que es un buen telescopio

[davideinstein]

¿QUE ES UN BUEN TELESCOPIO?

les mando un saludo a la gente del hemisferio norte, tienen el privilegio de ver las estrellas e este tiempo que hace frío aquí. les dejo un aporte creo que es un aporte saludos

Es común que el aficionado, propietario de un telescopio, se limite únicamente a observar a través de su aparato, sin saber cuál es la capacidad o los límites y no entender las especificaciones de su propio instrumento; siempre suponiendo que nuestro telescopio y en especial nuestra óptica, es la mejor del mundo, pensando en función de comparar el telescopio de fulanito y el de menganito,
con el propio, para decir "mi telescopio de $ 600.000 (pesos chilenos) ve mejor, que el Zeiss, que
el Celestron, etc; de fulanito que le costo un dineral".

Todo este tipo de consideraciones y lucubraciones salen a luz por el
desconocimiento total de lo que es una buena óptica, de la terminología propia
y de muchos otros factores importantes.

Veamos pues, qué es un buen telescopio, la óptica en sí debe de llenar 4
requisitos de importancia vital y éstos son los siguientes:

1. Nuestra óptica debe de condensar o reflejar la suficiente cantidad de luz
de un objeto, para poder producir una imagen brillante. La cantidad de
luz depende principalmente del di ámetro del objetivo o espejo.

2. Debe tener el suficiente poder resolutivo para separar objetos que a
simple vista aparecen como uno solo. Esta habilidad de reproducir
detalladamente las im ágenes depende de la abertura del objetivo o espejo.

3. Debe producir im ágenes con buena definici ón, esto es, im ágenes
perfectamente claras y uniformes en toda su superficie, dependiendo
primordialmente este factor de la calidad óptica de nuestro instrumento.

4. Debe tener un campo visual suficientemente amplio para todo tipo de
observaciones y algunos especiales, dependiendo este factor de la
distancia focal tanto del objetivo como del ocular.
Antes de analizar detalladamente cada uno de estos factores, sería conveniente
definir algunos de los términos m ás usuales en óptica.

1. Diámetro útil del objetivo o espejo "D": Es la apertura diámetro del
objetivo o del diámetro libre de nuestra óptica. No confundirla con el
diámetro del tubo.

2. Distancia Focal "F": Es la distancia del objetivo o espejo al plano focal,
que es el área donde los rayos de luz se cruzan para producir una imagen.

3. El Factor "f" ó numero "f": Es la distancia focal dividida por la apertura
"F"/"D". Este factor se aplica sólo al objetivo, y nunca a la combinaci ón
conjunta de distancias focales del objetivo y los oculares. Ejem. F:4.5.

4. La salida de pupila: La imagen del objetivo o espejo formada por el
ocular, cono de luz, que en su parte m ás angosta se llama disco de
"Ramsden".
5. Aumentos: Es el incremento del tamaño aparente de la imagen y se mide
en términos de di ámetros y no de áreas.

6. Disco de Airy: El disco de luz formado por el objetivo o espejo de una
imagen puntual.

7. Anillo de difracción: A determinadas distancias del disco de Airy, las
ondas de luz se interfieren y se cancelan; otras se refuerzan y producen
anillos brillantes alrededor del disco de Airy, que es el lugar donde
coincide el 86% de la luz de una estrella, distribuy éndose el resto en estos
anillos.

8. Difracción: Extensión de luz en un área en sombra, dando por resultado
bandas de luz y de obscuridad debidas a la interferencia de las ondas de
luz.

9. Límite de Dawes: La mínima separación angular de dos estrellas
observables con un telescopio de determinada apertura.
10. Límite de Rayleigh: El requerimiento de que los rayos de luz no difieran
en mas de ¼ de onda de luz.

La habilidad teórica de nuestro objetivo o espejo para condensar la luz depende
primordialmente de su apertura y posteriormente de los aumentos usados.
Este valor teórico podemos condensarlo en la siguiente f órmula:
(Factor de transmisi ón) x (Diámetro del Objetivo) 2
LUZ = -------------------------------------------------------
(Diametro de nnuestra pupila)2 x (Aumentos)2

El factor de transmisión podemos tomarlo como término general en 63% ya que
un reflector pierde aproximadamente 38% de luz y en el refractor el 36%.

