Uso del telescopio por un aficionado.
La mayoría de los profanos en la materia creen que con cualquier telescopio pueden contemplar el universo tal como lo verían en una enciclopedia. Así, si observan la típica fotografía de la nebulosa de Andrómeda y después se acerca a un telescopio de aficionado, posiblemente se lleven una gran decepción cuando contemple una débil mancha dando más la impresión de que está empañado el objetivo que viendo una galaxia con cientos de miles de millones de estrellas.
Quien tiene experiencia en la observación astronómica, aunque sea con unos simples prismáticos, podrá dar significado a esa imagen llenándola de contenido y de asombro por el inmenso universo.
A continuación añadimos unos consejos extraídos de la web El telescopio de aficionado, donde se pretende ayudar a quien se inicie en la observación astronómica para que comprenda lo esencial de la misma y le permita ir más allá de la observación de los cuerpos celestes comunes. Además, aclara algunas ideas, e identificará algunos problemas.
INDICE:
1 Sistema de coordenadas celestes.
2 Alineación con la Polar.
3 Localización de un objeto celeste.
4 Ejemplo practico.
El sistema de coordenadas celestes.
El sistema de coordenadas celestes es una proyección imaginaria del sistema de coordenadas geográficas de la Tierra en la esfera celeste. Esta malla se completa con el ecuador, latitudes, longitudes y polos.
La Tierra está en constante movimiento ya que gira sobre su eje. Realmente el sistema de coordenadas celestes está siendo desplazado lentamente respecto a las estrellas. Este efecto se denomina precesión y está causado por las influencias gravitacionales provocadas por el Sol, la Luna y otros cuerpos celestes.
El ecuador celeste es un círculo de 360º que divide la esfera celeste en dos hemisferios, norte y sur. Al igual que el Ecuador de la Tierra, el Ecuador celeste es el primer paralelo de latitud y se designa como 0º.
Los paralelos celestes de latitud se denominan "coordenadas de declinación (DEC)", y al igual que las latitudes de la Tierra se nombran por su distancia angular al ecuador. Estas distancias se miden en grados, minutos y segundos de arco. Cada grado tiene 60 minutos de arco y cada minuto de arco tiene 60 segundos de arco. Las declinaciones al norte del ecuador son "+" y aquellas al sur del ecuador son "-". El polo norte está a "+90º" y el sur a "-90º".
Los meridianos celestes de longitud se denominan "coordenadas de ascensión recta (A. R.), y al igual que los de la Tierra se extienden de polo a polo. Existen 24 coordenadas principales de A.R., distribuidas alrededor de los 360º del ecuador y separadas cada 15º.
Igual que las longitudes de la Tierra, las coordenadas de A. R. son una medida de tiempo, así como de distancia angular. Por eso decimos que los meridianos principales de longitud de la Tierra están separados una hora de tiempo porque la Tierra gira una vez cada 24 horas (una hora = 15º). El mismo principio se aplica a las longitudes celestes ya que la esfera celeste parece girar una vez cada 24 horas. Las horas de A. R. están, a su vez, divididas en minutos de arco y segundos de arco, teniendo cada hora 60 minutos de arco y cada minuto 60 segundos de arco.
Los astrónomos prefieren la designación de tiempo para las coordenadas de A. R. aún cuando las coordenadas definen posiciones en la esfera celeste, porque esto facilita la determinación de la distancia a la cual estará antes de que una estrella cruce una línea determinada norte-sur en el cielo. Por ello, las coordenadas de A. R. están marcadas en unidades de tiempo en dirección este desde un punto arbitrario en el ecuador celeste en la constelación de Piscis. La primera coordenada A. R. que pasa a través de este punto está designada como "0 horas 0 minutos 0 segundos". Este punto de referencia donde se cruza con el ecuador celeste se denomina equinocio vernal. Todas las demás coordenadas están determinadas por el número de horas, minutos y segundos que quedan retrasadas respecto a esta coordenada después de haber pasado por encima nuestro en dirección oeste.
Dado un sistema de coordenadas, ahora es posible localizar objetos celestes haciendo coincidir sus coordenadas con los círculos de posición del telescopio. Así se explica la utilidad de los círculos de posición de las monturas ecuatoriales a la hora de localizar objetos por coordenadas.
