Astronomía

Aumento del telescopio en comparación con la distancia desde un objeto

Aumento del telescopio en comparación con la distancia desde un objeto


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Estoy mirando a Saturno a través de un modesto telescopio a 50x. ¿Qué punto en el espacio, expresado como la distancia desde Saturno, digamos que está a 750 millones de millas de la Tierra, necesitaría ver Saturno a simple vista y verlo con el mismo tamaño aparente visto desde la Tierra a 50x? ¿Cómo calculo esto en general también para otros objetos? ¡Gracias!


Simplemente divida la distancia real por el aumento. En su ejemplo, eso daría 750 millones / 50, que son 15 millones de millas. (En realidad, Saturno se encuentra actualmente a más de 800 millones de millas de la Tierra).

La razón por la que esto funciona es que un aumento de M significa que el objeto es M veces su tamaño lineal aparente, lo que requiere estar M veces más cerca. Esta es una ligera aproximación, pero está bien para objetos distantes.


Primero, una mirada intuitiva a la ampliación

A pesar de todos los diagramas y ecuaciones, lo que hace un telescopio para ampliar las imágenes no es mágico ni complicado. En realidad, es bastante simple e intuitivo.

La lente del objetivo enfoca la imagen en su distancia focal. Cuando se ve desde la posición de la lente del objetivo, esta imagen del cielo tiene el mismo tamaño que la vista del cielo del ojo; es decir, los ángulos de distancia entre las estrellas son exactamente los mismos que los ves cuando miras hacia arriba.

Luego, el ocular, con una distancia focal mucho más corta, te permite acercarte mucho a esa imagen para mirarla y, sorpresa, cuando te acercas, la imagen es más grande. Si el ocular le permite acercarse el doble, la imagen es el doble de grande. Si el ocular le permite acercarse 50 veces más, entonces la imagen es 50 veces más grande. Sencillo.


Microscopio

Un microscopio es un instrumento que amplía objetos que de otro modo serían demasiado pequeños para ser vistos, produciendo imágenes ampliadas de objetos pequeños, que de otro modo serían demasiado pequeños para ser vistos a simple vista, permitiendo al observador una visión extremadamente cercana de estructuras diminutas a una escala conveniente para el examen y análisis.

Un microscopio tiene un objetivo con una distancia focal pequeña. El objetivo es físicamente pequeño (aunque puede tener una gran apertura numérica debido a la corta distancia focal). El objetivo forma una imagen real del sujeto dentro del tubo del microscopio, el aumento de estas imágenes varía de aproximadamente 4 a 100 con respecto al sujeto original. Luego, un ocular amplía aún más esta imagen real. El aumento general es el producto del aumento del objetivo y el aumento del ocular.


Cambiar la ampliación con una lente Barlow

Una lente Barlow es un accesorio que multiplica el aumento. Por ejemplo, un Barlow 2x duplica el aumento y un Barlow 3x lo triplica.

Un Barlow no es & # 8217t en realidad un ocular & # 8211, sino que encaja entre el ocular y el enfocador del telescopio.

Volviendo a nuestro telescopio de 600 mm:

600 mm / 10 mm = aumento de 60x (sin Barlow)

Podríamos duplicar este aumento con una lente Barlow:

(600 mm / 10 mm) * 2 = aumento de 120x (con 2x Barlow)

Entonces, una lente Barlow básicamente le brinda opciones de aumento adicionales. En cierto modo, duplica la colección de su ocular porque cada ocular ahora tiene dos posibles aumentos: con un Barlow y sin.


Física del señor Toogood

Diagrama de rayos para mostrar la formación de la imagen en un ajuste normal.

Ampliación angular en ajuste normal.

Longitudes focales de las lentes.

3.9.1.2 Telescopios reflectores

Disposición en cassegrain utilizando un espejo primario cóncavo parabólico y un espejo secundario convexo.

Diagrama de rayos para mostrar la trayectoria de los rayos a través del telescopio hasta el ocular.

Méritos relativos de reflectores y refractores incluido un tratamiento cualitativo de aberraciones esféricas y cromáticas.

3.9.1.4 Ventajas de los telescopios de gran diámetro

Resolución angular mínima del telescopio.

El poder recolector es proporcional a diámetro 2 .

Los estudiantes deben estar familiarizados con el rad como unidad de ángulo.

Observaciones astronómicas

Hasta ahora solo hemos considerado la luz que pasa a través de una lente, siendo dispersada por un objeto cerca de la lente. Las estrellas son fuentes puntuales de luz, que están tan lejos que la luz que nos llega es casi exactamente paralela. Por definición, se dice que una fuente de luz que produce rayos de luz paralelos está en el infinito. Entonces, aunque las estrellas son no a una distancia infinita, incluso la estrella más cercana está tan lejos de la Tierra que parece ser una fuente puntual de luz.

Los telescopios astronómicos no magnifican las estrellas, todavía parecen ser poco más que puntos de luz incluso a través de los telescopios más poderosos. De hecho, no fue hasta hace muy poco que se pudieron hacer imágenes de cualquier estrella, e incluso entonces las imágenes requieren múltiples telescopios y mucho procesamiento por computadora. La imagen de abajo es la primera imagen tomada de una estrella que no sea el Sol.

Figura 1: Una imagen de la estrella Antares tomada por el interferómetro del Very Large Telescope de ESO.

A pesar del hecho de que a través de la mayoría de los telescopios, las estrellas todavía aparecen como puntos de luz, todavía hemos logrado aprender mucho sobre el universo simplemente estudiando cuidadosamente la luz y construyendo cada vez mejores telescopios.

Los telescopios astronómicos vienen en dos tipos diferentes,

  • Telescopios refractores: construidos a partir de dos o más lentes convexas.
  • Telescopios reflectantes: construidos a partir de un espejo cóncavo.

Cada uno tiene su propio conjunto de limitaciones y ventajas.

Telescopios refractores

Estos telescopios usan dos lentes para recolectar luz y permitir la visualización de objetos astronómicos. Estos son los más fáciles de entender y fueron los primeros en desarrollarse. Consisten en una lente objetivo y una lente ocular. La lente del objetivo recoge la luz de las estrellas y la enfoca en su distancia focal, $ f_PS Esto forma una imagen real intermedia. La lente del ocular se coloca a una distancia de 1F de la imagen intermedia y produce rayos de luz paralelos.

Figura 2: El diagrama de rayos para un telescopio astronómico en ajuste normal con tres rayos no axiales. Un diagrama importante que necesitas aprender.

Es importante que la lente del ocular produzca rayos paralelos, de lo contrario el ojo del observador tendría que trabajar más para ver la luz y causaría fatiga. En esta disposición, el ojo del observador está relajado o no acomodado. Como los rayos emergentes son paralelos, la imagen creada está en el infinito. La disposición se muestra a continuación. Este es un diagrama que debe aprender y se espera que lo reproduzca en un examen. En el siguiente video te muestro cómo dibujar este importante diagrama.

Algunas cosas importantes a tener en cuenta sobre esta disposición, llamada ajuste normal, son que las dos lentes están dispuestas de modo que sus puntos focales estén en el mismo lugar. La lente del objetivo tiene una distancia focal mucho más larga que la lente del ocular y el ángulo beta $ es mayor que el ángulo alfa $. Las distancias focales de las dos lentes también definen la longitud del telescopio.

