Observació i instruments Imprimeix Correu electrònic

De l'ull al telescopi

El mètode d'observació astronòmica més tradicional i antic és l'observació a simple vista. Els nostres ulls, però, estan dissenyats per poder veure objectes propers i no poden veure el detall d'objectes llunyans. Quan observem un objecte llunyà, el veiem petit perquè la seva projecció en la retina dels nostres ulls és petita. Com que els astres són objectes molt llunyans, els veiem com a simples punts:

Com més a prop tinguem un objecte, més gran serà la seva projecció sobre la retina i, per tant, més gran el veurem i més detall hi podrem observar. D'altra banda, per observar un objecte proper però petit, podem fer ús d'una lent convexa que faci que la projecció de l'objecte sobre la retina sigui més gran. L'instrument òptic més qüotidià que coneixem i que ens permet fer això és la lupa. En les figures següents es mostra, respectivament, l'esquema d'observació d'un objecte petit i proper, amb i sense lent:

Fig.1


Fig. 2


En la Fig.2, s'indiquen els punts f i f '. Aquests punts s'anomenen focus de la lent i són els punts per on passen els raigs paral·lels que incideixen pel cantó oposat de la lent (veieu la figura següent). La distància entre el centre de la lent i a qualsevol dels seus focus s'anomena distància focal:

Fig. 3

Així doncs, una característica important d'una lent convexa és que amplia un objecte o una imatge quan es troba situat dins de la seva distància focal (veieu la Fig. 2, en què l'objecte es troba sobre un dels focus de la lent). Si l'objecte està situat més enllà del focus, llavors es produeix una inversió de la imatge sobre el focus oposat:

Fig. 4

L'altra característica d'una lent convexa és, doncs, que crea una imatge invertida d'un objecte sobre un dels focus si aquest es troba més enllà del focus oposat. Com més gran sigui la distància focal de la lent, més gran serà la imatge invertida que s'originarà en el focus. Un altre element òptic capaç també de crear una imatge invertida en un focus és el mirall convex:

Fig. 5

Un aspecte que cal tenir en compte en tot el que hem comentat fins ara, és que sempre es considera que l'objecte que s'observa està molt lluny (comparat amb les distàncies focals que es manegen a la pràctica). A priori no coneixem quina és la mida real de l'objecte, però sí que sabem quina és la seva mida angular, que és l'angle sub-estès per l'objecte; en la Fig. 4 es representa la mida angular per la lletra θ. Evidentment, la mida angular varia en funció de la distància que ens separa de l'objecte. És fàcil veure que si movem l'objecte cap a la lent, el raig que surt de la punta de l'objecte (la fletxa) i que passa pel centre de la lent pren cada cop un pendent més elevat (més angle). Si poguéssim arribar a conèixer la distància entre nosaltres i l'objecte, la mida real d'aquest es podria obtenir fàcilment fent ús de simple trigonometria; si d és la distància a l'objecte i θ la seva mida angular, llavors la seva extensió real és:

S = D·tanθ

Per exemple, la Lluna té una mida angular d'aproximadament 34 arcminuts (0.0098902 radians) i es troba a una distància promig de 384500 Km. Amb això, obtenim que el seu diàmetre és de 3802 Km (aproximadament).


El Telescopi

Un telescopi (òptic) és un instrument capaç de crear una imatge propera d'un objecte llunyà per poder ser observada amb detall. En funció de la tècnica emprada per crear la imatge propera de l'objecte llunyà, podem distingir entre telescopis refractors i telescopis reflectors. Els telescopis refractors fan servir una lent convexa, tal i com hem vist més amunt (Fig. 4), mentres que els telescopis reflectors empren un mirall convex per generar la imatge (Fig. 5). En tots dos casos, l'observació de la imatge creada es fa mitjançant un ocular, que a efectes pràctics fa el paper d'una lupa, i que és en general l'única part del telescopi que és intercanviable. Els oculars ens permeten veure amb més o menys augment la versió ampliada de la imatge del focus primari.


