Telescopio :-) instrumento óptico astronómico que permite la observación de cuerpos muy alejados. La función principal de los telescopios es captar la luz procedente de los objetos conduciéndola después hacia un ocular, placa fotográfica o cualquier otro tipo de dispositivo para su observación y estudio. Pueden recoger más luz y permiten ver más detalles de lo que es posible para el ojo humano y este poder aumenta al aumentar la abertura (diámetro del objetivo).

Lente: pieza de vidrio trabajada de forma concreta que permite la obtención de imágenes por efecto de los fenómenos de refracción.

Espejo: superficie límite de un medio en la que se produce la reflexión de la luz.

Foco (f): punto en el que los rayos de luz convergen al refractarse en una lente o reflejarse en un espejo. El foco de toda lente o espejo se sitúa en algún punto de la recta de su eje.

Distancia focal (F): la distancia que media entre el centro del objetivo (lente o espejo) y el punto donde los rayos de luz convergen, es decir, el foco. Esta distancia depende de la curvatura de las lentes o espejos

Objetivo: elemento de un instrumento óptico dispuesto en dirección al objeto que se quiere observar. Los objetivos de los instrumentos ópticos son lentes o espejos y sobre ellos incide la luz proveniente de los objetos observados, refractándose en el caso de las lentes o reflejándose en el caso de los espejos.

Aberración óptica: distorsión producida por un sistema óptico que produce una imagen imperfecta del objeto observado. La aberración cromática se origina cuando los rayos de luz de distinta longitud de onda no coinciden en el foco. La aberración geométrica produce imágenes distorsionadas y/o de poca nitidez.

Ocular: lente o sistema de lentes de un instrumento óptico y que constituye la parte donde aplica el ojo el observador. El ocular se sitúa en el foco del objetivo del instrumento y facilita y aumenta la imagen proporcionada por éste. Aparte del empleo de uno u otro tipo de lentes la característica que más diferencia a los oculares es su distancia focal que es la que, en última instancia, proporciona los aumentos.

El telescopio es un instrumento óptico y como tal los elementos constituyentes básicos son los propios de la óptica: lentes y espejos. Una lente es un material transparente limitado por dos caras con una determinada curvatura (aunque una de ellas pueda ser también plana). Un espejo es una superficie lisa que puede ser plana o poseer curvatura y capaz de reflejar prácticamente el 100% de la luz incidente. Lentes y espejos pueden ser convergentes cuando concentran los rayos luminosos y divergentes cuando los separan.

En una lente la luz desvía su trayectoria al pasar a través de ella. Es el fenómeno de refracción, que se produce siempre que la luz pasa de uno a otro medio. En los espejos la luz también cambia de dirección pero, esta vez, reflejándose según un determinado ángulo. Este es el fenómeno de reflexión.

El ángulo con el que la luz se refracta o refleja depende respectivamente del tipo de lente o espejo y precisamente esos tipos vendrán dados por la curvatura con la que hayan sido construidos. Así pues tendremos lentes biconvexas, plano convexas, bicóncavas... y espejos planos, cóncavos y convexos. Además la curvatura puede obedecer a una determinada geomería: circular, parabólica, hiperbólica, etc. y el ángulo de refracción, en el caso de las lentes, al índice de refracción del tipo de material empleado en su construcción.

En el apartado óptico de los telescopios suelen combinarse distintos tipos de estos elementos con un doble objetivo: por una parte el propio de todo telescopio que es el conseguir aumentar la imagen de objetos muy lejanos y, por otro, el de corregir las aberraciones ópticas para conseguir una imagen de calidad. Así pues es habitual la construcción de lentes que son en realidad una conposición de dos o más tipos, o la combinación de lentes y espejos en algunos modelos de telescopios.

Lo que sigue pretende explicar el funcionamiento del telescopio empleando para ello el modelo de lentes por ser más fácil de representar gráficamente, aunque sin dificultad podrá extenderse a un modelo basado en espejos. Con ello se extraerán rápidamente los dos conceptos esenciales de estos instrumentos: la logitud focal (F) y el diámetro del objetivo (D).

Sea lente o espejo su función es la de concentrar en un punto "próximo" la luz (léase imagen) de un objeto distante. A éste primer elemento se le denomina objetivo ó lente -o espejo- principal. La imagen real así obtenida puede ser ampliada con otra lente llamada ocular que podemos considerar que actúa a modo de lupa (pero sin aumentar la imagen, como se verá enseguida).

Siguiendo la Figura 1, a la distancia entre el centro de la lente objetivo (punto O) y su foco (punto F1') se le llama longitud focal, que es precisamente la que correspondería a un telescopio sobre el cual estuviera montada. Se representa por la letra F y su valor suele venir expresado en milímetros.

El ocular se coloca entonces de manera que su foco (punto F2) coincida con la imagen formada por el objetivo. En esta situación el observador recibe una imagen virtual e invertida de igual tamaño que la formada por el objetivo pero, al originarse un gran aumento angular, se ve con mayor detalle.

Ahora bien, si simplemente sutituímos la lente objetivo de la Figura 1 por otra con una distancia focal mayor (ver Figura 2) comprobaremos como la imagen real que se forma es de mayor tamaño que en el primer caso. El ocular sigue cumpliendo exactamente la misma función que antes, pero la imagen que percibirá el observador es más grande.

El mismo experimento que hemos hecho con el objetivo podríamos hacerlo también sustituyendo el ocular por otro de distinta longitud focal. En este caso sucedería como si en realidad se estuviera variando la longitud focal del objetivo, y ya se ha visto como el tamaño de la imagen aumenta o disminuye según la distancia focal del objetivo.

