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TELESCOPIOS – Conceptos Básicos

Actividades tales como la astronomía, el estudio de la naturaleza y las observaciones de los eventos deportivos deben realizarse a menudo a una distancia. Por muchas razones no podemos acercarnos lo suficiente al sujeto para ver los detalles de la manera deseada. Nuestros ojos son instrumentos para uso general, y su resolución es baja, su capacidad para aumentar es mínima y su poder para captar la luz es limitado. Por lo tanto, tenemos que usar instrumentos ópticos, como telescopios o prismáticos para mejorar nuestra visión.

El telescopio es un instrumento óptico que permite ‘acercar’ objetos distantes. Encuadra una pequeña área visual, y luego la aumenta de manera que los objetos distantes se ven más grandes. Los rayos paralelos de luz que entran en un telescopio convergen en un solo punto, llamado foco o punto focal. El punto focal es entonces aumentado por medio de una lente muy potente, o más comúnmente por un grupo de lentes, llamada ocular, que proporciona imágenes ampliadas de los objetos distantes. El ocular actúa de manera opuesta al objetivo del telescopio, coge el punto focal y lo envía al ojo.

Refractores

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Hay tres métodos básicos para dirigir los rayos de luz al punto focal. El método más antiguo utilizado por los fabricantes de telescopios era concentrar los rayos de luz haciéndolos pasar a través de uno o más bloques de vidrio con superficies curvas y pulidas. Este método produjo un tipo de telescopio denominado refractor.

Los telescopios refractores tienen varias ventajas sobre otros esquemas ópticos. La principal característica es que son “cerrados” y por lo tanto no permiten la entrada de polvo y humedad en el tubo.

Disponen de una óptica fija que no requiere colimación periódica, lo que significa que no necesitan ser ajustados por el usuario. No tienen una obstrucción central, que reduciría la entrada de luz en el tubo y provocaría una alteración del patrón de difracción. Con este diseño se obtienen imágenes de alto contraste y resolución, y están especialmente recomendados para la observación planetaria.

El problema con el diseño refractor radica en la aberración cromática, un falso color provocado por las diferentes longitudes de onda de la luz que al atravesar superficies ópticas se desvían en diversos ángulos, dando como resultado la formación de falso color alrededor de los objetos brillantes.

Esto debe ser contrarrestado con el uso de lentes adicionales. Debido a que hay que dar forma de manera muy precisa, pulir y recubrir como mínimo cuatro superficies ópticas por cada objetivo, son más caros de fabricar que cualquier otro sistema óptico.

Los refractores se caracterizan por un alto contraste, lo que los hace perfectos para la observación de objetos brillantes y contrastados, como la Luna y los planetas. Los refractores comerciales no tienen diámetros muy amplios (hasta 150 mm), por lo que no se adaptan bien a la observación de objetos débiles de cielo profundo como nebulosas o galaxias. Son, sin embargo, muy adecuados para la observación de los objetos más brillantes del catálogo Messier.

Reflectores Newton

El segundo método para concentrar la luz consiste en hacer converger los rayos de luz que se reflejan en la superficie de un espejo curvo. Está opción se consigue con un telescopio denominado reflector. El reflector más usado hoy en día se conoce como telescopio newtoniano debido a que su diseño fue hecho originalmente por Isaac Newton.

Este diseño se compone de un espejo principal cóncavo cuya superficie está tratada con un material reflectante. Los rayos de luz que entran en el telescopio son reflejados por el espejo y como no atraviesan el vidrio no producen falsos colores.

La superficie del espejo de un reflector Newton con una longitud focal larga se mecaniza dándole la forma de un casquete esférico. Este tipo de superficie óptica funciona bien con pequeños reflectores y aquellos con una relación focal mayor o igual a f/9. Sin embargo, con reflectores más grandes y los que tienen relaciones de abertura igueales o inferiores a f/8, estos espejos esféricos no logran converger todos los rayos de luz en el mismo punto focal. Los rayos procedentes de la región periférica del espejo se centran en un punto diferente que los rayos procedentes del centro, dando lugar a una imagen que carece de contraste debido a la aberración esférica.

