Universidad Nacional de Salta

Facultad de Ciencias Exactas

DISEÑO Y CONSTRUCCIÓN DEL

TELESCOPIO REFLECTOR NEWTONIANO (Memoria)

Alanís Elvio, Romero Graciela, Royón Enrique,

Cuadra Carlos

1993 – 2003

Personas que participaron en el diseño y la construcción del telescopio:

Lic. Elvio Edgardo Alanís Dra. Gladis Graciela Romero Sr. Eduardo Enrique Royón Sr. Carlos Cuadra

Personas que han colaborado en distintas tareas: Lic. Carlos Cesar Martínez

Lic. Germán Ariel Salazar

INTRODUCCIÓN

I.1. Antecedentes El Observatorio de la Universidad Nacional de Salta cuenta con un telescopio

reflector “Newtoniano”, que posee un espejo primario de 50 cm de diámetro con una razón focal f/5,4. Esto lo coloca entre los telescopios de gran apertura en el campo de la astronomía de aficionados (de hecho es el mayor en Salta). El instrumento fue construido en su totalidad en la Universidad, a excepción de la óptica (espejo primario y secundario).

Uno de los primeros proyectos relacionados con la astronomía amateur, en esta Universidad, fue encarar el diseño y la construcción de una cúpula hemisférica que sirviera de abrigo para un futuro telescopio. Una memoria de su realización, donde se pueden apreciar las características de la obra, ha sido escrita por el autor. El diseño y la construcción de la cúpula estuvieron a cargo de Elvio Alanís y Edgar Barrionuevo, docentes de la Universidad, y del Sr. Enrique Royón. Un operario de Obras y Servicios, el Sr Albino, colaboró en las tareas de herrería.

La cúpula del observatorio fue inaugurada en 1988 y abrigaba originalmente dos telescopios que habían sido cedidos en préstamo por el Sr. Solá, vecino de la ciudad, durante un período de 5 años. Vencido el plazo del comodato en 1993, se reflotó un viejo proyecto de construcción de un telescopio. Por aquel entonces ya se contaba con la óptica (el espejo principal y el secundario) cuya fabricación fue encargada al Lic. Alejandro Di Baja, óptico radicado en Buenos Aires. La construcción de todas las partes del telescopio fue llevada a cabo en el taller del Observatorio. Este trabajo, como así también el diseño de la montura y del sistema de seguimiento, estuvo a cargo de las personas mencionadas en página 1. El trabajo se realizó, generalmente, durante los fines de semana. Para la ejecución del proyecto se utilizó un subsidio de la Universidad, para la adquisición de la óptica, una pequeña financiación del CIUNSa y, en algunas oportunidades, financiación personal, para la construcción de la montura y demás componentes.

El instrumento vio su primera luz en 1994 y ha sido utilizado durante estos años fundamentalmente para observación visual y la atención de contingentes estudiantiles.

El telescopio ha demostrado tener buenas condiciones ópticas y de estabilidad mecánica en su funcionamiento, por lo que podría ser aplicado a trabajos de medición. Para este fin se han llevado a cabo algunas modificaciones al diseño original y se lo ha dotado de mecanismos de control en ambos ejes del telescopio. Por sus características, podría ser utilizado en trabajos de interés científico en dos campos a saber: para realización de trabajos prácticos por parte de alumnos universitarios o para ciertos trabajos de investigación. La incorporación de algunos instrumentos adicionales, como el espectrómetro que se está construyendo en otro proyecto de investigación y la posible adquisición de un sistema para fotografía digital, permitirían encarar tareas de relativa importancia. En las secciones siguientes se exponen los criterios de diseño y se describen las distintas partes del telescopio, el sistema constructivo de cada una de ellas y sus dimensiones. También se detallan los procedimientos de alineación de distintos

componentes. Se ilustran por medio de fotografías y dibujos, distintas etapas constructivas y detalles de los elementos.

NOTA: las secciones denominadas Generalidades, están destinadas a ilustrar al lector con aspectos generales que hacen al diseño de telescopios. Se han extraído del libro Las Herramientas del Astrónomo, de G.R. Miczaika y William M. Sinton, EUDEBA, 1967.

Se ha utilizado esta tipografía para su identificación.

ELECCION DE UN TELESCOPIO

I.2. Generalidades

Existen esencialmente dos tipos de objetos, a saber, estrellas (imágenes puntuales) y nebulosas

(objetos luminosos extensos), que los astrónomos están interesados en fotografiar. Trataremos primero la elección del telescopio para fotografiar nebulosas.

La dificultad en fotografiar objetos extensos débiles es que la atmósfera superior de la Tierra emite una luz muy débil, que solo puede verse de noche. Esta luz del cielo nocturno ha sido llamada "brillo atmosférico". En la vecindad de las ciudades existe luz adicional y los nuevos observatorios se sitúan ahora lejos de ellas. Contra tales fondos debemos fotografiar el objeto buscado. Naturalmente, los objetos muy débiles serán ocultados por la luz de fondo. Esto limita la fotografía de los objetos más débiles y dicho límite es independiente del telescopio utilizado. Para fotografiar las nebulosas más débiles, pues, debe recurrirse a distintas técnicas que varían según se trate de la fotografía convencional, sobre emulsiones fotográficas, o de la más moderna fotografía digital que utiliza sensores CCD.

El tiempo de exposición necesario para esto depende del coeficiente f (apertura relativa) del

instrumento, definido como el cociente entre la distancia focal del objetivo y su diámetro (f/D). En términos aproximados, la exposición para un telescopio de f/10 será 25 veces mayor que la exposición que necesita una cámara f/2. Sin embargo, hay una razón para usar el f más elevado. Para un tamaño de abertura dado, D, se obtendrá una escala de placa mayor y de tal forma se verán más detalles sobre una placa expuesta plenamente. Si se requieren tiempos cortos de exposición y grandes escalas de placa, se hace imperativo una gran abertura. Por esta razón un gran reflector, como los de 4 a 10 m de abertura actuales, es óptimo para fotografiar galaxias distantes. Por otra parte, grandes objetos extensos tales como algunas nebulosas, requieren un gran campo angular y un f bajo. Entonces son apropiadas las cámaras Schmidt y otras similares. Hay otra razón por la cual los f bajos son preferibles para registrar objetos nebulosos, como veremos más adelante.

