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 la inspección visual directa, para hacer una fotografía o para recopilar datos a través de sensores electrónicos de imagen .
Hay tres tipos principales de telescopios ópticos:
La capacidad de un telescopio óptico para captar detalles pequeños 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 sea el objetivo, más luz captará el telescopio y más detalles finos podrá captar.
La gente utiliza telescopios ópticos (incluidos monoculares y binoculares ) para actividades al aire libre, como astronomía observacional , ornitología , pilotaje , caza y reconocimiento , así como para actividades en interiores o semi-exteriores, como ver 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 su funcionamiento fue desarrollada por los filósofos griegos antiguos , preservada y ampliada en el mundo islámico medieval , y había alcanzado un estado significativamente 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, [5] y más tarde en los centros de fabricación de gafas tanto en los Países Bajos como en Alemania. [7] 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 las reclamaciones de Jacob Metius y un tercer solicitante desconocido, que también conocían este "arte". [8]
La noticia de la invención se difundió rápidamente y Galileo Galilei , al enterarse del dispositivo, estaba haciendo sus propios diseños mejorados en menos de un año y fue el primero en publicar resultados astronómicos utilizando un telescopio. [9] 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 del diseño [10] 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, [11] que corrigió la aberración cromática de los telescopios keplerianos hasta ese momento, lo que permitió instrumentos mucho más cortos con objetivos mucho más grandes. [ cita requerida ]
En el caso de los telescopios reflectores , que utilizan un espejo curvo en lugar de la lente objetivo, la teoría precedió a la práctica. La base teórica para que los espejos curvos se comporten de manera similar a las lentes fue probablemente establecida por Alhazen , cuyas teorías se habían difundido ampliamente en traducciones latinas de su obra. [12] Poco después de la invención del telescopio refractor, Galileo, Giovanni Francesco Sagredo y otros, impulsados 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. [13] Las ventajas potenciales de utilizar espejos parabólicos (principalmente una reducción de la aberración esférica con eliminación de la aberración cromática ) llevaron a varios diseños propuestos para telescopios reflectores, [14] el más notable de los cuales fue publicado en 1663 por James Gregory y llegó a llamarse el telescopio gregoriano , [15] [16] pero no se construyó ningún modelo funcional. En general, se le atribuye a Isaac Newton la construcción de los primeros telescopios reflectores prácticos, el telescopio newtoniano , en 1668 [17], 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 popularizarse. Muchos de los avances en los telescopios reflectores incluyeron la perfección de la fabricación de espejos parabólicos en el siglo XVIII, [18] espejos de vidrio recubiertos de plata en el siglo XIX, recubrimientos de aluminio de larga duración en el siglo XX, [19] espejos segmentados para permitir diámetros mayores 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 una lente (placa correctora) y un espejo como elementos ópticos primarios, utilizados principalmente para imágenes de campo amplio sin aberración esférica. [ cita requerida ]
A finales del siglo XX se ha producido el desarrollo de la óptica adaptativa y de los telescopios espaciales para superar los problemas de la visión astronómica . [ cita requerida ]
La revolución electrónica de principios del siglo XXI condujo al desarrollo de telescopios conectados a computadoras 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 durante las décadas anteriores. 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 nivel de consumidor. [20] [21]
El esquema básico es que el elemento primario que capta la luz, el objetivo (1) (la lente convexa o el espejo cóncavo que se utiliza para captar la luz entrante), enfoca esa luz procedente del objeto distante (4) hacia un plano focal donde forma una imagen real (5). Esta imagen puede ser registrada o vista a través de un ocular (2), que actúa como una lupa . El ojo (3) ve entonces una imagen virtual invertida y ampliada (6) 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 está rotada 180 grados con respecto a la orientación del objeto. En los telescopios astronómicos, la vista rotada normalmente no se corrige, ya que no afecta el modo en que se utiliza el telescopio. Sin embargo, a menudo se utiliza una diagonal de espejo para colocar el ocular en una ubicación de visualización más conveniente, y en ese caso la imagen es derecha, pero aún invertida de izquierda a derecha. En los telescopios terrestres, como los telescopios de observación , los monoculares y los binoculares , se utilizan prismas (por ejemplo, prismas de Porro ) o una lente de relevo 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 erectores .