Telescopi refractor

El telescopi refractor bàsicament està format per dues lents convexes. En l'esquema de la dreta es mostra l'objecte a observar (4) la llum provinent del qual travessa la lent (1). La imatge de l'objecte es projecta de forma invertida sobre el focus de la lent (5) - anomenat focus primari-  , que coincideix també amb un dels focus de la lent ocular (2). L'ocular permet ampliar la imatge projectada en (5), de manera que l'ull, situat en l'altre focus de l'ocular, veu una imatge virtual de l'objecte, ampliada i invertida (6).

El problema de l'aberració cromàtica

Si s'observa la figura, la lent (1) no és exactament una lent convexa. En realitat són dues lents juntes, formant un doblet acromàtic. El motiu per fer servir aquest sistema de dos lents és evitar el fenomen conegut com aberració cromàtica, inherent a la naturalesa del material de les lents. En la secció Una pinzellada d'òptica es va veure que el fenomen de refracció feia que els raigs incidents perpendicularment sobre una lent convexa es desviessin cap al seu focus. No obstant, la quantitat amb què es desvien els raigs depèn de la seva longitud d'ona, és a dir, del seu color. Això fa que si una lent rep llum blanca (llum que conté tots els colors), tindrem una imatge desenfocada per als diferents colors, és a dir,  els raigs de diferents colors es concentraran en focus diferents:

En la situació A, es mostra com la llum policromàtica (com la llum blanca) es veu refractada de forma diferent per a cada color. Això provoca que les components de cada color convergeixin cap a diferents focus, obtenint una imatge borrosa per a diferents colors. En B, se soluciona el problema afegint una lent addicional, formant el doblet acromàtic, i que permet corregir el problema enfocant tots els colors en un mateix punt.


Telescopi reflector

Telescopi de Newton


Telescopi de Cassegrain



El telescopi reflector es diferencia del refractor en què no utilitza una lent per projectar sobre el focus primari la imatge de l'objecte observat sinó que fa servir un mirall. L'observació ampliada de la imatge invertida se segueix fent amb un ocular (no mostrat en les figures de dalt), tal i com es feia en el telescopi refractor. Els dos tipus principals de reflectors són el de Newton i el de Cassegrain. Algunes de les diferències entre ells són les següents:
  • El telescopi de Cassegrain permet tenir una distància focal equivalent a una d'un telescopi de Newton amb menys espai (el Cassegrain és més curt).
  • L'observació a través d'un Cassegrain port resultar més còmoda, ja que la imatge es veu per la part inferior del telescopi (com en un refractor).
La qualitat del mirall primari és fonamental. Aquest ha de tenir una corbatura uniforme en tota la seva superfície. Altrament, els raigs es veurien reflectits en direccions diferents evitant que convegissin en un mateix focus: és el fenomen conegut com aberració esfèrica.


Característiques principals d'un telescopi

Tan si és refractor com si és reflector, hi ha una sèrie de paràmetres que caracteritzen un telescopi, i que determinen les seves dimensions, potència i preu.

  1. Diàmetre de l'obertura: és el diàmetre de l'orifici del telescopi per on entra la llum. Com més gran sigui, més llum podrà entrar i millors imatges obtindrem. Un paràmetre que se'n deriva és la resolució angular, que és la capacitat de distingier dos objectes propers. Per exemple, és possible que allò que veiem com sol un punt brillant a través d'un telescopi d'obertura petita, ho vegem com dos punts diferenciats a través d'un telescopi d'obertura més gran. La resolució pot obtenir-se aproximadament com:

r = 1.22λ / D [rad]

On λ és la longitud d'ona de la llum incident i D l'obertura del telescopi. Les unitats de resolució és el radian.

