Fotografía

1. Telescopios
Guía Práctica
Parte I
Consejos
1. ¾Qué tipo de telescopios existen y cuales son sus diferencias?
Hay cuatro tipos de telescopios más comunes, Refractores, Reectores Newtonianos y Catadióp-
tricos dentro de los cuales existen los schmidt-casegrain y los maksutov-casegrain. A continuación le
indicaremos algunas características de los tres primeros. Todos los diseños tienen el mismo propósito,
atrapar la luz y brillo de los objetos en un punto del foco para que pueda ser aumentado y examinado
con un ocular, pero cada diseño lo hace de diferente manera. Todos los diseños tienen una capacidad
satisfactoria si ha sido adecuadamente y responsablemente fabricado. Elegir un telescopio en particular
depende de sus necesidades individuales incluyendo costo, portabilidad, versatilidad, apariencia, etc.
Usted también debiera considerar que planea ver con el instrumento ahora y en el futuro. Muchos
acionados tienen más de un instrumento para satisfacer diferentes intereses. Algunos astrónomos a-
cionados construyen sus propios telescopios pero ese mercado esta disminuyendo rápidamente por el
aumento en la cantidad y variedad, y disminución de los costos de instrumentos que hoy en día se
puede encontrar en el mercado.
Diseños ópticos de los distintos tipos de telescopios.
1. Telescopio refractor:
Este tipo utiliza un sistema de lentes (dos) para recoger o atrapar la luz de los astros.
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2. 2. Telescopio reector newtoniano:
Este tipo utiliza un sistema de dos espejos, el primario que es un espejo parabólico, que recoge la
luz y la concentra y el secundario que es un espejo plano en 45º que desvía la luz fuera del tubo para
poder observar.
3. Catadrióptico:
Los schmitd-casegrain y los maksutov-casegrain utilizan dos espejos, y un lente. La forma del lente
depende del diseño.
2. ¾Cuáles son las ventajas del refractor ó galileiano?
Un refractor da mejores resultados en la observación de objetos astronómicos con alta emisión de
luminosidad (como planetas ó estrellas), ya que proporciona imágenes con mejor contraste y detalle
con respecto al reector. Y además es posible utilizarlo también en la visión terrestre como si fuese
un potente catalejo, adquiriendo un accesorio opcional denominado inversor de imagen. Refractores
(también conocidos como dióptricos) son los que el promedio de la gente identica con la palabra
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3. telescopio, un largo y delgado tubo en donde la luz pasa directo a través de un sistema de lentes en el
frente del objetivo hacia un ocular en el lado opuesto del tubo.
Ventajas:
Fácil de usar y conable debido a un diseño simple.
Requiere muy poco a casi nada de mantenimiento.
Excelente para observaciones de la Luna, planetas y estrellas dobles especialmente en grandes
aperturas.
Bueno para observaciones de objetos terrestres distantes.
Imágenes con alto contraste ya que no cuenta con espejo secundario u obstrucciones diagonales.
La corrección de color es buena en diseños acromáticos y excelente en diseños apocromáticos y
uoruro.
Tubos ópticos sellados reducen la degradación de imágenes por corrientes de aire y protege la
óptica.
El lente del objetivo esta permanentemente montado y alineado.
Desventajas:
Más caro por pulgada de apertura que uno del tipo Newtoniano o Catadióptrico.
Más pesado, largo y voluminoso que el equivalente en apertura de los Newtoniano o Catadióptrico.
El costo y volumen limitan en la práctica el uso para tamaños grandes respecto de los de más
pequeña apertura.
Menos conveniente para ver objetos pequeños o débiles en el espacio profundo, tales como galaxias
distantes y nebulosas, ya que esta limitado por la apertura del lente.
Algunas aberraciones cromáticas (color) en los diseños acromáticos.
Tiene razones focales largas (f/11) lo que hace más difícil la astrofotografía de objetos estelares
profundos (al tener razón focal larga aumenta el tiempo de exposición de la fotografía). Excepto en
los casos de los telescopios de relación focal más pequeñas, pero que presentan mayor aberración
cromática (sólo diseño acromatico).
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4. 3. ¾Cuáles son las ventajas del reector ó newtoniano?
La capacidad de recoger mucha luz permite que el reector ser más apto para la observación
de objetos astronómicos de baja emisión de luz, tales como nebulosas, galaxias y todos los objetos
denominados deep sky (cielo profundo). Esto debido a mayores aperturas del espejo. El reector
proporciona también unas considerables ventajas al nivel de la fotografía astronómica. Usualmente
utilizan un espejo principal cóncavo parabólico para atrapar y enfocar la luz que entra al tubo para
enviarla hacia el espejo plano secundario, el que reeja la imagen exterior obtenida a través de la
apertura del tubo del telescopio, pudiendo ser observada con un ocular sobre el espejo secundario.
Ventajas:
Menor costo por pulgada de apertura comparado con los refractores y catadióptricos, debido a
que el espejo puede ser fabricado a menor costo que los lentes con aperturas medianas o grandes.
Razonablemente compactos y portátiles hasta largos focales de 1000 mm.
Excelente para objetos estelares profundos y débiles, como galaxias, nebulosas y agrupaciones de
estrellas debido a que tiene una razón focal rápida (f/4 a f/8).
Razonablemente buenos para trabajos lunares o con planetas.
Buenos para astrofotografías de cielo profundo ( pero no tan conveniente y más dicultoso que
los catadióptricos).
Bajas aberraciones ópticas y envía imágenes con mayor brillo.
Desventajas:
La apertura del tubo en estos diseños permite que la imagen se degrade con el tiempo debido
al poco cuidado dejándolo expuesto a la intemperie a las corrientes de aire, la contaminación
atmosférica lo cual en un período de tiempo no muy largo (5 años) degradará las características
del espejo y del telescopio.(Dependiendo de las condiciones y cuidados).
Más frágiles que los refractores o catadióptricos y requieren más mantenimiento. Especialmente
Colimación o alineación de los espejos.
Grandes aperturas como 8 son voluminosos, pesados y más caros.
Generalmente no están diseñados para observaciones terrestres.
Leve pérdida de luz debido a la obstrucción del espejo secundario (diagonal plano) cuando lo
comparamos con los refractores.
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5. 4. ¾Cuales son la ventajas de un telescopio catadióptrico?
Este tipo de telescopios usa una combinación de espejos y lentes para variar la dirección y sentido de
la luz y formar la imagen. Hay dos diseños que son los más populares (Schmidt Cassegrain y Maksutov
Cassegrain). En el modelo S.C. la luz entra por un delgado lente corrector, entonces la luz es dirigida
directamente al espejo primario y este es reejado de vuelta al espejo secundario el cual lo reecta a
la apertura posterior del telescopio en donde la imagen es posible verla con el ocular. Por otra parte el
modelo M.C. es similar al anterior pero cambia el largo focal para dar una imagen nítida, usa un lente
corrector grueso curvo que contiene en su parte interior un espejo aluminizado en el mismo lente, que
cumple la función de reejar la luz hacia el punto focal.