El diámetro de pupila varía en cada persona, por lo que sería conveniente
determinar el propio.Esto es importante si se es aficionado a observar objetos
muy débiles en luminosidad, como lo son las nebulosas y galaxias, así que entre
mayor di ámetro se tenga en el objetivo, servirá mejor para estos fines.
Ahora veamos hasta que magnitud ve nuestro telescopio, para lo cual
requerimos de una tabla de logaritmos (literalmente así aprendí) y la siguiente
fórmula:
M = 8.8 + 5 log D
M = Magnitud
D = Apertura del telescopio
en pulgadas
Para que los cálculos sean fáciles transcribo la siguiente tabla con las aperturas
más o menos comunes.
D Magnitud
Límite
1 8.8
2 10.3
3 11.2
4 11.8
5 12.3
6 12.7
7 13
8 13.3
9 13.6
10 13.8
12 14.2

Hago notar que nuestro ojo alcanza una magnitud en condiciones perfectas de
hasta 6.5

Quizás se pregunten que para qué se busca el límite máximo de una óptica si ya
esta incluida la magnitud en la tabla que antecede, pero vale la pena checar que
nuestra óptica llega a su límite, en el objetivo o espejo, en los oculares, en la
película reflejante o antirreflejante en los componentes descolimados, en lo
sucio y en otra serie de factores que reducen la eficiencia de nuestro
instrumento; así es que se debe buscarse en cualquier atlas celeste algunas
estrellas que se acerquen a los l ímites teóricos
Resolución - Al definir el disco de Airy, mencionamos que es el disco de luz
formado por el objetivo de una imagen puntual (estrella). Para explicar esto
diremos que la luz viaja en ondas; por lo tanto viaja en todos los frentes
posibles, produciendo en el plano focal un manchón de luz al que llamaremos
disco espúreo o disco de Airy, lugar en el cual se concentra el 86% de la luz de
la estrella que se observe. El hecho de que las estrellas vistas a través de un
telescopio no se vean como puntos de luz sino como discos rodeados de anillos
de difracci ón, es muy importante, ya que del tamaño y distribución de estos
discos determinará cu ánto detalle será evidente.
Por ejemplo: si dos estrellas se encuentran muy cerca una de otra y estos discos
se superponen, sólo veremos una, por lo que para poder saber que poder de
separaci ón tiene nuestro objetivo, primero veremos algo sobre la relaci ón que
existe entre el tamaño de los discos espúreos y la apertura de nuestro telescopio.
Podemos medir estos discos de formas.
I.- Tamaño Lineal:
1.22 8F
TL = -------------
D
8 = Onda de luz amarilla .000022".
F = Distancia focal del objetivo en
pulgadas.
D = Apertura de nuestro objetivo o espejo.
II.- Radio Angular del Disco
1.22 8 X 206.265
RA = -------------------------------
D
Esta última fórmula es la importante para nosotros, porque el ángulo entre dos
objetos es lo que determina si podemos separarlos.
Las dos fórmulas anteriores nos demuestran que el radio del disco es
inversamente proporcional al diámetro del objetivo o espejo que lo produce. Así
que mientras mayor diámetro tengamos, el disco será más pequeño y por lo
tanto tendrá mayor resolución.

Ahora bien, entremos a explicar lo anterior en funci ón del l í mite Dawes,
término muy usado por los fabricantes de telescopios, quienes anuncian sus
productos diciendo que resuelven este l ímite.
Si los discos espúreos de dos estrellas se superponen sólo suficientemente para
que el centro de uno caiga en el primer anillo obscuro del otro, veremos
entonces dos estrellas.

La distancia entre ellas debe ser igual al radio de uno de los discos.
Con estos conceptos y la siguiente fórmula, podremos determinar el poder
resolutivo de nuestro instrumento.
4.56 segundos de arco
R = --------------------------------
D
R = Resolución
D = Diámetro del objetivo o espejo

Supongamos que nuestro telescopio tiene un objetivo de tres pulgadas de
diámetro y que despejando la fórmula anterior nos da un resultado de 1.52
segundos de arco. Esta es la separaci ón m ínima que en teorí a puede resolver el
telescopio del ejemplo.
Ahora bien, para poder probar la resoluci ón de nuestro telescopio, escojamos
una estrella doble con una separaci ón precisamente del doble de lo que nos dé
la fórmula; de preferencia que no sean muy brillantes y que queden incluidas
entre la cuarta y quinta magnitud, cerca del zenith y sin olvidar que necesitamos
una magnifica noche. Usemos de 30 a 40 aumentos por cada pulgada de
apertura que tenga nuestro objetivo y si tenemos suerte y nuestra óptica es
buena, veremos dos im ágenes casi rozándose.

Es necesario multiplicar por dos la separación mínima que nos dé la fórmula, ya
que ésta se refiere al radio de los discos, y sería dif í cil observar dos anillos de
difracción casi juntos, razón por la que si multiplicamos por dos obtendremos el
diámetro, y en esta forma veremos dos imágenes casi rozándose.