Las imágenes estelares presentan otro problema. Hay varios factores que establecen el diámetro

de una imagen estelar sobre una placa fotográfica. Algunos de los factores están relacionados con la distancia focal o con la escala de placa, tales como las aberraciones, la visibilidad, los errores de guiado y el efecto de difracción. Otros, relacionados con el tipo de detector (emulsión o CCD), no dependen de la escala de placa. Así, para telescopios de la misma abertura, el que tiene mayor distancia focal registrará estrellas más débiles. Además del efecto de la distancia focal, existe el fuerte efecto del diámetro del objetivo. Si se duplica el tamaño del objetivo, pueden fotografiarse estrellas de solo una cuarta parte del brillo. La magnitud de la estrella aumenta con la abertura y el coeficiente f. La dependencia de la magnitud límite sobre estas cantidades se ve en la Figura 1.

Una cámara f /5 fotografiará estrellas de alrededor de 3 magnitudes más débiles que una cámara

f/1. Cámaras con coeficientes f mayores que f/5 no producirán un aumento grande en el número de

estrellas que se pueden fotografiar y la exposición necesaria se hará muy larga. Vemos ahora la otra razón por la cual los coeficientes f bajos son mejores para fotografiar

nebulosidades: las imágenes estelares no serán tan conspicuas. Además, si disminuimos el tamaño del objetivo manteniendo el mismo número f, se registrarán cada vez menos estrellas, mientras que la nebulosidad será igualmente visible, aunque naturalmente en menor escala.

Vemos así que se pueden acentuar tanto las estrellas como las nebulosas. Uno elige una

distancia focal relativamente larga y una gran abertura para fotografiar las estrellas más débiles, o un coeficiente f pequeño para disminuir la presencia de estrellas en una fotografía de nebulosas.

Como resultado de estas consideraciones se encuentran en los observatorios muchos tipos diferentes de instrumentos y no existe un solo instrumento que pueda efectuar más de una pequeña parte de la variada investigación de la astronomía moderna.

Fig. 1. Magnitud límite de un telescopio en función de su diámetro y de su razón focal. Las líneas indican los valores correspondientes al objetivo de nuestro telescopio.

I.3. Características particulares

En nuestro caso, evidentemente, no fue posible instalar (o adquirir) un instrumento adecuado para cada aplicación, por lo que necesariamente debió buscarse una solución de compromiso. Más aún, existen otros factores a tener en cuenta en la elección del telescopio que, en última instancia, se reducen a una cuestión de presupuesto. En cada etapa de este proyecto se ha debido elegir una de varias opciones posibles, basándose en criterios que, en algunos casos, seguramente no han sido los más convenientes. Como resultado de estas consideraciones, el instrumento construido posee las características generales mostradas en Tabla 1.

Tabla 1: Características generales del telescopio construido

Tipo Reflector Newtoniano

Objetivo

(espejo primario)

diámetro

distancia focal

apertura relativa (número f)

D = 500 mm (20”)

f = 2716 mm

f/5,4

Montura Ecuatorial a berceau déporté

Sistema de seguimiento

Motor sincrónico con reducción final a fricción.

Frecuencia ajustable a

comando remoto

Sistema de guiado

En ambos ejes (declinación y horario) con motores de corriente continua. Reducción a engranajes

Acoplamiento por medio de embrague electromagnético. Comando remoto.

Sistema de Calado Manual Posicionamiento con círculos graduados en ambos ejes.

CONSTRUCCIÓN DEL TELESCOPIO

1. TUBO 1.1 Generalidades

El tubo del telescopio generalmente sirve dos propósitos: sostener las componentes ópticas, el portaplacas u otro equipo auxiliar, adecuadamente espaciados y alineados, e impedir que penetre luz difusa en el plano focal.

Los refractores, y frecuentemente también los reflectores, en especial los pequeños y medianos,

emplean tubos cerrados (excepto, naturalmente, en el extremo que da al cielo). Ocasionalmente los tubos tienen paredes dobles para evitar la flexión, especialmente cuando debe agregarse equipo auxiliar pesado. En la construcción de reflectores muy grandes a menudo se reemplaza el tubo cerrado por una estructura abierta. Deben tomarse medidas especiales para evitar que la luz difusa llegue a la placa fotográfica o al detector ubicado en el foco. También debe proveerse de un sistema para cubrir la óptica cuando el telescopio no está en uso.

La rigidez del tubo, cualquiera que sea el ángulo de inclinación, es un requisito muy riguroso para

el trabajo fotográfico. Si durante la exposición se produce un leve desplazamiento del portaplacas con respecto al eje óptico causado por la flexión variable del tubo, las imágenes estelares sobre la placa fotográfica resultan alargadas. Las tolerancias permisibles son pequeñas, más aún para instrumentos de larga distancia focal.

Los reflectores requieren una construcción más pesada que los refractores de igual distancia focal,

a causa del mayor peso. Una estructura de anillos y barras cruzadas es más liviana que los tubos cilíndricos convencionales, y si se la diseña apropiadamente, es de gran rigidez. Tal estructura consiste frecuentemente en una sección central cúbica suspendida del eje de declinación. Fijados a la

sección central están las estructuras que soportan al espejo en su célula en una punta del telescopio y al foco primario y newtoniano en la otra.

En los grandes reflectores se prefiere una estructura y no un tubo cerrado porque aquélla afecta

favorablemente la calidad de la imagen. Si la temperatura del tubo no es en todas partes la misma, pueden producirse movimientos turbulentos del aire encerrado que reducen la calidad de la imagen. Además, una estructura abierta permite que la temperatura del espejo se ajuste a la temperatura ambiente más rápidamente de lo que puede hacerlo un espejo herméticamente encerrado en un tubo.

1.2 Construcción

En nuestro caso se ha adoptado la construcción de un tubo cerrado. Por un lado, debido a la intensa luz difusa existente en el lugar. Por otro lado, la óptica queda más protegida de eventuales caídas de objetos extraños, teniendo en cuenta la concurrencia de muchas personas a las sesiones de observación. Además es más simple la protección contra el polvo, bastando colocar sendas tapas en los extremos del tubo cuando no es utilizado el telescopio.

El tubo consta de dos cilindros: uno fue construido a partir de un laminado plástico reforzado con fibra de vidrio (PRFV), como pared interior y el otro a partir de un laminado de fórmica, como pared exterior. El laminado de PRFV fue fabricado en nuestro taller. Ambos cilindros están conformados y separados por costillas circulares de madera, de 2 cm de espesor, colocadas cada 25 cm aproximadamente. Los espacios intercostales fueron rellenados con placas de poliuretano que contribuye a dar rigidez al tubo y sirve para absorber vibraciones. El espacio donde va ubicado el eje de declinación, que vincula el tubo con la montura, se ha rellenado con PRFV para lograr la resistencia necesaria.

El conjunto resulta en un tubo de doble pared, con la rigidez adecuada para soportar los componentes ópticos y los accesorios.

