Definición – Punto de silla

El telescopio, esta considerado un instrumento óptico astronómico que permite la observación de cuerpos muy alejados o la magnitud estelar más débil perceptible. La función principal es captar la luz para observar objetos cada vez más débiles y enviarlos hacia un ocular, placa fotográfica, ordenador o cualquier otro tipo de dispositivo para su observación y estudio.

El objetivo se compone de una lente convergente que forma una imagen del objeto. Es fácil comprender que esta imagen es tanto mayor cuanto más larga sea su distancia focal, es decir, cuanto menos convergente sea. Esta imagen se observa con la ayuda de una pequeña lente divergente, como el  telescopio de Galileo o convergente como el telescopio de kepler.

APERTURA (D)

Corresponde al diámetro del espejo medido en pulgadas o milímetros en un telescopio reflector o del lente primario en un refractor. Mientras más grande sea “D” más luz recolectará y enfocará el telescopio y se podrán observar más detalles de los objetos, debido a un mayor contraste y brillo.

LONGITUD O DISTANCIA FOCAL (LF)

Es la medida que abarca, desde el centro geométrico del espejo o lente hasta la distancia a la cual se forma la imagen de un objeto situado en la lejanía o en el infinito del elemento óptico. Mientras más grande sea la “LF”, mayor será el poder de amplificación del telescopio.

Si se observa una estrella a través de un telescopio, el brillo aparente de la estrella aumenta, debido a que la abertura del objetivo es mayor que la del ojo. Por lo tanto, para poder alcanzar a percibir una estrella, no es necesario que sea tan brillante como cuando se le observa a simple vista.

RADIO FOCAL (f / número)

Es el cociente entre la distancia focal en mm. y el diámetro del espejo o lente en mm.

Ejemplo: Telescopio con LF=2.000 mm. y D=200 mm. resultará un Radio Focal = f /20

RESOLUCIÓN

Facultad que permite percibir nítidamente entre varios objetos brillantes que estén relativamente cercanos en lo referente a su distancia angular aparente, dependiendo tanto del color de la luz observada como del diámetro del espejo o lente. La resolución teórica se origina por la difracción de Fraunhofer por una abertura circular. Esta abertura es el objetivo del telescopio que es prácticamente la pupila de entrada del sistema óptico.

En los telescopios, a mayor apertura “D” mayor resolución. Quiere decir, que cuanto más grande sea la apertura, más definidos y separados se podrán observar los objetos que estén a una distancia angular de segundos de arco. El uso de diferentes filtros. Por ejemplo, si con una luz visible aceptable, dos objetos observados aparecen como una mancha luminosa continua, es posible que con un filtro azul puedan observarse como dos objetos separados.

Telescopio refractor del Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia, España. Construido por Grubb´s of Dublín en 1909, con una apertura de 156 mm. y una distancia focal de 230 cm. con montura ecuatorial.

La resolución de un telescopio se evalúa en segundos de arco y para obtener una estimación numérica o aproximación de un telescopio con una apertura “D” determinada, se dispone de distintos criterios o procedimientos  (criterio de Rayleigh, criterio de Sparrow/Dawes…) para determinar su resolución. Para una luz visible, en donde (q) es el ángulo o separación angular mínima en la que pueden observarse dos objetos y puedan distinguirse por el telescopio como objetos separados, y no como un sólo objeto se le denomina, resolución teórica del telescopio.

q = 4.5 (segundos de arco) / D (en pulgadas)

En observaciones nocturnas, se debe tener especialmente cuidado con los elementos importantes de la atmósfera que influyen en la resolución del telescopio, como son, la turbulencia y la difracción de la luz; debiendo repetirse resoluciones conocidas hasta obtener el límite del telescopio.

Criterio de Rayleigh

Se refiere, a que dos líneas espectrales son todavía distinguibles si el máximo de uno coincide con el primer mínimo del otro, o dicho de otro modo; en un telescopio sin aberraciones, lo más unidas que pueden estar dos imágenes de estrellas y distinguirlas, está determinado por el Criterio de Rayleigh. La particularidad esencial del criterio, es que las franjas son precisamente resolubles cuando la “irradiancia” combinada de ambas franjas en el centro o punto de silla”, de la franja ancha resultante es (8/π^2) veces el máximo de la irradiancia, lo que viene a definir sencillamente, es que, se observaría una franja ancha brillante con una región central gris.

Irradiancia

Se define, como la magnitud utilizada para describir la potencia incidente por unidad de superficie de todo tipo de radiación electromagnética.

Punto de silla o punto de ensilladura

Se define, como el punto sobre una superficie en el que la elevación es máxima en una dirección y mínima en la dirección perpendicular. La elección del nombre no es casual, un ejemplo claro de dicho “punto de silla”, es que siendo un punto crítico no es un máximo ni un mínimo, sería el punto central. La representación geométrica, es un paraboloide hiperbólico, por consiguiente, su punto de equilibrio inestable se asemeja a una silla de montar a caballo.

Prototipo de Disco de Airy, producido por la difracción de una fuente de luz puntual a través de un sistema óptico de abertura circular. Es un fenómeno óptico, debido a la naturaleza ondulatoria de la luz, cuando ésta atraviesa una apertura circular es difractada produciendo un patrón de interferencia de regiones iluminadas y oscuras sobre una pantalla alejada de la apertura.

John William Strutt, 3º Barón de Rayleigh, (1842-1919)

Nació en Essex, Inglaterra. Físico y profesor universitario, obtuvo el premio Nobel de física en 1904, por su descubrimiento de la existencia de los gases inertes, especialmente el radón y el argón.

George Biddell Airy, (1801-1892)

Nació en Alnwick, Inglaterra. Astrónomo y matemático. Profesor de astronomía en la Universidad de Cambridge y fue nombrado astrónomo real en 1835. Dirigió el observatorio de Cambridge en 1828 y del de Greenwich 1835. Realizó numerosas investigaciones científicas en el campo de la física matemática y matemática aplicada a los cálculos astronómicos.

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