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Aberraciones Ópticas

Preparación de Mapas Celestes

Enfocar con Precisión

Con la Colaboración de:

FoscBoletín Informativo de la Societat

Astronòmica de Castelló

Junta DirectivaPresidente: Germán PerisVicepte.: Carles LabordenaSecretario: Jordi GonzálezTesorero: Pedro MarhuendaVocales: Antonio Castillo, ManuelSirvent, Higinio Tena, Miguel Molina,Felipe Peña, Mª Lidón Fortanet

Dirección PostalApdo. 410 - 12080 Castelló

Correo-e astrocastello@tiscali.esWeb usuario.tiscali.es/sacastello

Sede Socialc/ Mayor, 89 2º, 12080 Castellón

Cuota Anual: 30 Eurosmenores de 22: 24 Euros

FOSCFOSC

Depósito Legal: 164-95Tirada: 150 ejemplares Redacción:

Miguel Fº Pérez, Jordi GonzálezMaquetación:

Jordi González, Manuel Sirvent

La SAC agradecerá el intercambio deboletines con cualquier asociación astro-

nómica.

La SAC no se hace responsable ni seidentifica necesariamente con las opinio-

nes de los artículos firmados por susautores.

Número 27 Enero a Diciembre 2002Sumario3 Editorial4 BricoSAC: Como enfocar con precisión y no morir

en el intento (2º intento)5 Cúmulos Globulares

12 Banco de Torturas: Análisis del Celestron C91/25

15 Sección Para Principiantes (y principiantes eter-nos)18 Fotogalería18 La Tira de Miguel20 Biblioteca21 Fotografiando Parejas23 Forum del Observador25 Aberraciones Ópticas (II)28 Personajes: Fred Hoyle29 Introducción a la Observación Astronómica (y IV):Telescopios y monturas

En portada...

La Vía Láctea sobre el pico de Penyagolosa, Castelló, realizada porGermán Peris, con un objetivo de 19 mm f:3.5 y 15 minutos de exposi-ción con película 1600 ISO. Agosto de 1993.

Este boletín no sería posible sin la colaboración de todos los queescribís en él ni de nuestros anunciantes. Gracias a todos.

Colaboradores en este número: José María Sebastià, CarlosSegarra, Germán Peris, Carles Labordena, Antonio Castillo, JoséTirso Corbacho, Miguel Molina, Higinio L. Tena.

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3

El pasado 24 de octubre la Mars Odyssey entraba en su primera órbita alrede-dor del planeta Marte. Estamos ante un nuevo paso hacia la exploración del pla-neta Rojo, que tendrá su culminación con la llegada de la primera tripulación,

entre los años 2020 y 2040 aproximadamente.

No cabe duda que iniciar la exploración humana de Marte constituye el mayor reto tec-nológico y humano de la historia de la exploración espacial y que implicará la unión deesfuerzos de un gran número de países.

En los próximos años asistiremos a la verificación o no de la posible presencia de aguaen el subsuelo del planeta, y posiblemente también a las primeras explicaciones sobresu evolución geológica que parece indicar que Marte fue un planeta con grandes océ-anos en el pasado.

La búsqueda de restos fósiles de vida microbiológica será también un desafío que qui-zás no pueda quedar aclarada hasta que geólogos de la Tierra puedan explorar direc-tamente sobre la superficie del planeta.

Para cuando la primera tripulación llegue a Marte nadie recordará ya aquel luctuosoMartes del 11 de Septiembre del año 2001, en el que miles de personas murieron comoconsecuencia de unos atentados crueles en Washington y Nueva York, fruto del odio yel fanatismo, y que desembocaron en una nueva guerra.

Muchos medios de comunicación calificaron en su día el conflicto en Afganistán comola primera guerra del siglo XXI, pero no nos equivoquemos, eso no es cierto. Existenmuchos conflictos bélicos en el mundo, considerados guerras oficialmente o no, eso noimporta. Si importa que cientos de miles de personas sufren todas las consecuenciasque comportan estas guerras, y acrecientan aún más si cabe, sus inhumanas condicio-nes en las que viven.

El dolor por las víctimas directas de los atentados y por el sufrimiento de pueblos quecomo el Afgano se encuentran en momentos tan difíciles, es compartido por todosaquellos que pensamos en un futuro en el que la Humanidad supere definitivamenteestas situaciones, fruto de sus diferencias, y evolucione hacia una consciencia globalde especie.

Los que amamos la Astronomía, la Ciencia en general, como disciplina de unión entretodos los pueblos de la Tierra, lamentamos que el primer año del tercer milenio pase ala Historia con tan tristes y bárbaros recuerdos.

Nosotros continuaremos soñando bajo las estrellas con un futuro común para todos loshabitantes de un punto azul pálido. Un futuro común que nos lleve a explorar nuevosmundos.

Germán PerisPresidente Societat Astronòmica de Castelló.

LLa verdad es que el título paraeste artículo me hubiera gus-

tado que fuese algo más pompo-so, algo con un cierto regustocientífico, algo así como :"Fundamentos físico-cuánticos delas alteraciones producidas en unfrente de ondas en su caminohasta el plano focal del telesco-pio".

Pero ocurre que si ponía estetítulo, el artículo no se podríaincluir en las secciones "serias"de la revista porque no tiene nadade física-cuántica, y si lo incluíaen esta sección resulta que dadasu pomposidad solo me cabria eltítulo y poco más, así que al finalhe optado por este encabezadoporque resulta mucho más "Brico"y además define perfectamente el"quid" de la cuestión, porque:¿Quién no sufre más de lo normalcuando quiere hacer una fotogra-fía a foco primario y no acaba deencontrar el punto de enfoque? O¿ Cuantas veces hemos llamadoal compañero para que dejara deobservar durante unos minutos ycomprobara con su ojo si nos-otros habíamos realizado bien elenfoque con nuestra cámara? Oincluso ¿En cuantas ocasioneshemos considerado que el enfo-que era correcto, y al revelar lasfotografías han aparecido todaslas estrellas desenfocadas?

BricoSAC Espejos, monturas, adaptadores, telescopios, lanzaderas espaciales...

Como Enfocar Con Precisióny No Morir En El Intento

por José María Sebastià

Y si todo esto le ocurre a unbrico-astrónomo que no usagafas, ya os podéisimaginar lo que nospasa a los"Cuatrojos" es decira los pertenecientes al club delos miopes, astigmáticos e hiper-métropes. Porque cierto es queninguno de los insignes miem-bros de este club tenemos proble-mas para "ver" a través de lostelescopios, pero supongo que yaos habréis dado cuenta que cuan-do después de haber enfocado unobjeto, viene a verlo un "Dosojos"(dícese así del individuo pertene-ciente al club "sin gafas" ) casisiempre tiene que corregir el enfo-que.

Hasta aquí la cosa no ofreceproblemas. Cada observadorcorrige el enfoque a su ojo y todosfelices.

¿ Pero que ocurre cuando el"observador" es una cámara foto-gráfica?

Cuando yo, ( miembro eméritodel club Cuatrojos, ya que tengovista cansada y uso gafas de cris-tales progresivos ) intentabahacer una fotografía a foco prima-rio, lo más normal era que enfoca-ra sin gafas y después las fotossalieran desenfocadas, o que tra-

tara de enfocar con las gafaspuestas y después de una horade correcciones hiciera la foto y alrevelarla saliera lo que Dios qui-siera.

Sin embargo desde hace dosaños uso un "truquito" que mepermite un enfoque perfecto, rápi-do y sencillo.

El truquito consiste en un cír-culo de cartón de tamaño tal quecierra la boca del telescopio y quetiene dos agujeros situados simé-tricamente sobre el diámetro dedicho círculo tal como puedeverse en la Fig.1.

Al enfocar una estrella brillante( ver Fig. 2 ) , la imagen de laestrella que entra por el agujero(A) no se encuentra y solapa conla que entra por (B) sino en elplano focal del telescopio, deforma que si la cámara seencuentra en el punto P1 vemosdos estrellas, que se van aproxi-mando tal como vamos moviendoel enfoque hasta coincidir en unasola justo en el punto F, y que sevuelven a separar en dos estre-llas, si seguimos moviendo elenfoque en el mismo sentido P2.

Pues bien cuando la imagende la estrella es una sola, la

figura 1

Nota de la redacción

Por causas todavía sin esclarecer, y que tan confusas son y aparecen, que tanto podría ser causa de los duendecilloscomo de la Gran Conspiración Internacional (que por cierto, aún no sabemos contra qué conspira), en el último Foscpublicamos este mismo artículo de J. M. Sebastià sin, curiosamente, el fragmento de texto más explicativo y fundamen-tal del mismo. Como no queremos ser responsables de ningún accidente grave debido a esta omisión, aquí tenéis el artí-culo, esperemos que sin recortes de ningún tipo esta vez. Disculpen las molestias.La Redacción

4 FOSC 27

cámara está situada en el planofocal del telescopio, y en esa posi-ción hay que hacer la fotografía.¿Resultados? ¡Excelentes!

Esta experiencia la podéis rea-lizar también sin necesidad deuna cámara de fotos.Sencillamente colocad un ocular ycomprobareis también la forma-ción de 2, 1 y nuevamente2 estrellas al mover el enfoque deltelescopio, así como que el enfo-que perfecto está en la posiciónen que solo se ve una estrella.

Este método solo tiene una"pega", y es la gran obstrucciónque se produce al colocar en laboca del telescopio el cartón conlos dos agujeros. Y digo que es"una pega" porque muchas veces

no tenemos una estrella muy bri-llante cerca de la zona que quere-mos fotografiar para poder reali-zar con ella el enfoque.

AAlo largo de estos años he idoprobando modificaciones a

este método, y la que ofrece másluminosidad a la vez que da unamayor separación entre las estre-llas es la de la fig. 3. Una simpletira de cartón cuyo ancho, segúnmi experiencia, debería sercomo mínimo de la mitad del diá-metro del telescopio y colocadaperfectamente en el centro de suboca. La superficie óptica sin obs-trucción es ahora mucho mayorque la obtenida por medio de losagujeros y por lo tanto podremosusar estrellas mucho más débilespara el enfoque.

Este métodolo he probadocon un refractorde 60 mm yfunciona muybien. El métodode los dos agu-jeros es el queyo uso en mis/c 254 mm.

YYnada más, espero y deseoque este truquito os sea de

utilidad. Yo lo vengo usandodesde hace dos años y he dedecir que todas las fotografíassalen perfectamente enfocadas.Otra cosa es que a veces salgaalguna movida, pero eso es culpadel seguimiento y eso es una his-toria para otro día.

figura 3

figura 2

TABLON DE ANVNCIOS

Entre el 27 y 30 de Abril del presente año, seva a celebrar en la ciudad de Teruel las XVJornadas Estatales de Astronomía. EstasJornadas se realizan cada dos años aproximada-mente y son el punto de encuentro de multitud deaficionados de todo nuestro estado, prestigiososprofesionales, principales casas comerciales conlo último en el mercado astronómico, y el lugarideal para adquirir nuevos conocimientos o bienponerlos en común con otros aficionados.

El boletín de inscripción esta a vuestra dis-posición en nuestra sede social, y es necesa-rio inscribirse antes del 28 de febrero medianteun ingreso de 6.650 pesetas (40 euros) comoparticipante o bien 5.824 (35 euros) como acom-pañante. Debido a las pocas plazas hoteleras dela ciudad de Teruel, se nos aconseja que la reser-va se realice cuanto antes y se facilita una listacon las principales instalaciones.

Como novedad, estas Jornadas contaran con obser-vaciones astronómicas nocturnas aprovechando laexcelente calidad de cielo que se disfruta a pocos kiló-metros de la ciudad.

En algunos números del FOSC hemos realizado dife-rentes crónicas de las sucesivas Jornadas Estatales deAstronomía realizadas desde la fundación de la SAC en1995, pero si no deseáis rebuscar entre antiguos bole-tines para leer lo que sobre ellas os contábamos, sóloos diremos que es una ocasión única que no debéisdejar pasar, más aún con la comodidad que supone queestas se realicen en la ciudad de Teruel, dada su proxi-midad con Castellón.

Naturalmente, y como viene siendo habitual en lasúltimas convocatorias, las Jornadas constituyen unbuen medio de ampliar nuestros conocimientos astro-nómicos junto con otras personas y simultáneamentehacer turismo conociendo la ciudad donde se desarro-llan.

