ley de kepler

Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las describió así, en la actualidad se enuncian como sigue:

Primera ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.

Segunda ley (1609): el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol, su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol. Cuando está más alejado y cuando está más cercano, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol. 




Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica. 

Donde, T es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), (L) la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad.

Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.




*PARA SABER (ACLARACIÓN):

La fórmula anterior puede ser planteada de otra manera, llegando a los mismos resultados. Esta fórmula es la que fue usada a la hora de resolver los problemas que más adelante se verán. Se compone de PERÍODO ORBITAL 1 (p sub 1 al cuadrado) sobre PERÍODO ORBITAL 2 (p sub 2 al cuadrado), igualando esto a DISTANCIA ORBITAL 1 (a sub 1 al cubo) sobre DISTANCIA ORBITAL 2 (a sub 2 al cubo).













A continuación, el link de un video que explica de forma sintética, y ayudándose de gráficos las tres leyes de Kepler:



http://www.youtube.com/watch?v=BxsGMwc_dl4 






Aquí vemos un ejemplo de una actividad realizada en clase, donde fue pertinente aplicar la 3º ley de Kepler:



Enunciado: Calculen el período orbital del planeta Venus, sabiendo que su distancia al Sol es de 0,72 unidades astronómicas.

Resolución:

  2        3                2              3
1    =  1               1     =       1            
  2           3            2
1      0,72            x      2 0,373248


Realizando multiplicación cruzada resulta:

   2
X = 0,373248
        ________
x = -/0,373248

x = 0,61094 

¿Quién fue Johannes Kepler? 

Johannes Kepler (Weil der Stadt, Alemania, 27 de diciembre de 1571 - Ratisbona, Alemania, 15 de noviembre de 1630), fue una figura clave en la revolución científica, astrónomo y matemático alemán; fundamentalmente conocido por sus leyes sobre el movimiento de los planetas en su órbita alrededor del Sol. Fue colaborador de Tycho Brahe, a quien sustituyó como matemático imperial de Rodolfo II.
Kepler nació en el seno de una familia de religión protestante luterana, instalada en la ciudad de Weil der Stadt en Baden-Wurtemberg, Alemania. Su abuelo había sido el alcalde de la ciudad, pero cuando nació Kepler, la familia se encontraba en decadencia. Su padre, Heinrich Kepler, era mercenario en el ejército del Duque de Württemberg y, siempre en campaña, raramente estaba presente en su domicilio. Su madre, Katherina Gulden mann, que llevaba una casa de huéspedes, era una curandera y herborista, la cual más tarde fue acusada de brujería.
Kepler, nacido prematuramente a los siete meses de embarazo, e hipocondríaco de naturaleza endeble, sufrió toda su vida una salud frágil. A la edad de tres años, contrae la viruela, lo que, entre otras secuelas, debilitará su vista severamente. A pesar de su salud, fue un niño brillante que gustaba impresionar a los viajeros en el hospedaje de su madre con sus fenomenales facultades matemáticas. 
Kepler se trasladó a Leonberg y entró en la escuela latina en 1577. Sus padres le hicieron despertar el interés por la astronomía. Con cinco años, observó el cometa de 1577, comentando que su madre lo llevó a un lugar alto para verlo. Su padre le mostró a la edad de nueve años el eclipse de luna del 31 de enero de 1580, recordando que la Luna aparecía bastante roja. Kepler estudió más tarde el fenómeno y lo explicó en una de sus obras de óptica.
Kepler terminó su primer ciclo de tres años en 1583, retardado debido a su empleo como jornalero agrícola, entre nueve y once años. En 1584, entró en el Seminario protestante de Adelberg y dos años más tarde, al Seminario superior de Maulbronn. Obtuvo allí su diploma de fin de estudios e ingresó en 1589 a la universidad de Tubinga. Allí, comenzó primeramente por estudiar la ética, la dialéctica, la retórica, griego, el hebreo, la astronomía y la física, y luego más tarde la teología y las ciencias humanas. Continuó allí con sus estudios después de obtener una maestría en 1591.Su profesor de matemáticas, el astrónomo Michael Maestlin, le enseñó el sistema heliocéntrico de Copérnico que se reservaba a los mejores estudiantes. 
Kepler se hizo así un copernicano convencido y mantuvo una relación muy estrecha con su profesor; no vaciló en pedirle ayuda o consejo para sus trabajos. 


