V. MONTURAS Y RELOJES PARA TELESCOPIOS ASTRONÓMICOS

LOS TELESCOPIOS astronómicos por razón natural deben estar montados sobre una base rígida, estable y adecuada. Por otro lado, el telescopio debe moverse lentamente, por medio de algún mecanismo al que llamamos reloj, para seguir las estrellas en su movimiento diurno, con un mínimo de problemas. Ahora describiremos los principales tipos de monturas y relojes.

LAS MONTURAS PARA TELESCOPIO

Existe una gran variedad de monturas para telescopio, pero las dos categorías más importantes son la altazimut y la ecuatorial. La altazimut es la más sencilla, y fue usada en los primeros telescopios. Tiene la configuración básica que se muestra en la figura 42, con un eje vertical que permite el movimiento sobre un plano horizontal, y un eje horizontal cuya orientación cambia al mover el eje vertical. La función de este eje horizontal es cambiar la altura de observación. Dicho de otro modo, los ejes vertical y horizontal determinan el altazimut y la altura de observación, respectivamente.

Figura 42. Montura altazimut.

La montura altazimut es la más sencilla, y es la ideal para observación terrestre. Por esta razón es muy usada en pequeños telescopios para observación no astronómica, o en los teodolitos. En los telescopios astronómicos gigantes modernos también se usa la montura altazimut, debido a su gran rigidez que no le permite grandes flexiones, como veremos más adelante.

Para observación astronómica, sin embargo, es útil una montura que, con tan sólo el giro de uno de los ejes y no de ambos, pueda compensar el giro de la Tierra sobre su eje y de esta manera seguir a las estrellas en su movimiento diurno. Esta es la llamada montura ecuatorial, que al igual que la altazimut tiene dos ejes mutuamente perpendiculares, pero con la diferencia de que el eje que conserva fija su orientación no es vertical sino paralelo al eje de la Tierra y recibe el nombre de eje polar.

El eje polar recibe además el nombre de eje de ascensión recta. El eje perpendicular al de ascensión recta recibe el nombre de eje de declinación.

La montura ecuatorial fue probablemente usada por primera vez por Olaus Romer en Copenhague en 1690. Cerca de 1749, James Short, en Escocia, inventó lo que él mismo llamó una montura "universal" ecuatorial para pequeños telescopios, pero carecía de los contrapesos necesarios para mantener el instrumento en equilibrio en cualquier posición, lo que la hacía muy inestable.

Jesse Ramsden, en Inglaterra en 1773, perfeccionó la montura de Short, dotándola de los contrapesos necesarios. Posteriormente, Ramsden construyó otra montura para Sir George Shuckburgh, que se conoce ahora como "inglesa".

La primera montura ecuatorial, provista de un mecanismo para girar el eje polar en sentido contrario al de la Tierra, y así poder seguir automáticamente el movimiento de las estrellas, fue construida por Joseph Framhofer en Alemania en 1812 para el observatorio de Dorpat (ahora Tortu). A este tipo de soporte se le conoce ahora como montura "alemana".

Otro tipo de montura ecuatoria muy popular es la llamada de "horquilla", diseñada por William Lassell en 1861 en Malta.

Existen muchos otros tipos de monturas ecuatoriales, pero todas son de una manera u otra variaciones o combinaciones de las que se acaban de describir, pero se pueden clasificar en simétricas, como las que se muestran en las figuras 43(a) y (b), o asimétricas, como las de las figuras 43(c) y (d).

Figura 43. Monturas ecuatoriales. (a) y (b) Simétricas. (c) y (d) Asimétricas.

AJUSTE DE UNA MONTURA ECUATORIAL

Hay una gran variedad de métodos para apuntar el eje polar rumbo al norte celeste, o sea, para colocarlo exactamente paralelo al eje de la Tierra. Con este fin se apunta el eje polar rumbo al norte, el cual se puede determinar por la posición de la estrella polar, que tan sólo está a 52 minutos de arco de separación angular del polo celeste exacto en la dirección de la constelación Casiopea. Es útil recordar que la altura del norte celeste sobre el horizonte es igual a la latitud geográfica del lugar de observación.