XV Jornadas Estatales De Astronomía (TERUEL)

FOSC 27 5

CúmulosCúmulosGlobularesGlobulares

LLos cúmulos globulares son agrupaciones de miles de estrellas viejas unidas gravitacional-mente que han nacido de la misma nube y que por ello comparten la misma composición.Suelen tener de 10.000 a 1 millón de estrellas extendidas en un volumen medio de unos 200

años luz. El primer cúmulo descubierto (por Abraham Ihle en 1665, mientras observaba Saturno) fueM22 . William Herschel fue quien bautizó estos objetos con el nombre de globulares debido a que enla imagen de los telescopios de entonces, aparecían como globos de estrellas muy condensados yredondos. Los cúmulos globulares se distribuyen alrededor del núcleo galáctico, en el llamado HaloGaláctico, tal y como se ve en la Fig.1. Como nuestro Sistema Solar se halla casi en el borde de laVía Láctea, estos objetos parece que estén casi todos mirando hacia el centro de la galaxia (como seve en la Fig.2), hacia las conocidas constelaciones de Sagitario, Escorpio... El descubrimiento de quelos cúmulos globulares formaban un halo alrededor de algo proporcionó la primera pista de que el Solno estaba en el centro de la galaxia.

Este descubriendo fue echo por Harlow Shapley en 1917 y también permitió una estimación de ladistancia hacia el centro de nuestra galaxia, cifrado ahora en cerca de 30.000 años luz. Se conocenunos 150 globulares pertenecientes a nuestra galaxia. Es probable que hayan más, pero el polvooscuro de la Vía Láctea nos impide verlos. De echo, hay algunos que prácticamente no son visiblesen el óptico y sólo lo son en el infrarrojo. Este es el caso de UKS1, el más débil conocido. No es visibleen las imágenes del POSS, pero es una preciosidad en las imágenes infrarrojas del 2MASS (TwoMicron All Sky Survey), que está fotografiando todo el cielo en la banda del infrarrojo.

por Carlos Segarra

Un breve aunque exhaustivorecorrido por el mundo de loscúmulos globulares, un tipo deobjeto que normalmente sueleser muy agradecido para todotipo de telescopio... y que no

está mal conocer un poco mejor.

M15.

Imágen d

el H

ST

6 FOSC 27

TTodos los cúmulos suelen sermuy concentrados en su

núcleo. De muchos de estosnúcleos suelen detectarse rayosX y otras manifestaciones de altaenergía, lo que sugiere a algunosque el responsable de mantenerunidas a estas "familias de estre-llas" pueden ser agujeros negros.La densidad de las zonas centra-les es increíble, tanto que unobservador situado en el centrode un cúmulo globular vería queestá siempre rodeado de unaluminosidad crepuscular debida ala presencia de miles de estrellas,algunas casi tan brillantes comola Luna. Con esta densidad secalcula que a veces han de pro-ducirse fenómenos de choquesentre estrellas y novas. M80 hasido uno de los pocos cúmulosdonde se han detectado novas,una en 1860 y otra en 1936. Estecúmulo posee uno de los másdensos de los globulares, lasestrellas únicamente distan entresí días u horas luz. Más abajo,expongo las investigaciones delHST en este cúmulo.

Las velocidades radiales (dedesplazamiento) de estos objetos,han mostrado que la mayoría deellos tienen órbitas elípticas quelos llevan hacia fuera o adentro dela galaxia. Según nuestro puntode vista en esas órbitas, algunos

parecen que se alejan de nos-otros (velocidades positivas) yotros parece que se acerquen(velocidades negativas). Estasórbitas hacen que los cúmulos aveces se acerquen mucho alplano galáctico y esto hace que aveces la galaxia les "robe" algu-nas estrellas lo que hace que alcabo de muchos pasos, el cúmulotienda a deshacerse. Estasinfluencias gravitatorias tambiénpermiten una estimación de lamasa de nuestra galaxia, quenuevamente es superior al de lasuma de toda la materia visible.Es por ello que nos pueden ayu-dar a saber cuánta materia oscu-ra hay en esta galaxia y otras.

En varios cúmulos globulareshan sido detectadas nebulosasplanetarias. Una de las más famo-sas es la que se halla en el interiorde M15, del que hace unos mesesel HST publicó una fotografía(imagen de inicio del artículo) delcúmulo y su planetaria. Hay otroscúmulos en los que también sehan detectado este tipo de nebu-losas, como en M22 (llamadaIRAS 18333-2357), NGC6441(JaFu2) y en Pal 6 (JaFu1). Laúnica que tal vez se pueda vercon medios aficionados seaPease 1 en M15, la primera en serdescubierta. Es de magnitud 15.5y mide apenas 2". Se necesita almenos un telescopio de 300mm o400mm para iniciar su búsqueda.De momento, no ha sido detecta-da ninguna otra, aunque esto seexplica por la enorme dificultad deindentificarlas. Para muestra, enla Fig.3 presento una imagen demi compañero Julio Castellanoecha con un LX200 de 8" a F=10y CCD ST6 con 30" de exposi-ción. Es de M15, procurando tra-tar la imagen para que se parezcaa la observación visual con un250mm o 300mm. Yo no veo laplanetaria...

Los cúmulos globulares son

motivo de estudio por varias razo-nes: contienen las estrellas másviejas de la galaxia y todas se for-maron al mismo momento perocon masas diferentes, y estoayuda a refinar los modelos de laevolución estelar, desde estrellasgigantes a estrellas como el Sol.Las técnicas espectroscópicasmuestran que en estas estrellasno aparecen metales, son de lallamada Población II. Se cree quela composición de estas estrellases la misma que la que debióexistir cuando el Universo eramuy joven, ya que los metales seforman luego tras las explosionesde estrellas. Esto, las nebulosasplanetarias halladas en algunos yque estén en el Halo Galáctico,son grandes apoyos a que sonobjetos muy antiguos. Se cree,por ello, que se formaron a partirde la primera generación deestrellas que se formó nada másnacer la galaxia. Una manera muyinteresante de comprender estoes mirar el diagrama H-R (quemuestra la relación color- magni-tud) de algún cúmulo. En la Fig.4se muestra el diagrama del cúmu-lo M5. Las letras nos informan decómo de evolucionadas están lasestrellas:

A: Secuencia principal (estrellascomo nuestro Sol).

fig. 2. Distribución aparente de loscúmulos

fig. 1. Distribución de los Cúmulos

FOSC 27 7

B: Gigantes rojas, estrellas apunto de acabar su vida.

C: El Flash del Helio, estrellas apunto de acabar su vida, expul-sando ya materia al espacio.

D: La Rama Horizontal, proporcio-na información sobre la distanciaal cúmulo.

E: Localización de las estrellasRR Lyrae en la rama horizontal.

F: Enanas blancas. Estarían pordebajo de la magnitud límite deeste diagrama.

Este diagrama también sirvepara determinar:

- La distancia al objeto, pormedio de la RR Lyrae, muy abun-dantes en estos objetos.Aparecen en la rama horizontalde estos diagramas. Al parecermuestran todas la misma magni-tud absoluta según su periodo devariabilidad, así que su brillo apa-rente sólo dependerá de la distan-cia. Pero al igual que las cefeidasy las supernovas tipo Ia, cada añoaparecen más estudios que indi-can que no son tan regulares.

- Para saber su edad, determi-nada por la posición donde acabala secuencia principal y pasa a lasgigantes. Con la ayuda de mode-los teóricos, se puede sabercuándo se llega a ese punto. Lamayoría de ellos superan los10.000 millones de años de edad,pero en M5 se han encontradoestrellas más viejas que 17.000millones de años y M92 superalos 15.000 millones de años deedad ¡eso es más viejo que todoel Universo! Por otro lado, losdatos recogidos por la sondaHipparcos hace unos años tuvie-ron un gran revuelo porque mos-

traron que estos cúmulos sehallan a una distancia un 10%más lejos, lo que significa queson más grandes y viejos...Esto demuestra lo complicadoque sigue siendo saber la edadexacta de estos objetos.

Vemos como lo que siempresolemos resolver en los cúmu-los globulares con nuestrostelescopios son estrellas roji-zas (las gigantes rojas y estre-llas a punto de morir), tonalidaddifícil de apreciar debido a ladebilidad de las mismas.

Fuera de nuestra galaxiatambién son visibles algunos

cúmulos. Una de las mayores sor-presas de los últimos años fue el

descubrimiento (en 1994) de unagalaxia enana muy cerca de nos-otros, a apenas 100.000 años luz,más cerca que las Nubes deMagallanes y por ello siendo lagalaxia más cercana a nosotrosconocida. Tiene asociados variosglobulares como M54, Arp 2,Terzan 7 y Terzan 8. La galaxia sellama SagDEG (por GalaxiaEnana Elíptica de Sagitario) y laFig.5 es una representación de lagalaxia si pudiéramos verla a sim-ple vista sobre una imagen de laparte central de la Vía Láctea. Lacabeza de Escorpio y Antarespueden verse en la parte central -arriba sobresaliendo del polvogaláctico. SagDEG mide 10x5grados aparentes. Parece estaren proceso de destrucción por lasfuerzas gravitatorias de la VíaLáctea y sus cúmulos se acaba-ran añadiendo a los de nuestragalaxia. En la galaxia deAndrómeda se han encontradounos 300, algunos de los cuálespueden verse con telescopios deaficionados. Uno de ellos es el G1que más adelante propongoobservar. En otras galaxias delGrupo Local también son visibles,como en M33, las Nubes deMagallanes y hasta en galaxiasdel Cúmulo de Virgo, como lafamosa M87.

fig. 4. Diagrama H-R correspondiente aMessier 5

fig. 3. Messier 15. Imagen tomada por Julio Castellano

Julio

Cast

ella

no

8 FOSC 27

cia de una posible compañerapues las estrellas de M15 no tie-nen masa suficiente para formarnebulosas planetarias. Esta com-pañera no se aprecia y por esosigue siendo un misterio el cómose formó.

· El Hubble obtuvo una esplén-dida imagen del cúmulo M22 en laque se intentaba comprobar laexistencia de planetas extrasola-res sueltos en el espacio median-te fenómenos de microlentes oaumentos periódicos del brillo delas estrellas. Sólo en sitios tandensos como en los centros delos cúmulos globulares es posiblever esto.

· En M4 el Hubble ha podidodetectar muchas enanas blancas,que suelen ser tan débiles que lostelescopios terrestres no las pue-den localizar. Exposiciones máslargas pueden ayudar a determi-nar sus edades y las del cúmulo.

· Impresionantes imágenes delcúmulo M80 revelan las fases devida en que se hallan las estrellas.Son especialmente llamativas lasgigantes rojas. Un análisis cuida-doso ha demostrado la presenciade estrellas azules jóvenes en elcentro del globular que quizá se

El Telescopio Espacial tambiénha observado muchos de estosobjetos. En su archivo de imáge-nes sin procesar podemos encon-trar fotos de casi todos ellos, peroprocesadas y analizadas tambiéntenemos bastantes. Aquí trato depresentar un resumen de algunasde las investigaciones del telesco-pio espacial con estos objetos:

· Imágenes detalladas delnúcleo del cúmulo globular M15,quizá el más denso de todos losglobulares. El Hubble buscó evi-dencias de un posible agujeronegro en su centro, confirmándo-se que hubo una gran caída deestrellas hacia su núcleo, quizásdebido al agujero negro o a laatracción mutua de tantas estre-llas en tan poco espacio. La medi-da de sus velocidades de movi-miento, darían una gran pista.

· Fotos recientes del cúmuloM15 (la imagen de inicio de esteartículo) muestran la nebulosaplanetaria que contiene. Estasnuevas fotos permiten saber quela nebulosa tiene unos 4.000 añosde antigüedad, que su masa esun 60% de nuestro Sol y que latemperatura de la estrella centrales de 40.000º. Lo que el Hubbleintentaba confirmar era la existen-

formasen por la fusión de otras 2estrellas. Este proceso quizá estéinvolucrado en las novas detecta-das en este cúmulo. En el cúmulo47 Tucane (NGC104), anterioresobservaciones del Hubble tam-bién habían mostrado estas estre-llas azules. También ha sidocapaz de mostrar los restos de lanova de 1860.

· El telescopio espacial buscóplanetas alrededor de las estrellasde 47 Tucane y nos regaló otramagnífica vista del centro de estecúmulo. Los astrónomos creíanque encontrarían planetas (o susefectos en las estrellas, como enM22) en este cúmulo pero nohallaron ninguno. Estas observa-ciones sugieren que el ambientede un cúmulo es demasiado ines-table para que se formen plane-tas.

