El telescopio es el instrumento que a uno le viene a la cabeza cuando piensa en astronomía. Es el aparato que la gente asocia a un astrónomo, profesional o aficionado. Evidentemente, para observar el cielo, los astrónomos profesionales y aficionados utilizamos telescopios, pero no siempre ha sido así. Durante siglos, el ser humano observó y estudio el cielo sin ningún instrumento óptico, simplemente con los ojos. De hecho, la invención del telescopio data de inicios del siglo XVII.

Aunque el fundamento básico es el mismo, existen diferentes tipos de telescopios. En este artículo intentaré explicar los diferentes tipos de telescopios, para que pueden ir mejor unos que otros y sus pros y sus contras, así como los diferentes accesorios que tienen. Es interesante leer el artículo Un poco de óptica, ya que muchos conceptos que se mencionan aquí, están explicados en dicho artículo. De todas maneras, los conceptos de óptica que salen en el presente artículo, están enlazados con aquél.

Debido a que, aún sin profundizar mucho, hablar del telescopio y sus complementos, da mucho que escribir, para no hacer muy larga la entrada la he dividido en tres partes. Una primera que habla del tubo y sus diferentes modalidades (la presente entrada, El telescopio I: el tubo), otra sobre la montura (El telescopio II: la montura) y una tercera (que no he escrito todavía) que tratará de los oculares y otros accesorios (El telescopio III: los oculares y otros accesorios).

Como se explica en Un poco de óptica, la imagen se forma y aumenta debido a dos componentes, el objetivo y el ocular. El objetivo recoge la luz del objeto y la concentra en un punto, el foco, situado en el eje óptico; el ocular recoge esta luz del foco y la aumenta.

El objetivo puede ser una lente biconvexa o bien un espejo cóncavo, lo cual ya marcará una diferencia entre los tipos de telescopios.

En el caso de la lente, la luz la atraviesa y se refracta, convergiendo y concentrándose en el foco; en el caso del espejo, la luz se refleja en él convergiendo y concentrándose en el foco. La distancia entre el centro del objetivo y el foco se llama distancia focal del objetivo que será también la distancia focal del telescopio (en los telescopios refractores y reflectores, en los catadióptricos no es así, como se verá más adelante) una de las características que tendrá todo telescopio.

El ocular, que siempre es de lente, recoge esta luz del foco y la aumenta. La distancia entre el foco y el centro de la lente del ocular es la distancia focal del ocular, una de las características que tendrá todo ocular.

En Un poco de óptica se comenta que hay dos parámetros muy importantes que nos harán ver mejor y mayores los objetos celestes, la luminosidad y los aumentos. La luminosidad, que es la cantidad de luz que recoge el instrumento, depende del diámetro o apertura del objetivo y de la distancia focal del telescopio; a mayor diámetro tenga el objetivo, más luminoso será y a mayor distancia focal, menos luminoso será el telescopio. La relación entre el diámetro del objetivo y la distancia focal del telescopio, nos da la relación focal o número f del telescopio. A más bajo sea este número f, más luminoso será el telescopio.

En cuanto a los aumentos, dependerá por un lado del propio telescopio, de su distancia focal, y por otro lado de la distancia focal del ocular, por lo que en un mismo telescopio podremos tener diferentes aumentos cambiando los oculares. A mayor distancia focal del telescopio, mayor aumento y a mayor distancia focal del ocular, menor aumento. En concreto, los aumentos nos vendrán dados precisamente por el cociente entre la distancia focal del telescopio y la del ocular.

Esto nos podría llevar a pensar que, poniendo oculares de distancia focal muy corta podemos conseguir muchos aumentos, pero hay un límite de aumentos en todo telescopio. En condiciones atmosféricas buenas, y con una óptica decente, este límite lo podemos calcular multiplicando por 2 el diámetro del objetivo en milímetros. Así por ejemplo, en un telescopio de 200 mm de apertura, no se debe de pasar de 400x y en uno de 150 mm, los 300x.

