Un telescopio óptico es un telescopio que recoge y enfoca la luz principalmente de la parte visible del espectro electromagnético , para crear una imagen ampliada para inspección visual directa, para tomar una fotografía o para recopilar datos a través de sensores de imágenes electrónicos .
Hay tres tipos principales de telescopios ópticos:
La capacidad de un telescopio óptico para resolver pequeños detalles está directamente relacionada con el diámetro (o apertura ) de su objetivo (la lente o espejo principal que recoge y enfoca la luz), y su poder de captación de luz está relacionado con el área del objetivo. Cuanto más grande es el objetivo, más luz recoge el telescopio y más detalles resuelve.
La gente usa telescopios ópticos (incluidos monoculares y binoculares ) para actividades al aire libre como astronomía de observación , ornitología , pilotaje , caza y reconocimiento , así como para actividades en interiores o semi-exteriores, como observar artes escénicas y deportes para espectadores .
El telescopio es más un descubrimiento de artesanos ópticos que una invención de un científico. [1] [2] La lente y las propiedades de refractar y reflejar la luz se conocían desde la antigüedad , y la teoría sobre cómo funcionaban fue desarrollada por los antiguos filósofos griegos , conservada y ampliada en el mundo islámico medieval , y había alcanzado un significativo estado avanzado en el momento de la invención del telescopio en la Europa moderna temprana . [3] [4] Pero el paso más significativo citado en la invención del telescopio fue el desarrollo de la fabricación de lentes para gafas , [2] [5] [6] primero en Venecia y Florencia en el siglo XIII, [7] y más tarde en los centros de creación de espectáculos de los Países Bajos y Alemania. [8] Es en los Países Bajos, en 1608, donde aparecieron los primeros documentos que describen un telescopio óptico refractor en forma de una patente presentada por el fabricante de gafas Hans Lippershey , seguida unas semanas más tarde por reclamaciones de Jacob Metius y un tercer solicitante desconocido, que ellos también conocían este "arte". [9]
La noticia del invento se difundió rápidamente y Galileo Galilei , al enterarse del dispositivo, estaba haciendo sus propios diseños mejorados en un año y fue el primero en publicar resultados astronómicos utilizando un telescopio. [10] El telescopio de Galileo utilizaba una lente objetivo convexa y una lente ocular cóncava , un diseño que ahora se llama telescopio galileano . Johannes Kepler propuso una mejora en el diseño [11] que utilizaba un ocular convexo , a menudo llamado Telescopio Kepleriano .
El siguiente gran paso en el desarrollo de los refractores fue la llegada de la lente acromática a principios del siglo XVIII, [12] que corrigió la aberración cromática en los telescopios keplerianos hasta ese momento, permitiendo instrumentos mucho más cortos con objetivos mucho más grandes. [ cita necesaria ]
Para los telescopios reflectores , que utilizan un espejo curvo en lugar de la lente del objetivo, la teoría precedió a la práctica. La base teórica para que los espejos curvos se comporten de manera similar a las lentes probablemente fue establecida por Alhazen , cuyas teorías habían sido ampliamente difundidas en las traducciones latinas de su obra. [13] Poco después de la invención del telescopio refractor, Galileo, Giovanni Francesco Sagredo y otros, estimulados por su conocimiento de que los espejos curvos tenían propiedades similares a las lentes, discutieron la idea de construir un telescopio utilizando un espejo como objetivo formador de imágenes. . [14] Las ventajas potenciales del uso de espejos parabólicos (principalmente una reducción de la aberración esférica con eliminación de la aberración cromática ) llevaron a varios diseños propuestos para telescopios reflectores, [15] el más notable de los cuales fue publicado en 1663 por James Gregory y llegó a llamarse telescopio gregoriano , [16] [17] pero no se construyeron modelos funcionales. En general , a Isaac Newton se le atribuye la construcción del primer telescopio reflector práctico, el telescopio newtoniano , en 1668 [18] aunque, debido a su dificultad de construcción y al bajo rendimiento de los espejos metálicos de espéculo utilizados, los reflectores tardaron más de 100 años en volverse populares. . Muchos de los avances en los telescopios reflectores incluyeron la perfección de la fabricación de espejos parabólicos en el siglo XVIII, [19] espejos de vidrio recubiertos de plata en el siglo XIX, recubrimientos de aluminio duraderos en el siglo XX, [20] espejos segmentados para permitir diámetros más grandes. y óptica activa para compensar la deformación gravitacional. Una innovación de mediados del siglo XX fueron los telescopios catadióptricos como la cámara Schmidt , que utiliza tanto una lente (placa correctora) como un espejo como elementos ópticos primarios, utilizados principalmente para imágenes de campo amplio sin aberración esférica. [ cita necesaria ]