· Imágenes del centro delcúmulo Omega Centauri. En uncampo de unos 13 años luz delado, en la imagen del Hubbleaparecen 50.000 estrellas, mien-tras que el mismo campo centra-do en el Sol apenas mostraría 6estrellas. También nos muestra elgrado de evolución de estasestrellas (su edad) y se han des-cubiertos varias estrellas doblesen su seno. Posiblemente es elprimer paso antes de que sefusionen y den lugar a las estre-llas azules arriba expuestas.

· Los cúmulos globulares tam-bién se han usado para intentardeterminar de qué está compues-ta la famosa materia oscura. Unaexplicación era que fueran ena-nas rojas con masas de 1/5 la delSol, pero campos al azar situadoscerca del cúmulo NGC6397 (conuna densidad baja y sin molestiasde la Vía Láctea) no han reveladonada. Incluso el telescopio ha"traspasado" el globular y ha mos-trado las débiles galaxias situadasdetrás de éste.

fig. 5. Representación de la región central de la Vía Láctea, vista desdefuera.

FOSC 27 9

· Ha permitido estudiar cúmu-los pertenecientes a la Grande yPequeña Nube de Magallanescomo NGC1850 y NGC1818.Estas galaxias están fuera de losprocesos internos de formaciónde nuestra Vía Láctea y seencuentran lo bastante cercacomo para estudiar sus cúmuloscon precisión. El estudio de suscúmulos junto con los de nuestragalaxia, puede ayudar a tener unamejor visión sobre la formación deestrellas y cúmulos.

· Imágenes detalladas delcúmulo globular más luminoso enel Grupo Local de galaxias, el lla-mado G1 en la galaxia deAndrómeda. Se halla a 130.000años luz del núcleo de M31. Porprimera vez se llega a resolver enestrellas de forma parecida acomo resuelven los telescopiosterrestres los cúmulos de nuestragalaxia. Ello permitirá un estudioen detalle sobre su edad, compo-nentes...

Hasta aquí ha llegado la 1ªparte de este artículo, en la quehe intentado explicar lo que sonlos globulares y porqué han sidoestudiados. A continuación trata-remos sobre su observación contelescopios de aficionados. Conmotivo de esto, en la página WEBde la SAC dejé hace un tiempo 2catálogos con 2 selecciones deglobulares para diferentes teles-

copios junto con notas sobre loque había que intentar observaren estos objetos. A continuacióntranscribo esas notas:

Los 2 catálogos contienenprácticamente todos los cúmulosglobulares que son visibles contelescopios de aficionados desdenuestras latitudes. Se trata de unaselección de los globulares quecontiene el Saguaro AstronomyClub. Según este catálogo, desdenuestras latitudes son visibles 121globulares, pero muchos de ellosson muy débiles.

Los catálogos contienen los

siguientes datos:

- Nombre del objeto en el catálo-go NGC, IC, Messier o Palomar.- Ascensión Recta yDeclinación para la época J2000.- Número de carta del atlas"Uranometría" donde está repre-sentado el globular.- Constelación a la que pertene-ce. Los catálogos están ordena-dos por constelación.- Diámetro fotográfico delmismo, en minutos de arco. Sueleser más grande que el visual.- Magnitud fotográfica del globu-lar. Si es magnitud visual, apareceuna "v" al lado de la magnitud.- Tipo de objeto. Todos sóncúmulos globulares "GC".- Grado de concentración. Leerabajo para saber lo que es.- Magnitud fotográfica de lasestrellas que están en la RamaHorizontal.- Magnitud fotográfica de laestrella más brillante del cúmulo.En estos 2 datos, si son inciertos,aparece ":".

El primer catálogo contiene 79globulares hasta magnitud 11.

fig. 6

fig. 7

Casi todos han sido vistos por mí,por ello he quitado algunos quetenían esa magnitud pero erandifíciles de ver. Con un telescopiode 150mm o incluso más peque-ño, deben de poderse ver todos.

El otro catálogo contiene 90globulares hasta magnitud 13.5añadiendo, pues, 11 al catálogoanterior. Estos 11 adicionales yanecesitan telescopio de al menos200mm y buenos cielos. Algunoslos he quitado por no ser visiblescon telescopios de ese tamaño. Siembargo, he añadido 1 para losque quieren retos fuertes, ver elcúmulo globular G1 de la galaxiade Andrómeda antes nombrado.Diversos miembros del SAC lohan observado con mi Dobson de10", pero su magnitud lo haceasequible a un 8".

De los cúmulos globularespodemos ir observando y anotan-do diferentes aspectos y detallesde cada uno:

· Una descripción del campodonde está.

· Si podemos resolverlo. Si esasí, podemos intentar ver lasfamosas "patas de araña" quesalen de algunos como M13 yzonas oscuras o de mayor con-centración dentro del cúmulo.M22 posee una pequeña concen-tración de estrellas que mide 20"a 1´ al NE del centro del cúmulo(en AP de 40º) que casi rivalizacon éste. La Fig.6 es una imagendel POSS de 4´ de exposicióndonde podemos ver la concentra-ción arriba-izquierda del centrodel cúmulo. Podemos anotar laforma que tienen las estrellas queresolvemos en el halo. Algunoscúmulos los resolveremos en sutotalidad, de otros sólo el halo...,es interesante que intentemosmedir la magnitud de algunas delas estrellas que resolvemos, ellodará una idea sobre con qué cielo

o abertura se podrá volver a resol-ver. Es un dato muy útil que casiningún catálogo proporciona.

· El grado de concentración,Harlow Shapley estableció unaescala para designar este valor.El grado 1 corresponde a loscúmulos muy compactos en elcentro, como M54 o M2 (Fig.7,imagen de Rafael Ferrando conLx200 de 12" a F=6.3 y CCDST9E con 200" de exposición). Elgrado 12 corresponde a cúmulosque tienen casi la misma densi-dad en el centro que en los bor-des, al estilo M56 o NGC288(Fig.8, imagen de JulioCastellano con mismo instru-mental pero suma de 7 imáge-nes de 60" de exposición cadauna). Como comparación paraestos valores extremos diré queM15, en la Fig.3, es de clase 4 oM22 en la Fig.6 es de clase 7.Este valor aparece en muchoscatálogos, aunque según vaya-mos observando veremos diferen-cias entre cúmulos con el mismogrado. Además, hay cúmulos quesegún los aumentos empleados,este valor parece cambiar.

· También podemos intentarsacar su magnitud y su tamaño.El tamaño de algunos globulares(quizás más los de clase 1 al estarlas estrellas muy apelotonadas enel centro y haber muchas menospor el halo) varía bastante segúnlo observemos con mayor amenor abertura. Como todo buenobservador de cielo profundosabe, el tamaño de un objetoinfluye bastante en la magnitudglobal. Muchos de los tamañosque aparecen en los catálogosson medidos sobre una foto asíque son mayores que en la obser-vación visual. De echo, otrabuena observación es compararlos tamaños y magnitudes condiferentes aberturas. Quizá nosllevamos alguna sorpresa.

· Podemos también intentarcomparar el "color" de los globula-res. Aunque todos parezcan alprincipio sin color, si observamosvarios seguidos podremos com-probar como algunos son de colormás oscuro que otros. M13, porejemplo, siempre me ha parecidocon un tono azulado, otros pare-cen amarillos... Son colores muytenues, tal vez parecidos a latonalidad verdosa de M42, aun-que esto también depende de sumagnitud.

Estos son sólo algunos ejem-plos de cosas que podemos com-probar viendo un cúmulo globularpero es seguro que hay más. Elobservador que se dedique aestos interesantes objetos prontoadvertirá otros detalles que le per-mitirán ir haciendo su propio catá-logo de observaciones propias.

HHasta aquí este artículo en elque he intentado hacer una

aproximación a los cúmulos glo-bulares, tanto en plan de divulga-ción como en plan de observa-ción. Estos objetos bien merecendedicarles algunas noches.

para contactar con el autor:

ksegarra@wanadoo.es

fig. 8

FOSC 27 11

ÚÚltimamente el mercado de lostelescopios en España se ha

ampliado enormemente. Han apa-recido muchas marcas que se dis-putan a una clientela que ha cre-cido mucho en número, gracias alos últimos años de bonanza eco-nómica y a una modesta populari-zación de la astronomía comooferta cultural de ocio. Ademáshace unos años era impensableconstruir telescopios de más de20 cm de abertura a precios rela-tivamente asequibles y, por tanto,la demanda aquí en España erareducida. Ahora esta situación hacambiado, el mercado ofrece granvariedad de telescopios y acceso-rios, muchas veces a precios quehace unos años eran impensa-bles. La oferta de telescopios es,pues, muy abundante, con mode-los para todos los gustos y losrespectivos bolsillos. En este artí-culo nos fijaremos en el CG 9 ¼de Celestron, que es una opciónmuy firme a considerar si estamosdispuestos a gastarnos bastantedinero comprándonos un telesco-pio que nos dure toda la vida.

Recogiendo información

TTras hacerme socio de la SACy salir unas pocas veces de

observación, enseguida decidícomprarme un telescopio propio.Como entonces era lego en lamateria (mediados de 1998), antela variedad de sistemas ópticos ymarcas estuve parasitando lostelescopios de otros socios duran-te año y medio para tomar con-ciencia de las posibilidades quecada uno me ofrecía. Llegado elmomento pedí por correo unos

catálogos y tras unas semanas dereflexión y sabiendo ya las presta-ciones de cada tipo de telescopio,me decidí por un Schmid-Cassegrain Celestron de 20 cmque ya poseían otros socios. Conesta idea me marché un día aBarcelona. Al llegar a la tienda yconsultar la lista de precios actua-lizada, saltó la sorpresa: los pre-cios habían bajado en variasdecenas de miles de pesetas ypor un poco más del dinero queiba a pagar por el SC de 20 cm,podía tener uno de 23'5 cm.Había que pensarlo más deteni-damente porque enseguida apa-recieron varias preguntas. La pri-mera, ¿esa caída de precio indi-caba una pérdida de calidad ópti-ca?. Según aseguraron en la tien-da: "en absoluto, la bajada de pre-cio se debe a que Celestron fabri-ca las monturas en una nuevafábrica en China donde los costesde producción son menores".Esta respuesta sugería otra pre-gunta: ¿Quiere decir eso que lamontura era mala? "No, un pocojusta para ese tubo pero funcionabien" - según el vendedor.

Aquel día volví a casa sintelescopio. Tenía una terribleduda: ¿valía la pena ese incre-mento de sólo 3 centímetros ymedio o sería imperceptible lamejora en la imagen? Como medeclaro un enfermo de aberturitisme decidí por ganar esos pocoscentímetros. Ahora bien, ya pues-tos a gastarse dinero, ¿por qué nocomprar el Celestron de 11 pulga-das (28 cm de abertura)? Por dosrazones: se salía del presupuesto(casi un millón de pesetas) y

resultaba ser un armatoste dedimensiones desproporcionadas,incompatible con las estrechecesde mi coche y con la comodidadpara transportarlo al campo, yaque no dispongo de un observato-rio fijo.

TTomada la decisión, la semanasiguiente volví a la tienda y

me llevé el telescopio a casa enmi propio coche, a pesar de queofrecen un servicio por el queremiten la compra por mensajeríasin recargo. Eran dos cajas, unapara el tubo y otra para la montu-ra y el trípode. Tras leer por enci-ma el manual de instrucciones,abrí la caja de la montura y mepuse a realizar el montaje segúnlo indicado. Algo raro pasaba,porque no faltaba ninguna piezapero todo estaba distribuido deforma distinta de la indicada.

Las instrucciones eran claras yconcisas: primero monté el trípo-de de aluminio apretando tornillosy ajustando la bandeja con laspalomillas, después fijé encima elcabezal y atornillé los contrape-sos. Los manguitos ya veníancolocados en su sitio, pero enton-ces saltó la alarma: ¡uno de ellosestaba roto! Tras unas maldicio-nes irreproducibles me asaltaronlas sospechas de timo: ¡me habí-an vendido una montura ya usadaque habían vuelto a meter en lacaja desordenadamente, y paracolmo estaba rota! -una práctica

Análisis delCelestron CG 9 1/4

por Higinio Tena

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que por desgracia es habitual enciertos hipermercados-.

