TELESCOPIOS Y SUS MONTURAS

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

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

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

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

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

Esquema de un diseño óptico

TELESCOPIOS REFRACTORES.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

TELESCOPIOS REFLECTORES.

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

Telescopio reflector Newton

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

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

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refractor.

Telescopio reflector CASSEGRAIN

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

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

A diferencia de los telescopios Newton o los refractores, a la hora de enfocar el ocular no movemos el portaoculares, sino que se mueve el espejo primario. Suelen descolimarse más difícilmente que los Newton, pero aun así quizás haya que hacer alguna modificación. En este caso, en vez de actuar sobre el primario se hace con el secundario. El espejo secundario suele tener tres puntos de apoyo (araña). Para colimarlo correctamente hemos de dirigir nuestro telescopio hacia alguna estrella brillante, luego ponemos el ocular que nos ofrezca mayores aumentos y desenfocamos la imagen. Veremos que aparece una figura en forma de aro. Si el agujero interior está descentrado tendremos que desenroscar ligeramente los tornillos del secundario e irlos enroscando a la vez que miramos a través del ocular. Hemos de conseguir que el agujero interior vuelva a estar centrado dentro del aro. Eso sí, hemos de ir con mucho cuidado a la hora de desenroscar los tornillos del espejo secundario ya que podría desprenderse y caer sobre el espejo primario, quebrándose ambos

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Telescopios mixtos o catadióptricos

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

En los años 40 del siglo pasado encontraron la forma de evitar la aberración esférica. Consistía en situar una lámina de vidrio de forma cóncava que contrarrestaba esa deformación. Esa lámina o menisco (conocida como lámina Maksutov) apenas si presenta aberración cromática y permite acortar mucho la longitud del tubo, ya que se comporta como una lente. La luz atraviesa el menisco y su trayectoria se desvía, se refleja sobre el espejo primario concentrando esa luz hacia el espejo secundario, que la vuelve a reflejar hacia el primario, pero éste está perforado y la observación se realiza por detrás del tubo, al igual que en los telescopios tipo Cassegrain, de ahí el nombre de Maksutov-Cassegrain. En este caso el espejo secundario es convexo. Una de las ventajas que presenta esa configuración es que los elementos que la forman pueden fabricarse fácilmente. Pero no permite aberturas muy grandes, con unas relaciones focales próximas a f/20, aunque la longitud del tubo es muchísimo más corta que la que presentaría un refractor con la misma abertura. Son ideales para la contemplación de los planetas y la Luna. Uno de los inconvenientes es que la superficie aluminizada sobre el menisco equivale a un 40% de la superficie de la abertura, lo que supone una pérdida de luz apreciable (es luz que no puede entrar a través del tubo), de ahí que básicamente se recomienden para la observación de los planetas, ya que se tratan de objetos muy brillantes.

Esquema del recorrido de la luz dentro de un telescopio Maksutov-Cassegrain. Los números corresponden a: 1) Menisco o lámina Maksutov, 2) Espejo Primario, 3) Espejo Secundario, 4) Ocular, y 5) Rueda del Enfoque

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

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telescopios de mayor abertura.

Esquema del recorrido de la luz dentro de un telescopio Schmidt- Cassegrain. Los números corresponden a: 1) Lámina óptica 2) Espejo Primario 3) Espejo Secundario 4) Tubo antireflejos 5) Ocular

El secundario está diseñado de tal forma que se comporta como una lente de Barlow, es decir, que actúa aumentando la distancia focal del telescopio, lo que permite construir

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

Ventajas:

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

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

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

Se ven menos afectados por corrientes internas del aire.

Inconvenientes:

Son significativamente más caros que los de tipo Newton.

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

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

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

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

Algunas consideraciones sobre los telescopios.

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

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

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

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

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

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

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

TIPOS DE OCULARES

Esquema Características

Huygens Es uno de los más sencillos y baratos del mercado. Su rendimiento es bueno al utilizarlo en refractores de gran distanda focal, pero distorsionan la imagen a medida que aquélla disminuye. Se recomienda para la proyección de la imagen del Sol debido a que no tiene elementos ópticos encolados vulnerables el calor.

