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Timestamp: 2019-06-27 10:30:45+00:00

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Elección de aumentos para su telescopio por Al Nagler
Muy buen artículo que nos puede servir para la elección del telescopio más apropiado a nuestras necesidades y propósitos, lo pongo íntegro por si se pierde la fuente dado que lo considero un texto casi imprescindible; no estoy seguro pero su traducción del original publicado en la revista Sky & Telescope en mayo de 1991 y que posteriormente creo recordar se publicó en CloudyNights creo que está realizada por "Al Marsad Al Andalusy" a los cuales es de agradecer este esfuerzo.
* Actualización: Traducción de Rafael Barragan Rincón en colaboracióncon AlMarsad.
ELECCIÓN DE AUMENTOS PARA SU TELESCOPIO
¿Cuáles son los aumentos mínimos y máximos que podemos alcanzar? La respuesta depende de muchos factores que se combinan para dar a cada telescopio un rango de aumentos útiles. Este rango, sin embargo, no está predeterminado; depende de la naturaleza de la vista humana, la abertura del telescopio y su diseño óptico, las condiciones atmosféricas, e incluso, el tamaño y aspecto del objeto.
Consideremos todos los aspectos de la observación: la luz estelar atraviesa la atmósfera, pasa a través del telescopio, y finalmente a su ojo. Cada etapa de este viaje representa su papel a la hora de determinar el rango de aumentos a usar cada noche con cada telescopio. Analicemos estos factores por separado.
La visión humana es una maravilla de la ingeniería. Pensemos en ello. Nuestros ojos tienen un iris y un enfoque automáticos, unas lentes aesféricas, una superficie de imagen curva, un intensificador químico, un protector contra el viento que incorpora autolavado, protector para las lentes... y todo este equipo de serie. Y aún no hemos mencionado maravilla de la visión estéreo!
Aunque nuestros ojos no corrigen perfectamente el color, nuestro cerebro elimina los errores. Distintos individuos presentan defectos diferentes. Afortunadamente, los más comunes pueden ser compensados con el uso de un telescopio.
Uno de los más habituales es el astigmatismo, que puede ser mejorado con gafas o usando únicamente la pequeña área central de la pupila. Por ejemplo, hagan una pequeña abertura en forma de diamante presionando su dedo pulgar e índice. A medida que aumenta la presión, la abertura será más pequeña. Acerque su ojos a ella. Posiblemente observará una mejora en resolución y profundidad de su foco. (Puede parecer idiota ante su compañero de mesa, pero es de gran ayuda para leer el menú cuando ha olvidado las gafas.)
Las personas con miopía, simplemente pueden quitarse las gafas cuando usen un telescopio, ya que el aparato compensará su defecto. Los flotantes, esas pequeñas partículas en sus ojos, pueden causar un problema principalmente con grandes aumentos , ya que la reducción de la pupila de salida, acentúa su visibilidad.
NUESTROS TELESOPIOS
Hay seis factores que debemos considerar en un telescopio. El primero es el aumento, entendido como aumento angular. Vemos el universo como ángulos. Un telescopio con 50 aumentos convertirá el disco lunar de l/2 grado en un objeto de 25 grados.
Para lograr bajo aumento, es necesario usar oculares de larga distancia focal. Las lentes telecompresoras pueden disminuir la longitud focal efectiva de algunos aparatos, reduciendo el aumento con un ocular determinado. Los aumentos elevados se obtienen con oculares de corta longitud focal.
Añadiendo varias lentes de Barlow a un telescopio de corta focal, podemos obtener una cantidad absurda de aumentos. Pero tengan cuidado: nos daremos cuenta que esto no es lo deseado! En algunos almacenes encontramos aparatos de 2.4 pulgadas con 600 aumentos, un ejemplo de engaño para embaucar al astrónomo aficionado – el resultado es un campo de visión demasiado, pequeño, débil, difuminado e inestable: imposible de usar. Más adelante hablaremos sobre el aumento óptimo.