Para corregir este defecto, las superficies de los espejos se trabajaron durante el pulido para generar una forma parabólica, lo que permite llevar todos los rayos de luz al mismo punto focal. Dado que los rayos de luz se reflejan en el espejo principal situado en el interior del tubo, deben ser desviados con el fin de poder formar la imagen. Para conseguir esto se utiliza un pequeño espejo secundario con una superficie plana, que está montado en un ángulo de 45 grados y se fija en el centro del tubo para desviar los rayos hacia el punto focal. El espejo secundario generalmente tiene una forma ovalada, para que aparezca circular al observar con un ángulo de 45 grados. El espejo secundario crea una obstrucción, lo que provoca un pequeño efecto negativo en las fotos. Modifica el patrón de difracción, que puede causar una pequeña pérdida de contraste, y reduce la cantidad total de luz que llega al punto focal. Sin embargo, la obstrucción no es apreciable en el ocular.

Dado que el ocular se encuentra cerca de la parte frontal del tubo, los reflectores Newton suelen quedar en posiciones más bajas, lo cual facilita la observación y ofrece mayor estabilidad. Por lo tanto, debemos dar la forma adecuada, pulir y tratar ópticamente sólo dos superficies ópticas, que además pueden comprobarse por separado. Esto hace que la óptica de un reflector sea menos costosa de producir que la de cualquier otro diseño óptico. El aspecto negativo de un telescopio reflector newtoniano es que generalmente tiene un tubo largo, que al adaptarse a una montura ecuatorial alemana puede ser más propenso a vibraciones bajo la acción del viento con relación a los esquemas ópticos más reducidos. Por otro lado, hay que tener en cuenta que la colimación de ambos espejos es parte del mantenimiento normal de los telescopios reflectores.

Los telescopios newtonianos del mercado tienen una buena apertura (normalmente parten de 114mm) y mayor luminosidad, lo que los hace idónes para la observación de objetos débiles como nebulosas, galaxias y cúmulos de estrellas. Su bajo contraste no permite obtener colores brillantes o imágenes con alto grado de resolución en objetos como la Luna y los planetas, como es el caso de los refractores.

Cassegrain

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Un tercer grupo de telescopios, llamado Cassegrain, es un híbrido de los dos esquemas descritos anteriormente. Los telescopios Cassegrain utilizan una combinación de espejos y lentes para captar y converger los rayos de luz. Ejemplos de estos instrumentos son los diseños Schmidt-Cassegrain y Maksutov-Cassegrain.

Los telescopios Schmidt-Cassegrain utilizan una delgada placa correctora de vidrio de forma asférica, que es una lente a la que se da una forma especial, adaptada a la forma del espejo primario, para corregir la aberración esférica. Los rayos paralelos de luz entran en el telescopio a través de la placa correctora y luego se reflejan desde el espejo primario a un espejo secundario convexo que está montado dentro del punto focal y es concéntrico con la placa correctora. El espejo secundario refleja la luz hacia el ocular atravesando un orificio en el centro del espejo primario. El ocular puede ser colocado directamente detrás del espejo primario o en un prisma cenital que altera el ángulo de visión. El enfoque se consigue moviendo generalmente el espejo primario.

Los telescopios Maksutov-Cassegrain son similares a los Schmidt-Cassegrain. Ellos también tienen un lente para corregir la aberración esférica, pero a diferencia de la placa correctora de Schmidt, se trata de una lente correctora con cierto espesor con un menisco. La luz entra a través de la superficie cóncava de la lente correctora y el espejo primario la refleja hacia el espejo secundario, que a menudo está constituido por un área circular metálica en el centro de la superficie convexa de la lente correctora. Como en el caso de los Schmidt-Cassegrain, los rayos de luz se reflejan a continuación, a través de un agujero en el centro del espejo primario, para incidir en el ocular.

Este diseño óptico es más fácil de producir en comparación con el Schmidt-Cassegrain, pero el espesor de la lente correctora hace que sea más pesado.

