Telescopios - Guia basica de la Astronomia

q = 4.5 (segundos de arco) / D (en pulgadas)
para luz visible, donde q es la resolución teórica del telescopio, o sea, el ángulo o separación angular mínima a la cual pueden ser vistos 2 objetos y que el telescopio pueda distinguirlos como objetos separados y no como un sólo objeto. Sin embargo, la mejor manera de obtener la resolución práctica del telescopio es experimentalmente: se toman varios pares de estrellas (o sistemas de múltiples estrellas) con una separación angular ya conocida y se observa si el telescopio puede separar a las estrellas observadas (durante una noche espléndida...debe tomarse en cuenta que la turbulencia y la difracción de la luz causadas por la atmósfera son factores importantes que influyen en la determinación de la resolución del telescopio). Esto se debe repetir para varias resoluciones conocidas hasta alcanzar el límite del telescopio.

V. Magnitud Límite (Ml): magnitud mínima que se puede observar con el telescopio. Depende mucho de cuán bueno sea el cielo nocturno durante la observación. En lo que se refiere al telescopio, entre mayor sea la D, se podrán observar estrellas cada vez más débiles en brillo. Teóricamente, esta magnitud límite viene dada por la fórmula Ml = 7.10 + 5 log D
donde D es la apertura del telescopio (en esta fórmula se asume que el diámetro de la pupila del ojo es aprox. de 6 mm). Con un telescopio de D = 4 pulg. se pueden ver fácilmente estrellas de magnitud 12, con uno de D = 12.5 pulg. se pueden ver estrellas de magnitud 15 ! Nótese que la mayoría de los catálogos de estrellas para aficionados muestran estrellas de magnitud 8 ó hasta 12 ó 15.

VI. Poder de Amplificación (PA) : depende de la LF de los oculares y del EOP que se usen. Se calcula según
PA = (LF del espejo o lente primario) / (LF del ocular utilizado)
oculares con una LF pequeña. Ejemplos: un telescopio f/8 con un espejo de D = 10 pulg., tendrá una LF = 80 pulg. = 2032 mm. Usando 2 oculares de LF = 10 mm y 20 mm, se obtendría un PA de aprox. 200 ó PA de aprox. 100 aumentos respectivamente. Para un telescopio determinado (con una LF fija), lo que determina el PA es obviamente la LF de los oculares que se usen, mientras más pequeño sean sus respectivas LF, más grande será el PA. Como vimos anteriormente, se puede tener un juego de 4 ó 6 oculares diferentes, lo cual nos dará diferentes PAs. La notación usada en la literatura es "Nx" , donde N es el número que nos dá el PA y la "x" significa "aumento". Para el ejemplo anterior esto sería 200x y 100x. Sin embargo, se debe tener cuidado de no mal interpretar las cosas creyendo que a mayor aumento mejor se ven los detalles. Existe siempre un límite de amplificación más allá del cual las cosas empiezan a perder detalle y se ven débiles y borrosas, por lo que aumentar indiscriminadamente el PA del telescopio no siempre es útil. Además, al aumentar indiscriminadamente se está incrementando también la turbulencia atmosférica, lo cual es un factor importante para los telescopios situados en la Tierra. La literatura referente al tema recomienda que no se debe pasar los 50x ó 60x por pulgada de apertura, ya que este es el máximo PA (en realidad es un promedio estadístico) que un telescopio puede alcanzar en condiciones atmosféricas óptimas y con la mejor óptica disponible. Por ejemplo: un telescopio f/8 y 4 pulg. de apertura (o sea, 813 mm) no debería exceder los 240x , por lo que sería recomendable no comprar oculares con una LF menor que 3.4 mm (LF ocular = 813 mm dividido entre PA = 240x). Por otro lado, alto PA significa un campo visual más pequeño, por lo tanto, al tratar de hacer un seguimiento a un objeto se recomienda el uso de motores guía, ya que el objeto observado, si no se rastrea bien, se saldrá del campo visual del telescopio muy rápidamente.

