Telescopios

TELESCOPIOS - MONTURAS - COORDENADAS www.astrored.net/astronomiasur

Telescopios Un telescopio es básicamente un instrumento óptico que recoge cierta cantidad de luz y la concentra en un punto. La cantidad de luz captada por el instrumento depende fundamentalmente de la apertura del mismo (el diámetro del objetivo). Para visualizar las imágenes se utilizan los oculares, los cuales se disponen en el punto donde la luz es concentrada por el objetivo (plano focal). Son estos los que proporcionan la ampliación al telescopio. La idea principal en un telescopio astronómico es la captación de la mayor cantidad de luz posible, necesaria para poder observar objetos de bajo brillo.

Existen dos grandes divisiones entre los telescopios, según el tipo de objetivo que utilizan: los reflectores y los refractores. Los reflectores se constituyen de un espejo principal (espejo primario u objetivo), el cual no es plano como los espejos convencionales, sino que fue provisto de cierta curvatura (parabólica) que le permite concentrar la luz en un punto. Los telescopios refractores poseen como objetivo una lente (o serie de lentes) que de forma análoga al funcionamiento de una lupa, concentran la luz en el plano focal. En astronomía se utilizan ambos tipos de telescopios, cada uno con sus ventajas y desventajas sobre el otro.

En el gráfico superior se puede ver el funcionamiento simplificado de un típico telescopio refractor de diseño Kepleriano. Este es un sistema muy simple donde los rayos convergen en el plano focal y es ahí donde se dispone el correspondiente ocular para ampliar la imagen. Los rayos de los extremos del objetivo son los que sufren la mayor refracción, mientras que en el eje óptico (o eje de simetría), la luz no es desviada. En un telescopio de aficionado este sistema esta muy mejorado para 1 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

evitar los efectos ópticos que provoca la refracción de la luz. Estos incorporan los llamados dobletes acromáticos, destinados a corregir la aberración cromática, el típico efecto de "arco iris" en donde las estrellas parecen tener un borde azul y otro rojo. El doblete acromático dispone de una lente convexa (la misma que en el refractor Kepleriano) unida a una cóncava.

En la figura de arriba se muestra la marcha de los rayos en un telescopio reflector simple. El espejo primario (objetivo) esta especialmente diseñado para reflejar la mayor cantidad de luz posible. A través del proceso de aluminización una fina película de aluminio es depositada sobre la previamente formada superficie del objetivo. A este tipo de espejos es posible brindarles diferentes curvaturas para responder a distintas necesidades. La curvatura influye en la distancia focal, la distancia entre el objetivo y el plano focal del telescopio.

El telescopio reflector es el mas utilizado por los astrónomos profesionales, dado que es posible construir y dar forma a espejos de grandes dimensiones, no sucede así con los refractores, donde el peso de la lente objetivo se vuelve excesivo y la dificultad de producir una lente de calidad de tales dimensiones es casi imposible y altamente costoso. El telescopio refractor más grande del mundo posee 1 metro de diámetro, y esta ubicado en el Observatorio Yerkes de la Universidad de California. Fue construido en 1897 por Alvan Clark e Hijos, siendo en su tiempo una pieza clave para la determinación de la forma de nuestra galaxia.

Un telescopio también trae como equipo estándar un pequeño telescopito refractor, que se monta sobre el tubo óptico principal. Este es el llamado buscador, el cual esta provisto de un retículo. Se utiliza para ubicar los objetos en el campo del telescopio, dado que al utilizar bajos aumentos es mas simple ubicarlos. La potencia del buscador se mide de igual manera que en los binoculares: un buscador 6x30 posee 6 aumentos (6x) y 30 milímetros de apertura. Dependiendo del tamaño del telescopio, el buscador suele hacerse mas potente.

2 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

Telescopios Reflectores

Existen dentro de los reflectores varios diseños de telescopios. Los mas conocidos y populares entre los aficionados son el reflector Newtoniano y el reflector Schmidt-Cassegrain. La principal diferencia radica en la configuración óptica. El reflector Newtoniano dispone de dos espejos, el primario (parabólico) y el secundario (más pequeño y plano). Mientras que los Schmidt-Cassegrain poseen un espejo primario también parabólico, pero con una perforación en su centro, para recibir la luz proveniente del espejo secundario, el cual es convexo. También poseen una placa correctora en la entrada de luz del telescopio.

