Telescopio óptico

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:

• telescopios refractantes, que usan lentes y menos comúnmente también prismas (dioptricos)
• Telescopios reflectantes, que utilizan espejos (catopttrics)
• telescopios catadioptricos, que combinan lentes y espejos

La capacidad de un telescopio óptico para resolver pequeños detalles está directamente relacionada con el diámetro (o apertura) de su objetivo (la lente principal o el espejo que recoge y enfoca la luz), y su poder de captación de luz está relacionado al área del objetivo. Cuanto más grande es el objetivo, más luz recoge el telescopio y los detalles más finos se resuelven.

La gente usa telescopios ópticos (incluidos monoculares y binoculares) para actividades al aire libre, como observación astronómica, ornitología, pilotaje, caza y reconocimiento, así como actividades en interiores o semiexteriores, como ver artes escénicas y deportes para espectadores.

Historia

El telescopio es más un descubrimiento de artesanos ópticos que un invento de un científico. La lente y las propiedades de refractar y reflejar la luz se conocían desde la antigüedad, y los antiguos filósofos griegos desarrollaron la teoría sobre cómo funcionaban, se conservaron y ampliaron en el mundo islámico medieval, y alcanzaron un estado significativamente avanzado en la época de la invención del telescopio en la Europa moderna temprana. Pero el paso más significativo citado en la invención del telescopio fue el desarrollo de la fabricación de lentes para gafas, primero en Venecia y Florencia en el siglo XIII, y más tarde en los centros de fabricación de gafas de los Países Bajos y Alemania. 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 anteojos Hans Lippershey, seguido unas semanas más tarde por las afirmaciones de Jacob Metius y un tercer solicitante desconocido, que también sabía de este "arte".

La noticia de la invención se difundió rápidamente y Galileo Galilei, al enterarse del dispositivo, estaba haciendo sus propios diseños mejorados en un año y fue el primero en publicar resultados astronómicos usando un telescopio. El telescopio de Galileo usaba una lente objetivo convexa y una lente ocular cóncava, un diseño que ahora se llama telescopio galileano. Johannes Kepler propuso una mejora en el diseño que usaba un ocular convexo, a menudo llamado Telescopio Kepleriano.

El siguiente gran paso en el desarrollo de los refractores fue el advenimiento de la lente acromática a principios del siglo XVIII, que corrigió la aberración cromática en los telescopios keplerianos hasta ese momento, lo que permitió instrumentos mucho más cortos con objetivos mucho más grandes.

Para los telescopios reflectores, que utilizan un espejo curvo en lugar de la lente del objetivo, la teoría precedió a la práctica. La base teórica para que los espejos curvos se comporten de manera similar a las lentes probablemente fue establecida por Alhazen, cuyas teorías se habían difundido ampliamente en las traducciones latinas de su obra. 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 de formación de imágenes. Las ventajas potenciales de usar espejos parabólicos (principalmente una reducción de la aberración esférica con eliminación de la aberración cromática) llevaron a varios diseños propuestos para telescopios reflectores, el más notable de los cuales fue publicado en 1663 por James Gregory y pasó a llamarse telescopio gregoriano. pero no se construyeron modelos de trabajo. A Isaac Newton generalmente se le atribuye la construcción de los primeros telescopios reflectores prácticos, el telescopio newtoniano, en 1668, aunque debido a su dificultad de construcción y al bajo rendimiento de los espejos de metal de espéculo utilizados, los reflectores tardaron más de 100 años en volverse populares. Muchos de los avances en los telescopios reflectores incluyeron la perfección de la fabricación de espejos parabólicos en el siglo XVIII, espejos de vidrio revestidos de plata en el siglo XIX, revestimientos de aluminio de larga duración en el siglo XX, espejos segmentados para permitir diámetros más grandes y óptica activa para compensar. por 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 obtener imágenes de campo amplio sin aberración esférica.

A finales del siglo XX se ha visto el desarrollo de la óptica adaptativa y los telescopios espaciales para superar los problemas de la visión astronómica.

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 profesionales. astrónomos en 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, lo que produce imágenes de objetos Messier y estrellas débiles tan tenues como una magnitud aparente de 15 con equipos de consumo.

Principios

El esquema básico es que el elemento principal que capta la luz, el objetivo (1) (la lente convexa o el espejo cóncavo que se usa para captar la luz entrante), enfoca esa luz del objeto distante (4) a un plano focal donde forma una imagen real (5). Esta imagen se puede grabar o ver a través de un ocular (2), que actúa como una lupa. El ojo (3) ve entonces una imagen virtual ampliada e invertida (6) del objeto.