OBRA CIENTÍFICA 

Después de estudiar teología en la universidad de Tubinga, incluyendo astronomía con un seguidor de Copérnico, enseñó en el seminario protestante de Graz. Kepler intentó comprender las leyes del movimiento planetario durante la mayor parte de su vida. En un principio Kepler consideró que el movimiento de los planetas debía cumplir las leyes pitagóricas de la armonía. Esta teoría es conocida como la música o la armonía de las esferas celestes. En su visión cosmológica no era casualidad que el número de planetas conocidos en su época fuera uno más que el número de poliedros perfectos. Siendo un firme partidario del modelo copernicano, intentó demostrar que las distancias de los planetas al Sol venían dadas por esferas en el interior de poliedros perfectos, anidadas sucesivamente unas en el interior de otras. En la esfera interior estaba Mercurio mientras que los otros cinco planetas (Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno) estarían situados en el interior de los cinco sólidos platónicos correspondientes también a los cinco elementos clásicos.
En 1596 Kepler escribió un libro en el que exponía sus ideas. Misterium Cosmographicum (El misterio cósmico). Siendo un hombre de gran vocación religiosa, Kepler veía en su modelo cosmológico una celebración de la existencia, sabiduría y elegancia de Dios. Escribió: «yo deseaba ser teólogo; pero ahora me doy cuenta a través de mi esfuerzo de que Dios puede ser celebrado también por la astronomía».
En 1600 acepta la propuesta de colaboración del astrónomo imperial Tycho Brahe, que había montado el mejor centro de observación astronómica de esa época. Tycho Brahe disponía de los que entonces eran los mejores datos de observaciones planetarias pero la relación entre ambos fue compleja y marcada por la desconfianza. No será hasta 1602, a la muerte de Tycho, cuando Kepler consiga el acceso a todos los datos recopilados por Tycho, mucho más precisos que los manejados por Copérnico. A la vista de los datos, especialmente los relativos al movimiento retrógrado de Marte se dio cuenta de que el movimiento de los planetas no podía ser explicado por su modelo de poliedros perfectos y armonía de esferas. Kepler, hombre profundamente religioso, incapaz de aceptar que Dios no hubiera dispuesto que los planetas describieran figuras geométricas simples, se dedicó con tesón ilimitado a probar con toda suerte de combinaciones de círculos. Cuando se convenció de la imposibilidad de lograrlo con círculos, usó óvalos. Al fracasar también con ellos, empleó elipses. Con ellas desentrañó sus famosas tres leyes (publicadas en 1609 en su obra Astronomia Nova) que describen el movimiento de los planetas. Leyes que asombraron al mundo, le revelaron como el mejor astrónomo de su época, aunque él no dejó de vivir como un cierto fracaso de su primigenia intuición de simplicidad (¿por qué elipses, habiendo círculos?). Sin embargo, tres siglos después, su intuición se vio confirmada cuando Einstein mostró en su Teoría de la Relatividad general que en la geometría tetradimensional del espacio-tiempo los cuerpos celestes siguen líneas rectas. Y es que aún había una figura más simple que el círculo: la recta.
En 1627 publicó las Tabulae Rudolphine, a las que dedicó un enorme esfuerzo, y que durante más de un siglo se usaron en todo el mundo para calcular las posiciones de los planetas y las estrellas. Utilizando las leyes del movimiento planetario fue capaz de predecir satisfactoriamente el tránsito de Venus del año 1631 con lo que su teoría quedó confirmada.
Escribió un biógrafo de la época con admiración, lo grande y magnífica que fue la obra de Kepler, pero al final se lamentaba de que un hombre de su sabiduría, en la última etapa de su vida, tuviese demencia senil, llegando incluso a afirmar que "las mareas venían motivadas por una atracción que la luna ejercía sobre los mares...", un hecho que fue demostrado años después de su muerte.
En su honor una cadena montañosa del satélite marciano Fobos fue bautizada con el nombre de 'Kepler Dorsum'. 