En el gráfico superior se observa la configuración de un típico telescopio reflector Newtoniano de aficionado. Este diseño es muy utilizado, dada su simpleza y facilidad de alineado de las partes ópticas (colimación) y porque el objetivo se encuentra protegido, evitando muchas veces que se empañe durante las noches de observación.

Los diseños Newtonianos son mas económicos que los Schmidt-Cassegrain, pero se vuelven muy voluminosos al aumentar el diámetro del objetivo. A mayor diámetro la distancia focal aumenta, por ejemplo se tiene un telescopio de 114 mm (4,5 pulgadas) de apertura (diámetro del objetivo) con 910 mm (35,8 pulgadas) de distancia focal, mientras que uno de 203 mm (8 pulgadas) de apertura posee una distancia focal de 1220 mm (48 pulgadas). La ventaja de los Schmidt-Cassegrain es que su diseño es mas compacto, pudiendo tener distancias focales muy grandes en tamaños reducidos.

3 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

En la figura de arriba se muestra el diseño de un reflector Schmidt-Cassegrain. Este diseño es muy compacto y muy utilizado por aficionados avanzados, especialmente en los interesados en la astrofotografía.

La función de la placa correctora es "adaptar" la luz al espejo primario, este la envían al secundario (convexo), el cual posee el trabajo de recibir rayos en diferentes ángulos y reflejarlos todos paralelos para ser captados por el ocular.

El modelo básico Schmidt-Cassegrain es el usualmente usado por los astrónomos profesionales en los grandes observatorios. Incluso el telescopio espacial Hubble posee un diseño similar, solo que en lugar del ocular la luz es enviada a diferentes detectores electrónicos.

Una variación del Schmidt-Cassegrain es el Maksutov-Cassegrain, donde las ópticas están mas perfeccionadas y corregidas. Posee una muy alta calidad de imagen, pero se vuelven muy costosos en aperturas grandes.

Monturas La montura de un telescopio es la parte mecánica que une el trípode o base al equipo óptico. Existen varios tipos de monturas, algunas muy simples, otras mas complejas, incluso con correctores electrónicos y dispositivos de seguimiento muy sofisticados.

4 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

La montura tiene como objetivo proveer de movimiento controlado al telescopio. Es muy importante la firmeza y suavidad de los movimientos, para que la observación sea correcta. Las monturas se clasifican en dos grandes grupos, según los planos de referencia que utilicen (coordenadas). La más simple es la montura Altacimutal, que realiza movimientos horizontales y verticales (Acimut y Altura, respectivamente). Este tipo de diseño lo traen incorporados los telescopios pequeños, por lo general telescopios refractores de uso terrestre, dado que su uso es simple. Le sigue la montura Ecuatorial, que utiliza como plano fundamental el ecuador celeste (proyección del ecuador terrestre). Este diseño usa las coordenadas ecuatoriales, Ascensión Recta y Declinación, que son proyecciones de las coordenadas terrestres Longitud y Latitud, respectivamente.

Existen varios tipos de monturas basados en los dos diseños fundamentales anteriores. La montura Dobson (suelen llamarse telescopios dobsonianos), es un modelo basado en la altacimutal, sin trípode y un telescopio de diseño newtoniano como instrumento de observación. Es muy utilizado por los que desean una gran apertura en newtonianos, por ejemplo los que se construyen su propio espejo y no quieran tener grandes gastos en monturas sofisticadas.

Las monturas altacimutales utilizan las coordenadas horizontales, las cuales son sistemas locales de posicionamiento. Se utilizan dos planos: el horizonte, dividido en grados (0º a 360º, comenzando en el Norte con 0 grados y aumentando hacia el Este) y la altura desde el horizonte hasta el cenit, también en grados (0º para el horizonte a 90º para el cenit). Para determinar estas posiciones los telescopios importantes con esta montura suelen traer incorporado círculos graduados, utilizados para ubicar objetos, o para saber la ubicación de estos.

5 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

Como se muestra en la figura anterior el acimut (abreviado AZ por su denominación en ingles azimut), se mide desde el punto cardinal Norte hacia el Este. Así es como suele aparecer en los utilitarios astronómicos, pero en realidad, si el observador esta ubicado en el hemisferio Sur, se mide al revés, desde el Sur hacia el Oeste. No muchos toman esto en cuenta, así que todos suelen utilizar el primer método.