Ventajas:
El mejor de todos. Las combinación de las ventajas ópticas de lentes y espejos. Cancela practi-
camente las desventajas de los anteriores.
Las ópticas son excelentes entregan una imagen muy nítida y contrastada en un campo de visión
ancho.
Excelente para observaciones de espacio profundo, astrofotograa con películas rápidas o cámaras
de CCD.
Muy bueno para observación lunar, planetaria y estrellas binarias y fotografía.
Excelente para observaciones y fotografía terrestre.
La proporción o razón focal generalmente es de alrededor del f/10.
Útil para todos los tipos de fotografía.
Para la astrofotograa, se puede obtener razones focales más rápidas, usando un lente Reduc-
tor/Corrector que lo reduce a f/6.3.
El diseño del tubo cerrado reduce las distorciones de las imágenes por las corrientes aéreas
degradantes.
Resiste la mayoría del polvo del ambiente.
Fácil de usar Durable y virtualmente libre de mantenimiento.
Las aberturas grandes se encuentran a precios razonables y menos caro que los refractores de la
una abertura equivalente.
Es el más versátil en su tipo.
Más accesorios disponible que en cualquier otro tipo de telescopio.
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6. El mejor en capacidad del enfoque, sobre cualquier otro telescopio.
Tamaño más pequeño en relación con otros tipos de telescopios.
Desventajas:
Más caro que los telescopios Newtonianos para una apertura similar.
Es diferente en apariencia a lo que el común de la gente espera de un telescopio.
Tiene una pequeña pérdida de luz debido a la obstrucción del espejo secundario comparada al
refractor.
En algunos casos estos telescopios pueden ser muy pesados o no muy portatiles, sobre todo en
aperturas de 9 hacia arriba se puede decir que son más bien portables debido a su peso.
Requieren un mayor tiempo de preparación para la observación.
El lente corrector requiere de mayor cuidado en atención a que se encuentra en la parte frontal
del telescopio.
Para observaciones en lugares húmedos.
5. ¾Qué modelos se pueden recomendar a quien no tiene expe-
riencia?
Para los que se acercan por primera vez a la astronomía, la elección ideal está representada por dos
factores, la apertura del telescopio y el tipo de montura.
La montura más sencilla corresponde a la acimutal, que es una montura de fácil uso para un
principiante. Consta de dos ejes, uno de movimiento horizontal (acimut) y otro vertical.
Pese a su versatilidad tiene limitaciones cuando se desea hacer observaciones con mayor precisión
o hacer astrofotografía, esto debido a que algunas de ellas no poseen controles de movimiento no y es
muy difícil hacer un seguimiento prolongado de las estrellas.
Los telescopios que poseen estas monturas tienen aperturas entre 50 mm y 80 mm dependiendo del
modelo.
Las monturas más sosticas son la monturas ecuatoriales. Estas monturas deben ser correctamente
alineadas para su óptimo funcionamiento. Esto es poder seguir el movimiento aparente de las estrellas.
Poseen dos ejes para su alineación y otros dos para su movimiento durante una observación. Los dos
ejes que se usan para observar poseen un sistema de controles nos, para mover cuidadosamente el
telescopio. Estas monturas se pueden ocupar en astrofotografía y se pueden motorizar. Existen dos
tipos de monturas ecuatoriales según el tipo de telescopio, las de tipo alemanas y las de tipo orquilla.
Los telescopios que usan estas monturas van desde los 60 mm el más pequeño y hasta los más grandes
schmidt caseegrain de 14 aproximadamente.
Dependiendo del tipo de montura y uso que se le va a dar al telescopio es la elección que se debe
hacer. Una buena apertura puede ser en newtonianos 76 mm o 114mm y en refractores entre 60 mm y
80 mm. Estos modelos tienen una buena relación precio-prestación, y están en condiciones de garantizar
la visión de la mayoría de los objetos astronómicos más interesantes.
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7. 6. Terminología óptica comúnmente usada en astronomía y las
características ópticas de los telescopios
Apertura (Diámetro del lente o espejo primario).
Este es el único y más importante factor en la elección de un telescopio de cualquier tipo. La primera
función de todo telescopio es atrapar o juntar luz. A cualquier potencia o aumento del telescopio, la
mayor apertura signica una mejor imagen que se puede obtener.
La apertura de un telescopio corresponde al diámetro del lente principal o espejo primario, gene-
ralmente especicado en milímetros(mm.) o en pulgadas(). A mayor apertura será mayor la luz que
juntará o atrapará y obtendrá una imagen más brillante y de mejor calidad. Esto signica que vera
mayores detalles a medida que aumenta la apertura.
Un ejemplo de lo anterior, es la agrupación globular de estrellas Omega Centaury, la cual con
un telescopio de 60mm o 2,36 de apertura, no se podrá resolver todo lo necesario para observar los
detalles y separación de las estrellas, en cambio con un telescopio de 100 mm. ó de 4 de apertura
podrá ver muchos más detalles utilizando la misma cantidad de aumentos o potencia en ambos casos.
En el caso anterior la imagen sé vera casi el triple más brillante utilizando un telescopio de 100mm
de apertura. De todas maneras y un aspecto muy importante a considerar en la compra, es con que
presupuesto usted cuenta y su capacidad de transportar el telescopio y entonces compre el de mayor
apertura que pueda.
Largo focal.
Este es la distancia (en mm.) que existe en un telescopio, en el sistema óptico, desde el lente o
espejo principal hasta el punto en donde la imagen hace foco o se ve enfocada (punto focal). Esto es
que la luz proveniente del sistema óptico se junta en un solo punto. Mientras más largo focal tenga un
telescopio, podrá obtener mayor potencia o aumentos, la imagen sé vera más grande pero disminuirá
su campo de visión o campo aparente.
Por ejemplo, con un largo focal de 1.000 mm. tendrá el doble de potencia o aumentos que con un
largo focal de 500 mm., pero tendrá la mitad del campo de visión con la mayor potencia. La mayoría
de los fabricantes indican en una pequeña placa el largo focal y la apertura del telescopio, además
entrega el valor de la razón focal, muy importante para la fotografía astronómica, ya que indica un
factor de luminosidad del telescopio y esto la velocidad de la fotografía.
Razón focal
Es la relación que existe entre el largo focal (l.? ) y la apertura, por ejemplo: un telescopio de
largo focal 1.000 mm. y una apertura de 100 mm. , tendrá una razón focal de ? 10. Es decir se calcula
dividiendo el largo focal por la apertura. Cuanto más baja sea la razón focal indica que se trata de un
telescopio luminoso, por ejemplo: un telescopio de razón focal de 500 mm. y de 100 mm de apertura,
tendrá una razón focal de ? 5, y esto indica que es más luminoso que el primero.