A finales del siglo XX se ha visto el desarrollo de la óptica adaptativa y los telescopios espaciales para superar los problemas de la visión astronómica . [ cita necesaria ]
La revolución electrónica de principios del siglo XXI condujo al desarrollo de telescopios conectados por computadora en la década de 2010 que permiten a los observadores del cielo no profesionales observar estrellas y satélites utilizando equipos de costo relativamente bajo aprovechando las técnicas astrofotográficas digitales desarrolladas por astrónomos profesionales en años anteriores. décadas. Se requiere una conexión electrónica a una computadora ( teléfono inteligente , tableta o computadora portátil) para realizar observaciones astronómicas desde los telescopios. La tecnología digital permite apilar múltiples imágenes mientras se resta el componente de ruido de la observación, produciendo imágenes de objetos Messier y estrellas débiles tan tenues como una magnitud aparente de 15 con equipos de consumo. [21] [22]
El esquema básico es que el elemento primario de captación de luz, el objetivo (1) (la lente convexa o espejo cóncavo utilizado para captar la luz entrante), enfoca esa luz del objeto distante (4) a un plano focal donde forma un imagen real (5). Esta imagen puede grabarse o verse a través de un ocular (2), que actúa como una lupa . El ojo (3) ve entonces una imagen virtual (6) invertida y ampliada del objeto.
La mayoría de los diseños de telescopios producen una imagen invertida en el plano focal; estos se conocen como telescopios inversores . De hecho, la imagen se da vuelta y se invierte de izquierda a derecha, de modo que en total gira 180 grados con respecto a la orientación del objeto. En los telescopios astronómicos la visión rotada normalmente no se corrige, ya que no afecta al uso del telescopio. Sin embargo, a menudo se utiliza un espejo diagonal para colocar el ocular en una ubicación de visualización más conveniente y, en ese caso, la imagen está derecha, pero aún invertida de izquierda a derecha. En los telescopios terrestres, como catalejos , monoculares y binoculares , se utilizan prismas (p. ej., prismas de Porro ) o una lente de relé entre el objetivo y el ocular para corregir la orientación de la imagen. Hay diseños de telescopios que no presentan una imagen invertida como el refractor galileano y el reflector gregoriano . Estos se conocen como telescopios de montaje .
Muchos tipos de telescopios pliegan o desvían el camino óptico con espejos secundarios o terciarios. Estos pueden ser parte integral del diseño óptico ( telescopio Newtoniano , reflector Cassegrain o tipos similares), o simplemente pueden usarse para colocar el ocular o detector en una posición más conveniente. Los diseños de telescopios también pueden utilizar lentes o espejos adicionales especialmente diseñados para mejorar la calidad de la imagen en un campo de visión más amplio.
Las especificaciones de diseño se relacionan con las características del telescopio y su rendimiento óptico. Varias propiedades de las especificaciones pueden cambiar con el equipo o accesorios utilizados con el telescopio; como lentes Barlow , diagonales de estrella y oculares . Estos accesorios intercambiables no alteran las especificaciones del telescopio, sin embargo, alteran la forma en que funcionan las propiedades del telescopio, generalmente aumento , campo de visión aparente (FOV) y campo de visión real.
La superficie más pequeña que se puede resolver de un objeto, vista a través de un telescopio óptico, es el área física limitada que se puede resolver. Es análoga a la resolución angular , pero difiere en su definición: en lugar de capacidad de separación entre fuentes de luz puntuales, se refiere al área física que se puede resolver. Una forma familiar de expresar la característica es la capacidad de resolución de características como los cráteres lunares o las manchas solares . La expresión que utiliza la fórmula viene dada por el doble del poder de resolución sobre el diámetro de apertura multiplicado por el diámetro del objeto multiplicado por la constante, todo dividido por el diámetro aparente del objeto . [23] [24]
El poder de resolución se deriva de la longitud de onda utilizando la misma unidad que la apertura; donde 550 nm a mm viene dado por: .