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 pueden usarse simplemente para colocar el ocular o detector en una posición más conveniente. Los diseños de telescopios también pueden usar 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 desempeño óptico. Varias propiedades de las especificaciones pueden cambiar con el equipo o los accesorios utilizados con el telescopio, como lentes Barlow , diagonales estelares y oculares . Estos accesorios intercambiables no alteran las especificaciones del telescopio, sin embargo, alteran la forma en que funcionan las propiedades del telescopio, generalmente el aumento , el campo de visión aparente (FOV) y el campo de visión real.
La superficie mínima resoluble de un objeto, tal como se ve a través de un telescopio óptico, es el área física limitada que se puede resolver. Es análoga a la resolución angular , pero difiere en la definición: en lugar de la 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 se da 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 . [22] [23]
El poder de resolución se deriva de la longitud de onda utilizando la misma unidad que la apertura; donde 550 nm a mm se da por: .
La constante se deriva de radianes a la misma unidad que el diámetro aparente del objeto; donde el diámetro aparente de la Luna de radianes a arcsecs se da 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 más pequeños que se pueden resolver tienen un diámetro de 3,22 km. El telescopio espacial Hubble tiene una apertura del espejo primario de 2400 mm que proporciona una resolución superficial de cráteres lunares de 174,9 metros de diámetro o manchas solares de 7365,2 km de diámetro.
Ignorando la borrosidad de la imagen causada por la turbulencia en la atmósfera ( seeing atmosférico ) 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 llamado su "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 la luz visible ( = 550 nm) en la aproximación de ángulo pequeño , esta ecuación se puede reescribir:
Aquí, indica el límite de resolución en segundos de arco y está en milímetros. En el caso ideal, los dos componentes de un sistema estelar doble pueden distinguirse incluso si están separados por un poco menos de . Esto se tiene en cuenta en 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 que se comercializan con valores altos de potencia máxima suelen ofrecer imágenes de mala calidad.
En el caso de los grandes telescopios terrestres, la resolución está limitada por la visibilidad atmosférica . Este límite se puede superar 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 se pueden superar mediante la óptica adaptativa , la imagen speckle o la imagen lucky 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, conectados entre sí por trayectorias ópticas cuidadosamente controladas, pero estos interferómetros solo se pueden utilizar para obtener imágenes de objetos brillantes, como estrellas, o para 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 sobre la cual los rayos inicialmente colimados se llevan a un foco. Un sistema con una distancia focal más corta tiene mayor potencia óptica que uno con una distancia focal larga; es decir, dobla los rayos con más fuerza, llevándolos a un foco en una distancia más corta. En astronomía, el número f se conoce comúnmente como la relación focal anotada 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 en el 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:
Las relaciones focales numéricamente grandes se denominan largas o lentas . Los números pequeños son cortos o rápidos . No hay líneas claras para determinar cuándo usar estos términos, y cada 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 a menudo tienen más aberraciones ópticas lejos del centro del campo de visión y generalmente son más exigentes con los diseños de oculares que los más lentos. A menudo se desea un sistema rápido para fines prácticos en astrofotografía con el propósito de recolectar más fotones en un período de tiempo determinado que un sistema más lento, lo que permite que la fotografía con lapso 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 para 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 llegan a él desde un objeto lejano, donde un cubo más grande atrapa más fotones, lo que da como resultado más luz recibida en un período de tiempo determinado, iluminando efectivamente la imagen. Esta es la razón por la que las pupilas de los ojos se agrandan por la noche para que llegue más luz a las retinas. El poder de captación comparado con un ojo humano es el resultado cuadrado de la división de la apertura por el diámetro de la pupila del observador , [22] [23] con un adulto promedio que tiene un diámetro de pupila de 7 mm. Las personas más jóvenes albergan diámetros mayores, generalmente se dice que son 9 mm, ya que el diámetro de la pupila disminuye con la edad.
Un ejemplo del poder de captación de una apertura de 254 mm en comparación con un diámetro de pupila de un adulto de 7 mm viene dado por:
La capacidad de captación de luz entre telescopios se puede comparar comparando las áreas de dos aperturas diferentes.