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8. Si deseo hacer fotografía astronómica, deberá buscar razones focales bajas, ya que esto además de
indicar una buena luminosidad me permitirá hacer exposiciones menos prolongadas. Por ejemplo: un
telescopio de apertura 100 mm., y razón focal ? 10 requiere una exposición de 10 minutos y para la
misma apertura de 100 mm., y con razón focal ? 5 solo requerirá de 5 minutos para obtener la misma
calidad de luminosidad del anterior.
Como conclusión se podría decir que a una razón focal (? ) baja, tendremos una exposición menos
prolongada y por ende los errores que podría cometer en el traqueo o seguimiento, de un objeto celeste
a fotograar será menor, pero en contraposición la imagen será de menor aumento para una misma
apertura.
Resolución
Ésta es la habilidad de un telescopio de dar el detalle de una imagen. La resolución de superior
calidad da una imagen con el más no detalle. Mientras más grande sea abertura de un telescopio, mayor
será la resolución del instrumento, asumiendo que las ópticas (espejos, oculares, etc.) del telescopio
son de buena calidad.
Capacidad de captar Luz
Ésta es la habilidad teórica del telescopio de captar o recolectar la luz, enviada a su ojo totalmente
dilatado dependiendo de la edad de la persona (4 a 7mm de pupila dilatada).
Potencia1
Uno de los factores más importante para la mayoría de los clientes al comprar un telescopio es la
potencia o aumentos que tiene este telescopio. La potencia o aumento de un telescopio depende de la
relación entre dos sistemas ópticos independientes; (1) el propio telescopio, y (2) el ocular usted está
usando. El ocular corresponde a un accesorio muy importante del telescopio. Es juego de lentes por el
que se observa al momento de usar el telescopio. Cada ocular tiene una longitud focal dada.
Para determinar la potencia o aumentos que un telescopio es capaz de entregar, divida la distancia
focal del telescopio (en mm.) por la distancia focal del ocular (en mm). Intercambiando diferentes
oculares de diferentes largo focal usted puede variar la potencia o aumentos de su telescopio. Por
ejemplo, un ocular de 30mm de largo focal utilizado en un telescopio de 8 de espejo primario y largo
focal de 2.032 mm. usted podrá tener una potencia o aumento de 68x (2032/30 = 68) y si utilizamos
en el mismo telescopio un ocular de 10mm de largo focal, tendremos una potencia o aumento de 203x,
(2.032mm/10mm. = 203). Debido a que los oculares son intercambiables un telescopio puede ser usado
a variadas potencias y/o aumentos para los distintos tipos de observación.
Hay límites de potencia o aumentos superiores e inferiores para tipo de telescopio. Éstos son deter-
minados por las leyes de ópticas y la naturaleza del ojo humano. Como una regla para poder calcular
este limite, se sugiere dos métodos, en pulgadas o métrico, tomando como punto de partida de este
cálculo el diámetro del lente o espejo primario. La potencia máxima real es igual a 60 veces la abertura
del telescopio (en pulgadas) bajo las condiciones ideales. Sin embargo, esta potencia máxima real es
una limitación solamente lumínica para la observación, pudiendo ser superada a costa de la resolución.
Cuando los aumentos de potencia exceden la capacidad máxima real de un telescopio, la agudeza y
detalle de lo que se desea ver disminuirá considerablemente y lo hará poco atractivo.
Por ejemplo: un telescopio de 3 de espejo primario o lente, tendrá un límite máximo de 3 x 60
= 180x. Utilizar potencias superiores al limite máximo se podrá realizar, pero tendrá que tener claro
1Nota: Recuerde que la potencia o aumento máximo solo se sugiere utilizar en condiciones ideales de la atmósfera,
vale decir zonas secas o con muy baja humedad e idealmente a alturas sobre los 1.000 sobre el nivel medio del mar, con
baja turbulencia, además de zonas oscuras alejadas de las ciudades o concentraciones de luz. Por lo tanto de no estar
en estas condiciones ideales se sugiere utilizar potencias cercanas al 80% de la capacidad de su telescopio. Normalmente
para observaciones de objetos débiles, tales como nebulosas o galaxias se recomienda usar potencias mínimas, ya que
esto aumenta la luminosidad de la imagen.
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9. que esto normalmente le dará una imagen de contraste oscura, más baja calidad de imagen y pequeña
resolución. Otro ejemplo, el máximo de potencia o aumento de un telescopio de lente de 60mm de
diámetro (2.4 abertura) es 142x. (60mm x 2,36 = 142x)
Normalmente se sugiere utilizar hasta un máximo del 80 % de capacidad real de aumento de un
telescopio. Las potencias o aumentos cercanos al limite superior solo se utilizan principalmente para
las observaciones de los planetas, la Luna y estrellas binarias.
La mayoría de sus observaciones las hará con los aumentos más bajo (6 a 25 veces la abertura
del telescopio en las pulgadas). Con estos aumentos más pequeños, las imágenes serán mucho más
luminosas y más nítidas, y por otra parte le proporcionara campos de visión más amplios y una mayor
satisfacción en sus observaciones.
Hay también un límite más bajo en la potencia que es por la noche entre 3 a 4 veces la abertura
del telescopio. Durante el día el más bajo límite es aproximadamente 8 a 10 veces la abertura. Si
usted observa con potencias menores a las indicadas, una mancha oscura puede aparecer en el centro
del ocular en un telescopio Catadióptrico o Newtoniano debido a la sombra del espejo secundario o
diagonal.
Foco Cercano
Esta es la mínima distancia a la cual su telescopio puede observar una imagen enfocada. General-
mente este limite cercano solo se utiliza para observaciones y/o fotografía terrestre.
Campo de Visión
La cantidad de cielo que usted puede ver a través de un telescopio se llama campo de visión real
(verdadero) y es una medida pequeña en grados de arco (el campo angular).
Parte II
Datos Técnicos
Aberraciones Ópticas de Diseño
Existen variados diseños ópticos usados en los telescopios. Recuerde que un telescopio esta diseñado
para colectar luz y formar una imagen. En los sistemas de diseño ópticos, los ingenieros ópticos deben
fabricar tomando en cuenta el control de las aberraciones ópticas para alcanzar estándares aceptables
en el producto nal.
Las aberraciones son varios errores que resultan en imperfección de la imagen. Estos errores pueden
ser el resultado de diseños o de fabricación. Es imposible diseñar y fabricar sistemas ópticos absoluta-
mente libres de aberraciones. Varias aberraciones se deben a un diseño en particular de telescopio y
serán discutidas en mayor profundidad en tipos de telescopios más adelante.
