Ciencia

FACTORES LIMITANTES DE LA RESOLUCIÓN DE UN TELESCOPIO
En telescopios pobremente diseñados los factores limitantes son las aberraciones. Esto no tiene por qué suceder en los telescopios modernos, diseñados y construidos por profesionales. Sin embargo, esto era muy común en los telescopios antiguos. Un ejemplo sumamente interesante es el telescopio de Galileo, que tenía todo tipo de aberraciones,incluyendo la de esfericidad y la cromática axial, que son las más necesarias de corregir. Este telescopio tenía una resolución angular de tan sólo 15 segundos de arco.
En los telescopios modernos los factores importantes que limitan la resolución angular son la difracción, si la abertura es menor de alrededor de 25 cm, y la turbulencia atmosférica si su abertura es mayor. Dicho de otro modo,la mayor resolución que puede tener un telescopio terrestre es la que le permita la atmósfera, y se logra con una abertura de tan sólo 25 cm, como se ve en el cuadro 4. Un telescopio en órbita, fuera de la atmósfera terrestre, podrá tener una resolución mayor.
AMPLIFICACIÓN ÚTIL DE UN TELESCOPIO
La amplificación de un telescopio está dada por el cociente de las distancias focales del objetivo ydel ocular. Por lo tanto, en teoría es posible, mediante el ocular adecuado, obtener cualquier amplificación que se desee. En la práctica esto no es posible porque pasado un cierto límite, el tamaño de un elemenfo de imagen o "grano" puede ser tan grande que ya no aumenta la cantidad de detalle que se puede ver al aumentar la amplificación. A ésta se le llama algunas veces "amplificación vacía".Este límite se alcanza cuando el elemento de imagen tiene justamente el diámetro angular que puede resolver el ojo humano.
Este límite de resolución del ojo humano es de alrededor de un minuto de arco, pero al observar a través de un telescopio con alta amplificación, la pupila de salida frecuentemente es menor que la del ojo, por lo que una resolución de dos minutos de arco, es decir, de 120segundos de arco, es más realista. El limite de resolución de Dawes nos dice que la resolución angular del telescopio en el campo del objeto es de 1 l.6/D segundos de arco, pero este elemento de imagen visto a través del telescopio con amplificación M tiene un diámetro angular igual a 11.6 M/D segundos de arco. Si ahora hacemos que este diámetro angular sea igual a 120 segundos de arco, encontramosfácilmente que la máxima amplificación útil para telescopios pequeños limitados por difracción se alcanza aproximadamente cuando

M = l0 D (14)

decir, cuando la amplificación es aproximadamente igual a 10 veces el diámetro de la abertura del telescopio expresada en centímetros, o lo que es lo mismo, el diámetro de la abertura en milímetros. (Véase cuadro 4.) Debido a la turbulenciaatmosférica, esta amplificación máxima del telescopio jamás podrá ser mucho mayor de poco más de 250 a 500 ni siquiera en telescopios tan grandes como el de Monte Palomar.
MAGNITUD LIMITE DE UN TELESCOPIO
La magnitud de una estrella es una indicación de su brillantez, de tal manera que cuanto más brillante sea, menor será su magnitud. Según una escala arbitraria y subjetiva de los griegos, lasestrellas más brillantes tendrán magnitud uno, mientras que las más débiles que se pueden observar a simple vista tendrán magnitud seis. Esta manera de medir la brillantez de las estrellas se ha conservado hasta nuestros días, pero con un sentido físico y matemático más formal. Ahora se sabe que en la respuesta del ojo, según una ley psicofísica de Fechner, la sensación es proporcional al logaritmode la excitación. John Herschel, en 1830, definió las magnitudes estableciendo que la brillantez de una estrella de primera magnitud es 100 veces mayor que la de una estrella de sexta magnitud. De acuerdo con esto, una estrella con una magnitud una unidad menor que otra, tendrá una brillante veces mayor. Por lo tanto, si suponemos que el brillo de una estrella de primera magnitud es uno, se...