Prestaciones de un telescopio

Lo que vamos a tratar de mostrar ahora es cómo pueden conocerse las prestaciones que, en teoría, puede darte un telescopio con unos sencillos cálculos y de paso explicar algunos conceptos y despejar falsas creencias.

Ahora bien, si no se tiene demasiadas ganas de teoría ni de agarrar la calculadora, siempre se puede recurrir a programas como el antes mencionado. Uno de los más completos es el calculador de prestaciones que se puede consultar en Astrohenares. También es muy interesante el calculador de oculares que está disponible en castellano en Free Astronomy Site Web. Otra opción para entretenerse un rato es el Telescope Simulator, pero hay que entenderlo sólo como un pasatiempo, pues muchas de las simulaciones que ofrece respecto a cómo se ven determinados cuerpos del Sistema Solar a través de un telescopio y un ocular determinados son, cuando menos, discutibles.

Empecemos por el prinicipio, con lo más básico. La abertura de un telescopio se da habitualmente en milímetros (mm) y, en EEUU y otros países anglosajones, en pulgadas ("). Una pulgada equivale a 2.54 cm, esto es, a 25.4 mm. Así, cuando leemos en cualquier web norteamericana que un telescopio es de 6", eso en nuestro sistema métrico se traduce en una abertura de 152 mm. hay montones de conversores en la web con los que se puede pasar fácilmente de un sistema a otro.

La razón o relación focal (f/) no es más que la relación distancia focal/abertura. Una razón focal pequeña (f/4, f/5, f/6) nos indicaría que el instrumento en cuestión es especialmente adecuado para observar campos estelares, objetos débiles y astrofotografía de cielo profundo, mientras que una razón focal alta (f/10, f/13, f/15) es ideal para la observación lunar, planetaria, estrellas dobles, variables, y, en general, objetos que precisen de fuerte aumento y contraste. 

Por ejemplo, un refractor 150/1200 es un instrumento que podríamos definir como todoterreno, pues si se le añade una lente Barlow 2x (duplicadora de focal), obtendríamos una focal de f/16, lo que unido a su amplia abertura (150 mm.) lo convierte en un telescopio idóneo para astronomía lunar, planetaria y estelar. Por contra, con un reductor de 1.5x la focal pasaría a ser de f/5.33, y tendríamos una buena herramienta para el estudio del cielo profundo.

La captación de luz es uno de los datos más importantes de un telescopio, pues la función de estos instrumentos consiste en captar cuanta más luz mejor para poder aplicar el aumento más adecuado en cada caso. La claridad o capacidad de captación de luz de un telescopio se establece mediante una comparación con la misma capacidad del ojo humano tras 20 minutos en la oscuridad, momento en el que la pupila se dilata hasta unos 7 mm. El cálculo se efectúa dividiendo el cuadrado del diámetro del telescopio (150) entre el cuadrado del diámetro de la pupila en las condiciones antes indicadas (72). En el caso del 150/1200 tenemos que este refractor "ve" 459 veces mejor que el ojo humano.

Ahora bien, aquí hay que tener en cuenta un factor limitativo que afecta a los reflectores y a los catadriópticos: la obstrucción central o porcentaje de superficie del espejo primario "tapada" por el secundario. ¿Cómo calcular el impacto de su presencia en nuestro telescopio? Fácil. En primer lugar, hay que determinar la superficie de la obstrucción, para saber cúanta luz se pierde por culpa de la obstrucción. Pongamos un ejemplo: Supongamos que tenemos un maksutov de 127 mm con un secundario de 35 mm de diámetro, lo que supone que la obstrucción central (OC) es del 27%. Si a continuación aplicamos la fórmula:

OC2 x 100

obtenemos que 0.27 x 0.27 = 0.0729 x 100 = 7,29%

O lo que es lo mismo: nuestro maksutov de 127 mm recibe un 7,29% menos de luz que un refractor de idéntica abertura por la presencia del secundario (captación de luz de 305 en el maksutov frente a 329 en el refractor). Ésto significa que el telescopio en cuestión, en términos de resolución efectiva sobre objetos de bajo contraste (discos planetarios, nebulosasm etc), equivaldría a un refractor de 92 mm (127-35 = 92), si bien en el caso de objetos brillantes como la Luna, el rendimiento sería parecido al de un refractor de igual abertura.

Los aumentos son el dato más falseado por los vendedores ignorantes y/o sin escrúpulos. La capacidad de un instrumento de ofrecer imágenes aumentadas claras y contrastadas viene dada por el diámetro (D) o abertura del telescopio (es decir, por su captación de luz) y por su longitud focal (cuanta más razón focal, más aumentos para un ocular dado). Según ésto, no es lo mismo aplicar 240 aumentos sobre Júpiter en un telescopio de 208 mm. (captación de luz = 883) a f/11.5 con un ocular de 10 mm., que en otro de 60 mm. de abertura (captación de luz = 73) a f/8 con un ocular de 4 mm. En el primer caso veremos una imagen clara y nítida del planeta, con una vista espléndida de sus cinturones atmosféricos y de la Gran Mancha Roja; pero en el segundo caso sólo obtendremos una mancha redondeada blancuzca de bordes difusos y sin el más mínimo detalle observable.

