https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=ZGVmYXVsdGRvbWFpbnxjdWVzdGlvbmVzZGVmaXNpY2F5YXN0cm9ub21pYXxneDo1NTYxMjc3ZGJhY2UzMDNk
1)* Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista al captar radiación electromagnética, tal como la luz . Es una herramienta fundamental de la astronomía y su perfeccionamiento ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del universo .Desde que Galileo lo usó por primera vez en 1609, el ser humano pudo, empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos y nuestra ubicación en el espacio.
* El aparato se concentra en un pequeño campo del paisaje terrestre o estelar, mucho menor que el que abarca la visión humana.
Capta de allí una mayor cantidad de luz que el ojo humano, a través de un “objetivo”, un dispositivo, que puede ser un lente o un espejo, capaz de concentrar los rayos luminosos en un plano focal, de la misma forma como la córnea y el cristalino del ojo proyectan la imagen que vemos en la retina del ojo. De esta forma permite que recibamos desde esa zona visual más luz, o fotones, que las que permite nuestra pupila.
El telescopio actúa como una pupila artificial capaz de recoger mucha más luz que nuestra pupila natural.
2) Tipos de Telescopios
Reflector
Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan 2 espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.
Refractor.
Un telescopio refractor es un sistema óptico centrado, que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.
Cassegrain
El Cassegrain es un tipo de telescopio reflector que utiliza tres espejos. El principal es el que se encuentra en la parte posterior del cuerpo del mismo. Generalmente posee forma cóncava paraboloidal, ya que ese espejo debe concentrar toda la luz que recoge en un punto que se denomina foco. La distancia focal puede ser mucho mayor que el largo total del telescopio.
El segundo espejo es convexo se encuentra en la parte delantera del telescopio, tiene forma hiperbólica y se encarga de reflejar nuevamente la imagen hacia el espejo principal, que se refleja (en su versión original), en otro espejo plano incinado a 45 grados, enviando la luz hacia la parte superior del tubo, donde está montado el objetivo.
En otras versiones modificadas el tercer espejo, está detrás del espejo principal, en el cual hay practicado un orificio central por donde la luz pasa. El foco, en este caso, se encuentra en el exterior de la cámara formada por ambos espejos, en la parte posterior del cuerpo.
3)Oculares
El ocular es la parte del telescopio que transforma los rayos
de luz concentrados, en imágenes visibles para el ojo
humano. Los oculares, son sistemas ópticos de varias lentes
que permiten además modificar el aumento.
A mayor longitud focal del ocular, menor aumento
se conseguirá y viceversa
El buscador
El buscador es básicamente una mira que permite ubicar rápidamente los objetos a
observar a través del telescopio, para después comenzar el proceso de enfoque en el
ocular.
el fin de este artefacto es la ubicación
Para alinear correctamente el buscador, deben aflojarse los tornillos que
lo sujetan al tubo del telescopio y basta con enfocar con el ocular un objeto
y después encontrarlo con el buscador.
4)*La aberración esférica es un defecto de los espejos y las lentes en el que los rayos de luz que inciden paralelamente al eje óptico, aunque a cierta distancia de éste, son llevados a un foco diferente que los rayos próximos al mismo; La aberración esférica es una aberración de tipo monocromático de tercer orden que afecta de manera diferente a cada longitud de onda.
*En la práctica la aberración cromática longitudinal se entiende como el efecto que se produce de los bordes coloreados alrededor de un objeto visto a través de una lente, causado porque la lente no desvía todos los colores al mismo foco.
La aberración cromática lateral (SMC, sistema multicapa) genera una mayor proporción de blanco en la imagen. Sucede generalmente al no utilizar parasol.
5)El “objetivo”, ya sea lente o espejo, cumple la función de captar la luz que trae la imagen, actuando como una especie de receptáculo de fotones, mientras mayor sea su diámetro mayor será su capacidad receptora.
Para observar la imagen del telescopio necesitamos de una lupa llamada “ocular”, capaz de reenfocar la imagen del plano focal hacia nuestro ojo. Lo que veremos va a depender de la distancia focal del ocular, que va a determinar cuanto de la imagen vemos, lo que está determinado por la distancia entre éste y el plano focal, es decir su "distancia focal" propia
6)Aumentos
Para Calcular los aumentos que tiene nuestro telescopio es muy fácil, solo usa la siguiente formula.
Aumentos = Distancia Focal / Medida ocular
Por ejemplo si usamos un celestron con 1000mm de distancia focal y un ocular de 20mm.
Aumentos= 1000mm / 20mm = 50X
Lo que nos daría 50 aumentos, pero si cambiamos a un ocular 10mm serian 100 aumentos.