Dimensiones finales: longitud = 2,80 m;

Diámetro = (0,59 / 0,63) m. (interior/exterior)

Una vez construido el tubo se procede a fijar en él los demás elementos, a saber:

Celda del espejo primario y su portacelda. Porta-oculares. Araña y celda del espejo secundario. Semi-ejes de declinación. Anteojo Buscador.

En las figuras siguientes se muestran distintas etapas de su construcción.

Detalles de ubicación de costillas, relleno intercostal y

zona de porta-oculares

2. CELDAS PARA ESPEJOS PRIMARIO Y SECUNDARIO

2.1 Generalidades

Los espejos objetivos deben ser montados en forma permanente para mantenerlos fijos en el tren óptico en la posición adecuada. Los elementos ópticos pequeños no presentan ninguna dificultad. Los espejos que no exceden unos 63 cm de diámetro no necesitan celdas complicadas. El disco de vidrio se coloca en una armazón, lo suficientemente fuerte como para soportar el peso del cristal sin distorsionarse. Frecuentemente se colocan rellenos de corcho o de tela de alfombra entre el vidrio y la célula.

El éxito de un telescopio que emplea un gran espejo primario depende de cuán satisfactoriamente el diseñador ha resuelto el problema del soporte del espejo. La célula y el sistema de soporte se cuentan entre las partes más importantes de los grandes reflectores. Debe mantener la forma de la superficie reflectora con gran exactitud, cualesquiera que sean la orientación del espejo y los cambios de temperatura. La flexión de un espejo bajo su propio peso es proporcional a la cuarta potencia del diámetro e inversamente proporcional al cuadrado de su grosor. Esto indica con qué rapidez la flexión que causa la gravedad se transforma en un problema serio al aumentar el tamaño del espejo. Si el grosor se aumenta proporcionalmente al diámetro (o sea, si el cociente entre el diámetro y el grosor se mantiene constante), la flexión por gravedad aumentará solo con el cuadrado del diámetro. Esto es un problema serio, especialmente porque el peso total del disco es enorme en el caso de espejos grandes.

Para reducir, el peso de espejos muy grandes sin perjudicar su rigidez, se ha adoptado para la parte posterior del disco una estructura nervada. Los espejos primarios de los grandes telescopios profesionales son ejemplos de esta solución. Pero aun con el peso reducido de este modo, un espejo grande requiere un sistema complicado de sostén para que la distorsión gravitatoria de su superficie no afecte la calidad de las imágenes. Para conseguir este propósito con un espejo grande, con poder de resolución correspondientemente grande, se requieren esfuerzos considerables. Un sistema simple de sostén en tres puntos, adecuado para los espejos pequeños, es completamente insuficiente para los grandes.

Refuerzo soporte del eje de declinación. También se muestra la mitad del recubrimiento exterior que va adherido a las costillas con poxipol 24 hs

Detalle de la fijación de un semieje de declinación, al refuerzo de PRFV hecho en el tubo. Abajo: Colocación de la otra mitad del recubrimiento exterior

El espejo, al igual que el tubo del telescopio, está sujeto a los cambios de la temperatura ambiente. En climas con temperaturas que cambian rápidamente esto puede constituir ocasionalmente un serio problema, ya que si la masa del espejo es muy grande éste no puede ajustar su temperatura rápida y uniformemente a través de todo su disco. Una estructura nervada es ventajosa por su menor masa y también porque los puntos internos están más cerca de la superficie del vidrio. Aun tomando todas las precauciones para asegurar un flujo de calor igual en todas las secciones del espejo, ocasionalmente puede haber distorsiones debido a cambios de temperatura. A menos que se provean dispositivos para la circulación del aire y la aislación adecuada a ciertas secciones del espejo, el borde externo, por ejemplo, podría alcanzar una nueva temperatura más rápidamente que la zona central, pudiendo esto causar una distorsión de la superficie reflectora.

Los cambios de temperatura también varían la distancia geométrica desde la superficie del espejo hasta la posición asignada al plano focal. La distancia focal misma del espejo varía debido a cambios en la temperatura del vidrio.

El espejo secundario en un reflector Newtoniano es plano y sus dimensiones son considerablemente menores que el primario. La celda para este espejo y su soporte, en consecuencia, no exigen condiciones tan críticas de diseño como las que se enunciaron para el espejo primario. Los detalles particulares de diseño de la celda construida para nuestro telescopio se verán más adelante.

2.2 Construcción de la celda para el espejo primario

El espejo primario del telescopio es de vidrio Pirex y posee una estructura nervada, por lo que su peso es relativamente bajo, aproximadamente 16 kg. En la base del espejo, una sección anular en la periferia sobresale de las nervaduras de la parte central. Esta zona está esmerilada plana y, según lo indicado por el fabricante, es la zona adecuada para apoyar el espejo en la celda garantizando de esta forma una distorsión mínima de la superficie óptica. De esta forma se evita la construcción de un sistema más complicado de soporte y en consecuencia el diseño de la celda se simplifica considerablemente. La celda y su soporte tienen forma de cilindro anular, como se muestra en la fotografía y el esquema adjuntos donde se aprecian la geometría y disposición de montaje de los distintos elementos.

sostén del espejo

tubo

celda

porta-celda espejo

prisioneros

junta

espejo

celda

Sección del espejo y celda

Entre la celda y el espejo se coloca un anillo de goma para uniformizar el reparto de la carga. En la fotografía se aprecia la parte posterior del espejo, montado en la celda, y su estructura nervada.

El soporte de la celda va unido al tubo por medio de seis tornillos y posee tres prisioneros dispuestos a 120º para sujetar la celda. Los prisioneros pasan holgadamente por tres agujeros practicados en la celda. Enhebrados en los prisioneros hay tres resortes (no mostrados) separando la celda y su soporte. Por medio de las tuercas mariposas, mostradas en la fotografía, puede variarse ligeramente la inclinación de la celda (y del espejo) para efectuar las operaciones de alineación de la óptica.

La celda y su soporte fueron construidos en fundición de aluminio, en el taller de la escuela ENET Nº2. El acabado de estas piezas, torneado y rectificado de la superficie de apoyo del espejo, fue realizado en la empresa Marhel por gentileza del Ing. Alberto Gir. El aluminio para la fundición se obtuvo a partir de pistones de motores, donados por la empresa Rectificaciones Salta, gentileza del Ing. Normando Iglesia.

2.3 Construcción de la celda para el espejo secundario.

La misión del espejo secundario en un telescopio Newtoniano es la de reenviar el haz de luz proveniente del objetivo, hacia afuera del tubo de manera que el foco quede accesible al observador (o al instrumento de medida). La superficie del espejo es plana y su sección es una elipse cuyos ejes menor (a) y mayor (b), en nuestro caso, tienen las siguientes dimensiones:

a = 90 mm ; b = 126 mm.

