Un telescopio visual consiste de dos partes esenciales: el objetivo, que forma una imagen del objeto observado del mismo modo que lo hace la lente del ojo, y un ocular que le permite al ojo ver esta imagen. La disposición de un objetivo y de un ocular se ve en la figura inferior, donde se muestran lentes simples en lugar de las lentes compuestas que constituyen en general los elementos.

El telescopio visual tiene dos funciones: aumentar la cantidad de luz recogida y consentrada en la retina del ojo, de modo que se puedan ver estrellas más débiles y magnificar -aumentar- la imagen que cae sobre la retina para percibir los detalles de la imagen. Detallaremos primero esta función.

La distancia entre una lente y la imagen que forma de un objeto distante se llama distancia focal, se desean frecuentemente, por sus grandes imágenes, objetivos con distancias focales largas. Cuando se usa una lente compuesta, se define una cantidad llamada distancia focal efectiva, o simplemente distancia focal. Es la distancia focal de una lente simple que formaría una imagen del mismo tamaño que la formada por la lente compuesta.

La figura anterior muestra cómo se produce el aumento en un telescopio. La flecha a la izquierda del dibujo es el objeto, y, si está muy lejos, el objetivo forma su imagen en el punto focal. Su imagen es aumentada por el ocular, de modo que aparece ante el ojo como si éste realmente viese la flecha punteada grande. El objeto subtiende el ángulo A en el objetivo del telescopio y también en el ojo, ya que la distancia del objetivo al ojo es despreciable en relación a la distancia al objeto. El ocular magnifica A de modo que aparece al ojo con el ángulo B. El poder de magnificación del telescopio se define como el cociente B/A, y la posición del ocular se elige de tal modo que este cociente sea igual al cociente de las distancias focales F/f. El poder de magnificación de un telescopio se puede cambiar simplemente sustituyendo el ocular por otro de distancia focal diferente.

La aberración más importante que afecta una lente simple es la aberración cromática. Esta aberración se debe a la variación del índice de refracción con la longitud de onda. El resultado es que una imagen producida por luz azul se forma más cerca de la lente que otra producida por luz roja; por lo tanto, la luz blanca da una imagen más o menos borrosa. El mejor foco se obtiene en un plano perpendicular al eje de la lente entre las imágenes rojas y azules. En este plano, las imágenes rojas y azules de un punto son discos coincidentes, que juntos se llaman "círculo de confusión". El diámetro del círculo de confusión es independiente de la distancia focal de la lente, mientras que el tamaño de la imagen es proporcional a la distancia focal. Como resultado, la mejor definición se obtiene usando la más larga distancia focal posible en la práctica. Antes de la invención del objetivo acromático se construyeron algunos telescopios con distancias focales monstruosas, como el telescopio de distancia focal de 45 metros de Hevelio.

Los telescopios astronómicos usan con frecuencia espejos en lugar de lentes. Para una misma abertura es generalmente mucho más barato construir un espejo que un lente. Se usa un espejo de forma cóncava parabólica (figura 1) (los astrónomos frecuentemente usan el término "parabólico" cuando lo que quieren decir en realidad es "paraboidal"). Un espejo parabólico tiene la forma de una parábola que rota alrededor de su eje. Igualmente, un espejo hiperbólico tiene la forma de una hipérbole que rota alrededor del eje que pasa por los dos focos y un espejo elíptico es una porción de la superficie formada haciendo rotar una elipse alrededor de su eje.

FIGURA 1

Una propiedad del espejo parabólico es que los rayos de luz que inciden paralelamente a su eje se reflejan en un foco común. Al construir un espejo para un telescopio, el óptico debe recurrir a técnicas especiales para darle forma parabólica en lugar de esférica, que es más fácil de hacer. Por medio de este recurso se elimina uno de los problemas del objetivo, la aberración esférica. Otra ventaja de un espejo reflector es la ausencia de aberración cromática. Los rayos de diversas longitudes de onda son dirigidos al mismo foco.