Imágenes invertidas

La mayoría de los diseños de telescopios producen una imagen invertida en el plano focal; estos se denominan telescopios inversores. De hecho, la imagen está al revés y al revés de izquierda a derecha, de modo que en conjunto gira 180 grados desde la orientación del objeto. En los telescopios astronómicos, la vista rotada normalmente no se corrige, ya que no afecta la forma en que se usa el telescopio. Sin embargo, a menudo se usa una diagonal de espejo para colocar el ocular en una ubicación de visualización más conveniente y, en ese caso, la imagen está derecha, pero invertida de izquierda a derecha. En los telescopios terrestres, como los catalejos, los monoculares y los binoculares, se utilizan prismas (p. ej., prismas de Porro) o una lente de relé entre el objetivo y el ocular para corregir la orientación de la imagen. Hay diseños de telescopios que no presentan una imagen invertida como el refractor galileano y el reflector gregoriano. Estos se conocen como telescopios de montaje.

Variantes de diseño

Muchos tipos de telescopios pliegan o desvían el camino óptico con espejos secundarios o terciarios. Estos pueden ser parte integral del diseño óptico (telescopio newtoniano, reflector Cassegrain o tipos similares), o simplemente pueden usarse para colocar el ocular o el 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.

Características

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 de estrella y oculares. Estos accesorios intercambiables no alteran las especificaciones del telescopio, sin embargo, alteran la forma en que funcionan las propiedades del telescopio, por lo general, la ampliación, el campo de visión aparente (FOV) y el campo de visión real.

Resolubilidad de superficies

La superficie más pequeña resolvable de un objeto, como se ve a través de un telescopio óptico, es el área física limitada que se puede resolver. Es análogo a la resolución angular, pero difiere en definición: en lugar de la capacidad de separación entre fuentes de punto-luz se refiere al área física que se puede resolver. Una manera familiar de expresar la característica es la capacidad resolvable de características tales como los cráteres de la Luna o manchas del Sol. La expresión usando la fórmula se da dos veces el poder de resolución R{displaystyle R. sobre diámetro de abertura D{displaystyle D} multiplicado por el diámetro de los objetos Dob{displaystyle D_{ob} multiplicado por la constante CCPR CCPR {displaystyle Phi } todos divididos por los objetos diámetro aparente Da{displaystyle D_{a}.

Poder de solución R{displaystyle R. se deriva de la longitud de onda λ λ {displaystyle {lambda}} utilizando la misma unidad como abertura; donde 550 nm a mm se da por: R=λ λ 106=550106=0,00055{displaystyle R={frac {fnMicrosoft {fnMicrosoft} # {10} {6}={frac} {550}{10^{6}}=0.00055}.
La constante CCPR CCPR {displaystyle Phi } se deriva de radianos a la misma unidad que el diámetro aparente del objeto; donde el diámetro aparente de la Luna Da=313▪ ▪ 10800{displaystyle D_{a}={frac {313Pi }{10800} radians to arcsecs is given by: Da=313▪ ▪ 10800⋅ ⋅ 206265=1878{displaystyle D_{a}={frac {313Pi }{10800}cdot 206265=1878}.

Un ejemplo usando un telescopio con una abertura de 130 mm observando la Luna en una longitud de onda de 550 nm, es dado por: F=2RD⋅ ⋅ Dob⋅ ⋅ CCPR CCPR Da=2⋅ ⋅ 0,00055130⋅ ⋅ 3474.2⋅ ⋅ 2062651878.. 3.22{fnK}cdot Phi {fnMicroc {2cdot 0,00055}cdot 3474.2cdot 206265}{1878}approx 3.22}

La unidad utilizada en el diámetro del objeto da como resultado las características resolubles más pequeñas en esa unidad. En el ejemplo anterior, se aproximan en kilómetros, lo que da como resultado que los cráteres lunares resolubles más pequeños tengan 3,22 km de diámetro. El telescopio espacial Hubble tiene una apertura de espejo primario de 2400 mm que proporciona una capacidad de resolución de la superficie de los cráteres lunares de 174,9 metros de diámetro, o las manchas solares de 7365,2 km de diámetro.

Resolución angular

El criterio de Rayleigh para el límite de resolución α α R{displaystyle alpha ¿Qué? (en radians) es dado por

pecado⁡ ⁡ ()α α R)=1.22λ λ D{displaystyle sin(alpha [R]=1.22{frac {lambda] } {D}}

Donde λ λ {displaystyle lambda } es la longitud de onda y D{displaystyle D} es la abertura. Para luz visible (λ λ {displaystyle lambda } = 550 nm) en la aproximación del pequeño ángulo, esta ecuación puede ser reescrita:

α α R=138D{displaystyle alpha ¿Qué? {138} {}}}}

Aquí, α α R{displaystyle alpha ¿Qué? denota el límite de resolución en arcos y D{displaystyle D} está en milímetros. En el caso ideal, los dos componentes de un sistema de doble estrella se pueden discernir incluso si se separan ligeramente menos que α α R{displaystyle alpha ¿Qué?. Esto es tomado en cuenta por el límite de Dawes

α α D=116D{displaystyle alpha ¿Qué?