En cambio, hay que reconocerque el tubo estaba intacto, metidoen su caja perfectamente precin-tada y con ese característico olora novedad que tiene una cosaque se estrena.

A la mañana siguiente otra vezpara Barcelona a exigir una devo-lución. Me atendió el mismo ven-dedor que el día anterior y, trasasegurarme que era imposiblevender una montura ya usadaporque había clarísimas órdenesen contra de la propia tienda, pro-cedió a abrir otra caja precintadasólo para convencerme de ello.En efecto, las piezas aparecieronexactamente en la misma distribu-ción que yo había encontrado,además en la nueva caja elmismo manguito también estabaroto con lo que mi afirmaciónganó credibilidad delante del ven-dedor. Al instante me entregó unmanguito nuevo(1).

AAl llegar a casa, volví a ajustar-lo todo, y procedí esa noche arealizar la primera observación.

¡Qué imágenes!

TTras alinear el buscador conuna farola, apunté a la estrella

polar. Al enfocar, el tubo comenzóa responder a todas mis expecta-tivas, incluso a superarlas. Lasestrellas eran puntuales, nadaque ver con la supuesta aparición-según sostenía cierto socio- de"disquitos" estelares en lugar depuntos luminosos. Pero lo mejorvino después, al apuntar a lanebulosa de Orión. Por ningunode los telescopios con los quehabía observado le había vistotantos detalles y tal luminosidad:las "alas" de dimensiones colosa-les se abrían hasta salirse delcampo, advirtiéndose finísimos ydelicados juegos de luz y contras-

tes en una imagen clara, nítida,brillante, sobrenatural. Las estre-llas del trapecio brillaban puntua-les, majestuosamente nítidas.

Desde entonces otras pruebashan corroborado estos hechos:los brazos espirales de M101, laestrella central de la Helix, losinnumerables detalles en los bra-zos espirales de M33, un esplen-doroso M13, la Laguna, la Trífida,la Dumbell…

Además por ser de focal larga(f:10) se suponía que era buenotambién para planetaria. Díasmás tarde lo probé con Júpiter ySaturno y de nuevo mis expectati-vas se cumplieron ampliamente:gran cantidad de detalles son visi-bles sin necesidad de filtros enambos planetas siempre, claroestá, que la turbulencia lo permi-ta.

En el aire queda la duda de siun refractor de dos millones depesetas ofrece imágenes mejo-res. Esperemos que alguien secompre uno pronto para podercomparar.

Aparecen los problemas

SSin embargo, se notaba alenfocar o corregir el segui-

miento un exceso de vibraciónque tardaba más de la cuenta endetenerse. No era un problemagrave pero al final causaba ciertaincomodidad. El trípode de alumi-nio, no demasiado rígido, era sinduda el culpable de esas vibracio-nes que llegaban a ser incómodaspor reiteradas.

Tras comentarlo con variossocios, se me dieron solucionesconsistentes en introducir unostacos de madera entre las dosvarillas de cada pata para aumen-tar la estabilidad y reducir la vibra-ción. Unas semanas despuéshablé de ello con nuestro socioFelipe Peña que propuso otro

remedio distinto: altruistamenteme dejaría utilizar un trípode quetenía en casa, hecho por él mismocon unas maderas viejas y quellevaba un par de bandejas parahacerlo más robusto. Tras probar-lo hicimos unos pequeños ajustesen las patas y las vibraciones seredujeron de manera espectacu-lar, tanto es así que desde enton-ces únicamente utilizo este trípo-de manufacturado y el anterior haquedado abandonado en un rin-cón.

Mientras tanto también habíacomprado unos motores que aco-plé a la montura (la original no laslleva). Al principio parecían irbien, pero al hacer funcionar demanera continuada los motorescambiando el sentido reiterada-mente, el embrague se aflojaba yacababa patinando sobre la aran-dela que presionaba con los ejes.Pero de nuevo el ingenio deFelipe Peña dio con la solución:bastaba con fijar unas arandelasestriadas de forma cónica a losembragues para que dejasen depatinar. Dicho y hecho, problemasolucionado sin ningún gasto.

TTras un año de pruebas, pro-blemas y soluciones, las con-

clusiones finales a las que melleva la experiencia son éstas:

1. La óptica del CG 9 1/4 esuna auténtica maravilla. Estetelescopio es un todoterreno, conunas prestaciones insuperables

FOSC 27 13

en cielo profundo y extraordinariopara planetaria.

2. La montura no es un tanque,pero es suficientemente robustapara resistir bien el tubo, aunqueno es aconsejable para tubosmayores.

3. La política de abaratar cos-tes de Celestron es la causa deque nos vendan el telescopio conun trípode demasiado enclenquepara el peso del CG 9 ¼, quecausa problemas de estabilidad.Acaba de aparecer una nuevamontura (la llamada CG6) real-mente robusta que le hubiese idomejor a este telescopio, peroparece que los motores estándando ciertos problemas. Su pre-cio es de unas 200000 ptas.

4. No se crea la teoría de losduros a cuatro pesetas y sospe-che ante la aparición de unaganga en el mercado. Por ejem-plo: un refractor Takahashi de 15cm de abertura vale unos dos

millones de pesetas, ¿creealguien que un refractor con esamisma abertura que vale la déci-ma parte puede tener la mismacalidad de imagen? Piense quelas caídas de precio espectacula-res y sin razón aparente sonsiempre a costa de algo: montura,trípode, calidad óptica, …

5. Olvídese de chorizos, mafio-sos e incompetentes y compraren comercios responsables y conun buen servicio post-venta. Antela duda, acuda a la sede de laSAC y pregunte, le atenderemosgustosamente.

EEn definitiva, si alguien puedegastarse casi medio millón de

pesetas le aconsejo vehemente-mente este telescopio. En el casode que sea un manitas, que apro-veche la montura, utilice el trípodede aluminio para los prismáticos11x80 y que se haga otro másrobusto para el telescopio. Si pre-fiere comprarla pregunte por lamontura G-8 de Losmandy -con la

posibilidad de ampliar el instru-mental astronómico con una CCDen el futuro- que soportará sinproblemas este telescopio. Que lodisfrute durante toda su vida, nose arrepentirá de haber hechoesta compra.

¡Ah!, y una última opinión per-sonal: frente a la impresionantecalidad óptica de los refractoresapocromáticos y de fluorita, por elprecio que cuestan más valedejarse llevar por la aberturitiscon telescopios de calidad.Recuerde: la luz le abrirá el cami-no hacia los confines del univer-so.

Notas

(1) Este tipo de detalles son losque distinguen la competencia de uncomercio serio y ciertas tiendas quepretenden dar una imagen de profe-sionalidad pero que no ofrecen otracosa más que el "choriceo" y la mafiao la absoluta ineptitud del personal,cuando no fraude, con el fin de impre-sionar y aprovecharse del neófito.

1 LAS OBSERVACIONES

A. INTRODUCCION

EEs necesario, en primer lugar,ver y reconocer las constela-

ciones, pues son mapas que nosayudarán a localizar, retener,memorizar y ubicar todo aquelloque vayamos viendo. Pues lo másimportante va a ser recordar lovisto posteriormente.

Tarea ésta no tan sencillacomo los veteranos la plantean,mucho más cuando no nos aplica-mos con la continuidad y asidui-dad deseada. Para unos menos,para otros más, ya es un reto enmuchas ocasiones esquivo, ynunca mejor dicho, puesto queéstas parece que nos esquivanconstantemente huyendo de loslugares donde las hemos localiza-do y memorizado por primera vez.No digamos nada de la profundi-dad de los detalles, pues éstoshacen todo lo posible por despis-tarnos. A veces están presentes,a veces desaparecen, a veces seencuentran, a veces no y es quela panorámica cambia con el tipode cielo, con el tipo de instrumen-to. Claro que esto son cavilacio-nes de principiante poco fino,

aunque supongo que de la mayo-ría, o al menos así lo deseo, por-que ya saben ustedes que eso de"mal de muchos..." sirve para miconsuelo.

En ésta ardua lucha contra loselementos, todavía no hemoshablado de los climáticos, recibi-mos la bien estimada, altruista, ysiempre muy entregada ayuda delos veteranos. Estos, siempremuy conscientes de nuestras limi-taciones y de nuestra poca entre-ga, nos dan todas las explicacio-nes requeridas en un santiaménsi solo queremos saber las voca-les. Pero nuestra impericia siem-pre nos hace pensar que algomás entenderemos y en ese casonos pasan del diccionario MaríaMolinera de la astronomía en dossantiamenes, cosa que nos hacever con claridad que esto es paravarios caminos de Santiago.

PPero volvamos al primer muro,reconocer las constelaciones.

Claro esta, éste primer paso, tansencillo en sí mismo, te puedehacer abandonar, mostrándotecon toda la crueldad posible tuinutilidad en el asunto. Pero comouno se lo barrunta y viene paralargo, no desiste. Así puedenpasar los primeros meses o losprimeros años. No hay que des-animarse. Hay que prepararse,mentalmente y con ayuda delyoga y otras disciplinas, paraaquella vez que uno se marcha acasa reconociendo varias conste-laciones, no muchas, habiéndolasencontrado sucesivas veces enesa noche. Fase superada VIC-TORIA. Pero había dicho prepa-rarse........ para la próxima vez, en

la que de nuevo no reconocemosnada. Buscando explicacionespara tan extraños fenómenos,algo a lo que uno no suele estaracostumbrado, encontramosmuchas, pues muchos son losparámetros que pueden influir entan singular hecho.

En primer lugar, y destacándo-se cual alta cota la propia torpeza,y para propio alivio podemos enu-merar sin ánimo de ser exhausti-vos: ¿es la misma hora nocturna?¿Es la misma época del año? ¿Esel mismo instrumento? ¿Es elmismo cielo? ¿Hace el mismofrío? Porque se diga lo que sediga no se ve lo mismo si no haceel mismo frío, pues a distinta tem-peratura corporal distintas expli-caciones de los componentes físi-cos del cuerpo y de la mente,vamos que si te quedas cubito, nives nada ni falta que te hace; Yasabemos que toda condición cli-matológica mala puede empeorar,pues si además de hace unahumedad de c., ................ hom-bre.........................¿pero estadespejado, o hay alguna nube, omuchas, vamos que está nublado,o muy nublado?Oiga................¿y estausted en el mismositio?............. perovamos que ignorancia,que más da, porque las constela-ciones están igual y en el mismolugar, o no? o se mueven? o no semueven, o nos movemos nos-otros? jo que lío, claro..........,sime lo contaron en primaria, diosmío que desliz. Si es que estoyentumecido y ¡no me noto laspiernas¡.

Sección para principiantes...

por Antonio Castillo

(y para principiantes perpetuos)

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Pero, estamos en el mismositio o no, huy, huy que me lío otravez,¿ por qué me lío otra vez?.Ah! Ya!........ es aquello de la con-taminación lumínica, que traduci-do significa, como toda la vida, elresplandor de la luz artificial,bueno, bueno, ¿pues es el mismoque en la última observación? ¿ono lo es?. Levanto la vista pasan-do de la pantalla al cielo que veodesde la terraza. No, no lo es, veocientos de luces, un cielo nubla-do, tan nublado que acierto a veralguna estrella. Ayer noche reco-nocía constelaciones, y hastaencontraba alguna galaxia, algúncúmulo, alguna nebulosa, cuantasmaravillas vi. Pero, qué estrellaserá aquella y cual aquella otra, aqué constelación pertenecerán,bueno, será la luz del techo y lafalta de gafas. Es que tener queestar a la intemperie en plenamadrugada es para gente curtiday...............veterana. Los demás

todavía estamos intentandohacernos a la idea. ¿No hemoshablado de la indumentaria?bueno pues ya hablaremos enotra ocasión. Un saludo.

B. EXPERIENCIAPRACTICA Y POSITIVA.

DDespués de algunas salidasnocturnas habiendo cose-

chado éxitos parciales podemosempezar a pensar en conseguiralgún éxito con cumplimiento deexpectativas. Para ello habremospulido muchos pequeños detalles,tan pequeños, pequeñitos quehan imposibilitado un trabajo exi-toso anteriormente.

