Telescopio Reflector

El Telescopio Reflector Gautier

Su historia

La mayoría de los instrumentos obtenidos en la época de la fundación del Observatorio eran de pequeño tamaño, designados principalmente para operaciones geodésicas. Una vez hecho el pedido requerido para las necesidades que pudiesen ocurrir en esta clase de trabajos, el entonces primer Director del Observatorio de La Plata, Francisco Beuf, dirigió su atención en otras direcciones y buscó la dotación adicional necesaria, que permitiría al Observatorio tomar su lugar entre los de primera fila colocándolo en condiciones de emprender investigaciones astronómicas y astrofísicas. En Abril de 1886 obtuvo la autorización para pedir a París varios instrumentos, incluyendo un telescopio reflector de 80 cm de abertura. Las especificaciones para la construcción de este instrumento fueron preparadas por el Almirante Mouchez, entonces Director del Observatorio de París. Por iniciativa suya el montaje para este instrumento y casi todos los otros que fueron obtenidos en París fueron construidos por P. Gautier, siendo las partes ópticas suministradas por los hermanos Paul y Prosper Henry, afamados ópticos y astrónomos del Observatorio de París. El espejo grande original se concluyó en 1887 y el Director Beuf lo trajo de París cuando regresó del primer Congreso Astrográfico. La construcción de la montura fue terminada a principios de 1889. La cúpula, que había sido pedida a Cail de París, no estaba lista todavía y a causa de esto el envío del instrumento se postergó hasta fines de 1890.
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En 1921 se hace cargo de la dirección del Observatorio de La Plata el Dr. Johannes Hartmann, quien trató de impulsar investigaciones astrofísicas y astrográficas. Sin embargo, no pudo satisfacer su propósito de inmediato, debido a deficiencias del instrumental disponible para tal objeto. Para superarlas, decidió proveer al telescopio reflector de 80 cm de un apropiado espectrógrafo, y cambiar el sistema Newtoniano de que venía provisto por uno Cassegrain. Para realizar este cambio diseñó las modificaciones necesarias en la montura, las que fueron realizadas por el Jefe del Taller, Sr. Plotnikoff. Luego, en 1928, Hartmann envió a la casa Zeiss de Jena, Alemania, el espejo de 80 cm para ser perforado en el centro, como lo impone el sistema Cassegrain. Como se trataba de un espejo cuyo vidrio tenía más de cuarenta años, es decir que era bastante viejo, resultaba muy probable que no soportara la perforación, pero Hartmann estimó que no existía otra alternativa que correr el riesgo.

La operación se pudo llevar a cabo pero, como era factible esperar, al ser terminada se produjo el estallido del vidrio. En vista de ello la casa Zeiss proveyó otro espejo, apropiadamente perforado, de excelente calidad y un espejo hiperbólico, que a juicio de Hartmann era también excelente. Ambas piezas llegaron al Observatorio en agosto de 1930 y enseguida se procedió a su montaje. El instrumento tuvo, sin embargo, durante el período de Hartmann, escaso empleo.

Durante la segunda dirección del Observatorio de La Plata del Ing. Félix Aguilar, a partir de 1934, con la intención de impulsar las investigaciones astrofísicas, se le encargó al Dr. Enrique Gaviola el estudio de la posibilidad de sacar provecho del telescopio reflector de 80 cm, que hasta entonces no había prestado servicios tangibles. Gaviola estudió los espejos del reflector y comprobó que el espejo grande daba imágenes excelentes, no así el espejo pequeño, cuya zona periférica acusaba una distancia focal entre 10 y 15 mm mayor que la central. Ante este resultado procedió a pulir de nuevo el espejo defectuoso logrando reducir la falla a 2 mm, lo cual, en su opinión, para los trabajos espectrográficos que se pensaban encarar, no suponían mayor inconveniente. Tras ello, ayudado por Ricardo Platzeck, procedió a replatear los dos espejos. Salvo defectos mecánicos, que pudieron ser eliminados mucho tiempo después, merced al mecánico de precisión Sr. Herbert Glinschert, el telescopio quedó así en aceptables condiciones de uso. Con la incorporación al Observatorio del Dr. Alexander Wilkens, el instrumento fue puesto a su disposición. Wilkens decidió usarlo con el espectrógrafo de Hartmann y, estimando que debido a su baja resolución sólo podría resultar eficiente en fotometría estelar, fijó su plan de trabajo en la determinación de temperaturas espectroscópicas de estrellas dobles del Hemisferio Sur, plan que llevó a cabo entre los años 1938 y 1949.