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 dando valores altos de potencia máxima a menudo ofrecen imágenes deficientes.

Para los grandes telescopios terrestres, la resolución está limitada por la observación atmosférica. Este límite se puede superar colocando los telescopios por encima de la atmósfera, por ejemplo, en las cumbres de altas montañas, en globos y aviones de alto vuelo, o en el espacio. Los límites de resolución también se pueden superar con óptica adaptativa, imágenes moteadas o imágenes de la suerte para telescopios terrestres.

Recientemente, se ha vuelto práctico realizar la síntesis de apertura con conjuntos de telescopios ópticos. Se pueden obtener imágenes de muy alta resolución con grupos de telescopios más pequeños muy espaciados, unidos entre sí por caminos ópticos cuidadosamente controlados, pero estos interferómetros solo se pueden usar para obtener imágenes de objetos brillantes como estrellas o medir los núcleos brillantes de galaxias activas.

Distancia focal y relación focal

La longitud focal de un sistema óptico es una medida de lo fuerte que el sistema converge o diluye la luz. Para un sistema óptico en el aire, es la distancia sobre la cual los rayos inicialmente colimados se enfocan. Un sistema con una longitud focal más corta tiene mayor potencia óptica que una con una longitud focal larga; es decir, dobla los rayos más fuertemente, conduciéndolos a un foco en una distancia más corta. En la astronomía, el número f se conoce comúnmente como el ratio focal notated as N{displaystyle N}. La relación focal de un telescopio se define como la longitud focal f{displaystyle f} de un objetivo dividido por su diámetro D{displaystyle D} o por el diámetro de una parada de abertura en el sistema. La longitud focal controla el campo de vista 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 longitud focal de 1200 mm y diámetro de abertura de 254 mm se da por: N=fD=1200254.. 4.7{displaystyle N={frac {f} {f} {f}} {f}} {f}} {f}} {f}} {f} {f} {f}} {f}} {f} {f}} {f}} {f}}} {f} {f}}} {f}f}} {f}f}}}}} {f} {f}} {f}f}}}f}f}f} {f}f}}f}}}}}} {f} {f} {f} {f}f}f} {f} {f} {f} {f} {f}f}f}f}f}f}f}f} {f}f}f}}}}f}}}}f}f}f}f}f}f}f}f} {f}f} 4.7}

Se dice que las relaciones focales numéricamente grandes son largas o lentas. Los números pequeños son cortos o rápidos. No hay líneas definidas para determinar cuándo usar estos términos, y un individuo puede considerar sus propios estándares de determinación. Entre los telescopios astronómicos contemporáneos, cualquier telescopio con una relación focal más lenta (número mayor) que f/12 generalmente se considera lento, y cualquier telescopio con una relación focal más rápida (número menor) que f/6, se considera rápido. Los sistemas más rápidos a menudo tienen más aberraciones ópticas lejos del centro del campo de visión y generalmente exigen más diseños de oculares que los más lentos. A menudo se desea un sistema rápido para fines prácticos en astrofotografía con el fin de reunir más fotones en un período de tiempo determinado que un sistema más lento, lo que permite que la fotografía con intervalos de tiempo procese el resultado más rápido.

Los telescopios de campo amplio (como los astrógrafos) se utilizan para rastrear satélites y asteroides, para la investigación de rayos cósmicos y para estudios astronómicos del cielo. Es más difícil reducir las aberraciones ópticas en telescopios con una relación f baja que en telescopios con una relación f mayor.

Poder de recolección de luz

El poder de recolección de luz de un telescopio óptico, también conocido como captación de luz o ganancia de apertura, es la capacidad de un telescopio para recoger mucha más luz que el ojo humano. Su poder de recolección de luz es probablemente su característica más importante. El telescopio actúa como un cubo ligero, coleccionando todos los fotones que bajan en él de un objeto lejano, donde un cubo más grande captura más fotones que resultan en luz más recibida en un período de tiempo dado, que efectivamente ilumina la imagen. Por eso los pupilos de tus ojos se agrandan por la noche para que más luz llegue a las retinas. El poder de reunión P{displaystyle P} comparado con un ojo humano es el resultado cuadrado de la división de la abertura D{displaystyle D} sobre el diámetro del alumno del observador Dp{displaystyle D_{p}, con un adulto promedio que tiene un diámetro de la pupila de 7 mm. Las personas más jóvenes tienen diámetros más grandes, normalmente se dice que son 9 mm, ya que el diámetro de la pupila disminuye con la edad.

Un ejemplo de potencia de recogida de una abertura con 254 mm en comparación con un diámetro de alumno adulto de 7 mm se da por: P=()DDp)2=()2547)2.. 1316.7{displaystyle P=left({frac {fnMicrosoft Sans Serif}fnMicroc {254}}right)}approx 1316.7}

Potencia de recolección de luz se puede comparar entre telescopios comparando las áreas A{displaystyle A} de las dos aberturas diferentes.

