¿Cuál es el máximo y el mínimo aumento que podemos conseguir en un telescopio?. Esto depende de una serie de factores entre los que cabe destacar la abertura y diseño óptico del telescopio, los oculares, las condiciones atmosféricas, el tipo y tamaño del objeto que sé esta observando y lógicamente, la agudeza visual del aficionado. Todos ellos juegan un papel importante y determinan el aumento más eficaz en el momento de la observación.
NUESTRA
VISTA Los ojos son una verdadera obra de ingeniería. Tenemos un iris y un
enfoque automático, un cristalino asférico y una visión
estereoscópica.
Algunas personas tienen defectos visuales, siendo el más frecuente el
astigmatismo, que sólo se puede corregir con gafas o utilizando solamente
la pequeña área central de la pupila del ojo. Para ver un ejemplo,
haz una abertura en forma de diamante apretando juntos los dedos índice
y pulgar de cada mano. Cuanto más aprietes, más pequeña
será la abertura. Ahora acerca la abertura al ojo. Probablemente verás
alguna mejora en la definición y profundidad de campo. (Tal vez resultaría
un poco extraño en un restaurante, pero funciona muy bien para leer el
menú si has olvidado las gafas.).
Los que padecen de miopía o hipermetropía puede simplemente quitarse
las gafas cuando utilizan un telescopio, dado que se puede enfocar el instrumento
para compensar los defectos. Los pequeños fragmentos de polvo que flotan
en el ojo pueden resultar problemáticos al utilizar aumentos muy elevados
pues su visibilidad se acentúa.
Podríamos decir a grandes rasgos que los factores más importantes a tener en cuenta son seis.
El aumento, y con ello quiero decir el aumento angular. Vemos el universo
en términos de ángulos. Un telescopio con 50 aumentos hará
que el disco de la Luna, cuyo tamaño angular es de ½ grado, parezca
tener 25º.
Para conseguir aumentos bajos, utilizaremos oculares con focales largas; y cortas
para grandes aumentos. Existen unos accesorios que nos permiten variar el aumento
sin necesidad de cambiar de ocular. Por un lado tenemos las lentes telecompresoras
que disminuyen la distancia focal efectiva de algunos telescopios, proporcionando
un menor aumento. Por el contrario las lentes Barlow permiten que un telescopio
de distancia focal corta pueda conseguir aumentos sorprendentemente altos.
Pero ¡cuidado!: es posible que no queramos tantos aumentos. Intentar conseguir
600 aumentos con un telescopio de 60mm de diámetro no tiene sentido puesto
que no veríamos absolutamente nada.
La Relación Focal (F) tiene poca importancia para la observación.
Un telescopio "rápido" tiene una distancia focal corta y un
campo grande. "Rápido", sin embargo, es un término usado
frecuentemente en fotografía (un telescopio a F/5 puede hacer fotos con
un tiempo de exposición cuatro veces más corto que un instrumento
a F/10). Los telescopios bien diseñados y con la misma abertura pueden
ser rápidos o lentos, y ambos conseguirán la misma luminosidad
y resolución.
Mucha gente que utiliza prismáticos lo sabe. Mientras que abertura, aumento
y pupila de salida son especificaciones claves para prismáticos, los
fabricantes no dan nunca la relación focal del objetivo pues nada tiene
que ver con la luminosidad visual de la imagen. Los fotógrafos tienen
más dificultad en entender este concepto, porque en su experiencia cuanto
menor es la relación focal, más luminosa es la imagen.
El campo angular o real es el área de cielo que vemos a través
del ocular. Se determina dividiendo el diámetro del diafragma (el anillo
del ocular que define los límites del campo) por la distancia focal del
telescopio. Su valor también viene dado por el cociente entre el campo
aparente y los aumentos. Por ejemplo, si nuestro telescopio tiene una distancia
focal de 1000mm y 40º de campo aparente, observaremos un área del
cielo de 0,4º=24'.
Oculares con focales largas pueden utilizar el limite del cilindro como diafragma.
Por esta razón los de 2'' (pulgadas) pueden tener campos reales mucho
más grandes que los de 1 1/4''. El diámetro interior de un cilindro
típico de 2'' es 1,7 veces más grande, lo que significa un área
tres veces mayor. Muchos oculares tienen diafragmas que se pueden medir con
un calibrador. Otros lo tienen entre elementos del ocular, lo que dificulta
por determinar el campo real.