La altura (Al) se mide desde el horizonte (0º) hasta el cenit (90º), por tanto esta coordenada es el ángulo que forma el objeto observado con el horizonte. Se menciona una altura negativa cuando el objeto se encuentra por debajo del horizonte, el punto a 90º por debajo del horizonte (Al.: -90º) se lo denomina Nadir. Para estimar sin ningún instrumento la altura de un objeto se puede hacer lo siguiente: extender el brazo completamente y abrir la palma de la mano. La distancia aproximada entre el extremo de los dedos pulgar y meñique forma un ángulo de unos 20º con la visual. Con uno de ellos sobre el horizonte es posible medir a grandes rasgos la altura de un cuerpo.

La montura ecuatorial es la mas utilizada por los aficionados, dado que su mayor ventaja es la posibilidad de seguir a los objetos celestes con solo mover un eje (el de ascensión recta), así este puede ser motorizado, para que el seguimiento sea automático. Es mas compleja que la altacimutal, porque es imprescindible que este bien alineada para que sea efectiva y porque en ocasiones los movimientos no son los mas naturales (como el vertical y el horizontal en los monturas altacimutales). Los planos de movimiento en que se basa son el ecuador celeste (proyección del ecuador terrestre) y la distancia angular (en grados) desde el ecuador hasta el polo elevado (declinación).

6 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

Lo que hace una montura ecuatorial es compensar el movimiento de rotación de la Tierra con el eje de Ascensión Recta (plano paralelo al ecuador celeste, dividido en 24 horas, desde el punto del equinoccio de primavera hacia el Este).

En el gráfico superior se muestra una esfera celeste, construida para el hemisferio Sur, a una latitud similar a la de Buenos Aires, donde el polo elevado es el Polo Sur Celeste (Ps, en el gráfico). La altura del polo elevado es igual a la latitud del lugar de observación, por tanto para Buenos Aires que posee una latitud aproximada de poco menos de 35 grados, la altura del polo sur celeste es de unos 35 grados. Esto es muy importante en las monturas ecuatoriales donde el eje de ascensión recta debe ser paralelo al eje de rotación de la tierra (eje de rotación en el gráfico) y por tanto apuntando directamente hacia el polo elevado. Esto permite al telescopio moverse de igual manera que la Tierra en su movimiento de rotación, pero hacia el lado contrario (Este a Oeste). Para seleccionar la latitud las monturas ecuatoriales traen incorporado una graduación en la parte inferior de la montura, justo donde se esta por convertir en trípode o base. A su vez debe apuntarse todo el conjunto hacia el Sur (en caso del residir en este hemisferio, sino hacia el Norte).

Como se mencionó anteriormente la Ascensión Recta se mide desde el punto del equinoccio de primavera hacia el Este. Este punto (también conocido como punto gamma) es en donde se localiza el Sol al pasar del hemisferio Norte celeste hacia el hemisferio Sur celeste, esto ocurre al atravesar 7 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

el ecuador celeste. El punto gamma se localiza en una de las dos intersecciones del ecuador con la eclíptica, la línea por donde de observa desplazarse al Sol durante el periodo de un año. Por tanto en el momento del equinoccio de primavera el Sol posee una Ascensión Recta de 0 horas 0 minutos 0 segundos (R.A.: 0h 0m 0s). Seis meses después, en el momento del equinoccio de otoño la Ascensión Recta del Sol es de 12 horas 0 minutos 0 segundos (R.A.: 12h 0m 0s), con una declinación de 0º en ambos casos (porque atraviesa el ecuador celeste y este posee declinación igual a cero).

La declinación es la distancia angular existente entre el ecuador celeste y el polo celeste. Se mide en grados, siendo 0º para el ecuador celeste y +/- 90º para el polo celeste, dependiendo si este es el Sur (negativo) o el Norte (positivo). Hay que tener en cuenta que no es necesario para observar un objeto desde el hemisferio Sur que este posea declinación negativa, dado que salvando el caso en que el observador se halle en el Polo Sur (geográfico), el ecuador celeste esta elevado sobre el horizonte. Se puede calcular la altura del ecuador celeste de la siguiente sencilla manera:

Altura del Ecuador Celeste = 90º - Latitud De esta forma, para Buenos Aires, si tomamos como latitud 35º la altura del ecuador celeste será de unos 55º justo por encima del horizonte Norte. Muy sencillamente se puede deducir que la declinación máxima que se logra observar desde estas latitudes es igual a la altura del ecuador celeste. Volviendo al ejemplo de Buenos Aires, desde allí es posible observar objetos hasta una declinación de +55º aproximadamente, obviando efectos atmosféricos y obstrucciones del horizonte.

