Telescopios
Características
Un telescopio es básicamente un instrumento óptico que recoge cierta cantidad de luz y la concentra en un punto. La cantidad de luz colectada por el instrumento depende fundamentalmente de la apertura del mismo (el diámetro del objetivo). Para visualizar las imágenes se utilizan los oculares, los cuales se disponen en el punto donde la luz es concentrada por el objetivo, el plano focal. Son los oculares los que proporcionan los aumentos al telescopio: al intercambiar oculares se obtienen diferentes aumentos con el mismo instrumento.
La idea principal en un telescopio astronómico es la captación de la mayor cantidad de luz posible, necesaria para poder observar objetos de bajo brillo, así como para obtener imágenes nítidas y definidas, necesarias por ejemplo para observar detalles finos en planetas y separar estrellas dobles cerradas.
En el esquema superior se muestran las principales partes de un típico telescopio reflector newtoniano con monturaecuatorial alemana.
Existen dos grandes divisiones entre los telescopios, según el tipo de objetivo que utilizan: los reflectores y los refractores. Los reflectores se constituyen de un espejo principal (espejo primario u objetivo), el cual no es plano como los espejos convencionales, sino que fue provisto de cierta curvatura (idealmente parabólica) que le permite concentrar la luz en un punto.
Los telescopios refractores poseen como objetivo una lente (o serie de lentes, la cantidad varía según el diseño y calidad) que de forma análoga al funcionamiento de una lupa, concentran la luz en el plano focal. En astronomía se utilizan ambos tipos de telescopios, cada uno con sus propias ventajas.
En el gráfico superior se puede ver el funcionamiento simplificado de un típico telescopio refractor de diseño kepleriano. Este es un sistema muy simple donde los rayos convergen en el plano focal y es ahí donde se dispone el correspondiente ocular para ampliar la imagen. Los rayos de los extremos del objetivo son los que sufren la mayor refracción, mientras que en el eje óptico (o eje de simetría), la luz no es desviada.
En un telescopio de aficionado este sistema está muy mejorado para evitar los efectos ópticos que provoca la refracción de la luz. Estos incorporan los llamados dobletes acromáticos, destinados a corregir la aberración cromática, el típico efecto de "arco iris" en donde las estrellas parecen tener un borde azul y otro rojo. El doblete acromático dispone de una lente convexa (la misma que en el refractor kepleriano) unida a una cóncava. Diseños más complejos corrigen muy bien las aberraciones, logrando estrellas muy puntuales e imágenes planetarias muy definidas.
Una de las ventajas de los telescopios refractores sobre los reflectores es que carecen de obstrucción central (debida al espejo secundario, el cual hace sombra al primario) Esto hace que las imagenes sean mas nítidas, y eso se vuelva especialmente adecuado para la observación planetaria y lunar, donde los detalles mas finos son los mas apreciados.
En la figura superior se muestra la marcha de los rayos en un telescopio reflector simple. El espejo primario (objetivo) esta especialmente diseñado para reflejar la mayor cantidad de luz posible. A través del proceso de aluminización, una fina película de aluminio es depositada sobre la previamente pulida superficie del objetivo. A este tipo de espejos es posible brindarles diferentes curvaturas para responder a distintas necesidades. La curvatura influye en la distancia focal, la distancia entre el objetivo y el plano focal (y estos factores hacen a la razón foca, F)
El telescopio reflector es el mas utilizado por los astrónomos profesionales, dado que es posible construir y dar forma a espejos de grandes dimensiones, no sucede así con los refractores, donde el peso de la lente objetivo se vuelve excesivo y la dificultad de producir una lente de calidad de tales dimensiones es casi imposible y altamente costoso. El telescopio refractor más grande del mundo posee 1 metro de diámetro, y esta ubicado en el Observatorio Yerkes de la Universidad de California. Fue construido en 1897 por Alvan Clark e Hijos, siendo en su tiempo una pieza clave para la determinación de la forma de nuestra galaxia.
Diferentes Telescopios Reflectores
Existen dentro de los reflectores varios diseños de telescopios. Los mas conocidos y populares entre los aficionados son el reflector Newtoniano y el reflector Schmidt-Cassegrain. La principal diferencia radica en la configuración óptica. El reflector Newtoniano dispone de dos espejos, el primario (idealmente parabólico, aunque en pequeñas aperturas usualmente es esférico) y el secundario (más pequeño y plano), mientras que los Schmidt-Cassegrain poseen un espejo primario también parabólico, pero con una perforación en su centro, para recibir la luz proveniente del espejo secundario, el cual es convexo. El diseño Schmitd en particular posee una placa correctora en la entrada de luz del telescopio.