En cuanto a la prueba que hagamos a nuestro instrumento, es bueno decir que si
las im ágenes aunque no separadas plenamente se vean superpuestas, la óptica
está bien, sin llegar al límite Dawes. Si sólo vemos una estrella, las condiciones
atmosf éricas son pésimas o la óptica es mala. No nos desanimemos y volvamos
a probar, ya que existen infinidad de factores determinantes que quizás hagan
que juzguemos mal la calidad de la óptica.

Definición: Decíamos que la fiel reproducción de las características de un
objeto no puntual como es la Luna, los planetas, etc. Está formada por infinidad
de pequeños discos de difracción que provienen de pequeñas porciones del
objeto observado, haciendo notar que si todos estos patrones de luz tuvieran el
mismo valor, sería imposible ver detalle alguno. Afortunadamente diversos
factores lumínicos producen discos espúreos y patrones de luz de variada
intensidad y estos son los que producen las im ágenes. Cada parte de la
superficie del objetivo o espejo es instrumento en la formaci ón de la imagen
final. Así que se requiere de una absoluta uniformidad en su curvatura óptica y
es por esto que la definición primordialmente es función de la calidad óptica de
nuestro objetivo o espejo.
A diferencia de la resolución de nuestra óptica, que como decíamos
anteriormente, es aplicable al límite Dawes, en la definición, esto no es
aplicable a objetos extensos y no puntuales como la Luna, los planetas,
nebulosas, etc. Como ejemplo de esto quisiera recordar que la división de en los
anillos de Saturno descubierta por Cassini tiene una separaci ón de .5 segundos
de arco y Cassini la observo con un objetivo de sólo 2 ½ pulgadas de di ámetro.
Si aplicamos la fórmula de Dawes veremos que con esta apertura sólo
podríamos separar objetos (estrellas) separadas una de otra por 1.8 segundos de
arco

Así pues, independientemente de cualquiera otra cualidad que tenga nuestro
telescopio, la habilidad de producir im ágenes perfectamente claras y definidas,
dan la medida final de su calidad.
Aumentos.- Esto es lo que llamamos com únmente potencia de nuestro
telescopio y es un factor primordial del instrumento; mal usado con frecuencia,
ya que cuando nos iniciamos en la afici ón astronómica, pensamos que entre
más aumente un telescopio será mejor. Olvidamos por lo tanto que la potencia
de nuestro telescopio depende de los factores que ya hemos mencionado
anteriormente, es decir, de su capacidad de colectar luz, de producir detalle
(poder de resolución) de dar una imagen clara (poder de definición) lo que es
determinante para saber los aumentos óptimos para nuestro instrumento.

El aumento total de nuestro telescopio depende de las distancias focales tanto
del objetivo o espejo como de los oculares que se usen, por lo que pasaremos a
analizar un primer factor.

Aumento o Potencia del objetivo o espejo.- El tamaño de la imagen producida
por el objetivo o espejo en el foco (foco primario), depende solamente de su
distancia focal, para lo cual usando la formula siguiente obtendremos el tamaño
de la imagen primaria:
(diámetro angular del objeto)
(F)
TI = ---------------------------------------------
---
57.3
TI = Tamaño de la imagen
F = Distancia focal
57.3 = Número de grados de un radián
Ahora que ya tenemos esta primera amplificaci ón, por decirlo así , aumentemos
esta imagen por medio de los oculares mediante esta sencilla f órmula:
Fo
A = -----
Fe
A = Aumentos
Fo = Distancia focal del objetivo o espejo
Fe = Distancia focal del ocular
Para poder hacer uso de un rango amplio de aumentos, necesitamos de varios
oculares, no pretendo explicar y analizar los tipos de oculares, pero si podemos
hacer notar que éstos deberán ser de la mejor calidad posible, a fin de sacar el
máximo provecho de nuestro telescopio.
RESULTADOS DE LOS LIMITES DE AMPLIFICACIÓN O
AUMENTOS EN FUNCIÓN DEL DIÁMETRO DE NUESTRA PUPILA,
DEL OCULAR Y DE LA SALIDA DE PUPILA DE CADA OCULAR
Apertura
Límite, suponiendo que la
pupila se contrae a un
mínimo de .025 de
pulgada lo que nos da 40
X pulgada
1 40 X
2 80 X
3 120 X
4 160 X
5 200 X
6 240 X
7 280 X
8 320 X
9 360 X
10 400 X
11 440 X
12 480 X

Estos Límites pueden ser sobrepasados en ocasiones en que las condiciones
atmosféricas son perfectas, así como la óptica, pudiéndose tener en estos casos
un aumento de 60 X pulgada.

Hay que recordar que mucho aumento destruye la calidad y perfecci ón de la
imagen primaria y por consiguiente, es preferible observar planetas con 180
aumentos y ver detalle, que observarlo con 400 aumentos sin percibir m ás que
el disco y algunos caracteres notorios de la superficie planetaria.

