Cómo poner el telescopio en estación sin ver la Polar

Dado que a veces el área celeste que podemos observar no incluye el polo norte celeste, debido a que se interpone algún tipo de obstáculo, necesitamos un sistema para poder realizar la puesta en estación, lo más fiablemente que se pueda, si se pretende realizar un seguimiento fotográfico o simplemente que los mandos de A.R. y DEC nos sirvan para realizar correctamente su función de localización de objetos celestes con su posterior mantenimiento dentro del campo del ocular moviendo únicamente el mando de A.R.

Por otro lado, el método que aquí se presenta no depende de ningún punto cardinal concreto, ni siquiera se necesita que el área a observar sea muy extensa, más bien requiere un buen reconocimiento de las estrellas visibles, dentro de ese área, hasta una magnitud aproximada de +3; lo cual no resultará nada difícil si se dispone de una carta celeste de la zona. Además habrá que saber cómo calcular la hora sideral dada una hora civil.

Como elementos auxiliares deberemos contar con una brújula y un nivel de burbuja. Pasemos, pues, a la descripción de los diferentes pasos a realizar para conseguir una puesta en estación:

1. Orientar el conjunto del telescopio hacia el Norte, usando por ello el Norte magnético como referencia.
2. Nivelar el telescopio con el terreno, es decir, que la base de la montura ecuatorial del telescopio esté lo más perfectamente horizontal que nos sea posible (algunas monturas disponen de un pequeño nivel de burbuja en su base, si no fuera éste el caso usar el nivel de burbuja que debemos tener).
3. Aproximar el eje de A.R. con la latitud del lugar; esto se puede haber realizado con antelación, pues solo interviene la montura ecuatorial (nos puede ayudar disponer de una plantilla de cartón duro que sea un triángulo rectángulo con uno de los ángulos agudos igual a la latitud del lugar de observación).
4. Moviendo el mando de A.R. del telescopio colocar el eje de A.R. perpendicular a la línea cenit - nadir, de forma que al mover el mando de Declinación se conforme el plano que comprende al meridiano del lugar de observación.
5. Buscamos visualmente una estrella de magnitud igual o inferior a +3, la cual podamos identificar en un mapa celeste y obtener sus coordenadas, sirviéndonos de estrella de referencia. (Si sabemos la orientación aproximada de nuestro lugar de observación y la hora de inicio de la misma, podremos llevar esta información ya preparada).
6. Calcular la Hora Sideral (ver el siguiente articulo) para el instante "t" de puesta en estación (normalmente con un margen de unos 5 minutos bastará).
7. Mover el mando de Declinación del Telescopio hasta que su círculo graduado marque la Declinación que corresponde a nuestra estrella de referencia.
8. Sin mover el mando de A.R. mover el círculo graduado del A.R. para poner la hora sideral escogida.
9. Mover, ahora, el mando de A.R. hasta que el círculo graduado de A.R. marque la A.R. de la estrella de referencia.
10. En el instante "t", o sea, cuando nos encontremos en la hora civil que se corresponde con la hora sideral calculada, proceder a centrar la estrella de referencia en el ocular del telescopio (usar un ocular que nos dé pocos aumentos, al menos para la primera aproximación) moviendo únicamente los mandos de latitud y acimut del telescopio, "no tocar ni el mando de Declinación ni el mando de A.R.". Este paso debe realizarse lo más rápidamente posible.

Se puede proceder a un nuevo centrado más fino actualizándose la hora sideral en el círculo de A.R. para un nuevo instante "t", moviendo el círculo de A.R. el número de minutos transcurridos entre ambos instantes y realizando de nuevo los pasos 9 y 10 si la estrella de referencia es la misma o los pasos 5,7,8,9 y 10 si cambiamos de estrella de referencia.

Si los pasos se han realizado de una forma exacta, en el segundo centrado nos debe aparecer la estrella escogida en el nuevo instante "t" dentro del campo del ocular sin tener que realizar ningún movimiento en el paso 10.

Obviamente la precisión de la puesta en estación vendrá dada, fundamentalmente, por la precisión de los círculos graduados de nuestro telescopio, tanto en A.R. como en DEC.; no consiguiendo un centrado excelente como resultaría de tomar como base la estrella polar, pero si lo suficiente bueno como para realizar búsquedas de objetos celestes basadas en sus coordenadas, e incluso intentar la astrofotografía, aunque con exposiciones cortas que debemos delimitar.

En cuanto a los errores tenemos que, por ejemplo, en un círculo de Declinación con intervalos de 2 grados fácilmente el error en el posicionamiento podemos hacerlo menor de 30’ y en un círculo de A.R. con intervalos de 10 minutos se llegaría a un error inferior a los 3 minutos que, traducido a grados, sería inferior a los 45’. Sirva como ejemplo que un centrado directamente sobre la polar provoca un error de 44’ 9" en Declinación por lo que respecta a la puesta en estación.

Por otro lado, también hay que contar con una nivelación del telescopio y un posicionamiento del eje de A.R. sobre el meridiano lo más perfectos posibles para obtener un error inferior a 35’ de arco (desviarse menos de 1 mm en 10 cm, bien de la horizontal en el primer caso, bien del meridiano en el segundo caso).

Dadas las condiciones de la observación (invisibilidad del norte celeste) y la sencillez del método aquí expuesto, éste podría ser equiparable a un centrado directo sobre la estrella Polar.

Un vez colocado el telescopio en estación, sólo nos queda mantener la H.S. actualizada sobre el círculo de A.R. y ello lo podemos hacer de 2 formas:

1. Actualizando dicho círculo con los minutos transcurridos desde una actualización anterior, lo cual nos obligaría a llevar un registro del tiempo transcurrido. Puesto que el día solar supera al día sideral en 3 minutos 56 segundos habría que tomar en cuenta esta diferencia, pero dado que el error que podemos cometer en la puesta en estación es de unos 3 minutos en el círculo graduado de A.R. y que una observación de 5 horas nos produce un desfase < 50", esto nos lleva a la conclusión de que efectuar dicha corrección es inoperante para la observación y en todo caso con añadir 30" cada 3 horas de observación el error provocado por este motivo sería inferior a los 30’, pero esto no se puede reflejar con claridad en un circulo graduado con intervalos de 10 minutos.
2. Localizar y posicionar una estrella conocida en nuestro campo de visión telescópico y poner su A.R. en el círculo graduado.
3. Una vez realizado uno cualquiera de los 2 pasos anteriores procederemos a buscar el objeto celeste que nos interese manejando los mandos de A.R. y de Declinación.

Ander Aizpuru Blanco