No se puede andar sin unabuena linterna, hay que comprarcelofán rojo, o mejor que te loregale Germán, si te libera lasmanos mucho mejor, no debestardar 2 años en comprender que

tienes que tener las manos libres,pues linterna, planisferio, prismá-ticos, etc. necesitan de tu concu-rrencia, un buen trípode converti-rá las luciérnagas en estrellas ynos dotará de fuerza descomunaldurante horas, pues la carne esdébil en general y la de los brazosen particular. Sobretodo cuandose tienen alzados hacia el cieloproducen un rápido efecto sobrelas intenciones de la mente,haciéndonos desistir rápidamentede la idea de observar durantehoras, reduciéndola a algunasdecenas de minutos.

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La Tira de Miguel La Tira de Miguel

Derecha: Aprovechando el nuevo formatocon más calidad del Fosc, reeditamos estamagnífica imagen de M31, obtenida porGermán Peris, y que logró el segundo pre-mio en el concurso internacional de fotogra-fía astronómica organizado por laAgrupación astronómica de Gran Canaria.Los datos los tenéis sobreimpresionados enla base de la misma.

Arriba: sendas imágenes de la ocultación de Saturnopor la Luna del pasado 3 de noviembre del 2001obtenidas por José María Sebastià, quien , desdeque descubrió la posibilidad de la fotografía, estásacándole aún más partido a su flamante telesco-pio... Las imágenes corresponden a la reaparición, laizquierda a las 20’42 T.U. y la derecha a las 20’45T.U. S/C 254mm f10, con proyección por ocular de12mm, película Fuji Superia 100 y 3 s de exposición.

sección mantenida por Higinio L. Tena

Título: El café de la AstronomíaEditorial: Ma Non TroppoAutor: Sten Odenwald

EEl Café de la Astronomía es una extensa recopilación de preguntas y respuestas. Concisamentepero con rigor se responden en unas pocas líneas la mayor parte de las preguntas que se hace elastrónomo aficionado sobre temas astronómicos y astronáuticos: la Luna, el sistema solar, la VíaLáctea, los viajes espaciales, etc. Debe destacarse que uno de los capítulos está dedicado a losrecursos astronómicos de Internet y otro a los avistamientos extraños. También hay uno sobre lassalidas profesionales de la astronomía, aunque algunos se desmoralizarán al leerlo.

El autor es el mantenedor de la página de Internet www.theastronomycafe.net en donde se danrespuestas a las preguntas astronómicas planteadas por los internautas. A partir del material reco-pilado con el tiempo se ha realizado este libro que agrupa y sintetiza las preguntas más frecuentesorganizadas por temas, y recoge gran parte de la información disponible en la página web.

Una de las grandes ventajas de este libro es que se puede leer en el orden que más nos apetez-ca. No es necesario ir desde la primera página a la última, sino que podemos empezar en un capí-tulo cualquiera sin perder el hilo, o simplemente ir saltando de pregunta en pregunta.

Muy interesante para todo el que tenga curiosidad por el cosmos a cualquier nivel; aunque sepa-mos mucho seguro que con su lectura aprenderemos algo nuevo.

Título: Fin. La catástrofe cósmica y el destino del universoEditorial: CríticaAutor: Frank Close

CContinuamente aparecen en radio, prensa y televisión, noticias catastróficas deinundaciones, ciclones, tornados, erupciones, … Este es un libro que trata de otrotipo de catástrofes: las venidas del cielo, ya sean los impactos meteóricos, el fin delSol o del universo. Basta con fijarse en el título fatalista, que nos da una idea de sucontenido.

Sus 250 páginas están divididas en 4 partes:

La primera trata de los peligros que entrañan los impactos meteoríticos y cometa-rios para la vida en la Tierra. Inevitablemente aparece el asunto de la extinción delos dinosaurios y de los asteroides que cruzan la órbita de nuestro planeta.

La segunda, de dos capítulos de extensión, está dedicada al Sol y se hace especialhincapié en el todavía controvertido asunto de los neutrinos solares.

La tercera se dedica a la galaxia, con una introducción sobre la vida de las estrellas, para terminarrefiriéndose a la explosión de supernovas, ¿quizá la causa de la extinción de los dinosaurios?

La cuarta y última se dedica al destino final del universo. ¿Contracción o expansión eterna?, es lapregunta que se trata de contestar. Como colofón en el último capítulo del libro el autor habla delfinal de nuestro Sol; dando rienda suelta a su imaginación científica, propone soluciones para lasupervivencia de la raza humana a las catástrofes anteriormente referidas.

El autor se muestra excesivamente catastrofista en algunos párrafos de la primera parte del libro ymuy fantasioso al final. Pero estos detalles no deben engañarnos: es un buen libro de divulgación,que resulta fácil de leer y con un nivel muy accesible para el aficionado medio.

B i b l i o t e c aB i b l i o t e c a

20 FOSC 27

La observación de estrellas dobles puede ser muy gratificante, tanto porsu belleza como por la facilidad para su realización desde cielos urbanos"ultracontaminados" lumínicamente.

Muchas de ellas son pares que contrastan por la delicadeza de sus colo-res, sobre todo Albireo (topacio y zafiro según Burnham), GammaAndrómeda y 145 Can Maior. Otras como Zeta Cancri (fotografiada pero nodesdoblada su pareja más cerrada) y Theta Orionis (no fotografiada correc-tamente) sorprenden por su complejidad formando tríos y hasta cuartetos.

Se pueden realizar medidas de distancias y ángulos de posición, lasituación de la estrella secundaria (B o C) respecto a la principal (A), comoya se explicó en un artículo anterior aparecido en el FOSC.

En este artículo se exponen imágenes de algunas de las estrellas doblesy múltiples más bellas del firmamento, aunque hay otras todavía no regis-tradas como theta Orionis, difícil de fotografiar por la debilidad del cuartocomponente y la poca precisión del seguimiento con estas focales, imposi-ble de corregir en tiempos tan cortos de exposición. Desde aquí animo aconseguir este trofeo.

Las fotografías han sido obtenidas con película diapositiva Ektacrome de 400 asa en un SC de 200mmcon focal de 30, con 5 segundos de exposición. El lugar era las afueras de Castellón, pero con tiempos tancortos no se vela la película.

Los datos de las estrellas fotografiadas en este artículo son los siguientes:

Tenemos aquí un campo de observación, creo que fascinante, y sin necesidad de coger el coche, desdela azotea de casa o desde el balcón se puede disfrutar de su contemplación e incluso fotografiarlas.

Fotografiando Parejaspor Carles Labordena

Magnitud A - B Distancia " Colores y otros datoså 747 Orionis 4.8 - 5.7 35.8145 Can Maior 4.8 - 6.0 26.8 Amarilla y azula Canis Venatici - 2.89 - 5.6 20 Blanca y lila

Cor Carioli z Ursa Maior - Mizar 2.4 - 4.0 14.4z Piscium 5.2 - 6.4 23.2 l Arietis 4.8 - 6.7 37.8 Azul pálido y azul oscuro 61 Cygni 5.3 - 5.9 28.4 Amarilla y naranjab Cygni - Albireo 3.09 - 5.11 34.3 Amarilla y azul-verdosob Scorpi - Acrab 2.9 - 5.1 13.7 Blanca y azul e Lirae 5.06 - 6.02 2.8 Los 2 pares separados

5.14 - 5.37 2.6 por 208"y Casiopea 4.5 - 9.3 23.2 A tiene una compañera

de la 13ª a 2.5" g Arietis 3.9 - 3.9 7.7 K Puppis 3.8 - 4.0 9.9 b Monoceros 4.7 - 5.2 7.2 z Cancri 5.6 - 6.0 0.9

5.6 - 6.3 6.4 q2 Cancri 6.4 - 6.4 5.0 g Andromeda - Almach 2.1 - 4.8 9.8 Amarilla y azul pálido z Ursa Maior - 2.4 - 4.02 668 Estrella doble con una

Mizar - Alcor compañera a simple vista

FOSC 27 21

Nota de la redacción: las fotografías, en blanco ynegro tal como aparecen en el boletín, no hacenjusticia a los originales, que muestran maravillosa-mente los colores de las estrellas. Esperamos ofre-ceros las imágenes tan pronto como podamos ennuestra web.

El día 8 de Septiembre, por lamadrugada, tuve la oportunidadde seguir uno de estos fenóme-nos en los que se demuestra laprecisión de la mecánica celeste yel ingenio de los hombres parapredecir los movimientos de losastros.

Se trató de la ocultación de laestrella HIP106829, de la 7'2ªmagnitud por Titania, satélite deUrano, de la 13'9ª. Naturalmente,

con mi SC200 a 160x, desde lasafueras de Castellón, no podíapretender observar el satélite,pero incluso a pesar de que elfenómeno ocurriría con el planetamuy bajo sobre el horizonte y conlas luces de la ciudad interfirien-do, se podría ver perfectamenteambos astros según comprobé eldía anterior. Por ello me decidí nomoverme de casa, que es máscómodo.

Al principio de la noche sepodía apreciar la estrella a unos15" al NW del planeta, y conformeavanzaba la noche se la veía des-

OCULTACION DE UNAESTRELLA POR TITANIA

Carles Labordena

forum del observador

plazarse, pasando unos 9" alNorte de Urano, pero sin acercar-se lo suficiente al disco como paraser ocultada por el anillo que lorodea.

A las 1h54m40.29s TU seobservó una desaparición bruscade la estrella cuando fue ocultadapor la invisible Titania, lo quehabla en contra de una atmósferaapreciable en dicha luna, aunquepara asegurar este punto sedeben utilizar registros electróni-cos lo suficientemente sensibles.Tras 19.32 segundos reaparecióla estrella también de modo súbi-to. A pesar de lo bajo que estabael planeta las imágenes seguían

siendo nítidas y se pudo disfrutardel evento plenamente.

Parece ser que tendremos queesperar unos 5000 años parapoder observar otra ocultaciónestelar por satélites de Urano,aunque tampoco se puede asegu-rar con tanto tiempo de antela-ción, de hecho, este fenómeno nose pudo prever hasta hace un añocuando lo calculó ClaudioMartínez en Argentina.

Todo el fenómeno se puederepetir en el Dance, vale la penala simulación, aunque como larealidad "real" no hay nada.

FOROFORO¿¿?? ¡Ayuda!

Tengo un S/C de 254mm optativopara trabajar a f:10 y/o a f:6,3.

Ya sé que con él no puedo foto-grafiar, por ejemplo, M-31 porque,dado su tamaño y la focal de mi teles-copio, no la puedo ver entera y por lotanto no me cabrá dentro del clichéfotográfico.

La experiencia me ha enseñadoque, por ejemplo, M-8 la debo foto-grafiar a f:6,3 mientras que con M-20puedo hacerlo a f:10, pero ¿Cómopuedo averiguar si un objeto (conoci-das sus dimensiones) me cabrá den-tro del cliché? ¿Existe algún métodomatemático para que, conocidas lasdimensiones del objeto y las caracte-rísticas del telescopio, pueda calcularlas dimensiones que tendrá en lafotografía?

Gracias y espero que alguien meresponda.

José Mª Sebastiá

¡¡ !! En contestacion a la consulta

realizada por nuestro Socio Jose MªSebastià sobre el campo abarcado afoco primario mediante un telescopio ysobre un tamaño de negativo de 35m.m, tenemos que:

Campo abarcado (º)= 2*ATN(17.5/F)*2*ATN(11.75/F)

siendo F la distancia focal delTelescopio en milimetros.

Asi para un telescopio de F=2500mm ,como el de Josep Maria, tene-mos que el campo abarcado es de0.43 grados cuadrados, que en hori-zontal son 00º32' y en vertical 00º48'.En la diagonal del negativo cubriria-mos 00º58' y 1 m.m sobre el negativoequivaldria a 0º01'20''.

German Peris.

FOSC 27 23

ABERRACIÓNESFÉRICA

LLas aberraciones monocromáti-cas, es decir, las originadas

por luz compuesta por un hazhomogéneo de la misma longitudde onda (?) forman un capítuloextenso de la Óptica.

Todas estas aberraciones tie-nen su origen en supuestos sim-plificados de la trayectoria derayos en un dioptrio esférico(Óptica de primer orden paraxial uÓptica Gaussiana). La fórmulafundamental del dioptrio o inva-riante de Abbe: n1/s0+n2/si=n2-n1/R (Fig.1) requiere la aproxi-mación sen j ˜ j y cos j ˜ 1. Estoes así si nos limitamos a los rayosparaxiales. Pero en realidad sen j= j - j /3! + j /5! + j /7! + ... . Si losdos primeros términos del des-arrollo se conservan como unaaproximación mejorada tendre-mos la teoría del tercer orden. Lasdiferencias con la teoría del pri-mer orden quedan incluidas enlas cinco aberraciones primarias(aberración esférica, coma, astig-matismo, curvatura de campo ydistorsión) que fueron estudiadaspor Ludwig von Seidel (1821-1896). Existen sin embargo, abe-rraciones de orden superior al

considerar otros términos de laanterior serie.