A continuación veremos la descripción de algunas aberraciones especicas de los telescopios:
Aberraciones cromáticas: Usualmente asociadas con los lentes principales de los telescopios
refractores. Es la falla del lente para entregar luz de diferentes largo de ondas (colores) a un punto
de enfoque común. Esto resulta principalmente en un débil halo de color en la imagen (usualmente
violeta) alrededor de una estrella brillante, los planetas y la Luna, reduciendo el contraste de la Luna
y los planetas. Generalmente se aprecia más cuando se incrementa los aumentos. Achromat doublets
en los telescopios refractores reduce esta aberración y por otra parte diseños mas sosticados como
los apocromáticos y los que utilizan lentes uorite eliminan virtualmente este defecto, pero son mucho
más caros.
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10. Aberración esférica: esto causa que los rayos de luz que pasan a través de un lente ( o reejos
sobre un espejo) a diferentes distancias del centro del lente o del espejo entregan un diferente enfoque
para los diferentes puntos del eje. Se distingue en una estrella porque parece verse un disco borroso
más que una imagen nítida. Actualmente casi todos los telescopios tienen este defecto corregido, a
menos que sea un telescopio de muy mala calidad.
Coma: este defecto esta asociado principalmente con los espejos parabólicos de los telescopios re-
ectores o newtonianos el cual afecta las imágenes fuera del eje y es más pronunciado en los bordes del
campo de visión. La imagen produce una V en el punto de enfoque. Mientras más rápida sea la razón
focal, mayor será el efecto coma que usted apreciará cerca del borde y centro del foco (aproximada-
mente un círculo el cual en mm es el cuadrado de la razón focal), este defecto debiera ser el mínimo
en buenos diseños de espejos primarios o lentes.
Astigmatismo: es una aberración del lente que elonga la imagen con los cambios desde una posi-
ción horizontal hacia una vertical en el lado opuesto de un mejor enfoque. Esta asociado generalmente
con baja calidad de fabricación de ópticas o errores de colimación o alineación.
Curvatura de Campo: causado por los rayos de luz que no llegan al punto de enfoque en el
mismo plano. El centro del campo de visión podría estar muy enfocado y nítido pero en los bordes
podría estar fuera de foco o viceversa.
Alineación Polar
Para el óptimo empleo de la montura ecuatorial y el uso de esta para astrofotografía, se debe
realizar una correcta alineación del eje polar de la montura. Para hacer observaciones no se requiere
una alineación muy precisa, mientras que para la astrofotografía, se requiere una gran precisión.
Para alinear la montura ecuatorial hay que dirigir el eje polar de esta hacia el polo celeste. El eje
polar corresponde al eje de ascensión recta. El polo celeste corresponde a un punto imaginario en el
cielo, donde se intercepta el eje de rotación de la Tierra con la esfera celeste. Para el hemisferio sur,
el polo celeste esta ubicado en la dirección del sur geográco (no magnético), y esta en la constelación
del Octante, y muy cercano a la estrella Sigma Octante, una pequeña estrella de magnitud 5,4 que
esta en el limite de percepción visual a simple vista, pero que es fácilmente observable con el buscador
de un telescopio o con binoculares. Alinear la montura ecuatorial es dejar el eje de ascensión recta
de la montura paralelo al eje de rotación de la Tierra. Como la Tierra rota, las estrellas y todos los
objetos astronómicos se mueven aparentemente desde el Este hacia el Oeste, por lo tanto al accionar el
mecanismo de controles no de ascensión recta en la dirección correcta se podrá hacer el seguimiento
de las estrellas. Este seguimiento se puede hacer con mayor precisión con la ayuda de un motor que se
instala en el eje de ascensión recta de la montura.
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11. Para hacer la correcta alineación con el polo celeste se deben seguir los siguientes pasos:
1. Como primera aproximación se deberá colocar la latitud de la localidad en la que sé esta
observando, esto se hace en el eje de latitud de la montura. Para Santiago la latitud es aproxima-
damente 33º. Por cada 111 Km que se recorre desde Santiago hacia el norte o sur, sume (hacia
el sur) o reste (hacia el norte) un grado aproximadamente, por ejemplo: Temuco se encuentra a
600 Km al sur de Santiago (aproximadamente en línea recta), entonces debemos sumar 33º +
5º = 38º latitud sur, La Serena esta a 450 Km al norte de Santiago (aproximadamente en línea
recta), entonces se resta 33º - 4º = 29º latitud sur.
Para obtener la información más exacta, se recomienda recurrir a un atlas, mapas camineros, consultar
a un aeródromo cercano, etc. Para obtener la información más precisa se podrá ayudar de un GPS.
2. Como siguiente aproximación se debe dirigir el eje de ascensión recta hacia el sur geográco,
lo más cercano posible de él, usted se puede ayudar con una brújula, pero esta entrega el sur
magnético, que diere en 15º con el geográco.
Este método descrito sirve solo como primera aproximación, y puede ser utilizado para hacer observa-
ciones y corregir parcialmente el movimiento de rotación de la Tierra. Este método es de insuciente
precisión para realizar astrofotografía, ya que para esta se requieren tiempos de exposición largos, y
el seguimiento de la esfera celeste no será perfecto, por lo tanto se tendrán que hacer correcciones en
declinación, las cuales pueden afectar la calidad de la fotografía y las estrella puede que no aparezcan
como puntos, sino que tendrán una forma alargada, producto del mal seguimiento.
Para los astrónomos acionados que requieran una alineación polar de mayor precisión, existe un
método de alineamiento orientándose por Sigma Octante.
El método de sigma octante se puede realizar de dos maneras dependiendo principalmente del tipo
de montura ecuatorial que posee el telescopio.
En general para cualquier tipo de montura se debe identicar el polo celeste, a simple vista, guián-
dose por las constelaciones principales. La principal constelación que señala el polo sur celeste es la
constelación de la Cruz de Sur. Claramente esta constelación apunta directamente al polo celeste. Se
debe proyectar el palo mayor de la constelación. Para hacer un correcto reconocimiento de la zona se
recomienda:
1. Denticar la cruz del sur, prolongar su palo mayor hacia el sur, unas tres veces y media desde
la estrella inferior de la constelación. La línea que se debe prolongar es la comprendida entre
las estrellas, Gamma (superior) y la estrella Alfa (inferior). Con esta aproximación se podría
identicar el sector del polo a simple vista.
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12. 2. Usando los binoculares, apúntelos a la Cruz del Sur, seguir la línea de Gamma y Alfa Cruz.
Luego de esto se debe identicar la constelación de la Mosca (inmediatamente después de la Cruz
del Sur), se debe proyectar una recta, que será la proyección de la Cruz del Sur sobre la Mosca,
que pasará cerca de tres estrellas de la Mosca las cuales son, Epsilón, Alfa y Gamma (para esto
debe ayudarse de una carta astronómica). Después de esto tiene que seguir proyectando la misma
recta y pasar por una de las estrellas del Camaleón, esta corresponde a la estrella Beta. Después
de seguir esto llegará a la constelación del Octante, donde es fácil identicar Sigma Octante
junto con tres estrellas más, ya que estas estrellas forman un trapecio. El polo no se encuentra
exactamente en sigma octante, pero puede llegar a él fácilmente.