La constante se deriva de radianes a la misma unidad que el diámetro aparente del objeto ; donde el diámetro aparente de la Luna en radianes a segundos de arco viene dado por: .
Un ejemplo utilizando un telescopio con una apertura de 130 mm observando la Luna en una longitud de onda de 550 nm viene dado por:
La unidad utilizada en el diámetro del objeto da como resultado las características más pequeñas que se pueden resolver en esa unidad. En el ejemplo anterior, se aproximan en kilómetros, lo que da como resultado que los cráteres lunares resolubles más pequeños tengan 3,22 km de diámetro. El Telescopio Espacial Hubble tiene una apertura de espejo primario de 2400 mm que proporciona una resolubilidad superficial de cráteres lunares de 174,9 metros de diámetro o manchas solares de 7365,2 km de diámetro.
Haciendo caso omiso de la borrosidad de la imagen por la turbulencia en la atmósfera ( visión atmosférica ) y las imperfecciones ópticas del telescopio, la resolución angular de un telescopio óptico está determinada por el diámetro del espejo primario o lente que recoge la luz (también denominado "apertura") .
El criterio de Rayleigh para el límite de resolución (en radianes ) viene dado por
donde es la longitud de onda y es la apertura. Para luz visible ( = 550 nm) en la aproximación de ángulo pequeño , esta ecuación se puede reescribir:
Aquí, denota el límite de resolución en segundos de arco y está en milímetros. En el caso ideal, los dos componentes de un sistema estelar doble se pueden distinguir incluso si están separados por algo menos de . Esto es tenido en cuenta por el límite de Dawes.
La ecuación muestra que, en igualdad de condiciones, cuanto mayor sea la apertura, mejor será la resolución angular. La resolución no viene dada por el aumento máximo (o "potencia") de un telescopio. Los telescopios comercializados con valores elevados de potencia máxima suelen ofrecer imágenes deficientes.
Para los grandes telescopios terrestres, la resolución está limitada por la visión atmosférica . Este límite puede superarse colocando los telescopios por encima de la atmósfera, por ejemplo en las cimas de altas montañas, en globos y aviones que vuelan a gran altura o en el espacio . Los límites de resolución también pueden superarse mediante óptica adaptativa , imágenes moteadas o imágenes afortunadas para telescopios terrestres.
Recientemente, se ha vuelto práctico realizar síntesis de apertura con conjuntos de telescopios ópticos. Se pueden obtener imágenes de muy alta resolución con grupos de telescopios más pequeños muy espaciados, unidos entre sí por caminos ópticos cuidadosamente controlados, pero estos interferómetros sólo pueden usarse para obtener imágenes de objetos brillantes como estrellas o medir los núcleos brillantes de galaxias activas .
La distancia focal de un sistema óptico es una medida de la fuerza con la que el sistema converge o diverge la luz . Para un sistema óptico en el aire, es la distancia a través de la cual los rayos inicialmente colimados se enfocan. Un sistema con una distancia focal más corta tiene mayor potencia óptica que uno con una distancia focal larga; es decir, desvía los rayos con más fuerza, acercándolos a un foco en una distancia más corta. En astronomía, el número f se conoce comúnmente como relación focal y se anota como . La relación focal de un telescopio se define como la distancia focal de un objetivo dividida por su diámetro o por el diámetro de un diafragma de apertura del sistema. La distancia focal controla el campo de visión del instrumento y la escala de la imagen que se presenta en el plano focal a un ocular , placa de película o CCD .
Un ejemplo de un telescopio con una distancia focal de 1200 mm y un diámetro de apertura de 254 mm viene dado por:
Se dice que las relaciones focales numéricamente grandes son largas o lentas . Los números pequeños son cortos o rápidos . No existen líneas claras para determinar cuándo utilizar estos términos y un individuo puede considerar sus propios estándares de determinación. Entre los telescopios astronómicos contemporáneos, cualquier telescopio con una relación focal más lenta (número mayor) que f/12 generalmente se considera lento, y cualquier telescopio con una relación focal más rápida (número menor) que f/6 se considera rápido. Los sistemas más rápidos suelen tener más aberraciones ópticas lejos del centro del campo de visión y, por lo general, exigen más diseños de oculares que los más lentos. A menudo se desea un sistema rápido para fines prácticos en astrofotografía con el fin de recolectar más fotones en un período de tiempo determinado que un sistema más lento, permitiendo que la fotografía en intervalos de tiempo procese el resultado más rápido.