Desde 1947 hasta 1955 el Observatorio estuvo bajo la dirección del Capitán de Fragata (R) Guillermo O. Wallbrecher. En esta época, el Dr. Livio Gratton, a cargo del Departamento de Astrofísica, procuró perfeccionar el telescopio reflector de 80 cm, que por entonces aún presentaba muchas deficiencias mecánicas. Las mismas pudieron ser subsanadas gracias a la eficiente labor del mecánico de precisión Sr. Herbert Glinschert. Tras muchos esfuerzos, hacia 1954 el telescopio quedó en buenas condiciones de funcionamiento, lo cual significó introducir las siguientes mejoras:
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a) Torneado de los muñones del eje polar y sustitución del primitivo sistema de apoyo sobre cilindros por rodamiento de rodillos cónicos en la parte inferior, y por rodamientos a bolas en la parte superior. El gran tamaño de las piezas que forman el eje polar requirió acudir a los tornos especiales de los talleres del Ferrocarril Provincial de Buenos Aires. Para que el peso sumamente grande de las piezas a trabajar no afectara la exactitud del torneado, hubo que construir piezas auxiliares especiales de sujeción, que aseguraran el centrado y un calibre para el control.

b) Modificación del apoyo del eje de declinación, incorporándole un sistema apropiado de rodamientos.

c) Introducción de la posibilidad de acoplarle el espectrógrafo Curtiss Hussey y, para atenuar el efecto del peso de éste y evitar que rozara el piso en observaciones cenitales, se efectuó un acortamiento del tubo, cambiando consiguientemente la posición del espejo Cassegrain.

d) Construcción de una cámara para el aluminizado periódico del espejo Cassegrain, lo cual se efectuó según diseños del Dr. Gratton y del Ing. José A. Rodríguez. Elaboración del sistema para el desmontado y traslado del espejo primario hacia la cámara de aluminizado.

Durante la primera dirección del Dr. Reynaldo Cesco (1957-1958), se proveyó al Telescopio Reflector de un fotómetro fotoeléctrico, con el cual se pudieron organizar investigaciones fotométricas sobre bases firmes. Su desarrollo fue efectuado principalmente por el Dr. Alejandro Feinstein, quien tuvo al comienzo el asesoramiento del Dr. Gerald Kron, del Observatorio de Lick. Con el curso del tiempo los trabajos en esa especialidad adquirieron gran relevancia. En esta época se adquirió además un equipo para aluminizar los espejos del telescopio.

El sistema de relojería original consistía de un reloj motriz a cuerda montado en el pilar norte, a la misma altura que el tornillo sin fin al cual estaba conectado por un brazo horizontal. Contaba con un regulador de Foucault que giraba alrededor de un eje horizontal. El reloj disponía de más de dos horas de cuerda por medio de un sistema de pesas que pendían por debajo del recinto del reloj hasta el nivel inferior del edificio a través de una abertura practicada en el piso. Estas pesas se remontaban con una manivela ubicada en la ventana este de la caja del reloj. Entre 1970 y 1977 se modificó todo este sistema por un mecanismo movido por un motor eléctrico. En la transmisión de este movimiento hacia el tornillo sin fin, se diseñó un sistema denominado «planetario», que permitía acoplar el movimiento de un segundo motor para desplazamientos lentos. De esta manera, el sistema planetario simplemente aceleraba o retrasaba el movimiento medio sin interrumpirlo, lo cual era de utilidad en observaciones con el espectrógrafo, ya que permitía «pasear» a la estrella por la ranura del mismo, obteniéndose espectros más anchos. Esta modificación también fue realizada por el Sr. Herbert Glinschert.

En 1993, durante el decanato del Dr. Juan Carlos Forte, investigadores de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (antes Observatorio Astronómico de La Plata), adquirieron una cámara CCD, junto con todo su equipo de funcionamiento. Ésta fue instalada en el Telescopio Reflector en junio de 1994 y se utiliza actualmente para observaciones fotométricas relativas de objetos más brillantes que magnitud visual 10.