3. Para llegar al polo debe identicar claramente las cuatro estrellas del trapecio. Las estrellas
más juntas forman la parte superior del trapecio y las más alejadas la parte inferior. El polo se
encuentra sobre Sigma (o abajo, según la hora de observación, recuerde que las estrellas giran en
torno al polo), para ubicarlo debe formar un triangulo rectángulo cuyo ángulo recto esta sobre
Sigma, a una distancia del doble que lo separa de la estrella más cercana. De esta manera ubicará
el polo con binoculares.
Esta forma descrita es la más fácil para encontrar el polo sur celeste, pero en ocasiones puede que
la cruz del sur no pueda ser observable. Esto puede ocurrir por razones geográcas (un cerro puede
taparla), ya que desde el hemisferio sur, la cruz del sur es observable prácticamente todo el año.
Existen dos manera de orientarse para llegar a la constelación de Octante, donde se encuentra el
polo.
El primer método es por las Nubes de Magallanes, sirve como orientación general. A simple vista
debe formar un triangulo isósceles (con una base y dos lados iguales). Sobre el vértice superior se ubica
la Gran Nube de Magallanes, en vértice de la base la Pequeña Nube de Magallanes, y nalmente el
sector del polo se encuentra en el extremo que conforma el tercer vértice. Como referencia tome: Si
la Gran Nube de Magallanes esta arriba, la Pequeña Nube de Magallanes estará en el vértice inferior
derecho y el polo estará en el vértice inferior izquierdo. De esta manera se puede ubicar la constelación
de Octante e identicar el trapecio del cual forma parte la estrella Sigma Octante.
El segundo método es ubicando las estrellas destacadas Achernar (de la constelación de Eridanus)
y Alfa Centaury, la recta que forman estas estrellas pasa muy cerca del polo, y las distancias desde
él hasta las estrellas es casi simétrica, es decir el polo se encontraría aproximadamente en medio de
ambas estrellas. Más exactamente la recta debería hacerse entre las estrellas Achernar y Hadar (Beta
Centaury). De esta forma es fácil identicar la constelación del octante y con un reconocimiento con
binoculares se puede ubicar el trapecio del cual forma parte Sigma Octante.
Se describen estos métodos ya que la constelación de Octante esta formada por estrellas muy débiles
y es muy difícil reconocerla a simple vista sin tener referencias.
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13. Si usted posee una montura ecuatorial alemana debe alinear su telescopio con el eje de ascensión
recta, esto se hace moviendo en declinación hasta llegar a los 90º, lo más exactamente posible. Una
vez hecho se debe jar el freno de declinación. Luego se debe mover la montura junto con el telescopio,
ambos a la vez. Para esto no se ocupan los controles no de ascensión recta ni los de declinación. Para
esta operación se debe mover en azimut y se debe ajustar la latitud de la montura, guiándose por el
buscador del telescopio hasta identicar el trapecio que señala el polo.
Para las monturas más sosticadas se puede emplear un buscador polar, que es básicamente en
pequeño buscador que se coloca dentro de la montura en el eje de ascensión recta. Lamentablemente es
difícil encontrar buscadores polares para el hemisferio sur, pero se puede adaptar o construir uno. Una
vez instalado el buscador polar solo debe mover la montura en su movimiento azimutal y ajustando
la latitud hasta ver por el buscador el trapecio que señala el polo y hacer los ajustes necesarios para
estar lo más cerca posible de él.
Para los telescopios Schmidt-Cassegrain con montura horquilla se debe hacer un procedimiento
similar al anterior. Se debe colocar el tubo del telescopio paralelo al eje de ascensión recta para lo cual
debe mover declinación hasta los 90º. Una vez hecho esto debe guiarse por el buscador del telescopio
moviendo azimut y latitud hasta encontrar el trapecio que señala el polo y hacer los ajustes necesarios
para estar lo más cerca de él.
Para aplicar estos métodos se debe conocer aproximadamente la posición del polo celeste por los
métodos descritos anteriormente.
Campo de Visión
La cantidad de cielo que usted puede ver a través de un telescopio se llama campo de visión real
(verdadero) y es una medida pequeña en grados de arco (el campo angular).
El campo de visión más grande, es la más grande área del cielo que usted puede ver. El campo
angular de visión esta calculado dividiendo el campo de visión aparente del ocular que usted este
utilizando por la potencia o aumentos que entrega ese mismo ocular. Por ejemplo, si usted fuera a
usar un ocular con un campo de visión aparente de 50° el campo de visión real será el resultado de la
división de este valor por la potencia que entregue ese ocular, y si en este caso la potencia es 100x,
entonces el campo de visión real sera: 0.5 grados (50/100 = 0.5).
Los fabricantes normalmente especican el campo de visión aparente (en grados) en los catálogos
de los oculares. Por lo general solo podrá encontrar campos de visión real muy amplios con oculares
de muy largo focal, a pesar de que existen oculares de pequeños largos focales pero con campos de
visón aparente sobre los 67° a 84°, lo que le permitirá obtener una alta potencia con campos de visión
amplios.
Para demostrar el poder y campo de visión de un telescopio, la imagen de la izquierda se presume
con un telescopio de 5 de apertura y 1,250 mm de largo focal, con un ocular de 10mm de largo focal
y 50° de campo de visión aparente, lo que entrega un campo de visión real de 0,4° y la imagen derecha
corresponde al mismo telescopio con un ocular de 32mm de largo focal y 50° de campo de visión
aparente, lo cual entrega un campo de visión real de 1,28°. Las imágenes mostradas corresponden a la
Pléyades (M45).
13

14. Contraste
El mayor contraste de la imagen se puede apreciar al ver objetos como la luna y planetas. Los teles-
copios Newtonian y catadioptricos tienen espejo secundario (o diagonal) que obstruyen un porcentaje
pequeño de luz del espejo primario. Algunos libros de Astronomía acionada lo podrían llevar a creer
que el contraste de la imagen es muy reducido en los telescopios Newtonians o catadioptrics debido a
esta obstrucción, pero éste no es el caso. (Esto podría ser si más del 25 % del área de supercie del
espejo primario se obstruyera.)
Para calcular la obstrucción secundaria, use la fórmula ( área = pi x r² ) para los espejos primarios
y secundarios. Entonces calcule el porcentaje de obstrucción. Por ejemplo, un telescopio de espejo
primario de 8 con un espejo secundario de diametro 2¾ , tendrá una obstrucción de 11.8 %:
cprimero 8 = (pi x r²) = ( pi) x 4² = 50.27
secundario 2¾ = (pi x r²) = (pi) x 1.375 = 5.94
en porcentaje = 5.94 son 11.8 % de 50.27
La turbulencia atmosferica es la condicionante de observación de mayor importancia que afecta
adversamente al contraste de la imagen, cuando se busca el detalle planetario a través de un teles-
copio. Problemas del instrumento, que también puede afectar adversamente el contraste en orden de
importancia decreciente son: la gura óptica, la colimación, la suavidad óptica, y un pequeño aumento
en la obstrucción central. iNote que el aumento en la obstrucción central se considera como el factor
adverso que contribuyente en menor importancia al contraste.
