[“El mejor telescopio es el que más se usa”]

Un paseo explicado por los 3 diferentes tipos de telescopios astronómicos,
según el diseño técnico de sus tubos ópticos: OTAs.
 - Introducción necesaria:

 

Cuando nos decidimos a comprar un telescopio nos encontramos perdidos en un mar de marcas y modelos. A veces la publicidad de pequeños telescopios para consumo compulsivo nos tienta con cantidades exorbitantes de aumentos o vienen con el calificativo de “profesional”, otras veces creemos que el mejor telescopio es el más grande y a menudo buscamos ofertas creyendo que podemos encontrar duros a cuatro pesetas.

¿Pero cuál es el mejor telescopio?

Cualquier aficionado con algo de experiencia te dará la misma respuesta:

“El mejor telescopio es el que más se usa”

y esto va a depender de tres factores, uno personal, otro de la calidad de nuestro cielo (del lugar desde donde observemos) y solo en último lugar del tipo de construcción del telescopio.

No es conveniente pues elegir un telescopio solo por sus características técnicas, aunque conocerlas nos ayudará a saber cual es el que más se adecua a nuestra personalidad y condiciones de observación.

de introducción: unos conceptos básicos.

¿Abertura o apertura?:

Es el diámetro del telescopio (del objetivo en refractores y del espejo primario en reflectores), se suele medir tanto en milímetros como en pulgadas. Como una pulgada equivale a 25.4mm podemos referirnos a un telescopio de 200mm como de 8 pulgadas y suele expresarse como 8”. En realidad un telescopio de 8” tendría 8” x 25.4mm/” = 203.2mm aunque suele emplearse el redondeo.

¿Para que nos sirve conocer la abertura de un telescopio? En principio nos interesará conocerla fundamentalmente porque nos va a determinar cuatro factores muy importantes:

• 1º La capacidad de captación de luz, lo que a su vez determina el punto 2º.
• 2º La magnitud límite.
• 3º El poder resolutivo del telescopio.
• 4º La cantidad máxima de aumentos capaz de conseguir.
• 5º La sensibilidad a la turbulencia atmosférica.
• 6º Límite de la imagen de difracción.

Vamos a ver cada uno de estos puntos.

1º Capacidad de captación de luz.

Imaginemos que queremos recoger agua de lluvia mediante un cubo. Lógicamente cuanto mayor sea la boca del cubo más cantidad de agua será capaz de recoger. Pues lo mismo ocurre con los fotones, a mayor abertura más cantidad de fotones recogerá el telescopio.

Normalmente en las especificaciones de los distintos telescopios viene detallada esta capacidad de captación de luz comparada con la del ojo humano que expongo en la siguiente tabla para las aberturas más frecuentes.

la Capacidad de captación lumínica

Abertura del telescopio expresada en milímetros	Capacidad de captación de luz expresada en cantidad de veces  respecto al ojo humano
80	131
100	204
120	294
150	460
200	820
250	1320
300	1900

Tabla 1, poder de captación de luz según la abertura del telescopio.

Por tanto ya sabemos que a mayor abertura del telescopio podremos ver objetos más débiles o de menor magnitud.

Conviene aclarar que algunos tipos de telescopios tienen una obstrucción a la luz en la entrada del tubo (se explica más adelante) lo que les resta luminosidad con respecto a los que no la tienen. Los refractores no tienen obstrucción y rendirán aproximadamente como un reflector de una pulgada más de diámetro respecto a la captación de luz.

2º Magnitud límite.

Los objetos del cielo se clasifican según su brillo, los objetos con menor magnitud son los más brillantes y a medida que los objetos son más tenues va aumentando su magnitud. Veamos algunos ejemplos destacados:

Escala de magnitudes aparentes

Mag. Aparente	Objeto celeste
-26,8	Sol
-12,6	Luna llena
-4,4	Brillo máximo de Venus
-2,9	Brillo máximo de Júpiter
-2,8	Brillo máximo de Marte
-1,9	Brillo máximo de Mercurio
-1,5	Estrella más brillante: Sirio
-0,7	Segunda estrella más brillante: Canopus
-0,24	Brillo máximo de Saturno
+3,0	Estrellas débiles que son visibles en una vecindad urbana
+6,5	Estrellas débiles visibles al ojo humano
+12,6	Quasar más brillante
+30	Objetos más débiles observables con el Telescopio Espacial Hubble

Tabla 2, Escala de magnitudes aparentes de diversos objetos celestes

Fórmula para calcular la magnitud límite de un telescopio:

MLIMITE = 7,5 + 5 . Log A [cm]

Siendo 'A' la abertura del telescopio tomada en centímetros.

Hay que tener en cuenta que esta fórmula no toma en consideración las pérdidas de luz ocasionada por el telescopio, el tamaño de la pupila del observador ni la contaminación lumínica del cielo. A pesar de ello se puede tomar como una aproximación simplificada.

En buenos cielos rurales, a ojo desnudo y con una pupila del ojo de 6mm suelen ser visibles estrellas hasta magnitud 6,4.

Al actuar el telescopio como un embudo para captar fotones nos aumenta la magnitud límite, lógicamente cuanto mayor sea la abertura del telescopio más luz acumulará y podremos ver objetos más débiles (con mayor magnitud límite).

Abertura del telescopio     Magnitud             Ganancia de
expresada en milímetros            límite             magnitud límite
                                  
  80                                       11.3                     4.9
100                                       11.8                     5.4
120                                       12.2                        5.8
150                                      12.7                     6.3
200                                       13.3                     6.9
250                                       13.8                     7.4
300                                       14.2                     7.8

Tabla 3, magnitud límite según la abertura. (datos tomados de Astroshop)

Téngase en cuenta que la magnitud límite de los objetos no decrece de forma lineal, la respuesta del ojo es proporcional al logaritmo de la excitación causada por los fotones (ley psicofísica de Fechner) y John Herschel definió las magnitudes en el año 1.830 de tal forma que una estrella de magnitud 6 fuese 100 veces menos brillante que una de magnitud 1, pero una de magnitud 7 es 251 veces más débil y una de magnitud 8 es 631 veces más débil que una de magnitud 1.

Así no debemos pues dejarnos engañar por la aparente poca ganancia de magnitud que permite un telescopio mayor, el número es engañoso para el novicio y el aumento de luz captada y por ende de objetos que podemos ver sí es importante.

Magnitud   Brillo relativo
1                1
2                1/ 2.5
3                1/ 6.3
4                1/ 15.8
5                1/ 39.8
6                1/ 100
7                1/ 251.2
8               1/ 630.9
9                1/ 1584.8
10                1/ 3981
11                1/ 10000
12                1/ 25121.1
13                1/ 63104.3
14                1/ 158517.9
Tabla 4, Disminución de brillo al aumentar una magnitud.

Veamos que mientras de la magnitud 2 tan solo es 2.5 (en realidad 2.512) veces menos brillante que la magnitud 1 la magnitud 14 –que puede alcanzarse a ver con un telescopio de aficionado de 300mm- ya es 158.518 veces menos brillante. Por tanto, aunque normalmente este dato figura en el catálogo de las tiendas, el novel en estas artes hará mejor, a la hora de elegir telescopio, en fijarse en el aumento de captación de luz que en la magnitud límite alcanzable por el equipo.

Por el contrario cuando ya posea el equipo sí que es importante saber cual es la magnitud límite de su equipo para no buscar en el cielo objetos que aparecen en las cartas astronómicas con una magnitud límite superior a la de su equipo ya que no será capaz de encontrarlos.

Para más detalles sobre la magnitud véase:
 Magnitud Estelar: Aparente vs. Absoluta, Pársec y Año-Luz
y también: Calculadora Online para suma de Magnitudes Estelares

3º Poder resolutivo del telescopio.

Nos dice cual es el tamaño más pequeño que es capaz de diferenciar nuestro equipo bajo excelentes condiciones atmosféricas. A veces también se le llama “poder separador” ya que nos indica la mínima distancia a la que pueden encontrarse las dos estrellas componentes de una estrella doble para poder verlas “separadas” o “desdobladas”.

Suponiendo un telescopio de 80mm de abertura si observamos la Luna podemos distinguir una forma de aproximadamente 6.45 Km mientras que en el Sol el menor objeto que será capaz de distinguir será de 2.509 Km. En ambos casos el poder separador será el mismo, pero el Sol se encuentra más lejos y el mínimo tamaño resoluble será mayor.

Vemos pues que la medida de un objeto será difícil de extrapolar a otro si tomamos la medida en kilómetros, por esto se mide en segundos de arco.  Si consideramos que un círculo tiene 360º, cada grado tiene 60 minutos y cada minuto 60 segundos vemos que 360 x 60 x 60 = 1.296.000 Así pues un segundo de arco será una 1.296.000ava parte de la circunferencia.