Alineación polar.
La alineación polar es el proceso mediante el cual el eje de rotación del telescopio es alineado (es paralelo) con el eje de rotación de la Tierra. Una vez alineado el instrumento, y en combinación con un motor de seguimiento, será posible seguir objetos celestes a medida que se desplazan por el cielo. El resultado es que los objetos observados con el telescopio parecerán estacionarios, es decir, no se moverán del campo de visión. Si el telescopio no dispone de motor de seguimiento, los objetos desaparecerán del campo de visión tanto más rápido cuanto más aumentos se tenga.
Este movimiento está causado por la rotación de la Tierra. Incluso si no se emplea un motor de arrastre, es aconsejable realizar la alineación polar ya que con ello reduciremos el número de correcciones necesarias para el seguimiento de un objeto, limitándolas a un solo eje, el de A. R. Existen diversos métodos de alineación polar, todos ellos se basan en un principio similar, aunque se ejecutan con ligeras diferencias.
Para cada hemisferio, hay un punto en el cielo alrededor del cual todas las demás estrellas parecen girar, estos puntos se denominan polos celestes y están determinados por el hemisferio en el que se encuentran.
Por ejemplo, en el hemisferio norte todas las estrellas se mueven alrededor del polo norte celeste. Cuando el eje polar del telescopio apunta al polo celeste, podemos decir que es paralelo al eje de rotación de la Tierra.
Algunos de los métodos de alineación requieren que se sepa localizar el polo celeste mediante la identificación de estrellas en el área de observación. Para aquellos observadores situados en el hemisferio norte, la localización del polo celeste es relativamente sencilla. Afortunadamente, hay una estrella visible a simple vista situada a menos de un grado de dicho polo y que en los próximos años aún se acercará más a dicho polo celeste. Esta estrella, denominada Polar, es la última del brazo del carro de la Osa Menor. Debido a que la Osa Menor no es una de las constelaciones más brillantes del cielo, su localización puede resultar difícil, especialmente dese áreas urbanas. En este caso, emplee las dos últimas estrellas del carro de la Osa Mayor. Trace una línea imaginaria prolongando unas cinco veces la distancia entre estas estrellas hacia la Osa Menor. Esta línea apuntará a la Polar. La posición de la Osa Mayor cambiará durante el año y en el transcurso de la noche. Cuando resulte difícil localizar la Osa Mayor, especialmente en su posición más baja, utilice Cassiopea. Si no, emplee una brújula que señale al norte y aproximadamente a media altura entre el cenit (punto de la esfera celeste correspondiente al extremo superior de la vertical que pasa por el lugar donde nos encontramos) y el horizonte encontrará un estrella solitaria que destaca sobre las demás del lugar, sobre todo en áreas urbanas.
Para la localización de estrellas, nebulosas, etc., es necesario una buena alineación polar, para ello se deber seguir los siguientes pasos:
1. El eje de A. R. debe apuntar al Polo Norte.
2. La montura ecuatorial debe estar perfectamente nivelada. El cabezal del trípode que sostiene el telescopio debe llevar un nivel con el cual se conseguirá la nivelación.
3. Ajuste la latitud de la montura con relación a la latitud del lugar de observación. Para ello utilice el mando de ajuste de latitud (10) y la escala de la montura ecuatorial (9).
4. Afloje la palanca de DEC (14) y mueva el tubo del telescopio hasta que quede paralelo con el eje polar de la montura (eje de A.R.). Una vez conseguido esto, el círculo de posición de declinación (5) deberá marcar "+90º".
5. Mediante los mandos de ajuste de latitud (10) y acimut de la montura (12), mueva la montura hasta que la Polar esté en el campo de visión del buscador (3).
6. Termine de centrar la Polar en el campo de visión del telescopio con los mandos de altitud y acimut. Recuerde no mover el telescopio en A. R. o DEC.
En este momento, estaremos cerca del polo pero posiblemente no justo en él. Para mejorar la precisión de la alineación, sobre todo a la hora de efectuar fotografías, se puede colocar un Buscador de la Polar que se acopla en el eje polar de la montura. Si no lo tienes tal vez tengas que hacer varias alineaciones hasta conseguir la que más se acerque a la buena. Fotografía.