Por ejemplo, la capacidad de captación de luz de un telescopio de 10 metros es 25 veces mayor que la de un telescopio de 2 metros:
Para el estudio de un área determinada, el campo de visión es tan importante como la capacidad de captación de luz bruta. Los telescopios de estudio, como el Gran Telescopio para Estudios Sinópticos, 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 únicamente.
El aumento que se logra con un telescopio hace que el objeto parezca más grande, al tiempo que limita el campo de visión. El aumento suele confundirse con la potencia óptica del telescopio; su característica es el término más incomprendido que se utiliza para describir el mundo observable. [ Aclaración necesaria ] Con mayores aumentos, la calidad de la imagen se reduce significativamente; el uso de una lente Barlow aumenta la longitud focal efectiva de un sistema óptico, lo que multiplica la reducción de la calidad de la imagen.
Pueden presentarse efectos menores similares al utilizar diagonales estelares , 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.
El aumento en sí está limitado por las características ópticas. Con cualquier telescopio o microscopio, más allá de un aumento máximo práctico, la imagen se ve más grande pero no muestra más detalles. Esto ocurre cuando el detalle más fino que el instrumento puede resolver se amplía para que coincida con el detalle más fino que el ojo puede ver. El aumento más allá de este máximo a veces se denomina aumento vacío .
Para obtener el máximo detalle de un telescopio, es fundamental elegir el aumento adecuado para el objeto que se observa. Algunos objetos se ven mejor con un aumento bajo, otros con un aumento alto y muchos con un aumento moderado. Hay dos valores de aumento: mínimo y máximo. Se puede utilizar un ocular con un 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. En el caso de un telescopio de buena calidad que funcione en buenas condiciones atmosféricas, el aumento máximo utilizable está limitado por la difracción.
La ampliación visual del campo de visión a través de un telescopio se puede determinar dividiendo la distancia focal del telescopio por la distancia focal (o diámetro) del ocular . [22] [23] 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 dos cuestiones que limitan el aumento útil mínimo de un telescopio:
Ambas restricciones se reducen aproximadamente a la misma regla: el aumento de la imagen observada debe ser lo suficientemente alto para que la pupila de salida del ocular no sea más grande que la pupila del ojo del observador. [24] La fórmula para la pupila de salida del ocular es
donde es el diámetro de recolección de luz de la apertura del telescopio. [24]
El tamaño de las pupilas adaptadas a la oscuridad varía de 8 a 9 mm para los niños pequeños, a un valor "normal" o estándar de 7 mm para la mayoría de los adultos de 30 a 40 años, a 5 a 6 mm para los jubilados de 60 y 70 años. Una vida expuesta a una luz ambiental crónicamente brillante, como la luz del sol reflejada en campos abiertos de nieve, playas de arena blanca o cemento, tenderá a hacer que las pupilas de las personas se achiquen permanentemente. Las gafas de sol ayudan mucho, pero una vez que se encogen por una sobreexposición prolongada a la luz brillante, ni siquiera el uso de medicamentos oftalmológicos puede restaurar el tamaño de pupila perdido. [24] Los ojos de la mayoría de los observadores responden instantáneamente a la oscuridad dilatando la pupila casi hasta su máximo, aunque la adaptación completa a la visión nocturna generalmente demora al menos media hora. (Suele haber un ligero ensanchamiento adicional de la pupila cuanto más tiempo permanece dilatada/relajada).
La mejora del brillo con un 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 y entra en la pupila del ojo; por lo tanto, cuanto menor sea el aumento , mayor será la pupila de salida . Es la imagen de la abertura de observación del cielo reducida del telescopio, reducida por el factor de aumento de la combinación ocular-telescopio:
donde es la distancia focal del telescopio y es la distancia focal del ocular.
Lo ideal es que la pupila de salida del ocular coincida con la pupila del ojo del observador: si la pupila de salida del ocular es más grande que la pupila del ojo del observador, se eliminará parte de la luz emitida por el telescopio. Si la pupila de salida del ocular es igual o más pequeña que la pupila del ojo del observador, toda la luz captada por la abertura del telescopio entrará en el ojo y, con un aumento menor, se obtendrá una imagen más brillante, siempre que toda la luz captada entre en el ojo.