Ampliación angular

Son estos dos últimos puntos los que determinan el aumento del telescopio. Como el ángulo beta $ es mayor que alfa $, la imagen tendrá un tamaño angular mayor. El tamaño angular es el tamaño aparente en el que aparece un objeto y depende tanto de su tamaño real como de su distancia del observador. Dos objetos pueden tener tamaños muy diferentes, pero si se encuentran a distancias diferentes de los observados, pueden parecer del mismo tamaño. Por ejemplo, la luna tiene un diámetro de $ cantidad <3474>$, pero como es $ cantidad <384400>$ de la Tierra, tiene un tamaño angular de:

Es inusual usar radianes en astronomía, la unidad estándar de ángulo es el grado y sus subdivisiones, llamadas minutos de arco ($ unidades$) y segundos de arco ($ unidadesPS Hay $ cantidad <60>$ en un grado y $ cantidad <60>$ en una $ unidades$ .

Ángulo en grados Ángulo en minutos de arco o segundos de arco
$1$ $ cantidad <60>$
.5$ $ cantidad <30>$
.1$ $ cantidad <6>$
$ frac <1> <60> $ o $ cantidad <0.01667> <& deg> $ $ cantidad <1>$ o $ cantidad <60>$
$ frac <1> <1800> $ o $ cantidad <0.00056> <& deg> $ $ cantidad <30>$
$ frac <1> <3600> $ o $ cantidad <0.00028> <& deg> $ $ cantidad <1>$

¡No es inusual en astronomía medir tamaños angulares tan pequeños como una centésima de segundo de arco! No se esperará que convierta entre radianes y segundos de arco, pero es posible que tenga que convertir grados en minutos o segundos de arco.

El tamaño angular de la luna es aproximadamente $ cantidad <0.5> <& deg> $ o $ cantidad <30>$

Los telescopios aumentan el tamaño angular de un objeto, de modo que el ángulo subtendido por el objeto cuando se ve a simple vista es mucho menor que el ángulo subtendido por la imagen cuando se ve a través del telescopio.

Figura 4: Comprender cómo un telescopio puede producir un aumento angular.

Por lo tanto, el aumento angular se puede calcular comparando el tamaño de estos dos ángulos, alfa $ y beta $:

Al observar el diagrama a continuación, también podemos ver que los rayos de luz dentro del telescopio forman dos triángulos cuyos ángulos alfa $ y beta $ se pueden describir como:

Figura 5: Ampliación angular en un telescopio refractor.

Donde $ h $ es la altura de la imagen intermedia. En la práctica, los dos ángulos serán muy pequeños, así que usando la aproximación de ángulo pequeño donde $ tan & theta approx & theta $ cuando theta $ se mide en radianes:

Entonces podemos mostrar que la relación de los dos ángulos también es igual a la relación de las distancias focales de las dos lentes:

Por lo tanto, los telescopios están diseñados para tener distancias focales muy cortas en el ocular y una distancia focal mucho más larga en el objetivo. Esto también significa que para obtener mayores aumentos, se requieren telescopios mucho más largos. Esto trae varios problemas técnicos, como la dificultad de producir una estructura lo suficientemente fuerte como para soportar el peso de estar inclinada hacia el cielo, así como la necesidad de tener las lentes perfectamente alineadas a lo largo del eje principal. Aunque se han construido muchos telescopios refractores muy potentes, estas limitaciones, entre otras, restringen su uso en las observaciones astronómicas modernas.

Ejemplo resuelto

Uno de los primeros telescopios refractores construido por Johannes Hevelius tenía una longitud de $ cantidad <3.7>$ y una ampliación de $ 50 $. Calcule las distancias focales tanto del objetivo como de las lentes del ocular.

Suponemos que el telescopio está en ajuste normal, por lo que si la longitud total del telescopio es $ cantidad <3.7>$, luego:

Y si el aumento es de $ 50 $ entonces:

Por tanto, el objetivo tendrá una distancia focal de:

Telescopios reflectores

Los telescopios reflectores utilizan grandes espejos parabólicos para captar la luz. De manera similar a los telescopios refractores, enfocan la luz a un ocular, pero los telescopios reflectores tienen muchas ventajas sobre los refractores. Para las observaciones astronómicas, es vital recolectar la mayor cantidad de luz posible, la mayoría de los objetos que se estudian se encuentran a una gran distancia y son objetos de puntos tenues. Por lo tanto, aumentar una estrella tiene poco efecto, todavía aparece como un objeto puntual, pero al recolectar más luz nos permite hacer imágenes más brillantes que son más útiles para estudiar. La cantidad de luz que puede captar un telescopio es proporcional a la cuadrado del diámetro del telescopio.

La pupila del ojo puede ser de hasta $ cantidad <8>$ cuando está completamente dilatado, pero el telescopio reflector relativamente barato puede ser $ cantidad <15>$ de diámetro, esto significa que puede recolectar 350 veces más luz:

Esto permite al observador ver más detalles en objetos más cercanos, pero, lo que es más importante, permite ver objetos mucho más tenues. Animo a todos los estudiantes a que prueben esto saliendo al aire libre en una noche despejada y mirando las estrellas con un par de binoculares y comparando la diferencia que puede hacer incluso un pequeño aumento en el brillo de alrededor de 25 veces.

Los espejos se pueden fabricar en tamaños muy grandes, por lo que estos telescopios pueden ver objetos muy tenues.

Los telescopios reflectores vienen en dos formas principales, newtoniano y cassegrain. La diferencia entre ellos está en la ubicación del ocular. Ambos tipos constan de un gran espejo primario que recoge la luz y la refleja en un pequeño espejo secundario. El espejo secundario enfoca la luz y la dirige hacia una lente ocular.

El telescopio newtoniano está diseñado para que el ocular esté en la parte superior del telescopio, junto a la apertura principal. Esto lo hace más adecuado para observaciones cómodas desde una posición de pie o sentada. La disposición de Cassegrain, que se muestra a continuación, coloca el ocular detrás el espejo primario, y los rayos se dirigen a través de una abertura en él. Esto lo hace más adecuado para colocar una cámara en el objetivo y también es mucho más útil cuando se amplían los telescopios a tamaños grandes. Al observar la disposición a continuación, puede pensar que tener el espejo secundario en esa posición causaría una gran obstrucción en la imagen, pero es importante recordar que ambos rayos que se muestran son del mismo punto del objeto, no se pierde información. colocando el espejo aquí.

Figura 6: El diagrama de rayos de un telescopio Cassegrain. Otro que necesitas aprender.

Debe poder dibujar este diagrama de rayos para un telescopio Cassegrain, por lo que algunas cosas importantes a tener en cuenta son:

  • Los rayos entran en el telescopio en paralelo.
  • Los rayos no se cruzan ante el espejo secundario, de hecho, no deben cruzar hasta que alcancen la apertura del espejo primario.
  • El espejo secundario es un espejo convexo y debe mostrarse claramente como tal.
  • Sombrear o sombrear el lado no reflectante es una buena idea.

Aberraciones

Tanto los telescopios refractores como los reflectores son instrumentos científicos precisos que se utilizan para realizar observaciones muy cuidadosas de puntos de luz muy pequeños y, por lo tanto, deben fabricarse con especificaciones muy altas. Esto significa que pequeñas imperfecciones en su diseño pueden provocar grandes distorsiones en las imágenes creadas. Estas distorsiones, o aberraciones generalmente son causadas por la forma de la lente o el espejo, o por la física fundamental de la refracción a través del vidrio.