VII. Campo visual: depende de los oculares que se usen.

VIII. Recubrimiento: Los elementos ópticos (espejos, lentes) primarios y de los oculares pueden estar recubiertos con ciertos compuestos químicos (floruro de calcio -CaF-, floruro de magnesio -MgF-), los cuales ayudan a mejorar la transmisión de la luz a través de las lentes y platos correctores (en los telescopios catadióptricos) y mejorar la reflectividad de los espejos, obteniéndose así imágenes más brillantes con más contraste, pudiéndose entonces distiguir más detalles. También a la parte interior de los tubos se les recubre con pintura antirreflectante y también a los elementos internos de los REFs y CATs (arañas), para reducir la reflexión, refracción y dispersión de la luz dentro del tubo.

IX. Telescopio Buscador (finder scope): un buen telescopio debe tener un buen buscador (generalmente un pequeño refractor acromático, o sea, libre de AC). Su característica principal es que su campo visual es muy amplio, es decir, abarca un área del cielo muchísimo mayor que el telescopio principal, por lo que es ideal para usarlo como buscador de objetos. Vienen con una especificación igual a la de los binoculares: N1 x N2, donde N1 indica el aumento proporcionado por el juego de lentes, y N2 indica (en milímetros) la apertura del telescopio finder. Por ejemplo: un finder de 6x30 tiene 30 mm de apertura y proporciona un PA = 6. Es muy importante que el buscador esté en perfecta alineación con el telescopio principal, de lo contrario el buscador no servirá de nada. Se recomienda, en la literatura, usar un finder 8x50 como mínimo.

X. Enfocador (Focuser): pequeño tubo, con ruedas de ajuste, en el cual se ponen los oculares (la mayoría de los cuales tienen un diámetro estándar de 1.25 = 1 1/4 pulg. ), y que sirve para ajustar la LF de todo el juego óptico (elementos primarios y secundarios) del telescopio y así enfocar la imagen para que el ojo pueda observarla. Existen enfocadores que aceptan oculares de 0.965 pulg. de diámetro (generalmente, algunos pequeños RFRs), pero estos tipos de oculares son pocos y algunos son de baja calidad. Existen accesorios especiales que sirven para adaptar este tipo de focusers para que acepten oculares de 1.25 pulg. de diám. También existen enfocadores que pueden aceptar oculares de 2 pulg. de diám. (oculares gigantes de campo visual muy grande, para ver objetos profundos... ver sección de oculares); éstos también se les puede poner un adaptador para aceptar oculares de 1.25 pulg.

I. Reflectores [REF]: (fig.No. 24) tubos grandes y abiertos, utilizan sólo espejos en sus sistemas ópticos primarios. Necesitan mucho mantenimiento debido a la acumulación de humedad y polvo, aparte de los hongos. Se usan espejos parabólicos por ser los más óptimos para observar estrellas (los esféricos no enfocan bien los rayos provenientes del "infinito", o sea, poseen AE; en cambio, los parabólicos enfocan los rayos paralelos que provienen del "infinito" a un sólo foco puntual ! ) Desventaja: no poseen un campo visual muy grande, es decir, no pueden enfocar (para un diámetro dado) una región muy grande del cielo. Los rayos que no son paralelos al eje óptico del telescopio no son muy bien enfocados. Los EOP tienden a desalinearse con respecto a los demás elementos ópticos, por lo que se producirán imágenes defectuosas. Estas son fácilmente eliminadas una vez que el espejo, o EOP, se alinea o COLIMA nuevamente con el resto de los elementos ópticos del telescopio. Los elementos mecánicos que sostienen a los EOS producen una ligera distorsión de la imagen, pero la misma no es detectada (observada por el ocular) porque los EOs están diseñados para enfocar objetos en el infinito.

La mayoría de los reflectores profesionales modernos son de este tipo. Es un Cassegraín corregido... el espejo primario es un paraboloide pero su centro está un poco más hundido; el espejo secundario tiene una forma más complicada para así compensar el "defecto" del primario. Además se pone una lente correctora cerca del foco para terminar de corregir "defectos" residuales. Esto permite aumentar un poco más el campo visual que usualmente tienen los espejos parabólicos.