El mínimo se puede calcular dividiendo la apertura del telescopio por el diámetro máximo tolerado de la pupila de salida [25] [24]
Reducir el aumento más allá de este límite no aumentará el brillo ni mejorará la claridad: más allá de este límite, no hay ningún beneficio con un aumento menor. Asimismo, el cálculo de la pupila de salida es una división del diámetro de apertura y el aumento visual utilizado. Con frecuencia, es posible que no se pueda alcanzar el mínimo con algunos telescopios; un telescopio con una distancia focal muy larga puede requerir un ocular con una distancia focal más larga que la disponible.
Un ejemplo del aumento más bajo utilizable usando una apertura bastante común de 10″ (254 mm) y la pupila de salida máxima estándar para adultos de 7 mm viene dado por: Si el telescopio tuviera una distancia focal de 1200 mm ( ), la distancia focal más larga recomendada del ocular ( ) sería Un ocular con el mismo campo de visión aparente pero una distancia focal más larga proporcionará un campo de visión real más amplio, pero una imagen más oscura. Si el telescopio tiene una obstrucción central (por ejemplo, un telescopio newtoniano , Maksutov o Schmidt–Cassegrain ), también es probable que el bajo aumento haga que la obstrucción se enfoque lo suficiente como para crear un punto negro en el medio de la imagen.
Calculando en la otra dirección, el diámetro de la pupila de salida de una apertura de telescopio de 254 mm con un aumento de 60× viene dado por: dentro del tamaño de pupila de los ojos adaptados a la oscuridad de observadores de casi todas las edades. Suponiendo la misma distancia focal del telescopio que la anterior, la distancia focal del ocular que produciría un aumento de 60× es
Las siguientes son reglas generales para aumentos útiles apropiados para diferentes tipos de objetos:
Sólo la experiencia personal determina los mejores aumentos óptimos para los objetos, en función de las habilidades de observación y las condiciones de visión, y del estado de la pupila del ojo del observador en el momento (por ejemplo, puede ser necesario un aumento menor si hay suficiente luz de luna para evitar una adaptación completa a la oscuridad).
El campo de visión es la extensión del mundo observable visto en un momento dado, a través de un instrumento (por ejemplo, un telescopio o binoculares ), o a simple vista. Existen varias expresiones de campo de visión, que pueden ser 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 donde el campo de visión no se puede ver más grande que 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 diafragma de campo del ocular , que se mide normalmente en grados . Es una propiedad fija del diseño óptico del ocular, y los oculares disponibles comercialmente ofrecen un rango de campos aparentes de 40° a 120°. El campo de visión aparente de un ocular está limitado por una combinación del diámetro del diafragma 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 visión a través del telescopio se extiende hasta su visión periférica , dando la sensación de que ya no está mirando a través de un ocular, o que está más cerca del objeto de interés de lo que realmente está. Por el contrario, un ocular con un campo de visión aparente estrecho puede dar la sensación de estar mirando a través de un túnel o una pequeña ventana de ojo de buey, con el tope de campo negro del ocular ocupando la mayor parte de la visión del observador.
Un campo de visión aparente más amplio permite al observador ver una mayor parte del objeto de interés (es decir, un campo de visión real más amplio) sin tener que reducir el aumento para lograrlo. Sin embargo, la relación entre el campo de visión real, el campo de visión aparente y el aumento no es directa, debido a las características de distorsión crecientes que se correlacionan con campos de visión aparentes más amplios. En cambio, tanto el campo de visión real como el campo de visión aparente son consecuencia del diámetro del diafragma del ocular.
El campo de visión aparente difiere del campo de visión real en la medida en que el campo de visión real varía con el aumento, mientras que el campo de visión aparente no lo hace. El campo de visión más amplio de un ocular gran angular permite ver una sección más amplia de la imagen real formada en el plano focal del telescopio, lo que afecta el campo de visión real calculado.
El campo de visión aparente de un ocular puede influir en el brillo total de la imagen que percibe el ojo, ya que el tamaño angular aparente del diafragma de 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 ningún impacto en el brillo superficial aparente (es decir, el brillo por unidad de área) de los objetos contenidos dentro del campo de visión.