De aquí se desprende la idea (que se verá más adelante en este mismo tema) de que el aumento que puede proporcionar un telescopio no depende solamente de la longitud focal del ocular empleado, sino también de la longitud focal del propio telescopio (es decir, la de la lente o espejo principal).

Con lo visto hasta ahora parece como si la "capacidad" de un instrumento de este tipo estubiera basada únicamente en la longitud focal del objetivo sin importar para nada el tamaño de éste. Lo cierto es que desde el punto de vista de la potencia esto es realmente así. Pero si tenemos en cuenta que lo que vemos de un objeto cualquiera no es más que la luz que refleja, podemos empezar a pensar que cuanto mayor sea la superficie capaz de captar esa luz más veremos de ese objeto.

Dándole forma a ese razonamiento se llega pronto a la conclusión de que si aumentamos el diámetro de la lente principal (o el espejo) aumentaremos también la capacidad para captar más luz. A ese tamaño del objetivo se le conoce con el nombre de diámetro del objetivo ó abertura. Se representa con la letra D y su dimensión se expresa también en milímetros.

Aunque algo desafortunada la figura intenta mostrar cómo una abertura mayor consigue captar más luz. Para ello se ha hecho un gradiende desde el color rojo del cuadrado superior hasta el azul del cuadrado inferior. Ese gradiente se ha aplicado a las zonas de luz incidente y focales para cada tamaño de objetivos representados.

Se observa fácilmente como en el objetivo A la mezcla de colores se produce rápidamente y los colores de partida se muestran sólo en los límites del gradiente. Sin embargo en el objetivo B la mezcla se produce a lo largo de una franja mayor distiguiéndose por mayor tiempo los dos colores originales. También, en la punta del cono de ambas lentes (que correspondería al foco del objetivo), se observa como la mezcla es casi total en el caso A, mientras que todavía se perciben tonos distintos en el caso B. Es por ello que del mismo objeto veremos -por contrastes de ondas de luz- muchos más detalles utilizando un diámetro de abertura mayor como en el objetivo B que utilizando uno como el del A.

Nota: las representaciones gráficas mostradas son sólo intuitivas y no se corresponden con exactitud con la realidad de la óptica de un telescopio.

Existen dos tipos de telescopios: los refractores cuya óptica está basada en el empleo de lentes y los reflectores basados en espejos. Del empleo de uno u otro de estos dos esquemas ópticos, o de su combinación, surgen distintos diseños en su construcción:

Son muchas las características que diferencian a los distintos tipos de telescopios y que les proporcionan diferentes prestaciones, pero existe una que siempre debe tenerse en cuenta: el diámetro del objetivo (D). La razón es simple, cuanta más luz sea capaz de captar un telescopio mejor será la definición de la imagen que proporcione y podrán observarse muchos más detalles, incluso de objetos poco luminosos.

Pero para los aficionados existe un argumento que relativiza el ideal de poseer un telescopio con un mayor tamaño del objetivo: cuanto mayor sea éste más voluminoso y pesado será el telescopio y ello tiene consecuencias inmediatas para su manejo y, sobre todo, para su transportabilidad. Un mayor peso y/o volumen también obliga al empleo de una montura robusta y estable que proporcione el mejor soporte posible al instrumento. Teniendo esto en cuenta y sumando además el resto de características de los distintos telescopios, resulta que la elección de uno u otro no resulta tan sencilla como pueda parecer al principio.

En los siguientes apartados se ofrece una visión general de los tipos de telescopios que podemos encontrar en el mercado y de sus características. Aparecerán algunos conceptos que sólo serán nombrados pero que serán tratados en el apartado Números y Fórmulas del Telescopio, al cual remito al lector para una mejor comprensión de lo que a continuación se expone.

 3.1. TELESCOPIOS REFRACTORES

En su esquema básico el objetivo de un telescopio refractor está formado por una lente objetivo colocada en un extremo del tubo que proyecta la luz hacia el fondo, donde se colocará el ocular a través del cual se observa. No obstante, actualmente casi todos los telescopios refractores utilizan como objetivo un conjunto de dos o más lentes que se complementan oportunamente para reducir o eliminar la aberración cromática y la esfericidad que se produce con este tipo de ópticas.

Para el uso del aficionado el diámetro del objetivo de estos telescopios suele estar comprendido entre los 60 mm. y los 100 mm. Diámetros superiores los encarece sobremanera por la dificultad de conseguir lentes de gran diámetro con calidad aceptable, además de aumentar el peso y el tamaño de todo el conjunto que obliga a emplazamientos fijos.

Si la calidad de las lentes es alta estos telescopios ofrecen una gran definición y contraste, haciéndose especialmente aptos para la observación de astros brillantes al tiempo que permiten obtener aumentos relativamente elevados con oculares de focal larga.

Los telescopios refractores son los de más fácil mantenimiento y su facilidad de manejo los hace idóneos para los principiantes.

 3.2. TELESCOPIOS REFLECTORES

Los telescopios reflectores utilizan como objetivo un espejo llamado primario (generalmente parabólico) colocado al final del tubo óptico que proyecta la imagen hacia un espejo secundario que la envía a su vez hacia el ocular. Al intervenir más elementos es necesario que todos estén bien alineados, a lo cual se le llama colimación. Puesto que la fabricación de espejos de gran diámetro es relativamente sencilla y barata se pueden obtener instrumentos de tamaño medio a precios muy ajustados. Los diámetros de estos espejos suelen estar comprendidos entre los 100 mm y los 250 mm para telescopios pequeños y medios o llegar incluso a los 7 metros en alguno de los grandes telescopios.

Son telescopios muy luminosos y de elevado poder resolutivo que los hace aptos para un gran número de prácticas de observación. Además, los de tamaño pequeño y medio son fáciles de montar y desmontar lo que facilita su transporte a zonas alejadas de los núcleos de población.