Utilizando las coordenadas ecuatoriales en una montura ecuatorial es posible ubicar cualquier objeto del cual se conozcan sus coordenadas. Al ser un sistema de coordenadas que no depende de la ubicación del observador, es posible extraer los datos de ascensión recta y declinación desde catálogos y utilizarlos para ubicar objetos en el cielo. Virtualmente todos los atlas y cartas celestes están confeccionadas utilizando el sistema de coordenadas ecuatoriales celestes.

8 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

Elección del Telescopio Para la elección de un telescopio lo principal a tener en cuenta es siempre la calidad óptica y mecánica. Usualmente se exhiben en tiendas equipos que ostentan el poseer cantidad exagerada de aumentos (500x, 700x, ect) los cuales no son alcanzables ni con los mayores y mas avanzados telescopios profesionales del mundo. Estos mismos equipos suelen ser de calidad reducida, sin el apoyo de las normas estándar, con lo cual se puede dificultar el conseguir accesorios (generalmente estas marcas de baja categoría no poseen línea de accesorios).

A la hora de elegir un telescopio se puede optar por básicamente dos diseños ópticos: reflector y refractor. Dentro de los reflectores podemos tener a los reflectores newtonianos y los SchimidtCassegrain, con las variaciones de estos últimos.

En el caso de un refractor (lentes), no se recomienda una apertura por debajo de los 60 mm, incluso si, es posible, no bajar de los 70 mm, porque como es sabido la cantidad de luz que ingresa al equipo es proporcional al diámetro del objetivo, y a mayor diámetro, mayor resolución.

Si se opta por un reflector (espejos) no se recomienda una apertura por debajo de los 114 mm. Es muy popular para el iniciado el reflector newtoniano de 114mm. Con un telescopio de esas características es posible realizar muchas observaciones de todo tipo, incluyendo la Luna, los planetas, cúmulos abiertos y globulares, estrellas dobles, ect. Con diámetros mayores la cantidad de objetos se multiplica.

Para presupuestos algo mayores se puede optar por un diseño Cassegrain. No menos de 90mm de diámetro para obtener resultados buenos. Las marcas mas conocidas en telescopios (Celestron y Meade, por ejemplo) ofrecen telescopios de diseño Maksutov-Cassegrain de 90mm muy interesantes. El diseño Cassegrain se extiende hasta diámetros mucho mas grandes (16 pulgadas en el caso de Meade y 14 en el de Celestron).

Como siempre, la calidad óptica del telescopio es la que dará la diferencia entre un resultado bueno o excelente. Los aumentos no son de importancia. En general se busca utilizar aumentos bajos (oculares de distancias focales largas) para obtener el máximo de campo visual y la máxima 9 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

cantidad de luz, sobre todo a la hora de observar objetos del espacio profundo (cúmulos globulares, nebulosas, galaxias, ect).

En cambio para observaciones planetarias y lunares pueden utilizarse mayores aumentos, dado que se tratan de objetos brillantes. Aun así hay un límite practico para la ampliación utilizada, fijada por el diámetro del objetivo. Puede calcularse una aproximación multiplicando la apertura en pulgadas (1 pulgada=2,54 centímetros) por 50. Un accesorio muy interesante para aumentar las prestaciones es la lente de Barlow, la cual, dependiendo su diseño, multiplica la focal del telescopio, multiplicando así la ampliación obtenida con un determinado ocular. Los Barlows mas comunes son los de 2x, al utilizarlo los aumentos se multiplican por dos.

En cuanto a la montura, al ser un telescopio de uso astronómico es altamente recomendable utilizar una ecuatorial. No es necesario que este motorizada si la astrofotografía de larga exposición no es requerida, además hay que tener en cuenta que para hacer astrofotografía el telescopio debe tener ciertas características (montura muy estable y bien alineada, adaptadores, ect). Cuanto mas rígida sea, mayor será la estabilidad de equipo frente a los movimientos (ej.: correcciones, viento, ect.)