El campo de visión real es el ancho de lo que realmente se ve a través de cualquier combinación de ocular y telescopio.
Hay dos fórmulas para calcular el campo de visión real:
El método de parada de campo del ocular es más preciso que el método del campo de visión aparente, [27] sin embargo no todos los oculares tienen un diámetro de parada de campo fácilmente reconocible.
El campo de visión máximo es el campo de visión verdadero útil máximo limitado por la óptica del telescopio. Es una limitación física en la que los aumentos más allá del máximo se mantienen en el máximo. El campo de visión máximo es el tamaño del cañón sobre la longitud focal del telescopio convertido de radianes a grados. [22] [23]
Un ejemplo de campo de visión máximo utilizando un telescopio con un tamaño de barril 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 ellos puede ser una tarea abrumadora; la experiencia y la experimentación son los principales factores que contribuyen a comprender cómo maximizar las observaciones. En la práctica, solo dos propiedades principales de un telescopio determinan cómo difiere la observación: la distancia focal y la apertura. Estas se relacionan con la forma en que el sistema óptico ve un objeto o rango y la cantidad de luz que se recoge a través de un ocular . Los oculares determinan además cómo cambia el campo de visión y la ampliación 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 cuánto del objeto vemos. Sin embargo, la relación con el sistema óptico puede no dar como resultado un alto brillo superficial . Los objetos celestes a menudo son tenues debido a su gran distancia, y el detalle puede estar limitado por la difracción o propiedades ópticas inadecuadas.
Para descubrir lo que se puede ver a través del sistema óptico, hay que empezar por el ocular, que proporciona el campo de visión y el aumento ; el aumento se obtiene dividiendo las longitudes focales del telescopio y del ocular. Usando un ejemplo de un telescopio amateur como un telescopio newtoniano con una apertura de 130 mm (5") y una longitud focal de 650 mm (25,5 pulgadas), se usa un ocular con una longitud 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 por su división sobre el campo de visión aparente: . El campo de visión verdadero resultante es de 0,64°, lo que no permite que un objeto como la nebulosa de Orión , que parece elíptica con un diámetro angular de 65 × 60 minutos de arco , sea visible a través del telescopio en su totalidad, donde toda la nebulosa está dentro del mundo observable. El uso de métodos como este puede aumentar en gran medida el potencial de visualización de uno asegurando que el mundo observable pueda contener el objeto completo, o si aumentar o disminuir el aumento viendo el objeto en un aspecto diferente.
El brillo de la superficie con un aumento de este tipo se reduce significativamente, lo que da como resultado una apariencia mucho más oscura. Una apariencia más oscura da como resultado menos detalles visuales del objeto. Detalles como la materia, los anillos, los brazos espirales y los gases pueden quedar completamente ocultos al observador, lo que proporciona 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 un brillo 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 que contribuye es la pupila del observador . Con la edad, la pupila se encoge naturalmente en diámetro; generalmente se acepta que un adulto joven puede tener una pupila de 7 mm de diámetro, un adulto mayor tan solo 5 mm y una persona más joven más grande, 9 mm. El aumento mínimo se puede expresar como la división de la apertura y el diámetro de la pupila dada por: . Puede resultar evidente un caso problemático al lograr un brillo superficial teórico del 100%, 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 telescopios 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 longitud focal del telescopio por el aumento mínimo: . Un ocular de 35 mm es un tamaño no 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 longitud focal mayor que el aumento mínimo, los ojos no reciben una gran cantidad de luz desperdiciada.
