Tornar

Llegenda:

D = diàmetre de l’objectiu (lluminositat)

M = magnitud

X = augments

RF = relació focal

DF = distància focal

R = resolució

PS = poder separador

Sistema en mm

MAGNITUD:

És la brillantor amb que veiem un cos celeste. Independentment de si és una estrella o un planeta, de la distància en que es troba, de la lluminositat intrínseca, i d’altres factors, la magnitud es limita a especificar la quantitat de llum que ens arriba d’un cos en l’espai.

Els cossos celestes s’han classificat segons la seva brillantor de la següent forma:

Es pren per referència a una estrella determinada, i se li dóna el valor 1. Una estrella que brilla menys se li dóna el valor 2, i així successivament. Però per saber la brillantor real d’una estrella en funció d’aquestes magnituds hem de fer servir aquesta formula:

(M – 1)

brillantor = 2,512

Per tan una estrella de magnitud 6, brilla 100 vegades més que una de magnitud 1. Aquí tenim una taula amb diferents cossos celestes amb les respectives magnituds:

Estrella o planeta	Magnitud	Estrella o planeta	Magnitud
Aldebarán	1,1	Sol	-26,9
Régulo	1,3	Sirio	-1,4
Polar	2,1	Júpiter	-2,5
Electra	3,8	Mart	-2,8
Procyon	0,5	Venus	-4,3
Vega	0,1	Luna	-12,6

L’ull humà percep fins a estrelles de la sisena magnitud. A partir de la sisena, ja se’ns fa invisible.

LLUMINOSITAT:

És la quantitat de llum recollida per l’objectiu, i està exclusivament determinada pel seu diàmetre, (no per la seva distància focal ni per altres factors). La lluminositat determina quines estrelles es poden veure segons la seva magnitud. La magnitud màxima que permet un objectiu, la podem calcular amb aquesta formula:

M = 9.1 + 5 log D

i uns quants exemples:

Diàmetre (D)	Magnitud (m)
60	10.6
100	12.1
150	13
200	13.6
250	14.1

RELACIÓ FOCAL:

La distància focal del objectiu determina el tamany de la imatge projectada. A més distància focal, més gran resulta la imatge, i a menys, més petita. Per tant amb objectius del mateix diàmetre i amb focals diferents, obtenim imatges igual de lluminoses, però més grans o més petites. En conseqüència les imatges més petites son més lluminoses que les grans, tot i que globalment contenen la mateixa quantitat de llum.

La relació focal es defineix amb la següent fórmula:

RF = DFobjectiu / D

Amb un objectiu de 200 mm de diàmetre i amb una focal de 1200 mm, obtenim un RF = 6, i s’expressa així: f/6. Aquesta expressió s’utilitza especialment en la fotografia astronòmica.

AUGMENTS:

Les lupes, els oculars, i els miralls, amplien més, com més curta és la seva distància focal. La seva potència amplificadora es mesura en augments (X). Per calcular la potència magnificadora d’un sistema composat per un objectiu i un ocular, només cal dividir la focal del objectiu per la del ocular :

X = DFobjectiu / DFocular

Per exemple, amb un telescopi de 1200 de focal i amb un ocular de 20mm, obtenim una magnificació de 60 augments.

RESOLUCIÓ:

És el detall de la imatge que ens proporciona el telescopi. Depèn de la lluminositat i dels augments aplicats a l’instrument.

R = D / X

La resolució que ens permet veure els astres detalladament és R = 1. És a dir; si captem 10 de llum, podrem ampliar la imatge 10 vegades i continuar veient-la amb els seu aspecte natural.

Si R < 1, la imatge s’enfosquirà, i perdrem detall.
Si R > 1 la imatge brillarà més i conservarà el seu detall natural, (però en aquest cas s’augmentarà la pupil·la de sortida *).

RESOLUCIÓ I AUMENTS:

A primer cop d'ull podríem pensar que els augments són il·limitats, només és qüestió d’escollir oculars de focal curta. Però la lluminositat determina la resolució de la imatge, i si ampliéssim massa, la imatge s’enfosquiria a la vegada que es produiria una exageració dels defectes de la òptica de l’instrument.

