Bienvenido a la Calculadora para Telescopios. Con esta herramienta podra aprender mucho mas sobre su telescopio ingresando solo algunos datos del mismo. Esperamos que les guste!

Donde:

Diámetro del Objetivo: es el tamaño de la lente o espejo principal (primario) encargado de captar la luz de su telescopio, también se lo llama "apertura".
Distancia Focal: Es importante conocer la distancia focal de su telescopio, esta medida a menudo esta indicada en una etiqueta al costado del tubo, a veces referida como FD y un valor expresado en milímetros. Este valor equivale a la Relacion Focal (valor "f") multiplicado por el diámetro del objetivo.
Relación Focal f: La relación focal (valor "f") es la Distancia Focal dividida por el Diámetro del Objetivo. Igual que con las lentes de las cámaras de fotos, los telescopios con valores "f" bajos se los llama "rápidos" o mas "luminosos", estos forman imágenes mas brillantes que telescopios con la misma apertura pero con relaciones focales "f" mayores.

Distancia Focal del Ocular: Esta distancia nos permite determinar la potencia que un ocular provee en un telescopio dado, cuanto mas corta es la distancia focal del ocular mayor es su magnificación o aumento. Usualmente se lo indica con un número en el ocular, expresado en milímetros, por ejemplo, Super Plossl 6.3 mm.
Campo Aparente del Ocular: Se llama asi al diámetro angular (medido en grados) del círculo de visión por el cual uno ve a traves de un ocular. Este puede variar de 50° a 80°, dependiendo del diseño óptico del ocular. Por lo general esta información es provista por el fabricante de oculares. En caso de no contar con dicha información, el Campo Aparente puede ser calculado midiendo el diámetro del "field stop" del ocular, este corresponde a la "apertura" ubicada por lo general en la parte superior interna del tubo del ocular del lado del telescopio (puede no ser accesible en algunos oculares de campo amplio). Aquí tiene un diámetro de Field Stop aproximado para su ocular, basado en el Campo Aparente indicado arriba; si reemplaza este número con la medida y clickea en el botón, entonces recalcularemos su Campo Aparente basado en esta medida.

Aumento o Magnificación (potencia): Se denomina asi al valor que nos indica cuántas veces mas grande (en tamaño angular) se ve un objeto a través del telescopio comparado con observarlo a simple vista. Por ejemplo, a 50x (cincuenta aumentos, cincuenta veces magnificado), la Luna (o cualquier objeto que este observando) parecerá cincuenta veces mas grande comparado al tamaño observado a simple vista.
Pupila de Salida: Se denomina así al diámetro del haz de luz enfoncada saliendo por el ocular. Este valor es importante, ya que si el haz es mas grande que la pupila (la ventana oscura) de su ojo, parte de la luz observable por el telescopio no la podremos ver. En ese caso su telescopio estaría funcionando como si tuviese de un tamaño menor (a veces mucho menor).
Campo Real: Se denomina así al diámetro angular de la región de cielo que se puede observar a través del telescopio. En otras palabras, si la Luna tiene un tamaño de 0.5 grados, esta llenará la visión lograda a través de una combinación que de un campo real de 0.5°. Puede ser medido en grados o minutos de arco.
Tiempo de Tránsito por el Campo: Este valor, producto del Campo Real, corresponde al tiempo que le lleva a una estrella, ubicada cerca del ecuador celeste, recorrer de un lado a otro del ocular pasando por el centro del mismo, con el telescopio sin ningun tipo de motores o guiado encendido. Esto nos da una idea de cuan rápido un objeto pasa delante del ocular.

Entonces, ¿que podré ver?

