El círculo meridiano es un instrumento para cronometrar el paso de las estrellas a través del meridiano local , un evento conocido como culminación , al mismo tiempo que se mide su distancia angular desde el nadir . Estos son telescopios de propósito especial montados de manera que permitan apuntar solo en el meridiano , el círculo máximo a través del punto norte del horizonte, el polo norte celeste , el cenit , el punto sur del horizonte, el polo sur celeste y el nadir . Los telescopios meridianos dependen de la rotación del cielo para traer objetos a su campo de visión y están montados en un eje fijo, horizontal, este-oeste.
El instrumento de tránsito , círculo de tránsito o telescopio de tránsito , también se monta sobre un eje horizontal, pero no es necesario que el eje esté fijado en la dirección este-oeste. Por ejemplo, el teodolito de un topógrafo puede funcionar como un instrumento de tránsito si su telescopio es capaz de dar una vuelta completa sobre el eje horizontal. Los círculos meridianos suelen recibir estos nombres, aunque son menos específicos.
Durante muchos años, los tiempos de tránsito fueron el método más preciso para medir las posiciones de los cuerpos celestes, y se confió en los instrumentos meridianos para realizar esta laboriosa tarea. Antes de la espectroscopia , la fotografía y la perfección de los telescopios reflectores , la medición de posiciones (y la derivación de órbitas y constantes astronómicas ) era la principal tarea de los observatorios . [1] [2] [3]
Fijar un telescopio para que se mueva únicamente en el meridiano tiene ventajas en los trabajos de alta precisión para los que se emplean estos instrumentos:
Se describe aquí el estado del arte de los instrumentos meridianos de finales del siglo XIX y principios del XX, dando una idea de los métodos precisos de construcción, funcionamiento y ajuste empleados. [4] [5]
El primer telescopio de tránsito no se colocaba en el medio del eje, sino más cerca de un extremo, para evitar que el eje se doblara bajo el peso del telescopio. Más tarde, generalmente se colocaba en el centro del eje, que consistía en una pieza de latón o metal de cañón con pivotes de acero cilíndricos torneados en cada extremo. Varios instrumentos estaban hechos completamente de acero , que era mucho más rígido que el latón. Los pivotes descansaban sobre cojinetes en forma de V , ya sea colocados en pilares de piedra o ladrillo macizo que sostenían el instrumento, o unidos a marcos de metal en la parte superior de los pilares. [6] La temperatura del instrumento y la atmósfera local se controlaban mediante termómetros. [7] Los pilares generalmente estaban separados de la base del edificio, para evitar la transmisión de vibraciones del edificio al telescopio. Para aliviar los pivotes del peso del instrumento, que habría distorsionado su forma y causado un rápido desgaste, cada extremo del eje estaba sostenido por un gancho o yugo con rodillos de fricción, suspendido de una palanca sostenida por el pilar, contrapesado de modo que solo una pequeña fracción del peso quedara sobre los cojinetes de precisión en forma de V. [6] En algunos casos, el contrapeso empujaba hacia arriba sobre los cojinetes de rodillos desde abajo. [8] Los cojinetes estaban colocados casi en una verdadera línea este-oeste, pero era posible un ajuste fino mediante tornillos horizontales y verticales. Se utilizó un nivel de burbuja para controlar cualquier inclinación del eje con respecto al horizonte. La excentricidad (una condición descentrada) u otras irregularidades de los pivotes del eje del telescopio se tuvieron en cuenta, en algunos casos, proporcionando otro telescopio a través del propio eje. Observando el movimiento de una estrella artificial, ubicada al este o al oeste del centro del instrumento principal, y vista a través de este telescopio axial y un pequeño telescopio colimador, a medida que se giraba el telescopio principal, se podía determinar la forma de los pivotes y cualquier oscilación del eje. [9]
Cerca de cada extremo del eje, unido al eje y girando con él, había un círculo o rueda para medir el ángulo del telescopio con el cenit u horizonte. Generalmente de 1 a 3 pies o más de diámetro, se dividía en 2 o 5 minutos de arco , en una tira de plata colocada en la cara del círculo cerca de la circunferencia. Estas graduaciones se leían con microscopios , generalmente cuatro para cada círculo, montados en los pilares o un marco que rodeaba el eje, a intervalos de 90° alrededor de los círculos. Al promediar las cuatro lecturas, la excentricidad (por centrado inexacto de los círculos) y los errores de graduación se reducían en gran medida. Cada microscopio estaba equipado con un tornillo micrométrico , que movía retículas , con las que se podía medir la distancia de las graduaciones del círculo desde el centro del campo de visión. El tambor del tornillo se dividió para medir segundos de arco individuales (se estima que 0,1"), mientras que el número de revoluciones se contaba mediante una escala similar a un peine en el campo de visión. Los microscopios tenían un aumento tal y se colocaban a una distancia tal del círculo que una revolución del tornillo micrométrico correspondía a 1 minuto de arco (1') en el círculo. El error se determinaba ocasionalmente midiendo intervalos estándar de 2' o 5' en el círculo. Se tenían en cuenta los errores periódicos del tornillo. [10] En algunos instrumentos, uno de los círculos estaba graduado y se leía de forma más gruesa que el otro, y se usaba solo para encontrar las estrellas objetivo.