Si el espejo o la lente son demasiado esféricos, puede producir una aberración esférica. Esto hace que los rayos se lleven a diferentes focos dependiendo de su distancia del eje principal. Cuanto más lejos del eje principal esté el rayo, menor será su distancia focal.

Figura 7: Aberración esférica a través de una lente. Figura 8: Aberración esférica debida a un espejo.

Estos son otro conjunto de diagramas de rayos que debes saber dibujar, un mnemónico útil que utilizo para recordar el diagrama es que la cLoser el rayo es el eje principal, el Lmás su distancia focal.

El efecto óptico de una aberración esférica es hacer que la imagen sea muy borrosa ya que hay muchos puntos focales, en lugar de uno solo. La imagen a continuación fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble, que sufrió una aberración esférica cuando se lanzó por primera vez debido a un error de fabricación que tuvo que corregirse mientras el telescopio estaba en órbita.

Figura 9: Un ejemplo de aberración esférica tomada a través del telescopio espacial Hubble.

La imagen de la izquierda muestra la aberración esférica y puede ver fácilmente cómo la imagen está borrosa y manchada en un disco. La imagen de la derecha está mucho más enfocada, aunque algunos efectos pequeños e inevitables debido a la difracción pueden verse como anillos alrededor de la estrella. Otra cosa a tener en cuenta sobre la aberración de la izquierda es que la imagen tiene un campo de visión mucho más amplio, $ cantidad <2>$ en comparación con la imagen corregida que es de solo $ cantidad <0.05>$, 40 veces más pequeño.

La aberración esférica se puede corregir utilizando un parabólico espejo o lente, ya que esto traerá los rayos a un solo foco sin importar su distancia desde el eje principal, como en el diagrama a continuación:

Figura 10:La aberración esférica se puede corregir utilizando un espejo parabólico en lugar de uno esférico.

Sin embargo, los espejos y lentes parabólicos son mucho más costosos de producir, por lo que los telescopios más baratos sufren más de esta aberración que los costosos con ópticas de mayor especificación.

El otro tipo de aberración que sufren los telescopios es aberración cromática. Esto se debe a que diferentes longitudes de onda de luz se difractan en una cantidad diferente a medida que pasan a través de una lente. La luz azul se enfoca más cerca de la lente y la luz roja tendrá una distancia focal más larga. Esta es una propiedad fundamental de la refracción y, como tal, solo afecta a los telescopios refractores.

Figura 11: Aberración cromática en una lente

La imagen de la luna a continuación es un ejemplo extremo de aberración cromática y, por lo general, el efecto no es tan drástico.

Figura 12: Un ejemplo bastante extremo de aberración cromática.

La aberración cromática se puede corregir utilizando un doblete acromático que consta de dos lentes, una convergente, hecha de vidrio corona, que se fija a una lente divergente hecha de un tipo diferente de vidrio llamado vidrio flint. Estas lentes refractan la luz en direcciones opuestas y permiten que la luz roja se enfoque en el mismo punto que la luz azul.

Figura 13: Corrección cromática mediante el uso de una segunda lente.

Comparación de telescopios

La mayoría de los observatorios modernos utilizan telescopios reflectores porque ofrecen muchas ventajas sobre los refractores. El hecho de que los reflectores no sufran aberraciones cromáticas es un factor importante. Sin embargo, también hay varias otras razones para elegir un telescopio reflector en lugar de un refractor. Los telescopios reflectores pueden diseñarse para observar longitudes de onda de luz fuera del espectro visible, lo que permite a los astrónomos ver el universo en detalle en áreas que nuestros ojos no pueden percibir directamente.

Los espejos son mucho más fáciles de producir que las lentes y, como las lentes son muy pesadas, cuando se vuelven demasiado grandes, pueden distorsionarse por su propio peso y causar una aberración esférica más grave. Se pueden fabricar grandes telescopios reflectantes utilizando varios espejos más pequeños, estos se denominan espejos compuestos. Esto tiene la ventaja de que se puede controlar la posición exacta de cada espejo más pequeño, lo que puede refinar constantemente la forma del espejo general. El telescopio refractor más grande jamás construido fue el Observatorio Yerkes, construido en 1890 y tenía un diámetro de $ cantidad <100>$, que es pequeño en comparación con algunos de los telescopios reflectores más grandes actualmente en uso.

Figura 14: Una comparación de los telescopios ópticos más grandes del mundo.

Las ventajas de cada tipo de telescopio se pueden resumir en los siguientes puntos:

Telescopios reflectores

  • El diámetro de un espejo puede ser mucho mayor que el de una lente.
  • Las superficies de los espejos se pueden hacer muy delgadas
  • Los espejos no pueden producir aberraciones cromáticas.
  • Los reflectores utilizan espejos paraboloidales y, por lo tanto, no producen aberraciones esféricas.
  • Los reflectores se pueden utilizar para estudiar la longitud de onda larga> 300 nm de UV que penetra en la atmósfera de la Tierra.
  • Los espejos compuestos se pueden hacer muy grandes.
  • Las lentes deben montarse en los bordes para que su peso pueda deformarlas. Es difícil hacer un vidrio lo suficientemente claro para que los telescopios refractores lo vean con gran detalle.
  • Más ligero y más corto para mayores aumentos.

Telescopios refractores

  • Son menos sensibles a los cambios de temperatura que los reflectores.
  • Requieren menos mantenimiento que los reflectores porque los espejos deben re-aluminizarse periódicamente.

Poder de resolución

Al ver objetos distantes a lo largo de la misma línea, puede parecer que están separados por un ángulo pequeño, incluso si están a una distancia considerable. Su separación angular theta = frac$

Figura 15: La separación angular de dos objetos se ve afectada por la distancia a los objetos, así como su distancia entre sí.

Además de las aberraciones descritas anteriormente, si la separación angular entre los objetos es demasiado pequeña, puede limitar el detalle visto por un telescopio. De hecho, esta es una limitación fundamental en el nivel de detalle que pueden ver debido a la difracción de la luz cuando ingresa al telescopio. Toda la luz se difracta cuando pasa a través de una apertura, la cantidad de difracción es mayor cuando el tamaño de la apertura es el mismo que la longitud de onda de la luz. Cuando la luz se difracta a través de una rendija, produce una serie de franjas brillantes. Habrá realizado investigaciones sobre la difracción durante el año 12, pero vale la pena recordar la física y las ecuaciones que describen el fenómeno.

Figura 16: Difracción por una sola hendidura.

La ecuación que describe la posición de la primera franja brillante, theta $ es:

  • $ d $ ancho de la hendidura o apertura.
  • theta $ es el ángulo formado por el máximo central.
  • $ n $ es el orden del máximo.
  • lambda $ es la longitud de onda de la luz.

Cuando la abertura o hendidura es circular, se produce un efecto muy similar, pero en este caso las franjas se vuelven un patrón circular. Aproximadamente $ 98 \% $ de la luz de la fuente está contenida dentro del máximo central brillante, por lo que las franjas posteriores son mucho más tenues. El disco central se llama disco aireado y el patrón circular general se llama Difracción de Fraunhofer patrón. Obviamente, los telescopios de todos los tamaños presentan una apertura circular para una amplia gama de longitudes de onda, y aunque la longitud de onda de la luz visible es mucho menor que el diámetro de un telescopio, todavía se produce una pequeña cantidad de difracción. Si la luz proviene de una fuente puntual, como una estrella, esto crea una serie de franjas circulares brillantes alrededor de la imagen. Este efecto no solo afecta las imágenes de las estrellas, sino que también establece un nivel para la cantidad mínima de detalle que se puede obtener al ver objetos distantes, incluso dentro del sistema solar.