Comentario de la autora del blog : 

Al leer la historia de vida de Johannes Kepler, podemos tener una idea de lo apasionado, talentoso y dedicado que este astrónomo era. A pesar de tener una salud frágil, invirtió mucho tiempo de su vida en importantes estudios que dieron sus frutos: descubrimientos que hasta el día de hoy, siglos después, asombran a la humanidad. Desde niño, cuando disfrutaba demostrando sus tempranas habilidades matemáticas, hasta la ancianidad, cuando lo acusaban de delirar a causa de demencia senil mientras que en realidad estaba haciendo otro descubrimiento, este gran hombre estuvo destinado: dio y sigue dando un ejemplo de esfuerzo y completa devoción por su trabajo para todo aquel que se sumerja en la historia de su vida. 





 
Retrato de Johannes Kepler


 

Modelo platónico del Sistema Solar
presentado por Kepler en su obra Misterium
Cosmographicum


 

LEYES DE KEPLER

LEY DE KEPLER

Johannes Kepler (1571-1630) a partir del estudio del movimiento de los planetas, para lo cual se sirvió de las precisas observaciones realizadas por Tycho Brahe (1546-1601). Sólo tiempo después, ya con el aporte de Isaac Newton (1642-1727), fue posible advertir que estas leyes son una consecuencia de la llamada Ley de Gravitación Universal.

La primera de estas leyes puede enunciarse de la siguiente manera:

Los planetas en su desplazamiento alrededor del Sol describen elipses, con el Sol ubicado en uno de sus focos.

 La diferencia entre las posiciones extremas de un planeta son mínimas (a la máxima distancia de un planeta al Sol se denomina afelio y la mínima perihelio). La Tierra por ejemplo, en su mínima distancia al Sol se halla a 147 millones de km, mientras que en su máxima lejanía no supera los 152 millones de km.

La segunda ley, puede expresarse como:

Las áreas barridas por el segmento que une al Sol con el planeta (radio vector) son proporcionales a los tiempos empleados para describirlas.

Esta ley implica que el radio vector barre áreas iguales en tiempos iguales; esto indica que la velocidad orbital es variable a lo largo de la trayectoria del astro siendo máxima en el perihelio y mínima en el afelio (la velocidad del astro sería constante si la órbita fuera un círculo perfecto). Por ejemplo, la Tierra viaja a 30,75 km/seg en el perihelio y "rebaja" a 28,76 en el afelio.

La tercera ley, finalmente, dice que:

El cuadrado del período de revolución de cada planeta es proporcional al cubo de la distancia media del planeta al Sol.

La tercera ley permite deducir que los planetas más lejanos al Sol orbitan a menor velocidad que los cercanos; dice que el período de revolución depende de la distancia al Sol.

Pero esto sólo es válido si la masa de cada uno de los planetas es despreciable en comparación al Sol.

COMETAS

Los cometas (del latín comēta y el griego κομήτης, de κόμη, "cabellera") son cuerpos celestes constituidos por hielo y rocas que orbitan el Sol siguiendo diferentes trayectorias elípticas, parabólicas o hiperbólicas.Junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10 UA) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma o cabellera. Esta coma está formada por gas y polvo. Conforme el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la cola característica. La cola está formada por polvo y el gas de la coma ionizado.
Fue después del invento del telescopio cuando los astrónomos comenzaron a estudiar a los cometas con más detalle, advirtiendo entonces que la mayoría de estos tienen apariciones periódicas.
Los cometas son generalmente descubiertos visual o fotográficamente usando telescopios de campo ancho u otros medios de magnificación óptica, tales como los binoculares. Sin embargo, aun sin acceso a un equipo óptico, es posible descubrir un cometa rasante solar en línea si se dispone de una computadora y conexión a Internet. En los años recientes, el Observatorio Rasante Virtual de David (David J. Evans) (DVSO) le ha permitido a muchos astrónomos aficionados de todo el mundo descubrir nuevos cometas en línea (frecuentemente en tiempo real) usando las últimas imágenes del Telescopio Espacial SOHO.