Por el tema del trípode que sostiene a todo el equipo, siempre se aconseja lo mas estable posible. Muchos modelos ofrecen patas extensibles, pero debe tenerse en cuenta que la mayor estabilidad se logran con las patas totalmente recogidas (el telescopio mas cerca del piso).

En cuanto a consejos generales: existen tres diámetros estándar en oculares. Los de 0.96, 1.25 y 2 pulgadas. Los mas utilizados por los aficionados son los de 1.25 pulgadas de diámetro externo. Los de 0.96 son adquiridos con telescopios pequeños y los de 2 pulgadas son muy especiales y no simples de conseguir, reservados para equipos mayores. Es muy recomendable que el equipo seleccionado soporte oculares de 1.25 (31.8mm) de diámetro, dado que es en esa medida en la que se consiguen mas fácilmente los mejores oculares.

Los oculares son de importancia, pero no hay que dejar que la cantidad de ellos tome la decisión. Por ejemplo, un excelente reflector Schmidt-Cassegrain de 8 pulgadas trae como equipo estándar un solo ocular, bueno, de potencia media. Para los aficionados conocedores esto es mas conveniente que la situación en que este mismo equipo sea provisto de varios oculares, dado que se tiene la 10 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

libertad de armarse su propio conjunto de oculares, con los diseños ópticos y tamaños deseados. Es usual en marcas no reconocidas el que traigan consigo tres oculares (de baja calidad, siempre) e incluso un Barlow, pero esto es debido a que no poseen línea de accesorios propia y no consideran a aficionados conocedores.

Como conclusión final debo decir que a la hora de elegir un telescopio astronómico lo mas importante es buscar calidad óptica en el tubo y mecánica en la montura. Es mejor tener un pequeño Maksutov-Cassegrain de 90mm pero de marca (calidad asegurada) que un reflector de mayor tamaño pero que asegura poseer 700 aumentos, por ejemplo.

Para iniciarse en la astronomía recomiendo no bajar de los 114 mm en los reflectores newtonianos, los 60 o 70 mm en los refractores y los 90 mm en los Cassegrain y asegurarse que los oculares sean de 31.8mm de diámetro. La montura preferentemente debe ser ecuatorial, y el trípode cuanto mas firme y robusto mejor. Es muy práctico un trípode plegable, donde no sea necesario se desarmado para guardarlo.

Enzo M. De Bernardini www.astrored.net/astronomiasur [email protected]

Definiciones y Cálculos prácticos Distancia Focal: La distancia focal es distancia comprendida entre el objetivo del telescopio (sea un reflector o refractor) y el plano focal del mismo. Esta medida varia según el diámetro del objetivo y del diseño del mismo (la curvatura del espejo, por ejemplo). Este dato esta siempre presente en los telescopios, incluso impreso sobre los mismos dado que es fundamental para determinar muchas características adicionales del equipo. La medida se suele dar en milímetros y sirve para calcular cosas como el aumento, la razón focal, etc.

11 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

Resolución: Se llama resolución o poder separador a la capacidad de un telescopio de mostrar de forma individual a dos objetos que se encuentran muy juntos, usualmente llamada "límite de Dawes". Esta medida se da en segundos de arco y esta estrechamente ligada al diámetro del objetivo, dado que a mayor diámetro mayor es el poder separador del instrumento. Cuando se habla de que por ejemplo un telescopio tiene una resolución de 1 segundo de arco se esta refiriendo a que esa es la mínima separación que deben poseer dos objetos puntuales para ser observados de forma individual. Hay que destacar que no depende de la ampliación utilizada, o sea que no se aumenta la resolución por utilizar mayores aumentos, un instrumento posee cierto poder separador intrínseco definido por las características técnicas que lo componen. Para calcular la resolución de un telescopio se utiliza la siguiente fórmula: R ["] = 4,56 / D [pulgadas] En donde R es la resolución en segundos de arco, D es la apertura (diámetro del objetivo) en pulgadas (1 pulgada = 2,54 cm), y 4,56 es una constante. Hay que notar que el resultado del calculo es totalmente teórico, dado que el poder separador de cualquier instrumento instalado sobre la superficie terrestre esta severamente influenciado por la atmósfera. Así, un telescopio de 114 mm de diámetro (4,5 pulgadas), posee una resolución teórica de aproximadamente 1 segundo de arco, pero en la practica esta se ve disminuida muchas veces a mas de la mitad. Aumentos: Los aumentos o ampliación no son la cantidad de veces mas grande que se observa un objeto, como suele creerse, sino que se refiere a como será observado si nos ubicásemos a una distancia “tantas veces” mas cercana al objeto. Por ejemplo: si observamos a la Luna con 36 aumentos (36x, se dice 36 “por”) y sabemos que esta se localiza a unos 384.000 kilómetros de distancia, nos aparecerá tal cual seria observada desde solo 10.666 kilómetros. Esto se calcula fácilmente dividiendo la distancia por la ampliación utilizada.