 Reflectores NEWTONIANOS

Es el más sencillo de los telescopios reflectores y su invención se debe al físico Isaac Newton (1672). Son instrumentos muy versátiles que hacen posible muchas combinaciones de diámetros de objetivo (D) y distancias focales (F) proporcionando una amplia gama de relaciones focales, lo que repercute directamente en el empleo que quiera darse.

En este tipo la luz entra por un extremo del tubo y se refleja sobre el espejo primario situado en el fondo que, a su vez, la reenvía nuevamente hacia atrás donde el espejo plano secundario la dirige al exterior del tubo donde se sitúa el ocular. El espejo primario puede responder a una geomería circular, parabólica, elipsoide o hiperbólica, donde cada tipo corrige de alguna manera la aberración por esfericidad pero provoca otras según sea la posición del objeto a observar. En todo caso en los telescopios newtonianos -donde el objeto está en el infinito- el mejor tipo de espejo primario es el parabólico que, aunque presenta aberración de coma, puede quedar corregida notablemente si la relación focal es alta (ver más abajo en este mismo tema).

La principal ventaja de estos telescopios sobre los refractores es que son de tubo relativamente corto poseyendo aberturas mayores. Pero su desventaja es que, al tener el ocular en el extremo superior del tubo, "apuntar" al objeto que queremos observar no resulta tan fácil ni inmediato.

 Reflectores CASSEGRAIN

Muy similar al newtoniano, en el reflector Cassegrain el espejo plano secundario es sustituido por un espejo convexo hiperbólico que reenvía la luz nuevamente hacia el primario donde, gracias a un orificio practicado en su centro, los rayos convergen en el foco situado en la parte posterior del tubo. El espejo primario es de tipo paraboide.

Debido a la doble reflexión los telescopios Cassegrain tienen distancias focales largas en tubos de muy corta longitud por lo que son muy manejables, además de proporcionar grandes ampliaciones.

Generalmente ofrecen una calidad y precisión óptica indiscutible que los hace aptos para el estudio de las superficies de los planetas y de las estrellas dobles, además de ser idóneos para la fotografía y otros tipos de análisis más complejos.

Por su elaborada óptica y precisión mecánica estos instrumentos son de coste elevado.

 3.3. TELESCOPIOS CATADIÓPTRICOS

Este tipo de telescopios emplean en su esquema óptico un sistema de lentes y espejos muy similar al de las cámaras fotográficas. Su diseño está basado en las cámaras Schmidt en las que la luz atraviesa una lente correctora antes de reflejarse en el espejo primario. La lente correctora tiene la función de provocar una aberración igual y contraria a la producida por los dos espejos para anularla y su empleo es precisamente el elemento óptico que los diferencia de los dos tipos vistos anteriormente.

 Catadióptricos SCHMIDT-NEWTON

Es una combinación de los sistemas Schmidt y Newton. En realidad se trata de un Newton al que se le ha colocado una lente correctora Schmidt en el extremo del tubo.

La ventaja de este diseño sobre los reflectores newtonianos es que la imagen es de mayor calidad al eliminarse la aberración de coma que se produce en estos últimos. Además los tubos suelen ser significativamente de menor longitud.

 Catadióptricos SCHMIDT-CASSEGRAIN

Aquí se trata de una combinación de la cámara Schmidt y un reflector Cassegrain. El espejo secundario envía la luz fuera del tubo por su parte posterior a través del orificio practicado en el espejo primario. Sus características los hacen especialmente idóneos para la fotografía astronómica (especialmente con cámaras CCD, para digitalización), pero son igualmente adecuados para cualquier otra especialidad.

Se presentan con aberturas a partir de 200 mm. pese a lo cual los tubos son extremadamente cortos lo que facilita su manejo y transporte.

 Catadióptricos MAKSUTOV

Toman el nombre del soviético Maksutov (1896-1964), que en 1946 fue el primero en realizarlo. En apariencia y disposición óptica son idénticos a los Schmidt-Cassegrain. La diferencia es que la lente correctora (ver el esquema del Schmidt-Cassegrain) tiene un diseño distinto, más complejo y de mayor calidad que la lente Schmidt. Los Maksutov eliminan tanto las aberraciones cromáticas como las esféricas que puede llegar a apreciarse con telescopios construidos con otras ópticas y la calidad de imagen supera el de cualquier otro esquema óptico.

Se presentan con aberturas a partir de 90 mm. en adelante y gozan -aparte de la calidad de imagen- de las mismas prestaciones que los Schmidt-Cassegrain a cambio de un coste mayor.

 3.4. CARACTERISTICAS, VENTAJAS E INCONVENIENTES

La siguiente tabla pretende hacer un resumen de algunas de las características prácticas de los telescopios más habituales, al margen de sus prestaciones más técnicas y al margen también de sus calidades, que se considerarán siempre las óptimas para cada tipo de instrumento.

Por transportabilidad entenderemos la facilidad con la que se procede al montaje y desmontaje del telescopio en su correspondiente montura y su transporte. Aunque hasta ahora no se ha hablado de monturas sólo decir que será norma que a mayores telescopios más robusta -y por tanto pesada- será su montura, lo que afectará también a su transportabilidad.

El mantenimiento hace referencia a las operaciones de corrección del centrado de objetivos y su limpieza, alineación de lentes y en general a todo aquello referente a la manipulación de las partes ópticas y partes mecánicas ajenas a las que son propias del uso cotidiano para la observación. Se dan por hechas las operaciones de cuidado y mantenimiento normales en cualquier instrumento óptico.

Los usos del telescopio tiene que ver con aquel tipo de observaciones y prácticas para las cuales son más aptos.

El coste viene influenciado por todas las características del telescopio tanto ópticas como constructivas y también por su montura. Aquí se entenderá que las calidades son las óptimas y que la montura es la adecuada.