El foco primario, situado en el eje del telescopio, es raramente usado para trabajo visual, pero ocasionalmente se lo usa para fotografía, espectroscopía y fotometría. En realidad, en el reflector de 5 metros, el observador maneja el telescopio desde una jaula ubicada exactamente sobre el eje del telescopio en el foco primario. En el telescopio de Herschel, sin embargo, el espejo se inclina para desviar el foco primario hacia un costado del tubo, desde donde se lo puede ver directamente con un ocular. Esto puede hacerse cuando el telescopio tiene razón focal alta, de modo que las aberraciones que resultan de esta inclinación no sean grandes. A veces en el telescopio de Herschel el espejo es una parte de un espejo parabólico que se corta fuera de centro luego de hacerse todo el espejo. Las aberraciones son entonces menores que con el espejo inclinado.

En la figura 2 se ve el diseño del reflector construido por Isaac Newton alrededor de 1672 y ahora llamado de tipo newtoniano. Probablemente sea el tipo de telescopio reflector más popular para uso visual. Sobre el eje del telescopio a un ángulo de 45º, se coloca un espejo plano auxiliar, llamado plano diagonal o de Newton, que desvía el foco al costado del tubo del telescopio. Su tamaño es tal que no obstruye mucha de la luz incidente (alrededor del 10 por ciento). Otro 10 por ciento de luz se pierde por la absorción en la superficie del espejo. Las ventajas de accesibilidad del foco al costado del tubo superan con creces la pequeña pérdida de luz.

FIGURA 2

El espejo diagonal está sostenido dentro del tubo por medio de tres o cuatro travesaños igualmente espaciados, que forman la llamada araña. A pesar de que esta estructura obstruye una ínfima cantidad de luz, da origen a la formación de una figura de cuatro o seis rayos alrededor de las imágenes estelares. Los rayos se deben a la difracción de la luz causada por los travesaños (figura A).

Otra forma de telescopio reflector, el Cassegrain (figura 3), se vale de un espejo hiperbólico convexo en el eje del telescopio tanto para magnificar la imagen como para concentrar la luz convergente a través de un agujero situado en el espejo primario, hacia un foco ubicado detrás del espejo. El foco es especialmente conveniente para la observación y también el montaje de accesorios. Los instrumentos Cassegrain tienen en general razón focal entre f/10 y f/30.

FIGURA 3

A veces la luz convergente, en lugar de pasar a través de un agujero en el espejo primario, es desviada hacia el costado del tubo por medio de un tercer espejo como en el telescopio newtoniano. Esta modificación se llama telescopio Cassegrain modificado o acodado

El telescopio Gregoriano (figura 4) tiene un espejo secundario cóncavo elíptico que vuelve a dar la imagen del foco primario a través de un agujero ubicado en el espejo primario. Se requiere un tubo más largo que en el telescopio Cassegrain y, por lo tanto, se necesita una cúpula mayor. Esto hace que el costo del instrumento sea substancialmente más elevado y, por lo tanto, pocas veces se lo construye para usos profesionales. Como el espejo secundario es mucho más fácil de hacer que el espejo del Cassegrain, los aficionados prefieren el Gregoriano por esta razón.

El telescopio coudé es principalmente un tipo profesional para uso fotográfico o espectroscópico, pero se lo tratará aquí para completar la exposición. El coudé toma varias formas, según el tipo de montura del instrumento. La figura 4 muestra una forma común, Tiene un espejo secundario de Cassegrain y un espejo plano que rota a la mitad del ángulo a que gira el eje de declinación, de modo que la luz será reflejada a través del agujero del eje polar, produciendo así un foco que no se mueve con el telescopio. Por lo tanto, el instrumento es ideal para ser utilizado con equipo auxiliar muy pesado o voluminoso, como los espectrógrafos de alta dispersión. Sin embargo, a medida que el telescopio gira sobre el eje polar, también gira la imagen. Se pueden sujetar los portaplacas al eje polar para que giren con la imagen, o se puede usar un prisma de Harting para hacer girar la imagen en dirección opuesta de modo de mantenerla fija sobre la ranura de un espectrógrafo estacionario.