El edificio

El edificio que alberga al Telescopio Reflector de 80 cm consiste en un cuarto circular de 9.5 metros de diámetro con paredes que se alzan 2.5 metros sobre el piso para soportar la cúpula. Contiene puertas a los lados norte, sur y oeste, provistas exteriormente con persianas. Las puertas, se abren a un balcón que rodea todo el edificio, a una altura de 2.6 metros del terreno. La entrada principal es por el lado norte. Existe una escalera de mármol que conduce desde el balcón al terreno. En el lado este se ha construido un pequeño cuarto, que en su momento se utilizaba como laboratorio fotográfico y actualmente como recinto para guardar instrumental.

La cúpula

Un anillo pesado de hierro de 6 cm de espesor por 23 cm de ancho, construido en secciones, corona la pared, estando permanentemente unido a ella y teniendo su superficie superior cepillada para formar el carril inferior de las ruedas sobre las que gira la cúpula. La base de la cúpula es una viga circular de 40 cm de profundidad, formada de planchas y ángulos de hierro ribeteados. La superficie inferior está cepillada para que sirva de carril superior a las ruedas de la cúpula. Más arriba de la base, la armazón de la cúpula está construida de un enrejado de ángulos curvos conectados con varillas horizontales. La cúpula está cubierta por afuera con planchas de acero remachadas al marco y pintadas de color plateado, y por adentro de enchapado de madera pintado de color celeste. Estas cubiertas circundan un espacio de aire de 30 cm de ancho.

La ventana de la cúpula tiene 1.80 metros de ancho, extendiéndose desde el horizonte hasta un poco más allá del zenit del instrumento. Está cubierto con dos postigos los cuales se mueven horizontalmente sobre vías, por la parte superior e inferior.

La cúpula está montada sobre un anillo movible cuya armazón es una viga enrejada, construido de planchas y ángulos de hierro. En los puntos donde están montadas las ruedas principales de la cúpula, la viga ha sido reforzada con planchas de acero para soportar los cojinetes. Hay seis ruedas grandes de apoyo, seis chicas y seis rodillos guiadores compuestos de tres ruedas cada uno. Las ruedas grandes son de 54 cm de diámetro teniendo superficies de apoyo de 20 cm de largo. Estos solos soportan la cúpula. Las ruedas pequeñas intermedias soportan la viga. Todas las ruedas son de forma cónica para que correspondan al diámetro de la cúpula, estando inclinada la vía ancha inferior. Las ruedas de los rodillos guiadores son de 36 cm de diámetro, están arregladas en grupos de tres, montadas sobre un eje vertical común pero moviéndose independientemente. La rueda intermedia de cada grupo se sostiene contra la superficie de un ángulo de hierro montado arriba de la esquina interior de la pared, ajustado a ella con doce garfios. Por medio de estos, el anillo móvil se conserva en posición sobre la vía riel. Las ruedas más altas de los rolletes y las más bajas se sostienen contra las planchas cilíndricas inferiores de la base de la cúpula. Por este sistema la cúpula permanece en posición con respecto al anillo móvil.

La cúpula gira por medio de un motor eléctrico monofásico. El movimiento de la cúpula se comanda desde la consola ubicada en el soporte sur del eje polar o desde los pulsadores de la manopla de control remoto, de modo que siempre permanece al alcance del observador.

Descripción del telescopio actual (finales de los 90)

Aspecto Mecánico.

Montura.

Es una modificación de montura ecuatorial del tipo inglés. Las dos puntas del eje polar tienen asiento sobre distintos soportes. El eje de declinación cruza al eje polar en el centro llevando e1 tubo del telescopio a un lado y el contrapeso al otro. Con esta forma de montaje el telescopio puede dirigirse a cualquier parte del cielo, incluyendo la región polar. En este instrumento los soportes están montados sobre una sola base cuya superficie está a 1.22 metros sobre el nivel del piso, el cual impide al telescopio pasar el meridiano sin invertirse, perdiendo así una de las principales ventajas que debía obtenerse con este tipo de montaje.

Base.

La base del instrumento es esencialmente una viga soportada en ambas puntas. El largo es de 3.40 metros por 80 cm de ancho, variando su profundidad desde 30 cm en las puntas, hasta 42 cm en el centro. Está fundida en dos partes unidas en el centro. Las planchas que forman los lados y la parte superior son de 2.5 cm de espesor. En los cuatro ángulos de la base existen garfios roscados para recibir los tornillos que llevan el peso del instrumento y que se usan para ajustarlo a nivel y en azimut.