Empíricamente se han tomado varios criterios para medir la capacidad  de resolver detalles pequeños, el más usado es el llamado límite de Dawes cuya fórmula es:

Poder resolutivo = 116.3 / A (mm)

Siendo A la abertura del telescopio tomada en milímetros (nótese que en la anterior fórmula de magnitud límite la abertura se tomaba en centímetros).

Abertura del telescopio              Límite de Dawes
expresada en milímetros   (medido en segundos de arco)
80                                               1.45
100                                               1.16
120                                               0.97
150                                               0.78
200                                               0.58
250                                               0.47
300                                               0.39
Tabla 5. Límite de Dawes según la abertura.

Al menos esto en teoría. Sin embargo en la práctica hay que tener en cuenta otros factores:

a) Contraste: en objetos muy luminosos y con gran contraste en ocasiones es posible superar este límite. (El contraste es la diferencia de tonalidad con la que se registra, percibe o reproduce un par de líneas, negra y blanca.  Cuando el contraste cae por debajo de cierto nivel dejamos de percibir detalle)
b) La atmósfera limita en la práctica debido a las turbulencias del aire.

Este efecto de la atmósfera se denomina seeing y podéis encontrar más información aquí:
atmósfera: transparencia, seeing, refracción, extinción reddening

Figura 1: Fotografía de la izquierda con poco contraste y la de la derecha con mayor contraste.

4º Cantidad máxima de aumentos capaz de conseguir.

Para observar a través de un telescopio hacen falta dos elementos: el telescopio y un ocular.

Los aumentos conseguidos mediante un telescopio dependen de la longitud focal del propio telescopio y de la longitud focal del ocular. Los aumentos obtenidos se calculan según la siguiente fórmula:

Aumentos = longitud focal del telescopio / longitud focal del ocular

Tomemos un ejemplo práctico, imaginemos que tenemos un telescopio con una longitud focal de 1.000mm y un ocular de 10mm.  En este caso:

Aumentos = 1.000/10 = 100x
(Los aumentos obtenidos suelen expresarse con un número seguido de una “x”)

De esta manera podemos calcular los aumentos obtenidos con cualquier combinación de telescopio y ocular.

Hay que destacar que en teoría seremos capaces de alcanzar cualquier cantidad de aumentos, por gigantesco que resulte el número, pero en la práctica hay dos parámetros que van a limitar los aumentos que nos resulten útiles: abertura y seeing.

Una forma aproximada y simple de calcular el máximo aumento que puede ofrecer un instrumento es tomar la abertura expresada en milímetros y multiplicarla por dos, así un telescopio con una abertura de 100mm es capaz de entregarnos 200x y uno de 150mm ofrecernos 300x. Algunos telescopios de muy alta calidad son capaces de superar estas cifras pero desgraciadamente su precio no hace que sean muy populares para la iniciación aunque sí muy apreciados por los expertos.

Si bien el “aumento máximo” que es capaz de ofrecernos nuestro equipo es el doble de su abertura expresada en milímetros eso no significa que veamos más detalles a partir de un determinado número de aumentos llamado “aumento resolvente”.

El aumento resolvente es igual a la abertura expresada en milímetros, a partir de esta cantidad de aumentos podemos ver las cosas más grandes pero no obtendremos más detalle.

Así pues aunque para un telescopio de 200mm de abertura el aumento máximo sea de 400x el aumento resolvente será de 200x, muy cerca del límite que nos impondrá la atmósfera la mayoría de las noches. De todas formas el ojo suele agradecer algo más de aumento, aunque no veamos más detalles nuestro ojo trabajará más relajado.

Anteriormente  hemos visto como la capacidad resolutiva teórica del telescopio en la práctica está limitada por la atmósfera. Aunque el telescopio sea capaz de ofrecer grandes aumentos por su abertura veríamos la imagen borrosa. La atmósfera normalmente no nos dejará pasar de 250x en la mayoría de lugares de observación aunque, si tal como hacen los telescopios profesionales, buscamos tener la menor cantidad de aire encima nuestro (montando el telescopio en lugares de gran altitud) y en días en que la atmósfera esté quieta podemos conseguir más aumentos sin que se deteriore la imagen.

Si queremos conseguir el aumento mínimo práctico, por ejemplo para observar una gran extensión del firmamento, también nos topamos con un límite práctico: la pupila del observador.

El conjunto telescopio y ocular va a proyectar un círculo luminoso que se llama “pupila de salida” y se obtiene por la siguiente fórmula:

Pupila de salida = focal del ocular en milímetros/relación focal del telescopio La relación focal del telescopio = longitud focal/abertura

La pupila humana joven acomodada a la oscuridad es capaz de dilatarse hasta unos 7mm y la anciana unos 5mm, existiendo gran variación individual.

Si la pupila de salida que ofrece nuestro equipo es mayor que la nuestra gran parte de la luz no entrará en nuestro ojo desaprovechándose.

Imaginemos que tenemos un telescopio de 200mm de abertura y 1.000mm de longitud focal, esto nos da una relación focal = 1000/200 = 5 y se expresa como f:5 ó f/5

Imaginemos un observador de mediana edad y supongamos que su pupila adaptada a la oscuridad se dilata hasta 6mm, sigamos suponiendo que posee el telescopio del ejemplo anterior a f:5. Si coloca en el telescopio un ocular de 30mm obtendrá una pupila de salida de 6mm (30/5=6) y 33x (1000/30=33.33). Así pues el aumento mínimo útil para este equipo será de 33x. A menores aumentos el cono de luz proyectado por el telescopio se perderá fuera de su ojo.

Ahora imaginemos otro telescopio con la misma longitud focal de 1.000mm pero con una abertura de tan solo 150mm, es decir un telescopio a f:6.66. En este caso con el mismo ocular de 30mm obtendríamos los mismos 33x que en el caso anterior, pero variará la pupila de salida que en este caso será de 30/6.6=4.54 lo que se encuentra por debajo de la capacidad de nuestro observador teórico. En esta segunda hipótesis para conseguir una pupila de salida de 6mm podríamos usar un ocular de 40mm (40/6.66=6) y los aumentos mínimos útiles serían 25x (1000/40=25)

Como en nuestro entorno raramente se consigue una acomodación total a la oscuridad debido a la contaminación lumínica, luces incidentes y a que nosotros mismos empleamos luces para ver nuestro equipo y cartas celestes (acostumbraos a usar luces rojas y de la menor intensidad posible para conseguir la mejor acomodación a la oscuridad) lo más sensato para un equipo de iniciación será buscar unos aumentos mínimos que se correspondan a una pupila de salida de unos 5mm si vamos a usar el equipo en lugares oscuros y 4mm para entornos urbanos o semiurbanos. Si observando por el telescopio de un compañero o con un ocular prestado vemos que podemos usar sin problemas pupilas de salida mayores siempre estaremos a tiempo de adquirir otro ocular que nos las pueda ofrecer.

En telescopios reflectores que poseen dos espejos, primario y secundario, una gran pupila de salida implica que la sombra del espejo secundario (el que está situado a la entrada del tubo) puede proyectarse en la parte central del ojo que precisamente es la que mayor detalle puede percibir.
ver: Telescopio y Aumento: máximo, mínimo, óptimo x Objeto Celeste
aumentos máximos según tipo óptico de telescopio, y aumentos REALES absolutos

5º Sensibilidad a la turbulencia atmosférica.

Anteriormente ya comentamos que la atmósfera limita en la práctica debido a las turbulencias del aire.

En muy buenos cielos puede alcanzarse 0,5” (las comillas significan segundos de arco)  pero en malos cielos como los de las ciudades a menudo la resolución está limitada a 1” e incluso a veces menos. Esto hace que difícilmente saquemos provecho a aberturas mayores de 200m en cuanto a aumentos, aunque pueden resultar muy útiles cuando lo que queremos es aprovechar la máxima captación de luz para la observación cielo profundo (abreviado CP).

Hagamos un inciso y expliquemos que “cielo profundo” es todo aquello que se encuentra fuera de nuestro sistema solar y “planetaria” lo que está dentro incluida la Luna.  

En general y simplificando un poco, para cielo CP, lo que nos interesa es poder de captación de luz para poder observar los objetos más débiles posible, mientras que para planetaria nos interesan más los aumentos para observar el máximo detalle que nos ofrezcan estos cuerpos celestes.

Por otra parte en la observación de CP suele ser más efectivo emplear menos aumentos que en planetaria y a menos aumentos los telescopios son menos sensibles a las turbulencias atmosféricas por lo que una gran abertura tampoco resulta un inconveniente.

Los grandes telescopios profesionales son capaces de salvar esta limitación que impone la atmósfera mediante sistemas de “óptica adaptativa” que por su elevado coste no están al alcance de los aficionados.

6º Límite de la imagen de difracción: Criterio de Rayleigh.

Lord Rayleigh encontró que si la onda defectuosa real producida por imperfecciones del objetivo, no se aparta de la onda esférica en más de 1/4 de longitud de onda de la luz, la imagen de difracción no sufre más que débiles alteraciones.