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El telescopio estaba formado por dos tubos atornillados al cubo central del eje. Los tubos eran normalmente cónicos y lo más rígidos posible para ayudar a evitar la flexión . La conexión con el eje también era lo más firme posible, ya que la flexión del tubo afectaría a las declinaciones deducidas de las observaciones. La flexión en la posición horizontal del tubo estaba determinada por dos colimadores : telescopios colocados horizontalmente en el meridiano, al norte y al sur del círculo de tránsito, con sus lentes objetivo hacia él. Estos se apuntaban uno al otro (a través de agujeros en el tubo del telescopio, o quitando el telescopio de su montura) de modo que las crucetas en sus focos coincidieran. [11] Los colimadores a menudo estaban montados permanentemente en estas posiciones, con sus objetivos y oculares fijados a pilares separados. [12] El telescopio meridiano se apuntó a un colimador y luego al otro, moviéndose exactamente 180°, y al leer el círculo se encontró la cantidad de flexión (la cantidad en que las lecturas diferían de 180°). La flexión absoluta, es decir, una curvatura fija en el tubo, se detectó al disponer que el ocular y la lente del objetivo pudieran intercambiarse, y el promedio de las dos observaciones de la misma estrella estaba libre de este error.
Algunas partes del aparato, incluidos los círculos, los pivotes y los cojinetes, se guardaban a veces en vitrinas de vidrio para protegerlas del polvo. Estas vitrinas tenían aberturas para acceder a ellas. Los microscopios de lectura se introducían en las vitrinas de vidrio, mientras que los extremos de los oculares y los micrómetros estaban protegidos del polvo mediante cubiertas de seda extraíbles. [13]
Algunos errores instrumentales podían compensarse invirtiendo el telescopio sobre su soporte. Se instaló un carro que corría sobre raíles entre los pilares y sobre el cual el eje, los círculos y el telescopio podían elevarse mediante un gato de tornillo, sacarse con ruedas de entre los pilares, girarse 180°, retroceder y volver a bajar. [11]
El edificio de observación que albergaba el círculo meridiano no tenía una cúpula giratoria, como suele verse en los observatorios. Como el telescopio observaba sólo en el meridiano, bastaba con una ranura vertical en las paredes norte y sur, y en el techo entre ellas. El edificio no tenía calefacción y se mantenía lo más posible a la temperatura del aire exterior, para evitar corrientes de aire que perturbaran la visión telescópica. El edificio también albergaba los relojes, los registradores y otros equipos para realizar observaciones.
En el plano focal , el extremo ocular del telescopio tenía una serie de alambres verticales y uno o dos horizontales ( cruces ). Para observar las estrellas, el telescopio se dirigía primero hacia abajo, hacia una cuenca de mercurio [14] que formaba un espejo perfectamente horizontal y reflejaba una imagen de los crucigramas hacia arriba en el tubo del telescopio. Los crucigramas se ajustaban hasta que coincidían con su reflejo, y la línea de visión era entonces perfectamente vertical; en esta posición, los círculos se leían para el punto nadir .