Como ejemplo, la potencia de recolección de luz de un telescopio de 10 metros es 25x la de un telescopio de 2 metros: p=A1A2=π π 52π π 12=25{displaystyle p={frac {fnK} {fnK} {fnK}} {fnK}} {f}}}}}=25}} {f}}}}}} {f}} {fn}}}}}}} {fn}}}}}}}}} {f}}}} {f}}} {f}}}}} {f}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {f}} {f}}}}}}} {f}}}}}}}}}}} {f}} {f} {f} {f}}} {f}}} {f} {f} {f} {f} {f}} {f} {f}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}

Para un estudio de un área determinada, el campo de visión es tan importante como el poder de captación de luz bruta. Los telescopios de exploración como el Gran Telescopio de Exploración Sinóptica intentan maximizar el producto del área del espejo y el campo de visión (o etendue) en lugar de solo la capacidad de recolección de luz pura.

Aumento

La ampliación a través de un telescopio hace que un objeto parezca más grande mientras limita el FOV. La ampliación es a menudo engañosa como la potencia óptica del telescopio, su característica es el término más incomprendido que se usa para describir el mundo observable. A mayores aumentos, la calidad de la imagen se reduce significativamente, el uso de una lente Barlow aumenta la distancia focal efectiva de un sistema óptico, multiplicando la reducción de la calidad de la imagen.

Pueden presentarse efectos menores similares cuando se usan 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 las condiciones de visualización, no de la ampliación.

El aumento en sí mismo 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. Ocurre cuando el detalle más pequeño que el instrumento puede resolver se magnifica para que coincida con el detalle más pequeño que el ojo puede ver. La ampliación más allá de este máximo a veces se denomina ampliación vacía.

Para obtener la mayor cantidad de detalles de un telescopio, es fundamental elegir el aumento adecuado para el objeto que se observa. Algunos objetos aparecen mejor con un aumento bajo, otros con un aumento alto y muchos con un aumento moderado. Hay dos valores para la ampliación, un mínimo y un máximo. Se puede utilizar un ocular de campo de visión más amplio para mantener la misma distancia focal del ocular mientras se proporciona el mismo aumento a través del telescopio. Para un telescopio de buena calidad que funcione en buenas condiciones atmosféricas, el aumento máximo utilizable está limitado por la difracción.

Visuales

La magnificación visual M{displaystyle M} del campo de visión a través de un telescopio puede ser determinado por la longitud focal del telescopio f{displaystyle f} dividida por la longitud focal del ojo fe{displaystyle f_{e} (o diámetro). El máximo es limitado por la longitud focal del ocular.

Un ejemplo de magnificación visual usando un telescopio con una longitud focal de 1200 mm y un ocular de 3 mm es dado por: M=ffe=12003=400{displaystyle M={frac {f}=400}

Mínimo

Hay una lupa usable más baja en un telescopio. El aumento del brillo con aumento reducido tiene un límite relacionado con algo llamado alumno de salida. La pupila de salida es el cilindro de luz que sale del ocular, por lo tanto la baja la magnificación, la mayor la pupila de salida. El mínimo Mm{displaystyle M_{m} se puede calcular dividiendo la abertura del telescopio D{displaystyle D} sobre el diámetro del alumno de salida Dep{displaystyle D_{ep}. La disminución de la magnificación anterior a este límite no puede aumentar el brillo, en este límite no hay beneficio para la disminución de la magnificación. También calcula el alumno de salida Dep{displaystyle D_{ep} es una división del diámetro de la abertura D{displaystyle D} y la magnificación visual M{displaystyle M} usado. El mínimo a menudo no puede ser accesible con algunos telescopios, un telescopio con una longitud focal muy larga puede requerir un larga duración focal ocular de lo posible.

Un ejemplo de la lupa usable más baja utilizando una abertura de 254 mm y una pupila de salida de 7 mm es dado por: Mm=DDep=2547.. 36{displaystyle M_{m}={frac {fnMicroc} {fnMicroc}}} {fnMicroc} {fnK}}} {fn}}} {fnMicroc}}}} {fn}} {fn}}} {fn}}}}} {f} {fnMicroc}}}}}} {f}} {f}}}} {f}}}}}}}} {f}}}} {f} {f} {f}} {f}}}}}} {f}}}} {f}}}} {f}}}} {f}}}} {f}}}}} {f} {f}} {f}}}}}}f}}}}}}}}}}}}}f} {f} {f}f}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {254}{7}approx 36}, mientras que el diámetro de la pupila de salida con una abertura de 254 mm y la magnificación 36x se da por: Dep=DM=25436.. 7{displaystyle D_{ep}={frac {} {fn}= {fnMicroc {254}{36}approx 7}

Óptimo

Una referencia útil es:

• Para objetos pequeños con luminosidad superficial baja (como galaxias), utilice una magnificación moderada.
• Para objetos pequeños con brillo de alta superficie (como nebulosas planetarias), use una alta magnificación.
• Para objetos grandes, independientemente del brillo superficial (como nebulosas difusas), use la lupa baja, a menudo en el rango de la magnificación mínima.