Para establecer con exactitudel camino de los rayos en un sis-tema óptico se recurre hoy día altrazado analítico de rayos porordenador, eliminando de estamanera las citadas aberracionesde orden superior. Hoy puedenanalizarse tanto los rayos meridio-nales (contenidos en el plano deleje óptico) como los oblicuos (nocortan el eje óptico). En el primercaso el análisis matemático esbidimensional y en el segundo tri-dimensional.

La óptica de superficies reflec-toras o espejos (Catóptrica) tie-nen similares principios a la ópticade elementos refractores(Dióptrica). Las fórmulas en espe-jos son similares a las lentes, con-siderándose la reflexión un casoparticular de la refracción, donden1/n2= -1. Para espejos esféricosen la región paraxial (aproxima-ción de Gauss) se cumple 1/ s0 +1/ si = -2/R = 1/f (fórmula de losespejos) , aplicable tanto a espe-jos cóncavos (R<0) como conve-xos (R>0). Las ecuaciones delaumento lateral (MT) son igualesa las de las lentes, salvo la con-vención de signos. Existe unanotable similitud entre las propie-

dades de un espejo cón-cavo y una lente convexay entre un espejo conve-xo y una lente cóncava.Los espejos asféricos(parabólicos e hiperbóli-cos, esencialmente) soloproducen imágenes per-fectas para pares depuntos axiales (conjuga-dos). También, sedemuestra matemática-mente que en la regiónparaxial la configuración

esférica y parabólica son indistin-guibles.

En la aberración esférica (AE),los rayos no paraxiales sobre eleje óptico (h) son enfocados máscerca del vértice (Fig.2). O dichode otro modo, la AE correspondea la dependencia de la distanciafocal con la abertura para rayosno paraxiales: f(D). La distanciaentre los focos no paraxiales (focomarginal) y el foco paraxial (Fi) esconocida como aberración esféri-ca longitudinal (AEL) que serápositiva para lentes convergentesy negativa para lentes divergen-tes. Así mismo existe una aberra-ción esférica transversal o lateral(AET). La envolvente de los rayosrefractados o reflejados (los espe-jos esféricos también poseen AE)se denomina cáustica (del Latín,causticus: que quema) y su inter-sección con los rayos marginalesindica el plano de mínima confu-sión SMC, es decir, donde se con-sigue la mejor imagen (Fig.3 y3bis). Las aberraciones de ondason las desviaciones máximasentre el frente de onda real y elideal y generalmente se expresanen fracciones de longitudes deonda.

La AE desplaza la luz de la dis-tribución de Airy (Fig.4) del discocentral (fenómeno de difracciónpara una abertura circular) a losanillos periféricos [Ver artículo deMatamoros en FOSC 1995, nº1].Así, ?/4 de AE disminuye la irra-diancia del disco central en un20%. Por tanto, la AE reduce elcontraste y degrada los detallesde los objetos estudiados, efectotambién producido por la aberra-ción comática y el astigmatismo.

La forma más sencilla decorregir la AE es cerrando el dia-

ABERRACIONES ÓPTICAS (II)Por José-Tirso Corbacho Ródenas

fig. 1

FOSC 27 25

fragma de la lente, con la corres-pondiente pérdida de luminosi-dad. También la forma y la dispo-sición de la lente es fundamental.Una misma lente plano-convexatiene más AE si recibe los rayospor su cara plana que por su caraconvexa. Actualmente se emple-an lentes asféricas (lentes consecciones cónicas: elipsoidales ehiperbólicas.- Descartes (1637)desarrolló la base teórica de laÓptica en superficies asféricas-),aunque un doblete acromáticopuede también emplearse paradisminuir la AE.

Los espejos parabólicos yesféricos poseen aberracióncomática o coma y astigmatismo,sin embargo carecen de aberra-ción cromática como ya vimos enel capítulo precedente de aberra-ciones ópticas. Un sistema ópticocon AE y coma despreciables sedenomina aplanático.

Un espejo parabólico, pordefinición está libre de AE paraobjetos axiales puntuales en elinfinito. Los telescopios reflecto-res Newtonianos y derivados(Gregoriano con espejo secun-dario elipsoidal cóncavo yCassegrain con secundario

hiperbólico convexo) poseen unespejo primario paraboidal cónca-vo. El telescopio Schmidt-Cassegrain utiliza como primarioun espejo esférico y una placafrontal correctora para evitar laAE. Schmidt inventó la placafrontal correctora de vidrio consección toroidal para enfocar pre-cisamente los rayos no paraxialeseficazmente en el espejo secun-dario. Sistemas sofisticadosreemplazan la lámina correctorapor sistemas concéntricos de len-tes de meniscos (Bouwers-Maksutov) mientras otros recu-rren a espejos sólidos y gruesos oinclusive una configuración detres lentes asféricas (Baker).

El Telescopio Espacial Hubble(HST) nació para ser un reflectoraplanático (sin AE y sin coma) enun marco de cooperación entre laNASA y la Agencia EspacialEuropea (ESA). HST es en esen-

cia un Cassegrain con un primarioy secundario hiperbólicos (deriva-do del modelo Ritchey-Chretien,configuración ideal para aperturasde 2 m o más). HST con un pri-mario de 2,4 m y un secundariode 0,3 m fue puesto en órbita enAbril de 1990, a 591 Km de laTierra con un período de 96 minu-tos. Las aportaciones de este tipode telescopios espaciales sonmúltiples, fundamentalmenteresolución (0,05 segundos dearco versus 0,5 como máximo delos mejores telescopios terres-tres) y funcionalidad eficaz en elultravioleta (ningún telescopioterrestre lo puede hacer).

HST tenía un espejo primarioque había sido pulido de formaincorrecta siendo demasiadoplano en su parte periférica en?/2, padeciendo por tanto de AE.En 1993, la tripulación del trans-bordador espacial Endeavour(algo así como "el esforzado", eninglés) solucionó el problema apli-cando una óptica correctiva(misión COSTAR). El disco cen-tral de Airy pasó a tener de tansolo un 12% de luz, a un 70%(84% es el límite ideal) tras lacorrección óptica.

ABERRACIÓNCOMÁTICA O COMA

LLa aberración comática o coma(CO) deteriora la imagen aso-

ciada con puntos objeto situadosfuera del eje óptico aunque sea adistancia corta de dicho eje (elastigmatismo, también tiene suorigen en estos rayos oblicuos,

fig. 2

fig. 3

fig. 3.bis

aunque en este caso los puntosobjetos están más separados deleje óptico). Los rayos paralelos aleje se enfocan en el foco axial Fi(de no existir AE) como ya hemosvisto, pero los oblicuos al eje (queocasionan el aumento lateral) seenfocan en un plano principal Si(en realidad superficie curva prin-cipal). De esta forma la imagen deun punto no es un círculo sino unaimagen asimétrica o coma (porparecerse a la cola de un come-ta).

La coma puede ser positiva (a)si los rayos marginales se enfo-can más cerca del eje óptico quelos principales o negativa (b) si seenfocan más lejos (Fig. 5). Parauna CO positiva el círculo comáti-co sobre Si estará más alejadodel eje óptico cuanto mayor sea eldiámetro de la lente.

Un punto objeto ocasiona unaserie de varios círculos imagen dediferente tamaño y posición, exis-tiendo un componente tangencialy otro sagital (Fig. 6). El cono decoma, es una simplificación, puesen realidad por los fenómenos dedifracción tenemos una imagenmucho más compleja (Fig. 7).

En resumen, CO depende dela forma de la lente o del espejocurvo, de la distancia del objeto auna lente o espejo curvo determi-nado y de la distancia del objeto aleje óptico para una lente o espejo

curvo determinado. Los espejosplanos no tienen aberraciones.

En los telescopiosNewtonianos el campo de visiónaceptable es estrecho por la CO,dependiendo de la focal del siste-ma, cuanto más luminoso menoscampo aceptable, así un f 10 secalcula en un radio angular de 9minutos de arco descentrado deleje y un f 4 en tan sólo 1,4 minu-tos de arco.

La CO puede corregirseempleando una combinación delentes o diafragmando la lente o elespejo en una posición apropiada(sin embargo, la posición del dia-fragma es indiferente para corre-gir una AE).

Vemos pues, que una formarelativamente fácil de disminuiraberraciones en sistemas ópticoses diafragmarlos. Es decir, emple-ar dispositivos que limitan laanchura o inclinación de los rayosluminosos. Estos orificios circula-res perpendiculares al eje ópticodeben de tener un diámetro yposición adecuadas. Las lentespor si mismas hacen efecto dediafragma, aunque los verdaderosson los adicionales distinguiéndo-se entre diafragmas de aberturaque reducen los rayos inclinadosy los diafragmas de campo quereducen la porción del objeto exa-minado. Los primeros, disminu-yen las aberraciones a costa dereducir la luminosidad. Los dia-fragmas de abertura variable sedenominan iris.

fig. 4

fig. 5fig. 6

FOSC 27 27

Este gran astrónomo, uno de los más gran-des del pasado siglo XX, falleció recientemen-te, el día 20 de Agosto de este año 2001. Coneste motivo pensé que desde estas páginaspodríamos contribuir a su recuerdo y exaltarsus grandes contribuciones, no siempre com-prendidas al estar permanentemente envueltoen la polémica debido asus teorías con frecuenciaheterodoxas respecto alpensamiento "científica-mente correcto".

Nació en Bingley, GranBretaña, el año 1915.Tuvo una escolarizacióndifícil, enfrentado al siste-ma de enseñanza debidoa su precoz independen-cia. En 1936 se graduó,sin obtener el doctoradopor desdén y por razoneseconómicas. Durante laguerra mundial desarrollótrabajos con el radar,donde conoció a Bondi y aGold, junto con los cualescontribuyó al desarrollo del modelo estaciona-rio del Universo, con regiones locales inflacio-narias, modelo que recuerda a la teoría másen boga en la actualidad. Esta teoría es la quele dio más fama, aunque como veremos, reali-zó importantes aportaciones a la ciencia enmuchos campos

Fundó el Instituto de Astronomía deCambridge hasta el año 1973, cuando dimitióde todos sus cargos tras una disputa sobre eldesarrollo futuro de la investigación astronómi-ca. Siguió manteniendo contactos con impor-

tantes centros científicos, y un puesto comoprofesor en la universidad de Cardiff.

Una de sus contribuciones fundamentalespara la ciencia, consistió en explicar como sefabrican los elementos dentro de las estrellasmediante la nucleosínteis. Por este motivo suequipo recibió el Premio Nobel, aunque no él

personalmente, había intere-ses muy importantes paraque no recibiese dicho premiodebido a sus constantesenfrentamientos con los cien-tíficos que seguían las teorías"oficiales" de la época.

Propuso la existencia demoléculas complejas en elmedio interestelar, lo cual seconfirmó posteriormente, des-arrollando la vida primero enel espacio para ser introduci-da posteriormente en elSistema Solar por los come-tas, una forma de la teoría dela panspermia.

Hasta los años 90 siguió escribiendo artícu-los, sobre astronomía, arqueología, geología,biología, divulgación científica y literatura engeneral, aunque ya estaba oficialmente retira-do.

Fue un gran divulgador de la astronomía,mantuvo opiniones controvertidas sobre temasbiológicos y fue un magnífico escritor de cienciaficción, con su novela "La Nube Negra".

FRED HOYLE,Un astrónomo original y audaz.

por Carlos Labordena

Personajes

28 FOSC 27

EEn esta cuarta y última entregadel curso, vamos a hablar por

fin de los telescopios y de susmonturas. Sin duda la adquisiciónde un telescopio es uno de losmomentos de mayor indecisiónque se nos presenta durante eldesarrollo de nuestra afición,pues el desembolso económicoserá importante y debemos estarseguros de que el instrumentoadquirido se ajustará a nuestrasnecesidades y expectativas.

Naturalmente la compra de untelescopio no debe ser realizada ala ligera, por que las posibilidadesde que nos equivoquemos yadquiramos un instrumento inútilpueden ser considerables.