A continuación, el telescopio se acercaba a la declinación aproximada de la estrella objetivo observando el círculo del buscador. El instrumento estaba provisto de un aparato de sujeción, mediante el cual el observador, después de haber fijado la declinación aproximada, podía sujetar el eje de modo que el telescopio no pudiera moverse en declinación, excepto muy lentamente mediante un tornillo fino . Mediante este movimiento lento, el telescopio se ajustaba hasta que la estrella se movía a lo largo del alambre horizontal (o si había dos, en el medio entre ellos), desde el lado este del campo de visión hasta el oeste. A continuación, los círculos se leían con los microscopios para medir la altitud aparente de la estrella. La diferencia entre esta medición y el punto nadir era la distancia al nadir de la estrella. También se utilizaba un alambre horizontal móvil o micrómetro de declinación. [11]
Otro método para observar la altura aparente de una estrella consistía en tomar la mitad de la distancia angular entre la estrella observada directamente y su reflejo observado en una cuenca de mercurio. El promedio de estas dos lecturas era la lectura cuando la línea de visión era horizontal, el punto horizontal del círculo. Se tenía en cuenta la pequeña diferencia de latitud entre el telescopio y la cuenca de mercurio.
Los cables verticales se utilizaban para observar el tránsito de estrellas, y cada cable proporcionaba un resultado distinto. El tiempo de tránsito sobre el cable central se calculaba, durante el análisis posterior de los datos, para cada cable añadiendo o restando el intervalo conocido entre el cable central y el cable en cuestión. Estos intervalos conocidos se predeterminaban cronometrando una estrella de declinación conocida que pasaba de un cable al otro, siendo la estrella polar la mejor debido a su movimiento lento. [11] En un principio, los cronometrajes se hacían con un método de "ojo y oído", estimando el intervalo entre dos latidos de un reloj. Más tarde, los cronometrajes se registraban pulsando una tecla, y la señal eléctrica dejaba una marca en una grabadora de cinta . Más tarde, el extremo ocular del telescopio solía estar equipado con un micrómetro impersonal , un dispositivo que permitía hacer coincidir el movimiento de una cruz vertical con el movimiento de la estrella. Si se colocaba con precisión sobre la estrella en movimiento, la cruz activaba el cronometraje eléctrico del cruce del meridiano, eliminando la ecuación personal del observador de la medición. [15]
El campo de los cables podía ser iluminado; las lámparas se colocaban a cierta distancia de los pilares para no calentar el instrumento, y la luz pasaba a través de agujeros en los pilares y a través del eje hueco hasta el centro, desde donde era dirigida al extremo del ojo por un sistema de prismas . [11]
Para determinar las declinaciones absolutas o distancias polares, era necesario determinar la colatitud del observatorio , o distancia del polo celeste al cenit , observando la culminación superior e inferior de un cierto número de estrellas circumpolares . La diferencia entre la lectura del círculo después de observar una estrella y la lectura correspondiente al cenit era la distancia cenital de la estrella, y ésta más la colatitud era la distancia polar norte. Para determinar el punto cenital del círculo, el telescopio se dirigía verticalmente hacia abajo en una cuenca de mercurio , cuya superficie formaba un espejo absolutamente horizontal. El observador veía el alambre horizontal y su imagen reflejada, y moviendo el telescopio para hacerlos coincidir, su eje óptico se hacía perpendicular al plano del horizonte, y la lectura del círculo era 180° + punto cenital. [14]
En las observaciones de las estrellas se tuvo en cuenta la refracción , así como los errores de graduación y flexión. Si la bisección de la estrella en el alambre horizontal no se hacía en el centro del campo, se tenía en cuenta la curvatura, o la desviación de la trayectoria de la estrella con respecto a un círculo máximo, y la inclinación del alambre horizontal respecto del horizonte. La magnitud de esta inclinación se determinó tomando repetidas observaciones de la distancia cenital de una estrella durante un tránsito, siendo la estrella polar la más adecuada debido a su movimiento lento. [16]
Se intentó registrar fotográficamente el tránsito de una estrella. Se colocaba una placa fotográfica en el foco de un instrumento de tránsito y se hacían varias exposiciones breves, cuya duración y hora se registraban automáticamente mediante un reloj. El obturador de exposición era una fina tira de acero, fijada a la armadura de un electroimán. La placa registraba así una serie de puntos o líneas cortas, y los cables verticales se fotografiaban en la placa proyectando luz a través de la lente del objetivo durante uno o dos segundos. [16]
Los círculos meridianos requerían un ajuste preciso para realizar un trabajo preciso. [17]
El eje de rotación del telescopio principal debía estar exactamente en posición horizontal. Un nivel de burbuja sensible , diseñado para apoyarse en los pivotes del eje, cumplía esta función. Ajustando uno de los cojinetes en forma de V, la burbuja quedaba centrada.