ORIGEN

Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la Nube de Oort, situada entre 50.000 y 100.000 UA del Sol, y el Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita de Neptuno.
Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la Nube de Oort, que lleva el nombre del astrónomo Jan Hendrik Oort. Esto significa que muchos de los cometas que se acercan al Sol siguen órbitas elípticas tan alargadas que sólo regresan al cabo de miles de años. Cuando alguna estrella pasa muy cerca del Sistema Solar, las órbitas de los cometas de la Nube de Oort se ven perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema Solar, pero otros acortan sus órbitas. Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley, Gerard Kuiper propuso la existencia de un cinturón de cometas situados más allá de Neptuno, el Cinturón de Kuiper.
Se cree que la mayoría de los cometas se originan en la Nube de Oort, a enormes distancias del Sol, y que consisten de restos de la condensación de la nébula solar; los extremos exteriores de esa nébula están lo suficientemente fríos para que el agua exista en estado sólido (más que gaseoso). Los asteroides se originan por la vía de un proceso distinto, empero, los cometas muy viejos han perdido todos sus materiales volátiles y pueden devenir en algo muy parecido a los asteroides.
Si su órbita es elíptica y de período largo o muy largo, proviene de la hipotética Nube de Oort, pero si su órbita es de período corto o medio-corto, proviene del cinturón de Edgeworth-Kuiper, a pesar de que hay excepciones como la del Halley, con un período de 76 años (corto) que proviene de la Nube de Oort.

COMPOSICIÓN

Los cometas están compuestos de agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio, sodio y silicatos. Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde se hallan, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas. Llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros.
Cuando se descubre un cometa se ve aparecer como un punto luminoso, con un movimiento perceptible del fondo de estrellas, llamadas fijas. Lo primero que se ve es el núcleo o coma. Luego, cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del cometa, que le confiere un aspecto fantástico.
Al acercarse al Sol, el núcleo se calienta y el hielo sublima, pasando directamente al estado gaseoso. Los gases del cometa se proyectan hacia atrás, lo que motiva la formación de la cola apunta en dirección opuesta al Sol y extendiéndose millones de kilómetros.
Los cometas presentan diferentes tipos de colas. Las más comunes son la de polvo y la de gas. La cola de gas se dirige siempre en el sentido perfectamente contrario al de la luz del Sol, mientras que la cola de polvo retiene parte de la inercia orbital, alineándose entre la cola principal y la trayectoria del cometa. El choque de los fotones que recibe el cometa como una lluvia, aparte de calor, aportan luz, siendo visible al ejercer el cometa de pantalla; reflejando así cada partícula de polvo la luz solar.

COMPONENTES DE UN COMETA

*

A medida que los cometas se aproximan al Sol desarrollan colas enormes de material luminoso que se extienden por millones de kilómetros desde la cabeza, alejándose del Sol. Cuando están lejos del Sol, el núcleo está muy frío y su material está congelado. En este estado los cometas reciben a veces el nombre de "iceberg sucio" o "bola de nieve sucia". Cuando un cometa se aproxima al Sol, a pocas UA (unidades astronómicas) del Sol, la superficie del núcleo empieza a calentarse y los volátiles se evaporan. Las moléculas evaporadas se desprenden y arrastran con ellas pequeñas partículas sólidas formando la cabellera del cometa, de gas y polvo.
Cuando el núcleo está congelado, puede ser visto solamente debido a la luz solar reflejada. Sin embargo, cuando se crea la cabellera, el polvo refleja más luz solar y el gas de la cabellera absorbe la radiación ultravioleta y empieza a fluorescer

LA NUBE DE OORT

La Nube de Oort es una gran nube esférica que rodea a todo el Sistema Solar extendiéndose hasta los 3 años luz. Esto es, hasta unos 28 billones de kms. Esta distancia se considera ya el límite físico de la influencia gravitatoria del Sol.
En 1950, el astrónomo Jan H. Oort infirió la existencia de esta nube ante la evidencia física de los cometas de periodo largo que nos visitan en el Sistema Solar interno. A partir del estudio orbital de unos 19 cometas de largo periodo.Se considera hoy que esta nube se extiende entre las 50.000 y las 180.000 UA.
Dentro de esta gigantesca nube, los cometas están separados por unas decenas de millones de kms, y la influencia gravitacional del Sol sobre estos objetos es múy debil, debido a la gran distancia. Este hecho hace que estos objetos sufran la interacción perturbadora de otras estrellas, de nubes moleculares gigantes, o, de estrellas fugaces, que pueden sacarlos de la nube impulsándolos hacia el Sistema Solar interno.
Otras influencias importantes en los objetos de la nube de Oort son las fuerzas de marea gravitacional que proceden de disco galáctico, originando tirones gravitatorios. Cuando los cometas están a unas 200.000 UA las fuerzas actuantes sobre los cometas por estas mareas son mayores que las perturbaciones de estrellas de paso, y son facilmente lanzados hacia el espacio interestelar.
La nube de Oort se considera que es el origen de los cometas de largo periodo, y con plano orbital inclinado con respecto al plano de la eclíptica. En realidad, la dirección de la orbita de estos cometas puede ser cualquiera. La dirección de la trayectoria, como ya se ha dicho más arriba, puede modificarse por el mismo efecto de expulsión de gases y volatización del material cometaria en su proximidad al Sol.




