La construcción de un observatorio astronómico es una tarea que han emprendido no pocos aficionados a lo largo de la historia. Muchas veces estos poseen una amplia información y experiencia sobre el tema, pero otras esta labor es emprendida con más pasión que conocimiento. De ahí que en reiteradas ocasiones haya que rectificar errores cometidos durante el proceso o, incluso, una vez terminado el mismo; errores           que en no pocas ocasiones significan una gran pérdida de dinero o tiempo.

Es por ello que a continuación expongo una serie de consejos prácticos que deben tenerse en cuenta a la hora de construir un observatorio astronómico y también a la hora de realizar las observaciones.

Recomendaciones a la hora de construir el inmueble:

• Tratar de evitar lo mayor posible la contaminación luminosa. Para ello debe buscarse un lugar con escaso nivel de alumbrado público, o sea, fuera de las ciudades y poblados o en la periferia de estos. También, en caso de que no se pueda solucionar el problema anterior, se puede buscar como alternativa un sitio con suficiente altura sobre el nivel del suelo, como pudiera ser una azotea, de modo tal que las luces del alumbrado público estén por debajo del nivel del observatorio y, por ende, del horizonte visible desde el mismo. Por último, es importante también que las fuentes luminosas más significativas no incidan directamente en el punto de observación, es decir, debe ubicarse de modo tal que determinadas paredes u otros objetos obstaculicen la observación del foco de luz desde el observatorio.
• Otro aspecto a tener en cuenta es el sector o campo del cielo visible desde el lugar de observación. Para ello pudiera elegirse un lugar con suficiente altura sobre el terreno (aspecto que disminuye también la contaminación luminosa) o de forma tal que los pocos objetos que obstruyan algún sector de la bóveda celeste no afecten las zonas más importantes; estas son: la franja de la eclíptica, porque en la misma se localizan la mayoría de los cuerpos del sistema solar, y las regiones próximas a los horizontes norte y sur, porque en esta zona los astros no asciendes mucho sobre el horizonte.
• Intentar construir el observatorio en una región de poca cubierta nubosa y lluvias durante la mayoría del año, baja humedad o que no sea una zona con microclima adverso para las observaciones, es decir, que no haya abundancia de niebla, viento intenso y otros.

Respecto al sistema de telescopios:

• Siempre que pueda colóquele un prisma cenital al telescopio ya que a pesar de las pequeñas pérdidas de luz por la absorción en el prisma, las ventajas en cuanto a comodidad que éste brinda para las observaciones cerca del Cenit son considerables.
• Trate siempre de mantener tapados los extremos del telescopio cuando no lo esté utilizando, así evitará la limpieza periódica de los lentes o espejos que pueden causarles desgastes o desplazamientos que afectan la imagen.
• Siempre es recomendable la instalación de un buscador por lo engorroso que se hace localizar determinados objetos cuando se están utilizando grandes aumentos.
• Para lograr un mejor rendimiento del telescopio debe instalarlo sobre una buena base y montura.
• Mantener contrapesado todo el sistema para evitar grandes esfuerzos y tensiones en el movimiento.
• Mantener alineado el tren o sistema óptico.
• Mantener limpios los lentes o espejos.
• Procurar que el objetivo (en el caso de refractores) no esté en el extremo del tubo, sino un poco dentro de este, para evitar así la incidencia directa sobre el lente de las luces circundantes.
• Pintar de negro mate las superficies internas del tubo para absorber las luces parásitas.
• Colocarle un pequeño extractor de aire al tubo del telescopio para contribuir a la circulación del aire en el interior del mismo y evitar diferencias de temperatura que afecten la imagen.

Otros aspectos a tener en cuenta:

• ¡¡¡Nunca observe el Sol directamente a través del telescopio!!! Esto le causará graves quemaduras en los ojos que le pueden provocar la pérdida permanente de la visión. Puede usar para este fin una pantalla o un filtro solar.
• Es importante emplear siempre una luz roja y tenue para iluminar las cartas celestes, tablas, y demás objetos a utilizar durante la observación, ya que esta coloración provoca menor deslumbramiento de la retina y es menos molesta respecto a la adaptación de la vista a la oscuridad.
• También es recomendable, en el caso de observaciones prolongadas, fabricar un “parche” similar a los que en ocasiones usan los tuertos (como los piratas) para colocarlo en el ojo que no se emplea en la observación telescópica y de este modo evitar el cansancio en el mismo y permitir además que el otro ojo, el que se aplica al telescopio (direccional), observe mejor.
• Observar preferentemente varias horas después del crepúsculo, cuando la tierra se haya enfriado y la atmósfera es menos turbia.
• Utilizar el efecto de la vista lateral, es decir, mirar al objeto que se desea observar ladeando un poco la vista, como de “reojo”, esto permite observar con mayor brillo los objetos muy débiles.
• Coloque el objeto a observar en el centro del campo, generalmente en esta zona la calidad de la imagen es mejor.
• Cuando el objeto es tan débil que no está seguro si lo observa o es una ilusión, haga oscilar ligeramente el telescopio; el movimiento hará más sensible su vista para captarlo.
• Puede permanecer varios minutos con los ojos cerrados antes de observar un objeto débil para mejorar la adaptación (sin presionar fuertemente los párpados).

