{"id":295,"date":"2018-09-14T02:07:45","date_gmt":"2018-09-14T02:07:45","guid":{"rendered":"http:\/\/beuf.fcaglp.unlp.edu.ar\/wordpress\/?page_id=295"},"modified":"2022-02-23T14:46:22","modified_gmt":"2022-02-23T17:46:22","slug":"telescopio-reflector","status":"publish","type":"page","link":"http:\/\/museo.fcaglp.unlp.edu.ar\/index.php\/telescopio-reflector\/","title":{"rendered":"Telescopio Reflector"},"content":{"rendered":"\n\n\n
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El Telescopio Reflector Gautier<\/b><\/span><\/span><\/p>\n

Su historia<\/b><\/span><\/span><\/p>\n

La mayor\u00eda de los instrumentos obtenidos en la \u00e9poca de la fundaci\u00f3n del Observatorio eran de peque\u00f1o tama\u00f1o, designados principalmente para operaciones geod\u00e9sicas. 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, dirigi\u00f3 su atenci\u00f3n en otras direcciones y busc\u00f3 la dotaci\u00f3n adicional necesaria, que permitir\u00eda al Observatorio tomar su lugar entre los de primera fila coloc\u00e1ndolo en condiciones de emprender investigaciones astron\u00f3micas y astrof\u00edsicas. En Abril de 1886 obtuvo la autorizaci\u00f3n para pedir a Par\u00eds varios instrumentos, incluyendo un telescopio reflector de 80 cm de abertura. Las especificaciones para la construcci\u00f3n de este instrumento fueron preparadas por el Almirante Mouchez, entonces Director del Observatorio de Par\u00eds. Por iniciativa suya el montaje para este instrumento y casi todos los otros que fueron obtenidos en Par\u00eds fueron construidos por P. Gautier, siendo las partes \u00f3pticas suministradas por los hermanos Paul y Prosper Henry, afamados \u00f3pticos y astr\u00f3nomos del Observatorio de Par\u00eds. El espejo grande original se concluy\u00f3 en 1887 y el Director Beuf lo trajo de Par\u00eds cuando regres\u00f3 del primer Congreso Astrogr\u00e1fico. La construcci\u00f3n de la montura fue terminada a principios de 1889. La c\u00fapula, que hab\u00eda sido pedida a Cail de Par\u00eds, no estaba lista todav\u00eda y a causa de esto el env\u00edo del instrumento se posterg\u00f3 hasta fines de 1890.
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\nEn 1921 se hace cargo de la direcci\u00f3n del Observatorio de La Plata el Dr. Johannes Hartmann, quien trat\u00f3 de impulsar investigaciones astrof\u00edsicas y astrogr\u00e1ficas. Sin embargo, no pudo satisfacer su prop\u00f3sito de inmediato, debido a deficiencias del instrumental disponible para tal objeto. Para superarlas, decidi\u00f3 proveer al telescopio reflector de 80 cm de un apropiado espectr\u00f3grafo, y cambiar el sistema Newtoniano de que ven\u00eda provisto por uno Cassegrain. Para realizar este cambio dise\u00f1\u00f3 las modificaciones necesarias en la montura, las que fueron realizadas por el Jefe del Taller, Sr. Plotnikoff. Luego, en 1928, Hartmann envi\u00f3 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 ten\u00eda m\u00e1s de cuarenta a\u00f1os, es decir que era bastante viejo, resultaba muy probable que no soportara la perforaci\u00f3n, pero Hartmann estim\u00f3 que no exist\u00eda otra alternativa que correr el riesgo.<\/span><\/p>\n

La operaci\u00f3n 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 provey\u00f3 otro espejo, apropiadamente perforado, de excelente calidad y un espejo hiperb\u00f3lico, que a juicio de Hartmann era tambi\u00e9n excelente. Ambas piezas llegaron al Observatorio en agosto de 1930 y enseguida se procedi\u00f3 a su montaje. El instrumento tuvo, sin embargo, durante el per\u00edodo de Hartmann, escaso empleo.<\/span><\/p>\n