La línea de visión del telescopio debía ser exactamente perpendicular al eje de rotación. Esto se podía hacer apuntando a un objeto distante y estacionario, levantando y girando el telescopio sobre sus puntos de apoyo y apuntando nuevamente al objeto. Si la cruz filar no intersectaba el objeto, la línea de visión estaba a medio camino entre la nueva posición de la cruz filar y el objeto distante; la cruz filar se ajustaba en consecuencia y el proceso se repetía según fuera necesario. Además, si se sabía que el eje de rotación era perfectamente horizontal, el telescopio podía apuntar hacia abajo en una cuenca de mercurio e iluminar la cruz filar. El mercurio actuaba como un espejo perfectamente horizontal, reflejando una imagen de la cruz filar hacia el tubo del telescopio. La cruz filar podía entonces ajustarse hasta que coincidiera con su reflejo, y la línea de visión era entonces perpendicular al eje.
La línea de visión del telescopio debía estar exactamente dentro del plano del meridiano. Esto se hacía aproximadamente construyendo los pilares y los rumbos del eje en una línea este-oeste. Luego se llevaba el telescopio al meridiano cronometrando repetidamente los tránsitos (aparentemente incorrectos) de los meridianos superior e inferior de una estrella circumpolar y ajustando uno de los rumbos horizontalmente hasta que el intervalo entre los tránsitos fuera igual. Otro método utilizado calculaba los tiempos de cruce del meridiano para estrellas particulares según lo establecido por otros observatorios. Este fue un ajuste importante y se dedicó mucho esfuerzo a perfeccionarlo.
En la práctica, ninguno de estos ajustes fue perfecto. Los pequeños errores introducidos por las imperfecciones se corrigieron matemáticamente durante el análisis de los datos.
Algunos telescopios diseñados para medir tránsitos estelares son telescopios cenitales diseñados para apuntar directamente hacia arriba, en el cenit o cerca de él , para una medición de precisión extrema de las posiciones de las estrellas. Utilizan una montura altazimutal , en lugar de un círculo meridiano, equipada con tornillos niveladores. Se colocan niveles extremadamente sensibles en la montura del telescopio para realizar mediciones de ángulos y el telescopio tiene un ocular equipado con un micrómetro . [18]
La idea de tener un instrumento ( cuadrante ) fijo en el plano del meridiano se le ocurrió incluso a los antiguos astrónomos y es mencionada por Ptolomeo , pero no se llevó a la práctica hasta que Tycho Brahe construyó un gran cuadrante meridiano. [6]
Los círculos meridianos se han utilizado desde el siglo XVIII para medir con precisión las posiciones de las estrellas con el fin de catalogarlas . Esto se hace midiendo el instante en que la estrella pasa por el meridiano local. También se anota su altitud sobre el horizonte. Conociendo la latitud y longitud geográficas, estas medidas se pueden utilizar para derivar la ascensión recta y la declinación de la estrella .
Una vez que se disponía de buenos catálogos de estrellas, se podía utilizar un telescopio de tránsito en cualquier parte del mundo para medir con precisión la longitud y la hora locales observando los tiempos de tránsito meridianos locales de las estrellas catalogadas. Antes de la invención del reloj atómico, esta era la fuente más fiable de tiempo preciso.