EL CINTURÓN DE KUIPER

Se considera que los cometas de periodo corto proceden de una zona, en forma de disco, contenido en el plano de la eclíptica, poblada de rocas heladas, o de roca y hielo, que se situa a partir de la órbita de Plutón, y que se conoce como Cinturón de Kuiper.
En los últimos años han surgido serias controversias sobre si el mismo Plutón, y su luna, Caronte, son realmente objetos muy masivos del cinturón de Kuiper, o son, como se les ha venido considerando, el noveno planeta de nuestro sistema solar y una de sus lunas.



TIPOS DE COMETAS

Los cometas pueden clasificarse por el periodo orbital alrededor del Sol en dos tipos:
Cometas de periodo corto, que tienen una orbita alrededor del Sol no mayor que la que sigue el planeta Júpiter. Un ejemplo es el cometa Hencke, cuyo periodo orbital es de 3.3 años.
Cometas de periodo largo, como el Halley, por ejemplo, que recorren orbitas que sobrepasan en longitud la órbita de Neptuno. Hay cometas de periodo muy largo, que tardan miles de años en completar una órbita, e, incluso, cometas que solamente una vez se acercan al Sol, no volviendo a aparecer. Un ejemplo de cometa de periodo muy largo es el llamado cometa Donati, que apareció en 1858, con un periodo orbital que se estima en unos 2000 años.

COMETA HALLEY

El cometa Halley, oficialmente denominado 1P/Halley, es un cometa grande y brillante que orbita alrededor del Sol cada 75-76 años en promedio.Halley es el único de período corto proveniente de la Nube de Oort y que es visible a simple vista desde la Tierra,  también el único cometa a simple vista que quizás aparece dos veces en una vida humana.
El regreso del Halley al interior del Sistema Solar fue observado y grabado por astrónomos desde por lo menos el año 240 a. e. c..
El período orbital del cometa fue determinado por primera vez en 1705 por el astrónomo inglés Edmond Halley, ahora nombre designado para el astro. Se le observó por última vez en el año 1986 en las cercanías de la órbita de la Tierra, y su próxima aparición ocurrirá a mediados de 2061.[3.
Durante su aparición en 1986, Halley se convirtió en el primer cometa para ser observado a detalle por naves espaciales, proporcionando la primera información de observación sobre la estructura de un núcleo cometario y el mecanismo de formación del coma y la cola.

ÓRBITA

Como curiosidad, entre los objetos del Sistema Solar, su órbita es retrógrada, pues orbita en dirección contraria a los planetas, con una inclinación de 18º respecto a la eclíptica.

COMPOSICIÓN

El núcleo está recubierto de una capa de polvo que retiene el calor. Dentro de esta capa de polvo, existen huecos, algunos con hielo, y otros vacíos, existiendo también varios cráteres, alguno de 1 km de diámetro. Al acercarse al Sol, las temperaturas pueden acercarse a los 77 °C, y entonces, se emiten toneladas de gas por segundo.

Telescopio

TELESCOPIO

1- ¿Qué es un telescopio? ¿Cómo funciona?

2- ¿Cuáles son las clases de telescopios que existen?

3- ¿Cuáles son los principales elementos ópticos que se utilizan en los telescopios?

4- Explica en qué consiste la aberración esférica y la aberración cromática.

5- Objetivo y ocular ¿Cómo funcionan?

6- ¿Cuál es la expresión que permite calcular el aumento de un telescopio?

7- ¿A qué se denomina razón focal?

8- Define poder de brillo y poder resolvente.

9- ¿Cómo se realiza el montaje de un telescopio?

10-¿Qué utilidad presentan los telescopios reflectores y refractores?

11-Explica las distintas técnicas astronómicas.

12-¿Qué fenómenos atmosféricos se deben tener en cuenta en una observación astronómica? Explica

13-¿Qué es un radiotelescopio? ¿Cómo funciona?