  1. Distància focal: la distància focal del telescopi és la distància entre la lent o mirall primari i el focus on es genera la imatge de l'objecte observat. Com més distància focal tinguem, més gran serà la imatge projectada i, per tant, més detall podrem observar de l'objecte. Aquest paràmetre, de la mateixa manera que el diàmetre de l'obertura, condicionen les dimensions del telescopi. Com més gran sigui la distància focal, més gran serà el telescopi.
    A partir de la distància focal, f,  i del diàmetre de l'obertura, D, es defineix la raó de l'obertura F com:

F = D / f

Si un telescopi té un factor F gran, es diu que és ràpid, que vol dir que hom pot prendre fotografies amb temps d'exposició curts, ja que la imatge és brillant. Un factor F petit implica que el telescopi és lent i que, per tant, necessitarem més temps d'exposició a l'hora de prendre fotografies, ja que la imatge és poc brillant.

Tant en fotografia com en astronomia, la raó de l'obertura es representa normalment per f/n, essent n la distància focal dividida entre l'obertura. Així, telescopis de f/1 ... f/3 són telescopis ràpids, i no ho són tant els de f/8...f/15.


D'altra banda hi ha una relació entre la mida de la imatge generada en el focus primari i la distància focal del telescopi. Si θ és la mida angular de l'objecte observat i f0 la distància focal del focus primari, llavors la mida de la imatge que s'hi genera serà:

s = f0·tanθ

Venus té una mida angular d'1 arcminut, aproximadament. Si l'observéssim amb un telescopi de f0 = 2032mm llavors la imatge de Venus creada en el focus primari tindria una mida d'uns 0.59 mm.


Les característiques que acabem de comentar fan referència exclusivament al telescopi en quant a element que forma una imatge propera d'un objecte llunyà. En cap cas hem incorporat conceptes relacionats amb els oculars. Els oculars, com ja hem dit anteriorment, ens permeten veure de forma ampliada la imatge generada en el focus primari. Els conceptes que es defineixen a continuació tenen en compte les característiques del telescopi i de l'ocular que hi hagi acoblat, i es mostren en la figura següent (NOTA: encara que la figura mostri el cas del refractor, s'aplica el mateix per als reflectors):

  1. Magnificació o augments: és la relació entre la mida angular aparent que té l'objecte que observem, θe i la mida angular real, θo .

M = θe / θo

Com que els angles en joc són petits, les tangents d'aquests poden aproximar-se als mateixos angles (és a dir: tan A ≈ A, si A petit), de manera que podem aproximar (considerant tot el que hem vist fins ara):

M ≈ f0 / fe

On f0 i fe són, respectivament, la distància focal pròpia del telescopi i la distància focal de l'ocular (proporcionada pel fabricant)

Exemple: el nostre telescopi té una distància de focus primari de f0 = 2032mm i fem servir un ocular de fe = 25 mm. La magnificació total serà de M = 2032/25 = 81 augments

NOTA: els augments s'acostumen a representar per una 'x'. En l'exemple anterior tindríem, doncs, una magnificació de 81x (en llenguatge oral: 81 augments).

  1. Camp de visió (FOV - Field Of View): el camp de visió és l'extensió angular de la regió observable a través del telescopi. És a dir, quantifica "com és de gran" la regió del cel que estem observant. És fàcil entendre aquest concepte si pensem amb el zoom d'una càmera: si fem poc zoom, som capaços de veure tots els objectes d'una escena, però si fem molt zoom, només veurem una regió molt petita. Si FOVe és el camp de visió d'un ocular (dada proporcionada pel fabricant) i M és la magnificació proporcionada conjuntament pel telescopi i l'ocular, llavors el camp de visió resultant serà:

FOV = FOVe / M

Aquesta relació ens diu que si fem servir molts augments per observar (tendència en principi lògica) tindrem un camp de visió molt petit,  la conseqüència del qual serà que rebrem poca llum per l'ocular i farem el telescopi més lent (imatges poc brillants).