Los telescopios de campo amplio (como los astrógrafos ) se utilizan para rastrear satélites y asteroides , para la investigación de rayos cósmicos y para estudios astronómicos del cielo. Es más difícil reducir las aberraciones ópticas en telescopios con una relación f baja que en telescopios con una relación f mayor.
El poder de captación de luz de un telescopio óptico, también conocido como captación de luz o ganancia de apertura, es la capacidad de un telescopio de captar mucha más luz que el ojo humano. Su poder de captación de luz es probablemente su característica más importante. El telescopio actúa como un cubo de luz , recogiendo todos los fotones que caen sobre él desde un objeto lejano, mientras que un cubo más grande captura más fotones , lo que da como resultado más luz recibida en un período de tiempo determinado, iluminando efectivamente la imagen. Por eso las pupilas de los ojos se agrandan por la noche para que llegue más luz a las retinas. El poder de acumulación en comparación con el ojo humano es el resultado al cuadrado de la división de la apertura sobre el diámetro de la pupila del observador , [23] [24] con un adulto promedio que tiene un diámetro de pupila de 7 mm. Las personas más jóvenes presentan diámetros más grandes, normalmente de 9 mm, ya que el diámetro de la pupila disminuye con la edad.
Un ejemplo de potencia de recopilación de una apertura con 254 mm en comparación con un diámetro de pupila adulta de 7 mm viene dado por:
El poder de captación de luz se puede comparar entre telescopios comparando las áreas de las dos aperturas diferentes.
Por ejemplo, el poder de captación de luz de un telescopio de 10 metros es 25 veces mayor que el de un telescopio de 2 metros:
Para un estudio de un área determinada, el campo de visión es tan importante como la potencia de captación de luz bruta. Los telescopios de rastreo, como el Gran Telescopio de Rastreo Sinóptico, intentan maximizar el producto del área del espejo y el campo de visión (o etendue ) en lugar de la capacidad de captación de luz bruta por sí sola.
La ampliación a través de un telescopio hace que un objeto parezca más grande al tiempo que limita el campo de visión. La ampliación es a menudo engañosa como la potencia óptica del telescopio; su característica es el término más incomprendido utilizado para describir el mundo observable. [ se necesita aclaración ] A mayores aumentos, la calidad de la imagen se reduce significativamente; el uso de una lente Barlow aumenta la distancia focal efectiva de un sistema óptico, lo que multiplica la reducción de la calidad de la imagen.
Pueden presentarse efectos menores similares cuando se utilizan diagonales de estrellas , ya que la luz viaja a través de una multitud de lentes que aumentan o disminuyen la distancia focal efectiva. La calidad de la imagen generalmente depende de la calidad de la óptica (lentes) y de las condiciones de visualización, no del aumento.
La ampliación en sí está limitada por las características ópticas. Con cualquier telescopio o microscopio, más allá de un aumento máximo práctico, la imagen parece más grande pero no muestra más detalles. Ocurre cuando el detalle más fino que el instrumento puede resolver se magnifica para que coincida con el detalle más fino que el ojo puede ver. La ampliación más allá de este máximo a veces se denomina ampliación vacía .
Para obtener el máximo detalle de un telescopio, es fundamental elegir el aumento adecuado para el objeto que se observa. Algunos objetos aparecen mejor con un aumento bajo, otros con un aumento alto y muchos con un aumento moderado. Hay dos valores de ampliación, un mínimo y un máximo. Se puede utilizar un ocular de campo de visión más amplio para mantener la misma distancia focal del ocular y al mismo tiempo proporcionar el mismo aumento a través del telescopio. Para un telescopio de buena calidad que funcione en buenas condiciones atmosféricas, el aumento máximo utilizable está limitado por la difracción.
El aumento visual del campo de visión a través de un telescopio se puede determinar dividiendo la distancia focal del telescopio por la longitud focal (o diámetro) del ocular . [23] [24] El máximo está limitado por la distancia focal del ocular .