Para planetaria, donde los objetos son pequeños y luminosos, conviene un telescopio de distancia focal larga para conseguir más aumentos. Aunque baje la luminosidad, como son objetos luminosos no importa. En cielo profundo, donde los objetos suelen ser grandes pero muy débiles, los aumentos no son tan importantes, de hecho, muchos objetos de cielo profundo no caben en un campo visual con muchos aumentos, pero sí es importante la luminosidad, especialmente en astrofotografía, aunque con la tecnología digital, cada vez es menos importante. Así conviene un telescopio de corta distancia focal que nos de un número f bajo. Evidentemente, a mayor apertura tenga el objetivo, mejor veremos los objetos, tanto de cielo profundo como de planetaria, pero también incrementa el volumen del telescopio y su precio.

Partes de un telescopio

Todos los telescopios, sean del tipo que sean, tienen unos componentes comunes.

Como ya se ha mencionado, para la formación y ampliación de la imagen se necesitan dos elementos ópticos, el objetivo y el ocular.

El objetivo está dentro de un tubo, en uno de los extremos del mismo. La longitud del tubo dependerá de la distancia focal del objetivo (en refractores y reflectores), a mayor sea ésta, más largo será el tubo y al revés.

El ocular se acopla al tubo por el porta ocular que, dependiendo del tipo del telescopio, está en un extremo del tubo o en su lado. El tubo se monta sobre una montura y todo se sustenta sobre un trípode o una columna, en el caso de telescopios fijos. Además, los telescopios suelen tener un pequeño telescopio en paralelo, el buscador, el cual ayuda a encontrar los objetos del cielo al disponer de un campo más amplio.

Finalmente, para contrarrestar el peso del tubo y los accesorios que pueda tener y con el fin de que todo el conjunto esté equilibrado, se disponen, en una barra acoplada a la montura, la barra de contrapesos, unos discos, los contrapesos (en monturas ecuatoriales alemanas, como la de la imagen).

Tipos de telescopios

Existen tres tipos de telescopios, los refractores o de lentes, los reflectores o de espejo y los catadióptricos, que poseen los dos elementos, lente y espejo.

Telescopios refractores

El telescopio refractor fue el primer tipo de telescopio que se fabricó. El objetivo está formado por una o más lentes, por eso se le llama también telescopio de lentes.

En los telescopios refractores, el objetivo está en un extremo del tubo y el ocular en el otro. La luz atraviesa el objetivo y se refracta (de ahí su nombre de refractor), convergiendo y concentrándose en el foco. El ocular recoge esta luz del foco y la aumenta.

En principio,  el objetivo es una lente biconvexa (convexa por las dos caras), pero por la propia naturaleza de la lente, esta lente biconvexa tiene unas aberraciones que hacen que la imagen formada sea de mala calidad. Una primera aberración de una lente biconvexa es la llamada aberración cromática, por la cual se ve un halo de colores alrededor de los objetos. Para solucionar este problema lo que se hace es combinar lentes. Así, combinando una lente biconvexa y una lente plano cóncava, se obtiene el llamado objetivo o doblete acromático, corrigiendo bastante esta aberración.

Otra aberración de la lente biconvexa es la aberración esférica, que produce una mala calidad de imagen con un mal enfoque. El doblete acromático corrige un poco esta aberración, pero no del todo. Pero existe otra combinación de lentes que corrige mucho mejor esta aberración y totalmente la cromática. En este caso se combinan tres lentes, una biconvexa, otra bicóncava y otra plano convexa, es el llamado objetivo o triplete apocromático.

Evidentemente, un apocromático es más caro que un acromático y éste más caro que uno cromático. Pero comprar un telescopio con un objetivo cromático no es aconsejable. Los objetos se verán tan mal que acabaremos abandonando y arrinconando el telescopio y acabando con esta apasionante afición. Es mejor ahorrar un poco y adquirir, como mínimo, un acromático y, si se puede, un apocromático.