Muntures altazimutal i equatorial

Fins ara només hem vist la part del telescopi que ens permet veure els astres amb detall. No obstant per poder fer observacions amb comoditat i amb efectivitat, és necessari muntar el nostre instrument sobre un suport estable i que ens permeti orientar-lo allà on vulguem. Hi ha principalment dos tipus de muntures: l'altazimutal i l'equatorial, ambdues relacionades amb el sistema de coordenades utilitzat per a l'observació (vegeu la secció Coordenades celestes). La muntura altazimutal té els inconvenients del sistema de coordenades que li dóna nom, principalment el fet que per localitzar i seguir un astre al llarg de la nit, cal moure el telescopi en petits desplaçaments horitzontals i verticals (és a dir, cal fer 2 moviments). A més, les coordenades altazimutals depenen del lloc i de l'instant d'observació. La muntura equatorial també necessita 2 moviments per localitzar un astre, però només en necessita 1 per seguir-lo al llarg de la nit, ja que, com el seu nom indica, la muntura equatorial està orientada de manera que un dels seus eixos apunta a la Polar, quedant perpendicular a l'equador: el telescopi només ha de rotar sobre aquest eix per seguir l'astre durant la nit. Aquesta característica permet incorporar motors elèctrics que, controlats per una unitat controladora, poden evitar-nos de fer manualment el seguiment.

Una altra característica important de la muntura és que sigui estable, ja que els moviments que puguem fer per moure el telescopi no facin trontollar l'estructura i ens facin veure les imatges mogudes o tremoloses.

Actualment hi ha telescopis a preus raonables que disposen de muntures molt estables i amb motor i unitat de control incorporats, i que permeten ordenar al conjunt que busqui automàticament un astre qualsevol.



La pregunta del milió: telescopi refractor o telescopi reflector?

Aquesta és la pregunta que tothom es fa a l'hora d'adquirir un telecopi, i la resposta pot ser molt poc satisfactòria, ja que hi ha fanàtics dels refractors i fanàtics de reflectors que defensaran les respectives tendències. Ambdós tipus tenen avantatges i inconvenients que, depenent de l'aplicació que se'n vulgui donar, poden tenir molta o poca importància.

Telescopis refractors: són populars entre els que s'inicien en l'astronomia per la seva àmplia gamma (de molt dolents a molt bons). Si el telescopi és senzill (barat), probablement les imatges que s'observin patiran els efectes de l'aberració cromàtica. Els telescopis de més qualitat incorporen el doblet acromàtic que corregeix aquest efecte. D'altra banda si es volen obertures grans en telescopis refractors, la lent primària també ha de ser gran, amb què el cost s'incrementa considerablement. Per fer observació de la Lluna o dels planetes més propers, un telescopi refractor de 6" (polzades) pot ser suficient, però difícilment es podran observar objectes menys brillants. Els aficionats a l'astrofotografia acostumen a utilitzar refractors apocromàtics de focal curta per poder fer fotografies amb un gran camp de visió, cosa que permet fotografiar objectes molt extensos, com la Lluna i galàxies com la M31. Orientativament, un refractor apocromàtic de 10 mm d'obertura i d'uns 500 mm de focal pot rondar els 1000 € (sense comptar la muntura).


Telescopis reflectors: són populars en general entre els astrònoms principiants i també els més avançats. De fet s'han posat bastant de moda recentment, ajudats pel fet que els preus són ara més assequibles que fa uns anys. Permeten disposar d'obertures més grans a un preu més baix que un refractor, ja que la fabricació d'un mirall és, en general, menys costosa que la d'una lent. En particular, els Schmidt-Cassegrain permeten disposar de distàncies focals grans en telescopis més curts que no pas els refractors o els reflectors de tipus Newton. No obstant, un inconvenient dels reflectors és que alguns models tenen l'interior exposat a l'aire lliure (no com els refractors, que la lent primària tanca l'interior del telescopi). Aquest fet pot fer que les variacions de temperatura de l'aire de l'interior del telescopi generi turbulències i s'observi un efecte "aigua" de la imatge. A més, si hi ha molta humitat, aquesta pot acabar condensant-se en el mirall primari, empitjorant la seva eficàcia. D'altra banda els reflectors acostumen a tenir focals llargues, de manera que el camp de visió es redueix bastant: permeten observar objectes llunyans però no permeten observar objectes de forma "sencera" quan aquests són extensos (com la Lluna o algunes galàxies com la M31). Orientativament, el preu d'un Cassegrain de 8" amb una montura equatorial motoritzada pot rondar els 1500 €.