Durante la segunda direcci\u00f3n del Observatorio de La Plata del Ing. F\u00e9lix Aguilar, a partir de 1934, con la intenci\u00f3n de impulsar las investigaciones astrof\u00edsicas, se le encarg\u00f3 al Dr. Enrique Gaviola el estudio de la posibilidad de sacar provecho del telescopio reflector de 80 cm, que hasta entonces no hab\u00eda prestado servicios tangibles. Gaviola estudi\u00f3 los espejos del reflector y comprob\u00f3 que el espejo grande daba im\u00e1genes excelentes, no as\u00ed el espejo peque\u00f1o, cuya zona perif\u00e9rica acusaba una distancia focal entre 10 y 15 mm mayor que la central. Ante este resultado procedi\u00f3 a pulir de nuevo el espejo defectuoso logrando reducir la falla a 2 mm, lo cual, en su opini\u00f3n, para los trabajos espectrogr\u00e1ficos que se pensaban encarar, no supon\u00edan mayor inconveniente. Tras ello, ayudado por Ricardo Platzeck, procedi\u00f3 a replatear los dos espejos. Salvo defectos mec\u00e1nicos, que pudieron ser eliminados mucho tiempo despu\u00e9s, merced al mec\u00e1nico de precisi\u00f3n Sr. Herbert Glinschert, el telescopio qued\u00f3 as\u00ed en aceptables condiciones de uso. Con la incorporaci\u00f3n al Observatorio del Dr. Alexander Wilkens, el instrumento fue puesto a su disposici\u00f3n. Wilkens decidi\u00f3 usarlo con el espectr\u00f3grafo de Hartmann y, estimando que debido a su baja resoluci\u00f3n s\u00f3lo podr\u00eda resultar eficiente en fotometr\u00eda estelar, fij\u00f3 su plan de trabajo en la determinaci\u00f3n de temperaturas espectrosc\u00f3picas de estrellas dobles del Hemisferio Sur, plan que llev\u00f3 a cabo entre los a\u00f1os 1938 y 1949.<\/span><\/p>\n

Desde 1947 hasta 1955 el Observatorio estuvo bajo la direcci\u00f3n del Capit\u00e1n de Fragata (R) Guillermo O. Wallbrecher. En esta \u00e9poca, el Dr. Livio Gratton, a cargo del Departamento de Astrof\u00edsica, procur\u00f3 perfeccionar el telescopio reflector de 80 cm, que por entonces a\u00fan presentaba muchas deficiencias mec\u00e1nicas. Las mismas pudieron ser subsanadas gracias a la eficiente labor del mec\u00e1nico de precisi\u00f3n Sr. Herbert Glinschert. Tras muchos esfuerzos, hacia 1954 el telescopio qued\u00f3 en buenas condiciones de funcionamiento, lo cual signific\u00f3 introducir las siguientes mejoras:
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\na) Torneado de los mu\u00f1ones del eje polar y sustituci\u00f3n del primitivo sistema de apoyo sobre cilindros por rodamiento de rodillos c\u00f3nicos en la parte inferior, y por rodamientos a bolas en la parte superior. El gran tama\u00f1o de las piezas que forman el eje polar requiri\u00f3 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 sujeci\u00f3n, que aseguraran el centrado y un calibre para el control.<\/span><\/p>\n

b) Modificaci\u00f3n del apoyo del eje de declinaci\u00f3n, incorpor\u00e1ndole un sistema apropiado de rodamientos.<\/span><\/p>\n

c) Introducci\u00f3n de la posibilidad de acoplarle el espectr\u00f3grafo Curtiss Hussey y, para atenuar el efecto del peso de \u00e9ste y evitar que rozara el piso en observaciones cenitales, se efectu\u00f3 un acortamiento del tubo, cambiando consiguientemente la posici\u00f3n del espejo Cassegrain.<\/span><\/p>\n

d) Construcci\u00f3n de una c\u00e1mara para el aluminizado peri\u00f3dico del espejo Cassegrain, lo cual se efectu\u00f3 seg\u00fan dise\u00f1os del Dr. Gratton y del Ing. Jos\u00e9 A. Rodr\u00edguez. Elaboraci\u00f3n del sistema para el desmontado y traslado del espejo primario hacia la c\u00e1mara de aluminizado.<\/span><\/p>\n