En lenguaje llano: si los pulidos de la óptica tienen una calidad de al menos ¼ de onda nos limitará la atmósfera en lugar del equipo. Para visual con un pulido de ¼ de onda ya nos sirve.

resolución: criterios Rayleigh, Dawes, Sparrow, y Magnitud límite

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[Entre los refractores:]

Y ahora veamos los principales tipos de telescopios para aficionados.

La forma más simple es clasificarlos en

tres grupos principales:

• 1º Refractores.
• 2º Reflectores.
• 3º Catadióptricos.

* click para bajar directamente a cada tipo.


Aunque describiremos numerosos tipos los más populares entre los aficionados y a los que debemos prestar especial interés -dado que aúnan prestaciones más que aceptables con un precio razonable- son para cada grupo:

Entre los refractores:

• -   Acromáticos.
• -   ED
• -   Apocromáticos.

Entre los reflectores:

• -   Los newtonianos

Entre los catadióptricos:

• -   Schmidt-Cassegrain.
• -   Schmidt-Newton.
• -   Maksutov-Cassegrain.
• -   Maksutov-Newton.

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[1º Telescopios refractores. (diseño óptico con lentes)]

1º Telescopios refractores. (diseño óptico con lentes)

Figura 2: esquema de un telescopio refractor. Fuente: https://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio_refractor

Es sin duda el tipo de telescopio que primero nos viene a la mente, un tubo largo con un objetivo situado en la parte frontal y un ocular en la parte trasera. Es el primer tipo de telescopio que se inventó y el usado por Galileo. Afortunadamente desde entonces se ha mejorado mucho en la construcción de telescopios refractores.

Los telescopios refractores aprovechan un fenómeno de la luz, del que toman su nombre, conocido como refracción. La refracción de la luz se produce al cambiar de un medio con una determinada densidad óptica a otro con densidad óptica distinta, por ejemplo cuando pasa del aire al agua.


Figura 3: refracción de la luz.

Aprovechando este fenómeno pueden diseñarse lentes ópticas



Figura 4: refracción de la luz en una lente óptica positiva en el esquema de la izquierda y negativa en el de la derecha.

Refractores de 1 lente simple.

Figura 5: descomposición de la luz al atravesar un prisma.

Figura 6: aberración cromática producida por refracción.

Los primeros telescopios refractores usaban como objetivo una lente positiva o convergente. Esto conlleva un problema, los distintos colores percibidos por el ojo humano corresponden a distintas longitudes de onda que se refractan de forma distinta lo que ocasiona que en una lente en forma de prisma la luz blanca se separe en sus componentes formando el típico arco iris.

Aunque en menor medida este efecto también se producía en los refractores con objetivo de una sola lente.

Como vemos en la figura 6 los tres principales colores –rojo, verde y azul- en un refractor con una sola lente hacen foco en puntos distintos, lo cual resulta sumamente molesto para el observador.

Al principio se intentó minimizar la aberración cromática construyendo refractores de gran longitud focal. Si bien las largas longitudes focales en los refractores reducen el cromatismo no es menos cierto que estos telescopios resultaban armatostes de grandes dimensiones y peso, caros y difíciles de manejar.


Figura 7: grabado de 1673 ilustrando el telescopio refractor de 8” de Johannes Hevelius. Para disminuir la aberración cromática tenía una longitud focal de 150 pies (unos 46 metros), vamos un “modesto” f:230

Refractor doblete acromático.

Figura 8: objetivo doblete acromático.

Mucho más tarde se ideó un sistema más práctico para reducir el cromatismo. Empleando dos lentes, en lugar de una sola, de materiales y geometría distintos se consigue un efecto muy similar.

El objetivo formado por dos lentes se llamó “doblete” y al reducir notablemente el cromatismo se le añadió el adjetivo de “acromático”, lo cual nos lleva a los dobletes acromáticos que aún podemos encontrar en modelos de iniciación y con relaciones focales más manejables.

Aunque los dobletes acromáticos permiten mantener el cromatismo reducido en focales más cortas que el telescopio con un objetivo simple hemos de tener en cuenta que comparten una característica: a mayor relación focal menos cromatismo.

Refractor doblete apocromático ED.

A pesar del rimbombante nombre de acromático el doblete clásico aún presenta un cierto grado de cromatismo observable a simple vista.

Empleando el mismo sistema de dos lentes pero usando para su construcción cristales ED (siglas de Extra-low Dispersión o Extra-baja Dispersión) se consigue llevar las tres longitudes de onda al mismo plano focal.

Con este tipo de objetivo a simple vista no se percibe cromatismo o este es mínimo y en absoluto molesto para la observación visual.



Figura 9: a la izquierda podemos ver el esquema de un doblete acromático con evidente cromatismo residual mientras que a la derecha encontramos el esquema de un doblete apocromático ED con muy pequeños restos de cromatismo.

La principal ventaja de este sistema de doblete ED es que permite manejar telescopios con relaciones focales bastante bajas, por lo tanto más cortos que los dobletes acromáticos, con gran calidad de imagen.

También hay que aclarar que no todos los aficionados consideran los dobletes ED como apocromáticos, la clasificación es bastante extensa pero en esta primera toma de contacto es conveniente simplificar algo.

Los cristales ED son muy caros y algunos fabricantes han optado por sustituir estos diseños por otros sin cristales ED pero con un número mayor de lentes, consiguiendo resultados mejores que con dobletes acromáticos pero sin llegar a la calidad de un ED. Por ejemplo la casa Vixen comercializa un modelo que llama Neo-Acromático de estas características.


Refractor triplete apocromático o super-apocromático.

Nombre     Fabricante   Número
del vidrio                    de Abbe

Fluorita*                      94.99
FPL-53          Ohara      94.93
S-FPL55        Ohara       94.66
OK-4             LZOS       92.10
FCD1             Hoya       81.61
FPL-51          Ohara      81.54
Para comprobar número de Abbe de cualquier cristal: https://refractiveindex.info/

Tabla 6: relación de vidrios más usuales en refractores apocromáticos.
* La fluorita (fluoruro de calcio o CaF2) es un vidrio extremadamente caro de fabricar, frágil y muy contaminante. El número de Abbe de la fluorita es muy semejante al del FPL-53, sin embargo los refractores de fluorita son muy apreciados por los aficionados y rodeados de un halo casi místico. Puede que su fama se deba a que tradicionalmente ha sido usado solo por los mejores fabricantes de telescopios y que el excelente rendimiento de estos equipos se deba, además del uso de la fluorita,  a un cuidado diseño óptico y a un cuidadoso pulido de las lentes.

El doblete acromático consigue llevar dos longitudes de onda al mismo plano focal, el doblete apocromático ED consigue llevar tres longitudes de onda (las visibles) pero cuando hemos de usar el telescopio para astrofotografía nos encontramos con que los sensores de las cámaras detectan longitudes de onda que no son visibles al ojo humano y que los dobletes ED no son capaces de llevar en su totalidad al mismo foco.

Esto llevó a diseñar refractores con tres lentes (los hay incluso con mayor número de lentes), también con cristales exóticos como los ED, que consiguen evitar el cromatismo no solo a simple vista si no también en astrofotografía.

Hay que tener en cuenta que no solo el número de lentes va a determinar que un refractor sea apocromático, existen tripletes que no alcanzan la calidad de algunos dobletes. El tipo de vidrio empleado en su construcción influye notablemente, los cristales con un número de Abbe mayor (para más información https://es.wikipedia.org/wiki/N%C3%BAmero_de_Abbe ) suelen ofrecer mayor calidad de imagen. A continuación una tabla con los vidrios más empleados:

También hay que tener en cuenta que además del cromatismo los refractores pueden sufrir otros tipos de aberraciones ópticas, en los super-apocromáticos estas aberraciones suelen estar muy bien corregidas, pero ya sabemos que la calidad se paga.

Ventajas e inconvenientes de los telescopios refractores.

Principales ventajas:

-   Al tener el tubo cerrado por ambos extremos no se forman en su interior corrientes de convección de aire que puedan distorsionar la imagen. Esto hace que pueda llegarse a los aumentos que permite el equipo con mayor facilidad y frecuencia que con otros tipos de telescopio.
-   No padece aberración de coma (más adelante veremos en que consiste).
-   Es muy difícil que se desalinee la óptica por lo que no precisa ser colimado.
-   Al no presentar obstrucción central ofrece imágenes más contrastadas
-   Sus lentes se deforman menos que los espejos de los reflectores sometidas a cambios de temperatura o presión mecánica.
-   Mucho menos sensibles a defectos de tallado de ópticas que otros tipos de telescopios.