Los propietarios de prismáticos lo saben. Mientras que la abertura, los aumentos y la pupila de salida son la clave para los binoculares, los fabricantes nunca proporcionan la relación focal como dato. No tiene influencia en el brillo de las imágenes! Los astrofotógrafos tienen dificultades para entender este concepto ya que su experiencia de que un número bajo significa imágenes más brillantes lo contradice.
El campo de imagen es otro dato confuso. El campo real de un telescopio es cuanto cielo podemos ver en el ocular. Se determina por el diámetro de los bordes (el anillo en el frontal del ocular define los bordes del campo) y la distancia focal del telescopio.
Como referencia, ofrezco información sobre típicos campos máximos de algunos instrumentos:
Diámetro del foco 500-mm 2,000-mm (pulgadas) distancia focal distancia focal 1 1/4 3.2 grados 0.8 grados 2 5.5 grados 1.4 grados
La amplitud del campo aparente (el ángulo de “abertura” percibido por el ojo) de los oculares modernos tienen importantes implicaciones para el observador. Como ejemplo, compare el obtenido con un ocular con 50 grados de campo aparente (izquierda) y otro con 80 grados (derecha). Las imágenes superiores, muestran la diferencia entre oculares que al tener la misma longitud focal consiguen el mismo aumento con un telescopio en concreto. Un campo aparente mayor, se convierte en visualización de un área de cielo también superior. La imagen inferior cubre el mismo campo, pero está conseguida usando un ocular de distancia focal más corta (más aumento) con 80 grados de campo aparente.
Los oculares de foco largo pueden utilizar el interior del barrilete como medida para determinar su campo. Por eso, los oculares de 2 pulgadas pueden obtener campos aparentes mayores que los de 1 ¼”. El diámetro interno de un ocular típico de 2 pulgadas es 1.7 veces mayor y tiene 3 veces más área que los de 1 ¼”. El campo de muchos oculares puede ser determinado con mucha precisión con la ayuda de instrumentos. Otros, al tener los bordes entre las lentes, no permiten determinar con facilidad su campo real.
Sin embargo, puede averiguar el campo real de cualquier telescopio y ocular en concreto, usando el método del desplazamiento. Apunte su telescopio hacia cualquier estrella cercana al ecuador celeste, apague el motor y cronometre el tiempo que tarda el astro en cruzar el campo de lado a lado pasando por el centro. Cuando se encuentra cerca del ecuador, un objeto celeste se desplaza un ángulo de quince minutos en un minuto terrestre. Por tanto, sólo debe multiplicar por 15 el tiempo calculado para conocer el dato que buscamos.
Podemos calcular el campo real de una manera aproximada, dividendo el campo aparente entre los aumentos. Los resultados no van a ser exactos, ya que los oculares no aumentan linealmente por todo el campo de visión; es necesario aplicar un factor corrector a la distorsión provocada por este efecto; factor que únicamente conoce el fabricante.
El campo aparente es el ángulo que perciben nuestros ojos, limitado por el barrilete del ocular. Si entre dos oculares determinados, queremos saber cual presenta un campo aparente mayor, cogeremos cada uno de ellos con una mano y los colocaremos ante nuestros ojos como si se tratase de unos prismáticos. En esta posición, es fácil apreciar cual de ellos tiene un campo de visión más amplio.
La pupila de salida es un parámetro definido como el cociente entre el diámetro del objetivo y el aumento empleado. Básicamente, es el lugar donde ponemos el ojo para contemplar el campo completo. Los fabricantes de prismáticos ofrecen este dato casi siempre. La pupila de salida puede ser definida también como el número f/ del objetivo. Por ejemplo, un ocular de 35 mm. en un telescopio a f/5, proporcionará una salida de 7 mm. El diámetro de pupila más adecuado dependerá de varios factores que analizaremos más adelante.
Podemos definir la resolución de varias maneras distintas. Los fabricantes de telescopios suelen utilizar el llamado límite de Dawes. El reverendo William R. Dawes solía observar durante el siglo XIX con pequeños refractores; llegó a la conclusión de que era capaz de resolver estrellas dobles de la misma magnitud cuya separación fuese igual a 4,56 segundos de arco dividido por la abertura en pulgadas. Por supuesto, se trata de un valor aproximado, ya que varía ligeramente con la abertura del instrumento. Además siempre debe tenerse en cuenta la diferencia de magnitudes entre los componentes del sistema.