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Eje Polar.

El eje polar es de 2.65 metros de largo y consiste en un cubo central fundido de 66 cm de lado, dos piezas cónicas fundidas ajustadas a los lados opuestos de este cubo y los muñones pulidos de acero, los cuales forman las superficies de apoyo de este eje. Cada muñón gira sobre un sistema de rodamientos constituido por rodillos cónicos en la parte inferior y por bolas en la parte superior.

El eje polar está apoyado en dos soportes que se hallan uno a cada extremo de la base. El soporte del norte apoya el extremo inferior del eje polar y al mismo tiempo sirve de recinto para el sistema de relojería. El soporte del sur está constituido por dos piezas fundidas unidas, teniendo encima los rolletes que soportan el extremo superior del eje polar.

Tubo del telescopio.

La parte del tubo que está fija, a la cabeza del eje de declinación es un cilindro fundido de 80.5 cm de largo y 83 cm de diámetro interno. La sección inferior del tubo, que originalmente era de 1 m de largo, fue recortada, siendo actualmente de unos 60 cm de largo. Su extremo inferior permite la sujeción de la celda del espejo primario mediante 12 tornillos pasantes que enroscan sobre la celda. Esta sección tiene dos aberturas diametralmente situadas, para la ventilación del tubo y para tener acceso a la superficie superior del espejo y baffle. La sección superior del tubo era de 2.40 metros de largo, habiéndose prolongado posteriormente unos 48 cm. Esta extensión actúa como una pantalla que evita el acceso directo de luz difusa sobre el espejo secundario y disminuye el campo de luz que puede acceder en forma directa desde la abertura del telescopio, a través del agujero del espejo primario sobre el detector. La diferencia de brazo de palanca entre la sección superior e inferior del tubo hace necesaria la colocación de un anillo de piezas de plomo directamente debajo de la cara inferior de la celda, a fin de que el tubo permanezca medianamente balanceado. La tapa del extremo superior del tubo consiste de una funda de lona plástica, provista de un zuncho para su ajuste alrededor del mismo.

Círculo de declinación.

Al igual que otros instrumentos de la época, los instrumentos Gautier utilizaban la lectura de las distancias polares en lugar de la declinación. El telescopio reflector cuenta con la posibilidad de leer tanto la distancia polar norte como la distancia polar sur. El círculo de lectura es de un metro de diámetro, pudiéndose leer por medio de verniers, con una precisión de hasta 30 segundos de arco. Este círculo está colocado entre el cubo del eje polar y el tubo del telescopio, leyéndose desde el extremo inferior del tubo por medio de dos pequeños telescopios, uno a cada lado del tubo, los cuales están dirigidos hacia prismas montados opuestamente a los verniers. El círculo es iluminado por dos lámparas que se ubican junto a los prismas y se encienden mediante llaves ubicadas directamente en el tubo del telescopio.

Freno y movimiento fino en declinación.

El freno en declinación se opera desde el extremo inferior del tubo al igual que el movimiento lento en declinación. Este último se comanda manualmente mediante el giro de la empuñadura al final de la transmisión de este movimiento ó conectando a ésta un brazo móvil de madera, el cual brinda mayor comodidad durante el proceso de calado. Este movimiento fino tiene un tope en su carrera, por lo cual se debe tener cuidado de no excederse en el movimiento hacia un mismo lado. Debe utilizarse entonces sólo para pequeños ajustes. Caso contrario deberá quitarse el freno y ajustar a mano, o desplazar el campo lo suficiente como para utilizar el movimiento fino en sentido contrario.

Círculo de ángulo horario.

Está montado en la parte más baja del eje polar. Es de 60 cm de diámetro y está dividido en el canto del arco en minutos de tiempo, leyéndose por medio de verniers opuestos con una precisión de hasta cuatro segundos de tiempo. Está iluminado debajo de los verniers por lamparitas eléctricas que se accionan con la llave ubicada en el centro del pilar debajo del tornillo sin fin. Debe leerse del lado que se encuentra el telescopio. Caso contrario se leerá el ángulo horario con una diferencia de 12 horas.

Corona y tornillo sin fin.