El ángel theta $ hecho por el máximo central en este caso es muy significativo ya que establece el resolución angular mínima del telescopio y la imagen. Se describe mediante una ecuación muy similar, de la cual hay una forma adecuada y una forma más simplificada que puede utilizar. Debido a la naturaleza circular del patrón de difracción, en lugar del número entero, se usa $ n $ para determinar el orden del máximo, en su lugar se usan múltiplos enteros de 1.22. Y como el ángulo theta $ en $ unidades$ es muy pequeño, la aproximación de ángulo pequeño donde se mantiene $ sin & theta approx & theta $. Por tanto, el ángulo formado por el máximo central es:

En la especificación AQA, el 1.22 se elimina para dar:

Sin embargo, puede usar cualquiera de las ecuaciones y no será penalizado.

Figura 17: Difracción a través de una apertura circular, mostrando el máximo brillante central y el disco Airy.

Si dos objetos parecen estar demasiado cerca, sus patrones de difracción se superponen demasiado y puede resultar imposible resolverlos como objetos separados. Esto está definido por el arbitrario condición llamada Criterio de Rayleigh, el cual establece que:

Dos fuentes se resolverán (solo) si el máximo central del patrón de difracción de una coincide con el primer mínimo de la otra.

Figura 18: El criterio de Rayleigh muestra cómo las imágenes pueden volverse irresolubles si la separación angular es demasiado pequeña.

Entonces, si los dos objetos están separados por un ángulo de lt & theta $, sus discos aireados se superponen y no pueden resolverse como imágenes separadas. Los factores que afectan esta separación angular mínima son el diámetro del telescopio y la longitud de onda de la luz que se observa. Esto le da otra ventaja a los telescopios reflectores, ya que se pueden construir mucho más grandes, por lo que $ D $ es más grande y hay menos difracción. De hecho, el diámetro efectivo de un telescopio reflector se reduce por el araña que sostiene el espejo secundario, pero en las preguntas del examen lo descuidaremos y siempre realizaremos cálculos sobre el diámetro total del telescopio. Sin embargo, los telescopios que observan longitudes de onda de luz más largas, como los radiotelescopios, sufrirán estos problemas mucho más que los telescopios ópticos.

Este problema no solo afecta la capacidad de ver las estrellas por separado, sino que también limita la cantidad de detalles que se pueden ver en objetos más cercanos, por ejemplo, si una característica de un planeta o luna, o incluso en toda una galaxia tiene una tamaño angular de lt & theta $ no se resolverá contra objetos cercanos. Un buen ejemplo de la cantidad de detalles que puede resolver un telescopio se muestra en las dos fotos a continuación. Ambos han sido tomados por el mismo telescopio y cámara, pero a diferentes distancias del objeto, y puede ver claramente cuántos detalles más se pueden ver en la foto tomada desde la distancia más corta.

Figura 19: Un ejemplo del efecto de la resolución angular mínima.

Ejemplo resuelto

La tabla resume algunas de las propiedades de Vesta, uno de los objetos más grandes en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter.

Aunque la unidad, $ unidades$ aún no se ha cubierto, vale la pena pensar en el problema en el contexto de esta pregunta. Una unidad astronómica, $ unidades$, es la distancia media entre la Tierra y el Sol, y es igual a $ cantidad <1.50 times 10 ^ <11>>PS Sería fácil apresurarse en esta pregunta y convertir la mayor distancia del Sol en metros, pero al mirar el diagrama a continuación, puede ver que la mayor distancia entre la Tierra y Vesta es cuando están en lados opuestos del Sol.

Figura 20:Ejemplo resuelto: la distancia máxima de la Tierra a Vesta.

Entonces, la distancia máxima entre los dos es $ cantidad <1>+ cantidad <2.57>= cantidad <3.57>$ que en metros es:

En esta pregunta, se nos dan todos los datos que necesitamos y tenemos que sustituirlos correctamente en la ecuación para el ángulo en radianes:

El examinador esperará ver evidencia de que ha realizado el cálculo, no solo escribirlo con los datos proporcionados. La mejor manera de demostrar esto es dar la respuesta del cálculo a cifras más significativas que las proporcionadas, por ejemplo:

Como se nos ha dicho, la resolución angular mínima del telescopio es $ cantidad <3.3 veces 10 ^ <–7>>$, podemos usar la ecuación, theta approx frac <& lambda>PS En este caso, el factor de 1,22 se puede eliminar por simplicidad. La clave para responder correctamente a esta pregunta es elegir la longitud de onda que produciría el ángulo más pequeño que se pueda resolver.

Cuanto mayor sea la longitud de onda, mayor será la cantidad de refracción y mayor será el ángulo resoluble más pequeño. Cuando el límite de resolución es pequeño, se pueden ver más detalles en la imagen. En este caso, tomamos la longitud de onda de luz más pequeña observable y la dividimos por el ángulo.

Si realizáramos el mismo cálculo con la otra longitud de onda de luz obtendríamos un tamaño de telescopio de:

Aunque este valor es un diámetro razonable para un telescopio, si usamos este diámetro para encontrar el ángulo resoluble más pequeño para la longitud de onda $ cantidad <1.0> <& mum> $, obtenemos:

Como $ cantidad <6.6 veces 10 ^ <-8>>& lt cantidad <3.3 veces 10 ^ <–7>>$ este no puede ser del tamaño del telescopio.

También tenga en cuenta que la respuesta se ha dado a dos cifras significativas, al igual que los datos de la pregunta.

En esta pregunta se nos pide que comparemos la resolución angular mínima del IRTF con el tamaño del asteroide Vesta. Se nos ha dicho que el telescopio puede resolver ángulos tan pequeños como $ cantidad <3.3 veces 10 ^ <–7>>PS En este ejemplo, Vesta es $ cantidad <1.73 veces 10 ^ <11>>$ de la Tierra, y a esta distancia el IRTF podría resolver objetos tan pequeños como:

Esto significa que los detalles que están alrededor de $ cantidad <50-60>$ se puede resolver en la superficie del asteroide.

También puede comparar el ángulo mínimo resoluble del telescopio con el tamaño angular del asteroide a esta distancia:

Esto es aproximadamente & veces10 más grande que el ángulo resoluble más pequeño del telescopio, por lo que las características de alrededor de una décima parte del tamaño de Vesta podrían resolverse.

Para obtener todo el crédito por esta pregunta, tendría que indicar que la resolución angular más pequeña es más pequeña que el tamaño angular del asteroide Y respaldarla con una declaración cuantitativa sobre la cantidad de detalles que se pueden ver.


¿Qué telescopio terrestre es mejor para la astronomía?

El telescopio terrestre Celestron Ultima 100 es uno de mis telescopios favoritos para la astronomía. Tiene una potencia de aumento de 22-66x y un objetivo de 100 mm de diámetro. Un diámetro de lente tan grande le ayudará a ver estrellas y meteoros brillantes y claros. Además, es a prueba de agua y niebla, por lo que no tiene que preocuparse incluso si la temperatura baja por la noche (lo que a menudo causa empañamiento si un visor no es a prueba de niebla).