El límite de Dawes no es válido para contraste o resolución planetaria. También ignora el hecho de que los telescopios de más de 9” raramente van a superar e l1/4 de segundo de resolución debido a los condicionantes atmosféricos.
La resolución máxima a simple vista es de 1 minuto de arco. Con tan solo 120x ya alcanzaremos el límite máximo de resolución impuesto por la atmósfera, aunque en la práctica, lo conseguiremos con más facilidad con 2 ó 3 veces este aumento.
Al menos en teoría, es posible alcanzar cualquier aumento, pero a partir de 500x, las condiciones de seeing, no nos permitirán obtener mejores imágenes con ningún instrumento.
La ganancia por abertura nos dará una idea de la magnitud límite alcanzable. Por ejemplo, si comparamos la mejora de un instrumento de 7 cm con respecto a nuestros ojos (7 mm), obtendremos un factor 100. Esto equivale a 5 magnitudes de diferencia. Si a simple vista alcanzamos la 6ª magnitud, con este instrumento, llegaremos a la 11ª. En realidad, será algo inferior teniendo en cuenta la perdida de luz de las ópticas.
Cuando una tarde de cielo azul oscuro y con ligera brisa se convierte en una noche de estrellas brillantes, la transparencia suele ser máxima. Estas condiciones son ideales para observación de galaxias, nebulosas y estrellas débiles. Desgraciadamente, suele producirse una cierta turbulencia que repercute en el seeing. Un pequeño telescopio nos mostrará estrellas parpadeantes, mientras que con aberturas mayores, este efecto se atenuará. Los principiantes no suelen darse cuenta de que transparencia y seeing no pueden darse en la misma noche. Las mejores para observación de dobles y detalles planetarios, son las de verano.
Otro factor a tener en cuenta es la contaminación atmosférica y el resplandor provocado por la polución industrial. La única solución para ello es guardar nuestro material en el coche y desplazarnos lo más lejos posible. Es por ello, por lo que los telescopios fáciles de transportar son cada día más usuales y por lo que se realizan star-parties en los lugares más remotos y oscuros.
Antes de seleccionar los aumentos a utilizar, debemos considerar que es lo que vamos a observar. Si deseamos ver galaxias pequeñas y débiles, cúmulos globulares y estrellas débiles, no existe sustituto válido para el diámetro de abertura. Antiguamente, los instrumentos, poseían pesados espejos y distancias focales muy largas. Hoy en día los oculares modernos y los correctores de coma, consiguen rendimientos asombrosos con los telescopios Dobsonianos, transportables a pesar de su abertura. Con reflectores de 13 a 25 pulgadas, es posible utilizar todo el aumento que la atmósfera y la calidad de las ópticas permitan. El brillo del objeto no suele suponer el límite.
El contraste del objeto suele ser tan importante como su brillo. A menudo, un pequeño refractor puede conseguir mejores resultados que un gran reflector al obtener un contraste superior. Al incrementar el aumento, reducimos la pupila de salida y oscurecemos el cielo de fondo. Debido a ello, es más fácil observar estrellas débiles con un aumento relativamente alto. El contraste de objetos amplios como nebulosas y galaxias depende de la oscuridad del fondo; al aumentar los aumentos , podremos observar mejores detalles finos al hacerse más visibles. En general, puede incrementar el aumento para oscurecer el cielo siempre y cuando exista alrededor del objeto cielo suficiente para que exista contraste. Esto parece contradecir la norma tradicional de conseguir la mayor pupila de salida posible para observar nebulosas. Pruebe, todo depende de sus oculares y su experiencia.