Otro efecto negativo de las lentes es la curvatura de campo, que hace que los objetos centrados salgan enfocados y, a medida que nos vamos hacia la periferia, menos enfocados.

En visual esta aberración no es muy apreciable, pero sí lo es en astrofotografía, especialmente en la de cielo profundo, donde se usan tubos de corta distancia focal, y es que esta aberración se acentúa a medida que disminuye la distancia focal del objetivo.

Para solucionar la curvatura de campo se utiliza el aplanador de campo, que es una lente que se acopla en la cámara como si fuera un objetivo y que corrige esta aberración.

Para ello necesitamos un anillo T2 o simplemente un anillo T, que también se utiliza para acoplar una réflex a un telescopio. El anillo T es un aro que por un lado tiene una rosca universal y por el otro la bayoneta de la cámara, por lo que cuando nos hacemos con un anillo T, hemos de especificar para qué marca de cámara lo queremos.

Luego el conjunto se acopla en el porta ocular del telescopio. El anillo T2 es necesario en las cámaras réflex; en las dedicadas no lo es, ya que el aplanador de campo se enrosca directamente en ellas.

Las imágenes siguientes son de dos refractores. El primero es un 80/500 (el primer número es la apertura del objetivo en milímetros y el segundo la distancia focal también en milímetros), con una relación focal de f/6,25, el cual utilizo para cielo profundo y el segundo, el famoso lidlscopio, un 70/700 de f/10, que utilizo para observar el Sol, eso sí, con su filtro (nunca hay que observar al Sol directamente con ningún instrumento óptico; el daño en la vista es irreversible).

El tubo oscuro en paralelo que está montado en el primero, es el tubo guía que utilizo para astrofotografía, si bien también lo utilizo como buscador.

En ambas imágenes se observa que, entre el ocular y el telescopio, hay lo que se llama un prisma o espejo diagonal. Si el ocular se pone directamente en el porta ocular del telescopio refractor, la visualización es muy incómoda, especialmente si el objeto a mirar está alto en el cielo.

Para solucionar esta incómoda postura que habríamos de tomar para visualizar a través del telescopio, se acopla al telescopio este elemento, que tiene unos espejos en el interior que hacen que la imagen salga en un ángulo, normalmente de 90º, y la observación se hace mucho más cómoda.

De todas maneras, si lo que queremos hacer es astrofotografía y, por tanto, acoplar una cámara al telescopio, no hace falta poner la diagonal. Quieras que no, es un artefacto de menos que ponemos al conjunto, que ya irá sobrecargado con la cámara y más accesorios que podamos poner. Se podría poner, evidentemente, pero como no hace falta (no hemos de visualizar nada por la cámara), mejor no ponerla.

A los telescopios refractores, por estar cerrados, apenas les afecta la turbulencia, tienen una buena imagen cerca del límite de aumentos y también tienen una imagen nítida y contrastada al no tener obstrucciones en su interior. Pero las lentes son caras y las aperturas del objetivo, por tanto, no son muy grandes.

Telescopios reflectores

En los telescopios reflectores, el objetivo es un espejo cóncavo, esférico o parabólico. Su invención data del siglo XVII y, aunque existen dos diseños básicos de estos telescopios, el más común y popular es el ideado por Isacc Newton y conocido precisamente como telescopio newton o newtoniano

En un telescopio newton, la luz entra por un extremo del tubo y se refleja (de ahí su nombre reflector) en un espejo cóncavo, el objetivo, el cual es conocido como espejo primario y que está situado en el otro extremo del tubo. Al ser cóncavo, y a diferencia de las lentes, es convergente y la luz reflejada es dirigida hacia el eje óptico. Pero antes de hacer foco, es de nuevo reflejada en un espejo plano, el espejo secundario, el cual tiene una inclinación de 45º respecto del eje óptico, lo que hace que la luz se refleje con un ángulo de 90º hacia el tubo, donde éste tiene un orificio en el que está situado el porta ocular y el ocular. La imagen hace foco así tras reflejarse en el espejo secundario y es recogida y ampliada por el ocular.