Probemos nuestro telescopio con los límites anotados anteriormente y veamos
si realmente nuestra óptica es buena y de ser así, estaremos satisfechos de que
nuestro instrumento haya pasado otra de esas pruebas de calidad.
Campo Real y Aparente del Telescopio

El Campo Real es el diámetro angular del cielo cuya imagen reproduce el
objetivo o espejo en el foco primario.

El Campo Aparente es el producido por el ocular que en las condiciones
normales queda limitado entre los 35o y 45o aunque existen oculares que llegan
a los 90o.
Es Sabido que al estar observando a través del telescopio con grandes
aumentos, el campo disminuye y la imagen pierde brillo. La relación entre
Campo Real y aumentos, podemos resumirla en la siguiente fórmula:
Campo Aparente
Campo Real = ----------------------------
Aumentos

Suponiendo que tenemos un ocular cuyo campo aparente es de 40o distancia
focal de 10 mm. Y lo usamos con un objetivo o espejo de un metro de distancia
focal, sabremos de antemano que tenemos 100 aumentos por lo que para sacar
el Campo real utilizando la fórmula anterior tenemos.
40°
Campo Real = -------- = 0.4°
100
Ahora bien si no sabemos el Campo Aparente del ocular que usamos y tampoco
sabemos el Campo Real de nuestro objetivo o espejo, lo hacemos de la
siguiente forma:

Campo Aparente = Campo Real X Aumentos

Apuntemos el telescopio sin movimiento a una estrella y dejemos que recorra el
campo del ocular, cronometremos el paso de un lado al otro, procurando que
sea sobre el eje diametral del campo que nos ofrece el ocular. Como siguiente
paso, buscamos la declinaci ón de la estrella que hemos observado y
cronometrado, así como el coseno de la declinación y apliquemos esta formula
Campo Real = 15 X Tiempo de paso X
Coseno de la Declinación

Como Ejemplo, supongamos que apuntamos nuestro telescopio hacia la estrella
Pollux cuya declinaci ón es 35º 59´ y utilizamos un ocular que nos da 50
aumentos. El tiempo que tarda en pasar esta estrella de un lado al otro del
campo que nos ofrece este ocular es de 4'20" por lo que.
Campo Real = 15 X 4'20" X .8479 = 55
¼ minutos de arco

Ahora que sabemos el Campo Real de nuestro objetivo, pasemos a calcular el

Campo Aparente que nos brinda el ocular.

Campo Aparente = Campo Real X Aumentos

Utilizando el ejemplo anterior tenemos.
Campo Aparente = 55 ¼ X 50 = 2.763 mts. ó 49º 13'

Si nos preguntamos para qué es necesario saber el Campo Real y Aparente de
nuestro instrumento, diremos que con esto podremos usar el ocular AD-HOC
para observar objetos de diversa extensión; como ejemplos tenemos que:
M31 en Andrómeda tiene un tamaño de 40" X 160" que M42 en Ori ón tiene
40', que las Pléyades abarcan un campo de 1º 30', dato igualmente interesante
para aquellos que se dediquen a la astrofotografía
Esperamos que ahora que ya sabemos lo que hay que saber de un buen
telescopio, es decir: el límite de Dawes, el límite de Rayleigh, la salida de
pupila, el disco de Ramsden, el disco de Airy, lo que es poder de Resolución, de
Definición, los Aumentos, El campo real y el Campo Aparente, podremos
descubrir aspectos que antes ignorábamos.

[Lolo-toro]

si que es cierto lo que dices pero tambien es cierto que sera uno mejor que otro dependiendo del provecho que se le de o lo que pueda o sepa cada uno exprimirlo.

[Santeleco]

Por Dios, vaya cantidad de datos. Jo, tantos datos me marean. Si te pones a calcular todo y a tener en consideración todos los datos, hasta el Hubble parece una patata.

Muy bueno el post y la información. Te lo has currado.

[Lolo-toro]

tienes toda la razon santelenco es un mareo que fl--s

[astromates]

Es cierto que el desarrollo es bastante teórico, pero también es bastante interesante. El observador iniciado se contenta con "lo primero que ve". Conforme se van aprendiendo más detalles y se quiere afinar más en las observaciones estos conocimiento pasan de ser una curiosidad a una necesidad.
Para complementar este desarrollo dejo un enlace donde introduciendo las medidas de nuestro telescopio/ocular nos da el resto de información:
http://www.espacioprofundo.com.ar/calculadora/index.php

[andromeda5]

Hola a todos;

Aquí os pongo información para que factores tener en cuenta, a la hora de escoger un buen telescopio.

http://guia.mercadolibre.com.ar/factores-elegir-un-buen-telescopio-5543-VGP

Saludos.