Un ejemplo de aumento visual utilizando un telescopio con una distancia focal de 1200 mm y un ocular de 3 mm viene dado por:
Hay un aumento utilizable más bajo en un telescopio. El aumento de brillo con aumento reducido tiene un límite relacionado con algo llamado pupila de salida . La pupila de salida es el cilindro de luz que sale del ocular, por lo que cuanto menor sea el aumento , mayor será la pupila de salida . El mínimo se puede calcular dividiendo la apertura del telescopio entre el diámetro de la pupila de salida . [25] Disminuir el aumento más allá de este límite no puede aumentar el brillo; en este límite no hay ningún beneficio por disminuir el aumento. Asimismo, el cálculo de la pupila de salida es una división del diámetro de la apertura y el aumento visual utilizado. Es posible que con algunos telescopios no se pueda alcanzar el mínimo; un telescopio con una distancia focal muy larga puede requerir un ocular con una distancia focal más larga de lo posible.
Un ejemplo del aumento más bajo utilizable usando una apertura de 254 mm y una pupila de salida de 7 mm viene dado por: , mientras que el diámetro de la pupila de salida usando una apertura de 254 mm y un aumento de 36x viene dado por:
Una referencia útil es:
Sólo la experiencia personal determina los aumentos óptimos para los objetos, basándose en las habilidades de observación y las condiciones de visión.
El campo de visión es la extensión del mundo observable visto en un momento dado, a través de un instrumento (por ejemplo, telescopio o binoculares ) o a simple vista. Hay varias expresiones del campo de visión, ya sea una especificación de un ocular o una característica determinada a partir de una combinación de ocular y telescopio. Un límite físico se deriva de la combinación en la que el campo de visión no se puede ver más allá de un máximo definido, debido a la difracción de la óptica.
El campo de visión aparente (comúnmente conocido como AFOV) es el tamaño angular percibido del tope de campo del ocular , generalmente medido en grados . Es una propiedad fija del diseño óptico del ocular, y los oculares comunes disponibles comercialmente ofrecen una gama de campos aparentes de 40° a 120°. El campo de visión aparente de un ocular está limitado por una combinación del diámetro del tope de campo del ocular y la distancia focal, y es independiente del aumento utilizado.
En un ocular con un campo de visión aparente muy amplio, el observador puede percibir que la vista a través del telescopio se extiende hasta su visión periférica , dándole la sensación de que ya no está mirando a través de un ocular, o que está más cerca del sujeto. más interesantes de lo que realmente son. Por el contrario, un ocular con un campo de visión aparente estrecho puede dar la sensación de mirar a través de un túnel o una pequeña ventana de ojo de buey, con el campo negro del ocular ocupando la mayor parte de la visión del observador.
Un campo de visión aparente más amplio permite al observador ver más del tema de interés (es decir, un campo de visión verdadero más amplio) sin reducir la ampliación para hacerlo. Sin embargo, la relación entre el campo de visión verdadero, el campo de visión aparente y la ampliación no es directa, debido al aumento de las características de distorsión que se correlacionan con campos de visión aparentes más amplios. En cambio, tanto el campo de visión verdadero como el campo de visión aparente son consecuencias del diámetro del tope de campo del ocular.
El campo de visión aparente difiere del campo de visión verdadero en la medida en que el campo de visión verdadero varía con la ampliación, mientras que el campo de visión aparente no. El tope de campo más amplio de un ocular de gran angular permite ver una sección más amplia de la imagen real formada en el plano focal del telescopio, impactando así el verdadero campo de visión calculado.
El campo de visión aparente de un ocular puede influir en el brillo total de la vista tal como lo percibe el ojo, ya que el tamaño angular aparente del tope del campo determinará qué parte de la retina del observador está iluminada por la pupila de salida formada por el ocular. Sin embargo, el campo de visión aparente no tiene impacto en el brillo superficial aparente (es decir, brillo por unidad de área) de los objetos contenidos dentro del campo de visión.
El verdadero campo de visión es el ancho de lo que realmente se ve a través de cualquier combinación de ocular y telescopio.
Hay dos fórmulas para calcular el verdadero campo de visión:
El método de parada de campo del ocular es más preciso que el método del campo de visión aparente; sin embargo, no todos los oculares tienen un diámetro de parada de campo fácilmente reconocible.