Solo la experiencia personal determina el mejor aumento óptimo para el objetivo, basándose en las habilidades de observación y las condiciones de visión.

Campo de visión

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. Hay varias expresiones de campo de visión, siendo una especificación de un ocular o una característica determinada a partir de una combinación de ocular y telescopio. Un límite físico se deriva de la combinación en la que el FOV no se puede ver más grande que un máximo definido, debido a la difracción de la óptica.

Aparente

El campo de visión aparente (comúnmente conocido como AFOV) es el tamaño angular percibido de la parada de campo del ocular, normalmente medido en grados. Es una propiedad fija del diseño óptico del ocular, con oculares comunes disponibles comercialmente que 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 de parada de campo del ocular y la distancia focal, y es independiente del aumento utilizado.

En un ocular con un campo de visión aparente muy amplio, el observador puede percibir que la vista a través del telescopio se extiende a su visión periférica, dando la sensación de que ya no está mirando a través de un ocular, o que está más cerca al tema de interés de lo que realmente son. Por el contrario, un ocular con un campo de visión 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 más del tema de interés (es decir, un campo de visión real más amplio) sin reducir la ampliación para hacerlo. Sin embargo, la relación entre el campo de visión real, el campo de visión aparente y la ampliación no es directa, debido a las crecientes características de distorsión 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 de parada del campo del ocular.

El campo visual aparente difiere del campo visual real en la medida en que el campo visual real varía con la ampliación, mientras que el campo visual aparente no. La parada de campo más amplia de un ocular de 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 vista percibido por el ojo, ya que el tamaño angular aparente de la parada de campo determinará qué parte de la retina del observador está iluminada por la salida. pupila formada por el ocular. Sin embargo, el campo visual aparente no tiene impacto en el brillo superficial aparente (es decir, el brillo por unidad de área) de los objetos contenidos dentro del campo visual.

Verdadero

El verdadero FOV es el ancho de lo que realmente se ve a través de cualquier combinación dada de ocular/telescopio.

Hay dos fórmulas para calcular el verdadero campo de visión:

1. Apparent field of view method given by vt=vaM{displaystyle v_{t}={frac {fn} {fn}} {fn}}} {fn}}} {fn}}}} {fn}}}}}} {fn}}}}} {fn}}}}}}} {fn}}} {}}}}}} {f}}}} {f}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}, donde vt{displaystyle V_{t} es el verdadero FOV, va{displaystyle v_{a} es el campo aparente de la vista del ocular, y M{displaystyle M} es la magnificación que se utiliza.
2. Método de parada de campo ocular dado por vt=dfft× × 57.3{displaystyle v_{t}={frac Horas 57.3}, donde vt{displaystyle V_{t} es el verdadero FOV, df{displaystyle D_{f} es el diámetro de parada de campo ocular en milímetros y ft{displaystyle f_{t} es la longitud focal del telescopio en milímetros.

El método de parada de campo del ocular es más preciso que el método de campo de visión aparente; sin embargo, no todos los oculares tienen un diámetro de parada de campo fácilmente reconocible.

Máximo

Max FOV es el campo de visión verdadero de máxima utilidad limitado por la óptica del telescopio. Es una limitación física donde los aumentos más allá del máximo permanecen al máximo. Max FOV vm{displaystyle V_{m} es el tamaño del barril B{displaystyle B} sobre la longitud focal del telescopio f{displaystyle f} convertido de radio a grados.

Un ejemplo de FOV max utilizando un telescopio con un tamaño de barril de 31,75 mm (1,25 pulgadas) y longitud focal de 1200 mm se da por: vm=B⋅ ⋅ 180π π f.. 31.75⋅ ⋅ 57.29581200.. 1.52∘ ∘ {displaystyle ¿Qué? }{f}approx 31.75cdot {frac {57.2958}{1200}approx 1.52^{circ }

Observando a través de un telescopio

Hay muchas propiedades de los telescopios ópticos y la complejidad de la observación con uno puede ser una tarea abrumadora; la experiencia y la experimentación son los principales contribuyentes para 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. Estos se relacionan con la forma en que el sistema óptico ve un objeto o rango y cuánta luz se recolecta a través de un ocular. Los oculares determinan además cómo cambia el campo de visión y la ampliación del mundo observable.

Mundo observable

El mundo observable es lo que se puede ver usando un telescopio. Al ver un objeto o rango, el observador puede usar muchas técnicas diferentes. Comprender lo que se puede ver y cómo verlo depende del campo de visión. La visualización de un objeto a un tamaño que se ajusta por completo 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 resultar en un alto brillo superficial. Los objetos celestes a menudo son tenues debido a su gran distancia, y los detalles pueden verse limitados por la difracción o por propiedades ópticas inadecuadas.