Disco Airoso y Factor de Brillo
Cuando usted ve una estrella en un telescopio correctamente enfocado, usted no va ver una imagen
agrandada de la estrella, incluso al utilizar altas potencias o aumentos, deben aparecerse puntos de luz
en lugar de discos o pelotas. Esto simplemente es porque las estrellas son las mismas vista con poca
potencia o mucha potencia, ya sea que esté cerca o muy lejos. Pero, si usted aumenta la imagen de
una estrella cuidadosamente, por un factor de aproximadamente 60x por cada pulgada de abertura y
observara que usted puede ver los anillos alrededor de la estrella. Éste no es el disco de la estrella lo que
usted está viendo, pero esta imagen se debe al efecto de tener una abertura redonda en su telescopio
y debido a la naturaleza de luz.
Bajo la inspección íntima, cuando la estrella está en el centro del campo del telescopio, esta imagen
de la estrella favorablemente aumentada mostrará dos cosas; una área luminosa central llamada el disco
airoso, y un anillo circundante o series de anillos débiles que llamaremos los anillos de la difracción.
El disco airoso es menor cuando usted utiliza un telescopio de mayor apertura.. El brillo del disco
airoso (el brillo de la imagen de una estrella) es proporcional a la cuarto potencia que corresponde a
esa abertura. En la teoría, cuando usted dobla la abertura de un telescopio, usted aumenta su poder de
resolución por un factor de dos y aumenta su habilidad de la recolección ligera por un factor de cuatro.
Pero más pretenciosamente, usted también reduce el área del disco airoso por un factor de cuatro que
produce una ganancia del dieciséis-pliegue en el brillo de la imagen estelar.
Al ilustrar esto, nosotros mostramos una primera y una-segunda estrella doble débil debajocomo
visto a través de una 4-pulgada y una 8-pulgada el telescopio. Note eso al mismo poder los discos airosos
son 16 veces más inteligente en la 8-pulgada el telescopio además de estar bien-separado. También la
nota que el telescopio más grande revela una estrella débil que es completamente disimulado en la
4-pulgada el telescopio. En la ilustración, un disco más oscuro corresponde al brillo aumentado.
14

15. Distancia a la Pupila
Es la distancia entre el ocular y la pupila del ojo a la cual es correcto mirar a través de un telescopio,
es muy común que la gente que observa a través de un telescopio coloque la pupila muy cerca del ocular
impidiendo el poder captar la luz que el telescopio esta recolectando y enviando a su ojo. Para calcular
la distancia correcta a la cual se debe colocar la pupila del ocular, divida la abertura del espejo primario
(en el mm) por la potencia o aumento que le esta entregando el ocular que esta utilizando. Por ejemplo,
un telescopio de 8 de espejo primario de abertura (203mm), tiene una potencia o aumento de 102 X
si utiliza un ocular de 20mm de largo focal, por lo tanto tiene una distancia a la pupila de 2mm , lo
que resulta de la división de (203/102 = 2mm). Algunos oculares de mejor calidad le permiten que
esta distancia a la pupila sea mayor, permitiendo una observación más cómoda a través del telescopio.
Otra metodología para calcular esta distancia puede ser a través de un calculo efectuado al dividir la
distancia focal del ocular (en el mm) por la razón focal del telescopio. Por ejemplo un ocular de 20
mm de largo focal se divide por la razón focal 10 y corresponde 2 mm de distancia de pupila.
La mayoría de sus observaciones las hará con los aumentos más bajo (6 a 25 veces la abertura
del telescopio en las pulgadas). Con estos aumentos más pequeños, las imágenes serán mucho más
luminosas y más nítidas, y por otra parte le proporcionara campos de visión más amplios y una mayor
satisfacción en sus observaciones.
Hay también un límite más bajo en la potencia que es por la noche entre 3 a 4 veces la abertura
del telescopio. Durante el día el más bajo límite es aproximadamente 8 a 10 veces la abertura. Si
usted observa con potencias menores a las indicadas, una mancha oscura puede aparecer en el centro
del ocular en un telescopio Catadióptrico o Newtoniano debido a la sombra del espejo secundario o
diagonal.
La Proporción o Razón Focal (Velocidad Fotográca)
Ésta es la proporción de la distancia focal del telescopio a su abertura. Para calcular, divida la
distancia focal (en el mm) por la abertura (en el mm). Por ejemplo, un telescopio con una distancia
focal de 2032mm y una abertura de 8 (203.2mm) tiene una proporción o razón focal de 10 (2032/203.2
= 10). Esto es normalmente especicado como el f/10.
Muchas personas igualan las proporciones focales con el brillo de la imagen, pero hablando de esto
estrictamente es sólo verdadero cuando un telescopio se usa fotográcamente y entonces sólo al sacar
fotos de objetos lejanos como la Luna y nebulosas.
Si un el telescopio se usa visualmente o fotográcamente, el brillo de estrellas (las fuentes del punto
luminoso) sólo es una función de la apertura del telescopio, mientras más grande sea la abertura, serán
más luminosas las imágenes. Al ver los objetos lejanos, el brillo claro visto en el ocular, será sólo una
función de abertura y amplicación, no se relaciona a la proporción focal. Los objetos lejanos siempre
aparecerán más luminosos cuando se observen a las más bajas amplicaciones o potencias de aumento.
Los telescopios con pequeñas razones focales (a veces llamados rápidos) hacen, sin embargo, que
produzcan imágenes luminosas de objetos extendidos en la película, y así requiere los tiempos de la
exposición más cortos.
Generalmente hablando, la ventaja principal de tener, una proporción focal rápida con un telescopio
usado visualmente es que entregará un campo más ancho de visión. Las proporciones focales rápidas
de telescopios son f/3.5 a f/6, el rango medio es de los f/7 al f/11, y rango lento es de los f/12 y más
altos valores. Un sistema de razón focal f/8 requiere para una exposición de una película de fotografía
respecto de un f/4 la cantidad de cuatro veces más tiempo de exposición.
Magnitud Límite
Los Astrónomos usan un sistema de magnitudes para indicar cuan luminoso es un objeto estelar.
Se dice que un objeto tiene una cierta magnitud numérica. El más grande número de magnitud,
15

16. corresponde al más débil objeto. Cada objeto con un número mayor de magnitud es aproximadamente
2.5 veces más débil. La estrella más débil usted puede ver con su ojo desnudo sin utilizar nada en
frente de su ojo, es aproximadamente 5,5 magnitud (en un cielo oscuro) considerando que las estrellas
más luminosas son cero magnitud (o incluso un número negativo).
