CÓMO FUNCIONA UN TELESCOPIO

Actualmente existe una variedad de diseños a escoger y accesorios al por mayor. Por lo tanto, antes de lanzarse a comprar el primer telescopio que encuentre a su paso, el aficionado hará bien en familiarizarse con el funcionamiento de un telescopio, sus componentes y sus limitaciones. Así evitará decepcionarse con una mala compra.

LAS PARTES DE UN TELESCOPIO

No todos los telescopios funcionan exclusivamente con lentes. Existen algunos tipos de telescopios que funcionan con espejos. Independientemente del tipo de telescopio a emplear, su función primordial consiste en concentrar la mayor cantidad de luz posible y dar una imagen nítida de un objeto lejano. La recopilación de luz se logra por medio del objetivo. El objetivo puede ser un lente (o espejo) de una apertura o diámetro determinado que, al recibir la luz, la concentra en el extremo opuesto del tubo óptico. El tubo óptico puede ser de fibra de vidrio, cartón, metálico u otros materiales. El punto donde se concentra la luz se llama foco y la distancia que viaja la luz desde el objetivo hasta el foco es la distancia o longitud focal. La relación o radio focal es la relación entre la apertura y la longitud focal, nos indica la luminosidad del sistema y es igual a la cantidad de aperturas que caben a lo largo de la longitud focal (relación focal = longitud focal/ apertura). Una relación focal pequeña (f/4) ofrece imágenes más luminosas que una relación focal grande (f/10). Un sistema con una relación focal pequeña es más deseable si se desea realizar fotografía porque el tiempo de exposición será menor.

A mayor apertura (diámetro) un telescopio captará más luz y las imágenes finales serán más brillantes. Esto es importante porque casi todos los objetos celestes son muy tenues y su luz es muy débil. Al duplicar el diámetro de un telescopio, el área que recibe luz se cuadruplica, es decir que un telescopio de 12 pulgadas recibe 4 veces más luz que un telescopio de 6 pulgadas. A medida que incrementamos la apertura veremos estrellas de magnitudes más tenues. La magnitud es el brillo de un cuerpo celeste. Un valor cercano a 0 es brillante. Magnitudes negativas son súper brillantes. El ojo puede ver hasta magnitud 6, que corresponde a las estrellas más tenues que están en el borde de la visibilidad.

Como los telescopios captan más luz que un ojo, nos pueden revelar estrellas más débiles, de magnitudes superiores, como se aprecia a continuación:

Con  2.4 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 10.9.

Con  3.1 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 11.5.

Con  4.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 12.0.

Con  6.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 12.9.

Con  8.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 13.5.

Con  10.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 14.0.

Con  12.5 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 14.5.

Con  16.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 14.8.

Con  20.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 15.5.

Un telescopio de mayor apertura no sólo permite ver objetos más tenues. Además, la cantidad de detalle se incrementa, es decir, mejora la resolución. Los astrónomos miden la resolución en segundos de arco. La resolución de un telescopio se puede poner a prueba al ver la separación entre dos estrellas cuya separación aparente o angular ya se conoce.

Una fórmula para conocer la resolución de un telescopio (propuesta por Rayleigh) es la siguiente:

R”=5.35/Apertura del telescopio (en pulgadas). El resultado está en segundos de arco.

 En un telescopio de 8 pulgadas de diámetro: 5.35/8.00= 0.68 segundos de arco. En otras palabras, si en un telescopio de 8” de apertura localizamos un par de estrellas cuya separación sea de 0.68” las veremos como si estuvieran apenas tocándose. En un telescopio de menor apertura, estas estrellas se fusionarán en una sola imagen por falta de resolución suficiente.

La resolución de un telescopio de 2.4 pulgadas de apertura es de 2.3 segundos de arco.

La resolución de un telescopio de 3.1 pulgadas de apertura es de 1.8 segundos de arco.

La resolución de un telescopio de 4.0 pulgadas de apertura es de 1.4 segundos de arco.

La resolución de un telescopio de 6.0 pulgadas de apertura es de 0.9 segundos de arco.

La resolución de un telescopio de 8.0 pulgadas de apertura es de 0.68 segundos de arco.

La resolución de un telescopio de 10.0 pulgadas de apertura es de 0.54 segundos de arco.

La resolución de un telescopio de 12.0 pulgadas de apertura es de 0.43 segundos de arco.

La resolución de un telescopio de 16.0 pulgadas de apertura es de 0.34 segundos de arco.