Como el espejo secundario se coloca a 45º respecto del eje óptico (~ eje del tubo), presenta una sección circular al haz de luz que entra al telescopio. Esto constituye una obstrucción que reduce el área efectiva del espejo primario y además produce los efectos de difracción perjudiciales mencionados anteriormente. Dadas las dimensiones del espejo, la obstrucción representa solo un 5% del área del objetivo.

El soporte del espejo debe permitir variar la inclinación del espejo, su posición angular (alrededor del eje óptico) y su posición axial (a lo largo del eje óptico) con fines de alineación del tren óptico. Este soporte debe estar fijado a tubo del telescopio de forma que se perturbe lo mínimo posible el haz incidente y permita además centrar el conjunto en el eje del tubo. Para ese fin se ha adoptado un sistema tradicional, denominado araña, que consiste en cuatro láminas de acero fijadas al cuerpo del soporte y que parten en forma radial hacia el tubo, donde van fijadas por medio de un sistema de regulación. Las láminas están separadas entre sí por un ángulo de 90º. Por último, el espejo debe estar sujeto al soporte de manera segura pero evitando la generación de tensiones que distorsionen su superficie óptica.

Un plano de conjunto se muestra en la siguiente figura. Los números se refieren a los planos de detalle de las diferentes piezas, que no se muestran en este trabajo.

Las piezas fueron maquinadas a partir de aluminio trefilado. El trabajo fue

realizado en la tornería de la Facultad de Ingeniería, por el Sr. Ortega.

En las siguientes fotografías se muestran detalles de la pieza anterior y de su ubicación en el extremo del tubo del telescopio. La primera fotografía muestra en detalle la forma de fijación del espejo secundario a la celda, pieza 1 del plano, como así también las piezas 2, 3 y 12.

Las otras dos fotografías muestran distintas vistas del soporte y la “araña” de fijación, ya colocadas en el tubo.

2.4 Construcción del porta ocular:

El tren óptico del telescopio, para observaciones visuales, incluye una lente denominada ocular que es una pieza óptica tan importante como el objetivo para obtener una buena definición y un aumento adecuado de la imagen. Los oculares no son una pieza fija del telescopio sino que son intercambiables y se adquieren por separado. Es necesario equiparse con un conjunto de ellos, de distintas características, para obtener el poder de magnificación adecuado para cada uso, con un solo objetivo. Si f es la distancia focal del objetivo y f’ la distancia focal del ocular, el aumento del sistema óptico viene dado por m = f/ f’. Para nuestro telescopio, una gama de distancias focales entre 4 y 30 mm cubrirían todas las necesidades de observación. Los oculares se montan en una pieza denominada porta ocular, provista de un mecanismo que permite enfocar la imagen primaria producida por el objetivo.

La fotografía de la izquierda muestra un par de oculares de distinta distancia focal. La fotografía de la derecha corresponde a uno de los porta oculares instalados en el telescopio. Fueron diseñados por los autores y construidos en una tornería local por el Sr. Pizarro.

3. MONTURA

3.1 Generalidades

Excepto para usos muy especiales, el tubo del telescopio lleva una montura ecuatorial. Este tipo de montura permite al telescopio seguir el movimiento diurno de la estrella, hacia la cual apunta el instrumento, rotando solo alrededor de un eje. El movimiento diurno hacia el oeste de las estrellas se debe a la rotación de la Tierra sobre su eje. Rotando el telescopio alrededor de un eje paralelo al eje de la Tierra, la rotación de la Tierra se puede compensar de tal modo que las estrellas permanecen fijas en el campo del telescopio. Los extremos de este eje, llamado eje polar, apuntan a los polos celestes, es decir, los puntos donde el eje terrestre corta la esfera celeste. Perpendicular a este eje hay otro alrededor del cual se puede rotar el telescopio: es el eje de declinación. De este modo el telescopio tiene libertad suficiente como para ser apuntado hacia cualquier punto del cielo.

El modo en que se lleva a la práctica tal sistema de ejes y la manera en que se lo coloca sobre

una base conduce a una variedad de modificaciones de la montura ecuatorial. El eje polar de la llamada montura alemana se encuentra cerca de su centro de gravedad. En el extremo superior del eje polar se halla el eje de declinación, mientras que el extremo inferior lleva con frecuencia un contrapeso. El tubo del telescopio está colocado en un extremo del eje de declinación y un contrapeso se coloca en el otro.

Este sistema de ejes descansa sobre una columna o bloque de piedra o en el caso de un

instrumento pequeño, sobre un trípode. La columna se transforma en un obstáculo en el recorrido del tubo cuando el telescopio apunta hacia un objeto cerca del meridiano. Si una estrella tiene una declinación mayor que la altura del polo celeste, se debe desplazar el telescopio del lado oeste al lado este de la columna para poder seguir a la estrella cuando ésta pasa el meridiano. Surgen dificultades similares para las estrellas circumpolares con su culminación inferior. Esto es un inconveniente para el trabajo visual, pero se tornan una imposibilidad para las exposiciones fotográficas. Además de la indeseable interrupción de la exposición, hay que rotar la placa fotográfica 180° para poder continuar. Se obtiene mayor libertad en los movimientos del telescopio por medio de una forma modificada de la montura alemana en la cual el extremo superior de la columna esta desplazado hacia adelante con respecto a la parte inferior.

La montura inglesa se caracteriza por un largo eje polar mantenido por columnas en ambos

extremos. El eje de declinación lleva el telescopio en una punta y un contrapeso en la otra. Este tipo de montura ofrece una notable rigidez y está libre de flexiones; por lo tanto se usa con frecuencia para instrumentos de larga distancia focal para trabajo fotográfico o de posición. La distancia entre las dos columnas debería ser lo suficientemente amplia como para permitir al telescopio girar entre ellas. La montura inglesa se recomienda para lugares donde el polo está a baja altura.

En una variación de la montura inglesa, el tubo está suspendido por medio de muñones en una

estructura rectangular, llamada cuna o yugo. El yugo reemplaza al eje polar y está mantenido en sus extremos norte y sur por cojinetes. El telescopio se puede mover libremente en el meridiano, sin necesidad de desplazarlo de un lado al otro del eje polar. Sin embargo, el telescopio no se puede calar sobre estrellas que están en o cerca del polo. En un instrumento muy grande el yugo es corto y no tiene capacidad para el largo total del tubo; el tubo no puede girar totalmente a través de la cuna. Esto permite reducir el tamaño del yugo y, por lo tanto, el costo de la cúpula, pero con esta montura no se pueden observar estrellas que estén cerca del polo celeste.