Max FOV es el campo de visión real máximo útil limitado por la óptica del telescopio. Es una limitación física donde los aumentos más allá del máximo permanecen en el máximo. Max FOV es el tamaño del cañón sobre la distancia focal del telescopio convertido de radianes a grados. [23] [24]
Un ejemplo de campo de visión máximo utilizando un telescopio con un tamaño de cilindro de 31,75 mm (1,25 pulgadas ) y una distancia focal de 1200 mm viene dado por:
Los telescopios ópticos tienen muchas propiedades y la complejidad de la observación con uno puede ser una tarea desalentadora; La experiencia y la experimentación son los principales contribuyentes a la comprensión de cómo maximizar las observaciones. En la práctica, sólo dos propiedades principales de un telescopio determinan en qué se diferencia la observación: la distancia focal y la apertura. Estos se relacionan con cómo el sistema óptico ve un objeto o rango y cuánta luz se capta a través de un ocular . Los oculares determinan además cómo cambian el campo de visión y el aumento del mundo observable.
El mundo observable es lo que se puede ver con un telescopio. Al observar un objeto o un rango, el observador puede utilizar muchas técnicas diferentes. Comprender qué se puede ver y cómo verlo depende del campo de visión. Ver un objeto en un tamaño que se ajuste completamente al campo de visión se mide utilizando las dos propiedades del telescopio: distancia focal y apertura, con la inclusión de un ocular con una distancia focal (o diámetro) adecuada. Comparar el mundo observable y el diámetro angular de un objeto muestra qué parte del objeto vemos. Sin embargo, la relación con el sistema óptico puede no dar como resultado un brillo superficial alto . Los objetos celestes suelen ser oscuros debido a su gran distancia y los detalles pueden verse limitados por la difracción o propiedades ópticas inadecuadas.
Encontrar lo que se puede ver a través del sistema óptico comienza con el ocular que proporciona el campo de visión y el aumento ; el aumento viene dado por la división de las distancias focales del telescopio y del ocular. Utilizando el ejemplo de un telescopio de aficionado, como un telescopio newtoniano con una apertura de 130 mm (5") y una distancia focal de 650 mm (25,5 pulgadas), se utiliza un ocular con una distancia focal de 8 mm y un campo de visión aparente de 52°. El aumento con el que se ve el mundo observable viene dado por: El campo de visión requiere el aumento, que se formula mediante su división sobre el campo de visión aparente: El verdadero campo de visión resultante es 0,64°, lo que no permite una objeto como la nebulosa de Orión , que parece elíptica con un diámetro angular de 65 × 60 minutos de arco , puede ser visible a través del telescopio en su totalidad, cuando toda la nebulosa se encuentra dentro del mundo observable. El uso de métodos como este puede aumentar considerablemente el potencial de visualización de uno, asegurando que el mundo observable pueda contener el objeto completo, o si se debe aumentar o disminuir la ampliación al ver el objeto en un aspecto diferente.
El brillo de la superficie con tal aumento se reduce significativamente, lo que da como resultado una apariencia mucho más tenue. Una apariencia más tenue da como resultado menos detalles visuales del objeto. Detalles como materia, anillos, brazos espirales y gases pueden quedar completamente ocultos al observador, dando una visión mucho menos completa del objeto o rango. La física dicta que con el aumento mínimo teórico del telescopio, el brillo de la superficie es del 100%. Sin embargo, en la práctica, varios factores impiden que el brillo sea del 100%; estos incluyen limitaciones del telescopio (distancia focal, distancia focal del ocular , etc.) y la edad del observador.
La edad influye en el brillo, ya que un factor contribuyente es la pupila del observador . Con la edad, la pupila se reduce naturalmente en diámetro; Generalmente se acepta que un adulto joven puede tener una pupila de 7 mm de diámetro, un adulto mayor de tan solo 5 mm y una persona más joven de 9 mm de diámetro. El aumento mínimo se puede expresar como la división de la apertura y el diámetro de la pupila dado por: . Alcanzar un brillo superficial teórico del 100% puede resultar problemático, ya que la distancia focal efectiva requerida del sistema óptico puede requerir un ocular con un diámetro demasiado grande.