Localización de un objeto celeste
Localizar un objeto celeste que es visible su posición a simple vista es fácil: dirigimos el telescopio hacia esa posición, miramos a través del buscador, lo localizamos, lo centramos y ya podemos mirar por el ocular y el objeto se encontrará en el campo de visión. De esta forma podemos ver objetos brillantes y conocidos como son la nebulosa de Orión, los planetas Júpiter, Saturno, Marte y Venus, las Pléyades, etc.
Se podría pensar que para ver estos objetos no sería necesario una montura ecuatorial, pero si lo es, ya que la montura ecuatorial juega a su favor el factor tiempo, y con un motor de seguimiento o correcciones en el eje de A. R., el objeto nunca se saldrá de nuestro campo de visión, hecho que no ocurre si la montura es acimutal.
Afortunadamente, la montura ecuatorial nos permite, no sólo seguir un objeto celeste de manera cómoda sino encontrar otros objetos no visibles a simple vista, extendiendo el campo de actuación de nuestro telescopio de aficionado.
Para la localización de un objeto de magnitud superior a 5, (en áreas urbanas es la magnitud límite con suerte), se necesita:
1. Alinear lo mejor posible el telescopio con la Polar tal como se ha explicado anteriormente.
2. Conocer la posición del objeto buscado en coordenadas celestes de A.R. y DEC.
3. Conocer la posición de un objeto conocido, estrella o planeta fácilmente localizable.
4. Se alinea el telescopio con el objeto conocido quedando la declinación en su posición correcta, hecho que ocurrirá si el telescopio está correctamente alineado con la Polar.
5. Se restan las coordenadas de A. R. del objeto buscado con las coordenadas de A. R. del objeto conocido.
6. El resultado de esta diferencia se traslada al círculo de A. R. del telescopio que debe encontrarse alineado con el objeto conocido, de tal modo que si la A. R. del objeto buscado es mayor que la A. R. del objeto conocido, en el círculo de A.R. debe aparecer dicha diferencia y mover el telescopio en A. R. hasta que señale 0 horas.
Pero si la A. R. del objeto buscado es menor que la A. R. del objeto conocido entonces se coloca en 0 horas cuando esté alineado con el objeto conocido y se mueve hasta que la A. R. señale esa diferencia obtenida sobre el círculo de A. R.
7. Cuando se mueva el telescopio en declinación para que esta tenga la declinación del objeto celeste buscado y miremos por el buscador, debe aparecer en el campo del buscador el objeto celeste buscado. Si este objeto es demasiado pequeño o/y débil, tendría que ser observado a través del ocular siempre el de menor potencia que tengamos, ya que los círculos de A. R. y DEC. No son lo suficientemente exactos como para que confiemos que acertemos a la primera, además es muy difícil una alineación con la Polar perfecta, por lo que es casi seguro que tendremos que hacer un pequeño barrido de la zona localizada para encontrar el objeto celeste.
8. Por último es aconsejable hacer una serie de ensayos con varios objetos conocidos para saber si tenemos correctamente alineado el telescopio antes de acometer una búsqueda de un objeto celeste cuya posición exacta desconozcamos.
2 El poder de separación de un telescopio.
2.1 Diámetro de las estrellas.
2.2 Estrellas dobles.
2.3 Magnitud límites de los telescopios.
Diámetro de la estrellas.
Midiendo los soles que brillan en las profundidades de los cielos y observándolos con un telescopio, por muy grande y potente que pueda ser, hasta una supergigante con un diámetro equivalente a mil soles se nos aparece como un simple puntito luminoso. Incluso se puede afirmar, y esto quizás asombre, que cuanto mayor sea el objetivo del telescopio más pequeña y puntiforme resultará la imagen. Una estrella del tamaño del Sol que se encuentre a 20 años-luz (a.l.) de distancia se nos aparecerá como una naranja que se encuentre a 10.000 km. El diámetro aparente resultaría valer poco más de una milésima de segundo de arco (0,001"). (Un telescopio de aficionado sería capaz de distinguir de media entre 0,5 y 2 segundos de arco).