Principales inconvenientes:

-   Aberración cromática en los acromáticos, que se torna imperceptible en los apocromáticos (mucho más caros).
-   Grandes y pesados para aberturas medias y grandes: difícil de transportar y exigen monturas robustas y caras.
-   Cuando hace frío el objetivo puede empañarse con cierta facilidad, podemos evitarlo mediante un parasol que la mayoría incorporan de serie.
-   Elevado precio por la abertura que ofrecen y si son de calidad aún más.

Más información aquí Tipos de Telescopio Refractor: Ópticas, tabla de cromatismo equivalente

Clasificación práctica de los refractores.

Totalmente desaconsejados:

› Refractores de lente simple: meros juguetes, no están indicados para la observación astronómica.

Iniciación básica:

› Acromáticos de focal corta:
Relación focal alrededor de f:6
Para bajos presupuestos pueden emplearse en la observación de grandes campos a bajos aumentos, a altos aumentos ya presentan cromatismo importante por lo que no son aconsejables para observación planetaria.

› Acromáticos de focal larga:
Relación focal de al menos f /10, pueden usarse por aficionados con bajo presupuesto.
A bajos y medios aumentos su cromatismo es muy moderado, a altos aumentos y con objetos brillantes, como algunos planetas, su cromatismo ya puede resultar molesto (depende de la tolerancia individual).

Buenos a precio moderado:

› Neo Acromáticos: ofrecidos por la marca comercial Vixen, lleva un corrector de campo tipo Petzval. El modelo de 120 mm tiene un rendimiento aceptable pero el de 140 mm presenta un cromatismo notable.

› Dobletes Apocromáticos de focal corta:
Relación focal f:6
Buen telescopio de gran campo hasta 80mm de apertura comportándose bien incluso en astrofotografía, para aberturas mayores es más recomendable una relación focal más elevada.

› Dobletes Apocromáticos de focal media:
Relación focal f /7 a f /9
Buen rendimiento en todos los campos.

Excelentes:

› Tripletes Apocromáticos de focal corta:
Relación focal  f /6
Rendimiento excelente, precio elevado. Muy adecuados para astrofotografía de gran campo, requieren monturas relativamente modestas.

› Tripletes Apocromáticos de focal media:
Relación focal a f /7 a f /8
Rendimiento magnífico tanto en observación visual como en astrofotografía, entran en la categoría de súper-apocromático (a excepción de algún “churro”, cuidado con las gangas, antes de invertir el dinero investigar un poco el modelo en concreto).

Notas:
-   En general mejor los que lleven cristal FPL-53
-   Los refractores suelen padecer curvatura de campo lo que representa un inconveniente para su uso fotográfico, este defecto puede ser corregido mediante un dispositivo aplanador de campo. Dentro de los aplanadores de campo hay algunos que se limitan a corregir la curvatura y otros que además actúan reduciendo la focal del telescopio permitiendo abarcar mayor campo: los reductor-aplanador. Los refractores aplanáticos tienen corregido este defecto mediante la adición de lentes accesorias dentro del tubo, son muy buenos pero también muy caros.

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[2º Telescopios reflectores tipo Newton. (diseño óptico con espejos)]

2º Telescopios reflectores tipo Newton.  (diseño óptico con espejos)

A fin de simplificar voy a dividir los telescopios reflectores en dos grupos arbitrarios; el tipo Newton y “el resto”.

Esta clasificación arbitraria se debe a que, de entre los reflectores, el tipo Newton es el más popular entre los aficionados. “El resto” de reflectores solo se mencionarán brevemente a título informativo ya que no suelen ser recomendables para iniciarse en esta afición.

Reflector tipo Newton.

Figura 10: Telescopio tipo newtoniano.

En realidad Isaac Newton intentó en primer lugar conseguir un telescopio refractor acromático, erróneamente llegó a la conclusión de que ello no era posible (link a *los telescopios*) , y exploró otra vertiente: el telescopio reflector.

El diseño del telescopio tipo Newton es bastante sencillo. La luz incide en un espejo primario cóncavo y de este se dirige a otro espejo secundario plano que la envía hacia el ocular como puede observarse en la figura 10.

En un principio se emplearon espejos con concavidad esférica, más fáciles de fabricar, que solo funcionan aceptablemente en relaciones focales muy largas, del orden de f:10.

Actualmente no resulta aceptable un telescopio con espejo primario esférico siendo preferibles los parabólicos más difíciles de tallar pero con mejores prestaciones.

La gran ventaja que presentan es que solo hay que tallar una superficie, la del espejo primario, si bien exige mayor precisión en el tallado que un refractor. Esto hace que resulten más económicos que otros tipos de telescopio y en consecuencia el preferido por numerosos aficionados: el telescopio newtoniano es el que nos ofrece más por cada euro que gastemos en él.

Criterio de Rayleigh de ¼ de onda:

Hay un criterio, el criterio de Rayleigh, que dice que cuando las imprecisiones en el frente de onda no superan 1/4 de la longitud de onda con la que se trabaja (el valor de referencia es de unos 560 nm, luz verde-amarillanta a la que el ojo es más sensible) la resolución del instrumento está limitada no por esas imprecisiones, sino la propia naturaliza física de la luz: tenemos un espejo limitado por difracción. Un espejo mejor no podrá separar dos detalles más próximos.

La inmensa mayoría de telescopios de aficionado tienen una calidad de pulido de espejo de ¼ de onda que resulta suficiente para la observación visual.

En ocasiones he leído comentarios de aficionados decepcionados tras haber cambiado un reflector económico chino por un europeo con pulido de 1/10 de onda, existía cambio apreciable pero no notable ni acorde a la diferencia de costo. Un aficionado experto sabrá apreciar la diferencia pero un novel difícilmente la valorará.

De todas formas hay que señalar que a parte del ¼ de onda del pulido hay otros defectos de construcción que pueden hacer que telescopios con una calidad de ¼ de onda o superior no ofrezcan buenas imágenes. Seguramente sería mucho mejor, para buscar ópticas de calidad, dejar en un segundo término el Criterio de  Rayleigh que solo mide las diferencias entre pico y valle del pulido del espejo por el Cociente de Strehl (también llamado Relación Strehl) que da una mejor idea de la calidad óptica del conjunto dato que no suelen ofrecer los fabricantes.

Ventajas e inconvenientes de los telescopios newtonianos.

Principales ventajas:

-   Ofrecen la mejor relación abertura/precio.
-   Permite relaciones focales muy cortas que permiten visualizar grandes extensiones del firmamento.
-   Carecen de aberración cromática.
-   Tubo bastante corto comparado con un refractor de la misma abertura y longitud focal.
-   No se empañan con la humedad, el propio tubo hace las funciones de parasol.

Principales inconvenientes:

-   Precisan cierto tiempo de aclimatación. Al tener el tubo abierto en su interior se generan turbulencias de aire: efecto chimenea. Se produce porque el aire en el interior del tubo se encuentra más caliente que en el exterior, creándose corrientes de aire caliente ascendentes que producen turbulencias que deterioran la imagen. Se soluciona dejándolo un tiempo en posición vertical sin la tapa protectora. En equipos grandes resulta aconsejable instalar (en algunos ya vienen de serie) ventiladores para ayudar a enfriar o “aclimatar” el espejo primario principal fuente de calor.
-   El espejo secundario de la parte anterior produce una obstrucción al paso de la luz que disminuye el contraste.
-   El espejo secundario ha de mantenerse sujeto mediante una cruceta (llamada “araña”) que origina difracción de la luz y una figura típica en forma de espicas en las estrellas.
-   No es raro que se desalinée la óptica, sobretodo si hemos de transportarlo aunque recentrar las ópticas (se llama “colimar”) es una tarea relativamente sencilla.
-   Aberración de coma. Si bien en la parte central las estrellas aparecen bien definidas a medida que nos acercamos a los bordes van adquiriendo una forma de coma. Es algo inherente a su diseño que se hace más exagerado con relaciones focales cortas (especialmente a f:4) y menos evidentes en relaciones focales largas. En el caso de que la coma resulte molesta hay un artilugio llamado “corrector de coma” que puede ser útil en visual y prácticamente imprescindible para astrofotografía.
-   A veces el ocular queda en posiciones incómodas, basta con aflojar las anillas de fijación y rotar el tubo hasta que vuelva a quedar en una posición cómoda para solventarlo.

“El resto” de reflectores.

Como ya he comentado son menos populares entre los aficionados y solo los comentaremos brevemente.  

Diseños Cassegrain:

- Cassegrain "clásico":
Espejo primario cóncavo parabólico y espejo secundario convexo hiperboloide difícil de tallar motivo por el cual siempre será más caro que un Newton.

Ofrecen gran longitud focal en un tubo muy compacto y fácil de transportar. La larga focal permite obtener grandes aumentos con oculares de potencia media.

Su relación focal es larga, normalmente mayor a f:10 lo que imposibilita abarcar grandes campos como los Newton, resulta más adecuado para planetaria.

Figura 11: reflector Cassegrain.
 

- Ritchey-Cretien.