En el gráfico superior se observa la configuración de un típico telescopio reflector Newtoniano de aficionado. Este diseño es muy utilizado, dada su simpleza y facilidad de alineado de las partes ópticas (colimación) y porque el objetivo se encuentra protegido, evitando muchas veces que se empañe durante las noches de observación.
Los diseños newtonianos son mas económicos que los Schmidt-Cassegrain, pero se vuelven muy voluminosos al aumentar el diámetro del objetivo. A mayor diámetro la distancia focal aumenta, por ejemplo se tiene un telescopio de 114 mm (4.5 pulgadas) de apertura (diámetro del objetivo) con 910 mm de distancia focal, mientras que uno de 203 mm (8 pulgadas) de apertura posee una distancia focal de 1220 mm. La ventaja de los Schmidt-Cassegrain es que su diseño es mas compacto, pudiendo tener distancias focales muy grandes en tamaños reducidos.
Arriba se muestra el diseño de un reflector Schmidt-Cassegrain. Este diseño es muy compacto y muy utilizado por aficionados avanzados. Es un telescopio apto tanto para la observación planetaria como para objetos del espacio profundo.
La función de la placa correctora es "adaptar" la luz al espejo primario, este la envían al secundario (convexo), el cual posee el trabajo de recibir rayos en diferentes ángulos y reflejarlos todos paralelos para ser captados por el ocular.
El modelo básico Schmidt-Cassegrain es el usualmente usado por los astrónomos profesionales en los grandes observatorios. Incluso el telescopio espacial Hubble posee un diseño Cassegrain similar, solo que en lugar del ocular la luz es enviada a diferentes detectores electrónicos.
Una variación del Schmidt-Cassegrain es el Maksutov-Cassegrain, donde las ópticas están mas perfeccionadas y corregidas. Posee una muy alta calidad de imagen, pero se vuelven muy costosos en aperturas grandes.
Telescopios
Propiedades y Fórmulas
En la siguiente aplicación se pueden ingresar los datos básicos de un telescopio y como resultado se obtendrán algunos cálculos interesantes.
Cálculos
Distancia Focal
La distancia focal es distancia comprendida entre el objetivo del telescopio (sea un reflector o refractor) y el plano focal del mismo. Esta medida varia según el diámetro del objetivo y del diseño del mismo (la curvatura del espejo, por ejemplo) Este dato esta siempre presente en los telescopios, incluso impreso sobre los mismos dado que es fundamental para determinar muchas características adicionales del equipo. La medida se suele dar en milímetros y sirve para calcular cosas como el aumento, la razón focal, etc.
Razón Focal
La razón focal (o F/D) es el índice de cuan luminoso es el telescopio. Esta medida esta relacionada con la focal y el diámetro del objetivo. Cuanto mas corta es la distancia focal y mayor el objetivo, mas luminoso será el telescopio. Esta característica es aplicable en astrofotografía y no en la observación visual. Visualmente, si trabajamos con el mismo diámetro y los mismos aumentos, la imagen será igual de luminosa sin importar la razón focal del sistema óptico.
Para calcular el F/D de un telescopio solo hay que dividir la distancia focal por el diámetro del objetivo, todo en las mismas unidades:
F/D = F [mm] / D [mm]
Así, un telescopio de 910 mm de focal (F), con 114 mm de diámetro (D) posee una razón focal de 8. Este valor sin unidades representa cuan luminoso es el telescopio para astrofotografía.
Muchas veces es llamada la "velocidad" del telescopio: se dice que es un telescopio rápido cuando su razón focal es baja (no tiene relación con las características mecánicas del mismo, sino la velocidad de recolección de luz). Como es de esperar, esto es especialmente importante en la astrofotografía, donde se pueden reducir sustancialmente los tiempos de exposición si se utilizan sistemas de F/D bajos.
En telescopios de diseño Schmidt-Cassegrain se suele utilizar, tanto para la observación visual como para la astrofotografía, un reductor de focal, que reduce el F/D de un equipo F/D 10 a solo F/D 6.3, obteniéndose imágenes mas luminosas.