Posteriormente, la alineación del eje polar se afina haciendo correcciones por ensayo y error, por cualquiera de los dos métodos que ahora se describirán.

En el primer método se observan tres estrellas, una al oriente, una al poniente, y otra cerca del meridiano, las tres cercanas al ecuador celeste. Cada una de estas tres estrellas se sigue durante algunos minutos, moviendo el telescopio sobre el eje polar, pero sin mover nada el eje de declinación. A continuación se usa el cuadro 13 para hacer las correcciones necesarias.

CUADRO 13. Ajuste de una montura ecuatorial. Primer método

Desviación del eje polar respecto al norte celeste hacia	La estrella del oriente se desvía hacia	La estrella del poniente se desvía hacia el	La estrella del meridiano se desvía hacia el
Arriba	Norte	Sur	No
Abajo	Sur	Norte	No
Oriente	No	No	Norte
Poniente	No	No	Sur

El segundo método es mucho más común y sencillo, pero tiene la desventaja de que requiere una fotografía y de que el telescopio ya tenga instalado el reloj. Para comenzar, se apunta el telescopio en la dirección del norte, es decir, paralelo al eje polar. Después, con el reloj funcionando, se toma una fotografía con una exposición de alrededor de 15 minutos. Si el eje está perfectamente alineado hacia el norte y el reloj funciona con la velocidad correcta, las imágenes de las estrellas serán puntos perfectos, puesto que la velocidad v_e de las estrellas se compensa exactamente con la velocidad v_t del telescopio, como se ve en la figura 44(a). Si el reloj se para o la velocidad no es la correcta, las imágenes serán pequeños arcos concéntricos respecto al polo. Supongamos ahora que el eje está desviado hacia la derecha (oriente) del polo, como se muestra en la figura 44(b). Las velocidades de las estrellas y del telescopio ya no se compensan para las estrellas arriba y abajo del polo, sino que tendrán una componente hacia arriba.

Figura 44. Desviaciones de las trazas de las estrellas circumpolares, con el eje alineado y desviado.

A fin de medir estos posibles desplazamientos debidos a desviaciones del eje polar del telescopio, se toma primeramente la fotografía con el reloj funcionando durante 15 minutos. Después, se para el reloj para que las estrellas dejen un trazo circular con centro en el polo. De esta manera, comparando los trazos antes y después de parar el reloj, se puede ver si el eje polar está desviado. Si el eje está desviado los trazos serán arcos quebrados, donde el primer trazo, cuando el reloj estaba funcionando, es el que se considera desviado, como se muestra en la figura 44(c). Para saber en qué dirección está desviado el eje, se consulta el siguiente cuadro. La placa se debe observar viendo hacia el norte, con la emulsión al frente, y con la orientación en la que se hizo la exposición. Se supone en el cuadro que el telescopio no tiene ningún sistema inversor, ni prismas ni espejos que modifiquen la orientación de la imagen.

CUADRO 14. Ajuste de una montura ecuatorial. Segundo método

Desviación del eje polar respecto al norte celeste hacia	Los trazos con el reloj funcionando se desvían hacia
Arriba	Izquierda
Abajo	Derecha
Oriente	Arriba
Poniente	Abajo

TIPOS DE RELOJES

El eje de ascensión recta de una montura ecuatorial debe moverse a la misma velocidad angular que gira el eje de la Tierra, a fin de seguir la estrella observada en su movimiento diurno. Este movimiento se realiza por medio de un mecanismo impulsor, llamado comúnmente reloj, con una velocidad de 15 segundos de arco por un segundo de tiempo.

Es importante recordar que la refracción atmosférica cambia la posición aparente de las estrellas, por lo que su velocidad no es constante, sino que cambia según su posición. Por lo tanto, cualquiera que sea la velocidad del reloj, es necesario hacer pequeños ajustes durante el guiado.