Es decir los aumentos los podemos cambiar cambiando de ocular
7) Un dato importante de los sistemas ópticos empleados en los telescopios es la razón focal., se trata de la relación que existe entre la distancia focal y la abertura del sistema óptico es decir: razón focal = distancia focal
abertura del sistema óptico
Para una misma distancia focal se pueden tener varias razones focales modificando la abertura., esto se logra colocando diafragmas que disminuyan la abertura. Cuando menor es la razón focal mayor es el brillo de la imagen
8) Poder resolvente: El poder resolvente de un telescopio puede ser definido como la capacidad de un telescopio para separar objetos que subtienen ángulos muy pequeños con respecto al observador
9)MONTAJE DEL TELESCOPIO
Podrá montar su telescopio sin dificultad si sigue paso a paso las instrucciones que
damos a continuación.
ƒ Saque las patas del trípode (14) de la caja. Afloje los tornillos de mariposa (16) y
extienda las secciones interiores hasta que la altura de las patas sea idéntica.
Fíjelas y apriete los tornillos.
ƒ La montura se fija al trípode por una serie de tres largos tornillos pero asegúrese
de que queda una arandela a cada lado y que los pasadores se colocan todos en
la misma dirección (de izquierda a derecha o de derecha a izquierda). Coloque el
trípode de pie (con la montura ya unida).
ƒ Saque de la caja la bandeja de accesorios (13) y los pequeños tornillos y tuercas
que permiten fijarla sobre sus soportes (15). Esta bandeja sirve además para
sujetar las patas del trípode.
ƒ Coloque el tubo principal del telescopio en el seno de la montura asegurándose
de que la posición del tubo del telescopio en relación con la curvatura de la
montura es la misma que se muestra en la ilustración. Coloque la barra para
ajuste de altitud a través de la abrazadera en su posición. Afloje los tornillos del
lateral del tubo del telescopio y coloque en este lugar la barra (12). Apriete
firmemente los tornillos de la montura hasta que el telescopio quede firmemente
sujeto. Ahora monte el tornillo de cierre del ajuste de precisión de altitud. No
apriete el tomillo de bloqueo.
ƒ Saque de la caja el buscador (6). Este instrumento es para localizar rápidamente
un objeto. Su uso se explica mas adelante. Atorníllelo al tubo del telescopio de
forma que el buscador quede en la misma dirección que el tubo principal del
telescopio tal como se muestra en la ilustración.
10)Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. No se sabe con certeza cuál fue el primer telescopio reflector, pero la idea de la utilización de espejos cóncavos y convexos colocados en ángulos indicados para observar grandes regiones a grandes distancias, se le atribuye a Leonard Digges en su libro Pantometría
telescopio refractor: El funcionamiento de este telescopio, se basa en la refracción de la luz emitida por el objeto. El haz luminoso, al atravesar la lente altera su trayectoria y provoca una imagen aumentada del objeto observado.
capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta.
Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.
11)
Para la observación e investigación de los astros se utilizan muchas técnicas diferentes y, por lo tanto, podemos también dividir la astronomía según el método o la técnica utilizada en dicha investigación: la astronomía visual es la más antigua de todas, ya que se realiza directamente o con telescopios; la astronomía fotográfica complementa a la anterior mediante información plasmada en fotografías del cielo; la astronomía espectroscópica utiliza el análisis espectral de los astros (cada elemento tiene su espectro característico) para obtener la composición química de éstos; la radioastronomía estudia las ondas de radio emitidas por los cuerpos celestes; la fotometría estelar se encarga de medir la intensidad luminosa de los diferentes cuerpos de esta naturaleza, principalmente estrellas; la astronomía geodésica, topográfica o náutica son otros tipos menos importantes.
12)Fenómenos atmosféricos a tener en cuenta en una observación astronómica
Al contemplar el cielo podemos distinguir por un lado el cielo diurno y por otro el cielo nocturno; de los dos el más llamativo es el nocturno, puesto que en el diurno, además del Sol, sólo aparece la Luna y algún otro fenómeno astronómico como Venus y los meteoros. El cielo nocturno resulta fascinante, las óptimas condiciones para observarlo se consiguen en lugares elevados por encima de los 2.000 metros de altura sobre el nivel del mar, y lejos, de toda iluminación artificial.
Dispersión
La moléculas del aire de la atmósfera terrestre dispersan la luz de los astros; el índice de refracción del aire es mayor para la luz verde que para la luz roja, y mayor aún para la luz violeta.
Por otra parte, la luz dispersada de un rayo solar puede llegar a nosotros sólo si es dispersada nuevamente por las moléculas de aire en otras partes del cielo; De esta manera se explica que el cielo lejos del Sol resulte progresivamente más azul que en sus cercanías. La luz de las estrellas rojas se refracta menos que la luz de las estrellas blancas, de modo que estas últimas son afectadas un poco más por la refracción que las estrellas rojas próximas a ellas. La luz no sólo es dispersada por las moléculas de aire, sino también por las partículas del espacio interestelar; las estrellas distantes, “vistas a través de sucesivas capas de polvo interestelar, aparecen en una observación astronómica mucho más enrojecidas que el Sol durante su ocaso.