Durante la primera direcci\u00f3n del Dr. Reynaldo Cesco (1957-1958), se provey\u00f3 al Telescopio Reflector de un fot\u00f3metro fotoel\u00e9ctrico, con el cual se pudieron organizar investigaciones fotom\u00e9tricas 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 \u00e9poca se adquiri\u00f3 adem\u00e1s un equipo para aluminizar los espejos del telescopio.<\/span><\/p>\n

El sistema de relojer\u00eda original consist\u00eda 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 dispon\u00eda de m\u00e1s de dos horas de cuerda por medio de un sistema de pesas que pend\u00edan por debajo del recinto del reloj hasta el nivel inferior del edificio a trav\u00e9s 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 modific\u00f3 todo este sistema por un mecanismo movido por un motor el\u00e9ctrico. En la transmisi\u00f3n de este movimiento hacia el tornillo sin fin, se dise\u00f1\u00f3 un sistema denominado \u00abplanetario\u00bb, que permit\u00eda 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 espectr\u00f3grafo, ya que permit\u00eda \u00abpasear\u00bb a la estrella por la ranura del mismo, obteni\u00e9ndose espectros m\u00e1s anchos. Esta modificaci\u00f3n tambi\u00e9n fue realizada por el Sr. Herbert Glinschert.<\/span><\/p>\n

En 1993, durante el decanato del Dr. Juan Carlos Forte, investigadores de la Facultad de Ciencias Astron\u00f3micas y Geof\u00edsicas (antes Observatorio Astron\u00f3mico de La Plata), adquirieron una c\u00e1mara CCD, junto con todo su equipo de funcionamiento. \u00c9sta fue instalada en el Telescopio Reflector en junio de 1994 y se utiliza actualmente para observaciones fotom\u00e9tricas relativas de objetos m\u00e1s brillantes que magnitud visual 10.<\/span><\/p>\n

El edificio<\/b><\/span><\/span><\/h2>\n

El edificio que alberga al Telescopio Reflector de 80 cm consiste en un cuarto circular de 9.5 metros de di\u00e1metro con paredes que se alzan 2.5 metros sobre el piso para soportar la c\u00fapula. Contiene puertas a los lados norte, sur y oeste, provistas exteriormente con persianas. Las puertas, se abren a un balc\u00f3n 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 m\u00e1rmol que conduce desde el balc\u00f3n al terreno. En el lado este se ha construido un peque\u00f1o cuarto, que en su momento se utilizaba como laboratorio fotogr\u00e1fico y actualmente como recinto para guardar instrumental.<\/span><\/p>\n

La c\u00fapula<\/span><\/b><\/span><\/p>\n

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 c\u00fapula. La base de la c\u00fapula es una viga circular de 40 cm de profundidad, formada de planchas y \u00e1ngulos de hierro ribeteados. La superficie inferior est\u00e1 cepillada para que sirva de carril superior a las ruedas de la c\u00fapula. M\u00e1s arriba de la base, la armaz\u00f3n de la c\u00fapula est\u00e1 construida de un enrejado de \u00e1ngulos curvos conectados con varillas horizontales. La c\u00fapula est\u00e1 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.<\/span><\/p>\n

La ventana de la c\u00fapula tiene 1.80 metros de ancho, extendi\u00e9ndose desde el horizonte hasta un poco m\u00e1s all\u00e1 del zenit del instrumento. Est\u00e1 cubierto con dos postigos los cuales se mueven horizontalmente sobre v\u00edas, por la parte superior e inferior.<\/span><\/p>\n