El telescopio Maksutov-Cassegrain fue diseñado alrededor de 1940 por varios inventores con versiones ligeramente diferentes unas de otras. Los telescopios Maksutov-Cassegrain comerciales disponibles hoy en día tienen diseños ópticos similares. La principal ventaja de este diseño óptico es que, debido a que la trayectoria del haz de luz recorre el interior del tubo varias veces, podemos disponer de un telescopio muy compacto y fácilmente transportable con una longitud focal larga.

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Los telescopios Schmidt-Cassegrain se definen como “todo terreno”, ya que son útiles en todos los campos: observación planetaria y de cielo profundo, fotografía planetaria de alta resolución, fotografía de cielo profundo de larga exposición.

Los instrumentos Maksutov-Cassegrain son muy indicados principalmente para la observación de los planetas, la Luna y estrellas dobles. Su relación focal baja (luminosidad), les lleva a ser menos adecuados para cielo profundo, especialmente con pequeños diámetros.

TELESCOPIO – Características

Diámetro – La apertura de un telescopio es el diámetro de la lente objetivo o espejo expresada en milímetros o pulgadas. Cuanto más grande es la apertura, más luz entrará y más luminosa será la imagen. Al aumentar la apertura, se incrementan los detalles visibles y la nitidez de la imagen.

Distancia focal – Es la distancia (expresada en milímetros) de un sistema óptico desde la lente objetivo (o espejo primario) al punto focal del telescopio. Cuanto mayor es la distancia focal de un telescopio, mayor aumento se consigue. La imagen será mayor y el campo de visión más pequeño.

Relación focal – Es la relación existente entre la distancia focal del telescopio y su apertura. Por ejemplo, la relación focal f/ de un telescopio de 200mm de apertura y 1000mm de distancia focal es igual a: 1000/200=5 (f/5). Los telescopios con relaciones focales entre f/4 y f/6 son considerados “luminosos” o “rápidos”. Estos ofrecen aumentos más reducidos y campos de visión más amplios en comparación con aquellos comprendidos entre f/8 y f/15.

AumentoEsclavas Mujer Sandalias Para Y Xti Romanas Camel 0NP8XwOnk – El equívoco más común relacionado con los telescopios es su elección basada en el aumento que pueden alcanzar. En realidad, un telescopio debe evaluarse en función de su apertura y capacidad de captación de la luz. La apertura de un telescopio es más importante que el aumento, ya que determina la capacidad del instrumento de mostrar detalles de objetos pequeños, débiles y distantes.

Aumento máximo – Cuando se observa un objeto astronómico, estamos atravesando una capa de aire, que rara vez se mantiene estable. Del mismo modo, cuando realizamos observaciones terrestres, hemos de atravesar capas de aire caliente que irradian de la tierra, las casas, los vehículos, etc. Una regla mental para calcular el aumento máximo recomendable es multiplicar por dos el diámetro del objetivo en milímetros, siempre y cuando las condiciones atmosféricas sean buenas.

Por ejemplo, un telescopio de 114mm de diámetro puede alcanzar en condiciones ideales 2 x 114 = 228 aumentos.

Generalmente, como las condiciones no son perfectas, debido a turbulencias, estos aumentos resultan excesivos. Es entonces recomendable emplear aumentos inferiores.

Resolución – La resolución final que un telescopio astronómico puede ofrecer depende de la cantidad de luz que puede captar. Cuanto mayor es el diámetro, mayor es la resolución y tanto mejor la calidad de la imagen.

Sin embargo, hay ciertos momentos cuando la atmósfera terrestre está bastante agitada, en que un telescopio de menor diámetro puede ofrecer mejores imágenes ya que capta menos zonas turbulentas. Las condiciones del cielo están determinadas básicamente por dos características atmosféricas: una es el “seeing”, que se refiere a la estabilidad del aire, y la otra es la transparencia, que se refiere a la calidad del aire y que depende de la cantidad de vapor de agua y polvo presentes en la atmósfera.

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