La estrella más débil que usted puede ver con un telescopio (bajo las condiciones de visibilidad
excelente) es la llamada magnitud limite. El limite de la magnitud se relaciona directamente a la
abertura de su telescopio, en donde las aberturas más grandes le permiten ver las estrellas más débiles.
Una fórmula sencilla para calcular la magnitud limite visual de su telescopio es: 7.5 + 5 Log (la
abertura en el centímetro). Por ejemplo, la magnitud limite de un telescopio de una abertura de 8 es
14 magnitud, esto se obtinene de los siguientes datos: (7.5 + 5 Log (20.32 ) = 7.5 + (5x1.3) = 14.0).
Las condiciones atmosféricas y la agudeza de la visión del observador a menudo reducen el limite de
la magnitud que usted puede observar.
La magnitud limite fotográca es aproximadamente dos o más magnitudes más débil que la mag-
nitud limite visual.
Potencia2
Uno de los factores más importante para la mayoría de los clientes al comprar un telescopio es la
potencia o aumentos que tiene este telescopio. La potencia o aumento de un telescopio depende de la
relación entre dos sistemas ópticos independientes; (1) el propio telescopio, y (2) el ocular usted está
usando.
Para determinar la potencia o aumentos que un telescopio es capaz de entregar, divida la distancia
focal del telescopio (en mm.) por la distancia focal del ocular (en mm). Intercambiando diferentes
oculares de diferentes largo focal usted puede variar la potencia o aumentos de su telescopio. Por
ejemplo, un ocular de 30mm de largo focal utilizado en un telescopio de 8 de espejo primario y largo
focal de 2.032 mm. usted podrá tener una potencia o aumento de 68x (2032/30 = 68) y si utilizamos
en el mismo telescopio un ocular de 10mm de largo focal, tendremos una potencia o aumento de 203x,
(2.032mm/10mm. = 203). Debido a que los oculares son intercambiables un telescopio puede ser usado
a variadas potencias y/o aumentos para los distintos tipos de observación.
Hay límites de potencia o aumentos superiores e inferiores para tipo de telescopio. Éstos son deter-
minados por las leyes de ópticas y la naturaleza del ojo humano. Como una regla para poder calcular
este limite, se sugiere dos métodos, en pulgadas o métrico, tomando como punto de partida de este
cálculo el diámetro del lente o espejo primario. El máximo es igual a 60 veces la abertura del telescopio
(en las pulgadas) bajo las condiciones ideales.
Por ejemplo: un telescopio de 3 de espejo primario o lente, tendrá un limite máximo de 3 x 60
= 180x. Utilizar potencias superiores al limite máximo se podrá realizar, pero tendrá que tener claro
que esto normalmente le dará una imagen de contraste oscura, más baja calidad de imagen y pequeña
resolución. Otro ejemplo, el máximo de potencia o aumento de un telescopio de lente de 60mm de
diámetro (2.4 abertura) es 142x. (60mm x 2,36 = 142x)
Cuando los aumentos de potencia exceden la capacidad máxima de un telescopio, la agudeza y
detalle de lo que se desea ver disminuirá considerablemente y lo hará poco atractivo.
Normalmente se sugiere utilizar hasta un máximo del 80 % de capacidad de aumento de un teles-
copio. Las potencias o aumentos cercanos al limite superior solo se utilizan principalmente para las
observaciones de los planetas, la Luna y estrellas binarias.
A continuación le entregamos un cuadro de aumentos máximos sugeridos para diferentes aberturas
de lente o espejos primarios:
2Nota: Idem nota 1.
16

17. Apertura o
diámetro del
lente o espejo
primario en mm
Apertura o
diámetro del
lente o espejo en
pulgadas
Factor de
multiplicación
diámetro de
lente o espejo en
pulgadas
Potencia
Máxima para
observación
visual
Potencia 80 %
sugerida para
zonas
observación no
ideales
50mm. 2,00 60x 120x 96x
60mm. 2,36 60x 142x 114x
70mm. 2,76 60x 165x 132x
76mm. 3,00 60x 180x 144x
80mm. 3,15 60x 189x 151x
90mm. 3,50 60x 210x 168x
102mm. 4,00 60x 240x 192x
114mm. 4,50 60x 270x 216x
127mm. 5,00 60x 300x 240x
150mm. 6,00 60x 360x 288x
203mm. 8,00 60x 480x 384x
235mm. 9,25 60x 555x 444x
279mm. 11,00 60x 660x 528x
355mm. 14,00 60x 840x 672x
17

18. Glosario Astronómico
· Afelio : Punto de la órbita más alejado del Sol.
· Año Luz : Unidad de distancia que corresponde a lo que recorre un rayo de luz en un año
(9.460.530.000.000 Km.).
· Ascensión Recta : Coordenada en el sentido este oeste en un sistema ecuatorial. Se mide en
horas minutos y segundos de tiempo, hacia el este a partir de la intersección del ecuador y la eclíptica
(punto vernal).
· Asteroide : Cuerpos pequeños, de tamaño de pocos metros hasta cientos de kilómetros, que
orbitan al Sol, principalmente en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter.
· Binaria (estrella) : Sistema estelar compuesto por dos estrellas que se encuentran ligadas por
su atracción gravitacional.
· Cenit : Intersección de la vertical de un lugar y la esfera celeste.
· Clasicación espectral : Sistema de ordenamiento de las estrellas de acuerdo a su temperatura.
Al descomponer la luz de una estrella en un prisma y obtener su espectro, se encuentra la presencia de
las líneas obscuras de Fraunhofer que contiene información sobre la temperatura, composición química
y condiciones físicas de las fotosferas estelares.
· Conjunción : Alineamiento de dos cuerpos celestes en el cielo. En conneccion con los planetas,
una conjunción es un alineamiento del planeta con el Sol. Conjunción inferior cuándo el planeta está
entre el Sol y la Tierra; conjunción superior cuando se encuentra más allá del Sol, alineado con éste.
· Constelación : Conguración prominente de estrellas brillantes, históricamente asociadas a
guras mitológicas. En el uso moderno cada constelación dene una región precisa del cielo.
· Convección : Transporte de energía por movimiento de uidos que ocurre en gases, líquidos o
material semi rígido.
· Corona : Zona muy caliente, extendida y tenue que rodea al Sol y a otras estrellas.
· Cúmulo Abierto : Cúmulo estelar compuesto por unos cientos de estrellas que se sitúan en el
disco o los brazos espirales de nuestra galaxia.
· Cúmulo Globular : Cúmulo estelar esférico compuesto por muchos miles de estrellas, hasta
cientos de miles, se sitúan preferentemente en el halo de nuestra galaxia.
· Declinación : Coordenada en un sistema ecuatorial, que mide posiciones en la dirección norte
sur. La declinación se mide en grados, minutos y segundos de arco, positivo hacia el norte y negativo
hacia el sur.
