°del correspondiente aro; si es así ya lo sabremos para la próxima vez y podremos evitar estacomprobación.

3 - Apuntar al polo celeste. Ya sólo queda apuntar el telescopiohacia el polo celeste. En el hemisferio norte el objetivo es la estrellaPolaris y en el sur la Delta Octans. Estas dos estrellas son sólo unareferencia muy aproximada -y válida a nuestros propositos- pero noexacta de la ubicación real de los respectivos polos celestes. Parauna alineación perfecta os sugiero que consultéis documentaciónespecífica para más información.

El apunte lo haremos únicamente rotando la montura sobre elEje vertical de Rotación y sólo elevando o bajando el Eje Polarhasta que nuestra estrella quede centrada en la encrucijada delbuscador (debidamente alineado con el telescopio como ya habíaadvertido antes).

Si ahora miramos por el telescopio la estrella a la que hayamosapuntado deberá estar también en el centro del campo visual delocular. Pero esto no ocurrirá siempre así porque el buscador es uninstrumento de aproximación, no de precisión. Para realizar el mejorapunte del telescopio nos podemos valer de un ocular con

retículo, que no es más que un ocular con una encrucijada semejante a la del buscador y quepuede ser iluminado o no según el modelo. Ayudándonos ahora de este ocular haremos losajustes necesarios en los dos ejes mencionados antes para conseguir una alineación perfecta(casi perfecta) con el polo celeste.

Si desde nuestro lugar de observación no podemos ver la estrella que señala el polo celestedeberemos fiarnos de la escala de latitud de la montura o, en su defecto, del transportador deángulos y la brújula que nos indique la dirección del polo magnético (hay que saber que el polomagnético no coincide con el eje terrestre, por loque habría que hacer alguna corrección). Peroante esta eventualidad de no poder ver laestrella polar, si desplazándonos unoskilómetros podemos verla, sería mejor hacer laalineación desde ese lugar, despuéspodremos transportar el telescopionuevamente al lugar de origen y colocarlo en lamisma posición. La manera de hacerlo se dejapara el ingenio de cada cual, aunque seadelanta que será necesario el empleo de una brújula y alguna plantilla de cartón o maderadonde señalar la posición de las patas del trípode. En el siguiente dibujo puede verse undetalle orientativo de esta estrategia.

4 - La prueba

Y ya está todo dispuesto, apuntemos a una estrella y probemos de seguirla con la únicamanipulación del mando del eje de AR, si conseguimos que se mantenga más o menoscentrada en el buscador durante unos diez minutos podemos darnos por satisfechos. Haciendo

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las correcciones en los pasos que creamos que no hemos afinado lo suficiente conseguiremosque la estrella permanezca en nuestro punto de mira por mucho más tiempo y, cuando loconsigamos, podremos dedicarnos también a la fotografía de nebulosas, galaxias y otrosobjetos que requieren tiempos de exposición más largos que los planetas.

Y después de tantos ajustes y de comprobar que al final lo hemos conseguido resulta que eltiempo se nos ha echado encima o que las nubes hicieron su temida aparición repentina ytenemos que volver a casa. ¿Tendremos que perder tanto tiempo la próxima vez?, la respuestaes no. La práctica hace verdaderos milagros pero además algunos de los ajustes no tendremosque volver a realizarlos en lo sucesivo, eso siempre y cuando no nos desplacemos demasiadoskilómetros hacia el norte o el sur del lugar donde inicialmente alineamos la montura. He aquíuna tabla resumen:

Tipo de ajuste ¿Necesario reajustar?

OSCILACIONNivelar el trípode

SI siempre que ubiquemos el telescopio en una posición o lugar distinto dela última vez, o si tuvimos que replegar las patas del trípode.

OSCILACIONBalanceo de ejes

NO si no añadimos más accesorios nuevos.