La c\u00fapula est\u00e1 montada sobre un anillo movible cuya armaz\u00f3n es una viga enrejada, construido de planchas y \u00e1ngulos de hierro. En los puntos donde est\u00e1n montadas las ruedas principales de la c\u00fapula, 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 di\u00e1metro teniendo superficies de apoyo de 20 cm de largo. Estos solos soportan la c\u00fapula. Las ruedas peque\u00f1as intermedias soportan la viga. Todas las ruedas son de forma c\u00f3nica para que correspondan al di\u00e1metro de la c\u00fapula, estando inclinada la v\u00eda ancha inferior. Las ruedas de los rodillos guiadores son de 36 cm de di\u00e1metro, est\u00e1n arregladas en grupos de tres, montadas sobre un eje vertical com\u00fan pero movi\u00e9ndose independientemente. La rueda intermedia de cada grupo se sostiene contra la superficie de un \u00e1ngulo de hierro montado arriba de la esquina interior de la pared, ajustado a ella con doce garfios. Por medio de estos, el anillo m\u00f3vil se conserva en posici\u00f3n sobre la v\u00eda riel. Las ruedas m\u00e1s altas de los rolletes y las m\u00e1s bajas se sostienen contra las planchas cil\u00edndricas inferiores de la base de la c\u00fapula. Por este sistema la c\u00fapula permanece en posici\u00f3n con respecto al anillo m\u00f3vil.<\/span><\/p>\n

La c\u00fapula gira por medio de un motor el\u00e9ctrico monof\u00e1sico. El movimiento de la c\u00fapula 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.<\/span><\/p>\n

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Descripci\u00f3n del telescopio actual (finales de los 90)
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Aspecto Mec\u00e1nico.<\/b><\/span><\/p>\n

Montura.<\/b><\/span><\/p>\n

Es una modificaci\u00f3n de\u00a0montura ecuatorial del tipo ingl\u00e9s<\/i>. Las dos puntas del eje polar tienen asiento sobre distintos soportes. El eje de declinaci\u00f3n 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 regi\u00f3n polar. En este instrumento los soportes est\u00e1n montados sobre una sola base cuya superficie est\u00e1 a 1.22 metros sobre el nivel del piso, el cual impide al telescopio pasar el meridiano sin invertirse, perdiendo as\u00ed una de las principales ventajas que deb\u00eda obtenerse con este tipo de montaje.<\/span><\/p>\n

Base.<\/b><\/span><\/p>\n

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. Est\u00e1 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 \u00e1ngulos 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.<\/span><\/p>\n


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\nEje Polar.<\/b><\/span><\/p>\n

El eje polar es de 2.65 metros de largo y consiste en un cubo central fundido de 66 cm de lado, dos piezas c\u00f3nicas fundidas ajustadas a los lados opuestos de este cubo y los mu\u00f1ones pulidos de acero, los cuales forman las superficies de apoyo de este eje. Cada mu\u00f1\u00f3n gira sobre un sistema de rodamientos constituido por rodillos c\u00f3nicos en la parte inferior y por bolas en la parte superior.<\/span><\/p>\n

El eje polar est\u00e1 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 relojer\u00eda. El soporte del sur est\u00e1 constituido por dos piezas fundidas unidas, teniendo encima los rolletes que soportan el extremo superior del eje polar.<\/span><\/p>\n

Tubo del telescopio.<\/b><\/span><\/p>\n

La parte del tubo que est\u00e1 fija, a la cabeza del eje de declinaci\u00f3n es un cilindro fundido de 80.5 cm de largo y 83 cm de di\u00e1metro interno. La secci\u00f3n 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 sujeci\u00f3n de la celda del espejo primario mediante 12 tornillos pasantes que enroscan sobre la celda. Esta secci\u00f3n tiene dos aberturas diametralmente situadas, para la ventilaci\u00f3n del tubo y para tener acceso a la superficie superior del espejo y baffle. La secci\u00f3n superior del tubo era de 2.40 metros de largo, habi\u00e9ndose prolongado posteriormente unos 48 cm. Esta extensi\u00f3n act\u00faa 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 trav\u00e9s del agujero del espejo primario sobre el detector. La diferencia de brazo de palanca entre la secci\u00f3n superior e inferior del tubo hace necesaria la colocaci\u00f3n 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 pl\u00e1stica, provista de un zuncho para su ajuste alrededor del mismo.<\/span><\/p>\n