FIGURA 5

Un telescopio visual con una posición fija para el foco es el Springfield (figura 6), llamado así por el grupo de aficionados a la fabricación de tales telescopios de Springfield, Vermont, donde se inventó. Es esencialmente un telescopio newtoniano que tiene un espejo diagonal adicional para desviar la luz a lo largo del eje polar hasta un foco fijo.

FIGURA 6

El refractor es el preferido por la mayoría de los observadores visuales. Es difícil explicar por qué esto es así, ya que uno pensaría que el reflector, con su completa falta de aberración cromática, daría imágenes muy superiores. Ambos tipos de objetivos se pueden hacer con suficiente precisión como para producir imágenes igualmente buenas cuando se les prueba en un banco óptico de ensayo. La precisión de las superficies necesarias para iguales comportamientos es diferente en los dos casos. El reflector solo tiene una superficie comparada con las cuatro superficies del refractor. Pero, para que tenga la misma calidad de imagen, las superficies del espejo debe ser unas cuatro veces más precisa que la superficie de las lentes.

Ocurre a menudo que el comportamiento en el observatorio es completamente diferente para los dos telescopios. La diferencia proviene del constante cambio de temperatura dentro de la cúpula durante la noche. Este cambio de temperatura afecta en forma marcada al espejo, pues sus dos lados no están en general igualmente expuestos al aire que los rodea y, por lo tanto, cambian de temperatura con diferente velocidad. Esto hace que el espejo se deforme. Un gran telescopio reflector puede presentar a veces imágenes múltiples como resultado de esa deformación. El efecto puede reducirse considerablemente construyendo el espejo de vidrio Pyrex en lugar de vidrio común, como se usaba en los espejos más antiguos. El Pyrex tiene un coeficiente de expansión de solo un tercio del que tiene el vidrio común. Los efectos térmicos pueden eliminarse casi totalmente usando cuarzo fundido, pero no se pueden obtener discos de este material en tamaños grandes.

Una lente también se deforma con los cambios de temperatura, pero las distorsiones que se introducen de ese modo en la superficie frontal son compensadas en gran parte por distorsiones similares en la superficie posterior. Por lo tanto, los refractores son mucho menos sensibles a los cambios de temperatura que los reflectores.

La difracción de la luz por los soportes en forma de rayos que sostienen el espejo secundario (figuras A y B) es un motivo de queja corriente y ya se han mencionado los rayos que se producen alrededor de las imágenes estelares. Los malos efectos de esta difracción pueden eliminarse eliminando las "patas de araña". Esto se consigue con el telescopio de Herschel o sosteniendo el diagonal por medio de una placa de vidrio óptico en lugar de las patas de araña. En este último sistema todavía existe una difracción provocada por el espejo secundario. Su efecto es el de aumentar la intensidad de los anillos de difracción por arriba de la que ocasiona la abertura sin obstrucciones. Este exceso de brillo de los anillos de difracción reduce el constante en las imágenes planetarias.

Otro argumento en favor del refractor es su tubo cerrado. Algunos de los efectos de visibilidad que se hallan en los observatorios pueden en realidad surgir dentro de la cúpula. Las fuentes de calor, tales como los motores y los seres humanos, producen turbulencia del aire. La turbulencia no puede entrar en el tubo cerrado del refractor, Así, a pesar de la aberración cromática del telescopio refractor, se puede decir mucho en su favor. Si se usan filtros de color para eliminar su principal desventaja, es sin duda el mejor telescopio para trabajo visual.

La otra pieza fundamental de cualquier telescopio visual es el ocular, que es tan importante como el objetivo para obtener una buena definición y una magnificación adecuada. Los oculares no son generalmente una pieza fija del telescopio, sino que son intercambiables. De este modo puede obtenerse una variedad de poderes de magnificación con un solo objetivo.