En las siguientes paginasvamos a hacer un breve repaso alos diferentes tipos de telescopiosy monturas más comunes queexisten en el mercado, y que sonconceptos que todo aficionado ala astronomía debería tener clarosantes de decantarse por la com-pra de un telescopio. Llegará elmomento en el que el astrónomoaficionado esté en condiciones deadquirir un instrumento, teniendoun gran dilema a la hora de elegirentre tanta variedad de casas ymodelos, especialmente incre-mentada en los últimos años,pero conociendo las característi-cas ópticas a través de la informa-

ción que aquí suministramos y através de la proporcionada por losfabricantes, nos permitirán al finalllegará a elegir el telescopio másajustado a nuestras necesidades.

Recordar que la calidad instru-mental es muy importante, y quedebemos de evitar adquisición delos telescopios de dudosa y bajacalidad, resumiendo: los telesco-pios baratos y los sospechosa-mente baratos para sus dimensio-nes. La montura sólida será otrorequisito indispensable para elbuen telescopio. Un trípode omontura que vibra al tocarlo, o semueve tras una ligera brisa haráque la imagen de un objeto celes-te baile y se observe borroso, y nonos permita observar con detalleluego, pues a mayor aumentomayor será la borrosidad.Además un telescopio que vibraconstantemente es inserviblepara realizar estudios meticulososy sobre todo para la astrofotogra-fía. También es deseable que susmovimientos (de ascensión rectay declinación, en el caso de unamontura ecuatorial) sean suaves.

Antes de la adquisición definiti-va, una buena opción es tantearlos telescopios propiedad de otroscompañeros de afición o de laasociación astronómica a la quese pertenezca. Durante las sali-das de observación tenemos unaocasión insuperable para pregun-tar sobre las características yprestaciones de los distintostelescopios que se dan cita, eincluso quizá, observar a travésde un telescopio idéntico al quetenemos pensado adquirir.

LOS TELESCOPIOS

El instrumento clásico y porexcelencia utilizado en astrono-mía es sin duda el telescopio. Sumisión es la de permitir ver aque-llos objetos que el ojo humano noes capaz de percibir, captando luzy aumentando detalles.

Si bien lo que tal vez más nosllame la atención primeramenteson los aumentos con los quepodamos trabajar, esta faceta noes la más importante en un teles-copio. Un telescopio lo que persi-gue es que la captación de luzsea máxima, lo que va a permitirver objetos más débiles, y estacaracterística viene determinadapor su diámetro o abertura.

Podemos hacer una analogíadel telescopio como un instrumen-to para recoger agua de lluvia;cuanto mayor sea el diámetro delinstrumento tanta más agua delluvia recogeríamos cuando llovie-ra. Pues bien, un telescopio reco-ge la luz de las estrellas, planetas,galaxias y demás objetos delcielo, cuanto mayor sea su aber-tura tanta más luz recogerá y portanto más objetos veremos. Elhecho de que pueda coger muchaluz posteriormente nos va a per-mitir aumentar los detalles deesos objetos cuya luz hemos cap-tado. Si por el contrario el telesco-pio es de pequeña abertura yrecoge poca luz, un aumento ele-vado para ver los objetos capta-dos sólo nos va a proporcionaruna imagen borrosa y sin ningunadefinición.

Iniciación a la Observación AStronómica (y IV)

El telescopio yEl telescopio ysu monturasu montura

por Carles Labordena y Germán Peris

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En una primera clasificaciónlos telescopios se suelen dividiren telescopios refractores (lentes)y reflectores (espejos) cuyosresultados presentan unas carac-terísticas diferentes. Existen tam-bién telescopios que presentanuna combinación de lentes yespejos, estos instrumentos sonconocidos genéricamente comocatadióptricos.

El objetivo del telescopios(lente o espejo) tiene como misióncaptar la luz de un objeto distantey concentrarla en un punto que enóptica se le llama foco del siste-ma. Allí se formara la imageninvertida del objeto. Tras el focose coloca otro sistema ópticomucho menor llamado ocular quees la parte óptica que nos va apermitir ver las imágenes yaumentarlas.

Según el ocular que utilicemosconseguiremos un determinadoaumento, así por tanto los siste-mas ópticos oculares son tanimportantes como el objetivo pri-mario del telescopio, de su cali-dad también dependerá en buenamedida la definición de la imagenresultante.

Un aspecto importante en eltelescopio es la distancia entre elobjetivo principal del telescopio yel foco, a esta distancia se laconoce en óptica como distanciafocal y marcará el poder deaumento del instrumento en fun-ción del ocular empleado.

La relación entre la distanciafocal y la abertura de un telesco-pio se llama focal del instrumentoy esta muy relacionado con lavelocidad fotográfica del instru-mento. En una primera aproxima-ción podemos decir que un instru-mento con focal (también llamadarelación focal) baja es un instru-mento luminoso de alta velocidadfotográfica (normalmente asocia-do a telescopios reflectores) y untelescopio con una focal alta esun instrumento poco luminoso debaja velocidad fotográfica (nor-malmente asociado a refractores)

TELESCOPIOSREFRACTORES

El objetivo principal es unalente tallada. Como la luz quecruza la lente sufre un efecto derefracción que la concentra en elfoco del instrumento, utilizan lasleyes de la refracción para formarla imagen.

Como normalmente cada lon-gitud de onda de la luz (cadacolor) tiene un índice de refrac-ción distinto (no se desvía igual)puede presentar un defecto deaberración cromática de formaque cada color de la imagen seconcentraría en un foco distinto.Una sola lente convergente pro-vocaría importantes aberracionescromáticas debido a que el índicede refracción depende de la longi-tud de onda de la luz.

En 1733 se ideó el dobleteacromático como medio de corre-gir estas aberraciones, posterior-mente J. Fraunhofer lo mejoró.

Existen diversos tipos de dobletescomo son los de Clairaut, Littrow,Clark y el propio de Fraunhofer.

Un doblete básicamenteestá compuesto por una lentepesada divergente (Flint) y unalente ligera convergente (Crown).Estos dobletes proporcionan unacorrección cromática aceptablepara la relación F>D2 y para lon-gitudes de onda situadas en elverde-amarillo (visual), pero pre-sentan cromatismo importantepara la astrofotografía (longitudesde onda azules).

Los sistemas apocromáti-cos (tripletes) reducen notable-mente todas estas aberraciones,aunque a costa de unos altos pre-cios. El mayor refractor se instalóen 1897 en Yerkes, con un diáme-tro de lente de 102 cm y esactualmente el instrumento deestas características actualmenteen uso.

Estos instrumentos pre-sentan muy buena resolución endetalles planetarios, estrellasdobles cerradas, observaciónlunar, etc. Especialmente en losrefractores de larga distanciafocal y aberturas moderadas consistemas de tres lentes. El sopor-te de la óptica es muy robusto ypermite un uso sin perder la aline-ación óptica del eje. Como incon-veniente es que suelen presentarunos precios muy altos en abertu-ras moderadas. Para iniciarnos enla astronomía puede ser unabuena opción un instrumento deeste tipo, con una abertura de 8cm y preferiblemente ecuatorial,siendo su precio inferior a las100.000 pesetas.

TELESCOPIOSREFLECTORES

El objetivo principal de untelescopio reflector es un espejoparabolizado que hace la función

30 FOSC 27

de lente concentrando la luz querecibe en el foco del sistema. Portanto utilizan las leyes de la refle-xión para formar la imagen.

Como el espejo, en el reflectorclásico o de Newton, esta situadoen el fondo del tubo óptico (sopor-te de la óptica) refleja la luz haciadelante por lo que a una distanciaconveniente se coloca un segun-do espejo plano e inclinado 45ºque desvía la luz hacia el ocularsituado en un lateral del tubo y ensu parte delantera.

Si el espejo primario (objetivo)es esférico se produce una abe-rración importante debido a que elfoco del sistema se sitúa a mitadcamino del vértice del espejo y sucentro de curvatura. Las imáge-nes sólo son perfectas en las pro-ximidades del eje óptico. Si seretoca la esfericidad para conver-tirlo en parabólico desaparece laaberración de esfericidad aunqueaparece la aberración de comaespecialmente molesta en la foto-grafía de gran campo.

Los telescopios reflectoressuelen ser buenos instrumentos,aunque precisan más cuidadosque los refractores (necesitan unacolimación del eje óptico cadacierto tiempo y un aluminizado desu espejo principal cada 10 añosde media), y se muestran clara-mente indicados para la observa-ción de cielo profundo y astrofoto-grafía. Un telescopio Newton de15 cm de abertura, ecuatorial,suele superar escasamente las100.000 pesetas.

La necesidad de corregir losdefectos ópticos de los telesco-pios reflectores llevó a idear otrossistemas ópticos más complejosaunque basados en el sistemaNewton. En 1930 el alemánBernard Schimdt ideó una placacorrectora que, colocándola en elcentro de curvatura del espejo -doble de la focal -, corregía la

aberración de esfericidad delespejo esférico. Esta placacorrectora aesférica compensa lamitad de la focal de la focal delespejo primario. Este tipo detelescopios se llaman Schimdt ocámaras Schimdt pues se gastanbásicamente para fotografía degran campo.

El Schimdt más grande es eldel observatorio alemán deTautenburg, con una placa de 134cm de diámetro, si bien los másconocidos son los situados enMonte Palomar (el 125 cm demonte palomar abarca un campode 25 º). Los telescopios o cáma-ras Schimdt también están alalcance del aficionado en peque-ños formatos; la casa americanaCelestron comercializa una de200 mm de abertura y con unarelación focal de f:1.5, cuyosresultados (sólo sirve para astro-fotografía y no para observaciónvisual) son excelentes.

El sistema Cassegrain fuepropuesto el mismo año en quenewton planteó el suyo (1672). Elespejo principal cóncavo es para-bólico, con su centro perforado(centrado en el eje óptico), queenvía la luz a un secundario con-vexo hiperbólico, que formará elfoco tras el principal. La focal delsistema como se puede ver esmuy superior a la de un Newtondel mismo tamaño, sin embargosólo produce imágenes correctascerca del eje óptico.

El telescopio catadióptricoSchimdt-Cassegrain, muy popularen la astronomía amateur, permi-te la utilización visual de la cáma-ra Schimdt gracias a un orificiopracticado en el espejo principalesférico. Son muy conocidas ennuestro país las casas america-nas Celestron y Meade como pro-ductoras de este tipo de telesco-pios de entre 125 cm. A 350 cmde abertura. Son telescopios muyvendidos por que se adaptan con

gran fidelidad a todos los camposde la astronomía, desde la obser-vación planetaria de alta resolu-ción hasta la observación de cieloprofundo de gran campo. Elmodelo más popular es posible-mente el C8 de Celestron (8 pul-gadas de abertura, o lo que es lomismo 20 cm), y su precio conmontura ecuatorial no supera las400.000 pesetas.

La dificultad de producir laplaca correctora Schimdt, llevó en1940 a idear el sistema Maksutov,en el que la lamina correctora esuna lente de superficies esféricas.Otros sistemas ópticos importan-tes que no describiremos son elNewton-Cassegrain, Coude,Maksutov-Cassegrain y Ritchey-Chretien, que son disposicionesópticas que normalmente no secomercializan en telescopios deaficionado.

Una ventaja de los teles-copios reflectores (especialmentelos clásicos Newton) es que suóptica no suele ser excesivamen-te cara, por lo que se puede dis-poner de aberturas grandes a pre-cios razonables. Esta característi-ca permite dedicarlos a cielo pro-fundo y su propiedad de no pose-er aberración cromática los haceidealmente apropiados paraastrofotografía.

En los Cassegrain la exis-tencia del espejo secundario con-sigue aumentar mucho la distan-cia focal del conjunto en muypoco tamaño de tubo, lo que loshace apropiados también paraobservación planetaria y de altaresolución.

Los inconvenientes princi-pales son la obstrucción de la luzcausada por los espejos secunda-rios lo que redunda en una ligeraperdida de la calidad de imagen,problema que puede llegar a serimportante en los reflectores defocal muy corta

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ALGUNASCONSIDERACIONES

OPTICAS

Poder de resolución (PR): Esfunción de la abertura del instru-mento limitado por la difracciónproducida por la misma abertura yla producida por la atmósferaterrestre. El poder de resoluciónse suele expresar en segundosde arco y se calcula fácilmentemediante la formula de Dawes:PR = 120 / D, donde D vieneexpresado en mm.