En cualquier caso siempre se estará haciendo referencia a telescopios de aficionado que ofrezcan la posibilidad de ser transportados y cuyas características alcancen hasta el límite en el que el instrumento pueda ser considerado de uso profesional.

Tipo	Transportabilidad	Mantenimiento	Usos	Coste
REFRACTORES	Cómodo hasta los 80 ó 100 mm.	Fácil	A	Económicos hasta los 80 ó 100 mm.
NEWTONIANOS	Cómodo hasta los 150 mm.	Delicado, pero puede realizarlo el propio usuario	B	Económicos proporcionalmente a sus prestaciones
CASSEGRAIN	Transportables hasta los 200 mm	Reservado a casas o personal especializado	C	Caros
SCHMIDT-CASSEGRAIN			C	Muy caros
MAKSUTOV			C	Los más caros

(A) Refractores: Adecuados para astros brillantes y cuando la observación requiere grandes aumentos sin que se vea mermada la definición ni el contraste. Muy adecuados para la observación planetaria, en el estudio de las protuberancias solares y de sistemas dobles o múltiples.

(B) Newtonianos: Muy versátiles y adecuados para cualquier tipo de observación por su luminosidad y resolución considerables. Los de relación focal baja son más adecuados para la fotografía, los de relación focal alta para la observación a grandes ampliaciones y los de relación focal media aúnan las dos características anteriores. Para una mejor comprensión de las relaciones focales puede verse más abajo el apartado Números y Fórmulas del Telescopio.

(C) Cassegrain, Schmidt-Cassegrain y Maksutov-Cassegrain: Son muy versátiles y permiten trabajar, al igual que los Newtonianos, en toda la gama de especialidades existentes. Su elaborada y excepcional calidad óptica, así como de las monturas que normalmente los acompañan los convierten, a partir de los 300 mm., en instrumentos de uso profesional de muy altas prestaciones. Al nivel del aficionado medio son especialmente adecuados para la fotografía astronómica de alta calidad con cámaras CCD.

El ocular es la pieza óptica formada por no menos de dos lentes montadas en el interior de un barrilete metálico que recoge y amplía la imagen proyectada por el objetivo del telescopio. Aunque es el objetivo del telescopio el que determina la resolución y la calidad de los detalles de la imagen, el ocular es la pieza clave que permite que esa resolución y calidad se hagan perceptibles. A los oculares debe exigírseles tanta o mayor calidad óptica que a la del propio telescopio.

 Diámetros

Por diámetro del ocular se entiende el del barrilete que contiene las lentes y que será colocado en el portaocular del telescopio. Existen tres diámetros estándar en la fabricación de oculares: los de 24,5 mm. y 31,8 mm. propios de la mayor parte de los telescopios de aficionado y los de 50,8 mm. de los telescopios medios y grandes de uso prácticamente profesional.

 Longitud focal y ampliación

Aparte de cumplir con la función principal de proyectar hacia el ojo del observador la imagen recogida por el objetivo los oculares, en función de su longitud focal, proporcionan también imágenes con distintas ampliaciones.

La longitud focal de los oculares va desde 4 mm. (para altísimas ampliaciones) a 60 mm. (para ampliaciones muy bajas). Se observa pués que la ampliación que se consigue con un ocular es inversamente proporcional a su longitud focal: a menor longitud focal mayor ampliación y biceversa.

Aunque se estudiará mejor en el apartado Números y Fórmulas del Telescopio quiero adelantar aquí que si bien los oculares proporcionan el aumento de la imagen este aumento dependerá de la longitud focal (F) del telescopio. Es decir, un mismo ocular aplicado a telescopios de distinta F proporcionará también aumentos distintos.

Por norma general al referirnos al número de aumentos que proporciona un ocular lo hacemos utilizando la siguiente nomenclatura: escribimos el número de aumentos seguidos de una X. De esta manera un ocular que proporciona 100 aumentos lo escribimos 100X.

 Esquemas ópticos

Por otra parte hay en el mercado una amplia gama de oculares con distintos esquemas ópticos, cada uno de ellos adecuado para un cierto tipo de observación. Los más habituales entre los instrumentos de aficionado son los siguientes:

 Extracción pupilar

La extracción pupilar es la distancia a la que hay que mantener el ojo del ocular para percibir todo el campo visivo. Los oculares de poca longitud focal suelen tener una extracción pupilar menor que los de distancia focal mayor.

El que tengamos que acercar más o menos el ojo al ocular para poder ver la totalidad de la imagen parece no tener mucha importancia hasta que nos damos cuenta de que cuanto más pegado está el ojo al ocular más incómoda es la observación, además de lo que este hecho puede suponer para las personas que llevan gafas y que no pueden acercarlo tanto debido a los cristales correctores.

 Pupila de salida

Se llama así al diámetro que tiene el haz de luz que sale del ocular y está en función de la longitud focal (F) del telescopio, del diámetro (D) del objetivo y de la longitud focal del ocular. Esto quiere decir que un mismo ocular aplicado en telescopios de distinta D y F puede proporcionar pupilas de salida diferentes.

El concepto es importante porque afecta a la luminosidad de la imagen y ya hemos visto que a menor luminosidad menor detalle. Sabiendo además que la pupila del ojo humano tiene un diámetro máximo aproximado de 7 mm. es conveniente no aplicar oculares que produzcan una pupila de salida superior a ese diámetro. Los oculares de ampliación baja producen pupilas de salida más grandes y es por ello que los telescopios tienen una ampliación mínima limitada, fuera de la cual no pueden ser usados.

 4.1. LA LENTE DE BARLOW

La lente de Barlow no es propiamente un ocular, pero como se emplea conjuntamente con éstos he decidido incluirla dentro del apartado de oculares.