El ocular funciona como una lente de aumento. Aunque la imagen formada por el objetivo se puede observar con el ojo sin necesidad de ninguna lente, esto nunca se hace debido a la baja magnificación y el pequeño campo. Comúnmente el ojo no puede enfocar cómodamente un objeto que está a menos de 25 cm. El ocular permite al ojo ver la imagen a una distancia conveniente con el objeto muy cerca del ojo y subteniendo, por lo tanto, un gran ángulo. Para el ocular el objeto es la imagen formada por el objetivo. El ocular se enfoca de modo que produzca luz paralela hacia el ojo desde la imagen próxima a la estrella. El ojo se enfoca entonces al infinito y, por lo tanto, se relaja. Puede obtenerse una magnificación ligeramente mayor enfocando el ocular de modo que la imagen magnificada aparezca a la más corta distancia desde la cual el ojo pueda enfocar cómodamente, pero después de un período largo el ojo se cansa, y esto debe evitarse.

A demás de producir luz paralela desde la imagen formada por el objetivo, el ocular forma la imagen del objetivo. La imagen del objetivo, que se ve a la derecha en la figura 7, se llama pupila de salida o círculo de Ramsden. La pupila de salida puede verse si se apunta el telescopio al cielo diurno y se coloca el ojo alrededor de 30 cm detrás del ocular. Puede verse entonces un disco de luz brillante. Si se mueve lentamente la cabeza de lado a lado, el disco parecerá fijo a unos 2 cm del ocular. Para hallar su ubicación exacta, colóquese la punta de un lápiz entre el ojo y la lente y muévase la punta a lo largo de la visual mientras se mueve la cabeza de lado a lado. Se hallará una posición tal para el lápiz que el disco y el lápiz no tienen movimiento relativo. La punta del lápiz está entonces exactamente en la posición del disco. La distancia desde el círculo de Ramsden al ocular se llama emergencia pupilar.

FIGURA 7

Toda la luz que pasa por cualquier parte del objetivo también pasa por la parte correspondiente de la pupila de salida. Por lo tanto, si se desea que toda la luz recogida por el objetivo entre en el ojo, el iris del ojo debe ser por lo menos tan grande como la pupila de salida. La emergencia pupilar hace posible esta ubicación.

El requisito de que la pupila de salida inferior para la magnificación que puede ser usada al mismo tiempo que se aprovecha toda la abertura de la lente del telescopio. El diámetro d de la imagen del objetivo es igual al producto del diámetro D del objetivo por el cociente entre las distancias focales del ocular y del objetivo, o sea,

De acuerdo con esta ecuación, el cociente de los diámetros D/d es igual a la magnificación F/f. El diámetro de la pupila de salida se puede medir colocando sobre su diámetro una regla mientras el telescopio apunta hacia el cielo. De esta manera se puede determinar la magnificación de un telescopio cuando se utiliza un ocular de distancia focal desconocida.

La fórmula para el diámetro de la pupila de salida muestra que si la distancia focal del ocular es demasiado grande, el diámetro de la pupila de salida será mayor que el iris del ojo. Cuando esto ocurre, no se utiliza toda la luz que recoge el objetivo del telescopio. El telescopio produce las imágenes más brillantes cuando el diámetro de la pupila de salida es exactamente igual al del iris. Se debe buscar esta ventaja cuando se trata de hallar los objetos más débiles que pueden verse con un instrumento dado. La magnificación que satisface estas condiciones se obtiene de la segunda fórmula reemplazando d por el máximo diámetro del iris normal, 8 mm. En general, la magnificación que da las imágenes más brillantes es 1,2 veces el número de centímetros del diámetro del objetivo. Cuando hay mucha luz disponible, se usan magnificaciones mucho mayores que aquellas dadas en la regla anterior. Al observar planetas y estrellas dobles se usan magnificaciones casi 20 veces mayores que el diámetro del objetivo. En una noche dada, sin embargo, se busca la magnificación que permite ver la máxima cantidad de detalle. Esto depende de la estabilidad de la atmósfera. El aire está en movimiento constante o turbulencia, lo que hace que las imágenes telescópicas bailen y su brillo parezca variar, y si el movimiento es rápido, ellas pueden aparecer borrosas pero estacionarias.