ALINEACIONParalelismo ejepolar/telescopio

SI, pero si lo habíamos hecho con anterioridad y marcada la posicióncorrecta esto será inmediato. Además, si la montura está bien construida elparalelismo es perfecto colocando el eje de Declinación en los 90°

ALINEACIONApuntar al poloceleste

SI, pero sólo rotando la montura sobre su eje vertical porque la inclinacióndel eje polar ya la hicimos la primera vez, claro está que siempre que no nosdesplacemos a otra latitud (varios kilómetros hacia el Norte o Sur).

Alineación empleando el buscador de la polar El método general es el anterior pero si nuestra montura dispone de buscador de la polar (ointroscopio) podremos utilizarlo para alinearlo.

El instroscopio (o buscador de la polar)

El introscopio es un pequeño buscador diseñado para poder ser introducido en el Eje Polar deuna montura ecuatorial preparada al efecto. Su utilidad es la de permitir un procedimiento quenos ayude a conseguir que el eje polar de nuestra montura apunte efectivamente al poloceleste de nuestro hemisferio y lograr así un correcto seguimiento de los objetos a observar.

Debemos saber que los introscopios ofrecennormalmente una imagen invertida: abajo/arriba yderecha/izquierda. Si el nuestro no ofrecieraninguna inversión (o sólo abajo/arriba) elprocedimiento para alinear la montura explicadoaquí no funcionaría. En todo caso, los círculosgraduados de la montura (de los que hablaremosenseguida) tendrían otra configuración parapoderlo llevar a cabo.

Mirando a través de un introscopio se observan unas líneas ó marcas que, al margen dedistintas configuraciones, indican el lugar donde debe aparecer la estrella Polaris en elhemisferio norte ó Sigma Octans en el hemisferio sur y dónde se encuentra realmente el poloceleste con respecto a esas estrellas que van a servirnos de referencia.

Pero además, en una montura preparada para ser usada con introscopio, nos encontraremos,en el Eje polar, con unos círculos numerados que son imprescindibles para una correctaalineación al polo celeste (además de servir también para localizar los distintos objetos

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valiéndonos de sus coordenadas). Antes de seguir es necesario familiarizarnos con esoscírculos:

El resto de explicaciones están referidas a una montura EQ5 y se supone que el usuarioconoce perfectamente y sabe identificar el Eje Polar-Ascensión Recta (AR), el de Declinación(DEC), el de Altura y Azimut de su montura ecuatorial y sus correspondientes tornillos opalancas de bloqueo. Si esto no se conoce tiene poco sentido intentar estacionar la monturacon ayuda del buscador de la polar. Disponer de una montura distinta a la señalada no significaque no pueda aplicarse el procedimiento que se va a explicar aquí. Entendiéndolo, el métodoes facilmente transportable.

Lo primero que debemos hacer es centrar correctamente el instroscopio en el Eje Polar tal ycomo se explica a continuación.

Centrado del introscopio en el Eje Polar de la montura ecuatorial

Si hacemos uso del instroscopio para la puesta en estación de una montura ecuatorialnecesitamos que éste esté perfectamente centrado en el Eje Polar de aquella. Es decir, laencrucijada del introscopio debe señalar al mismo punto que la proyección del eje del Eje Polarde la montura. Es más, la encrucijada del introscopio debe señalar al mismo punto aunque serote -sobre su eje- el Eje Polar.

El procedimiento para el centrado es el que se describe en los pasos siguientes. Los pasossiguientes los llevaremos a cabo en cualquier momento que nos parezca con luz de día (nonecesariamente el mismo día de la observación) y no será necesario volver a realizarlos a noser que se trate de efectuar alguna correción debida a alguna manipulación accidental que

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haya sufrido el introscopio. Estos son los pasos:

1 - Nivelar horizontalmente el trípode con ayuda del nivel incorporado en la montura oun nivel de bricolaje.

2 - Apuntar el introscopio hacia la arista de algún edificio o cualquier otra estructuravertical situada en torno a los 100 ó 300 metros y que tenga, además, algún puntollamativo que pueda servirnos para centrar el buscador (un pararayos, una antena deTV, etc.)