Entonces, en mi opinión, Celestron Ultima es el mejor telescopio para observaciones astronómicas.


Astronomía visual en el ocular del telescopio

Cuando era un niño pequeño, recuerdo que me llevaron de regreso a Portland, Oregón por la noche, después de una visita a familiares en el campo. Me acosté en la parte trasera de la camioneta mirando al cielo a través de la ventana trasera. Las estrellas eran tan brillantes contra el negro más oscuro de los cielos. Me dolían los ojos al mirar las estrellas más brillantes. Qué contraste con los cielos deslavados de la ciudad de Portland incluso en 1960.

¿Qué hace un telescopio?

Un telescopio amplía los objetos distantes, haciéndolos parecer más grandes. A esto lo llamamos aumento. Se dice que un objeto hecho para parecer cinco veces más grande se magnifica "5x".

Al mismo tiempo, esperamos que la imagen ampliada revele detalles que de otro modo serían invisibles. Una imagen ampliada 5x debería tener cinco veces más resolución, de lo contrario experimentaremos una "ampliación vacía", una imagen borrosa. La apertura establece el límite de resolución: una mayor apertura significa una mayor resolución. Hacer coincidir la resolución de nuestro ojo con la resolución de apertura requiere un aumento de aproximadamente 25x por pulgada de apertura [10x por centímetro].

La ampliación de un objeto distante también lo atenúa a medida que la luz se difunde *. Un objeto distante que se amplía 5x será 25 veces más tenue ya que el área aparente del objeto se ha incrementado 25 veces. Aparte de los planetas brillantes, la Luna y el Sol, la gran mayoría de los objetos astronómicos que se encuentran insondablemente lejanos son asombrosos, débiles y diminutos. Ampliar un objeto astronómico distante para que podamos discernir su forma o detalles interesantes también hace que el objeto astronómico sea mucho más tenue. Aumentar la apertura es la clave: una apertura cinco veces mayor que la pupila del ojo por la noche traerá 25 veces más luz, equilibrando la pérdida de luz debido al aumento.
* Nuestros telescopios no pueden convertir una estrella en un disco, por lo que nunca vemos la luz esparcirse. En consecuencia, las estrellas no se atenúan con el aumento.

El brillo se mide en magnitudes, una escala logarítmica. El brillo absoluto del Gran Cúmulo Globular en Hércules, Messier 13 tiene una magnitud de -8,5. Su distancia de nosotros es de 22.200 años luz o 6800 parsecs, lo que hace que su magnitud absoluta se atenúe de -8,5 a una magnitud aparente de 5,8. Su diámetro de 170 años luz o 52 parsecs nos parece que cuando miramos hacia el cielo tiene 20 minutos de arco de diámetro o un tercio de grado de diámetro. El brillo por área, magnitud 5,8 distribuida en 20 minutos de arco de diámetro es 12,6 MPAM (magnitud por minuto de arco al cuadrado) y dado en segundos de arco al cuadrado es 21,3 MPAS (magnitud por segundo de arco al cuadrado).

Aquí hay una tabla donde puedes comparar Messier 13 en tres escenarios: absoluto, en el cielo y en un telescopio de apertura de 10 pulgadas [25 cm] con un aumento de 100x.

Absoluto En el cielo En 10 pulgadas [25 cm]
telescopio, 100x
Brillo (magnitud) -8.5 5.8 0.8
Brillo de la superficie (arco mínimo al cuadrado) 12.6 15.1
Tamaño 170 años 20 minutos de arco 33 grados
Estrellas individuales más brillantes (magnitud) -3.2 11 6
Resolución 2 min de arco 1,2 segundos de arco
Contraste de objeto + cielo vs cielo (Bortle 3) 137% 137%

Note that the 10 inch [25cm] aperture gathers 1000 times more light than the unaided-eye and spreads the light out by 10,000 times (100x squared). The total magnitude brightens by 5.0 but the surface brightness dims by 2.5 magnitude per arc-min squared. The contrast stays the same regardless of magnification, since magnification decreases the surface brightness of object and sky equally.

Key to visual detection is contrast: the difference in brightness between the astronomical object and the sky background. That’s what the eye and brain processes and makes conscious. Since the object is far away, behind our atmosphere, the sky background needs to be added to the astronomical object. Therefore, the contrast is the comparison between the astronomical object plus the sky background to the sky background (object+sky) / sky. Visually, an experienced observer finds a contrast difference of 6% obvious a contrast of 3% takes time inspecting the field to discern. Here is what Messier 13 looks like through my 25 inch [64cm] F2.6 telescope at low power.

You can experiment with various telescope factors on astronomical objects using my NewtDesigner.

The magnitude scale

The Greek astronomer Hipparchus in the 2nd century BC invented the magnitude system where the brightest stars are of 1st magnitude and the dimmest are of 6th magnitude. I suspect that this system was in use beforehand: it’s common for humans to divide groups of things into sixes and it would have been natural for us to call the brightest stars “first class”.

The magnitude system is logarithmic not linear. This no doubt because our eyes work logarithmically (or at least semi-logarithmically). For example a star that is 1 magnitude brighter is 250% brighter conversely a star that is 0.1 magnitudes dimmer is 10% dimmer.

The first lesson then is that we cannot get hung up on linear percentages instead we must think in logarithmic magnitudes. This is difficult because discussions today are almost universally in percentages which is completely misleading. Illumination drop-off at the edge of the eyepiece? Stated in percentages (e.g. 15% sounds terrible) should be in magnitudes (e.g. 0.06 mag unnoticeable visually). Mirror coating reflections? Stated in percentages (e.g. 92%) should be in magnitudes (e.g. 0.04 mag loss). It is very difficult to see differences of 0.2 magnitude or less. And when the view is dimmed both object and background are equally dimmed leaving the contrast unchanged. Unless the view is grossly dimmed the unchanging contrast means that the object does not lose visibility. I will be using magnitudes exclusively just as charts and observing manuals.

Observing factors

  • Focal length gives you scale it's important to understand the role of magnification.
  • Aperture increases visibility and detail not only because of greater light gathering power but also because the greater magnification brings the object in closer.
  • Seeing the object in a larger scope then returning immediately to your smaller scope can result in a half magnitude gain.
  • Observer experience is worth 2 magnitudes (I have a series of sketches of M31 from childhood onward).
  • Observer variation is a half magnitude or more.
  • Age matters a magnitude: young kids can see very faint stars as we get older our lens yellows and ability to detect fades.
  • Knowing where to look and what to look for worth a magnitude.
  • Averted vision is worth a magnitude.
  • Dark adaption continues to produce increasing benefits for hours ultimately worth maybe a half a magnitude.
  • Field baffling is an overwhelming factor: the difference between nonexistent and fully baffled views can be worth magnitudes.
  • Covering your head with a black cloth also yields improvements perhaps on the order of a fraction of a magnitude.
  • Time at the eyepiece is worth a magnitude (objects gradually become recognizable or detectable over a period of time and then they fade after a prolonged period of continuous observing).
  • Comfort at the eyepiece is worth a half magnitude.
  • Rested eyes are worth half a magnitude. I often take short breaks throughout the night. Upon returning to the eyepiece I can see more until my eyes tire.
  • Sky transparency is such an overwhelming factor on rare perfect nights I’ve seen scopes perform as if they had almost unlimited aperture let’s call superb sky transparency worth a magnitude or two.
  • Filters are worth a magnitude.
  • Visibility appears to correlate most with aperture then apparent size (the greater the aperture the greater the apparent size limited by the full field of view).
  • True binocular or two eyed viewing results in a half magnitude gain in stellar limiting magnitude and about a magnitude gain for extended objects. Check out Bruce Sayre's experiences building and observing with binoscopes over the many years.