La resolución de un telescopio de 20.0 pulgadas de apertura es de 0.27 segundos de arco.

A mayor apertura, la magnificación o potencia será también mayor. Me refiero al máximo aumento o poder límite de un telescopio. Al colocar en el foco del telescopio un ocular de longitud focal pequeña obtendremos magnificación grande. Al colocar un ocular de longitud focal mayor, tendremos menor magnificación. Un ocular de 10 mm. magnificará la imagen observada más que un ocular de 25 mm.

Un error común entre los aficionados primerizos es procurar el máximo aumento alcanzable en un determinado telescopio. Esto es recomendable sólo si la atmósfera está en perfectas condiciones de estabilidad (sin turbulencia) y sólo cuando se quieren detectar detalles muy sutiles en la Luna, los planetas y durante la observación de estrellas dobles cercanas. El observador experimentado sabe que para propósitos generales y observación de nebulosas, cúmulos y galaxias, la magnificación pequeña o moderada es la más apropiada.

La magnificación es una relación de la longitud focal del telescopio y de la longitud focal del ocular. (l.f. de telescopio/l.f. de ocular = magnificación) Si colocamos un ocular de 25mm en un telescopio de 1220mm de longitud focal, el aumento observado será de 48.8X. En otras palabras, si el objeto observado se encontrara a 48.8 metros de distancia, el telescopio nos lo muestra como si estuviera a sólo un metro de nosotros.

Existe un máximo aumento a utilizar y depende del diámetro del telescopio. Cada pulgada de apertura nos garantiza un máximo de 60 aumentos, si el cielo esta en óptimas condiciones y el telescopio también. Un telescopio de 6” de apertura permitirá, cuando mucho, ampliar una imagen ( 60 x 6 = 360) 360 veces.

También hay un límite inferior de aumentos recomendados, y éste debe ser de 3 a 4 veces el diámetro del objetivo, en pulgadas. ( 6” x 3 = 18X ó 6” x 4 = 24X ) Es decir que el aumento mínimo recomendado para un telescopio de 6” de apertura es de 18 a 24 X.

EL TELESCOPIO REFRACTOR

Es el clásico telescopio que la gente común identifica y el tipo de telescopio que usó Galileo para abrir la ventana al Universo. Suele ser largo, delgado, apoyado en un tripié. El telescopio refractor funciona a base de lentes que refractan la luz, es decir, que la desvían al pasar a través de sus cristales. El objetivo (los lentes) de un refractor está en el frente del tubo óptico y concentra la luz hacia el fondo del mismo. Ahí se coloca el ocular para observar los objetos deseados. Generalmente notaremos que se coloca entre el telescopio y el ocular un codito de 90° llamado diagonal que dirige el rayo luminoso hacia el observador haciendo más cómoda la experiencia.

El observador notará al asomarse por el telescopio que, debido al aumento utilizado, el campo de visión se reduce a una región muy pequeña de la bóveda celeste. Este hecho dificulta la localización de objetos, a menos que se utilice el buscador: un telescopio miniatura con una retícula que sirve como mira para localizar y centrar los objetos en el telescopio principal. El buscador suele ir sujeto al telescopio principal por un lado y el paralelismo entre los dos debe ser calibrado antes de usarlo. En cualquier tipo de  telescopio el observador requerirá la asistencia de un buscador.

VENTAJAS DEL TELESCOPIO REFRACTOR

* Es el tipo de telescopio que menos mantenimiento requiere.

* El tubo cerrado impide la entrada de polvo al telescopio. La limpieza es sólo externa.

* Es insensible a las corrientes de aire que se generan en el tubo por diferencias de temperatura.

* La alineación de la óptica es permanente.

* Son muy resistentes

* Alto contraste y excelente nitidez.

* Recomendado para observación de estrellas dobles, planetas  y la Luna.

 DESVENTAJAS DEL SISTEMA REFRACTOR

* Costoso en diámetros superiores a 3”.

* Proliferan modelos marca “patito”.

* Son los telescopios más largos que existen, reduciendo la facilidad de transporte.

* Sensible a la aberración cromática. Defecto corregido en modelos de calidad superior llamados apocromáticos.