El color del cielo
Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra. Cuando la luz solar pasa a través de un prisma, ésta se descompone en los colores del arco iris. Se observa entonces, que el azul es el que más se refracta de la dirección de donde proviene el rayo. La atmósfera terrestre actúa como una prisma; las moléculas del aire refractan la radiación en forma repetida, y en consecuencia los rayos azules se distribuyen en todo el cielo, en lugar de provenir del Sol. Por esta razón el cielo toma el color azul.
En el espacio, fuera de la Tierra, donde no hay atmósfera y existe él vacío, los rayos solares no se dispersan. Por lo tanto éstos siguen una línea recta, y como resultado de ello el cielo aparece negro. Sin embargo, un observador en una nave espacial sobre Marte vería el cielo de color rojo, ya que la luz solar que llega a Marte es reflejada por una alta concentración de partículas de polvo que contienen una gran proporción de óxido de hierro de color rojo, que es el principal constituyente del suelo marciano. Si la atmósfera marciana no tuviera polvo, el cielo aparecería azul, pero mucho más oscuro que el de la Tierra, ya que la atmósfera marciana es mucho más tenue que la terrestre, y en consecuencia dispersaría mucho menos la luz solar.
Centelleo
En excelentes condiciones de observación lo primero que se distingue es el titilar de las estrellas o centelleo; el fenómeno consiste en una variación muy rápida del brillo de las estrellas: éste a veces aumenta, e instantes después disminuye. La causa fundamental del titilar de los cuerpos celestes es que la luz, al atravesar el medio gaseoso atmosférico, se concentra en ciertos lugares y se dispersa en otros (por refracción). Cuando se mira a simple vista una estrella y esa “ondulación’ del aire afecta la observación, la estrella aparece a nuestros ojos alternativamente brillante y débil; se dice, entonces, que la estrella titila o centellea.
Otra de las causas del centelleo es el fenómeno óptico de interferencia.Los haces de luz que provienen de una estrella , llegan a! ojo por caminos algo diferentes y se encuentran en condiciones de interferencia. Se puede ver claramente que el efecto del centelleo aumenta con la velocidad del viento, y es menor cuando las condiciones atmosféricas son más calmas. Cuando una estrella centellea intensamente, se la ve en el telescopio “bailando” a uno y otro lado. Cuando la perturbación es muy fuerte la imagen de la estrella se deshace en una mancha de luz mal definida que llega a alcanzar algunos segundos de arco de diámetro. Cuanto más aumento tiene el telescopio, más pronunciado es este último efecto.
13)Un radiotelescopio capta ondas de radio emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario, que produce imágenes en luz visible.Es un instrumento que sirve como receptor de las ondas de radio provenientes del espacio.El radiotelescopio es un dispositivo utilizado para captar ondas de radio provenientes de cuerpos celestes. Muchos de estos cuerpos (como púlsars y galaxias activas) emiten radiaciones de radiofrecuencia. Dichas radiaciones son más detectables en la región de radio del espectro electromagnético que en la región de la luz visible (captada por los telescopios ópticos convencionales).
¿Cómo funciona un radiotelescopio?
Los principios básicos de funcionamiento de un radiotelescopio son muy similares a los de los
telescopios ópticos reflectores. Los tipos más comunes de radiotelescopios están compuestos
por un gran plato que actúa de reflector de las ondas de radio, focalizándolas en un punto que
contiene los detectores de radiofrecuencias.
El propósito de un radiotelescopio es el de detectar y estudiar fuentes de radio celestes. En general, el radiotelescopio ideal debe ser capaz de proporcionar la información más completa y precisa de los parámetros de una fuente de radio como son:
La posición de la fuente en el cielo
La potencia total de flujo de la fuente y en el caso de que esta fuente tenga una extensión angular apreciable, la manera en que este flujo de potencia por ángulo sólido (brillantes)está distribuida.
La polarización y en caso de que la fuente sea extensa, la manera en la cual ésta varía con la posición.
La modulación de la señal
La dependencia del flujo de potencia en función de la frecuencia, esto es, el espectro.
La variación de la posición, flujo de potencia, polarización y modulación con el tiempo, el cual puede ser debido al movimiento y variabilidad en la potencia de la fuente.
14) galileo cuando se entera de la existencia de este instrumento decide inventar uno, pero para hacerlo tuvo que razonar de q estaba compuesto, es decir cuantos vidrios necesita, para el aumento (convexa) de la imagen y la disminución (convaca). y así pudo crear un telescopio probando hasta que lo logró.
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es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
y 
separados una distancia 
es proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia
es el módulo de la fuerza ejercida entre ambos cuerpos, y su dirección se encuentra en el eje que une ambos cuerpos.
es la 