La corona es una rueda de bronce de 92 cm de diámetro aproximadamente. Sobre su superficie se ha tallado un engranaje de paso grande con alrededor de 360 dientes que permite el movimiento manual rápido en ascensión recta a través de la manivela ubicada sobre a un lado del soporte norte del eje polar. Presenta otros dos engranajes de 720 dientes, uno a cada lado del anterior. Sobre uno de ellos, ubicado en la parte inferior, trabaja el tornillo sin fin que conecta la corona con el motor. El tornillo sin fin está montado en un soporte rebatible cerca de la parte baja del eje polar que permite acoplar o desacoplar el movimiento del motor a la corona. La presión del anclaje del sin fin con la corona es regulable mediante un sistema de muelles ajustables mediante tornillos.

Sobre el otro engranaje fino de la corona, ubicado en la parte superior, trabaja un sin fin más pequeño, montado en el extremo de un brazo que se extiende desde la punta inferior del eje polar hasta el borde de la corona. Sobre este brazo, hay instalado un motor eléctrico reversible que hace girar al sin fin, produciendo un desplazamiento del brazo respecto de la corona. Como el brazo es solidario a la corona, se imprime un movimiento adicional al eje polar de manera que da al instrumento un movimiento lento en ascensión recta. Este movimiento lento se activa mediante dos pulsadores de la manopla, colocándolo así en manos del observador.

Sistema de relojería y arrastre. Movimiento en ángulo horario.

El sistema motriz está montado en el pilar norte a la misma altura que el tornillo sin fin. El mecanismo de arrastre del telescopio consiste, de un motor sincrónico bifásico de 60 Watt, alimentado con una tensión con frecuencia de 50 ciclos por segundo sidéreo. Este motor es accionado desde una consola ubicada sobre el pilar sur de apoyo del telescopio. La frecuencia es obtenida directamente de la sala de relojes del Observatorio. Se obtiene así a la salida del motor un régimen de 1 vuelta por segundo sidéreo ó 60 revoluciones por minuto. Esta velocidad es luego llevada a través de sucesivas reducciones mecánicas a 1 vuelta cada 120 segundos sidéreos. Este es el régimen de vueltas con el que trabaja el tornillo sin fin sobre la corona. Dado que la corona consta de 720 dientes, cada uno de ellos corresponde a medio grado de arco. De esta manera, la corona avanza a razón de medio grado cada 2 minutos sidéreos, o 360 grados cada 24 horas sidéreas.

Un segundo motor instalado en el mismo recinto se acopla a la transmisión de modo que su accionar permite acelerar o disminuir la velocidad de arrastre actuando como un mecanismo de movimiento fino en ángulo horario. Este movimiento fino resulta mucho más rápido que el producido por el motor instalado sobre el garfio de la corona.

 La óptica

Espejos.

Según lo detallado en la sección sobre la historia del Telescopio Reflector, el diseño óptico original de este telescopio era del tipo Newtoniano. Los espejos para este instrumento fueron hechos por los Hermanos Henry. El espejo primario tenía una abertura aproximada de 80 cm y un espesor de cerca de 95 milímetros.

Actualmente el telescopio es de tipo Cassegrain clásico, con un espejo parabólico cóncavo Zeiss de 80 cm de diámetro. El espejo primario está alojado dentro de una celda simple de hierro, teniendo en la parte superior un reborde con topes de neoprene para evitar que se salga de su alojamiento y en la parte inferior un soporte compuesto por tres balancines con dos apoyos circulares de hierro cada uno. Sobre cada uno de estos asientos se han colocado anillos de teflón, con la finalidad de aislarlo de la rigidez del hierro y darle al espejo un agarre que le permita ser deslizado lateralmente mediante las correspondientes zapatas de ajuste con el fin de permitir una correcta alineación de la óptica del instrumento. 

El espejo secundario es hiperbólico convexo de 21 cm de diámetro y está sujeto en la parte central del extremo superior del tubo por una araña de 4 patas y una montura que permite el avance o retroceso del mismo a lo largo del eje del instrumento con el objeto de permitir el enfoque de la imagen en el plano focal del detector.

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Alineación de la óptica.

El espejo primario puede centrarse con el eje óptico (ajuste lateral) mediante los tornillos de ajuste de las 6 zapatas laterales de la celda. Cada zapata está sujeta a uno de los extremos de 3 barras que pivotean en su centro, actuando como balancines. El ajuste longitudinal, que permite poner paralelo al eje óptico del espejo primario con el eje óptico del telescopio se logra a través de 3 tornillos ubicados en la parte inferior externa de la celda. Estos tornillos regulan el nivel respecto de la celda de los balancines de apoyo del espejo.