C\u00edrculo de declinaci\u00f3n.<\/b><\/span><\/p>\n

Al igual que otros instrumentos de la \u00e9poca, los instrumentos Gautier utilizaban la lectura de las distancias polares en lugar de la declinaci\u00f3n. El telescopio reflector cuenta con la posibilidad de leer tanto la distancia polar norte como la distancia polar sur. El c\u00edrculo de lectura es de un metro de di\u00e1metro, pudi\u00e9ndose leer por medio de verniers, con una precisi\u00f3n de hasta 30 segundos de arco. Este c\u00edrculo est\u00e1 colocado entre el cubo del eje polar y el tubo del telescopio, ley\u00e9ndose desde el extremo inferior del tubo por medio de dos peque\u00f1os telescopios, uno a cada lado del tubo, los cuales est\u00e1n dirigidos hacia prismas montados opuestamente a los verniers. El c\u00edrculo es iluminado por dos l\u00e1mparas que se ubican junto a los prismas y se encienden mediante llaves ubicadas directamente en el tubo del telescopio.<\/span><\/p>\n

Freno y movimiento fino en declinaci\u00f3n.<\/b><\/span><\/p>\n

El freno en declinaci\u00f3n se opera desde el extremo inferior del tubo al igual que el movimiento lento en declinaci\u00f3n. Este \u00faltimo se comanda manualmente mediante el giro de la empu\u00f1adura al final de la transmisi\u00f3n de este movimiento \u00f3 conectando a \u00e9sta un brazo m\u00f3vil 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 s\u00f3lo para peque\u00f1os ajustes. Caso contrario deber\u00e1 quitarse el freno y ajustar a mano, o desplazar el campo lo suficiente como para utilizar el movimiento fino en sentido contrario.<\/span><\/p>\n

C\u00edrculo de \u00e1ngulo horario.<\/b><\/span><\/p>\n

Est\u00e1 montado en la parte m\u00e1s baja del eje polar. Es de 60 cm de di\u00e1metro y est\u00e1 dividido en el canto del arco en minutos de tiempo, ley\u00e9ndose por medio de verniers opuestos con una precisi\u00f3n de hasta cuatro segundos de tiempo. Est\u00e1 iluminado debajo de los verniers por lamparitas el\u00e9ctricas 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 leer\u00e1 el \u00e1ngulo horario con una diferencia de 12 horas.<\/span><\/p>\n

Corona y tornillo sin fin.<\/b><\/span><\/p>\n

La corona es una rueda de bronce de 92 cm de di\u00e1metro aproximadamente. Sobre su superficie se ha tallado un engranaje de paso grande con alrededor de 360 dientes que permite el movimiento manual r\u00e1pido en ascensi\u00f3n recta a trav\u00e9s 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 est\u00e1 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 presi\u00f3n del anclaje del sin fin con la corona es regulable mediante un sistema de muelles ajustables mediante tornillos.<\/span><\/p>\n

Sobre el otro engranaje fino de la corona, ubicado en la parte superior, trabaja un sin fin m\u00e1s peque\u00f1o, 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 el\u00e9ctrico 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 ascensi\u00f3n recta. Este movimiento lento se activa mediante dos pulsadores de la manopla, coloc\u00e1ndolo as\u00ed en manos del observador.<\/span><\/p>\n

Sistema de relojer\u00eda y arrastre. Movimiento en \u00e1ngulo horario.<\/b><\/span><\/p>\n