14- Lee y analiza el relato de Galileo. Saca conclusiones.

1) Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista al captar radiación electromagnética, tal como la luz. Es una herramienta fundamental en astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento de este instrumento ha permitido avances en nuestra comprensión del Universo.

El aparato se concentra en un pequeño campo del paisaje terrestre o estelar, mucho menor que el que abarca la visión humana.

Capta de allí una mayor cantidad de luz que el ojo humano, a través de un “objetivo”, un dispositivo, que puede ser un lente o un espejo, capaz de concentrar los rayos luminosos en un plano focal, de la misma forma como la cornea y el cristalino del ojo proyectan la imagen que vemos en la retina del ojo. De esta forma permite que recibamos desde esa zona visual más luz, o fotones, que las que permite nuestra pupila. Nuestra pupila se dilata hasta un máximo de 4 mm, lo que es muy poco considerando la falta de luz en la noche o los pocos fotones que nos llegan de objetos muy lejanos. El telescopio actua como una pupila artificial capaz de recoger mucha más luz que nuestra pupila natural.La primera función, que determina el área o tamaño del “campo visual”, depende de la “distancia focal”, la distancia entre el objetivo y el plano focal. Mientras más corta es esta distancia observamos un campo mayor, por el contrario mientras más larga sea esta distancia menor será el campo de visión. Es como acercarse o alejarse de una ventana, mientras más cerca estemos, más paisaje exterior podremos ver a través de ella, por el contrario si nos ubicamos más lejos, menor será el área del paisaje que podremos ver.

2) Existen básicamente tres tipos de telescopios:

• Refractores o galileanos (en honor a Galileo)
• Reflectores o newtonianos (en honor a Newton)
• Catadióptricos

Los telescopios REFRACTORES utilizan una lente convexa (lente objetivo) en la entrada de luz del tubo, que refracta los rayos de luz concentrándolos y alineándolos hacia el final del tubo, donde se encuentra la salida ocular, que es el lugar donde colocamos los lentes oculares. Son ideales para la observación terrestre, de la luna, planetas y, en general, para los cuerpos más luminosos del cielo.

Los telescopios REFLECTORES no tienen lente objetivo y utilizan un espejo en el fondo del tubo que concentra la luz y la devuelve al espejo diagonal situado en la entrada de luz, el cual a su vez desvía la imagen hacia el tubo de salida ocular. Son ideales para la observación de objetos difusos, nebulosas, galaxias, etc.

Los telescopios CATADIÓPTRICOS cuentan con un sistema óptico que utiliza una combinación de espejos y lentes con el fin de mejorar la calidad de la imagen. Son ideales para cualquier tipo de observación y en especial para la astrofotografía.

Los más comerciales son el SCHMIDT-CASSEGRAIN y el MAKSUTOV-CASSEGRAIN. Son superiores en calidad y desempeño sobre los otros dos tipos. También son más costosos.

3) ELEMENTOS OPTICOS:

ESPEJO: Dispositivo óptico, generalmente de vidrio, con una superficie lisa y pulida, que forma imágenes mediante la reflexión de los rayos de luz.

PRISMA (OPTICA): Bloque de vidrio u otro material transparente que tiene la misma sección transversal (generalmente un triángulo) en toda su longitud. Los dos tipos de prisma más frecuentes tienen secciones transversales triangulares con ángulos de 60 o de 45º. Los prismas tienen diversos efectos sobre la luz que pasa a través de ellos.

FIBRA OPTICA: Fibra o varilla de vidrio —u otro material transparente con un índice de refracción alto— que se emplea para transmitir luz. Cuando la luz entra por uno de los extremos de la fibra, se transmite con muy pocas pérdidas incluso aunque la fibra esté curvada.

MICROSCOPIO: Cualquiera de los distintos tipos de instrumentos que se utilizan para obtener una imagen aumentada de objetos minúsculos o detalles muy pequeños de los mismos. El tipo de microscopio más utilizado es el microscopio óptico, que se sirve de la luz visible para crear una imagen aumentada del objeto. El microscopio óptico más simple es la lente convexa doble con una distancia focal corta. Estas lentes pueden aumentar un objeto hasta 15 veces. Por lo general, se utilizan microscopios compuestos, que disponen de varias lentes con las que se consiguen aumentos mayores. Algunos microscopios ópticos pueden aumentar un objeto por encima de las 2.000 veces.