Es por ello que podríamos hablar de un aumento máximo teórico (D x 2.4) , que tiene escasa utilidad práctica (test de aumento y estrellas dobles muy difíciles, en el límite de resolución del instrumento); de un aumento máximo práctico (D x 2), o "aumento fuerte", que es adecuado para la separación de estrellas dobles o para observación planetaria en condiciones ópticas y atmosféricas muy buenas; de un aumento medio (D x 1.2), que es el recomendable para la observación lunar y planetaria convencional; y por último de un aumento mínimo recomendado (D / 7) es el que debería usarse para objetos débiles, campos estelares y, en general, el espacio profundo.

La magnitud límite está también directamente relacionada con la abertura del telescopio: a más abertura, mayor magnitud que se puede alcanzar. Ahora bien, la magnitud límite que un instrumento puede alcanzar está condicionada por la calidad óptica y por la transparencia atmosférica así que, en la práctica, conviene reducir en una magnitud la cifra límite teórica que obtengamos a partir de esta fórmula:

Magnitud límite = 7,5 + 5 x (log D)

(siendo "D" el diámetro del objetivo expresado en centímetros)

Así, para el caso de un refractor de 102 mm, tendríamos que: 7,5 + 5 x (log (10,2)) = 7,5 + 5 x (1) = 12,5

Y para otro instrumento de 150 mm de abertura, el resultado sería: 7,5 + 5 x (log (15)) = 7,5 + 5 x 1,176 = 13,4

La resolución o poder separador del telescopio es la capacidad para mostrar detalles muy pequeños y/o la separación entre objetos muy cercanos (el ejemplo típico es el de las estrellas dobles). Dicho en términos técnicos, es el ángulo mínimo que se puede resolver con un instrumento dado. la resolución se expresa en segundos de arco ("). Un segundo de arco  es un ángulo muy pequeño: equivale al diámetro que mostraría una moneda de 1€ vista desde unos 5 km. (4.850 metros para ser más exactos), aunque poco vería cualquier observador, pues el ojo humano sólo puede discernir separaciones de 1' de arco. Un ejemplo más clarificador es el siguiente: si un telescopio tiene una resolución práctica de 3", eso quiere decir que con él podrían verse detalles de entre 5 y 7 km. sobre la superficie de la Luna. La fórmula para conocer este parámetro, que se expresaen segundos de arco) es la siguiente:

Resolución = 11.6 / D

(siendo "D" el diámetro del objetivo expresado en centímetros)

Según ésto, el poder de resolución de un telescopio de 200 mm de abertura sería: 11.6 / 20 = 0.58 segundos de arco.

Y para otro instrumento de 80 mm de abertura, el resultado sería: 11.6 / 80 = 1.45 segundos de arco.

Como en el caso de la magnitud y de los aumentos, la resolución máxima posible de un instrumento astronómico está condicionada por la calidad óptica y por la claridad y estabilidad de la atmósfera. En la práctica, la resolución práctica de un instrumento medio de aficionado es dos o tres veces menor.

Finalmente, veamos eso de la amplitud de campo. Si cogemos un ocular y miramos a través de él hacia una fuente de luz, veremos un gran círculo redondeado de una zona negra; el diámetro de ese círculo es el campo aparente. Los distintos tipos de oculares tienen campos aparentes (o anchura del campo visual) variados; así, los Kellner tienen un campo aparente típico de 40º, pero los Nagler lo tienen de 80º. Lo más habitual son campos aparentes de entre 35º y 40º.

Ahora bien, no debemos confundir el campo aparente con el campo real o angular que muestra el espacio que cubre un ocular determinado con un aumento dato. El campo real se halla dividiendo el campo aparente entre los aumentos. Así, en el caso del ejemplo que nos ocupa vemos que un ocular Kellner de 10 mm. (campo aparente de 40º), que proporciona 120 aumentos con el telescopio de 150/1200 que hemos visto antes tiene un campo real de: 40/120 = 0.333 grados (o lo que es lo mismo, 0.333 x 60 = 19.98 minutos; como comparación tenemos el datos de que la Luna llena a simple vista tiene un diámetro de 30' de arco).

Otra forma de calcular rápidamente el campo angular de un ocular consiste en situar una estrella brillante cercana al ecuador celeste en el borde del campo de visión del ocular y contar el tiempo que tarda en desaparecer por el borde contrario, en diagonal. Bastará con multiplicar ese tiempo por 15 (las estrellas cercanas al ecuador tienen un movimiento aparente de 15 segundos de arco por minuto) y ya tendremos el campo angular en minutos de arco.