How to look through an eyepiece

After reading horrifying advice on forums on how to look through an eyepiece, I guess I need to talk about this subject.

Your eye needs to be centered over the eyepiece and looking down its axis. You also need to position your eye above the eyepiece at the correct distance. Some eyepieces come with a rubber cup that places your eye at the correct spacing above the eyepiece. You can look up the eye relief spec for the eyepiece to get a guide. In the field move your eye away and towards the eyepiece. Slowly move your eye inward until you can see the field stop - the black edge of the field of view.

Unless you have astigmatism, look without glasses. Refocusing the eyepiece will take care of near and far sighted eyes. In fact, try to position the eyepiece as far outward as possible. To do this, move the eyepiece outward such that the stars look out of focus. Now slowly move the focuser inward until the stars just come to focus. This is the most relaxed, infinity focused position for your eye. Moving the focuser inward results in a slightly more magnified view, but at the expense of focusing your eye close-in, which is tiring.

Averted vision works best if you know where to aim your eyes in the field of view. Here's a chart to help.

Move your averted vision zone around the field of view as you desire. Look for a bit here, look for a bit there (your scan pattern), as the objects in the field need. Do not try to fixate on the center of the field! For one thing, this mis-places the zone of averted vision towards the bottom of the field, for another thing, it is not possible to prevent the eye from moving. Several times a second, your eye jumps (a saccade). Between these jumps the eye gathers information. Even between saccades, the eye is jittering. Finally, if you stare too long as a single point, objects will literally begin to disappear from your view. Finally, move the scope in addition to your eye: this helps to 'pop' objects into conscious visibility.

One more bit of advice. Eye shields that block extraneous light, even natural dark-sky light, are amazingly effective. Here's an example:

Oh, and yet one more bit of advice: look down at the dark ground as much possible - your night vision is affected deleteriously by looking up at the sky for too long of periods of time.

Binoscopes

Check out these years of the Oregon Star Party Telescope Walkabout featuring binoscopes.

Make these factors work for you and you can gain magnitudes in observing prowess. It’s like having a much larger scope on hand.

Why do amateurs ignore these factors in favor of obsessing over minutia like their telescope’s diagonal coating quality? Sometimes we humans become superstitious and engage in myopic inquisitions when the situation is difficult or fuzzy. Have courage don’t obsess over some detail of your telescope and instead focus on the factors that matter.

Aperture

At first aperture is everything then it is nothing eventually it simply is. At first we can't get enough aperture. Then almost like a boomerang we trim way back in aperture. Notice how many experienced amateurs own not only their big scope but also a smaller scope? Finally aperture takes its place in the pantheon of factors being traded for field of view and for convenience of viewing. A 6 inch [15cm] is a perfect aperture to learn how to observe. With it you can see thousands of objects from a dark sky. A 12 inch [30cm] will resolve almost all clusters and show galaxy groupings. If you think that you “need” large aperture to see the skies that small aperture won’t work then something has seriously gone amiss. Large aperture makes it more difficult to learn the art of observing. Do yourself a favor and spend a lot of time observing with smaller scopes too.

So why then is aperture the dominant factor? If exit pupil or sky background brightness is kept constant then as aperture increases so must the magnification. The object appears larger and is easier to see. It’s like moving in closer. If magnification is kept constant then the object and background brightness increase also making the object easier to see.

Conduct your own experiments I have. Find a large rock and walk away from it until you can't see it. Now walk towards it. Do this in dark skies and in a forest under dark skies. Try this with a small rock. Take a magazine page then shine a very dim flashlight on it. Walk away. Now walk towards it. At first it simply becomes easier to detect eventually the largest shapes are discernable and finally large print. Walking towards the rock or magazine page is equivalent to increasing aperture. Better yet take a nice enlarged print of a galaxy or globular cluster or planetary nebula or dark nebula. Dimly light it. Walk away and towards it. Not only does the object become easier to see as you approach the print individual stars and detail become more visible too. That's aperture and magnification at work.

Magnification

What magnifications should be used? I favor three strategies both based on exit pupil (the eyepiece's focal length in mm divided by the telescope's overall focal ratio [e.g. 24mm eyepiece on a F/6 scope produces a 4mm exit pupil]):

The first is based on Richard Berry's advice. Arrange your eyepieces so that they give exit pupils as following:
5-7mm Richest Field observing
3-5mm best deep sky observing
1-2mm best detailed observing (globulars planetaries lunar and planetary)

The second is based on Stephen O'Meara's comments (e.g. his Herschel 400 Observing Guide). He uses modest aperture (4 inches [10cm]) at low medium and high powers. He takes his time studying the object carefully at each power. His low medium and high exit pupils are:
4.4mm
1.4mm
0.96mm
If you are wondering who to look to for observing advice pay attention to the top observers who use smaller scopes like O'Meara.

The third is a strategy that I've developed in response to the super wide angle eyepieces available today. It allows me to see large scale objects otherwise too big for a given scope. I call this strategy “framing” or “composing” the view where the object is magnified to fill the eyepiece’s field of view as much as possible with a nice border around it for contrast. Increasing the apparent object size beyond this 'cut-off' results in a less pleasing more difficult view. Here the widest possible field of view is important even at the cost of more glass for the light to pass through. In this approach I smoothly decrement the exit pupil. I use a set of exit pupils as follows (note thatthe typical set of eyepieces does not fit nicely):
5-6mm for largest scale objects
3-4mm for medium scale objects
1-2mm for small scale objects

Finally poor seeing conditions especially with larger apertures will limit magnifications to 200-300x or 2-3mm exit pupil.

Wide field observing

Very wide fields of view at widest exit pupils allow for more aperture for a given field and also increased detail because the objects are spread out more. For more on this check out my 'Why Am I Seeing More' page.

Sky background brightness

What is sky glow brightness? The night sky even at very dark sites glows faintly due to zodiacal light and airglow. See Brian Skiff's discussion at http://www.astropix.com/HTML/L_STORY/SKYBRITE.HTM. You can measure the darkness (or brightness) of your night using a sky glow meter available at http://unihedron.com/projects/darksky/. Dark sky sites have readings close to 21.5 magnitudes per square arcsecond. Observing through a telescope with your eye's pupil fully opened results in a skyglow in the field of view equal to that of the night sky. Magnifying the image results in smaller exit pupils the useful maximum magnification or smallest exit pupil being close to 1mm.The sky glow brightness drops more than 4 magnitudes to close to 26 magnitude as exit pupil shrinks to 1mm.

Object brightness

For extended objects things are not as simple as stars. For starters it is not possible to increase the surface brightness of an extended object by increasing the aperture. An example: take an object of 10 magnitude/ square arcsecond as seen by the unaided eye at night exit pupil open to 7mm. Now look at the object through a 10' scope. If there is no magnification to the image the surface brightness will increase by the ratio of the scope's aperture to the eye's aperture squared or (10'/0.3')^2 =

1000x. However in order to fit all of the light from the 10' aperture into the eye's exit pupil we must use at least 33x. 33x will dilute the image brightness by 33^2 =

1000x so we are back where we started. In fact because of mirror coatings not reflecting 100% and the small obstruction caused by a diagonal the image brightness per area will actually be a little less than with the unaided-eye.