En el Almagesto , Ptolomeo describe un círculo meridiano que consistía en un anillo exterior fijo graduado y un anillo interior móvil con pestañas que utilizaban una sombra para fijar la posición del Sol. Estaba montado verticalmente y alineado con el meridiano. El instrumento se utilizaba para medir la altitud del Sol al mediodía con el fin de determinar la trayectoria de la eclíptica . [19]
Un círculo meridiano permitía al observador determinar simultáneamente la ascensión recta y la declinación , pero no parece haber sido muy utilizado para la ascensión recta durante el siglo XVII, prefiriéndose el método de alturas iguales mediante cuadrantes portátiles o medidas de la distancia angular entre estrellas con un sextante astronómico . Estos métodos eran muy inconvenientes y en 1690, Ole Rømer inventó el instrumento de tránsito. [6]
El instrumento de tránsito consta de un eje horizontal en dirección este y oeste que reposa sobre soportes firmemente fijados y que tiene un telescopio fijado en ángulo recto con él, que gira libremente en el plano del meridiano. Al mismo tiempo, Rømer inventó el instrumento de altitud y acimut para medir ángulos verticales y horizontales, y en 1704, combinó un círculo vertical con su instrumento de tránsito, de modo de determinar ambas coordenadas al mismo tiempo. [6]
Sin embargo, esta última idea no fue adoptada en ningún otro lugar, aunque el instrumento de tránsito pronto se generalizó (el primero en Greenwich se instaló en 1721) y el cuadrante mural siguió utilizándose hasta finales de siglo para determinar declinaciones. Las ventajas de utilizar un círculo entero, al ser menos propenso a cambiar su forma y no requerir inversión para observar estrellas al norte del cenit, fueron reconocidas nuevamente por Jesse Ramsden , quien también mejoró el método de lectura de ángulos por medio de un microscopio micrométrico como se describe a continuación. [6]
La construcción de círculos fue retomada poco después por Edward Troughton , quien construyó el primer círculo de tránsito moderno en 1806 para el observatorio de Groombridge en Blackheath , el Círculo de Tránsito de Groombridge (un círculo de tránsito meridiano). Troughton abandonó posteriormente la idea y diseñó el círculo mural para reemplazar al cuadrante mural. [6]
En el Reino Unido, el instrumento de tránsito y el círculo mural continuaron siendo hasta mediados del siglo XIX los instrumentos principales en los observatorios, siendo el primer círculo de tránsito construido allí el de Greenwich (montado en 1850). Sin embargo, en el continente, el círculo de tránsito los reemplazó a partir de los años 1818-1819, cuando se montaron dos círculos de Johann Georg Repsold y Georg Friedrich von Reichenbach en Gotinga , y uno de Reichenbach en Königsberg . La firma de Repsold and Sons fue eclipsada durante varios años por la de Pistor and Martins en Berlín, que proporcionó varios observatorios con instrumentos de primera clase. Tras la muerte de Martins, los Repsold volvieron a tomar la delantera e hicieron muchos círculos de tránsito. Los observatorios de Harvard College , Cambridge University y Edinburgh University tenían grandes círculos de Troughton y Simms . [6]
Los círculos de tránsito de Airy del Observatorio Real de Greenwich (1851) y del Observatorio Real del Cabo de Buena Esperanza (1855) fueron realizados por Ransomes y May de Ipswich. El instrumento de Greenwich contó con el trabajo óptico e instrumental de Troughton y Simms según el diseño de George Biddell Airy .
Un ejemplo moderno de este tipo de telescopio es el telescopio de tránsito de barrido astrométrico Flagstaff (FASTT) de 8 pulgadas (~0,2 m) en el Observatorio de la Estación Flagstaff de la USNO . [20] Los círculos meridianos modernos suelen estar automatizados. El observador se reemplaza por una cámara CCD . A medida que el cielo se desplaza a través del campo de visión, la imagen construida en el CCD se transmite a través (y fuera) del chip a la misma velocidad. Esto permite algunas mejoras: [21]
El primer instrumento automatizado fue el Carlsberg Automatic Meridian Circle , que entró en funcionamiento en 1984. [22]
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