La más cercana a nosotros de las enormes supergigantes rojas, Antares, que se encuentra a 400 a.l. de distancia y tiene un diámetro equivalente a 400 diámetros solares, se nos aparece con un diámetro angular que mide apenas 3/100 de segundo de arco: la naranja vista a una distancia de 500 km. Podría pensarse en forzar el aumento del telescopio utilizando lentes más potentes hasta conseguir ver la estrella con sus dimensiones reales: pero sería físicamente imposible conseguirlo.
La razón de esto reside en el siguiente hecho: el telescopio no nos da una imagen puntiforme de la estrella, sino que nos la presenta prácticamente como un disco, un disco pequeñísimo que no tiene nada que ver con el disco estelar aparente, siendo sólo un efecto instrumental. Por eso se denomina «disco espurio de Airy».
Dicho disco de Airy tiene un diámetro inversamente proporcional al diámetro del objetivo: cuanto mayor sea el objetivo más pequeño será el disco. Por ejemplo, con un telescopio de 14 cm de diámetro veremos un disco de Airy de 1" de radio. Este valor nos demuestra que el disco mostrado en el instrumento es bastante más grande que el disco aparente de la estrella. Incluso en los rarísimos casos de supergigantes que se encuentran a pocos centenares de años-luz de distancia, como Antares, el disco aparente mide pocas centésimas de segundo de arco, un valor muy inferior al del disco espurio.
Por esta razón, es inútil cambiar la lente y forzar el aumento del aparato: la lente únicamente agranda la imagen dada por el objetivo,y una lente más potente únicamente serviría para mostrarnos un disco espurio más grande.
Estas consideraciones también resultan válidas para las estrellas dobles. Para distinguir las dos componentes el radio del disco espurio de Airy tiene que ser más pequeño que la distancia angular que las separa. Por eso una pareja entre la que medie una distancia de 1" tendrá que ser observada por un telescopio de 140 mm de diámetro como mínimo.
Por si fuera poco este límite físico impuesto por el objetivo, hay que añadir el centelleo característico de las estrellas debido a la turbulencia del aire, que a través del telescopio aparece como una continua agitación de la imagen, que consiguientemente aumenta respecto al disco espurio de Airy.
También hay que añadir que el efecto del disco espurio de Airy contribuye a que resulte difícil distinguir entre una estrella y un planeta como Urano o Neptuno ya que estos tienen un diámetro aparente de pocos segundos de arco (aproximadamente 4" y 2" respectivamente) por lo que se necesitan aumentos grandes para apreciar su disco pero como se ha visto esto contribuye a aumentar el efecto del disco de Airy y por tanto a confundirse con una estrella.
Como hemos comentado, la imagen de una estrella observada a través de un buen telescopio es sólo un punto. En todos los casos, sobre el foco de la lente o del espejo se produce un disco luminoso, llamado «disco de Airy», que está rodeado por algunos anillos cuya luminosidad va decreciendo de dentro hacia afuera. La figura la provoca la difracción, es decir, un fenómeno bastante complicado debido a la naturaleza ondulatoria de la luz. Las leyes del movimiento ondulatorio demuestran que cuanto mayor es el diámetro del objetivo del telescopio es menor la imagen de la estrella y, por lo tanto el disquito de Airy y sus anillos. Todo esto es muy importante en los instrumentos ópticos debido a que el fenómeno caracteriza el poder de resolución o de separación del instrumento.
Esta característica depende, desde el punto de vista físico, únicamente del diámetro del objetivo, no del ocular ni de la otras lentes interpuestas. En los telescopios, generalmente, la figura de difracción no se puede apreciar con facilidad debido a la turbulencia o a otros defectos y la estrella aparece como un disquito cuyo diámetro no tiene nada que ver con el que debería tener.