El sistema motriz est\u00e1 montado en el pilar norte a la misma altura que el tornillo sin fin. El mecanismo de arrastre del telescopio consiste, de un motor sincr\u00f3nico bif\u00e1sico de 60 Watt, alimentado con una tensi\u00f3n con frecuencia de 50 ciclos por segundo sid\u00e9reo. 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 as\u00ed a la salida del motor un r\u00e9gimen de 1 vuelta por segundo sid\u00e9reo \u00f3 60 revoluciones por minuto. Esta velocidad es luego llevada a trav\u00e9s de sucesivas reducciones mec\u00e1nicas a 1 vuelta cada 120 segundos sid\u00e9reos. Este es el r\u00e9gimen 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 raz\u00f3n de medio grado cada 2 minutos sid\u00e9reos, o 360 grados cada 24 horas sid\u00e9reas.<\/span><\/p>\n

Un segundo motor instalado en el mismo recinto se acopla a la transmisi\u00f3n de modo que su accionar permite acelerar o disminuir la velocidad de arrastre actuando como un mecanismo de movimiento fino en \u00e1ngulo horario. Este movimiento fino resulta mucho m\u00e1s r\u00e1pido que el producido por el motor instalado sobre el garfio de la corona.<\/span><\/p>\n

\u00a0La \u00f3ptica<\/span><\/b><\/span><\/span><\/p>\n

Espejos.<\/b><\/span><\/p>\n

Seg\u00fan lo detallado en la secci\u00f3n sobre la historia del Telescopio Reflector, el dise\u00f1o \u00f3ptico original de este telescopio era del tipo Newtoniano. Los espejos para este instrumento fueron hechos por los Hermanos Henry. El espejo primario ten\u00eda una abertura aproximada de 80 cm y un espesor de cerca de 95 mil\u00edmetros.<\/span><\/p>\n

Actualmente el telescopio es de tipo\u00a0Cassegrain cl\u00e1sico<\/i>, con un espejo parab\u00f3lico c\u00f3ncavo Zeiss de 80 cm de di\u00e1metro. El espejo primario est\u00e1 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 tefl\u00f3n, 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 alineaci\u00f3n de la \u00f3ptica del instrumento.\u00a0<\/span><\/p>\n

El espejo secundario es hiperb\u00f3lico convexo de 21 cm de di\u00e1metro y est\u00e1 sujeto en la parte central del extremo superior del tubo por una ara\u00f1a 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.<\/span><\/p>\n

\"80cm.jpg\"<\/b><\/span><\/p>\n

Alineaci\u00f3n de la \u00f3ptica.<\/b><\/span><\/p>\n

El espejo primario puede centrarse con el eje \u00f3ptico (ajuste lateral) mediante los tornillos de ajuste de las 6 zapatas laterales de la celda. Cada zapata est\u00e1 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 \u00f3ptico del espejo primario con el eje \u00f3ptico del telescopio se logra a trav\u00e9s 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.<\/span><\/p>\n

El espejo secundario puede alinearse lateral y longitudinalmente mediante un juego de 3 tornillos de ajuste ubicados a 120\u00b0 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.<\/span><\/p>\n

Baffle.<\/b><\/span><\/p>\n

Con la finalidad de minimizar el ingreso de luz directa desde la abertura principal del telescopio sobre el detector, a comienzos del a\u00f1o 1998 se procedi\u00f3 a la construcci\u00f3n y colocaci\u00f3n de una pantalla (baffle) delante del agujero del espejo primario. Los c\u00e1lculos de las dimensiones fueron realizados por el Lic. Luis C. Martorelli, Jefe del Departamento de \u00d3ptica de la Fac. de Cs. Astron\u00f3micas y Geof\u00edsicas, y la construcci\u00f3n y colocaci\u00f3n estuvieron a cargo del autor. El baffle es de forma c\u00f3nica, est\u00e1 hecho con zinc y ha sido pintado con pintura de color negro mate, para eliminar cualquier posible reflejo.<\/span><\/p>\n