Algunos telescopios no pueden alcanzar el brillo superficial teórico del 100%, mientras que otros pueden lograrlo utilizando un ocular de diámetro muy pequeño. Para encontrar qué ocular se requiere para obtener el aumento mínimo , se puede reorganizar la fórmula de aumento, donde ahora es la división de la distancia focal del telescopio sobre el aumento mínimo: . Un ocular de 35 mm no es un tamaño estándar y no se podría comprar; En este escenario, para lograr el 100% se necesitaría un tamaño de ocular fabricado estándar de 40 mm. Como el ocular tiene una distancia focal mayor que el aumento mínimo, los ojos no reciben una gran cantidad de luz desperdiciada.
El límite al aumento del brillo de la superficie cuando se reduce el aumento es la pupila de salida : un cilindro de luz que proyecta el ocular hacia el observador. Una pupila de salida debe tener un diámetro igual o menor que la pupila para recibir la cantidad total de luz proyectada; una pupila de salida más grande da como resultado un desperdicio de luz. La pupila de salida se puede derivar de la división de la apertura del telescopio y el aumento mínimo , derivado de: . La pupila y la pupila de salida tienen un diámetro casi idéntico, por lo que no se desperdicia luz observable con el sistema óptico. Una pupila de 7 mm se queda ligeramente por debajo del 100% de brillo, donde el brillo de la superficie se puede medir a partir del producto de la constante 2, por el cuadrado de la pupila, lo que da como resultado: . La limitación aquí es el diámetro de la pupila; es un resultado desafortunado y se degrada con la edad. Se espera cierta pérdida de luz observable y disminuir el aumento no puede aumentar el brillo de la superficie una vez que el sistema ha alcanzado su aumento mínimo utilizable, de ahí que el término se denomine utilizable .
Cuando se utiliza un CCD para registrar observaciones, el CCD se coloca en el plano focal. La escala de imagen (a veces llamada escala de placa ) es la forma en que el tamaño angular del objeto que se observa se relaciona con el tamaño físico de la imagen proyectada en el plano focal.
donde es la escala de la imagen, es el tamaño angular del objeto observado y es el tamaño físico de la imagen proyectada. En términos de distancia focal, la escala de la imagen es
donde se mide en radianes por metro (rad/m) y se mide en metros. Normalmente se da en unidades de segundos de arco por milímetro ("/mm). Por lo tanto, si la distancia focal se mide en milímetros, la escala de la imagen es
La derivación de esta ecuación es bastante sencilla y el resultado es el mismo para telescopios reflectores o refractores. Sin embargo, conceptualmente es más fácil deducirlo considerando un telescopio reflector. Si se observa a través de un telescopio un objeto extendido con tamaño angular, entonces, debido a las leyes de la reflexión y la trigonometría , el tamaño de la imagen proyectada en el plano focal será
La escala de la imagen (tamaño angular del objeto dividido por el tamaño de la imagen proyectada) será
y usando la relación de ángulo pequeño , cuando (NB sólo es válido si está en radianes), obtenemos
Ningún telescopio puede formar una imagen perfecta. Incluso si un telescopio reflector pudiera tener un espejo perfecto, o un telescopio refractor pudiera tener una lente perfecta, los efectos de la difracción de apertura son inevitables. En realidad, no existen espejos ni lentes perfectos, por lo que hay que tener en cuenta las aberraciones de la imagen además de la difracción de apertura. Las aberraciones de imagen se pueden dividir en dos clases principales, monocromáticas y policromáticas. En 1857, Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) descompuso las aberraciones monocromáticas de primer orden en cinco aberraciones constituyentes. Ahora se les conoce comúnmente como las cinco aberraciones de Seidel.
Los defectos ópticos siempre se enumeran en el orden anterior, ya que esto expresa su interdependencia como aberraciones de primer orden a través de movimientos de las pupilas de entrada/salida. La primera aberración de Seidel, la aberración esférica, es independiente de la posición de la pupila de salida (ya que es la misma para lápices axiales y extraaxiales). El segundo, el coma, cambia en función de la distancia pupilar y de la aberración esférica, de ahí el conocido resultado de que es imposible corregir el coma en una lente libre de aberración esférica simplemente moviendo la pupila. Dependencias similares afectan a las aberraciones restantes de la lista.
Los telescopios ópticos se han utilizado en la investigación astronómica desde el momento de su invención a principios del siglo XVII. A lo largo de los años se han construido muchos tipos dependiendo de la tecnología óptica, como la refracción y la reflexión, la naturaleza de la luz o del objeto que se está fotografiando, e incluso el lugar donde se colocan, como los telescopios espaciales . Algunos se clasifican según la tarea que realizan como los telescopios solares .