La imagen siguiente es de un reflector newton 200/1000 de f/5 y que utilizo para objetos pequeños de cielo profundo (el refractor 80/500 lo uso para objetos grandes).

Como en los espejos la luz no pasa a través de ellos, sino que se refleja, carecen de aberración cromática; pero tienen otras. Los espejos pueden ser esféricos o parabólicos. Los primeros son más fáciles de construir y, por tanto, son más baratos, pero tienen aberración esférica, la cual no tienen los parabólicos. Esta aberración es despreciable en relaciones focales grandes (a partir de f/7), pero no en las cortas que tienen los telescopios reflectores. Por ello, los reflectores newtonianos suelen llevar espejos parabólicos.

No obstante, los espejos parabólicos tienen otro inconveniente, que es la aberración de coma o coma simplemente, por la cual, a medida que nos vamos hacia la periferia de la imagen, los objetos salen como alargados, especialmente los objetos puntuales como las estrellas; parecen «comas».

Como ocurre con la curvatura de campo en los refractores, en visual esta aberración no es muy apreciable, pero sí lo es en astrofotografía, sobre todo en la de cielo profundo, donde se usan tubos de corta distancia focal, ya que la coma aumenta a medida que disminuye la distancia focal del objetivo.

Para solucionar esta aberración se utiliza el corrector de coma, que es una lente que se acopla en la cámara como si fuera un objetivo (en las réflex mediante un anillo T2, en las dedicadas no es necesario) y que corrige esta aberración. Al igual que con el aplanador de campo, el conjunto se acopla en el porta ocular del telescopio.

El espejo secundario, que está dentro del tubo, se sostiene mediante la denominada araña, que son cuatro varillas perpendiculares que van del espejo secundario al tubo.

La araña es la responsable que, en las fotografías, las estrellas salgan con esos cuatro típicos rayos perpendiculares.

El espejo secundario, evidentemente, obstruye parte de la luz que llega al primario, lo que hace que las imágenes sean menos contrastadas que en los refractores, que no tienen nada que obstruya el paso de la luz.

Otro aspecto que hemos de tener en cuenta en los telescopios reflectores es que, al estar abiertos, se deben dejar un rato aclimatándolos para que no hayan turbulencias.

En los telescopios reflectores es muy importante que los dos espejos estén bien alineados, que estén bien colimados, ya que son susceptibles a moverse. Si los espejos no están bien colimados, la imagen resultante es pobre, de mala calidad. Así que, un telescopio reflector se ha de ir colimando. Pero ello no es una operación complicada.

Para ello lo mejor es hacerse con un colimador, que se introduce en el porta ocular y nos ayuda en esta operación. Un colimador muy utilizado y que va muy bien es el cheshire, como el de la imagen siguiente. Para los newton también van muy bien los colimadores láser; el inconveniente de éstos es que también pueden descolimarse.

Primero se colima el espejo primario. Para ello, en la parte trasera del tubo, hay tres pares de tornillos; unos son los de fijación (freno) del espejo y los otros los de colimación.

Primero aflojamos los de freno y después vamos colimando con los otros tornillos, aflojando dos y apretando el otro hasta conseguir el centrado. También ayuda a esta operación, un circulito que lleva el espejo primario en su centro. Una vez hemos colimado el espejo primario, apretamos los tornillos de freno y colimamos el secundario.

El espejo secundario también lleva tres tornillos (allen) para su colimación y procedemos de la misma manera, aflojamos dos y apretamos el otro y así hasta que esté colimado.

Un aspecto importante en los telescopios es el enfocador. En reflectores y refractores se utiliza el mismo mecanismo: con la rueda de enfoque hacemos que el porta ocular se mueve hacia delante o hacia atrás para hacer foco; en los catadióptricos lo que se mueve para hacer foco es el espejo primario.