¿Qué poder de resolución necesitaremos? Algunos reflectores de gran tamaño mejoran su resolución cuando reducimos su abertura mediante una máscara. Podemos esperar con frustración aquellos mágicos momentos en los que la atmósfera permite observaciones de alta resolución con gran abertura, o podemos reducirla en parte hasta conseguir una visión satisfactoria. Una pequeña abertura, consigue una imagen nítida que da pequeños saltos cuando el seeing no es bueno. Un instrumento de gran abertura, nos ofrece una imagen promediada ligeramente difusa.
Si considera la observación astronómica como una recompensa de los dioses o una experiencia extrasensorial, considerará al universo como su cuadro y el telescopio su pincel. Deben utilizar su poder en la justa medida. Si observamos un cúmulo abierto, éste puede desaparecer al utilizar muchos aumentos – incluso es muy posible que no seamos capaces de reconocer lo que estamos observando. Comparemos, a modo de ejemplo, una visión de Alcyone y algunas estrellas compañeras a 300x, con una buena visión a 20x o 60x. Debemos tratar de observar el objeto en su plenitud y rodeado de una porción de cielo que nos indique donde nos encontramos. Una ventaja en los telescopios de corta longitud focal es la amplitud de su campo, que puede ser ajustado a las necesidades de cada objeto. Siempre puede incrementar el aumento. Sin embargo, los de larga focal, van a tener campos limitados para determinadas observaciones.
Esto es especialmente importante para objetos de 1 grado o más. Por ejemplo, cúmulos abiertos, grandes galaxias, nebulosas difusas y los campos estelares de ala Vía Láctea. El cúmulo del pesebre mide 1 grado, las Pleiades 2 y las Hyades 5. La nebulosa del Velo puede observarse con aumentos grandes y pequeños, sin embargo, solo conseguiremos distinguir la forma de la nebulosa Norte América con instrumentos que nos permitan obtener un campo de 3 grados.
Un concepto importante es el aumento mínimo aplicable. En principio, hay que tener en cuenta los límites establecidos por la pupila de salida. El diámetro de una pupila adaptada a la oscuridad es de aproximadamente 7 mm. Podemos tomar éste como un valor de referencia importante. Los prismáticos nocturnos suelen tomar esta valor aproximado. En un telescopio, corresponde a un aumento de 3.5x por pulgada de abertura.
En el lado opuesto, podemos indicar que la mejor visión de un objeto, se consigue con el máximo aumento que nos permite una visión cómoda del mismo. Ya hemos mencionado anteriormente que el máximo aumento oscurece el fondo, nos muestra estrellas débiles y más detalles. Además, al reducir la pupila de salida, minimizamos los defectos de la visión humana y reducimos la mancha central producida por la obstrucción central en los reflectores.
La luna, planetas, cúmulos globulares, nebulosas planetarias, pequeñas galaxias y cúmulos abiertos y estrellas dobles requieren de grandes aumentos. Éste, vendrá limitado por la atmósfera, la abertura y calidad del telescopio, la calidad de los oculares y Barlows empleados y la estabilidad de la montura. Unas condiciones atmosféricas estables, son básicas para este tipo de observación. Siempre debemos aspirar al mínimo de parpadeo en las estrellas, para ello observaremos las zonas más cercanas al cenit. Los refractores apocromáticos y de fluorita, producen las mejores imágenes planetarias; también son muy aceptables las producidas por los refractores y reflectores tradicionales de larga distancia focal. Para poder utilizar con este fin los telescopios de corta relación focal, necesitaremos oculares y Barlows de gran calidad. Estas últimas, pueden mejorar la calidad general de la imagen, proporcionando un visión más confortable a altos aumentos.
Igualmente importante son una montura muy estable y un motor de seguimiento lo más suave posible. Una montura inestable, no nos permitirá sacar partido del mejor instrumento. Los Dobson, son muy estables pero nos van a obligar a realizar constantes correcciones. Esto puede ser compensado en parte utilizando oculares de gran ángulo, para tratar de reducir al mínimo los movimientos del equipo.
Si nos excedemos con el número de aumentos, los objetos pierden contraste, especialmente si el seeing no es bueno o si las ópticas no están correctamente alineadas. Debemos tratar del usar el “mínimo” máximo aumento necesario.