Kellner o acromático Como en el tipo Huygens, la lente de campo es simple mientras que la otra es un doblete encolado. Proporciona un campo más amplio y una imagen mejor corregida (principalmente lejos del centro) que el anterior. En reflectores de corta distancia focal distorsiona el borde del campo. A pesar de ello es una buena opción.

Ortoscópico o AbbeExisten distintas versiones. Por lo general la lente de campo es simple y la ocular es una lente de varios elementos encolados. Es el mejor de los oculares corrientes para telescopios de distancia focal pequeña y da una buena corrección y una imagen nítida. La mayoría de los ortoscópicos tienen la propiedad de que permiten separar el ojo del ocular y seguir viendo la totalidad del campo, lo cual se traduce en una observación más distendida.

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

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

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

MONTURAS

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

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

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

MONTURAS AZIMUTALES.

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

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Ventajas:

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

Inconvenientes:

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

MONTURAS ECUATORIALES.

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

Montura ecuatorial

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

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

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

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

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

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

Veamos las cosas paso a paso:

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

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

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

Después equilibraremos el tubo del telescopio sobre el Eje de Declinación. Para ello aflojamos el tornillo de bloqueo de ese eje y desplazamos el tubo hacia delante o hacia atrás de sus abrazaderas hasta conseguir su equilibrio horizontal. Luego apretamos los tornillos de las abrazaderas y el tornillo de bloqueo del Eje de Declinación.

Debe tenerse en cuenta que si posteriormente acoplamos algún accesorio al telescopio, como por ejemplo una cámara fotográfica o un refractor en paralelo al reflector, o en general cualquier otra cosa que pueda cambiar los centros de equilibrio, deberemos realizar nuevamente este proceso de equilibrado.

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

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

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

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

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

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

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

2 - Paralelismo del eje polar y telescopio. Primero es necesario que el tubo del telescopio esté totalmente paralelo al eje polar. Si la montura es medianamente buena el aro de declinación estará correctamente posicionado y bastará girar el Eje de Declinación hasta que los 90° queden situados

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

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

3 - Apuntar al polo celeste. Ya sólo queda apuntar el telescopio hacia el polo celeste. En el hemisferio norte el objetivo es la estrella Polaris y en el sur la Delta Octans. Estas dos estrellas son sólo una referencia muy aproximada -y válida a nuestros propositos- pero no exacta de la ubicación real de los respectivos polos celestes. Para una alineación perfecta os sugiero que consultéis documentación específica para más información.

El apunte lo haremos únicamente rotando la montura sobre el Eje vertical de Rotación y sólo elevando o bajando el Eje Polar hasta que nuestra estrella quede centrada en la encrucijada del buscador (debidamente alineado con el telescopio como ya había advertido antes).

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

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

Si desde nuestro lugar de observación no podemos ver la estrella que señala el polo celeste deberemos fiarnos de la escala de latitud de la montura o, en su defecto, del transportador de ángulos y la brújula que nos indique la dirección del polo magnético (hay que saber que el polo magnético no coincide con el eje terrestre, por lo que habría que hacer alguna corrección). Pero ante esta eventualidad de no poder ver la estrella polar, si desplazándonos unos kilómetros podemos verla, sería mejor hacer la alineación desde ese lugar, después podremos transportar el telescopio nuevamente al lugar de origen y colocarlo en la misma posición. La manera de hacerlo se deja para el ingenio de cada cual, aunque se adelanta que será necesario el empleo de una brújula y alguna plantilla de cartón o madera donde señalar la posición de las patas del trípode. En el siguiente dibujo puede verse un detalle orientativo de esta estrategia.

4 - La prueba

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

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

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

Tipo de ajuste ¿Necesario reajustar?

OSCILACIONNivelar el trípode

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

OSCILACIONBalanceo de ejes NO si no añadimos más accesorios nuevos.

ALINEACIONParalelismo eje polar/telescopio

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

ALINEACIONApuntar al polo celeste

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

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

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

Debemos saber que los introscopios ofrecen normalmente una imagen invertida: abajo/arriba y derecha/izquierda. Si el nuestro no ofreciera ninguna inversión (o sólo abajo/arriba) el procedimiento para alinear la montura explicado aquí no funcionaría. En todo caso, los círculos graduados de la montura (de los que hablaremos enseguida) tendrían otra configuración para poderlo llevar a cabo.