Consiste en una lente cóncava o un grupo de lentes que, colocada en el portaocular del telescopio, duplica o triplica su longitud focal F. En el primer caso se trataría de una lente de Barlow 2X y en el segundo de una lente de Barlow 3X. También las hay 4X pero creo que incluso la 3X resultan exageradas.

La consecuencia de ver duplicada o triplicada la longitud focal del telescopio es inmediata y no es otra que la de duplicar o triplicar también los aumentos que proporciona un determinado ocular. De esta manera si a un telescopio con F=1000 mm. se le aplica un ocular de 25 mm. obtendremos una ampliación de 40X (1000/25), pero con una lente de Barlow 2X se duplica la longitud focal convirtiéndose en F=2000 mm. y la ampliación resultante aplicando el mismo ocular será ahora de 80X (2000/25).

Las ventajas del empleo de las lentes de Barlow son principalmente dos: por una parte permiten disponer de un número menor de oculares y por otra ofrecen ampliaciones mayores con oculares de focal más larga, manteniendo una cómoda extracción pupilar. La principal desventaja tampoco se hace esperar: disminuye la luminosidad de la imagen con lo que algunos detalles dejarán de ser percibidos.

No se debe escatimar en precio a la hora de adquirir una lente de Barlow. Una demasiado barata indica mala calidad y con ella no tendremos más que problemas y decepciones.

En los apartados anteriores se han ido introduciendo distintos términos que han sido explicados y comentados en su momento o que simplemente han sido nombrados. En cualquiera de los dos casos aquí van a ser estudiados con mayor profundidad y tratados de una manera distinta: por una lado veremos cual es su procedencia recurriendo a las fórmulas que los originan y por otro los aplicaremos a nuestro propio telescopio de una manera práctica. Podremos además poner a prueba aquello de "que pasaría si..."

Entrada de Datos

Datos del TELESCOPIO Diámetro del objetivo: D = mm. Longitud focal: F = mm.

Datos de los OCULARES Oc1: mm.  Oc2: mm.  Oc3: mm. Oc4: mm.  Oc5: mm.  Oc6: mm.

Es necesario pulsar el botón cada vez que se modifique algún dato de entrada

Resultados

[Relación focal] [Resolución] [Mínimos y Máximos] [Magnitud límite] [Ampliaciones] [Obstrucción]

En los siguientes apartados se muestran los resultados de los cálculos y se comentarán también los valores obtenidos. Pulsa sobre el enlace [Entrada de datos] para modificar o introducir nuevos datos.

 Luminosidad relativa: la relación focal (f/)

[Entrada de datos]

La luminosidad relativa de un telescopio es el valor que expresa el poder de captación de la luz. Este valor se expresa como la relación entre la longitud focal (F) y el diámetro (D) del objetivo expresados ambos en milímetros y recibe el nombre de relación focal ó relación de abertura.

f = F / D

Para los valores F y D introducidos resulta f/

Interpretación:

Relación focal entre f/3,6 y f/5:

Este tipo de telescopio posee un campo visual grande y son muy luminosos. Son ideales para la fotografía porque permiten tiempos de exposición muy cortos disminuyendo así el tiempo empleado en el seguimiento del objeto, lo que hace reducir también el posible desencuadre, sobre todo cuando el seguimiento se hace manualmente a través de los mandos de la montura.

Por otra parte no son adecuados para ampliaciones altas pero permiten captar un gran número de objetos de poca luminosidad del espacio profundo, cosa para la cual están especialmente dotados.

Empleando una lente de Barlow este tipo de telescopios pueden cambiar su relación focal baja a una más alta añadiendo así más prestaciones al instrumento. Pero como ya se ha comentado en otro momento, el empleo de una lente de este tipo, pese a ser de excelente calidad, disminuye la luminosidad.

Relación focal entre f/6 y f/10:

Al ser un término medio entre los telescopios de relación focal baja y los de relación focal alta poseen las características de ambos. Así pues son muy versátiles y adecuados para todo tipo de observaciones sin especializarse en ninguna de ellas. Este mismo razonamiento se aplica también a la fotografía.

Relación focal entre f/11 y f/16:

Son los telescopios menos luminosos y aunque no son adecuados para la fotografía de objetos débiles, ni siquiera con tiempos de exposición largos, sí hacen posible la fotografía de la Luna, el Sol y los planetas con una excelente calidad, así como para el estudio de sistemas múltiples.

Permiten ampliaciones altas con oculares de focal larga con una cómoda extracción pupilar. Ofrecen además imágenes muy contrastadas de los objetos observados que tendrán que ser, preferiblemente, planetas y otros objetos brillantes. No son adecuados para la observación de objetos del espacio profundo.

Al igual que la lente de Barlow permite incrementar la relación focal en telescopios de relación focal baja, también existe para este tipo de telescopios una lente (o sistema de lentes) que la disminuyen. Son los llamados reductores de la focal que aplicándolos proporcionan relaciones focales f/ menores aumentando el rango de prestaciones del instrumento.

 Poder de resolución (Pr)

[Entrada de datos]

Es la capacidad que tiene el telescopio de separar detalles muy cercanos entre sí. Esta capacidad depende enteramente del diámetro del objetivo. No existe una fórmula que ponga en relación los distintos elementos ópticos del telescopio para averiguar su poder de resolución. Por el contrario, la fórmula utilizada está basada en datos empíricos (pruebas de ensayo y error) y se debe al físico Dawes; en ella el diámetro del objetivo (D) debe expresarse en milímetros.

Pr = 115 / D

Para el valor D introducido resulta Pr = "

Interpretación:

El grado angular ó grado de arco es la medida empleada para describir el diámetro de los objetos y las distancias entre estos. Su concepto es sencillo: si tomamos una circunferencia podemos dividirla en 360 grados y podemos quedarnos con un arco de la misma que medirá un determinado número de grados. Ese arco con esos grados es una medida que, "colocada en el firmamento", puede estar describiendo, por ejemplo, la distancia de separación entre dos objetos.

