Al elegir un telescopio, además del precio, encontraremos la más variada información acerca del instrumento, en términos de los valores de sus parámetros característicos. Aquí les diremos los más importantes y cuál es su significado para un telescopio astronómico.
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Los telescopios astronómicos se fabrican con las más variadas prestaciones y vienen en un amplio rango de precio. Fuente: Rawpixel. |
Apertura (D)
Equivale al diámetro del objetivo, el cual consiste en una
lente, en el caso del telescopio refractor o un espejo, si se trata de un
telescopio reflector. En cualquier caso, este es el elemento que se encarga de
captar la luz que viene de los astros y hacer que los rayos de luz converjan en
un punto para formar la imagen, por eso, cuánto más grande, mejor.
La cantidad de luz captada por el telescopio o potencia
luminosa, es directamente proporcional a D2, y el valor de D
puede venir en milímetros (mm) o en pulgadas (inches). El valor para cada
modelo de telescopio siempre viene especificado en la descripción del producto
y normalmente viene impreso en el tubo del instrumento.
Dejamos por aquí la conversión de unidades:
·
De milímetros a pulgadas, dividir por
25.4
·
De pulgadas a milímetros, multiplicar por
25.4
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Los dos tipos principales de telescopios son el telescopio refractor (izquierda) y el telescopio reflector (derecha). El primero usa un lente de vidrio tallado como objetivo, mientras que el segundo utiliza un espejo. Fuente: Open Stax. |
Plano focal
Es el plano imagnario en el cual se produce la imagen
obtenida mediante el objetivo del telescopio.
Distancia focal o longitud focal del objetivo (F)
Es la distancia entre el objetivo (la lente o el espejo, es
indiferente) y el punto del plano focal donde se produce la imagen. Depende del
tamaño del objetivo y su diseño, razón por la cual es uno de los parámetros más
importantes del telescopio, ya que cuanto mayor sea F, mayor es el tamaño
esperado de la imagen que forma del objeto lejano.
Normalmente, la distancia focal se expresa en milímetros
(mm) y corresponde aproximadamente a la longitud del tubo del telescopio,
pero como es importante para determinar la luminosidad y la magnificación,
seguramente aparecerá en las especificaciones o impreso en el tubo. Un telescopio
de distancia focal larga es apropiado para la observación planetaria.
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Esquema donde aparecen la distancia focal del objetivo y la distancia focal del ocular. La línea punteada señala el plano focal. Fuente: imagen modificada de la Universidad de Alberta, Calgary, CA. |
Razón focal
También llamada relación focal, abertura relativa o
número f, se define como el cociente entre la distancia focal F y la apertura D del telescopio, ambos en las
mismas unidades, ya sea milímetros o pulgadas. De esta manera la razón focal es
una cantidad adimensional, es decir, no tiene dimensiones y por ende carece de
unidades:
Razón focal = f = F/D
A modo de ejemplo, si un telescopio tiene un diámetro de
apertura D = 125 mm y una distacia focal F = 850 mm, su razón focal será:
f = 850 mm / 125 mm =
7
Que normalmente se escribe como f/7 y se lee simplemente “efe
siete”.
Este valor es importante en astrofotografía, ya que la
intensidad de la luz I que llega al plano de la imagen es proporcional a (D/F)2,
es decir, al cuadrado del inverso de la razón focal:
I ∝ (D/F)2
= (1/f)2
A menores valores de la razón focal, más luminoso será el
telescopio y requiere menor tiempo de exposición (el telescopio colecta la luz
más rápido, por eso se dice que tiene mayor ‘velocidad’, en términos
fotográficos).
Por ejemplo, un telescopio f/4 es cuatro veces más
luminoso que un telescopio f/8:
(1/8)2 = [1/(4×2)]
2 = (1/4) × [1/4]
2
Los telescopios de baja razón focal son más recomendables
para observar objetos de cielo profundo, como nebulosas y galaxias, que
por su lejanía son más débiles. En cambio, los de elevada razón focal son
preferibles para observar los detalles de satélites y planetas del Sistema
Solar.
Asimismo, al momento de elegir un telescopio, si este es
refractor, deben preferirse aquellos con relación focal f/7 o superior.
Ocular
El ocular es un lente que funciona igual que una lupa, para que
el observador vea la imagen en detalle. Cada ocular tiene su distancia focal fo
indicada en su tubo, lo mismo que el objetivo y que varía en un amplio rango,
aunque siempre es menor que F. Es un valor importante, ya que de él depende el
aumento o magnificación del telescopio.
Se pueden adaptar oculares diferentes y así
obtener mayor magnificación, la cual dependerá de la longitud focal del ocular.
A menor distancia focal del ocular, mayor amplificación se tiene. Por ejemplo,
un ocular de fo = 6 mm provee una magnificación mayor que otro con
fo = 9 mm. Lo veremos enseguida.
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Oculares y filtros Questar para telescopio. Fuente: Wikimedia Commons. |
Aumento o magnificación
La magnificación (potencia de aumento o aumento angular)
indica qué tan grande se vería el objeto lejano si el observador se acerca una
distancia determinada a él. Un simple cálculo demuestra que la Luna, distante
384000 km de la Tierra y observada con un telescopio cuya magnificación sea de
24X, se vería como si se estuviese a una distancia d, que se calcula dividiendo
la distancia real entre la magnificación, es decir:
d = 384000 km/ 24 =
16000 km
Por lo tanto, el observador vería a la Luna como si
estuviera a 16000 km de ella.