El espejo secundario puede alinearse lateral y longitudinalmente mediante un juego de 3 tornillos de ajuste ubicados a 120° uno del otro al costado de la celda del secundario y con otro juego similar de tornillos ubicados en la parte posterior de la celda respectivamente.

Baffle.

Con la finalidad de minimizar el ingreso de luz directa desde la abertura principal del telescopio sobre el detector, a comienzos del año 1998 se procedió a la construcción y colocación de una pantalla (baffle) delante del agujero del espejo primario. Los cálculos de las dimensiones fueron realizados por el Lic. Luis C. Martorelli, Jefe del Departamento de Óptica de la Fac. de Cs. Astronómicas y Geofísicas, y la construcción y colocación estuvieron a cargo del autor. El baffle es de forma cónica, está hecho con zinc y ha sido pintado con pintura de color negro mate, para eliminar cualquier posible reflejo.

Apoya sobre el espejo primario en un asiento de tergopol de 2.5 cm de alto y está sujeto a presión dentro del agujero del espejo primario con cartón corrugado.

Sistema de enfoque.

El modo de enfoque de la imagen producida por el telescopio en el plano focal del detector es mediante el desplazamiento del espejo secundario a lo largo del eje óptico. Este desplazamiento se efectúa en forma manual mediante el giro de un mango móvil que se encuentra conectado a través de la transmisión con la celda del espejo secundario, la cual avanza o retrocede debido a un sistema roscado según el giro del mango. Para la lectura de la posición del foco hay una escala graduada que indica el grado de avance o retroceso del espejo secundario.

Por imprecisiones en el mecanismo de desplazamiento, durante el proceso de enfoque, aparecen movimientos que desvían el eje óptico del espejo secundario. Consecuentemente la imagen estelar se desplaza en el plano focal, en ocasiones lo suficiente como para que desaparezca del campo del detector. Esto hace que no se pueda reenfocar la imagen durante la observación.

Tubo adaptador de la cámara y ocular de campo.

Un tubo de 27.5 cm de longitud está ubicado concéntrico con el agujero de la celda del espejo primario en la parte inferior a la misma, a donde está sujetado por seis tornillos de fijación. En su extremo inferior se ha tallado una rosca del lado externo en la cual se coloca el adaptador de la cámara CCD. Este tubo fue construido en el Taller Mecánico de la Facultad de Cs. Astronómicas y Geofísicas. El tubo sirve además de soporte del ocular de campo. 

El diseño y tallado de las piezas ópticas del ocular de campo estuvieron a cargo del Técnico Principal Sr. Alfredo De Palo, del Departamento de Óptica de la Facultad de Cs. Astronómicas y Geofísicas en el año 1997. Se trata de un ocular de Plössl acodado a 90° del eje óptico del telescopio mediante un espejo plano a 45°. La montura del ocular fue construida en el Taller Mecánico por el Sr. Reinhardt Glinshert. Dado que durante la utilización de este ocular, el espejo plano obstruye los rayos que deben incidir sobre el detector, la montura se ha hecho rebatible. Durante la observación debe desplazarse hacia fuera mediante una guía, quedando en posición pasiva. Este ocular facilita notablemente el proceso de centrado de los objetos en la cámara CCD, pues cubre un campo de  9′ de arco, el cual es mucho mayor que el campo de 1′ 54″ x 2′ 50″ abarcado por la cámara.

El tubo adaptador posee 2 ranuras diametralmente opuestas a 2.5 cm de su parte inferior, a través de las cuales se inserta la regleta de filtros. Se encuentra debajo de la posición del ocular de modo que los filtros no afectan la visión a través de éste.

Anteojos buscadores.

El telescopio reflector cuenta con dos telescopios refractores secundarios que facilitan la búsqueda y calado de los objetos celestes. El mayor de ellos tiene un diámetro de 12 cm y fue construido en el taller de óptica del Observatorio de La Plata. Posee un ocular de Plössl con un retículo en cruz hecho con tela de araña e iluminado con una lamparita de intensidad regulable. El más pequeño es un telescopio Zeiss de 50 mm de abertura y 750 mm de distancia focal. Posee un ocular de 30 x (f = 25 mm). La calidad de este último es muy inferior al primero, por lo cual prácticamente no se utiliza.