En refractores y reflectores de poca calidad, y en otros de no tan baja calidad, viene de serie un enfocador de cremallera, poco preciso y que hay que tener un poco de paciencia con él para enfocar. En estos enfocadores, con la rueda del enfocador hacemos girar una rueda dentada que, mediante engranaje, mueve una tira recta dentada (cremallera) situada en el tubo del porta ocular.

Estos enfocadores, para pocos aumentos y oculares ligeros pueden aguantar, pero si al porta ocular le ponemos un ocular pesado o una cámara y sus artilugios o bien para mayores aumentos, no van bien.

Otras veces viene de serie un enfocador crayford, el cual también se puede adquirir aparte y sustituir el de cremallera. El enfocador crayford ya no utiliza un sistema dentado de engranaje, sino un mecanismo de fricción, mucho más preciso que el de cremallera y sin sus holguras y otros inconvenientes. Además, estos enfocadores tienen una doble velocidad de enfoque, con lo que podemos hacer un macroenfoque y un microenfoque más fino.

Otro aspecto importante de los enfocadores crayford, es que tienen un tornillo de bloqueo en la parte inferior que permite bloquear el movimiento del enfocador, de manera que éste no se mueva y, por tanto, no se desenfoque. Esto es especialmente importante en astrofotografía, donde el peso de la cámara y otros elementos que se puedan poner, al ser las tomas de larga exposición, podría mover el enfocador, perdiéndose el foco y estropeando la imagen.

Si bien, como he comentado, el reflector newton es el más popular, existen otros diseños de telescopios reflectores. Entre otros está el reflector Cassegrain, el cual es base de los telescopios catadióptricos.

El telescopio Cassegrain fue inventado, también en el siglo XVII, por el francés Guillaume Cassegrain. Basándose en un diseño inventado por el matemático y astrónomo escocés James Gregory, Cassegrain inventó un reflector que, al igual que el reflector ideado por Newton, la luz se refleja en un espejo cóncavo (primario) situado en el otro extremo del tubo, pero antes de hacer foco, en lugar de reflejarse en un espejo plano y desviarse 90º para hacer foco, la luz se refleja en otro espejo curvo (secundario) en sentido hacia el espejo primario, atravesándolo por una perforación central y haciendo foco por detrás del mismo.

En el reflector Gregory, el espejo primario era parabólico, como el Newton y el secundario elíptico. Pero no tuvo mucho éxito debido a lo complicado que era tallar estos espejos con la precisión adecuada. En el reflector Cassegrain, inicialmente el espejo secundario era esférico, si bien el moderno Cassegrain utiliza un espejo hiperbólico como espejo secundario.

Con esta combinación de espejos se consigue una eliminación total de la aberración esférica. Pero no solo eso, además, la distancia focal del telescopio se hace mayor. En concreto, si consideramos la ampliación del cono de luz del espejo secundario desde su foco, que será el foco real del telescopio, hasta que el diámetro de dicho cono iguala al diámetro de apertura del telescopio, la distancia focal es esta distancia (desde el foco a la igualación de diámetros).

De esta manera, la distancia focal es como tres o cuatro veces más la longitud del tubo, a diferencia de los refractores y newtonianos, donde la distancia focal coincide con la longitud del tubo.

Telescopios catadióptricos

Los telescopios catadióptricos tienen espejos y lentes. Hay varios tipos, pero los dos más populares, el Schmidt-Cassegrain (abreviado como SC) y el Maksutov-Cassegrain (popularmente conocido como Mak), se basan en el reflector Cassegrain. Pero tienen dos diferencias respecto a éste. Por un lado, el espejo primario no es parabólico, sino esférico; por otro lado, en el extremo opuesto del tubo al espejo primario (en la entrada del tubo) hay una lente, llamada placa correctora, del diámetro de la apertura del telescopio. El espejo secundario, el cual es convexo, está situado junto a la placa correctora.