Para saber cuantos aumentos estamos utilizando debe conocerse la distancia focal de nuestro telescopio y la distancia focal del ocular dispuesto, dado que son estos últimos los que proveen de la 12 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

ampliación a cualquier telescopio. A menor distancia focal, mayor será la ampliación utilizada. Para calcular los aumentos implementados debe dividirse la distancia focal del telescopio por la distancia focal del ocular: A = Ft [mm] / Fo [mm] Donde A son los aumentos, Ft la focal del telescopio y Fo la focal del ocular. Por ejemplo: si utilizamos un telescopio de 910 milímetros de focal, con un ocular típico de 25 mm, la ampliación es de 36,4x. Pero claro que existe un límite para los aumentos en un telescopio, el cual esta dado por el diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será la posibilidad de utilizar grandes ampliaciones. Si se sobrepasa el límite recomendado se hace imposible obtener imágenes nítidas y aparece la llamada "mancha de difracción", una aberración óptica producto del exceso de aumentos. Recordemos que a la hora de observar cualquier objeto lo importante no es tener un "primer plano" del mismo sino poder observarlo lo mejor posible para obtener los detalles mas finos. Es posible calcular el límite de ampliación aproximado para cualquier telescopio conociendo simplemente el diámetro del objetivo. Hay varias versiones de la formula, una dice que la máxima ampliación corresponde a 50 veces el diámetro del objetivo en pulgadas:

Amax = 50 . D [pulgadas]

Donde Amax son los aumentos máximos teóricos, y D es el diámetro del objetivo en pulgadas. Por ejemplo: para un telescopio de 114 mm de diámetro [4,5 pulgadas] la máxima ampliación es de unos 225x (correspondientes a un ocular de 4 mm). Otra formula propone multiplicar por 2,3 el diámetro del objetivo en milímetros:

AMAX = 2,3 . D [mm]

Si utilizamos el ejemplo anterior el resultado es algo mayor: 262,2x. De todas formas recordemos que el límite práctico esta muy influenciado por la calidad de la atmósfera en la noche de observación. Lo mas importante para recordar es que los aumentos no son importantes, no hay que 13 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

preocuparse a la hora de adquirir un telescopio la cantidad de aumentos que brinda, dado que en la practica es mucho mas apreciada la definición y la nitidez de la imagen. Muchos fabricantes menores de equipos proponen aumentos de 600x o 750x. Debe saberse que estas medidas no se corresponden con los telescopio, aun cuando ellos lo justifiquen adicionando multiplicadores de focal (Barlow), dado que al utilizar las formulas correspondientes se observa que el limite de ampliación es superado ampliamente, suponiendo imágenes defectuosas.

Razón Focal: La razón focal (o F/D) es un índice de cuan luminoso es el telescopio. Esta medida esta relacionada con la focal y el diámetro del objetivo. Cuanto mas corta es la distancia focal y mayor el objetivo, mas luminoso será el telescopio. Para calcular el F/D de un telescopio solo hay que dividir la distancia focal por el diámetro del objetivo, todo en las mismas unidades:

F/D = F [mm] / D [mm]

Así, un telescopio de 910 mm de focal (F), con 114 mm de diámetro (D) posee una razón focal de 8. Este valor sin unidades representa cuan luminoso es un telescopio. Muchas veces es llamada la "velocidad" del telescopio: se dice que es un telescopio rápido cuando su razón focal es baja (no tiene nada que ver con las características mecánicas del mismo, sino la velocidad de recolección de luz). Esto es especialmente importante en la astrofotografía, donde se pueden reducir sustancialmente los tiempos de exposición si se utilizan sistemas de F/D bajos.

