Calculos

Mecanismos de medición hacia las estrellas
Desde los tiempos de Galileo, se había predicho que, según la Tierra describe su órbita en torno al Sol, las estrellas cercanas debían observarse describiendo una pequeña elipse en el cielo. Cuanto más cercana sea la estrella mayor será ese movimiento paraláctico ofreciendo así la oportunidad de medir su distancia.

Paralaje
La paralaje es ladiferencia entre las posiciones aparentes de un astro respecto del fondo de estrellas según el punto desde donde sea observado.
Como ejemplo, si observamos la Luna simultáneamente en dos lugares distantes de la Tierra vemos que su posición con respecto al fondo de estrellas varía. Si medimos esa variación y sabemos la distancia en línea recta entre los observatorios podemos calcular mediantetrigonometría la distancia a la Luna. Cuanto mayor sea la distancia entre los observatorios mayor será la precisión de la medida.
Como cuando viajamos en un tren y observamos que los árboles más cercanos parecen moverse rápidamente (y desaparecen pronto de nuestra vista) mientras que los árboles lejanos apenas se mueven (y permanecen visibles durante mucho tiempo).
Haciendo mediciones utilizando el diámetrode la órbita de la Tierra se puede utilizar este método para medir las distancias a estrellas hasta varios centenares de años-luz.
Para estrellas más lejanas, los ángulos de paralaje se van haciendo cada vez más pequeños e imperceptibles. Para objetos muy lejanos los astrónomos abandonan por lo tanto el método de la paralaje y recurren al de las Cefeidas o del Desplazamiento hacia el rojo. Loscuales interiorizaremos más adelante.

En 1725, James Bradley intentando medir la paralaje había descubierto la aberración de la luz y había concluido que la paralaje a las estrellas más cercanas era menor que 1 segundo de arco, lo que implicaba que estas estrellas se encontraban, a distancias superiores a 200.000 veces la del Sol. En el XVIII no había telescopios capaces de medir esas paralajes.Pero a principios del XIX se introdujeron grandes perfeccionamientos en la instrumentación astronómica. Por un lado, Jesse Ramsden había desarrollado un método para grabar de manera mecanizada la escala sobre el círculo de posición de los telescopios, lo que mejoraba enormemente la precisión de las medidas de las posiciones estelares. Por otro lado, Joseph Fraunhofer había introducido la monturaecuatorial que permitía realizar el seguimiento de las estrellas con gran precisión y había diseñado un micrómetro para medir pequeños ángulos en el espacio.

MONTURA ECUATORIAL.

MONTURA.
La montura de un telescopio es la parte mecánica que une el trípode al telescopio. Dicho así, parece que es una simple pieza mecánica sin demasiada utilidad, pero pensar esto es uno de los errores máscomunes entre aquellas personas que se adentran en el mundo de la astronomía. La montura sostiene al telescopio y nos permite realizar un seguimiento de los objetos observados compensando el movimiento de rotación de la Tierra. Por tanto la montura es importante no sólo para que sujete al tubo óptico sino también para que lo pueda mover de forma suave y precisa. En observación astronómica (y mucho másen astrofotografía) es tremendamente importante que el telescopio se mantenga firme y no tiemble, porque cualquier vibración -por pequeña que sea- dificultaría nuestra observación, haciendo que estemos incómodos a la hora de observar o incluso que no lleguemos apreciar los detalles y sólo veamos un borrón. Esto convierte a la montura en una de las piezas más importantes de nuestro telescopio yhace que sea muy recomendable invertir gran parte de nuestro presupuesto en una buena montura.
MEDIDAS PIONERAS.

Friedrich Bessel
El primer astrónomo que utilizó este sofisticado instrumental para medir una paralaje fue Friedrich Bessel.
Bessel nació en Minden (Alemania) en 1784 y trabajó como contable en su juventud. Astrónomo autodidacta, demostró pronto su valía en esta disciplina, de...