Como ya se comenta en Un poco de óptica, los espejos esféricos son más fáciles de construir y, por tanto más baratos. Pero las placas correctoras son difíciles de construir y no son baratas. Por ello los catadióptricos se construyen en aperturas entre los 10 y 30 cm, siendo unos telescopios muy populares en estas aperturas.

La finalidad de la placa correctora es mejorar la calidad de la imagen, corrigiendo las aberraciones que nos quedaban, la curvatura de campo y la coma. Además, estos telescopios son muy compactos, poco aparatosos, con unos tubos cortos y largas distancias focales.

Por otro lado, al cerrar el tubo la placa correctora, hace que el espejo primario no se llene de polvo, así como de apoyo del secundario, el cual no se sujetará en la típica araña del Newton que produce esa difracción en las estrellas. Pero también al estar cerrado el tubo, hace que su aclimatación sea mayor.

Las imágenes siguientes son de un Schmidt-Cassegrain 203/2032 de f/10 y que utilizo para planetaria. ¡¡¡¡Un tubo de 43 cm de largo con una distancia focal de 2 metros!!!!

Como se observa en la primera fotografía anterior, y como ocurre en los refractores, es necesario el uso de una diagonal en visual. Como en los refractores, el porta ocular está situado en el extremo opuesto de la entrada de luz, por lo que sino se usa una diagonal, la postura para observación puede ser muy incómoda. Si le ponemos una cámara fotográfica, ya no hace falta.

La diferencia entre el Schmidt y el Maksutov está en la placa correctora. El primero se basa en la cámara Schmidt, más que un telescopio una cámara fotográfica, ideada en 1932 por el astrónomo y óptico alemán, si bien nació en Estonia, Bernhard Schmidt. Una cámara Schmidt consiste en un tubo reflector con un espejo cóncavo de sección esférica en un extremo del tubo. En el otro extremo, por donde entra la luz, tiene la placa correctora, que es una lente muy delgada con un abultamiento esférico en su centro.

La luz atraviesa la placa correctora y se refleja en el espejo, convergiendo en el foco en el que hay situado una placa fotográfica. Como he comentado, es una cámara fotográfica con una relación focal muy corta (f/4 o menos).

El Maksutov Cassegrain se basa en la cámara Maksutov, una variante de la Schmidt ideada en 1941 por el óptico y astrónomo soviético Dmitri D. Maksutov. En este caso la placa correctora es con forma de menisco, la cual es mucho más fácil de construir. Además, la placa fotográfica no está separada de la placa correctora, es decir, ésta está cerca del foco y, por tanto, el conjunto es más compacto.

Para diámetros no muy grandes (hasta los 200 mm), los Mak rinden mejor, con más contraste debido a una obstrucción central menor. Pero los Mak tienen relaciones focales grandes, lo cual los hace ideales para planetaria, pero no son unos «todoterrenos» como los SC. Además, éstos los encontramos en diámetros superiores a los 200 mmm, mientras que los Mak no superan estas aperturas.

El enfoque en un catadióptrico no es como en los refractores y reflectores. En un catadióptrico, al mover el enfocador no se mueve el porta ocular, sino lo que hace es bascular el espejo primario.

Esto hace que estos telescopios tengan que colimarse, especialmente los SC. En estos telescopios solamente se ha de colimar el espejo secundario. En la parte frontal del tubo, el soporte del espejo secundario, que atraviesa la placa correctora, tiene tres tornillos de colimación.

Aunque existen colimadores para Schmidt Cassegrain, lo mejor es hacerlo de noche y con una estrella.

Los Mak, aunque son muy poco susceptibles a la descolimación, de vez en cuando también hay que colimarlos; en este caso solamente se colima el espejo primario con unos tornillos situados en la parte posterior del tubo, junto al espejo primario.

Así, los catadióptricos son telescopios muy compactos, lo que los hace muy versátiles. Son tubos con largas distancias focales que nos dan bastantes aumentos, ideales para planetaria. Para cielo profundo, yo me inclino más por un refractor o un reflector, pero esa es mi opinión.