Desde La Tierra, el tercer planeta, solo Mercurio y Venus pueden mostrar sus siluetas sobre el disco solar. Cuando una conjunción inferior de estos dos planetas interiores tiene lugar, la apreciable inclinación orbital de los mismos usualmente provoca que estos pasen muy al sur o al norte del astro rey y, por tanto, no se produce ningún tránsito.

Frecuencia de los tránsitos de Venus

Estos fenómenos son poco comunes para Mercurio y muy raros en Venus. Durante el siglo XX se produjeron 14 tránsitos de Mercurio y ninguno de Venus. Los tránsitos de Venus ocurren de manera pareada, siempre con 8 años de separación entre uno y otro. A su vez estos pares de tránsitos se repiten alternativamente cada 105,5 y 121,5 años, lo que da como resultado un siclo completo cada un período de 243 años.

Primera predicción de un tránsito y los ocurridos hasta la fecha

Johannes Kepler, extraordinario astrónomo descubridor de las leyes del movimiento planetario y que diseñó unas tablas para el cálculo de sus movimientos y posiciones, predijo el tránsito de Venus de 1631. Desafortunadamente Kepler murió en 1630 y no pudo observar dicho tránsito.

Los ingleses Jeremiah Horrocks y su amigo William Crabtree fueron los primeros en observar un tránsito de Venus, el 4 de diciembre de 1639. Comenzando por el tránsito predicho por Kepler, los tránsitos ocurridos hasta la actualidad han sido los siguientes: 1631/1639D, 1761/1769J, 1974/1882D, 2004J (D significa que ocurren en diciembre y J en junio). Por tanto, de lo anterior se deduce que el próximo tránsito ocurrirá en junio de este año, completando el par 2004/2012J.

Importancia científica de la observación de estos fenómenos astronómicos

La Tercera Ley de Kepler, explicada posteriormente por la mecánica de Newton, vincula las dimensiones relativas de las órbitas planetarias con su período de revolución, pero cómo puede determinarse las dimensión absoluta de una órbita. El astrónomo inglés Edmund Halley (1656-1742) señaló que las observaciones de los tránsitos de Venus desde puntos bien distantes respecto a la latitud terrestre pueden ser empleadas para la determinación del tamaño de la órbita terrestre y, a partir de este dato, mediante la tercera ley de Kepler, calcular la escala del Sistema Solar. Halley descubrió el procedimiento matemático y trazó el método práctico para realizar dicha empresa. Mediante este tipo de cálculos predijo la reaparición del famoso cometa que lleva su nombre y, a pesar de que no pudo presenciar dicho suceso debido a su muerte, este hecho repercutió en la decisión de los astrónomos sobre la necesidad de ir hasta los confines del planeta para observar los tránsitos que habrían de acontecer en el siglo XVIII y dar, de este modo, el primer paso en la determinación de las escalas del Universo.

Un poco de historia

La propuesta de Halley para observar el tránsito de 1761 se vio limitada debido a disímiles causas como fueron los problemas climáticos, dificultades con el establecimiento de los sitios de observación y la Guerra de los Siete Años entre Inglaterra y Francia. Pero en 1769 se hizo una observación conjunta del tránsito ocurrido ese año, lo cual representó un esfuerzo sin precedentes en cuanto a colaboración internacional en la historia de las ciencias. Posteriormente se han realizado otros trabajos similares de observación, medición y cálculo en los tránsitos posteriores para determinar con mayor exactitud las dimensiones de las órbitas planetarias y otros aspectos.

¿Qué significación tienen estos eventos en la actualidad?

Hoy en día mediante las transmisiones desde las naves espaciales interplanetarias y la reflexión de señales de los radares hacia Mercurio, Venus y Marte se pueden obtener cálculos más exactos, datos más fiables y más fáciles de obtener en cualquier momento que los efectuados mediante los tránsitos de Venus. No obstante, aún estos tránsitos son de gran interés, por su rareza y por su importancia dentro de la historia de la Astronomía.