Relación entre campo de visión y aumento

Encontrar lo que se puede ver a través del sistema óptico comienza con el ojo que proporciona el campo de visión y magnificación; la magnificación es dada por la división del telescopio y las longitudes focales de los ojos. Usando un ejemplo de un telescopio amateur como un telescopio Newtoniano con una abertura D{displaystyle D} de 130 mm (5") y longitud focal f{displaystyle f} de 650 mm (25,5 pulgadas), se utiliza un ocular con una longitud focal d{displaystyle d} de 8 mm y FOV aparente va{displaystyle v_{a} de 52°. La magnificación en la que se ve el mundo observable es dada por: M=fd=6508=81.25{displaystyle M={frac {f} {d}={frac} {650}{8}=81.25}. The field of view vt{displaystyle V_{t} requiere la ampliación, que está formulada por su división sobre el campo de vista aparente: vt=vaM=5281.25=0,644{displaystyle v_{t}={frac {fnK} {fnK}} {fnMicroc} {fnK}}} {f}} {fn}}} {fnK}}}} {f}} {fnK}}}}} {fn}}}}}} {f}}}}} {fnMicroc}} {52}{81.25}=0.64}. El verdadero campo de visión resultante es de 0.64°, sin permitir que un objeto como la nebulosa Orión, que aparece elíptico 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. Utilizar métodos como este pueden aumentar enormemente el potencial de visualización de uno asegurando que el mundo observable pueda contener todo el objeto, o si aumentar o disminuir la magnificación viendo el objeto en un aspecto diferente.

Factor de brillo

El brillo de la superficie con tal aumento se reduce significativamente, lo que da como resultado una apariencia mucho más tenue. Una apariencia más tenue da como resultado menos detalles visuales del objeto. Los detalles como la materia, los anillos, los brazos espirales y los gases pueden estar completamente ocultos para el observador, lo que brinda una vista 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 %. Prácticamente, sin embargo, varios factores impiden el 100% de brillo; estos incluyen las limitaciones del telescopio (distancia focal, distancia focal del ocular, etc.) y la edad del observador.

La edad juega un papel en el brillo, ya que un factor que contribuye es el alumno del observador. Con la edad el alumno se encoge naturalmente de diámetro; generalmente aceptado un adulto joven puede tener una pupila de 7 mm de diámetro, un adulto mayor tan poco como 5 mm, y una persona más joven de 9 mm. La magnificación mínima m{displaystyle m} se puede expresar como la división de la abertura D{displaystyle D} y pupilo p{displaystyle p} diámetro dado por: m=Dd=1307.. 18.6{displaystyle m={frac {}{d}={frac {130}approx 18.6}. Una instancia problemática puede ser evidente, logrando un brillo de superficie teórico del 100%, ya que la longitud focal necesaria del sistema óptico puede requerir un ocular con un diámetro demasiado grande.

Algunos telescopios no pueden alcanzar el brillo teórico de la superficie del 100%, mientras que algunos telescopios pueden lograrlo utilizando un ocular muy pequeño-diámetro. Para encontrar lo que es necesario para obtener la magnificación mínima se puede reorganizar la fórmula de aumento, donde ahora es la división de la longitud focal del telescopio sobre la magnificación mínima: Fm=65018.6.. 35{displaystyle {frac}={frac {650}{18.6}approx 35}. Un ocular de 35 mm es un tamaño no estándar y no sería purificable; en este escenario para lograr el 100% se necesita un tamaño de ocular estándar de 40 mm. Como el ojo tiene una longitud focal más grande que la magnificación mínima, una abundancia de luz desperdiciada no se recibe a través de los ojos.

Pupila de salida

El límite al aumento del brillo de la superficie como se reduce la magnificación es la pupila de salida: un cilindro de luz que proyecta el ocular al observador. Un alumno de salida debe igualar o ser más pequeño en diámetro que el alumno para recibir la cantidad total de luz proyectada; un alumno de salida más grande resulta en la luz desperdiciada. El alumno de salida e{displaystyle e} puede derivarse de la división de la abertura del telescopio D{displaystyle D} y el aumento mínimo m{displaystyle m}, derivado de: e=Dm=13018.6.. 7{displaystyle e={frac {}{m}={frac {130}{18.6}approx 7}. El alumno y el alumno de salida son casi idénticos en diámetro, sin perder luz observable con el sistema óptico. Una pupila de 7 mm cae ligeramente corta del 100% de brillo, donde el brillo de la superficie B{displaystyle B} se puede medir desde el producto de la constante 2, por la plaza del alumno p{displaystyle p} resultando en: B=2Alternativa Alternativa p2=2Alternativa Alternativa 72=98{displaystyle B=2*p^{2}=2*7^{2}=98}. La limitación aquí es el diámetro del alumno; es un resultado desafortunado y degrada con la edad. Se espera alguna pérdida de luz observable y la disminución de la magnificación no puede aumentar el brillo de la superficie una vez que el sistema ha alcanzado su aumento mínimo utilizable, por lo que el término se denomina como usable.