CRISTAL: Porción homogénea de materia con una estructura atómica ordenada y definida y con forma externa limitada por superficies planas y uniformes simétricamente dispuestas. Los cristales se producen cuando un líquido forma lentamente un sólido; esta formación puede resultar de la congelación de un líquido, el depósito de materia disuelta o la condensación directa de un gas en un sólido.

INTERFERÓMETRO: Instrumento que emplea la interferencia de ondas de luz para la medida ultra precisa de longitudes de onda de la luz misma, de distancias pequeñas y de determinados fenómenos ópticos. Existen muchos tipos de interferómetros, pero en todos ellos hay dos haces de luz que recorren dos trayectorias ópticas distintas —determinadas por un sistema de espejos y placas— que finalmente se unen para formar franjas de interferencia.

RED DE DIFRACCIÓN: Dispositivo óptico empleado para separar las distintas longitudes de onda (colores) que contiene un haz de luz. El dispositivo suele estar formado por una superficie reflectante sobre la que se han trazado miles de surcos paralelos muy finos. Al incidir sobre una superficie así, un haz de luz se ve dispersado en todas las direcciones o difractado en cada surco

ESPECTROSCOPIO: Desarrollaron el espectroscopio de prisma en su forma moderna y lo aplicaron al análisis químico. Este instrumento, que es uno de los dos tipos principales de espectroscopio, está formado por una rendija, un conjunto de lentes, un prisma y un ocular. La luz que va a ser analizada pasa por una lente colimadora, que produce un haz de luz estrecho y paralelo, y a continuación por el prisma. Con el ocular se enfoca la imagen de la rendija. De hecho, lo que se ve son una serie de imágenes de la rendija, conocidas como líneas espectrales, cada una con un color diferente, porque el prisma separa la luz en los colores que la componen.

ESPECTROHELIÓGRAFO: Elemento importante del equipo utilizado en astronomía para fotografiar las protuberancias del Sol, como la fotosfera (la capa interior de gases calientes más cercana a la superficie del Sol) y la cromosfera (la capa exterior más fría).

HOLOGRAMA: Método de obtener imágenes fotográficas tridimensionales. Las imágenes se crean sin lente alguna, por lo que esta técnica también se denomina fotografía sin lente.

4)

5)El ocular es un tipo de lente o conjunto de lentes, usados en instrumentos ópticos tales como microscopios,telescopios, cámaras fotográficas y teodolitos que se antepone al ojo del observador para ampliar la imagen del objetivo que este observa.

Existen diferentes tipos de oculares:

• Oculares negativos: Son los que participan en la formación de la imagen primaria, y por tanto no sirven de lupa.
• Oculares positivos: Aumentan la imagen por sí solos. La imagen primaria es formada únicamente por el objetivo, y por tanto sirven de lupa.
• Compensadores: Corrigen alguna aberración.
• De medida: Incorporan rejas graduadas para medir el tamaño de las partículas observadas.

Reflexión

La luz entra en un telescopio reflector y la lente del objetivo, o espejo, la refleja. El primer telescopio reflector fue diseñado por Sir Isaac Newton y es llamado el telescopio newtoniano reflectante. En este telescopio, la función de la lente objetivo es reflejar la luz a otro espejo más pequeño, que es plano. Ese espejo pequeño, a su vez, refleja la luz hacia el ocular, donde aparece una imagen.

6)Aumentos

Para Calcular los aumentos que tiene nuestro telescopio es muy fácil, solo usa la siguiente formula.

               

      Aumentos = Distancia Focal / Medida ocular

Por ejemplo si usamos un celestron con 1000mm de distancia focal y un ocular de 20mm.

           Aumentos= 1000mm / 20mm  = 50X

Lo que nos daría  50 aumentos, pero si cambiamos a un ocular 10mm serian 100 aumentos. Es decir los aumentos los podemos cambiar cambiando de ocular.

7)Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)

8)PODER RESOLVENTE: Es la capacidad para separar dos objetos (o putos) muy juntos o cerrados.

Esto es muy importante a la hora de trabajar en la observación de dobles, ya que la separación entre ambas está asociada al diámetro del telescopio.