3 - Mediante los tornillos de centraje del introscopio debemos dejarlo como se apreciaen la figura. Para ello no sólo deberemos manipular los tornillos del buscador sino quetambién nos veremos obligados a manipular ligeramente los de azimut y altura de lamontura para introducir pequeños ajustes.

No es algo sencillo de hacer y puede llevarnos bastante tiempo, pero conseguir uncorrecto centraje nos va a asegurar un seguimiento prácticamente perfecto si el resto depasos se llevan a cabo con suficiente precisión.

Alineación - Paso 1: Corrección de la longitud geográfica.

A partir de aquí las explicaciones están referidas al hemisferio norte para alinear la monturavaliéndonos de la estrella Polaris como referencia. Para el hemisferio sur las referencias sondistintas pero el procedimiento es el mismo. Lo importante es entender el procedimiento.

Ahora nos encontramos ya en el lugar elegido dispuestos a iniciar una sesión de observaciónastronómica y queremos estacionar nuestra montura para que realice un seguimiento correcto.Para ello necesitamos partir de unas referencias conocidas, a saber: el día 1 de noviembre, alas 00:00 h, en el meridiano 0º (meridiano de Greenwich) el polo norte celeste (PNC) sesitúa justamente debajo de Polaris en la misma línea meridiana. Como los buscadores dela polar ofrecen la imagen invertida a través de ellos lo veríamos a revés: Polaris abajo y elpolo norte celeste arriba.

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En los pasos que siguen a continuación vamos a hacer que la retícula del instroscopio adoptela posición que le correspondería en el meridiano de Greenwich pero corregida segúnnuestra longitud geográfica. De momento no nos vamos a preocupar de que Polaris entredentro de su circulito en el retículo, sólo vamos a hacer correcciones de longitud geográfica, laalineación vendrá después.

Sin haber colocado todavía el tubo óptico estos son los pasos a seguir:

1 - Poner a nivel el trípode. Con los tornillos de Altura elevar el eje polar hasta que muestreaproximadamente nuestra latitud sirviéndonos de la escala de latitud de la montura. Apuntar eleje polar hacia el polo celeste.

En este primer paso no hace falta mucha precisión, sólo es necesario orientar la montura demanera que, dentro del introscopio, nos aparezca la estrella Polaris. Para realizar estaoperación debemos valernos únicamente de los ejes de Altura y Azimut de la montura e inclusomoviendo el trípode. Pero eso sí, después de conseguir meter Polaris en el introscopiodebemos asegurarnos de que el trípode esté nivelado.

2 - Girar el eje de AR para que la línea de laencrucijada que contiene la marca para la polar estéen vertical y con el circulito abajo. Recordar que esaera la posición de Polaris en el meridiano 0° el 1 denoviembre a las 00:00h vista a través de un introscopio. Yrecordar también que no es necesario que Polaris estédentro de su circulito, pero sí debe verse a través delinstroscopio.

3 - Ahora aflojamos el tornillo de bloqueo del círculohorario y ponemos la escala horaria a 0 y la escala delongitudes también a 0. No volveremos a apretar esetornillo hasta que se indique lo contrario.

4 - Ahora debemos hacer la corrección según nuestralongitud geográfica. Si nos encontráramos en Edmonton(Canadá) nuestra longitud sería de 113° 30' W. Como elmeridiano de referencia para el huso horario de esaciudad es el meridiano 105 (eso se conoce mirando unmapa de husos horarios) sólo tenemos que hacer unasimple resta y obtenemos 8° 30'. Así que giramos el ejede AR hasta que la escala de longitudes muestreaproximadamente ese valor. A continuaciónbloqueamos el eje AR.

Hacer esta correción es imprescindible cuando ladiferencia entre nuestra longitud y la del meridiano dereferencia es elevada (digamos que a partir de 5°)

5 - Lo que hemos conseguido es corregir la diferencia de longitud entre nuestro meridiano dereferencia y nuestra longitud geográfica con respecto al meridiano 0° de Greenwich para el 1de noviembre a las 00:00h.