Estos instrumentos fueron concebidos a principios del siglo XX con el fin de obtener un telescopio que proporcione imágenes con alto grado de corrección.

Están basados en el diseño Cassegrain pero aquí los dos espejos son hiperbólicos, de manera que:
- se elimina la mayor parte de la aberración en coma que tanto sufren los newtonianos
- aberración esférica casi inexistente
- campo focal casi plano
Esto hace que resulte un diseño muy adecuado para observar campos amplios y astrofotografía. Tanto es así que hoy día muchos de los telescopios profesionales poseen este tipo son RC's, por ejemplo el Gran Telescopio Canarias (https://www.gtc.iac.es/GTChome_es.php) es de este tipo.



Hasta hace poco, sólo marcas punteras como Officina Stellare o Alluna ofrecían estos instrumentos a precios prohibitivos para la inmensa mayoría de los aficionados. Sin embargo, la situación ha mejorado mucho desde que la marca taiwanesa GSO lanzó una línea de verdaderos RC's de diámetros que van desde los 15 cm (6") hasta los 30 cm (12"), cuyos precios son ya muy asequibles y la calidad es lo suficientemente buena como para considerar seriamente su adquisición (para más detalles, sugiero la lectura del siguiente artículo del banco de pruebas de Jesús R. Sánchez).: https://astronomico.enfoque-creativo.com/pruebas/GSO_RC8%20MAYO11.pdf

Al respecto cabe decir que hace años la marca Meade fue objeto de polémica cuando lanzó la línea de telescopios LX200R como si fuesen Ritchey-Chrétien, lo cual era falso, pues estos instrumentos son catadióptricos y su montaje se basa en el Schmidt-Cassegrain, al que se le ha modificado la placa correctora para corregir el coma. Los RC's son, como los Newton y los Cassegrain, reflectores puros con todas sus ventajas e inconvenientes.

A pesar de su alta corrección, no están exentos de defectos y si se usan sensores grandes, también es necesario un corrector de coma. Además, su diseño hace que el espejo secundario sea enorme y ello se traduce en una obstrucción central que ronda el 45%, muy superior a los SC's. Por tanto, no muy adecuados para la observación visual y planetaria a altos aumentos, aunque a bajos aumentos tienen un comportamiento aceptable. Pero tienen la ventaja de que los dos espejos están fijos y que el enfoque se hace de la misma manera que un refractor. Esto los convierte en unos instrumentos más fiables que los SC's para astrofotografía. También son bastante compactos, aunque su alta relación focal obliga a usar sensores grandes.

Ventajas:

• - Tubo bastante compacto, lo que los hace muy transportables.
• - Imágenes muy bien corregidas si no se emplean sensores grandes.
• - Espejos fijos, no hay problema de offset como en los SC's.
• - No es fácil que condense humedad en las ópticas.
• - Son reflectores puros, exentos de cromatismo.
• - Hay modelos ya muy asequibles y de buen diseño y calidad.
• - Focal elevada, adecuada para fotografiar galaxias, nebulosas planetarias y objetos pequeños en general.
• - Al ser un tubo abierto, se aclimatará con más rapidez que uno cerrado.

Inconvenientes:

• - Obstrucción del secundario enorme, muy superior a los SC's, lo que no los hace muy apropiados para observación visual o planetaria, especialmente a altos aumentos.
• - Tubo abierto, sufrirá de los mismos problemas que los Newton (turbulencias, polvo...).
• - Focal elevada, poco apta para observar grandes campos, aunque existen reductores de focal adecuados.
• - Más caros y pesados que los Newton a igualdad de diámetro.
• - Como los Newton, también se descoliman con cierta facilidad.

- Dall-Kirkham.

Espejo primario elíptico y secundario esférico. Más fácil de fabricar que un Cassegrain clásico a costa de relaciones focales largas.

Posee menos curvatura de campo que un Cassegrain clásico pero no corrige la coma fuera de eje por lo que requiere un corrector de coma para aplicaciones de gran campo.

A veces se le llama “el Ritchey-Cretien de los pobres”.

La casa Takahashi ofrece al aficionado con cierto poder adquisitivo el modelo Mewlon. Como todo lo Takahashi es muy bueno… ¡y muy caro!

- Anastigmático de tres espejos.

Su construcción mediante tres espejos curvos le permite reducir al mínimo las tres aberraciones principales: esférica, coma y astigmatismo. El diseño mediante tres espejos admite múltiples configuraciones, podeis ver algunas aquí https://www.telescope-optics.net/paul-baker_telescope.htm

El Telescopio espacial James Webb, aún no lanzado, emplea esta configuración. Web del JWT https://www.stsci.edu/jwst/ote/mirrors

- Telescopio con foco Nasmyth.

A un Cassegrain clásico le añadimos un tercer espejo plano entre el primario y el secundario que desvía la luz hacia un lado. Esto permite una posición de observación visual cómoda (el ocular no precisa moverse arriba y abajo con el telescopio) y también emplear instrumental muy pesado sin desequilibrar el equipo.


Figura 12 y 12b: reflector con foco Nasmyth


El espejo primario permite albergar un agujero central con foco Cassegrain clásico que puede usarse retirando el espejo terciario.

El Telescopio Subaru ubicado en Mauna Kea (Hawaii) de 8.2 metros de diámetro tiene un foco Nasmyth, también está previsto dotar de un foco Nasmyth al futuro Telescopio de Treinta Metros.

Una variante del foco Nasmyth es el foco coudé (acodado en francés), entrega la luz en un punto fijo que no se mueve con el telescopio. Da un campo de visión más estrecho que el foco Nasmyth y se emplea con instrumentos muy pesados que no requieran un gran campo de visión como los espectrógrafos profesionales.


Figura 13: Telescopio con foco coudé.
Fuente: https://historiadelaastronomia.wordpress.com/documentos/fabricacionba/


Diseño Gregory

Hoy en día obsoleto pero tiene el mérito histórico de ser el primer diseño existente de reflector aunque no pudo ser construido antes que el de Newton.

Puede considerarse el antecesor del Cassegrain
https://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio_gregoriano

Figura 14: Telescopio herscheliano.
Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Reflecting_telescope#Herschelian_telescope

Diseños fuera de eje: Herschel, Schiefspiegler y Yolo.

El diseño de Herschel busca evitar la necesidad de un espejo secundario dado que los materiales de la época tenían poca reflectividad.

Figura 15.b: Telescopio Schiefspiegler.

Los diseños Schiefspiegler y Yolo evitar la obstrucción producida por el espejo secundario.

El diseño produce aberraciones como coma y astigmatismo, sin embargo estas aberraciones se vuelven manejables con relaciones focales largas.

La mayoría de utilizan relaciones focales f :15 o mayores, lo que tiende a restringir la observación de utilidad a la luna y los planetas




Figura 15: Telescopio Schiefspiegler.
Fuente https://en.wikipedia.org/wiki/Schiefspiegler_telescope#Schiefspiegler




Figura 16: Telescopio Yolo.
Fuentes: https://www.schiefs.com/schiefs02e.html y https://bhs.broo.k12.wv.us/homepage/alumni/dstevick/yolo.htm

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[3º Telescopios catadióptricos.(diseño óptico con láminas, lentes y espejos)]

3º Telescopios catadióptricos.
(diseño óptico con láminas, lentes y espejos)

Figura 17: Cámara de Schmidt. La placa correctora está señalada como “lens”.    

Los telescopios catadióptricos combinan espejos curvos (catóptrica) con lentes (dióptrica).

Las lentes corrigen las aberraciones de los espejos que de esta forma pueden ser esféricos (mucho más fáciles de fabricar que los parabólicos).

Entre los aficionados los más usados suelen ser de placa correctora total (refiriéndose total a la apertura del telescopio ya que la placa va montada en la parte frontal) siendo diseños bastante modernos:

Primero un poco de historia. La primera placa correctora total fue la placa correctora de Schmidt, ésta es una lente asférica (una lente asférica es una lente cuya superficie perfiles no son porciones de una esfera o cilindro) que combinada con un espejo primario esférico corrige la aberración esférica producida por éste.

La combinación produce la Cámara de Schmidt que, si bien no es apropiada para la observación visual, en astrofotografía produce amplios campos de visión (especialmente útiles en la búsqueda de cometas, asteroides y novas) con aberraciones limitadas.

Soluciones parecidas aplican la cámara Schmidt-Väisälä, Baker-Schmidt, Baker-Nunn , Mersenne-Schmidt y las que más éxito han tenido entre los aficionados y de las que nos ocupamos a continuación: Schmidt-Newton y Schmidt-Cassegrain.

La placa correctora, al cerrar el conjunto, elimina también las turbulencias internas de los tubos abiertos y proporciona una base de montaje para el espejo secundario prescindiendo de la “araña” y las espicas provocadas por ella.


a) Schmidt-Newton

Como su nombre indica a un telescopio con diseño Newton le agregamos una placa correctora de Schmidt. Este diseño está libre de aberración esférica pero no de coma, aunque la coma es menor que en un telescopio newtoniano clásico.