* Para reducir los efectos de aberración  cromática, se construyen con una relación focal larga, superior a f/9. ( Léase telescopio largo)

EL TELESCOPIO REFLECTOR ( NEWTONIANO )

Es uno de los diseños más populares debido a su construcción simple y económica. Isaac Newton fue quien diseñó este modelo, consciente de que un espejo no produce dispersión de colores (como en el telescopio refractor). Los telescopios reflectores funcionan con espejos. El objetivo (espejo primario) es cóncavo y se encuentra en el fondo del tubo, desde donde concentra los rayos luminosos hacia el frente. Un espejo inclinado (espejo secundario) desvía los rayos hacia el exterior a través de un orificio lateral. Ahí se coloca el ocular y el observador se asoma al telescopio por un lado, cerca del extremo superior del telescopio.

Los telescopios reflectores newtonianos suelen sostenerse en pedestales, con tres apoyos en su base, sin embargo, también se pueden colocar sobre bases giratorias. Los norteamericanos llaman a estos últimos “dobsonianos”, que no son otra cosa que telescopios reflectores newtonianos apoyados en una base giratoria.

VENTAJAS DEL TELESCOPIO REFLECTOR NEWTONIANO

* Diseño y construcción sencillos. Se pueden construir en casa.

* Son los telescopios más económicos, por apertura.

* La óptica puede ser alineada con relativa facilidad.

* Existen modelos en una amplia variedad de aperturas desde 3” hasta 30”.

* Es factible combinar en un mismo telescopio apertura grande y relación focal corta.(f/4)

( Léase telescopio relativamente corto).

* Ideales para observar cielo profundo: nebulosas, cúmulos y galaxias.

DESVENTAJAS DEL TELESCOPIO REFLECTOR NEWTONIANO

* Es sensible a la aberración llamada “coma”, misma que se corrige con el corrector de coma.

* El tubo óptico suele estar abierto en ambos extremos, permitiendo el acceso de polvo al sistema.

* El sistema es sensible a perder su alineación, si recibe una fuerte sacudida o impacto.

* Suelen ser de difícil transportación. En aperturas de 6” en delante, son masivos.

* Cuando la relación focal es muy corta ( menor que f/6 ) el tamaño del espejo secundario aumenta por necesidad, provocando una sombra mayor sobre el espejo primario y reduciendo contraste y nitidez.

Otra variedad de espejo reflector (no newtoniano) es el telescopio cassegrain. En este diseño, el objetivo (el espejo primario) concentra la luz muy rápidamente (es un f/2 a un f/5) y el espejo secundario devuelve la luz hacia el espejo primario. La luz atraviesa al espejo primario a través de un orificio en el centro de éste. El espejo secundario es convexo y en lugar de proyectar el cono de luz a la misma relación focal (f/5, por ejemplo) la quintuplica ( a f/25 ). El resultado final es un instrumento relativamente compacto, que permite grandes diámetros combinados con enormes longitudes focales.

Existen además otros diseños de telescopios reflectores de construcción más o menos complicada.

EL TELESCOPIO CATADIOPTRICO

Es un sistema que combina dos espejos y un lente. Siguiendo el principio básico del telescopio cassegrain, la diferencia consiste en la adición del lente corrector en el extremo frontal del tubo óptico. El diseño catadióptrico más conocido es el Schmidt-Cassegrain. Su principal beneficio es que es altamente portátil. Esto lo convierte en el telescopio más ampliamente comercializado. La combinación de apertura y longitud focal es buena para usos generales, permitiendo así disfrutar la observación de planetas, estrellas dobles,  la Luna, los planetas, nebulosas, cúmulos y galaxias.

Otro catadióptrico es el Maksutov. Visiblemente su característica más evidente es el grosor del lente corrector, en forma de menisco cóncavo, con una gran profundidad. El centro del cristal del corrector es aluminizado en su cara interior, para convertirse simultáneamente en espejo secundario. Los telescopios catadióptricos Maksutov combinan gran apertura, longitud focal larga, alto contraste y excelente nitidez, puesto que el área aluminizada en el corrector es muy pequeña. Su construcción es complicada y su precio, costoso.

VENTAJAS DEL TELESCOPIO CATADIOPRTICO SCHMIDT-CASSEGRAIN

* Variedad de aperturas disponibles en el mercado. ( 3” a 16” )

* La longitud focal no implica longitud del instrumento. Son los telescopios más cortos.

* Altamente portátiles. Se montan y desmontan con facilidad.

* Existe un amplio rango de accesorios disponibles.

* Su precio es moderado.

* Son menos sensibles a vibraciones, como las provocadas por el viento.

DESVENTAJAS DEL TELESCOPIO CATADIOPRTICO SCHMIDT-CASSEGRAIN

* El diseño es sensible a la curvatura de campo. Corregible con el Reductor/Corrector.