· Día Sideral : Tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos de una estrella por un mismo
meridiano.
· Día Solar Verdadero : Tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por el mismo
meridiano.
· Diagrama Hertzprung Russell (Diagrama color magnitud o Diagrama HR): Repre-
sentación gráca de la luminosidad de las estrellas en función de su temperatura. La mayoría de las
estrellas quedan representada por un punto en el diagrama localizado en una franja diagonal, que se
conoce como secuencia principal, que va desde estrellas muy calientes de alta luminosidad hasta las de
luminosidad muy pequeña y fotosferas frías.
· Ecliptica : Plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, que corresponde aproximadamente
al plano principal del sistema solar. La trayectoria aparente del Sol en el cielo dene la proyección de
la ecliptica sobre la esfera celeste.
· Ecuador Celeste : Círculo imaginario que resulta de la intersección del plano ecuatorial terrestre
y la esfera celeste.
· Elongacion Máxima : Máxima distancia angular a que se puede encontrar del Sol un planeta
interior (Mercurio o Venus).
· Enanas (Estrellas) : Se denomina así a la mayoría de las estrellas, las de la secuencia principal
del diagrama HR. Las estrellas en él se las bautizó como supergigantes luminosas, supergigantes,
gigantes, subgigantes, enanas y subenanas. El Sol en esa categorizacion resulta ser una estrella enana.
18

19. · Enana Blanca (Estrella) : Estrella superdensa (una tonelada por centímetro cúbico) que
representa el estado nal de la evolución de una estrella de baja masa como el Sol.
· Equinoccios : Cualquiera de los dos puntos en el cielo en que se intersectan los planos de la
ecliptica y del ecuador celeste. Cuando el Sol se encuentra en cualquiera de ellos la longitud del día y
la noche serán iguales. Se llaman equinoccio vernal y equinoccio otoñal.
· Esfera Celeste : Esfera imaginaria formada por el cielo. Es un instrumento conveniente en la
discusión y medida de las posiciones de los cuerpos celestes en el cielo.
· Estrella Variable : Estrella cuyo brillo cambia. Se distinguen dos grandes familias de estrellas
variables: las variables intrínsecas cuya luz varía debido a pulsaciones de sus capas externas, y variables
eclipsantes. Uno de los tipos más importantes de estrellas variables son las llamadas cefeidas, estrellas
masivas que están evolucionando hacia la fase de supergigante roja y sufren una inestabilidad que
las hace pulsar. Estas estrellas poseen una estrecha correlación entre el periodo de pulsación y su
luminosidad lo que las hace ser excelentes indicadores de distancias.
· Fotón : Partícula de luz que posee propiedades de onda pero que actúa como unidad discreta.
· Fotosfera : Supercie visible del Sol y las estrellas.
· Fusión Nuclear : Reacción nuclear mediante la cual núcleos livianos se transmutan en núcleos
más pesados liberando energía. Este proceso es la principal fuente de energía de las estrellas.
· Galaxia : Objeto de grandes dimensiones (típicamente 100. 000 años luz) que contiene unos cien
mil millones de estrellas y posee además gas y polvo. El Sol pertenece a la galaxia Vía Láctea.
· Gigante Roja : Estrella de grandes dimensiones (100 veces mayor que el Sol) y bajisima densidad
(1 gramo por metro cubico). Son estrellas que ya agotaron el hidrogeno de su núcleo y se encuentran
en las fases nales de evolución.
· Ion : Cualquier partícula subatomica que tiene una carga eléctrica no nula. Normalmente el
termino ion se utiliza sólo para partículas cargadas positivamente como átomos que les falta uno a más
electrones.
· Ionización : Cualquier proceso por el cual uno o más electrones son liberados de un átomo o ion.
· Magnetosfera : Región en torno a un planeta donde es apreciable su campo magnético. Su límite
exterior es la magnetopausa.
· Magnitud Aparente : Escala de brillos aparente introducida por Hiparco en el siglo II a C. Las
estrellas más brillantes del cielo son designadas como de primera magnitud y las más débiles a simple
vista, de sexta magnitud.
· Magnitud Absoluta : Magnitud que tendría una estrella si estuviese situadas a 10 parsecs de
distancia.
· Meridiano Celeste : Círculo máximo que pasa por los dos polos celestes y por el cenit del lugar.
· Nebulosa de Emisión : Nube de gas interestelar que brilla por la radiación que emiten una serie
de líneas de emisión. La excitación del gas puede ser por radiación ultravioleta emitida por estrellas
inmersas en la nube o por calentamiento debido a otros mecanismos.
· Nebulosa Planetaria : Nube de gas ionizado resplandeciente, usualmente con una geometría
de cascara esférica, eyectada por una estrella en sus fases nales de evolución.
· Oposición : Conguración planetaria en la cual un planeta superior se encuentra en dirección
opuesta al Sol, visto desde la Tierra.
· Perihelio : Punto de la órbita más cercano al Sol.
· Pársec : Unidad de distancia que equivale a 3.26 años luz.
· Polo Celeste : Puntos que resultan de la intersección del eje de rotación terrestre y la esfera
celeste.
· Retrogrado (movimiento) : Aquel que se efectúa en sentido contrario al general. El movimiento
planetario hacia el oeste es retrogrado; el giro en el sentido del reloj es retrogrado.
· Solsticios : Ocasiones en que el Sol alcanza su máximo alejamiento del ecuador celeste, hacia el
norte (solsticio de invierno) o hacia el sur (solsticio de verano).
· Supergigante (estrella) : Aquella de tamaño mayor que las gigantes. Las estrellas de gran masa
evolucionan transformándose en supergigantes roja. Sus dimensiones alcanzan a 700 veces el tamaño
del Sol y sus densidades son bajísimas. Unos 300 miligramos por metro cubico.
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20. · Supernova : Destrucción explosiva de una estrella masiva que ocurre cuando todas las fuentes
de combustible nuclear se agotan y la estrella colapsa catastrócamente.
· Tamaño Angular : Diámetro de un objeto, tal como se lo ve en el cielo, en medida angular. El
tamaño angular del Sol y de la Luna es de ½ grado. El diámetro angular de un cuerpo depende de su
tamaño lineal y de la distancia a que se encuentra.
· Unidad Astronómica (UA) : Distancia media entre la Tierra y el Sol. Corresponde a 149.600.000
kilómetros. Es la unidad de distancia utilizada en el sistema solar.
· Vía Láctea : Históricamente se reere a la franja blanquecina que cruza el cielo. También es el
nombre de nuestra galaxia.
· Zodiaco : Banda de 12 constelaciones que circunda la esfera celeste comprendiendo la eclíptica
y que es lo suciente ancha para contener los planetas visibles a simple vista, al Sol y la Luna.
Revisión y edición en LATEX por lynx89
Material extraido desde telescopios-chile
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