Algunas de las desventajas de los tipos de montura que se han tratado hasta ahora se pueden

evitar con la montura en horquilla. Se coloca en el extremo superior del eje polar una horquilla de dos puntas. El tubo se cuelga por medio de los muñones de declinación en las puntas de la horquilla y puede girar entre los brazos de la horquilla. Esta montura es muy apropiada para reflectores donde el centro de gravedad del tubo está cerca de su extremo inferior debido al gran peso del espejo y de la célula. Por esta razón, solo se necesita una horquilla relativamente corta. La montura en horquilla ofrece la gran ventaja de que toda la esfera celeste por encima del horizonte es fácilmente accesible con el telescopio, de modo que no se necesita desplazar el tubo alrededor de la columna cuando el objeto pasa sobre el meridiano.

Existen otras variantes de la montura inglesa que aprovechan la gran estabilidad

que ofrecen las dos columnas de soporte y que a la vez permiten reducir la separación entre éstas y acceder al polo, o a regiones muy cercanas a éste, cuando el tubo es más largo que la cuna. Dos de estas variantes las mencionaremos a continuación por ser las que hemos utilizado en la construcción de nuestro telescopio (en la versión original y modificada, respectivamente).

La montura a berceau déporté, adoptada originalmente en este trabajo, es similar a la descrita para el telescopio de 250 cm de Monte Wilson mencionado anteriormente, pero el eje de declinación no está ubicado en el plano de la cuna sino desplazado respecto de éste una cierta cantidad, de modo que el tubo pueda apuntarse muy cerca del polo. Tiene el inconveniente que es necesario agregar contrapesos al yugo para equilibrar el peso del tubo que ahora está por encima del eje polar. La descripción detallada se verá más adelante.

Otra variante se aplicó al telescopio Hale de 5 metros (EE.UU.) para el cual se desarrolló una montura bastante especial. Combina las propiedades de las dos

variaciones de la montura inglesa (yugo y soporte en dos columnas) y de la montura en horquilla. El eje polar consiste en una gran horquilla cuyos brazos están unidos por un cilindro de 14 metros de diámetro. Se quita un segmento de este cilindro para permitir al telescopio apuntar al polo norte de la esfera celeste (en el hemisferio norte). La herradura resultante sirve de cojinete norte del eje polar. En el Anexo I de este trabajo se describe la modificación realizada a nuestra montura que la asemeja a la descrita.

3.2 Construcción

La montura del telescopio es tan importante como la óptica. De nada sirve una óptica de excelencia en una montura de inferior calidad. La montura debe tener gran estabilidad mecánica, las vibraciones inducidas deben amortiguarse rápidamente y sus movimientos deben ser suaves. Debe pensarse que el telescopio es un reloj de precisión, cuya masa es cercana a los 200 kg, para ser capaz de mantener una estrella estacionaria en su campo visual durante un período de tiempo relativamente largo, por lo que debe ser resistente a las perturbaciones exteriores.

La elección del tipo de montura y su diseño debía tener en cuenta estos

requisitos, pero además debía ser factible de construirse: a) con elementos en general de bajo costo (salvo trabajos especiales derivados

a terceros) b) con herramientas caseras en el taller del observatorio,

y c) por los autores. El primer diseño de montura era similar a la del telescopio anglo-australiano. Se

había construido la gran horquilla con placas de terciado fenólico en la carpintería de la UNSa. Pero debido a las dificultades que planteaba el maquinado de la pista de rodamiento, de unos dos metros de diámetro, se abandonó el proyecto en esa etapa. Para el diseño definitivo se adoptó el tipo a berceau déporté. Una vista de la cuna terminada se muestra en la fotografía siguiente.

La cuna consiste esencialmente en un marco rectangular en cuyos lados menores van adosados dos ejes que materializan el eje polar del telescopio. Este eje coincide con la intersección de los dos planos de simetría del marco. En la mitad de la longitud de los lados mayores existen sendos pilares destinados a alojar el eje de

declinación, perpendicularmente al eje polar. Completan la estructura un sistema de montantes destinados a aumentar la rigidez de la cuna y a alojar los contrapesos necesarios. Toda esta estructura fue realizada con perfiles de duraluminio de sección en “U”, obtenidos del desguace de unos colectores solares (es decir que no costaron nada).

El eje polar debe tener una inclinación igual a la latitud del lugar que en Salta

es de 24,5º (aproximadamente) y debe estar orientado en la dirección norte-sur. El extremo sur más elevado que el norte. La columna que soporta el extremo sur del eje, fue construida en madera de quina en tanto la del extremo norte, más baja, fue realizada en hormigón.

Los ejes deben girar sobre cojinetes para asegurar un movimiento suave y

con poca fricción. Para tal fin se eligió un montaje con rulemanes. En el extremo sur va un rulemán esférico, en tanto que en el norte van dos rulemanes: uno de apoyo axial, para soportar la componente del peso total y otro común cuya misión es la de definir el eje.

Las fotografías siguientes muestran: detalles del montaje en la cuna, del

extremo sur del eje polar, el porta rulemán y la columna sur. El rulemán utilizado es de pista esférica para permitir una pequeña falta de alineación con el eje polar. El porta rulemán va montado sobre la columna por medio de unos tornillos que permiten regular la altura del eje.

La fotografía inferior muestra detalles del sistema de soporte del rodamiento

del eje de declinación, ubicado en el extremo del pilar mencionado anteriormente. De esta manera, el eje de declinación está desplazado hacia arriba del eje polar (de ahí el nombre de este tipo de montura). Se observa el tubo ya colocado. Los rulemanes utilizados en ambos semiejes son de pista esférica. El porta rulemán está provisto de un sistema que permite alinear el eje perpendicularmente al eje polar.

3.3 Montaje del telescopio.

La fotografía de la derecha muestra detalles de la fijación en la cuna, del extremo norte del eje polar (similar al del extremo sur). Se observa también uno de los rulemanes utilizados para el rodamiento en ese extremo.

La fotografía de la izquierda, muestra detalles de la columna lado norte y del porta rulemán. Esta pieza va anclada a la columna por medio de cuatro prisioneros (hay dos visibles) con tuerca y contratuerca, que permiten regular su altura y su inclinación.

Una vez finalizada la construcción del tubo, la montura y los pilares de

soporte, se procedió al montaje de todos estos elementos. Por razones constructivas, el centro de gravedad del tubo no coincide con el eje de declinación por lo que es necesario agregar contrapesos en un extremo para lograr el equilibrio. Éstos se colocaron en el extremo donde va alojado el espejo. A su vez el eje de declinación va ubicado en la montura desplazado respecto del eje polar, por lo que hay que equilibrar el conjunto de manera que el centro de gravedad del telescopio esté sobre este eje. Para ello se han colocado contrapesos en los travesaños inferiores de la montura, distribuidos en toda su longitud. En el dibujo siguiente se muestra la zona donde van colocados estos contrapesos.