El tránsito que ocurrirá este año (los días 5 y 6 de junio) es, como dije anteriormente, el segundo del par de 8 años, por lo que será la última oportunidad de observar un tránsito de Venus sobre el disco solar para todas las personas que habitamos actualmente el planeta, ya que el próximo fenómeno de este tipo no ocurrirá hasta el mes de diciembre del año 2117, es decir, dentro de 105,5 años.

Relación focal del objetivo y luminosidad (fr, L)

fr = F/D

L = 1/fr o D/F

Donde:

fr » Relación focal.

L » Luminosidad.

Ambos valores, tanto la relación focal como la luminosidad, son parámetros muy usados en la astrofotografía. Los objetivos de baja fr y alta L (ya que son valores inversos) son llamados “gran angular”, debido a que el campo visual es muy amplio, de muchos grados de abertura. Estos también son llamados objetivos “rápidos”, pues al ser más luminosos necesitan menos tiempo de exposición para alcanzar un determinado brillo en la imagen de objetos no puntuales (de superficie apreciable), como nebulosas o cometas, que el que necesitaría un objetivo de menor diámetro y/o mayor distancia focal, pues la intensidad de la imagen de dichas superficies es proporcional al cuadrado de la razón del diámetro del objetivo entre su distancia focal, es decir (D/F) ². Estos objetivos son muy recomendables para fotografiar u observar grandes sectores del cielo, objetos extensos y débiles. Sin embargo para objetos puntuales, de superficies brillantes o que requieran grandes aumentos como estrellas, el sol, la luna y los planetas son recomendables los objetivos de gran relación focal.

Diámetro del diafragma del ocular (dc)

dc = 2F_* tg(α_c /2)

pero para la construcción de oculares como el de Hyugens y Ramsden, que son los más sencillos de fabricar, el α´_o debe tener un valor cercano a los 35º:

α_c= 35º /A

entonces sustituyendo:

dc = 2F_* tg(35º /2A)

Donde:

dc » Diámetro del diafragma del ocular.

El diafragma del ocular tiene como función principal restringir la entrada de luz al sistema de lentes del ocular de forma tal que el campo propio del ocular sea de aproximadamente 35º para estos oculares sencillos.

Tamaño de la cara de un prisma cenital o de un espejo diagonal plano (Øp)

Øp = dc + x(D-dc)/F

Donde:

Øp » Diámetro del cono de luz que pasara por la cara frontal del prisma o por el espejo plano.

x » Distancia a la que se colocará la cara frontal del prisma o el espejo plano del foco (F) del objetivo (se colocará antes de dicho foco).

Este diámetro calculado es el óptimo para un ocular específico, pero como se sabe el prisma o espejo plano se le coloca de modo permanente al telescopio, por lo que sería conveniente determinar el Øp óptimo para el telescopio. Mientras mayor sea el prisma o espejo, mayor pérdida de luz tendremos por concepto de obstrucción del mismo a la entrada de luz hacia el espejo, por lo que debemos colocar el más pequeño posible y que permita utilizar toda la gama de aumentos permisibles del telescopio. Según la ecuación anterior (Øp = dc + x(D-dc)/F), mientras mayor sea dc, mayor será Øp. Entonces:

según la ecuación

 dc = 2F_* tg(α´_o /2A)

(en la cual debemos calcular el dc_máx, que está dado por el aumento mínimo), pero como:

 A_mín = D/6

entonces

dc_máx = 2F_* tg(α´_o 3 /D)

 por tanto el tamaño óptimo del prisma será:

Øp_óp = dc_máx + x(D- dc_máx)/F = 2F_* tg(α´_o 3  /D) + x(D- 2F_* tg(α´_o 3 /D))/F

Que simplificando quedaría

Øp_óp = 2 tg(α´_o 3  /D)_*(F-x) + xD/F (con la D del denominador en la tangente en mm)

Como x es una distancia tal que permita que el cono de luz salga fuera del tubo del telescopio, se ha de tomar como una constante (debe tener un valor aproximadamente algo mayor que el radio del tubo del telescopio). Entonces, según todo lo anterior Øp óptimo debe calcularse para el mínimo aumento permisible por el telescopio, pues si es menor entonces, cuando se utilice el mínimo aumento se perderá parte del campo del telescopio e incluso parte de la ganancia de luz del objetivo, y si es más grande, ese exceso de tamaño no aportará ninguna ganancia y por el contrario será un obstáculo aun mayor a la entrada de luz hacia el espejo primario.

Esta misma ecuación nos puede servir para calcular a la distancia máxima x a la que debemos colocar un lente de Barlow dentro del foco del objetivo. En este caso conocemos Øp, que sería el diámetro de la lente, y debemos calcular el valor de x, el cual debemos despejar de la ecuación anterior.

Nota: algunos de los parámetros de las ecuaciones están dados en las primera y segunda partes de este artículo.