Su diseño permite relaciones focales cortas, alrededor de f:4, lo que los hace adecuados para fotografía de grandes campos. Además su diseño más simple permite que sean más económicos que los Schmidt-Cassegrain.

Actualmente solo los fabrica la firma Meade.


Figura 18: a la izquierda trayectoria de la luz en un Schmidt-Newton y a la derecha un telescopio de este tipo de la firma Meade.

Ventajas e inconvenientes de los Schmidt-Newton:

Principales ventajas:
-   Muy luminoso (en términos fotográficos) por su relación focal f:4
-   Menor coma que un Newton de su misma relación focal (aproximadamente un 50% menor)
-   Al estar el tubo cerrado por ambos extremos no se crean turbulencias internas y dan imágenes más estables que los diseños de tubo abierto.

Principales inconvenientes:
-   En noches frías la lámina correctora tiene gran tendencia a empañarse con la humedad. Es fácilmente solventable con cintas calentadoras y en todo caso el parasol resulta casi imprescindible.
-   La lámina correctora también introduce cromatismo, aunque tan leve que difícilmente es perceptible.
-   La gran obstrucción central del secundario produce pérdida de contraste.
-   No es el más adecuado para la observación planetaria, detalles lunares y separación de estrellas dobles.
-   Muy sensible a la descolimación.
-   Margen de tolerancia muy estrecho en el enfoque.


b) Schmidt-Cassegrain SC / SCT

Si en el Schmidt-Newton añadíamos una placa correctora Schmidt a un Newton en este caso la añadimos a un Cassegrain. Los modelos Schmidt-Cassegrain más populares son los elaborados por los fabricantes Meade y Celestron.

Este diseño hace que obtengamos telescopios muy compactos para su apertura y en consecuencia muy fácilmente transportables, lo que los ha hecho enormemente populares entre los aficionados.

El peaje que hay que pagar en este diseño es su larga relación focal, que suele ser de f:10. Relaciones focales tan largas son incompatibles con la observación de campos anchos, pero resultan muy buenos en cielo profundo con campos más reducidos y también en planetaria.

A pesar de que la relación focal del equipo es f:10 ésta se consigue con la combinación de una relación focal del espejo primario de f:2 con una del espejo secundario de f:20. La excepción es el Celestron C-9,25 que tiene una relación focal de su espejo primario de f:2.3 y del secundario de f:23, el resultado es un campo más plano y un aspecto más alargado que su hermanos.

Otro peaje que hay que pagar para obtener un diseño tan compacto es una gran obstrucción central ya que el espejo secundario ha de ser inexorablemente grande.

Para obtener campos de visión más amplios en astrofotografía suelen emplearse reductores de focal que normalmente asocia la función de corrección aplanando el campo ligeramente curvado que ofrecen estos equipos. Con un reductor de focal “normal” podemos reducir la relación focal de f:10 a f: 6,3 con facilidad, tanto en los Meade como en los Celestron aunque lógicamente cada uno posee su reductor de focal específico.
Mención aparte merecen los Schmidt-Cassegrain Celestron modelo Hedge, en este caso el espejo secundario se puede desmontar y sustituir por el corrector HyperStar compuesto por varias lentes. Al eliminar el espejo secundario se elimina también su relación focal f:20 y queda solo la relación focal nativa del espejo primario a f:2. El sistema HyperStar es necesario para corregir las aberraciones que produciría una relación focal tan corta obteniendo campos muy amplios para fotografía (el sistema HyperStar no es apto para la observación visual).


http://optics.udjat.nl/SCT_off_axis_aberrations.htm

Ventajas e inconvenientes de los Schmidt-Cassegrain:

Como principales ventajas nos encontramos:
-   Muy compactos y por lo tanto fácilmente transportables con aberturas bastante grandes.
-   Al estar el tubo cerrado por ambos extremos no se crean turbulencias internas y dan imágenes más estables que los diseños de tubo abierto.
-   Gran cantidad de accesorios que les da mayor versatilidad, como el ya comentado reductor de focal que lo convierte en un telescopio todoterreno, siendo adecuado tanto para la observación planetaria y detalles lunares como para cielo profundo.

Como principales inconvenientes tenemos:
-   El enfoque se realiza mediante desplazamiento del espejo primario lo que provoca un ligero desplazamiento de la imagen debiendo recentrar el objeto que estábamos observando (se denomina offset que en inglés significa desplazamiento) y también varía la longitud total del sistema. El desplazamiento de la imagen es fácilmente solventable dejando el espejo primario fijo y realizando el enfoque mediante un enfocador tipo Crayford instalado en la parte posterior.  
-   Al variar la posición del telescopio el propio peso del espejo primario puede desplazarlo haciendo que pierda el foco. Los Meade llevan de serie la posibilidad de bloquear el espejo primario para que no se desplace mientras el telescopio cambia de posición al hacer seguimiento del objeto fotografiado, de los Celestron los modelos más sencillos no ofrecen esta posibilidad que solo está disponible en los Hedge.
-   En noches frías la lámina correctora tiene gran tendencia a empañarse con la humedad. Es fácilmente solventable con cintas calentadoras y en todo caso el parasol resulta casi imprescindible.
-   La lámina correctora también introduce cromatismo, aunque tan leve que difícilmente es perceptible.
-   La gran obstrucción central del secundario produce pérdida de contraste.


c) Maksutov-Cassegrain

Figura 19: Diagrama del recorrido de la luz en un telescopio Maksutov-Cassegrain.

La placa correctora de Schmidt al ser asférica es difícil de fabricar y numerosos científicos intentaron sustituirla por algún sistema menos complicado.

El óptico soviético Dmitri Dmítrievich Maksutov que no paraba de darle vueltas al asunto se le ocurrió la idea mientras viajaba un tren de refugiados rusos que huía de Leningrado ante el avance de las tropas alemanas en plena Segunda Guerra Mundial.

La idea consistía en sustituir la placa de Schmidt por un menisco negativo esférico mucho más fácil de fabricar. Dado que el espejo primario es también esférico la simetría de la óptica permitía corregir tanto la aberración esférica como la cromática.

En principio Maksutov diseñó su placa correctora para una cámara parecida a la de Schmidt pero los diseñadores no tardaron en probarla añadida a telescopios tipo Cassegrain y Newton.

En el diseño Maksutov-Cassegrain la relación focal es larga, a menudo f:15, pero con gran contraste lo que hace este diseño especialmente útil en observación y fotografía planetaria y separación de dobles. Sin embargo el menisco corrector se convierte rápidamente en grande, pesado y caro por lo que es raro que las aberturas superen los 200mm.

Ventajas e inconvenientes de los Maksutov-Cassegrain:

Como principales ventajas nos encontramos:
-   Equipo compacto de fácil transporte.
-   Al estar el tubo cerrado por ambos extremos no se crean turbulencias internas y dan imágenes más estables que los diseños de tubo abierto.
-   La aberración cromática producida por el menisco es equiparable a la de un refractor ED.
-   Da grandes resultados en observación y fotografía de planetas, detalles lunares y estrellas dobles.
-   No suelen descolimarse.
-   Gran contraste, equiparable en calidad óptica a un refractor tipo ED de una pulgada menos de diámetro pero mucho más económico, sobretodo en aberturas grandes.

Como principales inconvenientes tenemos:
- Dado que el menisco es grueso tarda bastante tiempo en aclimatarse.
- En noches frías la lámina correctora tiene gran tendencia a empañarse con la humedad. Es fácilmente solventable con cintas calentadoras y en todo caso el parasol resulta casi imprescindible.
- Relación focal larga que no los hace aptos para estudio de campos anchos.
- El menisco pesado y caro imposibilita grandes aperturas.

Existen tres variantes del Maksutov-Cassegrain: la Rumak , la Gregory y la de corrector sub-apertura.

En la variante Rumak también llamada Rutten-Maksutov el espejo secundario va montado de forma independiente en la parte posterior del menisco lo que permite variar su geometría. Con un espejo secundario esférico se consigue un campo plano mucho más amplio que los Maksutov tradicionales.

Figura 20: Diagrama del recorrido de la luz en un telescopio Rutten-Maksutov.
Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Maksutov_telescope

En la variante Gregory-Maksutov el espejo secundario está directamente aluminizado sobre el menisco corrector. Todas las superficies son esféricas y simplifica la construcción. El inconveniente es que para minimizar las aberraciones de las superficies esféricas han de tener relaciones focales tan altas como f:15 lo que los hace aptos para observación de planetas, detalles lunares, estrellas dobles y cúmulos globulares cerrados pero no para la observación de amplios campos.