Apoya sobre el espejo primario en un asiento de tergopol de 2.5 cm de alto y est\u00e1 sujeto a presi\u00f3n dentro del agujero del espejo primario con cart\u00f3n corrugado.<\/span><\/p>\n

Sistema de enfoque.<\/b><\/span><\/p>\n

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 \u00f3ptico. Este desplazamiento se efect\u00faa en forma manual mediante el giro de un mango m\u00f3vil que se encuentra conectado a trav\u00e9s de la transmisi\u00f3n con la celda del espejo secundario, la cual avanza o retrocede debido a un sistema roscado seg\u00fan el giro del mango. Para la lectura de la posici\u00f3n del foco hay una escala graduada que indica el grado de avance o retroceso del espejo secundario.<\/span><\/p>\n

Por imprecisiones en el mecanismo de desplazamiento, durante el proceso de enfoque, aparecen movimientos que desv\u00edan el eje \u00f3ptico 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 observaci\u00f3n.<\/span><\/p>\n

Tubo adaptador de la c\u00e1mara y ocular de campo.<\/b><\/span><\/p>\n

Un tubo de 27.5 cm de longitud est\u00e1 ubicado conc\u00e9ntrico con el agujero de la celda del espejo primario en la parte inferior a la misma, a donde est\u00e1 sujetado por seis tornillos de fijaci\u00f3n. En su extremo inferior se ha tallado una rosca del lado externo en la cual se coloca el adaptador de la c\u00e1mara CCD. Este tubo fue construido en el Taller Mec\u00e1nico de la Facultad de Cs. Astron\u00f3micas y Geof\u00edsicas. El tubo sirve adem\u00e1s de soporte del ocular de campo.\u00a0<\/span><\/p>\n

El dise\u00f1o y tallado de las piezas \u00f3pticas del ocular de campo estuvieron a cargo del T\u00e9cnico Principal Sr. Alfredo De Palo, del Departamento de \u00d3ptica de la Facultad de Cs. Astron\u00f3micas y Geof\u00edsicas en el a\u00f1o 1997. Se trata de un ocular de Pl\u00f6ssl acodado a 90\u00b0 del eje \u00f3ptico del telescopio mediante un espejo plano a 45\u00b0. La montura del ocular fue construida en el Taller Mec\u00e1nico por el Sr. Reinhardt Glinshert. Dado que durante la utilizaci\u00f3n de este ocular, el espejo plano obstruye los rayos que deben incidir sobre el detector, la montura se ha hecho rebatible. Durante la observaci\u00f3n debe desplazarse hacia fuera mediante una gu\u00eda, quedando en posici\u00f3n pasiva. Este ocular facilita notablemente el proceso de centrado de los objetos en la c\u00e1mara CCD, pues cubre un campo de\u00a0 9′ de arco, el cual es mucho mayor que el campo de 1′ 54″ x 2′ 50″ abarcado por la c\u00e1mara.<\/span><\/p>\n

El tubo adaptador posee 2 ranuras diametralmente opuestas a 2.5 cm de su parte inferior, a trav\u00e9s de las cuales se inserta la regleta de filtros. Se encuentra debajo de la posici\u00f3n del ocular de modo que los filtros no afectan la visi\u00f3n a trav\u00e9s de \u00e9ste.<\/span><\/p>\n

Anteojos buscadores.<\/b><\/span><\/p>\n

El telescopio reflector cuenta con dos telescopios refractores secundarios que facilitan la b\u00fasqueda y calado de los objetos celestes. El mayor de ellos tiene un di\u00e1metro de 12 cm y fue construido en el taller de \u00f3ptica del Observatorio de La Plata. Posee un ocular de Pl\u00f6ssl con un ret\u00edculo en cruz hecho con tela de ara\u00f1a e iluminado con una lamparita de intensidad regulable. El m\u00e1s peque\u00f1o 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 \u00faltimo es muy inferior al primero, por lo cual pr\u00e1cticamente no se utiliza.<\/span><\/p>\n

Texto extra\u00eddo de:<\/p>\n