Existen muchas variedades de relojes para telescopio, pero las dos categorías en las que los podemos separar son: a) mecánicos y b) eléctricos. Los relojes mecánicos son los más antiguos y usados, aunque ya casi no se usan en los telescopios recientes. Estos consisten esencialmente en una pesa o resorte que impulsa un mecanismo de engranes. La velocidad se regula por medio de un sistema de pesas giratorias, que se conoce con el nombre de pesas volantes. La fuerza centrífuga separa estas pesas tanto más cuanto más rápido giren, pero al separarse éstas levantan a su vez un plato que recarga con fricción contra uno que está fijo arriba. Al ocurrir este contacto entre los dos platos el sistema pierde velocidad, con lo que las pesas bajan, separando los platos friccionantes. Al desaparecer la fricción aumenta de nuevo la velocidad, con lo cual se vuelve a repetir el ciclo. Por medio de este sistema, llamado gobernador de la velocidad, se puede regular ésta y hacerla de la magnitud que se desea, simplemente cambiando la posición del plato friccionante fijo.

Otro mecanismo similar sumamente común, diseñado por C. A. Young al final del siglo pasado, se muestra en la figura 45. Este mecanismo es tan efectivo que se ha usado mucho hasta hace pocos años.

Figura 45. Reloj mecánico de C. A. Young.

El mecanismo impulsor eléctrico usa un motor en lugar de las pesas. El sistema regulador de la velocidad depende del tipo de motor. Consideraremos tres tipos de motores: a) motores de corriente directa, b) motores de pasos y c) motores sincrónicos. Los motores de pasos son motores que se mueven un ángulo determinado por cada impulso eléctrico que les llega, por lo que es relativamente fácil controlar en ellos el ángulo con que giran o el número de vueltas que efectúan. Estos motores se usan mucho en telescopios profesionales, muchos de ellos controlados por computadora. El motor de corriente directa tiene una torca y velocidad de rotación directamente proporcional al voltaje aplicado. Estos motores son también muy usados en los telescopios profesionales, sobre todo cuando se usan en sistemas llamados de lazo cerrado, como un servomecanismo. Con este fin se usa un detector de posición angular, llamado comúnmente encoder, que envía la información a un aparato electrónico o computadora, el cual actúa sobre el motor, aumentando o disminuyendo el voltaje para corregir cualquier error en la posición.

El motor sincrónico funciona con corriente alterna, y su velocidad de giro es directamente proporcional a la frecuencia, y no le afectan mucho las variaciones de voltaje. Este motor se ha usado tanto en telescopios profesionales como de aficionados. La gran ventaja de este motor es que se puede alimentar directamente con la corriente de 60 hertz de la línea, que en general es muy estable en frecuencia. Si se desea mejor control, se puede construir un circuito que produzca una corriente alterna, de frecuencia muy estable y variable a voluntad, como el diseñado por Koolish, que se muestra en la figura 46.

 

Figura 46. Circuito de Koolish para impulsar un motor sincrónico.

Es muy importante hacer notar que los muy comunes motores de inducción y los universales no son de ninguna manera adecuados para relojes de telescopio, ya que su velocidad de giro depende casi siempre de tres factores, que son el voltaje de alimentación, la frecuencia de la corriente y de la carga aplicada al motor, por lo que es muy difícil controlar esta velocidad.

El acoplamiento del reloj al eje polar o de ascensión recta del telescopio se hace casi siempre por medio de un engrane sujeto a este eje. Este engrane debe ser fabricado e instalado con muy alta precisión, pues es una fuente de errores muy común, sobre todo si se desea hacer trabajo fotográfico con exposiciones largas. Para una buena precisión, el engrane debe ser del mismo diámetro del objetivo del telescopio y en su fabricación deben evitarse los errores al azar, lo mismo que los errores periódicos. Un engrane de buena calidad es a menudo una de las componentes más caras del telescopio. Entre este engrane y el eje polar es deseable tener un embrague de algún tipo, a fin de poder apuntar rápidamente el telescopio en la dirección deseada. El reloj puede ir acoplado al engrane por medio de un piñón o un sinfín, pero lo más común es un sinfín, ya que con él es más fácil reducir los errores al mínimo.