Figura 21: Diagrama del recorrido de la luz en un telescopio Gregory-Maksutov.
Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Maksutov_telescope

La variante de corrector sub-apertura Maksutov-Cassegrain se verá más adelante con los demás correctores sub-apertura.


d) Maksutov-Newton

El menisco corrector de Maksutov puede añadirse a una configuración Newton clásica obteniendo una corrección de un cuarto de la coma presente en un Newton clásico y la mitad de la coma de un Schmidt-Newton.

La calidad y contraste de este diseño óptico se acerca bastante a la de los refractores de gama alta a un precio mucho menor.

Al igual que en el Maksutov-Cassegrain el uso de un menisco pesado y caro imposibilita grandes aperturas quedando estas normalmente limitadas a los 200mm.

Figura 22: Diagrama del recorrido de la luz en un telescopio Maksutov-Newton.
Fuente: https://www.telescope-optics.net/Mak-Newton.htm

Figura 23: Diferencias de corrección entre los diseños Maksutov-Newton y Schmidt-Newton.
Fuente: https://www.telescope-optics.net/Mak-Newton.htm

Ventajas e inconvenientes de los Maksutov-Newton:

Como principales ventajas nos encontramos:
- Tubo cerrado que impide las turbulencias internas.
- Presenta la obstrucción central más pequeña de todos los catadióptricos lo que permite que sea el que mayor contraste ofrece.
- Puede competir en calidad de imagen con refractores de altas prestaciones a un precio más económico.
- Presenta la menor relación focal de todos los Maksutov permitiendo la observación y astrofotografía de campos bastante anchos.

Entre sus principales inconvenientes encontramos:
-   Como todos los tubos cerrados el menisco tiene tendencia a empañarse con la humedad, la solución ya se ha apuntado anteriormente: parasol y cintas calentadoras.
-   El tubo es considerablemente más largo que un Maksutov convencional requiriendo monturas más pesadas y caras.
-   Por el propio peso del menisco éste no puede alcanzar grandes dimensiones.
-   Si la obstrucción central es pequeña el plano focal sobresale poco del exterior del tubo, si bien no es un problema para la observación visual puede serlo al usar cámaras digitales para astrofotografía.
-   Precisa mayor tiempo de aclimatación que un refractor.

e) Lurie-Houghton

La lámina de Schmidt se sustituye por dos lentes, una positiva y otra negativa, en la parte delantera del telescopio. Todas las superficies, tanto de espejos como de lentes, son esferoidales lo que facilita su construcción.

Las lentes son relativamente delgadas, aunque no tanto como la placa de Schmidt, por lo que con un buen recubrimiento antirreflectante la pérdida de luz es mínima.

El espejo secundario es comparable al de un Newton con la ventaja de que puede ser montado en una de las lentes correctoras eliminando así la difracción que produce la araña en los Newton.


Figura 24: A la izquierda esquema del telescopio Lurie-Houghton y a la derecha una imagen del mismo.
Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Lurie%E2%80%93Houghton_telescope

Como cada una de las lentes crea un grado de libertad para corregir aberraciones pueden corregirse la aberración esférica, la curvatura de campo y la coma. Además variando ligeramente la geometría de las lentes correctoras se pueden conseguir distintos grados de corrección que pueden resultar más adecuados para según que aplicaciones. Más información en https://www.telescope-optics.net/Houghton.htm

El diseño permite relaciones focales cortas, hasta del orden de f:3, con lo que es posible abarcar un gran campo.

f ) Houghton-Cassegrain

La misma idea de Houghton de dos lentes correctoras puede aplicarse al diseño Cassegrain aunque por su diseño ofrece menor corrección que el Schmidt-Cassegrain no pudiendo competir con él. https://www.telescope-optics.net/HCT_plano.htm

Más raros son los que emplean correctores sub-apertura:

g) Maksutov con corrector de sub-apertura

El propio Maksutov señaló en sus diseños que en lugar de utilizar un corrector de abertura total, un pequeño corrector sub-apertura podría ser colocado en el cono de luz convergente del espejo primario y conseguir el mismo efecto.

El diseño ahorra en la masa y "tiempo de enfriamiento" de un corrector de abertura completa. Tiene los inconvenientes de un tubo abierto, sin sellar y requiere un conjunto de cruceta para sostener el espejo secundario y corrector, lo que inevitablemente afecta la calidad de imagen a través de artefactos de difracción.

Asimismo, puesto que la luz pasa a través del corrector en dos ocasiones, el número de superficies involucradas se multiplica, por lo que es difícil lograr una buena corrección de la aberración.

Actualmente el fabricante de telescopios Vixen ofrece un modelo con este diseño denominado VMC (siglas de Vixen Maksutov Cassegrain) con precios al alcance de los aficionados.

Figura 25: Trayectoria de la luz en un diseño sub-apertura Maksutov-Cassegrain.
Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Maksutov_telescope#Maksutov_Newtonians

h) Argunov-Cassegrain.

Diseño muy nuevo, de 1972.

Todas las ópticas son esféricas , y la clásica Cassegrain espejo secundario se sustituye por un grupo corrector sub-apertura que consta de tres elementos separados por aire, dos lentes y un espejo de Mangin (el elemento más alejado del espejo primario).

El espejo de Mangin es un reflector de vidrio cóncavo con la superficie de plata en la parte posterior del cristal en el que las dos superficies tienen diferentes radios para corregir la aberración esférica del espejo.

Los sistemas Argunov solo emplean superficies esféricas en su diseño, sin embargo esta aparente ventaja queda empañada por la dificultad de su realización.

Figura 26: Trayectoria de la luz en un diseño sub-apertura Argunov-Cassegrain.
Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Argunov%E2%80%93Cassegrain_telescope

i) Klevtsov-Cassegrain

Al igual que el Argunov-Cassegrain se sustituye el espejo secundario por un grupo corrector, la diferencia es que mientras el Argunov emplea tres elementos el Klevtsov solo utiliza dos siendo extremadamente similar al Vixen VMC que podría considerarse una variación menor de este diseño de Klevtsov.

La empresa rusa TAL comercializa un telescopio basado en este diseño de Yury A. Klevtsov.


Figura 27: Trayectoria de la luz en un diseño sub-apertura Klevtsov-Cassegrain.
Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Klevtsov%E2%80%93Cassegrain_telescope

j) Dall-Kirkham corregido.

El Dall-Kirkham corregido emplea un espejo primario elíptico y secundario esférico como en el Dall-Kirkham convencional pero añadiendo delante del foco un grupo corrector formado por dos o tres lentes para mejorar la calidad de la imagen fuera de eje. El campo utilizable es mucho mejor que el telescopio Ritchey-Chrétien sin corrector.



Figura 27: Trayectoria de la luz en un diseño sub-apertura Dall-Kirkham corregido, nótese que el corrector se sitúa muy cerca del foco.
Fuente: https://www.quadibloc.com/science/opt0203.htm


Agradecimientos:
A Fran que ha desarrollado la parte de los Ritchey-Cretien.

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Esto me lo voy a leer con mucha calma. Felicidades por el trabajazo que nos has dejado (hasta tal punto que ya estoy dudando si pillar un ED120 o un MN190).

Si me permites una pequeña sugerencia, ampliaría un poco el apartado del Ritchey-Chrétien, ya que hay bastantes aficionados que los usan y ya se encuentran modelos (GSO) a precios asequibles. Sobre todo, hacer hincapié en el hecho que son muy buenos astrógrafos, pero poco adecuados para planetaria y visual dada la enorme obstrucción que tienen.

Completísimo, desde luego, se agradece tener un resumen tan exhaustivo de todos los tipos de telescopios que hay. Y la verdad, que hay varios diseños que ni los conocía. Y por supuesto, mi voto.

 

Fran

« Últ. modif.: Lun, 18 Ago 2014, 09:16 UTC por Fran »

Muchas gracias Fran por el comentario.

Los Ritchey-Chrétien de GSO ya los había visto en la tienda de TS y a precio parecido a los SC. Por lo visto el distribuidor americano "Astro-Tech" le pidió a GSO que se los fabricara y su distribuidor en Europa es TS que los comercializa bajo su propia marca. Sin embargo me parece que aún no están funcionando al 100%, por ejemplo algunos se diseñaron para cámaras de sensor pequeño y no aceptan cámaras con sensores grandes (están trabajando en un corrector aplanador de campo para que puedan usarse, pero aún está en fase de desarrollo). Tampoco se el resultado que dan, si son buenos o un churro. Los que si he visto de Officina-Stellare ya valen un pastón que pocos pueden pagar.

Pero vamos, que no he escrito más sobre el tema por mero desconocimiento. Si tienes la amabilidad de escribir lo que sabes de ellos lo adjunto al post encantado de la vida.