Los cálculos son un buen comienzo para explorar las propiedades de varias combinaciones de telescopios/oculares, y son especialmente importantes para seleccionar nuevos oculares para un telescopio (para asegurarse que el sistema resultante va a ser realmente útil). Para ir mas allá de lo básico, y explorar que va a poder ver con su telescopio continue leyendo.
Es importante tener en cuenta que hay un número de factores que afectan lo que uno puede ver con el telescopio, incluyendo; condiciones atmosféricas como la claridad (transparencia); estabilidad (seeing); la cantidad de polución lumínica de su cielo y sus inmediaciones; la calidad de la óptica en su telescopio, y la de sus ojos. Estas variables no pueden tenerse todas en cuenta en esta "calculadora", pero encontrará valiosos a muchos de los cálculos aqui realizados. Asegurese de completar la información de su telescopio y ocular en forma correcta, estos valores puede regresar y modificarlos cuando lo desee.

1: Determine su pupila de salida

Para complementar de la mejor forma el uso de su combinación de telescopio/ocular, Ud. deberá saber cuanto se llega a dilatar su pupila en condiciones de máxima oscuridad. En promedio, el valor máximo se reduce con la edad, la pupila de un adolescente promedio se puede dilatar 7.5 mm, el promedio de una persona de 78 años alcanza solo los 5 mm. Si indica en la siguiente tabla su edad el programa le mostrará un valor promedio de dilatación de pupila para Ud. Si conoce de antemano la dilatación máxima de su pupila, entonces corrija el valor (su medición actual puede variar hasta en un milímetro respecto al valor estimado).

Recuerde su diámetro máximo de pupila al momento de evaluar las combinaciones de ocular/telescopio. Nuevamente, si la Pupila de Salida de una combinación dada resulta en un valor MAYOR al diámetro máximo de su pupila, entonces NO toda la luz que el telescopio recolecta y enfoca la PODRA VER, estará malgastando el dinero que pago por un telescopio de gran apertura!

2: Magnitud Límite Teórica de su telescopio

Basado en la información que ingreso sobre su telescopio, las tablas a continuación le muestran algunos valores de las prestaciones del mismo. La performance actual dependerá no sólo de los límites teóricos (los cuales a veces pueden superar si las condiciones son correctas), sino ademas de variables en la condición atmosférica, su capacidad y experiencia observacional, y la calidad de la óptica utilizada. Se denomina Magnitud a la unidad de medida de brillo de un objeto astronómico, cuanto mas bajo es el número más brillante es el objeto (las estrellas mas débiles visibles desde la ciudad pueden llegar a tener magnitud 3, desde el campo puede llegar a ver estrellas de magnitud 6, las estrellas mas brillantes tienen magnitud negativa, como Sirio, con una magnitud de -1.4).

Este valor es complicado por el hecho que la magnificación tambien atenua el brillo del fondo del cielo, incrementando el contraste de objetos estelares respecto al fondo. Cuando una estrella es magnificada (dentro del rango óptimo de aumentos de un telescopio, como se describe en la Sección 4, debajo), esta permanece como un "punto", por lo tanto cambiando los aumentos dentro de ese rango no afecta en mayor medida el brillo aparente de las estrellas y otros objetos celestes. La magnitud límite actual para objetos estelares que puede lograr con su telescopio dependerá de los aumentos o magnificación utilizada, dadas las condiciones de su cielo local.

Otros tipos de objetos estan catalogados con la misma escala de magnitud, basado en la cantidad total de luz que recibimos de ellos, sin embargo si el objeto es extenso su luz esta distribuida en un área. En otras palabras, una estrella de Magnitud 8 y una galaxia de Magnitud 8 nos dan la misma cantidad de luz en el ocular, pero la luz de la estrella esta concentrada en un punto, mientras que la galaxia esta distribuida en un área mayor, y será más difícil de ver.