II. Refractores [RFR]: utilizan sólo lentes en sus sistemas ópticos primarios. Por lo general, tienen LF larga y, por lo tanto, ofrecen un mejor PA. Son de pequeña apertura porque entre más grande sea D mayor cantidad de defectos sufrirá el juego de lentes que lo conforma. Producen imágenes de alta calidad (alta definición y contraste). Tubos sellados, lo cual minimiza posibles distorsiones causadas por las corrientes de aire que circulan hacia adentro y hacia afuera de un tubo abierto. El camino óptico no está obstruído por EOS, los cuales introducen un poco de difracción y dispersión de la luz que entra. Hoy día hay RFR de bajo f/# para observación de objetos profundos y también existen de alta f/# para planetas, lunas y estrellas dobles (referirse a la Tabla No.1). Rara vez necesitan alineación y es poco el mantenimiento que requieren. Para eliminar los defectos de las lentes se pueden usar diferentes tipos de vidrios con diferente contenido de sustancias químicas, a los cuales se les puede dar distintas formas geométricas de tal manera que el defecto de una lente dada (y que no puede ser eliminado mediante otros métodos) pueda ser corregido por la posición, compisición química y/o geometría de otra(s) lente(s).

Acromáticos [ACH]: 2 lentes separadas; relativamente libres de AC, pero aún tiene defectos (fig.No. 25).
Apocromáticos [APO]: juego de 3-4 lentes, pero con los defectos anteriores de AC un poco más corregidos. Usa lentes de vidrio ED (Extra-Low Disperssion).

BiApocromáticos [2APO]: 2 lentes en un diseño que disminuye aún más los defectos.

FL: juego de lentes cubiertos de un material especial (fluorita) para reducir aún más los defectos. Son tan óptimos como los APOs.

III. Catadióptricos [CAT]: Tubo cerrado. Utilizan combinación de lentes y espejos en sus sistemas ópticos primarios. Calidad de imagen no tan buena como la de los RFR. Diseñados para adaptarlos fácilmente para astrofotografía/CCD/fotometría. Optimizados para uso con bajo PA. Se pueden usar con un alto PA, pero no alcanzan el redimiento que tendrían con bajo PA. La mayoría usan EOP esféricos (con su correspondiente AE), sin embargo, en la boca del telescopio poseen una lente muy delgada, llamada PLATO CORRECTOR, el cual distorsiona los rayos de luz de tal manera que el EOP esférico pueda enfocar a todos los rayos provenientes del infinito a un sólo punto (es decir, eliminando así a la AE !). Esto tiene la ventaja de que el campo visual es mayor que el de un REF !!!

Tipos de Montura : importante que sea estable y sólida.

Germano Ecuatorial [GE]: se alinean a una estrella de referencia (preferiblemente a la polar) y pueden seguir o rastrear fácilmente a una estrella dada, ya sea manualmente o mediante un motor de seguimiento (fig.No. 28). Ideal para astrofotografía. Si uno desea mucha precisión, con el objetivo de tomar astrofotos de muy larga exposición, entoces se debe alinear el telescopio con el punto preciso del polo geográfico.
Tenedor Ecuatorial (Equatorial Fork) [EF]: propiedades idénticas a las del GE, pero ahora hay una nueva generación de estos que no necesitan estar alineados con la polar, pues su sistema computarizado conoce cuál es la posición actual del telescopio y con dicha información procede a rastrear muy bien a cualquier objeto en el cielo.
Altazimutal [Altz]: no puede alinearse a ninguna estrella de referencia; sólo tiene movimiento hacia arriba o hacia abajo (movimiento de altitud) y hacia ambos lados (movimiento de azimut). Si uno quiere rastrear una estrella ( o sea, que permanezca fija en el centro del campo visual del telescopio con el paso del tiempo) debe hacerlo manualmente ya sea empujando el tubo o mediante el uso de controles manuales (fig.No. 29).
Dobsoniano [DOB]: es básicamente una montura altazimutal, pero de más fácil manejo. Óptimo para bajo PA; a un alto PA existe dificultad para el rastreo de los objetos en el cielo (fig.No. 30).

Marcas Conocidas: Celestron, Meade, Questar, Takahashi, Astrophysics, Parks, Swift, Cheshire, Dobbins Instruments, Edmud Scientific, Jason, Pentax, Tasco, Telescopio Vue, TR Inc., Unitrom Vernonscope, Coulter Optical, Tectron, Telescopioscopics, Star Liner, RVR/ASKO, Sky Designs, etc.

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