En telescopios de diseño Schmidt-Cassegrain se suele utilizar, tanto para la observación visual como para la astrofotografía, un reductor de focal, que reduce el F/D de un equipo F/D 10 a solo F/D 6,3, obteniéndose imágenes mas luminosas. Magnitud Límite: El sistema de magnitudes estelares es una escala utilizada para medir el brillo de objetos. Cuanto mas baja sea la magnitud (incluso valores negativos), mayor sera el brillo del objeto. La estrella mas brillantes, después del Sol, es Sirio en la constelación Canis Major; ella posee una magnitud visual de –1,4. En muy buenas condiciones de observación puede captarse a simple vista estrellas de 14 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

magnitud 6 aproximadamente. La magnitud máxima a la cual aspiramos observar es uno de los mas importantes factores a la hora de iniciar por primera vez nuestras observaciones. Esta característica esta íntimamente ligada al diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será el poder recolector de luz el cual permitirá observar objetos mas débiles. Para calcularla se emplea la siguiente fórmula:

Mlímite = 7,5 + 5 . Log D [cm]

Donde Mlímite es la magnitud límite, y D es el diámetro del objetivo en centímetros. Para seguir con el ejemplo: en un telescopio de 114 mm de objetivo la magnitud mas baja observable será del orden de 12,78, en condiciones muy favorables, noche sin Luna y una atmósfera estable.

Hay que notar que el dato obtenido esta dado para magnitudes estelares (objetos puntuales), y no para objetos con superficie como galaxias, nebulosas, cúmulos globulares, etc, dado que en los catálogos el dato que aparece como magnitud esta referido a la magnitud integrada del objeto, pero como posee superficie esta se distribuye en ella. Por eso, aunque una galaxia posea magnitud 10 probablemente no será observable porque su brillo se distribuye sobre su superficie. El calculo es válido para estrellas, asteroides y ese tipo de objetos puntuales (inclusive planetas lejanos como Urano y Neptuno).

Las condiciones atmosféricas y de polución lumínica así como la agudeza visual del observador cambien sustancialmente la magnitud visual límite observable.

Campo Visual:

Se denomina campo visual al diámetro de la porción de cielo observado a través del telescopio con cierto ocular, y trabajando bajo cierta ampliación. Para calcularlo se deben conocer los aumentos provistos con el ocular utilizado y también el campo visual del ocular (un dato técnico que depende del tipo de ocular y es provisto por el fabricante).

Por ejemplo: si utilizamos un ocular Plossl de 25 mm, el cual posee unos 50 grados de campo en un telescopio de 910 mm de focal la ampliación es de unos 36x. Para calcular el campo visual se divide el campo aparente del ocular (50 grados en este caso) por la ampliación utilizada (36x), 15 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur

obteniéndose un campo real de unos 1,38 grados. Así podemos deducir que en esa configuración se podría observar perfectamente la Luna completa (que como promedio solo posee 0,5 grados de diámetro angular).

Cr [grados] = Ca [grados] / A

Donde Cr es el campo real en grados, Ca el campo aparente del ocular en grados y A es la ampliación que provee ese ocular. La formula es viable siempre y cuando no se estén utilizando multiplicadores de focal como los Barlows, los cuales suelen reducir el campo visual.

La importancia de saber con cuanto campo cuenta nuestra observación radica mas que nada en la hora de seleccionar el ocular adecuado. Para observar un cúmulo abierto es conveniente utilizar oculares de campo amplio, con pocos aumentos. En observaciones planetarias o lunares sacrificar algo de campo visual para obtener mas ampliación es aceptable, sobre todo por que estos cuerpos son brillantes (recordar que al aumentar la ampliación se pierde algo de luz y algo de campo visual).

Resumen de Fórmulas: Razón Focal (f/d)

f/d = F [mm] / D [mm]

Aumentos

A = F [mm] / Foc [mm]

Ampliación Máxima

Amax = 2,3 x D [mm] o Amax = 50 x D [pulgadas]

Campo Real

Cr [grados] = Ca [grados] / A

Resolución

R ["] = 4,56 / D [pulgadas]

Magnitud Límite

M = 7,5 + 5 . Log D [cm]

Donde: f/d : Razón Focal ; D : Diámetro del objetivo ; A : Aumentos (Amax: Máximos Aumentos) ; F : Distancia Focal del telescopio ; Foc : Distancia Focal del ocular ; Cr : Campo Real ; Ca : Campo Aparente (ocular).

Puede obtenerse mas información sobre estos y otros temas en Astronomía Amateur: www.astrored.net/astronomiasur.

16 Astronomía Amateur www.astrored.net/astronomíasur