Pero normalmente las distancias y diámetros que mediremos serán menores que un grado, así pués se debe dividir la unidad (el grado de arco) en fracciones dando lugar a un sistema sexagesimal en el que un grado de arco son 60 minutos de arco y cada minuto de arco son 60 segundos de arco.

Los grados se representan con el símbolo (°), los minutos con el símbolo (') y los segundos con (")

Como referencia puede decirse que el diámetro aparente de la Luna llena es de medio grado de arco (0,5°) que es lo mismo que 30 minutos de arco (30') que es lo mismo que 1800 segundos de arco (1800")

Si fuéramos los desafortunados poseedores de un telescopio con un Pr = 30' sólo seríamos capaces de distinguir con él dos estrellas que en el cielo estuvieran tanto o más alejadas, la una de la otra, como el diámetro aparente de la Luna llena.

 Ampliaciones mínimas y máximas

[Entrada de datos]

Ciertamente bastaría utilizar un ocular con una longitud focal muy corta para conseguir un aumento extraordinariamente alto en cualquiera que fuera el telescopio empleado. Pero la realidad práctica dista mucho, en este caso, de las pretensiones teóricas de la relación F(objetivo)/F(ocular) que proporciona el valor del aumento obtenido al aplicar un ocular con focal F(ocular) a un telescopio con focal F(objetivo). Así pues todos los telescopios tienen limitada su potencia a unos mínimos y a unos máximos aumentos fuera de los cuales son totalmente inoperativos por la merma de calidad óptica que sufre la imagen obtenida.

Existen dos fórmulas que establecen "in extremis" los límites inferior y superior de la potencia que puede alcanzar un telescopio, pero los valores proporcionados son tan extremos que difícilmente serán validos en telescopios que no dispongan de una calidad óptica simplemente perfecta.

Lim. inf. teórico = D x 0,15

Lim. sup. teórico = D x 2,4

Más realista y en consonancia con la operatividad práctica es aquella afirmación comunmente aceptada por la que se establece que la potencia máxima de un telescopio no debe ser superior al valor que resulta de multiplicar por 2 el diámetro de su objetivo. Y por lo que respecta a la potencia mínima calcularla teniendo en cuenta una pupila de salida de 6 mm. Tenemos para ello estas otras dos fórmulas:

Lim. inf. práctico = D / 6

Lim. sup. práctico = D x 2

Pero la cuestión no ha terminado todavía. Si lo que se pretende es obtener la mayor potencia con la máxima luminosidad posible debemos ser aún más restrictivos. Para ello habrán de considerarse dos límites: el de la ampliación máxima y el de una pupila de salida aceptable. En otras palabras: ¿hasta donde sacrificamos pupila de salida en favor de una mayor ampliación?. La respuesta es que un valor aceptado es el de un ocular con una pupila de salida de 4 mm para obtener la ampliación máxima óptima del instrumento. Pero como siempre resultará pobre (en cuanto al aumento proporcionado) podemos considerarla mínima y dejar que sea la propia abertura del telescopio la que determine la potencia máxima, que será justamente el valor del diámetro del objetivo en milímetros.

Lim. inf. óptimo = D / 4

Lim. sup. óptimo = D

La siguiente tabla proporciona cada uno de los conjuntos de mínimos y máximos con sus correspondientes oculares.

	Ampliación teórica	Ocular teórico		Ampliación práctica	Ocular práctico		Ampliación óptima	Ocular óptimo
Mínima	X	mm.		X	mm.		X	mm.
Máxima	X	mm.		X	mm.		X	mm.

Nota Importante:

Según lo realistas o no que sean los datos introducidos es posible que en la tabla aparezcan como factibles oculares de focal menor a 5 mm, pero hay que tener muy en cuenta que sólo serán útiles si son de alta calidad, en telescopios con una óptica también de alta calidad, de aberturas a partir de 90 mm en los refractores y de 150 mm en los reflectores y con monturas muy robustas que mantengan el telescopio estable y sin vibraciones. Fuera de estas condiciones queda desaconsejado cualquier ocular inferior a 5 mm.

¿Y la lente de Barlow?. Si nos fijamos en las fórmulas observaremos que sólo se tiene en cuenta el diámetro D del objetivo. La lente de Barlow duplica (o triplica o...) la longitud focal F del telescopio, pero no incrementa D. Esto no quiere decir más que la lente de Barlow no nos va a ayudar en nada para aumentar, con calidad de imagen, la potencia de nuestro telescopio más allá de los límites mínimos y máximos establecidos por esas fórmulas. Unicamente, en telescopios de gran abertura, hará posible disponer de un menor número de oculares permintiéndonos igualmente recorrer el continuo de ampliaciones (eso sí, a costa de perder luminosidad con su empleo).

 Magnitud límite (Ml)

[Entrada de datos]

La magnitud aparente (M) de un objeto celeste es el brillo que de él observamos. Está basada en una escala totalmente arbitraria ideada por el griego Hiparco hace algo más de 2000 años y que se ha mantenido hasta nuestros días -aunque ha sido ampliada considerablemente- Según esa escala cada magnitud tiene una luminosidad 2,5119 veces mayor que la siguiente. Los astros más brillantes tienen valores negativos y próximos a cero y los menos brillantes valores positivos alejados de cero.

Sirius, la estrella más brillante del firmamento, tiene magnitud -1,4 y las estrellas más débiles visibles a simple vista magnitud +6. Por su parte Venus llega a tener un magnitud aparente máxima de -4,4 y la del Sol es de -26,8. Debido a que la abertura de un telescopio supera ampliamente la capacidad de captación de luz del ojo humano, a través de tales instrumentos pueden verse astros con luminosidad mucho más allá de la magnitud +6.