El esquema de la izquierda es una vista lateral de la montura. El esquema de

la derecha es una vista en dirección del eje polar y muestra el tubo girado un ángulo arbitrario respecto de la vertical. En la fotografía se muestran los pesos en color rojo.

4. MOVIMIENTOS Y CONTROLES DEL TELESCOPIO

4.1 Generalidades

Un telescopio astronómico necesita estar equipado con mecanismos de guiado que contrarresten

el movimiento diurno de las estrellas provocado por la rotación de la Tierra. Distinguimos tres diferentes tipos de movimientos que pueden aplicarse al telescopio:

• Calaje - movimiento para apuntar el telescopio en la dirección del objeto.

• Seguimiento - movimiento para que el telescopio siga el objeto.

• Guiado - movimiento para corregir errores en el seguimiento por medio de inspección visual o de un mecanismo de control fotoeléctrico o fotovoltaico.

Para mover rápidamente un gran telescopio hacia aproximadamente la dirección deseada, se

proveen motores que pueden girar el telescopio alrededor de sus dos ejes a una velocidad convenientemente alta. Estos "movimientos rápidos" mueven el instrumento a través de un ángulo de 40° a 100° por minuto de tiempo, según el tamaño del telescopio; los instrumentos pequeños generalmente se apuntan a mano hacia la dirección aproximada. Estos movimientos son demasiado rápidos como para permitir el calaje del instrumento sobre la estrella con una precisión suficientemente alta. Dos motores adicionales, uno para cada eje, controlados por el observador, mueven el telescopio a una velocidad mucho menor desde su posición aproximada hasta que el objeto aparece en el campo en adecuada posición. Una velocidad típica para estos "movimientos de calaje" es de 80 minutos de arco por minuto de tiempo, pero a veces se utilizan velocidades considerablemente mayores o menores.

La estrella no permanecería en el campo si el telescopio no se moviese alrededor de su eje polar

con la misma velocidad angular con la que se mueve la estrella. Esto se efectúa por medio de un motor cuya velocidad de salida se reduce apropiadamente por medio de un tren de engranajes. El movimiento a velocidad sideral es el corazón del mecanismo de relojería del telescopio. Sin embargo, aun si este seguimiento operara con velocidad absolutamente uniforme, todavía se precisaría aplicar correcciones. Estas correcciones se necesitan para compensar inexactitudes en el mecanismo de relojería mismo, los efectos de la refracción atmosférica sobre la posición aparente de las estrellas, errores en la alineación del eje de la montura, flexiones variables del tubo del telescopio y otros factores. Estas correcciones del seguimiento las efectúa un observador que controla la exactitud del movimiento del telescopio. Esto se hace observando, con ayuda de un ocular, la imagen de una estrella situada sobre un retículo en el plano focal del telescopio, entre los bordes de una ranura espectrográfica o en el campo de un telescopio auxiliar (telescopio de guiado) unido al telescopio principal. Cuanto mayor es la distancia focal del telescopio de guiado comparada con la del instrumento principal, mayor exactitud se puede obtener en el guiado. El observador superpone los movimientos de corrección sobre los movimientos de seguimiento haciendo funcionar los motores que proporcionan los movimientos de guiado. La velocidad de estos movimientos es en general entre 0,1" y 15" de arco por segundo de tiempo, según el tamaño del instrumento y del propósito particular para que se lo use. A veces se proveen reductoras variables de velocidad para hacer las velocidades de los movimientos de guiado más adaptables a las necesidades del observador.

Se han diseñado numerosas combinaciones para producir el movimiento de velocidad sideral del

telescopio. Los motores sincrónicos, cuya velocidad está determinada por la frecuencia del voltaje de alimentación, se han utilizado hasta hace poco. Sin embargo, aunque la frecuencia de la línea puede ser lo suficientemente constante como para mantener una exactitud adecuada de seguimiento, la velocidad del telescopio no se puede variar fácilmente para hacer que éste siga a un objeto, tal como un cometa o un planeta, que se mueve con respecto a las estrellas, y no puede ajustarse para compensar los efectos de la refracción.

Debido a la refracción atmosférica los rayos de luz que vienen de una estrella se curvan de tal

modo que la estrella aparece un poco más alta en el cielo de lo que realmente está. Esta elevación es mayor a medida que la estrella se acerca al horizonte. Cuando se apunta el telescopio cerca del horizonte este u oeste, el mecanismo de relojería debe moverse más despacio que en la vecindad del meridiano, donde el cambio de refracción es pequeño.

Para ello se emplea un motor sincrónico alimentado por una corriente alterna generada por un

oscilador electrónico. La corriente que sale del oscilador está suficientemente amplificada por un

amplificador de corriente como para cumplir los requisitos de potencia del motor. La frecuencia de la corriente alterna se puede variar cambiando el valor de una componente del circuito que determina la frecuencia de las oscilaciones, tal como una resistencia o un condensador. Los diversos movimientos de un telescopio de gran tamaño son controlados por el observador por medio de una pequeña caja portátil que contiene botones o interruptores. Esta caja de controles está unida al extremo de un cable conductor flexible, que permite que se maneje el telescopio desde cualquier posición de observación.

Los dos ejes de un telescopio tienen círculos graduados por medio de los cuales se puede calar

sobre el objeto. El asistente simplemente mueve entonces el telescopio hasta que los diales de ascensión recta y de declinación registran las coordenadas del objeto.

En la actualidad se utilizan motores denominados paso a paso, controlados por computadora de manera que un programa puede hacer todas las tareas de calado, seguimiento y guiado de forma automática.

4.2 Construcción.

4.2.1 Calado: Por razones de simplicidad constructiva y dado que el telescopio es

relativamente pequeño, no se consideró necesario instalar un mecanismo de calado por medio de motores eléctricos sino que éste se efectúa manualmente hasta la posición aproximada del objeto que se quiere observar. Un conjunto de círculos graduados, adosados al eje de declinación, y otro en el eje horario permiten fijar la posición con una aproximación de ± 0,5º. El sistema de guiado, que más adelante se describirá, permite efectuar un movimiento fino para ubicar el objeto en el centro del campo con la precisión adecuada.

4.2.2 Seguimiento: Para efectuar esta operación se ha diseñado un sistema de relojería que mueve

el telescopio a la velocidad sideral. La potencia es provista por un pequeño motor sincrónico de 5W, alimentado por una fuente que permite variar ligeramente la frecuencia, de manera que pueden efectuarse pequeñas correcciones de velocidad.