Pero, ¿qué ocurre con nuestro telescopio de aficionado?. Consideremos una estrella doble no muy luminosa, de tercera o cuarta magnitud, formada por dos astros, ambos con el mismo esplendor. Supongamos que la distancia aparente entre los dos astros sea de dos segundos de arco. Si se observa la pareja con un pequeño catalejo, por ejemplo de 25 mm de objetivo, de óptima factura, no se conseguirá ver las dos estrellas separadas. En el ocular, sea cual sea el aumento, siempre se verá un sólo disco de difracción bastante grueso y con todos sus anillos, como sucede para todas las otras estrellas. Las imágenes de las dos estrellas se confunden entre sí, debido al pequeño diámetro del objetivo y los disquitos de Airy, al tener un diámetro angular mayor que la separación entre las dos, se confunden en uno solo. Si, por el contrario, se observa la misma pareja con un catalejo un poco mayor, por ejemplo con uno de 50 mm, se podrá advertir, con el mismo aumento que en el caso anterior, que el disquito de difracción es ahora más pequeño y tiene una forma levemente oblonga, como si estuviera formado por dos discos que se solaparan el uno con el otro. Apuntando el mismo objeto con un telescopio de 150 mm y utilizando los mismos aumentos se podrán distinguir muy bien los dos pequeños, aunque luminosos, disquitos, ahora casi puntiformes, que representan los dos astros de la pareja; con este instrumento aparecen netamente separados.
Por lo tanto, la capacidad de ver separadas las dos estrellas es mayor en el telescopio con el objetivo más grande, que en los otros. El límite de la resolución, es decir, el poder separador de un telescopio viene expresado en segundos de arco y es la mitad del valor del diámetro aparente del disquito de Airy; éste como se ha visto, es el mismo para todas las estrellas que se ven con el mismo instrumento.
Un dato importante es que cuanto mayor es el diámetro del objetivo la magnitud límite visual también es mayor como recoge la siguiente tabla:
|
Diámetro |
Poder de resolución teórico |
Separación media en segundos de arco |
Magnitudes límite |
|
2,5 |
4,8" |
8" |
8,8 |
|
5 |
2,4" |
4" |
10,3 |
|
10 |
1,2" |
2,4" |
11,8 |
|
15 |
0,8" |
1,3" |
12,7 |
|
20 |
0,6" |
1,0" |
13,3 |
|
25 |
0,5" |
0,8" |
13,8 |
|
30 |
0,4" |
0,7" |
14,2 |
Veamos un ejemplo que interprete esta tabla: un telescopio de 102 mm, como se puede leer en la siguiente tabla o bien calcularlo como vimos antes, tiene un poder de separación de 1,2"; esto significa que una pareja formada por dos estrellas igualmente brillantes y separadas entre sí 1,2" producirá, a través de este telescopio, dos disquitos de difracción que se solaparán entre sí de tal forma que el centro de uno de ellos estará situado sobre la periferia del otro. En suma, el observador podrá contemplar la pareja como si fuese un pequeño ocho tumbado.
La segunda columna representa el poder de separación teórico, es decir, el que se puede alcanzar sólo en condiciones perfectas; la separación media, es decir, la que se puede conseguir una noche normal y sin mucho trabajo, la proporciona la tercera columna.
La última columna son las magnitudes de las estrellas más débiles que se pueden percibir con los distintos telescopios; también en este caso hay que tener encuentra que los valores incluidos tienen solamente valor indicativo porque todo depende de las partes ópticas, de la transparencia del cielo y del ojo del observador.
Para tener una buena idea de la magnitud que podemos alcanzar una noche determinada en un lugar determinado podemos recurrir a la observación de las estrellas que rodean a la estrella Polar consultando algún plano que al menos llegue hasta la magnitud 13.
3 Oculares
3.1 Introduccion. Campo aparente y real
3.2 Escala de potencias. Limite teórico de ampliación
3.3 Uso de los oculares. Pupila de salida
3.4 Oculares para los invitados
INTRODUCCIÓN.
Los oculares son elementos importantísimos para la obtención de imágenes de calidad. Por lo general, se da mucha menos importancia a los oculares de la que realmente tienen. Además, existe una gama muy amplia de marcas, modelos y tamaños, que permiten al aficionado aumentar su colección de oculares para conseguir mejores rendimientos.
Los portaoculares son de diámetro estándar (1,25 pulgadas = 31,8 mm), aunque también hay muchos oculares con el formato de 0,96 pulgadas (24,5 mm). Los telescopios grandes suelen llevar portaoculares que admiten también oculares de 2 pulgadas (50,8 mm).