La siguiente fórmula revela cuál es la magnitud aparente límite (Ml) que es capaz de ofrecer nuestro telescopio. En ella el diámetro D del objetivo viene aquí expresado en centímetros.

Ml = 7.1 + 5 x log10 D

Para el valor D introducido resulta Ml =

Como referencia decir simplemente que los grandes telescopios actuales alcanzan magnitudes de +30 (e incluso más). Según los casos pudiera parecer que el nuestro no está tan alejado de esos valores, pero si consideramos que la diferencia de una magnitud significa una diferencia de brillo de 2,5119 veces la anterior, podemos aplicar la siguiente fórmula para saber cuánto más o cuánto menos estamos observando con nuestro telescopio:

Diferencia de brillo = (2,5119)Msup-Minf

Interpretación:

Como ejemplo los siguientes resultados muestran las diferencias de brillo que podemos observar con el telescopio que se corresponda con los datos introducidos (por ejemplo el nuestro) comparadas con dos situaciones distintas:

• Podemos afirmar que con nuestro telescopio somos capaces de ver estrellas
  veces menos brillantes de lo que somos capaces a simple vista.

  Y de la misma manera:

• Con un gran telescopio que alcance hasta magnitud +30 podrán verse estrellas
  veces menos brillantes de lo que es capaz el nuestro.

 Ampliaciones proporcionadas por los oculares

[Entrada de datos]

La ampliación la proporciona el ocular en función de su longitud focal pero depende también de la longitud focal (F) del telescopio. Esto quiere decir que un mismo ocular proporcionará aumentos distintos en telescopios de focales distintas. Ya se ha comentado más arriba que la ventaja de un telescopio con una F más grande es que con un ocular de focal larga proporciona mayores aumentos y además con una extracción pupilar mayor, y por tanto más cómoda, que un telescopio con una F menor utilizando el mismo ocular.

Los aumentos se representan con una X detrás del valor. De esta manera 50 aumentos lo escribiremos como 50X. En la fórmula para el cálculo de las ampliaciones, los valores correspondientes a las longitudes focales del objetivo y del ocular debe expresarse en milímetros, y es la siguiente:

Ampliación = Fobjetivo / Focular

Para conocer la ampliación de un ocular sometido a una lente de Barlow basta con multiplicar el factor de ampliación Barlow por los aumentos que proporciona el ocular. Así por ejemplo, una lente de Barlow 3X aplicada a un ocular que proporciona 50X conseguirá que ese mismo ocular ofrezca ahora 150X (3x50).

También habíamos visto que la pupila de salida estaba en función de la distancia focal y diámetro del objetivo del telescopio y de la longitud focal del ocular. La lente de Barlow los que hace en realidad es aumentar la longitud focal (F) del telescopio y por tanto afectará también a la pupila de salida.

Pupila de salida = D x Focular / Fobjetivo

En la tabla siguiente se muestran las ampliaciones que se consiguen por cada uno de los oculares y las correspondientes tras serles aplicados una lente de Barlow 2X y otra 3X, además de las correspondientes pupila de salida para cada uno de los tres casos.

Oculares	Ampliación	Pupila	Barlow 2X	Pupila	Barlow 3X	Pupila
Oc1: mm.	X	mm.	X	mm.	X	mm.
Oc2: mm.	X	mm.	X	mm.	X	mm.
Oc3: mm.	X	mm.	X	mm.	X	mm.
Oc4: mm.	X	mm.	X	mm.	X	mm.
Oc5: mm.	X	mm.	X	mm.	X	mm.
Oc6: mm.	X	mm.	X	mm.	X	mm.

 Obstrucción debida al espejo secundario

[Entrada de datos]

Este cálculo sólo es aplicable a los telescopios reflectores tipo newton y catadióptricos en los que su diseño óptico hace necesaria la presencia de un espejo secundario. El espejo secundario está situado en el centro del eje óptico y sus efectos son dos:

• el más intuitivo es el bloqueo de parte de la luz que recibiría el espejo primario si no fuera por la presencia del secundario, de tal manera que un telescopio con un espejo principal de diámetro D no se comporta como tal, sino que lo hará como otro de menor diámetro que no tuviera obstrucción.
  

• el efecto menos intuitivo es el de la difracción y las consecuencias que ello supone en el contraste de las imágenes.

Lo veremos todo enseguida.

Los fabricantes y constructores avezados de telescopios tienen en cuenta este aspecto y sus diseños se orientan a proporcionar el máximo de eficacia óptica en relación al resto de características de un telescopio en concreto o al uso que se le pretende: exclusivamente visual, exclusivamente fotográfico, o híbrido. Pero como en el mercado nos encontramos con una variedad tal de instrumentos con características distintas, no está de más conocer el concepto de obstrucción y sus consecuencias.

Si es que figura en la tabla de especificaciones técnicas y ópticas del telescopio, el valor de la obstrucción se nos puede proporcionar hasta de tres maneras distintas:

• obstrucción por diámetro, en porcentaje
• obstrucción por superficie (o área), en porcentaje
• diámetro de obstrucción central, es el diámetro en milímetros de la sección circular del espejo secundario

Veamos cómo se aplica esto a nuestro propio telescopio. Debemos rellenar una y sólo una de las casillas correspondiente al valor de la obstrucción que conozcamos o que podamos haber medido nosotros mismos a falta de más datos, por ejempo el diámetro de la obstrucción central que sería el caso más común.