El motor lleva incorporado una pequeña caja reductora cuyo eje de salida gira con una frecuencia de 1 r.p.m. Para lograr que el telescopio gire a la velocidad sideral (1 revolución por día sidéreo) el eje de salida del motor va acoplado a un tren reductor con una desmultiplicación de ∼1/1440. Por regla general en esta etapa se utilizan ruedas dentadas y a la salida un conjunto sinfín-corona.

Dada la exactitud requerida para el maquinado de estos engranajes, el costo de un sistema tal estaba fuera de las posibilidades presupuestarias del proyecto, por lo que se diseñó un sistema consistente en un tren de discos, en contacto por su superficie lateral, de manera que el movimiento es transmitido por fricción. No obstante su simplicidad constructiva, este sistema funciona correctamente y tiene la ventaja, respecto del sistema a engranajes, de carecer de “juego” entre sus componentes.

En las secciones siguientes se muestran detalles del dispositivo.

En el esquema de la derecha se representa el tren de discos mediante el cual se obtiene la reducción final del sistema de seguimiento. Los discos están cargados entre sí por medio de resortes para generar la fricción suficiente. El disco 1, que gira a la velocidad sidérea, está montado sobre el eje polar y acoplado a éste por intermedio de un embrague. Los diámetros de los discos se consignan en la tabla siguiente. En la última columna de la tabla se consignan los valores de las desmultiplicaciones correspondientes.

Dimensiones de los discos [mm]

Nº ref.

diámetro d/d reducción

1 d1 = 460

2 d2 = 60

7,66

3 d3 = 180

4 d4 = 35

5,14

5 d5 = 90

6 d6 = 30,8

2,92

0,13043 0,19444 0,34222

7 caja reductora

12 0,08333

total = 1/1440,167

1382,6 7,23 10-4

El acoplamiento entre el sistema de relojería y el eje del telescopio, debe permitir el movimiento independiente de ambos sistemas bajo determinadas condiciones de carga. Es decir, debe permitir el movimiento del telescopio sin perturbar la marcha del reloj, para las operaciones de calado y guiado ya sea manualmente o mediante los motores de guiado. A la vez debe asegurar un buen arrastre del telescopio durante la etapa de seguimiento, tolerando pequeñas sobrecargas accidentales o un ligero desequilibrio de la montura o del tubo, sin que la marcha atrase o adelante. La forma de conseguir este comportamiento es mediante un dispositivo de embrague. Este puede ser a fricción, como en nuestro caso, o electromagnético (este último sistema se ha usado en el sistema de guiado como veremos más adelante).

El dispositivo de acoplamiento diseñado para nuestro telescopio se ilustra en el siguiente esquema (el dibujo no está hecho a escala).

Por último debemos decir que el telescopio tiene un momento de inercia

apreciable, que es máximo cuando el tubo está perpendicular al eje polar y mínimo cuando está alineado con éste. Por lo tanto, el sistema descrito debe tener la rigidez suficiente (y de hecho la tiene) para que las vibraciones inducidas tengan pequeña amplitud y se amortigüen rápidamente.

Se destaca que, tanto el tren reductor como el embrague descritos

precedentemente, fueron construidos por el Sr. Pizarro, tornero de esta ciudad, quién donó su mano de obra y algunos de los materiales utilizados.

REFERENCIAS: 1 Último disco del tren reductor. 2 Cubo. 3 Placa de presión. 4 Prisionero. 5 Resorte de presión placa. 6 Tuerca regule tensión. 7 Tornillos fijación cubo a eje polar. 8 Eje polar norte. 9 Brida sujeción eje a montura.

4.2.3 Guiado: En esta etapa inicial no se dotó al telescopio de un sistema de guiado. Estos

dispositivos se diseñaron y construyeron durante el año 2003, en oportunidad del año sabático del autor, que coincidió con la disponibilidad de presupuesto para tal fin. Detalles de estos dispositivos y de las modificaciones realizadas a la montura original, serán descritos más adelante en el ANEXO.

4.2.4 Fuente: La fuente provee de energía al motor del reloj. El sistema electrónico provee una

tensión de alimentación de 110 V, 50 Hz, que son los valores requeridos por el motor. Además posee la capacidad de variar la frecuencia en un estrecho margen de ± 5 Hz para hacer pequeñas correcciones en la marcha del reloj.

Tiene previsto, por otra parte, salidas de 6, 12 y 24 V CC, para la alimentación

de los sistemas de guiado a instalarse en el futuro. Tanto el control de la frecuencia como de los componentes, pueden realizarse desde una caja de control que se opera desde el puesto de observación. En la fotografía siguiente se muestran la fuente y la caja de control conectada con la primera por medio de un largo cable flexible.

Foto de la fuente y de la caja de control.

Cabe destacar que estos accesorios fueron construidos por Carlos Cuadra y donados al proyecto.

ANEXO

A.1 Introducción En esta sección se describen las modificaciones realizadas a la montura del

telescopio durante el año 2003. Estas tareas formaron parte del plan de trabajo propuesto por el autor, para desarrollar durante su licencia por año sabático en el período mencionado.

Además de las reformas de la montura, se han diseñado y construido los

mecanismos para dotar de movimiento fino a los ejes de ascensión recta y declinación, necesarios para las operaciones de calado y guiado ya descritas en capítulos anteriores. También se han construido los círculos graduados necesarios para estas operaciones.

En la etapa actual, aún resta efectuar algunas operaciones de ajuste y

alineación de los componentes y seguramente surgirá la necesidad de hacer pequeñas reformas. Sin embargo, en términos generales, el telescopio está ahora mejor provisto para realizar algunos trabajos de medición, por lo que su uso podrá extenderse más allá de las observaciones visuales que han venido realizándose hasta ahora.

Algunas consideraciones generales sobre la conveniencia de las modificaciones

efectuadas, como así también algunos detalles de los aspectos constructivos, se describirán en las secciones siguientes y se ilustrarán con dibujos y fotografías.

A.2 Montura

Según se ha descrito en la sección 3, la montura diseñada originalmente para el

telescopio es la denominada a berceau déporté. Dado que el tubo es más largo que la cuna, al estar el eje de declinación desplazado respecto del eje polar, el tubo puede acceder a regiones más cercanas del polo sur que si éste estuviera en el centro de la montura. En este telescopio una región de unos 10º alrededor del polo no es accesible. Un inconveniente que plantea este diseño está relacionado con el equilibrio del sistema. Cuando se coloca en el tubo un instrumental más pesado que un ocular, por ejemplo una cámara fotográfica, un espectrómetro, etc, es necesario agregar contrapesos en el otro extremo del tubo para equilibrarlo. Esto incrementa el peso total del tubo y, en consecuencia, debe también agregarse pesos a la montura para restituir el equilibrio de todo el sistema. Esta última operación, que es algo complicada, no sería necesaria si el eje de declinación interceptara al eje polar.