Hay que tener en cuenta que los telescopios sencillos de bajo precio, tienen todos oculares de muy deficiente calidad, además con aumentos por encima del límite teórico de amplificación (se calcula multiplicando por 2 el diámetro de objetivo en milímetros). Un ocular sencillo está compuesto por dos lentes por lo que el tallado es de cuatro caras, mientras que un ocular de calidad puede llegar a tener hasta 8 lentes, es decir, 16 caras. El precio de un sólo de estos oculares es superior al de un telescopio pequeño completo. Sin llegar a extremos, con un buen ocular un telescopio sencillo puede mejorar sustancialmente.
Cuando se adquiere un ocular es importante fijarse en el campo en grados que tiene cada uno de ellos, denominado campo aparente que no hay que confundirlo con el campo que aparece con cuando se coloca en el telescopio (campo real o ángulo de campo), sino el que tiene el propio ocular como elemento óptico independiente. El campo aparente, se considera estrecho cuando llega a un máximo de 35º, medio hasta 50º y grande si alcanza los 60º-80º. Cuanto mayor sea este campo aparente mucho más agradable es la visión.
El campo real o ángulo de campo en el firmamento depende de cuál sea el campo del ocular y cuál la relación focal del telescopio o ángulo del cono de luz proporcionado por el objetivo. Para conocer este campo real basta que cada observador cronometre el tiempo que tarda una estrella en recorrer diametralmente la zona del firmamento abarcada. De todos modos, en el telescopio siempre ofrecerán mayor campo aquellos que por sí mismo ya lo tienen mayor.
ESCALA DE POTENCIAS
Se necesitan al menos 4 oculares para tener una escala progresiva de potencias que permitan trabajar cómodamente. Estos deben incluir un ocular de muy baja potencia que ofrecería un gran campo y mucha luminosidad, con otro que llegue a la más alta potencia con calidad que permita el diámetro del objetivo. (Límite teórico de amplificación). Estos 4 oculares pueden convertirse en 2 más una lente de Barlow, que amplifica por 2 la potencia de cada ocular.
No es conveniente sobrepasar el límite teórico de amplificación, pero tampoco hacerlo por defecto es decir utilizar un ocular de muy baja potencia, cuyo límite se encuentra dividiendo por 7 el diámetro del objetivo en milímetros.
Los oculares que dan muy buenos rendimientos a baja potencia son del orden de 25 a 40 mm de distancia focal. Por parte de las altas potencias, no son recomendables más cortos de 6 mm.
USO DE LOS OCULARES.
Hay tres argumentos que determinan la potencia que hay que utilizar en un momento dado: a) la búsqueda de un astro; b) el tipo de astro; c) las condiciones meteorológicas.
a) Cuando busque un astro, es decir cuando coja el telescopio y se disponga a localizar una zona determinada del firmamento, utilice el ocular de menor potencia, que es el que le ofrecerá una mayor extensión del cielo y el que le permitirá ver astros más débiles. Cuando tenga centrado en el campo el astro requerido es cuando, con cuidado para no mover el telescopio, deberá cambiar el ocular, si procede, por otro de mayor potencia.
b) Dependiendo del tamaño aparente y de la luminosidad de cada tipo de astro, debe utilizarse el ocular adecuado. Así el de menor potencia para observar objetos débiles y de gran extensión, como cúmulos, nebulosas, cometas, campos con galaxias, etc. incrementándose la potencia cuando quieran apreciarse detalles. Los oculares de más alta potencia se emplearan para ver detalles en las superficies de Marte, Júpiter o Saturno, resolver estrellas dobles muy próximas entre sí, o bien zonas concretas de la Luna, lógicamente esto no es posible sin:
c) Si la atmósfera fuera absolutamente estable, lo anterior podría ser una regla que siempre se cumple. Pero la borrosidad causada en las imágenes por la presencia de nubes de tipo alto (cirros) o por neblinas, las turbulencias térmicas en el aire y la polución luminosa, son todos ellos factores que influyen a la hora de emplear un ocular de menor potencia a la deseada para obtener una imagen más luminosa y contrastada pero también más pequeña.