¿Cuanta nitidez podemos lograr? Como ya hemos indicado anteriormente, Dawes basó su conocido límite de resolución en su experiencia observacional. Pero, ¿Por qué existe dicho límite?. La luz está compuesta por ondas electromagnéticas. La interacción de dichas ondas, hace que algunas se refuercen y otras sean canceladas. La abertura circular de un telescopio, difracta la luz formando una serie de anillos concéntricos alrededor de las imágenes estelares. Si observamos con el ocular ligeramente fuera de foco, éstos anillos se intensifican.
Cuando enfocamos, la imagen de una estrella se convierte en un pequeño punto rodeado por uno o varios anillos de difracción. Este fenómeno es de difícil observación en telescopios imperfectos. El punto central, conocido como disco de Airy, contiene el 84 por ciento de la luz que recibe el instrumento. El primer anillo, está formado por aproximadamente el 7 por ciento y el resto se distribuye entre los siguientes.
El físico del siglo XIX Lord Rayleigh estableció un límite de resolución algo más preciso para estrellas dobles. En sus observaciones, consideró dos estrellas como resolubles, siempre que el disco de Airy de una de ellas se encontrase dentro del primer anillo oscuro del disco de difracción de la compañera. El límite de Rayleigh se define como la división entre 5.5 segundo de arco entre la apertura del telescopio en pulgadas. Una vez que es posible apreciar con claridad el modelo de difracción, no tiene sentido la aplicación de más aumento.
Los observadores planetarios experimentados, suelen usar entre 20 y 30 veces la abertura en pulgadas, para obtener el máximo de detalle. Los observadores de estrellas doble, van más allá, incluso superan 50 veces este factor (corresponde a una pupila de salida de ½ mm).
La atmósfera limita la nitidez. Es muy difícil encontrar condiciones atmosféricas que permitan obtener una resolución dos o tres veces superior a la que conseguiríamos con un instrumento de 4 pulgadas. No es lo mismo nitidez que resolución. La aberración esférica, un enfoque defectuoso o la obstrucción central, sustrae luz del disco de Airey y lo añade a los anillos de difracción. Con una obstrucción central del 50%, el disco de Airey es sólo diez veces más brillantes que el primer anillo (sin obstrucción, este parámetro es superior a 50). Incluso con obstrucción, podemos acercarnos al límite de Rayleigh, pero, cualquier leve deficiencia atmosférica, complicará realmente este resultado.
El camino de la luz desde el disco de Airy a los anillos de refracción reduce el contraste y resta nitidez a los detalles planetarios. Por esta razón, los observadores planetarios que utilizan reflectores Newtonianos, requieren el mínimo de obstrucción central. Los propietarios de Dobsons, para aumentar el contraste y resolución de sus instrumentos, suelen reducir el diámetro enmascarando parte de la abertura, dejando el agujero a un lado para no coincidir con el secundario y colocando dicha máscara lo más cerca posible del espejo para evitar turbulencias. De este modo, es posible obtener un instrumento de 6 pulgadas sin obstrucción partiendo de otro de 17 pulgadas.
Puede sonar presuntuoso que tratemos de cuantificar cual es el máximo y mínimo aumento de forma general, con la gran variedad de instrumentos, objetos observables y condiciones atmosféricas con que podemos encontrarnos. Sin embargo, podemos concluir con dos apuntes válidos con carácter general:
Para observaciones con bajo aumento, utilice el máximo que le permita observar el objeto completo. Cuando requieran mucho aumento, emplee el mínimo que le revele los detalles que usted desee.
Actualización: Me recuerdan que incluya un enlace a la web Astronum ( de la que ya hemos comentado algunas veces su interesnte material ) y en especial a la sección de Telescopios para poderse guiar mejor.
2006-12-19 17:01 | 29 Comentarios
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De: ragundo Fecha: 2006-12-19 17:52
De: Angel Fecha: 2006-12-20 01:47
Interesante articulo, muy bien explicado.
De: Jim Harxmon Fecha: 2019-01-12 02:44
De: Joy Fecha: 2019-02-21 09:07
De: Mumbai Escorts Fecha: 2019-03-27 04:14
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