El valor de la magnificación M depende de la distancia focal
F y la distancia focal fo del objetivo utilizado, siendo la razón
entre F y fo, siempre que ambas distancias focales se expresen en
las mismas unidades:
Magnificación = M = F / fo
Asimismo, no es difícil demostrar que la magnificación
también equivale al cociente entre el diámetro del objetivo D y el diámetro del
ocular d. El empleo de una u otra fórmula dependerá de qué valores se conozcan.
M = D / d
El rango habitual de la distancia focal para los telescopios comerciales está entre 400 mm y 1000 mm o su equivalente en pulgadas. Por ejemplo, un telescopio económico cuya distancia focal F es de 16 pulgadas y trae un objetivo cuya distancia focal fo es de 0.79 pulgadas, brindará una magnificación de:
M = 16 / 0.79 = 20X
Por supuesto, un telescopio con gran D alcanza mayores
valores de magnificación, una razón por la cual los telescopios de los grandes
observatorios tienen enormes dimensiones. Además, cuanto más grande el diámetro
del objetivo, mayor poder para captar la débil luz proveniente de los astros
lejanos, como se explicó al comienzo. De esta forma, se tienen objetivos
grandes, así como largas distancias focales en tubos largos para
obtener grandes magnificaciones.
En un telescopio, el valor de D permanece fijo, pero adaptando diversos oculares se obtiene mayor magnificación. No obstante, hay que tener presente que el diámetro del ocular no se puede achicar indefinidamente y que, en general, es más sencillo construir objetivos de mayor tamaño que oculares muy pequeños.
Magnificación máxima de un telescopio
Teóricamente, la máxima magnficación que se puede obtener de
cualquier telescopio es 60 veces el diámetro de su objetivo en pulgadas, o
bien 2.3 veces el diámetro del objetivo expresado en milímetros. De esta
manera:
Mmax = 60∙D (pulgadas)
Mmax = 2.3∙D (milímetros)
Aún empleando objetivos que superen esta magnificación
teórica, la imagen obtenida no será realmente de calidad, ya que los elementos
ópticos tienen limitaciones.
Lente de Barlow
La lente de Barlow es una lente cóncava que se interpone en
el camino de la luz que llega al ocular, dando como resultado una mayor
distancia focal del objetivo, y por lo tanto elevando la magnificación.
Normalmente esta aumenta al doble, o incluso puede aumentarse
hasta 4 veces.
Resolución
El poder de resolución R del instrumento está relacionado
con su capacidad de distinguir dos objetos muy cercanos entre sí, así como la de
poder distinguir los detalles pequeños en una imagen. El fenómeno de la
difracción limita esta capacidad, la cual depende, de forma aproximada, de la
apertura D del telescopio como:
R = 116 /D
A esta fórmula se la llama límite de Dawes, donde R
viene dada en segundos de arco y D en milímetros. Cuando se tiene el valor de D en pulgadas, entonces se usa:
R = 4.56 / D
Cuanto menor es el valor de R, mayor resolución tiene el
instrumento, y esto se consigue con aperturas más grandes, no con una mayor
magnificación, como a veces se cree erróneamente. Sin embargo, además de la
difracción de la luz, la resolución del instrumento está afectada por los
efectos de la atmósfera. Las perturbaciones atmosféricas disminuyen en mayor o
menor medida la nitidez de la imagen, y esto siempre es inevitable, por más
grande que sea el objetivo del telescopio. La única forma de obviar esta
limitación es colocar los telescopios en órbita, como se hizo con el Hubble y
el James Webb.
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La familiar imagen del telescopio espacial Hubble orbitando la Tierra. Fuera de la atmósfera terrestre la resolución del instrumento es mucho mayor. Fuente: Wikimedia Commons. |
Campo visual
Es el tamaño de la porción del cielo cubierta por el
instrumento, y varía en función del ocular utilizado. Se calcula dividiendo el
campo aparente del ocular Ca, que es la porción observable a través del ocular
solo, cuyo valor es suministrado por el fabricante, entre la magnificación M,
que se calcula tal como se indicó en los apartados anteriores:
Campo visual = Ca / M
El campo aparente del ocular viene dado en grados, por
ejemplo, en un ocular de 50 grados, empleado en un telescopio cuya magnificación
es 20X, el campo visual resultante es:
Campo visual = 50º / 20X = 2.5 º
El resultado significa que con este ocular puesto en el
telescopio, se puede observar un campo visual de 2.5º, equivalente a 150
minutos de arco. Como referencia, la Luna llena subtiende unos 30 minutos de
arco en el cielo o 0.5º. Entonces, para contemplar un objeto extenso en todo su
tamaño, hay que usar un ocular de pocos aumentos, luego puede cambiarse el
ocular para obtener más
detalles.
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La palma de la mano extendida subtiende aproximadamente unos 10 grados. Fuente: Iowa University. |
Si no se
cuenta con los datos anteriores, se puede calcular el campo visual del
telescopio con el ocular, usando el método de la deriva, que requiere algo de
paciencia. Consiste en apuntar el telescopio hasta una estrella cualquiera
ubicada en el ecuador celeste y medir el tiempo en segundos que la estrella
tarda en ‘moverse’ a través del telescopio, desde un borde hasta el otro. Luego
dividir este valor entre 240 y listo.
Excelente artículo!! Buen resumen para todo aquel que desee iniciarse en el mundo de los telescopios y la observación del cielo nocturno!!
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