Si se hicieran estadísticas de las potencias a las que trabajan los telescopios con resultados óptimos, posiblemente se obtendrían estos valores: en un 40 % del tiempo se usan oculares de baja potencia; en otro 40 % oculares de tipo medio, y únicamente en un 20 %, e incluso menos, oculares de alta potencia.
La pupila de salida es el tamaño que tiene el círculo de luz de un ocular por el lado donde se pone el ojo. Por regla general, es mayor cuanto mayor sea la distancia focal del ocular es decir los de baja potencia. Hay que tener en cuenta que dos oculares de igual distancia focal pueden ser de distintos tamaños y de distintos diámetros de pupila de salida si son de diferentes tipos ópticos. Esto suele verse al comparar entre sí dos oculares de diferente calidad: el sencillo y barato tiene las lentes pequeñas y el otro las tiene grandes.
El tamaño de las lentes no afecta, en principio, a los parámetros ópticos. Un ocular de 18 mm de distancia focal, por ejemplo, dará en un telescopio los mismos aumentos, tanto si las lentes que lo componen tienen un diámetro como otro. La diferencia está en el campo resultante y también en la comodidad de la observación.
En efecto, la pupila del ojo humano en la oscuridad llega a tener un diámetro de 7 mm y no es lo mismo ponerla en un agujero de 5 mm y pretender mirar cómodamente a través de él, que ponerla en otro de 10 ó 15 mm.
Existen oculares de 4 mm de distancia focal e incluso de 3 mm que generalmente se usan para falsear la potencia en telescopios de bajo precio. Todos ellos tienen una pupila de salida de diámetro menor a la del ojo humano, lo cual, de por sí, es ya absurdo. Esa es la causa por la que no es recomendable oculares menores de 6 mm de distancia focal. Si se precisan potencias superiores es mejor recurrir a una buena lente de Barlow.
OCULARES PARA LOS INVITADOS.
El aficionado que dispone de telescopio, poco a poco habrá ido aprendiendo a mirar a través de él. Se ha acostumbrado al uso de los oculares de diversos tamaños y potencias y a retocar el enfoque de las imágenes con cada uno de ellos. Con un poco de experiencia, no le resulta en absoluto difícil ver los astros a través de su telescopio.
Pero no ocurre lo mismo con los invitados, entendiendo como tales aquellos amigos, familiares o simples transeúntes a quienes un buen día se les ofrece la oportunidad de echar un vistazo a través del telescopio. Con ellos hay que luchar en dos frentes: por una parte hay que quitarles la idea de que verán los anillos de Saturno como si estuvieran allí mismo, y por otra hay que conseguir que coloquen el ojo en el lugar adecuado y con el enfoque adecuado.
La primera parte de la lucha se gana haciendo un poco de pedagogía previa a la observación. La segunda parte se resuelve con algo de paciencia y con perspicacia. Paciencia para explicarles por dónde deben mirar y para convencerles de que para nada deben tocar el telescopio.
La perspicacia se necesita para no ofrecer al invitado el telescopio a la máxima potencia, sino todo lo contrario, o a lo sumo a potencias medias, ni tampoco le enseñe astro débiles o difíciles. Hay que tener en cuenta que se le está ofreciendo la visión a una persona que no tiene experiencia que usted ha adquirido a fuerza de bastantes horas de observación y a la que, por lo tanto, le va a resultar muy difícil apreciar una imagen a través de un agujero muy pequeño, imagen que será más oscura, más borrosa y de menor campo cuanto más la amplifique. Además, cuanta menor es la distancia focal de un ocular, más crítico es su enfoque y, como sea que es muy difícil que dos personas tengan idénticas cualidades visuales, la imagen buena para usted puede resultar borrosa para su invitado. Pretender que esa persona debutante sepa accionar el enfoque sin que el telescopio se mueva un ápice, es algo casi imposible.
Los oculares de foco largo, de potencia baja, tienen enfoques menos críticos y es más probable acertar con el punto de enfoque que requiere el invitado. Además la pupila de salida es grande y, por lo tanto, más fácil de situarse ante ella. Y si el telescopio no es ecuatorial o no tiene motor, el tiempo de permanencia de una imagen en el campo del ocular es menor cuantos más aumentos haya.