En los instrumentos astronómicos raramente son usados oculares del tipo simple. La mejora más sencilla a la simple lente de aumento es el agregado de una lente de campo, como se ve en la figura 7. Se coloca muy cerca de la posición de la imagen formada por el objetivo. En este punto tiene un efecto despreciable sobre el poder de magnificación. Sin embargo, sirve para desviar la luz de las partes extremas del campo de visión hacia la lente ocular y, de ese modo, hacia el ojo. De lo contrario esta luz se perdería. La función de la lente de campo es extender el campo de visión ocular: de ahí su nombre.

La parte externa del campo de un ocular puede estar bien definida. Comúnmente se coloca un diafragma en el fondo del ocular para limitar el campo a la parte más nítida. El campo definido nítidamente se expresa mediante el cono angular visible al ojo. Los oculares tienen campos de visión que varían entre 20º y 70º.

El campo de visión de todo el telescopio se halla dividiendo el campo del ocular por el poder de magnificación. Así, con un ocular de 70º y un poder de magnificación de 100º, el campo real del telescopio es de 0,7º e incluiría algo más que toda la Luna.

La lente de campo es pocas veces colocada exactamente en el foco del objetivo o de la lente ocular. Se la desplaza en general un poco del objetivo o de la lente ocular. Se la desplaza en general un poco hacia adelante o hacia atrás del foco de modo que cualquier partícula de polvo sobre ella aparezca nítidamente enfocada al observar por el ocular. Además, el verdadero plano focal se deja libre para la inclusión de un retículo si así se desea.

En muchos oculares se usan las lentes de campo para corregir aberraciones cromáticas del ocular, además de servir su función principal. La aberración cromática que importa en un ocular es distinta de aquella que nos interesaba en el objetivo. Allí nos preocupábamos por la ubicación de las imágenes de diferentes colores, es decir, si todas caían en el mismo plano. Este defecto se llama aberración cromática longitudinal. En el ocular, el requisito importante es que la magnificación debe ser igual para todos los colores. Cuando no sucede así, la lente tiene aberración cromática lateral o de aumento. Este defecto puede eliminarse con la combinación de dos lentes separadas y del mismo tipo de vidrio. A continuación algunos tipos de oculares.

FIGURA 8

Ya se ha mensionado la inclusión de retículos en los oculares. Para algunos instrumentos auxiliares, el retículo se puede mover con un tornillo calibrado con mucha precisión. Un instrumento de este, que se usa para medir estrellas dobles cercanas, es el micrómetro bifilar. Como el nombre lo sugiere, este aparato tiene dos hilos paralelos. Un hilo se mueve paralelemante a si mismo por medio del tornillo de precisión unido al tambor calibrado. El otro hilo está un poco por encima del anterior, de modo que los dos pueden pasar sin tocarse, pero no lo suficiente como para estar fuera de foco en el ocular. Comúnmente existe un tercer hilo fijado perpendicularmente a estos dos. La caja que contiene los hilos fijos y móviles es movible a su vez por medio de un tornillo, de modo que ambos hilos pueden moverse simultáneamente. Además de este movimiento, la caja puede ser rotada alrededor del eje óptico del telescopio, pudiendo leerse exactamente el ángulo en una escala graduada.

El procedimiento para medir una estrella doble consiste en rotar primero la caja del micrómetro de modo que el hilo fijo pase por las dos imágenes estelares, y luego se lee la escala circular. El promedio de varias mediciones se ese tipo dará una medida exacta del ángulo de posición de la estrella (figura 10). Luego se sitúa la cabeza a 90º de este ángulo, y se mide la separación entre las estrellas colocando el hilo fijo sobre una estrella mediante el tornillo de la caja y ajustando el hilo movible sobre la otra estrella mediante el tornillo de precisión. Luego de leerse la posición del tambor, el hilo fijo se coloca sobre la segunda estrella por medio del tornillo de la caja y el hilo movible se lleva hasta la primera estrella, pasando por debajo del hilo fijo. Se verá que el hilo movible se ha movido una distancia igual al doble de la separación entre las dos estrellas. De la escala del telescopio (número de segundos de arco que corresponden a 1mm de desplazamiento en el plano focal) y de la distancia que se ha movido el hilo se obtiene la separación angular entre las estrellas.