* La obstrucción del espejo secundario es de un 30% del diámetro, reduciendo así el contraste y       nitidez.

ABERRACIONES INHERENTES A LA OPTICA DE UN TELESCOPIO

Todos los telescopios son sensibles a algún tipo de imperfección relacionado con el tipo de óptica utilizada. Los telescopios refractores suelen presentar aberración cromática, en donde el borde del lente principal funciona como un prisma que dispersa la luz blanca en sus distintos componentes ( colores). Las estrellas aparecen entonces con un halo azul. Cuando la longitud focal del telescopio es muy larga, el efecto de la aberración cromática se minimiza, pero no desaparece. Actualmente se añaden lentes al sistema para reducir la dispersión de colores. Los telescopios refractores acromáticos usan dos lentes y corrigen la aberración cromática eficientemente. Los telescopios refractores apocromáticos usan tres lentes y corrigen la aberración cromática excelentemente. La excelencia de los telescopios apocromáticos se refleja en su altísimo precio, pero la calidad de estos telescopios bien lo vale.

Los telescopios reflectores sufren de una aberración óptica llamada coma, que resulta cuando el foco incide en el eje óptico desde distintas posiciones del espejo primario y ninguna coincide perfectamente con el eje óptico. El efecto consiste en que fuera del área central del campo observado, las estrellas parecen conitos de luz que apuntan su pico hacia el centro del campo. En los telescopios con menor relación focal ( abajo de f/6 ) el efecto se agrava. Esto se corrige con un accesorio llamado apropiadamente corrector de coma, que aumenta el área de estrellas nítidas a todo el campo visible a través del ocular.

Todos los telescopios que funcionan a base de espejos (reflectores y catadióptricos) corren el riesgo de presentar aberración esférica. Este es un defecto de fabricación que provoca que el foco se distribuya a lo largo del eje óptico. El borde del espejo presenta una longitud focal más corta que el área central. El efecto es observado como una imagen brillante rodeada por una imagen borrosa. Este defecto hace que un telescopio sea inaceptable y amerita su devolución. El Telescopio Espacial Hubble presentó aberración esférica (¡¡¡ mala propaganda para sus fabricantes !!!) pero como devolverlo no era tan fácil, decidieron ponerle “lentes” al telescopio. Afortunadamente el Telescopio Espacial Hubble quedó de lujo.

Los telescopios catadióptricos presentan sutilmente una aberración llamada curvatura de campo, en la cual la imagen nítida se proyecta no en un plano sino en una “superficie” esférica. De este modo, cuando se enfoca el centro de una imagen, el borde se sale ligeramente de foco. La curvatura de campo suele pasar desapercibida para el principiante. Puede corregirse añadiendo un Reductor/Corrector que además de “aplanar” la imagen, reduce la longitud focal y la relación focal para facilitar la fotografía astronómica.

Todos los telescopios invierten las imágenes en un sentido o en otro, según la disposición del diagonal o del observador. Esto no es un defecto. Es simplemente una característica de la óptica. Al principio el observador novato se sentirá despistado,  pero después de un tiempo suele acostumbrarse a ello.

LA MONTURA DEL TELESCOPIO

El telescopio puede estar apoyado sobre un tripié o sobre un pedestal. En cualquier caso, el observador debe asegurarse de la solidez del sistema y de la rapidez con que se disipan las vibraciones inducidas por un impacto, sin importar qué tan sutil sea éste.

Entre el tripié (o pedestal) y el telescopio está la montura. La diversidad de movimientos que podamos realizar con los controles del telescopio dependerán del tipo de montura incluida. Si la montura sólo nos permite girar el telescopio en azimut y altitud, tenemos una montura alt-azimutal. El movimiento en azimut nos permite recorrer todo el horizonte sin cambiar la altitud, dibujando un círculo de 360° a nuestro alrededor, girando sobre un eje vertical. El movimiento en altitud nos permite balancear el telescopio como una campana hacia arriba y hacia abajo siguiendo siempre una línea vertical perpendicular al horizonte.

Una montura así es ideal si vivimos en el polo norte o en el polo sur, pero en cualquier otro punto de la Tierra, nos vemos obligados a seguir el movimiento diagonal de los cuerpos celestes dibujando una pequeña escalera hacia arriba o hacia abajo, alternando movimientos en altitud y azimut. La fotografía celeste en un telescopio así es casi inútil.