Escala de imagen

Cuando se usa un CCD para registrar observaciones, el CCD se coloca en el plano focal. La escala de imagen (a veces llamada escala de placa) es cómo el tamaño angular del objeto observado se relaciona con el tamaño físico de la imagen proyectada en el plano focal.

i=α α s,{displaystyle i={frac {f} {fnMicrosoft}} {fnMicrosoft Sans Serif}}

Donde i{displaystyle i} es la escala de imagen, α α {displaystyle alpha } es el tamaño angular del objeto observado, y s{displaystyle s} es el tamaño físico de la imagen proyectada. En términos de escala de imagen de longitud focal

i=1f,{displaystyle i={frac} {f}}}

Donde i{displaystyle i} se mide en radios por metro (rad/m), y f{displaystyle f} se mide en metros. Normalmente i{displaystyle i} se da en unidades de arcos por milímetro ("/mm). Así que si la longitud focal se mide en milímetros, la escala de imagen es

i()./mm)=1f()mm)[180× × 3600π π ].{displaystyle i('/mathrm {mm}={frac {1}{f (mathrm {mm}}}left [{frac {180times 3600}{pi }right].}

La derivación de esta ecuación es bastante directa y el resultado es el mismo para reflejar o refractar telescopios. Sin embargo, conceptualmente es más fácil derivar considerando un telescopio reflectante. Si un objeto extendido con tamaño angular α α {displaystyle alpha } se observa a través de un telescopio, luego debido a las Leyes de reflexión y Trigonometría el tamaño de la imagen proyectada en el plano focal será

s=#⁡ ⁡ ()α α )f.{displaystyle s=tan(alpha)f.}

La escala de la imagen (tamaño angular del objeto dividido por el tamaño de la imagen proyectada) será

i=α α s=α α #⁡ ⁡ ()α α )f,{displaystyle i={frac {alpha {fnK} {fnMicroc} {tan(alpha)f}}}

y utilizando la relación de ángulo pequeño #⁡ ⁡ ()a).. a{displaystyle tan(a)approx a}, cuando a≪ ≪ 1{displaystyle all 1} (N.B. sólo válido si a{displaystyle a} está en radians), obtenemos

i=α α α α f=1f.{displaystyle i={frac {alpha ♫{alpha F}={frac {1}{f}.}

Imágenes imperfectas

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, los espejos perfectos y las lentes perfectas no existen, por lo que se deben tener en cuenta las aberraciones de imagen además de la difracción de apertura. Las aberraciones de imagen se pueden dividir en dos clases principales, monocromáticas y policromáticas. En 1857, Philipp Ludwig von Seidel (1821–1896) descompuso las aberraciones monocromáticas de primer orden en cinco aberraciones constituyentes. Ahora se les conoce comúnmente como las cinco aberraciones de Seidel.

Las cinco aberraciones de Seidel

Aberración esférica

La diferencia en la longitud focal entre los rayos paraxiales y los rayos marginales, proporcional al cuadrado del diámetro objetivo.

Coma

Un defecto por el cual los puntos aparecen como parches asimétricos de luz tipo cometa con colas, lo que hace que la medición sea muy imprecisa. Su magnitud suele deducirse del teorema de seno óptico.

Astigmatismo

La imagen de un punto forma líneas focales en el foci sagittal y tangente y entre (en ausencia de coma) una forma elíptica.

curvatura de campo petzval

La curvatura de campo Petzval significa que la imagen, en lugar de acostarse en un plano, se encuentra en una superficie curvada, descrita como hueco o redondo. Esto causa problemas cuando se utiliza un dispositivo de imagen plana, por ejemplo, una placa fotográfica o un sensor de imagen CCD.

Distorsión

Ya sea barril o pincushion, una distorsión radial que debe corregirse al combinar múltiples imágenes (similar a coser múltiples fotos en una foto panorámica).

Los defectos ópticos siempre se enumeran en el orden anterior, ya que esto expresa su interdependencia como aberraciones de primer orden mediante 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 (al igual que los lápices axiales y extraaxiales). El segundo, el coma, cambia en función de la distancia pupilar y la aberración esférica, de ahí el conocido resultado de que es imposible corregir el coma en una lente libre de aberración esférica simplemente moviendo la pupila. Las dependencias similares afectan a las aberraciones restantes de la lista.

Aberraciones cromáticas

Aberración cromática longitudinal: Como con la aberración esférica, esto es lo mismo para lápices axiales y oblicuos.