PODER DE BRILLO: Es una medida de cantidad de luz que está concentrada en la imagen. El poder de brillo aumenta en proporción con el área del objetivo, mayor será la cantidad de luz que llega a su foco

9-10) Montaje de un telescopio - UTILIDAD DE TELESCOPIOS REFLECTORES Y REFRACTORES:  

El empleo de telescopios refractores esta muy limitado por su pequeño campo de visión y también por las grandes estructuras necesarias para contener las largas distancias focales. Se emplean actualmente para la observación de estrellas binarias.

En los telescopios reflectores, las pequeñas diferencias de temperatura entre las distintas partes del espejo, deforman a éste lo suficiente para que su poder de definición sea mucho menor que el límite teórico.

11) TÉCNICAS ASTRONÓMICAS

FOTOMETRÍA FOTOGRÁFICA: es la disciplina encargada de la medición de la intensidad luminosa de los objetos celestes, de dos grandes campos estelares. Se utilizan placas fotográficas cuya emulsión está definida para cierta zona del espectro electromagnético.

FOTOMETRÍA FOTOELÉCTRICA: es una de las distintas variantes de las que dispone la fotometría para determinar la magnitud de los diferentes astros (estrellas, planetas, galaxias, etc.).

Tal como su nombre indica, está basada en el uso de un fotómetro fotoeléctrico como receptor y cuantificador de la luz recibida. El equipo consta de un detector (un semiconductor) capaz de convertir la luz es electricidad (efecto fotoeléctrico), un amplificador, un conversor voltaje-frecuencia y un visualizador digital en donde se leen las cuentas.

ESPECTROSCOPIA: La espectroscopía es el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la materia, con aplicaciones en química, física y astronomía, entre otras disciplinas científicas.

El análisis espectral en el cual se basa, permite detectar la absorción o emisión de radiación electromagnética a ciertas longitudes de onda, y relacionar éstas con los niveles de energía implicados en una transición cuántica.

Existen tres casos de interacción con la materia:

1. choque elástico: Existe sólo un cambio en el impulso de los fotones. Ejemplos son los rayos X, la difracción de electrones y la difracción de neutrones.

2. choque inelástico: Por ejemplo la espectroscopía Raman.

3. Absorción o emisión resonante de fotones.

CAMARA CCD: Es una superficie fotosensible con un dispositivo de transferencia de carga, que permite controlar el movimiento de los electrones por medio de campos eléctricos.

12) Fenómenos Atmosféricos

Dispersión: Las moléculas del aire de la atmósfera terrestre dispersan la luz de ls astros; el índice de refracción del aire es mayor para la luz verde que para la luz roja, y, mayor aún, para la luz violeta. Cuanto más azul es la luz, tanto mas dispersa resulta con respecto a la dirección del rayo luminoso.

El color del cielo: El color del cielo va a depender de la posición del observador; visto desde la superficie de la Tierra, el cielo parece azul. Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra.

En el espacio, donde no hay atmósfera y existe el vacío, los rayos solares no se dispersan; por lo tanto éstos siguen una línea recta, y como resultado, el cielo parece negro para un observador en una nave espacial.

Centelleo: Este fenómeno consiste en una variación muy rápida. La causa fundamental del titilar de los cuerpos celestes es que la luz, al atravesar el medio gaseoso atmosférico, se concentra en ciertos lugares y se dispersa en otros (por refracción)

Fuentes del movimiento y del centelleo: Tanto el movimiento como el centelleo de la imagen se deben a inhomogeneidades en la atmósfera. La turbulencia  del aire en las cercanías de la cúpula del telescopio también es responsable de estos fenómenos.

13) Radiotelescopio:

Un radiotelescopio capta ondas emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una antena parabólica, o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario que produce imágenes en luz visible.

Funcionamiento: El radiotelescopio capta las señales emitidas de aquellos astros que se encuentran en la dirección hacia donde apunta la antena . Dado que la señal es extremadamente débil, debe ser amplificada; y, posteriormente, es registrada.

14) Análisis del relato de Galileo:

• Galileo elaboró un telescopio refractor con una lente convexa y una cóncava.

• No fue su invento, lo hizo a partir de una noticia, donde escuchó que en Holanda había en venta un artefacto que agradaba imágenes.
• Fabricó el mismo instrumento que había en Holanda sin verlo, sólo imaginando cómo era.
• Necesitó una lente cóncava y otra convexa.
• Lo logró por prueba y error.