Aumentos
Los aumentos o ampliación no son la cantidad de veces mas grande que se observa un objeto, como suele creerse, sino que se refiere a como será observado si nos ubicásemos a una distancia "tantas veces" mas cercana al objeto.
Por ejemplo: si observamos a la Luna con 36 aumentos (36x, nombrado 36 "por") y sabemos que esta se localiza a unos 384.000 kilómetros de distancia, nos aparecerá tal cual seria observada desde solo 10.666 kilómetros. Esto se calcula fácilmente dividiendo la distancia por la ampliación utilizada.
Para saber cuantos aumentos estamos utilizando debe conocerse la distancia focal de nuestro telescopio y la distancia focal del ocular utilizado, dado que son estos últimos los que proveen de la ampliación a cualquier telescopio. A menor distancia focal, mayor será la ampliación utilizada. Para calcular los aumentos implementados debe dividirse la distancia focal del telescopio por la distancia focal del ocular:
A = Ft [mm] / Fo [mm]
Donde A son los aumentos, Ft la focal del telescopio y Fo la focal del ocular. Por ejemplo: si utilizamos un telescopio de 910 milímetros de focal, con un ocular típico de 25 mm, la ampliación es de 36.4x.
Pero claro que existe un límite para los aumentos en un telescopio, el cual está dado por el diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será la posibilidad de utilizar grandes ampliaciones. Si se sobrepasa el límite recomendado se hace imposible obtener imágenes nítidas y aparece la llamada "mancha de difracción", una aberración óptica producto del exceso de aumentos. Recordemos que a la hora de observar cualquier objeto lo importante no es tener un "primer plano" del mismo sino poder observarlo de la manera más nítida que nos permita el instrumento y las condiciones de observación.
Es posible calcular el límite de ampliación teórico (en condiciones óptimas) para cualquier telescopio conociendo simplemente el diámetro del objetivo. Hay varias versiones de la formula, una dice que la máxima ampliación corresponde a 60 veces el diámetro del objetivo en pulgadas:
Amax = 60 . D [pulgadas]
Donde Amax son los aumentos máximos teóricos, y D es el diámetro del objetivo en pulgadas. Por ejemplo: para un telescopio de 114 mm de diámetro [4.5 pulgadas] la máxima ampliación es de unos 270x (correspondientes a un ocular de 3.3 mm)
Otra formula propone multiplicar por 2.3 el diámetro del objetivo en milímetros:
Amax = 2.3 . D [mm]
Si utilizamos el ejemplo anterior, el resultado se acerca bastante: 262.2x. De todas formas recordemos que es un limite teórico solo aplicable a ópticas perfectas en condiciones ideales. Lo mas importante para recordar es que los aumentos no son importantes, no hay que preocuparse a la hora de adquirir un telescopio la cantidad de aumentos que brinda, dado que en la práctica es mucho mas apreciada la definición y la nitidez de la imagen.
Muchos fabricantes menores de equipos proponen aumentos de 600x o 750x. Debe saberse que estas medidas no se corresponden con la realidad de los telescopios, aún cuando ellos lo justifiquen adicionando multiplicadores de focal (barlows), dado que al utilizar las formulas correspondientes se observa que el límite de ampliación es superado ampliamente, brindando imágenes de muy baja luminosidad y poca calidad.
Resolución
Se llama resolución (o poder separador) a la capacidad de un telescopio de mostrar de forma individual a dos objetos que se encuentran muy juntos, el usualmente llamado "límite de Dawes". Esta medida se da en segundos de arco y esta estrechamente ligada al diámetro del objetivo, dado que a mayor diámetro mayor es el poder separador del instrumento.
Cuando se habla de que por ejemplo un telescopio tiene una resolución de 1 segundo de arco se esta refiriendo a que esa es la mínima separación que deben poseer dos objetos puntuales para ser observados de forma individual. Hay que destacar que no depende de la ampliación utilizada, o sea que no se aumenta la resolución por utilizar mayores aumentos, un instrumento posee cierto poder separador intrínseco definido por las características técnicas que lo componen.