El límite para el aumento del brillo de la superficie a medida que se reduce el aumento es la pupila de salida : un cilindro de luz que se proyecta a través del ocular hacia el observador. Una pupila de salida debe coincidir o ser más pequeña en diámetro que la pupila para recibir la cantidad total de luz proyectada; una pupila de salida más grande da como resultado luz desperdiciada. La pupila de salida se puede derivar de la división de la apertura del telescopio por el aumento mínimo , que se obtiene por: . 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 está 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 el tiempo. Se espera cierta pérdida de luz observable y la disminución del 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 la imagen (a veces llamada escala de placa ) es la relación entre el tamaño angular del objeto que se observa y 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 de derivar considerando un telescopio reflector. Si se observa un objeto extenso con tamaño angular a través de un telescopio, entonces debido a las leyes de reflexión y trigonometría el tamaño de la imagen proyectada sobre 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 ángulos pequeños , cuando (NB solo 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 perfectos ni lentes perfectas, por lo que se deben tener en cuenta las aberraciones de la imagen además de la difracción de apertura. Las aberraciones de la 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. En la actualidad, se las conoce comúnmente como las cinco aberraciones de Seidel.
Los defectos ópticos se enumeran siempre en el orden anterior, ya que esto expresa su interdependencia como aberraciones de primer orden a través de los 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 los lápices axiales y extraaxiales). La segunda, la coma, cambia en función de la distancia de la pupila y la aberración esférica, de ahí el conocido resultado de que es imposible corregir la coma en una lente libre de aberración esférica simplemente moviendo la pupila. Dependencias similares afectan a las aberraciones restantes en la lista.
Los telescopios ópticos se han utilizado en la investigación astronómica desde su invención a principios del siglo XVII. A lo largo de los años se han construido muchos tipos en función 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 de las razones son:
La mayoría de los reflectores de investigación de gran tamaño funcionan en distintos planos focales, según el tipo y el tamaño del instrumento que se utilice. Estos incluyen el foco principal del espejo principal, el foco cassegrain (luz que rebota detrás del espejo primario) e incluso los externos al telescopio (como el foco Nasmyth y el foco Coudé ). [28]
El telescopio de espejos múltiples (MMT) inauguró una nueva era en la fabricación de telescopios , con un espejo compuesto por seis segmentos que sintetizaban un espejo de 4,5 metros de diámetro. En la actualidad, este espejo ha sido reemplazado por un único espejo de 6,5 m. Su ejemplo fue seguido por los telescopios Keck con espejos segmentados de 10 m.
Los telescopios terrestres más grandes que existen actualmente tienen un espejo primario de entre 6 y 11 metros de diámetro. En esta generación de telescopios, el espejo suele ser muy fino y se mantiene en una forma óptima mediante una serie de actuadores (véase 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 ~2 metros, relativamente baratos y de producción en serie, que han tenido un impacto significativo en la investigación astronómica. Estos permiten monitorear de forma continua muchos objetivos astronómicos y estudiar grandes áreas del cielo. Muchos son telescopios robóticos , controlados por computadora a través de Internet (ver, por ejemplo, el Telescopio Liverpool y el Telescopio Faulkes Norte y Sur ), lo que permite un seguimiento automático de eventos astronómicos.
Inicialmente, el detector utilizado en los telescopios era el ojo humano . Más tarde, la placa fotográfica sensibilizada ocupó su lugar y se introdujo el espectrógrafo , que permitió la recopilación de información espectral. Después de la placa fotográfica, se han ido perfeccionando sucesivas generaciones 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 disponen de varios instrumentos para elegir, como:
El fenómeno de la difracción óptica establece un límite a la resolución y calidad de imagen que un telescopio puede lograr, que es el área efectiva del disco de Airy , que limita la distancia entre dos discos de este tipo. Este límite absoluto se llama 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 para la luz roja llega mucho antes que el límite para la luz azul) y del diámetro del espejo del telescopio. Esto significa que un telescopio con un cierto diámetro de espejo puede resolver teóricamente hasta un cierto límite en una cierta longitud de onda. Para los telescopios convencionales en la Tierra, el límite de difracción no es relevante para telescopios mayores de unos 10 cm. En cambio, el viewing , o la borrosidad causada por la atmósfera, establece el límite de resolución. Pero en el espacio, o si se utilizan ópticas adaptativas , 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 amplio o realizar una síntesis de apertura utilizando un conjunto de telescopios cercanos.
En los últimos años se han desarrollado con buenos resultados una serie de tecnologías para superar las distorsiones provocadas por la atmósfera en los telescopios terrestres. Véase óptica adaptativa , imágenes speckle e interferometría óptica .
(gafas) invención, un paso importante en la historia del telescopio
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