Para estos objetos extensos, el brillo superficial del objeto se atenua en la misma proporción que lo hace el cielo a medida que incrementamos los aumentos, por lo tanto no hay una mejora de contraste por magnificación (de manera opuesta a los objetos estelares). En vez de listar una magnitud límite para objetos extensos (ya que esto debería basarse en el brillo del objeto por unidad de superficie, y no su magnitud total), daremos un "Factor de Brillo" para el brillo superficial logrado por el objeto a través de su telescopio, comparando el brillo superficial a traves del telescopio con el que uno ve a simple vista. Sorprendentemente, nuestro telescopio no nos esta dando (una vez que la imagen es magnificada) un brillo superficial mayor respecto al que tenemos a simple vista, toda la potencia de captura de luz no resulta solo en una imagen de mayor tamaño!

Si el factor es 1, cuando observamos la Luna (por ejemplo) a través del telescopio, la imagen tendrá el mismo brillo superficial promedio por segundo de arco al cuadrado respecto a la Luna a simple vista (aunque la imagen será mucho mas grande en tamaño angular, por supuesto, a través del telescopio). Si el valor es menor a 1, la superficie de la Luna (o cualquier otro objeto) será mas tenue por dicho factor por unidad de superficie respecto a como se ve a simple vista. Si el valor es mayor a 1, la pupila de salida de su combinacion telescopio/ocular es mayor a su pupila de salida, lo cual produce una pérdida de luz, llevando al Factor de Brillo nuevamente a 1, (o potencialmente menor, especialmente en telescopios reflectores con obstrucción central).

A medida que cambie de oculares, verá que el factor de brillo se reducirá a medida que sube de aumentos, y se incrementará a menores aumentos. Siendo que los grandes aumentos hacen a los objetos extensos más débiles, estos pueden ser aún útiles al observar objetos más débiles debido a que el ojo puede vislumbrar con mas facilidad objetos débiles de gran tamaño respecto a los mas pequeños, y tambien puede ser más fácil ver un objeto débil contra un cielo más oscuro (aun cuando el contraste cielo-objeto no es mayor).

Por lo general, el Factor de Brillo nos da una guía respecto a cómo percibiremos el brillo relativo de un objeto en diferentes telescopios y a diferentes aumentos (siendo las condiciones de observación las mismas).

3: Límite de Resolución Teórica para su telescopio

La potencia de resolución de un telescopio nos dice cual es el tamaño del detalle mas pequeño que podemos observar, cuando las condiciones atmosféricas son propicias. Mas allá de cierto valor (aceptado generalmente en 0.5 segundos de arco), la atmósfera nos nos permite de ver detalles más pequeños, inclusive en casos que la óptica nos lo permita. De todos modos nuestro "seeing" a menudo nos da un límite de resolución bien superior a este valor. Como ejemplo de potencia de resolución, si Ud. puede ver a dos estrellas (de brillo similar) las cuales tienen una separación de 1 segundo de arco, y observa a ambas separadas (no mezcladas en un único punto de luz) entonces su telescopio esta resolviendo detalles de 1 segundo de arco. Nuevamente estos valores estan basados en la información ingresada para su equipo, la performance actual puede variar en consecuencia de otros factores ya enumerados anteriormente.

Por diversión, apliquemos la potencia de resolución que hemos calculado a un objeto astronómico, nuestra Luna. ¿Cuál es el detalle más pequeño que podemos teóricamente resolver en la superficie lunar, cerca del centro de la cara de la luna, si las condiciones de observación, la óptica del telescopio y nuestros ojos estan en excelentes condiciones?

4: Otras consideraciones respecto a los oculares

Los observadores mas experimentados han llegado a la conclusión que las mejores imágenes se logran con oculares que dan una pupila de salida de 2 a 4 mm, en especial en la observación de objetos débiles. Del mismo modo a veces dentro de este rango se pueden observar objetos difusos de baja luminosidad. Para objetos mas extensos, los cuales, para poder verlos en su totalidad, necesitan un "Campo Real" mayor, también se pueden utilizar bajos aumentos (tener cuidado con pupilas de salida sobredimensionadas!), pero para la imagen más "bonita" deberá considerar el hecho de utilizar un ocular dentro de este rango y que tenga un Campo Aparente mayor para alcanzar su Campo real deseado.

5: Esoterica