This leads to the interesting conclusion that the brightness of the sky glow as seen in the eyepiece is entirely dependent on exit pupil. At a given location on a given night no matter the size of scopes if they are giving the same exit pupil then the sky glow brightness will be very similar.

How faint can you see?

Given a reasonable mix of these factors how faint can you expect to see?

Fifty years of observing deep-sky objects has shown that there is a strong correlation between contrast and object detectability. For an experienced observer a contrast of 6% makes for an easy detection while a contrast of 2.5-3% is quite difficult contrast less than 2.5% is pretty much impossible. Consequently I use the easier to calculate contrast value to predict difficulty of observation.

How well does the object's integrated magnitude match the object's surface brightness and size? I studied the Saguaro Catalog. The standard deviation between integrated and calculated magnitude is 1.3 magnitudes. So I use a 2 magnitude band to predict visual detectability when given an integrated magnitude. The following chart is based on my decades of observing experience using scopes up to 40 inches [1M] in size.

Notice that the lines are banded or thickened. You might fall slightly above or below these bands based on the factors discussed earlier. Beware of anyone or any calculator that states overly precise limiting magnitudes. These are at best guides and give a false impression that an object is either perfectly visible or perfectly invisible. Objects on the edge of visibility come in and out of view over a period of time. One night that object might be visible three times in a half hour (my standard for detectability). On another night it simply is completely invisible. On rare perfect nights not only can I detect it much of the time but there is detail too. Also if the galaxy or cluster or planetary is unusually large then the detection limit will suffer. Note that as aperture increases minor differences (say between a 20 inch and a 22 inch telescope) become insignificant even undetectable except for rare edge cases.


Telescopes

Telescopes are meant for viewing distant objects and produce an image that is larger than the image produced in the unaided eye. Telescopes gather far more light than the eye, allowing dim objects to be observed with greater magnification and better resolution. Telescopes were invented around 1600, and Galileo was the first to use them to study the heavens, with monumental consequences. He observed the moons of Jupiter, the craters and mountains on the moon, the details of sunspots, and the fact that the Milky Way is composed of a vast number of individual stars.

Figure (PageIndex<3>): (a) Galileo made telescopes with a convex objective and a concave eyepiece. These produce an upright image and are used in spyglasses. (b) Most simple refracting telescopes have two convex lenses. The objective forms a real, inverted image at (or just within) the focal plane of the eyepiece. This image serves as the object for the eyepiece. The eyepiece forms a virtual, inverted image that is magnified.

Figure (PageIndex<3a>) shows a refracting telescope made of two lenses. The first lens, called the objective, forms a real image within the focal length of the second lens, which is called the eyepiece. The image of the objective lens serves as the object for the eyepiece, which forms a magnified virtual image that is observed by the eye. This design is what Galileo used to observe the heavens.

Although the arrangement of the lenses in a refracting telescope looks similar to that in a microscope, there are important differences. In a telescope, the real object is far away and the intermediate image is smaller than the object. In a microscope, the real object is very close and the intermediate image is larger than the object. In both the telescope and the microscope, the eyepiece magnifies the intermediate image in the telescope, however, this is the only magnification.

The most common two-lens telescope is shown in Figure (PageIndex<3b>). The object is so far from the telescope that it is essentially at infinity compared with the focal lengths of the lenses (d_^ approx infty ), so the incoming rays are essentially parallel and focus on the focal plane. Thus, the first image is produced at

as shown in the figure, and is not large compared with what you might see by looking directly at the object. However, the eyepiece of the telescope eyepiece (like the microscope eyepiece) allows you to get nearer than your near point to this first image and so magnifies it (because you are near to it, it subtends a larger angle from your eye and so forms a larger image on your retina). As for a simple magnifier, the angular magnification of a telescope is the ratio of the angle subtended by the image (( heta_) in (PageIndex<3b>)) to the angle subtended by the real object (( heta_) in (PageIndex<3b>)):

To obtain an expression for the magnification that involves only the lens parameters, note that the focal plane of the objective lens lies very close to the focal plan of the eyepiece. If we assume that these planes are superposed, we have the situation shown in Figure (PageIndex<4>).

Figure (PageIndex<4>): The focal plane of the objective lens of a telescope is very near to the focal plane of the eyepiece. The angle ( heta_) subtended by the image viewed through the eyepiece is larger than the angle ( heta_) subtended by the object when viewed with the unaided eye.

We further assume that the angles ( heta_) and ( heta_) are small, so that the small-angel approximation holds (( an heta approx heta)). If the image formed at the focal plane has height (h) then

where the minus sign is introduced because the height is negative if we measure both angles in the counterclockwise direction. Inserting these expressions into Equation ef <2.39>gives

Thus, to obtain the greatest angular magnification, it is best to have an objective with a long focal length and an eyepiece with a short focal length. The greater the angular magnification (M), the larger an object will appear when viewed through a telescope, making more details visible. Limits to observable details are imposed by many factors, including lens quality and atmospheric disturbance. Typical eyepieces have focal lengths of 2.5 cm or 1.25 cm. If the objective of the telescope has a focal length of 1 meter, then these eyepieces result in magnifications of 40× and 80×, respectively. Thus, the angular magnifications make the image appear 40 times or 80 times closer than the real object.

The minus sign in the magnification indicates the image is inverted, which is unimportant for observing the stars but is a real problem for other applications, such as telescopes on ships or telescopic gun sights. If an upright image is needed, Galileo&rsquos arrangement in (PageIndex<3a>) can be used. But a more common arrangement is to use a third convex lens as an eyepiece, increasing the distance between the first two and inverting the image once again, as seen in Figure (PageIndex<5>).

Figure (PageIndex<5>): This arrangement of three lenses in a telescope produces an upright final image. The first two lenses are far enough apart that the second lens inverts the image of the first. The third lens acts as a magnifier and keeps the image upright and in a location that is easy to view.

The largest refracting telescope in the world is the 40-inch diameter Yerkes telescope located at Lake Geneva, Wisconsin (Figure (PageIndex<6>)), and operated by the University of Chicago.

It is very difficult and expensive to build large refracting telescopes. You need large defect-free lenses, which in itself is a technically demanding task. A refracting telescope basically looks like a tube with a support structure to rotate it in different directions. A refracting telescope suffers from several problems. The aberration of lenses causes the image to be blurred. Also, as the lenses become thicker for larger lenses, more light is absorbed, making faint stars more difficult to observe. Large lenses are also very heavy and deform under their own weight. Some of these problems with refracting telescopes are addressed by avoiding refraction for collecting light and instead using a curved mirror in its place, as devised by Isaac Newton. These telescopes are called reflecting telescopes.

Figure (PageIndex<6>): In 1897, the Yerkes Observatory in Wisconsin (USA) built a large refracting telescope with an objective lens that is 40 inches in diameter and has a tube length of 62 feet. (credit: Yerkes Observatory, University of Chicago)


Telescope For Terrestrial Viewing? 3 Tips That Helped Me

So the short answer here is, “Yes, you can use a telescope for terrestrial viewing”. But there are a couple of points that need to be discussed so that you know what to expect and how to maximize the experience.