Luminosidad (L): La lumi-nosidad global depende única-mente de la abertura D del instru-mento, pero la luminosidad unita-ria depende de la abertura D y deltamaño de la imagen. De hecho 2telescopios con igual abertura D,pero con relaciones focales (rela-ción entre distancia focal y abertu-ra ) de f:5 y f:10 a los dos les llegala misma cantidad de luz de unobjeto, pero al segundo la lumino-sidad del objeto se distribuirásobre un tamaño de imagen 4veces mayor.

Aprovechamiento del haz desalida: Aunque esta propiedad notiene que ver solo con la caracte-rísticas del telescopio, si no tam-bién con las características delocular, debemos tenerlo en cuen-ta y no esta de mas de recordarque un ocular que nos proporcio-ne un tamaño de pupila de salidade más de 7 mm, nos ofreceráimágenes luminosas, pero des-perdiciando luz , pues nuestro ojono puede captar un haz de luz demas de 6 o 7 mm de diámetro. Lapupila de salida PS ( en mm) secalcula de la forma: PS = D /Aumento del ocular , donde laabertura tendrá que expresarseen mm.

Magnitud limite estelar visual(MLEV): La MLEV alcanzable con

un instrumento, que viene expre-sada por la formula: MLEV = 6.8+ 5 * log D, con D expresado encm.

Es función directa de laabertura, pero no la podemos cal-cular con exactitud, solo dar unvalor aproximado. De hecho exis-ten distintos estudios a lo largodel presente siglo sobre queMLEV podemos alcanzar a vercon diferentes instrumentos.

OCULARES YFILTROS

Los oculares son los sistemasópticos que nos aumentan, amodo de lupa, la imagen formadaen el foco del telescopio, por tantode su calidad dependerá enbuena medida la nitidez, campo yaumento la imagen final.

Los oculares suelen referen-ciarse por su distancia focal ( y enmenor medida por los aumentosque proporciona esa distanciafocal), así como por su tipo decomposición óptica, esto es elnumero de lentes que componenel sistema ocular.

El aumento conseguido con undeterminado ocular es la relaciónobtenida entre la distancia focaldel telescopio y la distancia focaldel ocular, así por ejemplo un ocu-lar de 10 mm de focal en un teles-copio de 1000 mm de distanciafocal nos proporcionará 100aumentos. Si trabajamos a 100aumentos veremos el objeto 100veces más grande que a simplevista, sin embargo hay que decirque existe un aumento mínimo(resolutivo) y un aumento máximopara cada telescopio.

El aumento máximo de untelescopio se puede obtener mne-motécnicamente multiplicandopor dos el diámetro de nuestroobjetivo (abertura) en milímetros.

Así si el telescopio anterior de1000 milímetros de distancia focaltenia una abertura de 150 milíme-tros, su aumento máximo (y consuerte) serán 300 aumentos. Serámuy difícil llegar a este aumentocon una calidad aceptable, puesla atmósfera impide con facilidadel abuso de aumentos, pero sinembargo conviene tener un ocularque nos acerque a esta potencia.

Análogamente conviene tenerun ocular que nos proporcione elaumento mínimo (máxima luz ycampo aparente), cuyo valor secalcula dividiendo entre 7 la aber-tura del telescopio en milímetros.

Un tercer ocular nos cubriránecesariamente los aumentosentre el máximo y el mínimo. Conestos tres oculares, tendremosequipado nuestro telescopio de laforma más básica posible. Ni quedecir tiene que la calidad de losoculares es tan importante comola calidad de nuestra lente objeti-vo del telescopio.

Actualmente todos los fabri-cante están abandonando lamedida de oculares de pulgadapara ofrecerlos de pulgada y cuar-to. Aunque esta medida del diá-metro del ocular no es en principioindicativo de la calidad del mismo,si que nos llevara a rechazartelescopios que vengan con ocu-lares de pulgada que generalmen-te suelen ser bastante flojos.

Normalmente primeras marcasde telescopios suelen ofrecertambién oculares de mucha cali-dad, y ello lo vamos a notar en elprecio; oculares de pulgada ycuarto nos podrán costar entre las9.000 y 35.000 pesetas.

Los oculares más comunes,según su construcción óptica,suelen ser los siguientes:

Huygens: Es uno de los ocula-res más sencillos y baratos del

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mercado. Su rendimiento esbueno al utilizarlo en refractoresde mucha distancia focal, perodistorsionan la imagen a medidaque aquella disminuye. Se reco-miendan para la proyección de laimagen del Sol debido a que notiene elementos ópticos encola-dos.

Kellner: Como en el tipoHuygens, la lente de campo (lamás externa) es simple, mientrasque la otra es un doblete encola-do (la más próxima al ojo).Proporciona un campo másamplio y una imagen mejor corre-gida en los bordes aunque enreflectores de corta distancia focaldistorsiona el borde del campo.

Ortoscópico: Existen diferentesversiones de este tipo de ocular.Por lo general la llamada lente decampo es simple y la del ocular esuna lente con varios elementosencolados. Es el mejor de los ocu-lares más sencillos para telesco-pios de corta distancia focal. Dauna imagen correcta y nítida, ade-más permiten separar el ojo delocular y seguir viendo la totalidaddel campo. Es una de las mejoreselecciones de los oculares de lagama más sencilla.

Plössl: Es un ocular con unagran corrección muy recomenda-ble para los reflectores de cortasdistancias focales. Los ocularescon diseño Plössl buenos suelenser bastante caros. Permiten ale-jar el ojo del ocular ampliamente ysuelen presentar una salida depupila amplia.

Erfle: Diseñados para dar uncampo muy amplio, es una ver-sión clásica de los oculares deprestigiosas marcas que secomercializan para cielo profundocon grandes campos de visión.Distorsionan apreciablemente enlas proximidades del borde delcampo.

Lentes Barlow: Es una lente de

aumento que se utiliza en combi-nación con un ocular aumentandola distancia focal efectiva deltelescopio y proporcionándonosun mayor aumento. Es útil paraobservación planetaria y de estre-llas dobles, pero para ello hay querecurrir a lentes Barlow de calidadque suelen ser bastante caras.Suelen ser de 2X, 2,5X y 3X.Existe una lente que provoca elfenómeno inverso, utilizada paraobservación de cielo profundo yastrofotografía, que se llama tele-compresor o reductor de focal.

Un filtro, tanto visual comofotográficamente, tiene la finali-dad de limitar la cantidad de luzrecibida por el ojo o película foto-gráfica, volviendo "selectivo" elhaz de luz para favorecer laobservación en una determinadalongitud de onda.

El porcentaje de luz atra-vesada por el filtro se llama trans-misión T. Si T tiene un valor del10% para una determinada longi-tud de onda, quiere decir que enesa longitud de onda el filtro solodeja pasar 10 de cada 100 foto-nes incidentes.

La serie de filtros de gela-tina de Wratten (Kodak), tienenuna excelente corrección y unabuena uniformidad de densidad,esto, junto con su precio económi-co los hace muy utilizados enastronomía amateur.

Una aplicación visual bas-tante evidente de los filtros es elsiguiente ejemplo en observaciónplanetaria: La mancha roja deJúpiter se nos muestra roja res-pecto a la banda ecuatorial dondese encuentra no porque sea másroja que aquella, si no porque esmenos azul. Es decir; las intensi-dades en luz roja de la banda y lamancha son similares, pero en elazul son muy pronunciadas. Portanto un filtro azul nos marcará elmáximo contraste entre la man-cha y la banda.

Los filtros son apreciadosen astronomía planetaria por afi-cionados con años de experienciaen este tipo de observaciones.

LAS MONTURAS DELOS TELESCOPIOS

Las monturas son el soportemecánico del tubo óptico.Generalmente una montura estadotada de movimiento en dosejes, lo que nos va a permitir rea-lizar el seguimiento del objeto quequeramos observar a lo largo delcielo durante la noche. Es intere-sante que este seguimiento serealice de la forma más suaveposible, por lo que se suele dotara las monturas de motores sincró-nicos que compensan el movi-miento nocturno del cielo o decómo mínimo unos tornillos de lla-mado movimiento fino.

Lo más importante de unamontura es su robustez. Unamontura poco robusta va a provo-car numerosas y continuas vibra-ciones del telescopio lo que pro-voca imágenes que bailan en elocular.

De una forma general las mon-turas de los telescopios se dividenen altacimutales y ecuatoriales.

MONTURASALTACIMUTALES

Constan de un eje verticalque nos permite mover el telesco-pio de derecha a izquierda o vice-versa, y de un eje horizontal quenos va a permitir apuntar el teles-copio en altura. Son las monturasmás sencillas, son económicas,de fácil transporte y propias deinstrumentos pequeños.

Telescopios grandes tam-bién se pueden encontrar dotadosde estas monturas, aunque sonmucho más complejas y estándotadas de motores para el esta-

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cionamiento.

Además el telescopio principaltambién debe tener un motor quegire el espejo objetivo para com-pensar la llamada rotación decampo y permitir la obtención deimágenes.

Por el diseño de estasmonturas, el seguimiento deastros sobre la bóveda celesteobliga a efectuar continuascorrecciones en ambos ejes.Presentan una gran dificultadpara la localización de objetos novisibles a simple vista (a no serque se encuentre computerizada)y son inservibles para la fotografíaastronómica debido al fenómenode rotación de campo que impideexposiciones prolongadas.

El empleo de estas montu-ras sólo se recomienda parapequeños instrumentos y parapersonas que se inicien en laobservación del cielo.

MONTURASECUATORIALES

Las monturas ecuatorialesson las más empleadas en astro-nomía, tanto amateur como profe-sional. Constan de 2 ejes, unoesta dirigido en la dirección deleje de rotación de la Tierra (EjePolar) y el segundo es perpendi-cular al primero ( Eje deDeclinación).

Existe una amplia variedad demonturas ecuatoriales, de formaque el diseño de los diferentestipos se adapta al tamaño del tuboóptico y a la disposición del obser-vador.

La gran ventaja de estamontura frente a las altacimutaleses que una vez localizado el obje-to a observar, su seguimiento serealiza sólo girando el eje polar.Están dotadas de círculos gradua-

dos que nos permiten leer lascoordenadas de un objeto celestey buscar otro con relación a esascoordenadas.

Como único inconvenientepresenta que son más engorrosasde utilizar que la simple altacimu-tal y que, en el caso de un teles-copio móvil, es necesario realizarun proceso de ajuste del eje polarde la montura respecto a la estre-lla Polar que se llama comúnmen-te estacionamiento o puesta enestación del telescopio antes deiniciar la observación astronómi-ca, o el instrumento se comporta-ría como un telescopio altacimutalmayormente torpe y engorroso deutilizar.

En el mercado podemosencontrar monturas de variasmarcas, pero en los últimos añosha sido la casa japonesa Vixen laque ha dominado el mercado consu montura New Polaris, SuperPolaris y Great Polaris. Han sidomonturas, progresivamente másrobustas, capaces de aguantartubos de hasta 20 cm de diámetrocon comodidad, y cuyo precio erainferior a las 100.000 pesetas (sinmotorizar). Actualmente existenotras monturas ecuatoriales (tam-bién de tipo alemán) de otras mar-cas que son imitaciones, conmayor o menor acierto, de lasmonturas citadas, pero suelenpresentar problemas.

En el segmento alto de montu-ras ecuatoriales alemanas encon-

tramos las monturas CG, Atlux yLosmandy entre otras, pero estasmonturas son ya poco transporta-bles, pensadas para instrumentosmayores de 20 cm y con preciosno inferiores a las 500.000 pese-tas (sin motorizar).

Otro tipo de monturas son lasde horquilla, aunque por su geo-metría estas sólo están destina-das a los Schimdt-Cassegrain.Aunque son monturas compactas(se suelen recoger junto con eltubo óptico en su misma maleta),no presentan la estabilidad de lasmonturas alemanas, por lo menosen el rango más inferior. Todas lasmonturas de horquillas de lostelescopios Schimdt-Cassegrainson susceptibles de ser motoriza-das en ambos ejes y computeriza-das, de forma que realizan la bús-queda de miles de objetos decielo profundo por si solas.Naturalmente, los dos motores yla computadora encarecen el pro-ducto en más de 200.000 pesetasy bien hay que decir que tienen sugran utilidad en la didáctica de laastronomía.

Llegados a este punto ya tene-mos probablemente más conoci-mientos sobre monturas y teles-copios que ese amable comercialde la tienda de óptica de la esqui-na.

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