Amplificación

Una creencia común es que el aumento (o amplificación) es una de las características más importantes de un telescopio. Esto es correcto hasta cierto límite. Por sus dimensiones, nuestro ojo está limitado a percibir detalles de un minuto de arco, que viene siendo un treintavo del tamaño aparente de la Luna en el cielo. Con un telescopio que tenga un aumento de 60 veces, podemos percibir detalles 60 veces más pequeños, es decir de un segundo de arco. En los telescopios con diseños comunes, la amplificación depende de la apertura y de la configuración óptica empleada. Sin embargo, la atmósfera terrestre limita la claridad de las imágenes celestes justamente a escalas de un segundo de arco, por lo que en telescopios comunes no tiene mucho caso ir más allá que un aumento de 60 veces, o 100 veces, cuando mucho. Por otra parte, en muchas ocasiones se busca tener un campo de visión amplio, lo que se contrapone a un gran aumento, como por ejemplo cuando se desea observar un cúmulo de estrellas o una nebulosa extendida. Para superar los efectos de la atmósfera se ha desarrollado una rama de la óptica, conocida como óptica adaptativa, que trata de eliminar dinámicamente los efectos atmosféricos en los telescopios de nueva tecnología. En esto se basa también el éxito del telescopio espacial Hubble que, al estar en el espacio, no tiene la limitante de la atmósfera, obteniendo imágenes de gran nitidez, limitadas sólo por la óptica del telescopio.

La configuración en la óptica de los telescopios se hace de acuerdo con los objetivos de la investigación a realizar. Así, por ejemplo, cuando se estudia un objeto extendido, de más de un grado, una configuración aceptada para este tipo de estudios es el foco primario (plano focal del espejo primario). Si el campo es moderado, menor a un grado, el foco más usado es entonces el foco Cassegrain o el Nasmyth. Para el caso de alta resolución, campos menores a 1 minuto, entonces el foco óptimo es el foco Coudé.

La justificación para diseñar cualquiera de las configuraciones se basa en la fórmula que relaciona el tamaño angular del objeto con el tamaño del detector en el plano focal (llamada escala de placa). Esta relación numéricamente es 1/f (f es la distancia focal efectiva) y sus unidades son rad/mm; sin embargo, las unidades más acostumbradas son segundos de arco/mm (“/mm). Al hacer la conversión tenemos que 1 rad=206265 segundos de arco. En otras palabras, la escala de placa es EP=206265/f. Unos ejemplos aclararán la utilidad de esta fórmula.

Supongamos que usaremos el telescopio de 2.1 m del OAN con una distancia focal efectiva de 15824 mm. Con estos datos, EP=13.034 “/mm. Esto quiere decir que cada milímetro de detector cubrirá 13 segundos de arco en el cielo. Por ejemplo, para fotografiar la luna (1800 segundos de arco de tamaño angular) con este telescopio, necesitaremos una placa fotográfica de 138.036 mm. Ahora, consideremos que se detectará en el foco primario. En este caso, f=4819 mm y la EP=42.8 “/mm, por lo que el tamaño de la placa fotográfica necesaria es de 42 mm. Para finalizar, supongamos que tenemos una configuración Coudé, de tal manera que f=197764 mm, En este caso, EP=1.014 “/mm, por lo que el tamaño de la placa para que la luna esté completa tendría que ser de 1726 mm.

Con estos tres ejemplos se puede aclarar la necesidad de cada una de las diferentes configuraciones. Queda por aclarar el foco Nasmyth. Esta posición del plano focal se basa en la propiedad de que el haz que emerge de un telescopio con montura altazimutal puede salir por el eje de elevación. Esto permite que el instrumento esté fijo en uno de los extremos del eje, evitando inclinaciones y flexiones por gravedad.

Inicialmente, James Nasmyth usó en 1840 esta propiedad por comodidad para hacer sus observaciones, pero hoy en día ha mostrado más sus ventajas, sobre todo cuando los instrumentos para la observación son grandes y masivos. En estos casos, las flexiones de los instrumentos disminuirían precisión de las observaciones. Desde el punto de vista óptico, la diferencia entre la configuración Cassegrain y Nasmyth radica en la incorporación de un espejo terciario plano.

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