Aberración cromática transversal (aberración cromática de magnificación)

Telescopios de investigación astronómica

Los telescopios ópticos se han utilizado en la investigación astronómica desde el momento de su invención a principios del siglo XVII. Se han construido muchos tipos a lo largo de los años dependiendo de la tecnología óptica, como la refracción y la reflexión, la naturaleza de la luz o el objeto que se está fotografiando e incluso dónde se colocan, como los telescopios espaciales. Algunos se clasifican por la tarea que realizan, como los telescopios solares.

Grandes reflectores

Casi todos los grandes telescopios astronómicos de grado de investigación son reflectores. Algunas razones son:

• En una lente todo el volumen del material tiene que estar libre de imperfección e inhomogeneidades, mientras que en un espejo, sólo una superficie tiene que ser perfectamente pulida.
• La luz de diferentes colores viaja a través de un medio distinto al vacío a diferentes velocidades. Esto causa la aberración cromática.
• Los reflectores trabajan en un espectro más amplio de luz ya que ciertas longitudes de onda se absorben al pasar por elementos de vidrio como los encontrados en un refractor o catadioptrico.
• Existen dificultades técnicas para fabricar y manipular lentes de gran diámetro. Uno de ellos es que todos los materiales reales sag en gravedad. Un objetivo sólo puede ser sostenido por su perímetro. Un espejo, por otro lado, puede ser apoyado por todo el lado opuesto a su rostro reflectante.

La mayoría de los grandes reflectores de investigación funcionan en diferentes planos focales, según el tipo y el tamaño del instrumento que se utilice. Estos incluyen el foco principal del espejo principal, el foco cassegrain (la luz rebota hacia atrás detrás del espejo primario) e incluso todos juntos externos al telescopio (como el foco Nasmyth y coudé).

Se inauguró una nueva era en la fabricación de telescopios con el Telescopio de Espejos Múltiples (MMT), con un espejo compuesto por seis segmentos que sintetizan un espejo de 4,5 metros de diámetro. Esto ahora ha sido reemplazado por un solo espejo de 6,5 m. Su ejemplo fue seguido por los telescopios Keck con espejos segmentados de 10 m.

Los telescopios terrestres actuales más grandes tienen un espejo primario de entre 6 y 11 metros de diámetro. En esta generación de telescopios, el espejo suele ser muy delgado y se mantiene en una forma óptima gracias a una serie de actuadores (ver óptica activa). Esta tecnología ha impulsado nuevos diseños para futuros telescopios con diámetros de 30, 50 e incluso 100 metros.

Recientemente se han desarrollado telescopios de ~2 metros, relativamente baratos y producidos en masa, que han tenido un impacto significativo en la investigación astronómica. Estos permiten monitorear continuamente muchos objetivos astronómicos y estudiar grandes áreas del cielo. Muchos son telescopios robóticos, controlados por computadora a través de Internet (ver por ejemplo, el Telescopio Liverpool y el Telescopio Faulkes Norte y Sur), que permiten un seguimiento automatizado de eventos astronómicos.

Inicialmente, el detector que se usaba en los telescopios era el ojo humano. Posteriormente, la placa fotográfica sensibilizada ocupó su lugar y se introdujo el espectrógrafo, que permitía la recopilación de información espectral. Después de la placa fotográfica, se han perfeccionado generaciones sucesivas de detectores electrónicos, como el dispositivo de carga acoplada (CCD), cada uno con más sensibilidad y resolución, y a menudo con una cobertura de longitud de onda más amplia.

Los telescopios de investigación actuales tienen varios instrumentos para elegir, como:

• imagers, de diferentes respuestas espectrales
• espectrógrafos, útiles en diferentes regiones del espectro
• polarímetros, que detectan polarización ligera.

El fenómeno de la difracción óptica establece un límite para la resolución y la calidad de imagen que puede lograr un telescopio, que es el área efectiva del disco de Airy, que limita la distancia entre dos discos de este tipo. Este límite absoluto se denomina límite de difracción (y puede aproximarse mediante el criterio de Rayleigh, el límite de Dawes o el límite de resolución de Sparrow). Este límite depende de la longitud de onda de la luz estudiada (por lo que el límite de la luz roja llega mucho antes que el límite de la luz azul) y del diámetro del espejo del telescopio. Esto significa que un telescopio con un cierto diámetro de espejo teóricamente puede resolver hasta cierto límite en una cierta longitud de onda. Para los telescopios convencionales en la Tierra, el límite de difracción no es relevante para los telescopios de más de 10 cm. En cambio, la visión o el desenfoque causado por la atmósfera establece el límite de resolución. Pero en el espacio, o si se 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 ancho o realizar una síntesis de apertura utilizando una serie de telescopios cercanos.

En los últimos años, se han desarrollado una serie de tecnologías para superar las distorsiones causadas por la atmósfera en telescopios terrestres, con buenos resultados. Consulte óptica adaptativa, imagen moteada e interferometría óptica.