Para calcular la resolución de un telescopio se utiliza la siguiente fórmula:
R ["] = 4.56 / D [pulgadas]
En donde R es la resolución en segundos de arco, D es la apertura (diámetro del objetivo) en pulgadas (1 pulgada = 2.54 cm), y 4.56 es una constante. Hay que notar que el resultado del calculo es totalmente teórico, dado que el poder separador de cualquier instrumento instalado sobre la superficie terrestre está severamente influenciado por laatmósfera. Así, un telescopio de 114 mm de diámetro (4.5 pulgadas), posee una resolución teórica de aproximadamente 1 segundo de arco, pero en la practica esta se ve disminuida muchas veces a mas de la mitad.
Magnitud Límite
La magnitud máxima a la cual aspiramos observar es uno de los factores a la hora de iniciar nuestras observaciones. Esta característica esta íntimamente ligada al diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será el poder recolector de luz el cual permitirá observar objetos mas débiles. Para calcularla se emplea la siguiente fórmula:
MLIMITE = 7,5 + 5 . Log D [cm]
Donde MLIMITE es la magnitud límite, y D es el diámetro del objetivo en cm. Para seguir con el ejemplo: en un telescopio de 114 mm de objetivo la magnitud mas baja observable será del orden de 12.78, en condiciones muy favorables, noche sin Luna y una atmósfera estable y transparente.
Hay que notar que el dato obtenido esta dado para magnitudes estelares (objetos puntuales) y no para objetos con superficie como galaxias, nebulosas, cúmulos globulares, etc, dado que en los catálogos el dato que aparece como magnitud está referido a la magnitud integrada del objeto, pero como posee superficie esta se distribuye en ella. Por eso, aunque una galaxia posea magnitud 10 probablemente no será observable porque su brillo se distribuye sobre su superficie. El calculo es válido para estrellas, asteroides y ese tipo de objetos puntuales (también con planetas lejanos como Urano y Neptuno)
Las condiciones atmosféricas y de polución lumínica así como la agudeza visual del observador cambien sustancialmente la magnitud visual límite observable. Cielos oscuros y experiencia observacional llevan a alcanzar el verdadero límite del telescopio.
Campo Visual
Se denomina campo visual al tamaño de la porción de cielo observado a través del telescopio con cierto ocular y trabajando bajo cierta ampliación. Para calcularlo se deben conocer los aumentos provistos con el ocular utilizado (ver mas arriba) y el campo visual del ocular (un dato técnico que depende del tipo de ocular y es provisto por el fabricante)
Por ejemplo: si utilizamos un ocular Plössl de 25 mm, el cual posee unos 50 grados de campo aparente en un telescopio de 910 mm de focal la ampliación es de unos 36x. Para calcular el campo visual se divide el campo aparente del ocular (50 grados en este caso) por la ampliación utilizada (36x), obteniéndose un campo real de unos 1.38 grados. Así podemos deducir que en esa configuración se podría observar perfectamente la Luna completa (que como promedio solo posee 0.5 grados de diámetro angular)
Cr [grados] = Ca [grados] / A
Donde Cr es el campo real en grados, Ca el campo aparente del ocular en grados y A es la ampliación que provee ese ocular. La formula es viable siempre y cuando no se estén utilizando multiplicadores de focal como los Barlows.
La importancia de saber con cuanto campo cuenta nuestra observación radica mas que nada en la hora de seleccionar el ocular adecuado. Para observar un cúmulo abierto laxo es conveniente utilizar oculares de campo amplio, con pocos aumentos. En observaciones planetarias o lunares sacrificar algo de campo visual para obtener mas ampliación es aceptable, sobre todo por que estos cuerpos son brillantes (recordar que al aumentar la ampliación se pierde algo de luz y algo de campo visual)
Resumen de Fórmulas
· Razón Focal (f/d): f/d = F [mm] / D [mm]
· Aumentos: A = F [mm] / Foc [mm]
· Ampliación Máxima: Amax = 2,3 x D
· Campo Real: Cr [grados] = Ca [grados] / A
· Resolución: R ["] = 4,56 / D [pulgadas]
· Magnitud Límite: M = 7,5 + 5 . Log D [cm]
donde...
f/d: Razón Focal
D: Diámetro del objetivo
A: Aumentos (Amax: Máximos Aumentos)
F: Distancia Focal del telescopio
Foc: Distancia Focal del ocular
Cr: Campo Real
Ca: Campo Aparente (ocular)
R: Resolución
M: Magnitud