Si desconocemos el campo aparente o el tamaño del diafragma, podemos
averiguar el campo angular por el desplazamiento de las estrellas a través
del telescopio. Para ello debemos apuntar a una estrella cercana al ecuador
celeste y, con el motor apagado, calcular el tiempo (t) que tarda una estrella
en cruzar por el centro del campo. Como las estrellas situadas en el ecuador
parecen moverse a 15 segundos de arco por minuto, solo hay que multiplicar el
tiempo (t) por 15 para conocer el campo real en minutos de arco.
Un sistema que nos puede dar un valor aproximado es observar el campo que vemos
a través del ocular y dividirlo por el aumento. El resultado no llega
a ser exacto debido a que las lentes que componen el ocular son esféricas.
Campo aparente es el círculo rodeado de una zona negra (diafragma) que vemos a pleno día cuando miramos por el ocular. Si tienes dos oculares y quieres saber cual tiene el campo aparente más grande, mira a través de los dos como si fuesen prismáticos. Colócalos para que los círculos de campo se solapen y será evidente cual de los dos es mayor.
Pupila de salida es la imagen del objeto formada por el ocular. Se calcula
dividiendo el diámetro del objetivo por el aumento que nos proporciona
el ocular. Los fabricantes de prismáticos especifican indirectamente
la pupila de salida al indicar el aumento y la abertura. La relación
focal (F) también nos permite conocer su valor. Por ejemplo, si utilizamos
un ocular de 35mm de distancia focal con un telescopio a F/5, la pupila de salida
será de 7mm.
La resolución o poder separador se puede definir como la capacidad de
un telescopio para disociar dos puntos muy próximos ópticamente
entre sí.
Tradicionalmente, los fabricantes de telescopios utilizan el limite de Dawes.
Durante el siglo XIX en Inglaterra, un pastor llamado William R Dawes observó
con pequeños refractores y encontró que podría distinguir
los componentes de estrellas dobles débiles con magnitudes iguales cuando
su separación era igual a 114 segundos de arco dividido por la abertura
del telescopio en "milímetros". Por supuesto esto solo sirve
de referencia, dado que telescopios de distintos tamaños dan resultados
diferentes. Además, la resolución es peor cuando las estrellas
dobles tienen componentes de magnitudes distintas.
El límite de Dawes no es válido para la observación de
detalles planetarios con diferentes contrastes. Tampoco tiene en cuenta el hecho
de que los telescopios con aberturas superiores a los 225mm (9 pulgadas) casi
nunca pueden conseguir una resolución de 1/2 segundo de arco debido al
mal seeing atmosférico. También, si la resolución a simple
vista es de 1' (para personas con buena vista), solo necesitas un aumento de
120 para ver el límite de resolución impuesto por la fórmula
de Dawes o por la atmósfera. En la práctica, un aumento dos o
tres veces superior es más cómodo. Aunque en principio es posible
cualquier aumento, es difícil obtener buenos resultados cuando estos
superan los 300 ó 500 (según sea la abertura del telescopio).
Para evitar llevarnos una desilusión, es conveniente utilizar una constante
que se adapte mejor a las condiciones atmosféricas que normalmente estamos
acostumbrados (con ciertas turbulencias). Para determinar en este caso la resolución
práctica dividiremos la nueva constante cuyo valor es de 300 por la abertura
de nuestro telescopio.
La luminosidad es la cantidad de luz que puede recoger un telescopio. Cada telescopio tiene su propia luminosidad intrínseca, de modo que para conocer la diferencia de un telescopio respecto a otro, dividiremos el cuadrado de sus aberturas. Por ejemplo, si comparamos un telescopio de 70mm de diámetro con la pupila de 7mm, tendremos que la luminosidad del instrumento es 100 veces mayor. Esto significa un aumento en 5 magnitudes; dado que a simple vista podemos ver estrella hasta la 5ª y 6ª magnitud, el telescopio nos permitirá observar hasta la magnitud 10 o la 11, siempre y cuando las condiciones atmosféricas sean excelentes. Ello dará una idea de las estrellas mas débiles que podemos observar. Este valor es en realidad algo menor puesto que no tiene en cuenta la perdida de la luz provocada por las lentes.