Se consideró que, para superar estos inconvenientes con el mínimo costo y

trabajo, se podría adoptar un diseño semejante al del telescopio Hale, mencionado en la sección 3. La reforma consiste en reemplazar el eje polar sur de la cuna por una pieza en forma de herradura, fijada a la montura de manera que su centro coincida con el eje polar. La herradura se apoya sobre un par de cojinetes montados sobre una pieza especial que va fijada al pilar sur, de forma que el conjunto constituye el rodamiento sur del telescopio. De esa forma se puede eliminar el travesaño correspondiente de la montura y el tubo puede acceder al polo sur. Además, el eje de declinación se ubica en el mismo plano que el eje polar,

eliminando la necesidad de equilibrar la montura cada vez que varía el peso del tubo, como se explicó en la sección 3. En el esquema de abajo se ilustra el efecto de estas modificaciones.

1 – diseño original: máximo ángulo de calado (declinación sur) = -80º

2 – diseño actual: máximo ángulo de calado (declinación sur) = -90º

A.2.1 Modificación del rodamiento sur.

Esquema de la horquilla y especificaciones de su construcción

En la fotografía a la izquierda se muestra el lado sur de la cuna con su travesaño ya eliminado. También se ha cortado el extremo superior del pilar de madera. Se aprecia la pieza destinada a soportar la herradura (ver diagrama superior) con un rodamiento, colocada en el pilar. Uno de los constructores (E. Royón) observa el resultado, con cierta preocupación.

En las fotografías de abajo se aprecian detalles de la modificación realizada. A la izquierda se muestra una vista de conjunto con la herradura montada en la cuna y apoyada en los rodamientos. El tubo ahora puede pasar por la abertura de la herradura y acceder al polo sur.

A la derecha se observa la pieza soporte de rodamientos (se muestra uno de

ellos) y el sistema para regular la altura del eje polar.

A.2.2 Modificación de la posición del eje de declinación.

Para ubicar el eje de declinación en el mismo plano que el eje polar se practicó

un agujero en el centro de cada uno de los largueros de la montura para permitir el paso de los semiejes de declinación, y se reubicaron los rulemanes. Se utilizaron los mismos porta rulemanes, a los que se les agregaron unas orejas para fijarlos con tornillos a los largueros. La fotografía de abajo, a la izquierda, muestra la posición relativa del rulemán, antes y después de la modificación. A la derecha se muestra el sistema terminado, con el tubo calado hacia el polo sur.

A.3 Circulos graduados

Se construyeron dos círculos graduados de declinación que van ubicados,

respectivamente, a cada lado del tubo y fijados a éste. Son dos discos de 70 cm de diámetro con una escala circular graduada en grados en el rango (90º, -90º), con

una apreciación de 0,5º. En la periferia de los discos se ha colocado un anillo de aluminio donde apoya la rueda del sistema de movimiento de guiado. El círculo horario va ubicado en el extremo norte del eje polar. Es un disco de 45 cm de diámetro y está graduado de 0h a 24 h, con una apreciación de 1minuto de tiempo. El disco va adherido al último disco del reductor, por medio de imanes permanentes, de tal forma que normalmente es arrastrado por éste pero se lo puede hacer girar independientemente, a mano, para poner en horario el reloj.

Las fotos siguientes muestran, a la izquierda el círculo horario y a la derecha el

círculo de declinación.

En ambos, un fiel en la parte media permite efectuar la lectura, iluminados por

un LED. A.4 Sistemas de guiado.

Los sistemas de guiado del telescopio sirven a dos propósitos. En primer lugar, una vez calado manualmente el telescopio en las coordenadas

aproximadas del objeto, sirviéndose para ello de los círculos graduados, es necesario moverlo lentamente para ubicar el objeto dentro del campo visual y centrarlo en él. Es sumamente difícil o, a veces, prácticamente imposible, dependiendo del aumento utilizado, lograr este cometido manualmente. Se utilizan para tal fin un par de motores, uno para cada eje, con una desmultiplicación adecuada para que el movimiento sea lo suficientemente lento. Esta es la operación de calado fino.

En segundo lugar, una vez centrado el objeto el mecanismo se seguimiento

moverá el telescopio a la velocidad sideral y el objeto permanecerá centrado. Sin embargo, por las causas que se mencionaron en otras secciones, el objeto no se mantendrá centrado por un período de tiempo mayor, digamos, que unos pocos minutos. Entonces, dependiendo de la precisión requerida por el trabajo que estamos realizando, deberán realizarse pequeñas correcciones de posición con movimientos sumamente lentos. Esta es la operación de guiado.

Los dispositivos construidos consisten en un motor de CC, y un tren de

engranajes reductor de velocidad. La tensión de alimentación del motor puede variarse desde la caja de control, para tener un mayor rango de velocidades en el

eje de salida del sistema, y puede invertirse su polaridad para mover el instrumento en ambas direcciones. El acoplamiento del mecanismo con el eje del telescopio no es permanente. Se acopla por intermedio de un embrague electromagnético, activado desde la caja de control en forma simultánea con la excitación del motor. De esta forma, cuando no es necesaria la operación de guiado, el mecanismo queda desacoplado y el telescopio puede continuar su movimiento horario o puede moverse manualmente, sin impedimentos.

Estos dispositivos fueron construidos con elementos recuperados de viejas

maquinarias, por lo que significaron un costo mínimo al proyecto.

En la fotografía de la izquierda se muestra el mecanismo de guiado que actúa sobre el eje de declinación. La rueda de salida posee una llanta de goma y trasmite el movimiento al eje por intermedio del círculo graduado, estando apoyada sobre la llanta de aluminio del mismo. Va cargada con un resorte, como se muestra. El elemento que tiene los cables marrones es el acople electromagnético.

La fotografía de la derecha muestra el sistema de guiado que actúa sobre el eje polar. La rueda de salida tiene una llanta de goma y apoya sobre la horquilla para trasmitir el movimiento. El mecanismo va montado en el pilar sur sobre un soporte que permite variar la presión de la rueda sobre la horquilla.

Autores y telescopio, poco antes de la instalación del instrumento en la cúpula del observatorio. Año 1994.

La foto de la izquierda muestra una vista posterior del mecanismo, donde se aprecia el contacto entre la rueda de salida y la horquilla.

Finalmente, en la foto de la derecha se muestra la ubicación de la fuente, en el pilar sur y la caja de control.