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

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

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

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

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

Centrado del introscopio en el Eje Polar de la montura ecuatorialSi hacemos uso del instroscopio para la puesta en estación de una montura ecuatorial necesitamos que éste esté perfectamente centrado en el Eje Polar de aquella. Es decir, la encrucijada del introscopio debe señalar al mismo punto que la proyección del eje del Eje Polar de la montura. Es más, la encrucijada del introscopio debe señalar al mismo punto aunque se rote -sobre su eje- el Eje Polar.

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

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haya sufrido el introscopio. Estos son los pasos:

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

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

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

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

Alineación - Paso 1: Corrección de la longitud geográfica.A partir de aquí las explicaciones están referidas al hemisferio norte para alinear la montura valiéndonos de la estrella Polaris como referencia. Para el hemisferio sur las referencias son distintas pero el procedimiento es el mismo. Lo importante es entender el procedimiento.

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

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

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

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

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

2 - Girar el eje de AR para que la línea de la encrucijada que contiene la marca para la polar esté en vertical y con el circulito abajo. Recordar que esa era la posición de Polaris en el meridiano 0° el 1 de noviembre a las 00:00h vista a través de un introscopio. Y recordar también que no es necesario que Polaris esté dentro de su circulito, pero sí debe verse a través del instroscopio.

3 - Ahora aflojamos el tornillo de bloqueo del círculo horario y ponemos la escala horaria a 0 y la escala de longitudes también a 0. No volveremos a apretar ese tornillo hasta que se indique lo contrario.

4 - Ahora debemos hacer la corrección según nuestra longitud geográfica. Si nos encontráramos en Edmonton (Canadá) nuestra longitud sería de 113° 30' W. Como el meridiano de referencia para el huso horario de esa ciudad es el meridiano 105 (eso se conoce mirando un mapa de husos horarios) sólo tenemos que hacer una simple resta y obtenemos 8° 30'. Así que giramos el eje de AR hasta que la escala de longitudes muestre aproximadamente ese valor. A continuación bloqueamos el eje AR.

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

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

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Hecha la corrección volvemos a poner el círculo de fechas en la posición del 1 de noviembre y la hora nuevamente a 0. Esta será la posición de partida para el siguiente paso.

Alineación - Paso 2: Alineación definitiva con el polo celesteAhora sí llegó el momento de alinear correctamente nuestra montura con el polo norte celeste. Hasta ahora tan sólo hemos estado preparando el terreno.

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

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

A partir de aquí tener en cuenta que en la EQ5 la escala horaria inferior es para usarla en el hemisferio norte y la superior en el hemisferio sur. Mirar el manual de vuestra montura por si las escalas estuvieran invertidas.

Fijaros que el indicador inferior no está alineado con respecto al indicador superior. Ello nos dice que la montura está corregida para nuestra longitud si es que hemos tenido necesidad de realizar esa operación.

2 - Todavía con el círculo horario desbloqueado giramos el eje de AR hasta colocar la hora de nuestra observación usando la parte de la escala horaria correspondiente a nuestro hemisferio. Observar que también se ha movido el circulo de fechas, enseguida lo corregiremos.

En el ejemplo de la figura hemos girado el eje AR hasta las 20:30h UT que corresponde a nuestra hora local 21:30h en horario de invierno.

Efectuada esta operación bloqueamos ya definitivamente el círculo horario con el tornillo.

3 - Con la operación anterior hemos corregido la posición de Polaris en torno al PNC con respecto a nuestra hora de observación.

Ahora, asegurándonos de que el círculo horario ha quedado bloquedado tras la manipulación anterior, colocamos nuevamente el círculo de fechas en su posición original de partida: 1 de noviembre

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

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

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

5 - Mirando por el buscador de la polar veremos dónde debiera estar Polaris (en el pequeño circulito) y dónde queda el polo celeste con respecto a ella (en la encrucijada del retículo).

A continuación meteremos a Polaris en su sitio.

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

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

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

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