El diámetro introducido del espejo principal es D = mm
por Diámetro    %	por Superficie    %	por obstrucción Central   mm

Interpretación:

Si se me permite la expresión, aquí es donde se lía la de "dios es cristo" ¿Cuál de esos valores es el más significativo y que nos aporta el dato más objetivo de las posibilidades visuales de nuestro equipo? Y si comparamos telescopios ¿es mejor uno que tenga una obstrucción de diámetro del 18% que otro que la tenga del 25%? Y para complicarlo aún más ¿cuál es más eficiente ópticamente hablando, un D/200 con un 18% de obstrucción o un D/300 con un 35%? Pues en realidad nada de eso.

El diseño óptico de un telescopio se lleva a cabo según unas fórmulas que determinan cómo han de ser sus elementos en función -principalmente- de parámetros tales como el diámetro del espejo primario y la longitud focal, además de la longitud del enfocador, el diámetro del tubo, etc. y, en los dedicados, si van a ser destinados para uso visual o fotográfico. Estas cuestiones no se dejan al hazar ni a capricho, pero aunque nada podamos hacer (a no ser que seamos constructores) vale la pena urgar un poco en tan fangoso terreno.

Por lo general la obstrucción de un reflector se proporciona en la ficha técnica por diámetro y varía entre el 15% y el 35%. Se podría llegar a afirmar que los telescopios destinados a un uso exclusivamente visual presentan una obstrucción del 20% o menos, y los telescopios astrofotográficos más de un 20% De manera que un telescopio con una obstrucción del 20% es casi un "multiusos".

Pero está claro que en algo se tiene que notar uno u otro valor de obstrucción. Veamos los dos casos introducidos más arriba:

Pérdida de luminosidad

El espejo secundario -y su soporte- no deja de ser un objeto opaco que impide que le llegue al primario toda la luz que éste sería capaz de captar. Esa pérdida viene dada por el porcentaje de la obstrucción por superficie. Valores entre un 3% y un 10% pueden considerase perfectamente normales puesto que el ojo humano no es capaz de discriminar esas pequeñas variaciones de magnitud.

Suponiendo D el diámetro del primario y d el diámetro de la obstrucción central (el secundario o su suporte, el mayor de ambos en todo caso) se ha determinado empiricamente que nuestro telescopio se comporta como si tubiera un diámetro efectivo del primario (Defec) sin presencia del secundario según lo dado por la fórmula:

Defec = Diametro Primario - Obstrucción Central =

Así pues, cualquier reflector de diámetro D no lo es tal, sino que es un instrumento ligeramente inferior pero sin obstáculos en el eje óptico. Vale la pena considerarlo en el sentido de que si queremos mayor apertura debemos adquirir instrumentos con mayor apertura (je, je, no hay más).

Pero la problemática no se resuelve con tanta facilidad. En el momento que hay una obstrucción no sólo se ve disminuida la luz que le llegaría al primario, sino que algo más debe suceder ópticamente: si las patas de la araña ya producen espículas de difracción en las estrellas (al menos fotográficamente) ¿que no hará el mazacote ese del secundario puesto ahí en medio?...

Difracción y pérdida de contraste

Aquí hay que hacer pruebas más meticulosas que por supuesto yo no he llevado a cabo, pero me fío de la documentación consultada. El disco de Airy es una anomalía óptica que se produce cuando la luz -en su versión ondulatoria- atraviesa una apertura circular (el secundario) en cuyo caso la luz se difracta produciendo un patrón de anillos concéntricos en torno a una fuente puntual brillante (una estrella). Veamos a continuación distintos patrones según distintas obstrucciones:

¿Y qué significa eso? Si ponemos muy próximos dos discos sin obstrucción la interferencia entre los anillos es mínima, aunque nunca deja de existir. Pero si ponemos muy próximos dos discos con una obstrucción del 33% la interferencia entre los anillos se manifiesta notablemente pues no son ni de la misma intensidad ni del mismo tamaño. Eso afecta al contraste de la imagen ¿Pero hasta qué punto?

Pues lo cierto es que nuestro ojo tampoco es capaz de discriminar "tantísima" pérdida de contraste entre una obstrucción del 0% y una del 33%. En todo caso, a altas potencias -focales largas u oculares cortos-, podríamos llegar a apreciar un mayor constraste (nitidez) observando los cráteres de la Luna, los anillos de Saturno, las bandas de Júpiter o sistemas múltiples, pero a bajas potencias la diferencia es casi inapreciable, caso de la astrofotografía.

Conclusión

Pese a que el tema de la obstrucción pueda llevar a debates intensos, estos lo serán casi exclusivamente desde el punto de vista de la óptica de laboratorio. Lo que sí puedo decir es que me he visto involucrado en la construcción de un telescopio reflector newtoniano, y que pese a saber que el secundario tenía un tamaño inferior al que correspondería al diámetro y focal del primario, la construcción final del tramo óptico ha resultado ser muchísimo más eficiente que mi propio reflector de idéntico diámetro y focal venido de fábrica.

Antes que preocuparnos de la obstrucción debemos prestarle más atención a la calidad de nuestros espejos y, sobre todo, a su correcto colimado. Si todo está alineado las imágenes serán perfectas.

Este apartado, escrito 15 años después, se lo dedico a Sílvia, por hacerme pensar en cosas a las que jamás había prestado atención antes y por haberme hecho recordar otras que el tiempo había borrado de mi memoria.

A continuación proporciono algunos enlaces a páginas cuyos contenidos están relacionados con el tema tratado aquí.

Indroducción a los Telescopios por Josep A. Soldevilla

Una página sencilla pero con información de mucho interés que introduce al lector en el mundo de los telescopios de aficionados, con sugerencias para su adquisición y algunas nociones de carácter práctico.

Arriba [ PORTADA ]   [Binoculares] [Estacionamiento] [Cosmos] [Astrofotografía] [Retoque] [Galería]

www.astronum.net
Los números de la Astronomía