telescopio

Dispositivo óptico formado por un tubo provisto dun par de lentes, simples ou compostas, que se emprega para observar obxectos distantes. Consta, esencialmente, de dúas lentes biconvexas e converxentes: a primeira, o obxectivo, forma a imaxe do obxecto observado, e a segunda, o ocular, permite observar esta imaxe e aumentarlle as dimensións. O obxectivo adoita ir colocado nun dos extremos do tubo, que serve como soporte para as lentes e, ao mesmo tempo, impide que chegue luz difusa proveniente do exterior ao plano focal. Un telescopio para a observación terrestre ten que dar unha imaxe dereita, e para iso foron ideados varios sistemas: o telescopio terrestre propiamente dito leva un par de lentes entre o obxectivo e o ocular, denominado par inversor, que inverte a imaxe formada polo obxectivo antes de ser enfocada polo ocular; o telescopio de Galileo emprega unha lente diverxente como ocular, situada diante do plano focal, imaxe do obxectivo. O telescopio para a observación dos astros, o telescopio astronómico, permite acoller máis luz da que pode recoller o ollo humano e aumenta as dimensións da imaxe dun astro. O obxectivo determina dúas propiedades importantes: o brillo das imaxes e o poder de resolución. O brillo dunha imaxe é máis grande canto máis grande é o diámetro do obxectivo; no caso de que o astro observado sexa unha estrela, a imaxe é sempre un punto. O poder de resolución dun telescopio é a distancia angular mínima á que se poden atopar dous astros luminosos co fin de que as súas imaxes sexan distintas. A causa da difracción, a imaxe dunha fonte puntual, sempre é un pequeno disco. Cando a separación angular entre dúas estelas é máis pequena que o diámetro do seu disco de difracción, as imaxes confúndense. O obxectivo está constituído por unha combinación dunha lente converxente de vidro crown cunha lente diverxente de vidro flint. O ocular forma unha imaxe do obxectivo, denominada pupila de saída, a unha distancia do seu centro óptico, denominada emerxencia pupilar. Para que toda a luz que pasa polo obxectivo entre no ollo do observador, cómpre que a pupila de saída sexa igual, ou máis pequena, que o iris do ollo, e, ademais, este ha de ser colocado á distancia do ocular que corresponde á emerxencia pupilar. Defínese o campo de visión como a porción do espazo que pode ser observada co ocular ao dirixir o telescopio cara a un obxecto determinado.

Instrumento que consta esencialmente dun espello, que concentra os raios luminosos e forma unha imaxe do obxecto, e dunha lente, que amplifica esta imaxe. Está constituído en esencia por un tubo cun dos extremos aberto e co outro extremo cun espello cóncavo de forma parabólica. Este espello ten a propiedade de que os raios de luz que chegan paralelamente ao seu eixe se refliten nun mesmo punto, o foco. Os espellos parabólicos dos telescopios astronómicos non teñen aberración esférica nin tampouco aberración cromática. As imaxes resultan mal enfocadas cando os obxectos que producen non se atopan en direccións moi próximas ao eixe óptico. Téntase solucionar este defecto, denominado aberración de coma, colocando dispositivos ópticos correctores no mesmo ocular. Nestes telescopios, a imaxe fórmase diante do espello, é dicir, na rexión por onde chega a luz incidente. No telescopio de Newton colócase un espello estreito e pequeno entre o obxectivo e o foco e a moi pouca distancia deste último. Este espello reflicte a luz cara a un lado do tubo, e no punto onde chega hai unha abertura provista dun ocular para observar a imaxe. No telescopio de Herschel , inclínase o eixe do espello parabólico respecto ao eixe do tubo, o que fai que a imaxe se forme a pouca distancia da parede do instrumento. O telescopio de Cassegrain ten un espello hiperbólico convexo entre o foco do espello que fai de obxectivo e este último, e desta maneira os raios reflectidos polo espello obxectivo volven reflectirse e converxen novamente cara ao interior do aparello. No telescopio de Gregory o espello é cóncavo e está situado máis alá do foco. O telescopio de Foucault-Cassegrain participa das características dos modelos de Newton e de Cassegrain. Consta esencialmente dun espello hiperbólico convexo, como o de Cassegrain, e dun espello plano como o de Newton, que envía os raios reflectidos polo primeiro cara a unha abertura situada nunha parede lateral do telescopio. Este último espello non permanece fixo, senón que xira de maneira que o punto onde se forma a imaxe sexa sempre o mesmo, independentemente do movemento do telescopio. Algúns destes grandes telescopios están preparados, para impedir que a imaxe se forme no foco xeométrico do espello, de maneira que o observador ou o aparello de análise se coloque precisamente neste punto. Os telescopios que teñen esta montaxe simple reciben o nome de telescopios do primeiro foco. Hai un tipo de instrumento que combina os espellos coas lentes; o primeiro foi construído por B. Schmidt en 1930. O espello destes aparellos, denominados cámaras de Schmidt, é esférico en lugar de hiperbólico, e, ademais, só recibe a luz que pasa por un diafragma situado no seu centro de curvatura. Permiten obter excelentes imaxes de rexións dunha grande extensión angular. Poden utilizarse espellos segmentados, que incorporan un gran número de espellos pequenos; o espello de menisco, dunha soa peza, moi delgado, ou ben os espellos de colmea, que constan dunha capa delgada que repousa sobre unha estrutura de vidro que forma hexágonos como os das colmeas. Para superar a distorsión da atmosfera terrestre pódese recorrer á óptica adaptativa, proposta en 1953 por H. W. Babcock.

Telescopio astronómico provisto dun movemento de xiro arredor dun eixe, mediante o que se pode seguir o movemento diúrno dos astros. O eixe de xiro é paralelo ao eixe do mundo, e o movemento ten lugar nun plano paralelo ao do ecuador. Normalmente teñen un dispositivo mecánico que lles dá un movemento de xiro cunha velocidade constante que compensa o movemento de rotación da Terra, cousa que lles permite permanecer dirixidos cara a un punto fixo do firmamento.

Telescopio astronómico que ten un movemento de xiro arredor dun eixe fixo horizontal orientado na dirección L-O. A causa da orientación particular do eixe de xiro, o tubo só se pode mover no plano do meridiano. Este aparato, coñecido tamén co nome de círculo meridiano, serve para a determinación do momento en que pasa polo meridiano dun lugar un astro determinado e a declinación deste mesmo astro nese momento.