També existeix una limitació inferior respecte als augments:

*La pupil·la de sortida és el raig de llum que surt de l’ocular per entrar a l’ull. La nostra pupil·la te com a màxim uns 6 mm de diàmetre, per tant la pupil·la de sortida no ha de superar els 6 mm de gruix, sinó, la imatge no ens cabria a l’ull. Si dividim el diàmetre de l’objectiu pels 6 mm de la nostra pupil·la, obtenim els augments mínims que permet el nostre telescopi.

L’augment màxim útil és el doble del diàmetre de l’objectiu expressat en mm. ( R = ½ )

L’augment millor és l’igual al diàmetre de l’objectiu. ( R = 1 )

L’augment mínim és el que ens dóna una pupil·la de sortida no superior a 6 mm. ( R = 6 )

Objectiu (mm)	Mínim X	Millor X	Màxim X
50	8	50	100
60	10	60	120
80	13	80	160
100	16	100	200
150	25	150	300
200	33	200	400

PODER SEPARADOR:

És la capacitat de mostrar dos estrelles amb una separació angular determinada, sense que es superposin. La separació angular es mesura amb segons d’arc (‘’).

La imatge d’una estrella a grans augments no és un punt, sinó un disc rodejat de una sèrie d’anells anomenats de difracció. El tamany angular d’aquest disc depèn exclusivament del diàmetre de l’objectiu. Com més gran és l’objectiu, més petit és el disc.

L’única manera de resoldre dues estrelles, és amb un objectiu més gran.

PS = 138 / D

Objectiu (mm.)	Poder separador
50	2,76"
60	2,3"
80	1,72"
100	1,38"
150	0,92"
200	0,69"

DADES D’INTERÉS:

Colimat: és la tècnica que alinea la òptica del telescopi. Al llarg del temps, i per culpa de cops i vibracions del tub òptic, els miralls perden la seva posició original (es descoliminen). Existeixen varies solucions com el colimat làser i el mètode de la estrella, però el més sensat, és portar el tub a un centre especialitzat. Una mala alineació de la òptica, és la principal causa de que el nostre telescopi no doni el resultat esperat.

Planetes, Cúmuls, Nebuloses, i Galàxies: L’observació planetària exigeix una òptica de alta qualitat per veure en detall les superfícies planetàries. No tan com la llum, ja que son cossos de magnituds negatives. En canvi les nebuloses i els cúmuls requereixen molta llum, no pas qualitat en la imatge. A fi de comptes són cossos amorfs.

Òptica bona: Les òptiques de qualitat proporcionen imatges planetàries excel·lents. Un mirall primari de mala qualitat i que genera llum difusa, pot servir per la observació de nebuloses i cúmuls, però no resulta aconsellat per a observació planetària.

RF altes: Els telescopis Newton de focal llarga, tenen miralls primaris amb poca curvatura. Propietat que afavoreix les observacions planetàries, ja que els errors òptics que generen les imperfeccions del mirall, no destaquen tan.

Un mirall de focal curta, s’exposa (a no ser que sigui de alta qualitat) a exagerar els errors de la òptica, per tant a fracassar en una observació planetària. Però pot ser molt útil per a la observació de nebuloses i cúmuls. Doncs al tenir una relació focal molt baixa, la imatge resulta molt lluminosa.

Catadriòpitc vs Newton:

El catadriòptic és el més prolífic dels telescopis, si bé per la seva comoditat, com per la seva qualitat. Resulta per les seves dimensions i prestacións, una eina d'un preu assequible que et permet: anar, montar, mirar, plegar i martxar amb un temps mínim. Aquest fet, el fa ser el més comú en la comunitat amateur. A més a més la seva demanda en el mercat, l'ha dut a un perfeccionament constant, es a dir, que s'ha convertit en el producte més atractiu pel comprador.

El Newton, tot i ser molt més rudimentari, incòmode, i poc atractiu pels ulls d’un comprador, sempre compta amb el suport de la màxima qualitat, (sobre tot planetària), que cap altre telescopi pot oferir. A més de ser molt més assequible per la nostra butxaca.

Turbulència atmosfèrica:

Durant una observació, és important que l’objecte estigui situat per damunt de la zona més baixa de la cúpula celeste, (aproximadament uns 20º d’arc). Aquesta zona es distingeix a simple vista per una coloració diferent a la del centre de la cúpula celeste. Si observem un objecte situat a aquesta zona, enfocarem a les turbulències i ens distorsionarà la imatge..

Dades de la revista AstroRed