Casi todos los grandes telescopios astronómicos de investigación son reflectores. Algunas razones son:
La mayoría de los reflectores de investigación grandes funcionan en diferentes planos focales, según el tipo y tamaño del instrumento que se utiliza. Estos incluyen el foco principal del espejo principal, el foco cassegrain (la luz rebota detrás del espejo primario) e incluso elementos externos al telescopio (como el foco Nasmyth y Coudé ). [28]
Una nueva era en la fabricación de telescopios fue inaugurada por el Telescopio de Espejos Múltiples (MMT), con un espejo compuesto por seis segmentos que sintetizan un espejo de 4,5 metros de diámetro. Ahora ha sido sustituido por un único espejo de 6,5 m. Su ejemplo fue seguido por los telescopios Keck con espejos segmentados de 10 m.
Los mayores telescopios terrestres actuales tienen un espejo primario de entre 6 y 11 metros de diámetro. En esta generación de telescopios, el espejo suele ser muy delgado y se mantiene en una forma óptima mediante una serie de actuadores (ver óptica activa ). Esta tecnología ha impulsado nuevos diseños para futuros telescopios con diámetros de 30, 50 e incluso 100 metros.
Recientemente se han desarrollado telescopios de aproximadamente 2 metros, relativamente baratos y producidos en masa, que han tenido un impacto significativo en la investigación astronómica. Estos permiten monitorear continuamente muchos objetivos astronómicos y estudiar grandes áreas del cielo. Muchos son telescopios robóticos , controlados por ordenador a través de Internet (véase , por ejemplo, el Telescopio de Liverpool y el Telescopio Faulkes Norte y Sur ), que permiten un seguimiento automatizado de los acontecimientos astronómicos.
Inicialmente el detector utilizado en los telescopios era el ojo humano . Posteriormente se sustituyó la placa fotográfica sensibilizada y se introdujo el espectrógrafo , permitiendo la recogida de información espectral. Después de la placa fotográfica, se han perfeccionado generaciones sucesivas de detectores electrónicos, como los dispositivos de carga acoplada (CCD), cada uno con mayor sensibilidad y resolución y, a menudo, con una cobertura de longitud de onda más amplia.
Los telescopios de investigación actuales tienen varios instrumentos para elegir, como por ejemplo:
El fenómeno de la difracción óptica pone un límite a la resolución y calidad de imagen que puede alcanzar un telescopio, que es el área efectiva del disco de Airy , que limita la proximidad con la que se pueden colocar dos de estos discos. Este límite absoluto se denomina límite de difracción (y puede aproximarse mediante el criterio de Rayleigh , el límite de Dawes o el límite de resolución de Sparrow ). Este límite depende de la longitud de onda de la luz estudiada (de modo que el límite de la luz roja llega mucho antes que el límite de la luz azul) y del diámetro del espejo del telescopio. Esto significa que, en teoría, un telescopio con un determinado diámetro de espejo puede resolver hasta un cierto límite en una determinada longitud de onda. Para los telescopios convencionales en la Tierra, el límite de difracción no es relevante para telescopios de más de unos 10 cm. En cambio, la visión , o el desenfoque causado por la atmósfera, establece el límite de resolución. Pero en el espacio, o si se utiliza óptica adaptativa , a veces es posible alcanzar el límite de difracción. En este punto, si se necesita una mayor resolución en esa longitud de onda, se debe construir un espejo más ancho o realizar una síntesis de apertura utilizando una serie de telescopios cercanos.
En los últimos años se han desarrollado, con buenos resultados, una serie de tecnologías para superar las distorsiones causadas por la atmósfera en los telescopios terrestres. Véase óptica adaptativa , imágenes moteadas e interferometría óptica .
(gafas) invención, un paso importante en la historia del telescopio
Medios relacionados con telescopios ópticos en Wikimedia Commons
![{\displaystyle i\ (''/\mathrm {mm} )={\frac {1}{f\ (\mathrm {mm} )}}\left[{\frac {180\times 3600}{\pi } }\bien].}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/04b5fb0c021b0959a4456ec7b65323af360b30f2)