En cuanto al ED120 y MN190 pues a mi modo de ver son para condiciones totalmente distintas. Yo tengo un SW 120ED que pesa solo 5 kilitos, se monta en un plis plas y sin tomarse demasiado tiempo para aclimatarlo ya está rindiendo aceptablemente bien, vamos que es un grab-and-go (aunque ya en el límite). Mientras que con el MN190 ya hay que tomarse su tiempo para aclimatarlo, precisa montura más robusta y por tanto también cuesta más transportarla, colimarlo para que quede fino-fino ya cuesta bastante (si no recuerdo mal un compañero del foro con experiencia tuvo que enviarlo a que lo colimara un experto porque a él no acababa de quedarle fino del todo)... ya no es un grab and go. Eso si, si tubiera un observatorio fijo como el tuyo (envidia me das) sin duda tendría el MN en lugar del refractor.

Un saludo.

« Últ. modif.: Vie, 22 Ago 2014, 12:51 UTC por Iluro »

Coincido con Fran que es un trabajazo de lujo haber resumido de esta manera los diferentes tipos de telescopios junto con todo lo que hay que tener en cuenta.
La verdad, muy claro y ameno de leer.

De hecho, tengo en "pendientes" volvérmelo a releer con mas calma, ya que no le dedique el tiempo necesario ayer noche.

Miremos que no se pierdan estos POST TAN VALIOSOS. Ahí mi voto 5 estrellas!!

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Bien, aquí te dejo un escrito sobre lo que sé de los RC. No los he usado pero van por ahí los tiros. Bufot tiene un RC y quizás podría añadir o corregir algo.

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Bueno, creo que eso es todo

Fran

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Fantástico Fran 
ya está actualizado.

El único problema que le veo es que has subido las fotos desde tinypic y creo recordar que si no eres usuario de pago al cabo de cierto tiempo se borran.
Sería conveniente que guardaras una copia de seguridad y a poder ser incluir la fuente por aquello de dar al César lo que es del César. Por el mismo motivo he añadido una parte final de agradecimientos en la que te cito y a la que espero se unan otros compañeros con sus aportaciones

« Últ. modif.: Mar, 19 Ago 2014, 16:23 UTC por Iluro »

Gran trabajo. Y tú, ¿cuando duermes? 
  Hilo votado. 

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Hola Iluro,
todavía no había visto este hilo...  
Gran trabajo, muy completo y extremadamente útil tanto para novatos como para observadores más avanzados  
Enhorabuena!

« Últ. modif.: Lun, 20 Oct 2014, 23:57 UTC por deeper sky »

Una pasada el hilo Iluro, muy currado y explicativo. 
Yo lo llamaría, "pequeña enciclopedia de telescipios"

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Perdón por revivir este hilo, pero lo acabo de descubrir y me pareció muy interesante. Se que es meterme un poco donde no me llaman, pero creo que debería estar marcado como importante para que siempre esté visible al entrar en este subforo de Tubos, ya que es una guía excelente y es una pena que se "pierda" entre todo el histórico de preguntas

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Estaba buscando por internet información sobre las diferencias entre los Smith-Newton y los Makusov-Newton  y di con este hilo, excelente!!

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Iluro, muy bueno el hilo. Creo que se merece estar pinchado en la cabecera de este subforo.

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  increíble, sin duda voy a pasarme un tiempo volviendo una y otra vez a este hilo 
Si es que cuando ya tenia claro que habia 2 tipos de telescopios, vienes tu y lo complicas

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Sencillamente la biblia que todo aficionado a los telescopios deberia empollarse.
Felicito por el trabajo de recopilacion.

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Muy buen post, para conocer nuestros equipos y planificar la compra de uno nuevo, buen trabajo, mucha información, leyendo esto he intentado averiguar, lo de la onda para mi espejo si es 1/4 o cuanto, pero no he encontrado nada, el tubo es un Skywarcher 2000/1000 dualSpeed Black diamond, si tienes esa información me vendría bien saberlo.

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["The parabolic primary mirror is diffraction limited"]

(...) leyendo esto he intentado averiguar, lo de la onda para mi espejo si es 1/4 o cuanto, pero no he encontrado nada, el tubo es un Skywarcher 2000/1000 dualSpeed Black diamond, si tienes esa información me vendría bien saberlo.

En Astroshop especifican solo que el primario está limitado por la difracción "The parabolic primary mirror is diffraction limited" telescopio SW n-200-1000-explorer-bd-ota lo cual significa que como mínimo es de 1/4 de onda pero no especifica más.

El único SW que he visto que dan el dato es el Skywatcher Telescopio Dobson N 254/1200 Pyrex Skyliner Classic DOB que asegura una corrección de al menos 1/8 "cumple fácilmente los requerimientos conocidos de Lambda/8 con respecto a la precisión" skywatcher-telescopio-dobson-n-254-1200-pyrex-skyliner

SW no suele indicar este dato, pero tampoco es el único dato importante ya que hay más factores que influyen en la calidad óptica, si tienen un buen  lambda pero en otros aspectos son un churro tampoco darán buena imagen. Lo más completo para saber la calidad es el ratio Strehl https://es.wikipedia.org/wiki/Cociente_de_Strehl pero eso no lo suministra casi ninguna marca.

Mírate esto https://www.whichtelescope.com/benchmarks.htm aunque lo tengas que traducir automáticamente. Vale la pena porque además de explicar el pico/valle, el RMS y el Strehl ratio nos cuenta algunos trucos de ilusionista que emplean los fabricantes para hacernos creer que los equipos son mejores, por ejemplo este párrafo:

Otro ejemplo de publicidad engañosa es cuando ve un telescopio newtoniano publicitado como "precisión de superficie de 1/8 de onda". La mayoría de la gente pensaría que la descripción es mejor que la "precisión de frente de onda de 1/4 de onda", pero de hecho las dos descripciones son las mismas. Además, el término "precisión de superficie de onda 1/8" se refiere obviamente al espejo principal solamente. Como hemos visto, la precisión del sistema completo del telescopio será mucho menor.

De todas formas SW suele hacer cosas buenas, no premium pero si buenas.

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Gracias compañero.

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HOLA. Muchas gracias a Ilurio por esta informacion y tambien por el hilo de oculares. Al aficionado profano le es de mucha utilidad.
Antes de comprar mi primer telescopio, he indagado mucho, y estas informaciones son las mejores que he encontrado.

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hilo fijado ! ...  (vamos a ponerlo en referencia cruzada con otros)


Si
son DOS parámetros, ... la calidad de pulido de superficie ( condición Necesaria pero No Suficiente)  y luego la precisión de seguir La FORMA a un paraboloide.

y es obvio que el secundario, tiene que incluso superar esos ratios,  en principio un pulido plano es mas sencillo.


En realidad, debería ponerse de moda un boletín de control sobre los buenos espejos.

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recuperadas casi todas las imágenes perdidas,  añadidas etiquetas semánticas h

falta algunas cositas, que ya no consigo encontrar

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Acabo de descubrir este tema gracias a tu comentario reciente y, aunque estas semanas había leído mucho sobre estos aspectos teóricos para iniciarme en la astronomía, vuestro hilo me parece excepcional.
Las explicaciones y las imágenes son buenísimas y muy completas, y es obvio que tiene mucho curro!

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Esto puede ser de interés para el hilo:

Análisis Óptico de tipos de Telescopios y sus 'spot diagrams'

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Esto puede ser de interés para el hilo:

Es de gran interés. Éste ensayo del Sr. Genebriera se ha convertido en un pequeño clásico de referencia sobre las características técnicas de los diferentes tipos de ópticas. No obstante, creo que deberíamos tomar los resultados como algo orientativo, no como algo inamovible. Partimos de tubos concretos virtuales (optimizados, según el criterio del autor) sometidos a un software de simulación, no hay mediciones experimentales reales. Extrapolar estos resultados a todo un diseño óptico, con la gran cantidad de variables que pueden intervenir en sistemas reales que se concretan en tubos reales, creo que es demasiado arriesgado. Por otra parte, cuando menos en términos de resolución, los tubos refractores estarían infravalorados. El posicionamiento tan relativamente bajo que obtiene el tubo APO o incluso el doblete acromático, teniendo en cuenta que muchísimos observadores prefieren sacrificar abertura en la apuesta por la calidad de imagen, la puntualidad y el contraste, sobre todo cuando hablamos de observación planetaria o de sistemas estelares múltiples, pues quizá se tendría que explicar mejor... Si únicamente nos fijamos en el resumen de los diagramas finales, ¿quién querría comprarse un doblete o hasta un APO o un carísimo doblete de fluorita, considerados entre los mejores diseños ópticos del mundo (cuando se trata de fabricantes de garantías, como Takahashi, Astro-Physics, etc., o incluso el popular y excelente ED100 de SW)?

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bueno,
estuve todo el día y acabo ya
he terminado de remodelar éste hilo, para más legibilidad, recuperar imágenes perdidas de tinypic y wikipedia,  controlar los "descuadres", ..  y creo que vuelve a lucir muy bien.

Yo creo, que este artículo de Iluro, se merece no solo la maxima puntuación, que Ya la tiene,  sinó que se COMPARTA en redes como una referencia "rápida" de consulta !

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Esto es una joya,
gracias.

Un saludo.

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