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Hecha la corrección volvemos a poner el círculo defechas en la posición del 1 de noviembre y la horanuevamente a 0. Esta será la posición de partida para elsiguiente paso.

Alineación - Paso 2: Alineación definitiva con el poloceleste

Ahora sí llegó el momento de alinear correctamentenuestra montura con el polo norte celeste. Hasta ahoratan sólo hemos estado preparando el terreno.

Para entender mejor las explicaciones supongamos que es el día 23 de diciembre y nuestrahora de observación las 21:30 h. Como con el círculo horario debemos operar en TiempoUniversal (UT) debemos conocer nuestra zona horaria y si en nuestro país se aplica o no elhorario de verano (Saving Daylight). Para el ejemplo nuestra zona horaria es UT+1 y sí seaplica el horario de verano, así que en invierno restaremos una hora a nuestra hora local y enverano le restaremos dos para convertirla en UT.

1 - Partimos de la posición que habíamos dejadoanteriormente y que se corresponde con la de la imagen.

A partir de aquí tener en cuenta que en la EQ5 la escalahoraria inferior es para usarla en el hemisferio norte y lasuperior en el hemisferio sur. Mirar el manual de vuestramontura por si las escalas estuvieran invertidas.

Fijaros que el indicador inferior no está alineado conrespecto al indicador superior. Ello nos dice que lamontura está corregida para nuestra longitud si es quehemos tenido necesidad de realizar esa operación.

2 - Todavía con el círculo horario desbloqueado giramosel eje de AR hasta colocar la hora de nuestraobservación usando la parte de la escala horariacorrespondiente a nuestro hemisferio. Observar quetambién se ha movido el circulo de fechas, enseguida locorregiremos.

En el ejemplo de la figura hemos girado el eje AR hastalas 20:30h UT que corresponde a nuestra hora local21:30h en horario de invierno.

Efectuada esta operación bloqueamos yadefinitivamente el círculo horario con el tornillo.

3 - Con la operación anterior hemos corregido la posiciónde Polaris en torno al PNC con respecto a nuestra horade observación.

Ahora, asegurándonos de que el círculo horario haquedado bloquedado tras la manipulación anterior,colocamos nuevamente el círculo de fechas en suposición original de partida: 1 de noviembre

4 - A continuación vamos a hacer la corrección de laposición de Polaris para la fecha de nuestra observación(sabemos que la posición de una estrella en el cielo vienedada no sólo por la hora a la que la observamos sinotambién por el mes y día en que nos encontramos).

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Giramos nuevamente el eje AR hasta que el círculo defechas se corresponda con el día y mes de nuestraobservación. Es decir, hacemos coincidir la hora deobservación con la fecha.

En el ejemplo se muestra la fecha del 23 de diciembre.

5 - Mirando por el buscador de la polarveremos dónde debiera estar Polaris (enel pequeño circulito) y dónde queda elpolo celeste con respecto a ella (en laencrucijada del retículo).

A continuación meteremos a Polaris en su sitio.

6 - Sin tocar ya para nada ni el eje de AR ni el de DEC , ajustamos lamontura únicamente con los tornillos de Azimut y Altura hasta que lapolar quede en el circulito que le corresponde. La montura ha quedadoalineada con el polo norte celeste.

7 - Ya podemos olvidarnos de los círculos graduados y colocar las tapetas de protección delintroscopio. Montamos el tubo óptico, lo contrapesamos y podemos apuntar libremente eltelescopio al objeto celeste de nuestra elección porque el seguimiento va a ser tan perfectocomo lo hallamos sido nosotros con el procedimiento.

Pues esto es todo. La verdad es que el asunto es más fácil y rápido de lo que aparenta. Sólouna cosa puede llevar algún tiempo: el centrado correcto del buscador, pero como lo vamos arealizar de día y sin prisas podemos tomarnos nuestro tiempo. El resto es cuestión de tener encuenta algunas puñetitas: cuándo debemos apretar o aflojar los distintos tornillos, etc.

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