Let’s begin by taking a look at the basic design of a telescope. And this goes for any telescope in general, not any one particular type…. so refracting, reflecting, and compound. If you want to know about teach of these types of telescopes, be sure to read our companion article on the “Types Of Telescopes“. Telescopes are designed to used to gather as much light as possible from the object being viewed. Typically this means viewing sessions at night looking at a distant planet, or moons, nebulas, etc. that are very, very far away. The point here is that the celestial objects being viewed are small, distant, and surround by the vast emptiness of black space. For this reason, telescopes are specifically designed to pull in as much light as possible that is emanating from the object.

Next, let’s compare viewing distant objects at night with viewing terrestrial objects (during either night or day). Objects here are planet Earth are relatively close. Five miles away may seem like a long distance, but compared to the deepness of space, it is an infinitesimally small distance. Also, the environment surrounding the object of interest is usually surrounded by other objects, and each of those objects may emitting/reflecting their own light. The other objects may be street lights, traffic lights, office buildings, signs, streets and sidewalks (yes, there is a LOT of light reflecting from the surface of a sidewalk!).

So what does this mean? It means that the telescope is an optical instrument that has been designed and optimized to work in a dark environment to view distant objects (millions of miles away). Using a telescope during the day to watch birds 1/4 mile away is a VERY different situation. As such, you’ll need to make some adjustments in order to adapt for the different environment.

So the short answer here is, “Yes, you can use a telescope to view objects on land”. But there are a couple of points that need to be discussed so that you know what to expect and how to maximize the experience.

Let’s begin by taking a look at the basic design of a telescope. And this goes for any telescope in general, not any one particular type…. so refracting, reflecting, and compound. If you want to know about teach of these types of telescopes, be sure to read our companion article on the <<<“Types Of Telescopes”>>>. Telescopes are designed to used to gather as much light as possible from the object being viewed. Typically this means viewing sessions at night looking at a distant planet, or moons, nebulas, etc. that are very, very far away. The point here is that the celestial objects being viewed are small, distant, and surround by the vast emptiness of black space. For this reason, telescopes are specifically designed to pull in as much light as possible that is emanating from the object.

Next, let’s compare viewing distant objects at night with viewing terrestrial objects (during either night or day). Objects here are planet Earth are relatively close. Five miles away may seem like a long distance, but compared to the deepness of space, it is an infinitesimally small distance. Also, the environment surrounding the object of interest is usually surrounded by other objects, and each of those objects may emitting/reflecting their own light. The other objects may be street lights, traffic lights, office buildings, signs, streets and sidewalks (yes, there is a LOT of light reflecting from the surface of a sidewalk!).

So what does this mean? It means that the telescope is an optical instrument that has been designed and optimized to work in a dark environment to view distant objects (millions of miles away). Using a telescope during the day to watch birds 1/4 mile away is a VERY different situation. As such, you’ll need to make some adjustments in order to adapt for the different environment.

Before You Get Started Viewing Object On Land

In general, many (but not all) telescopes made for astronomy will invert the image. Presenting the image upright is important for terrestrial viewing, but it usually doesn’t matter for astronomy. How do you correct the inverted image? It will require the use of an “image erecting diagonal prism”. You may also see/hear it referred to as “roof prism”, “erecting prism”, “image prism”, “diagonal prism”, etc.

The diagonal/prisms will redirect the light so that it is inverted to the correct orientation. The diagonals are constructed as either a mirror mounted at a 45 degree angle, or a prism. An advantage of a prism is that it can reflect light at either 90 degrees or 45 degrees. For astronomy, a mirror is more preferred because it is going to reduce the light loss. In either case, you’ll need to purchase an image erecting diagonal prism BEFORE you attempting to view land-based objects (unless you don’t mind seeing objects upside-down!).

TIP #1: Get an image erecting diagonal prism

Magnification vs Usability

Before You Get Started Viewing Object On Land

In general, many (but not all) telescopes made for astronomy will invert the image. Presenting the image upright is important for terrestrial viewing, but it usually doesn’t matter for astronomy. How do you correct the inverted image? It will require the use of an “image erecting diagonal prism”. You may also see/hear it referred to as “roof prism”, “erecting prism”, “image prism”, “diagonal prism”, etc.

The diagonal/prisms will redirect the light so that it is inverted to the correct orientation. The diagonals are constructed as either a mirror mounted at a 45 degree angle, or a prism. An advantage of a prism is that it can reflect light at either 90 degrees or 45 degrees. For astronomy, a mirror is more preferred because it is going to reduce the light loss. In either case, you’ll need to purchase an image erecting diagonal prism BEFORE you attempting to view land-based objects (unless you don’t mind seeing objects upside-down!).

TIP #1: Get an image erecting diagonal prism

As mentioned earlier, the objects on land are relatively close when compared to the planets and stars in the night sky. As a result, you’ll typically need a lot less magnification to view the land-based objects. In fact, you’ll usually get better results when you are using a lower power magnification configuration. You may be wondering why this true, and the answer is quite simple. When you think of magnification, maybe you only think that the image of the object being viewed will be larger. This is true, but have you also considered the fact that the magnification capability of a telescope also amplifies other related aspects as well ? Specifically, we are talking about image quality in terms of usability. For example, any vibration of the telescope, mount or tripod gets amplified and shows up in the eyepiece where the image is being viewed. The vibration can be someone walking by, wind gusts, or even just adjusting the focusing knob.

Here’s another reason why using lower power magnification is preferred over higher power. The lower power magnification will have a larger field of view. How does this translate into usability? Well, with a higher magnification it may reduce the field of view so much that tracking a moving land-based object may be difficult if not impossible. To help illustrate this phenomenon, imagine that you are ten feet away from a horse that is walking by as you try to view it through a soda straw. You wouldn’t be able to see all of the horse AND you’d constantly be moving the straw around to track the movement of the horse. So how do you avoid this situation? Simply reduce magnification power so that you have a larger field of view.

TIP #2: Use lower magnification power for more usable results

Alternatives To Use Instead Of A Telescope

Magnification vs Usability

As mentioned earlier, the objects on land are relatively close when compared to the planets and stars in the night sky. As a result, you’ll typically need a lot less magnification to view the land-based objects. In fact, you’ll usually get better results when you are using a lower power magnification configuration. You may be wondering why this true, and the answer is quite simple. When you think of magnification, maybe you only think that the image of the object being viewed will be larger. This is true, but have you also considered the fact that the magnification capability of a telescope also amplifies other related aspects as well ? Specifically, we are talking about image quality in terms of usability. For example, any vibration of the telescope, mount or tripod gets amplified and shows up in the eyepiece where the image is being viewed. The vibration can be someone walking by, wind gusts, or even just adjusting the focusing knob.

Here’s another reason why using lower power magnification is preferred over higher power. The lower power magnification will have a larger field of view. How does this translate into usability? Well, with a higher magnification it may reduce the field of view so much that tracking a moving land-based object may be difficult if not impossible. To help illustrate this phenomenon, imagine that you are ten feet away from a horse that is walking by as you try to view it through a soda straw. You wouldn’t be able to see all of the horse AND you’d constantly be moving the straw around to track the movement of the horse. So how do you avoid this situation? Simply reduce magnification power so that you have a larger field of view.

TIP #2: Use lower magnification power for more usable results

Is there an alternative to a telescope ? Yes there is an alternative, and it is an optical instrument called “binoculars”.

Binoculars, sometime referred to as field glasses, can be thought of as two small telescopes that are mounted side-by-side. You use them by holding the binoculars up to your face and positioning the eyepieces directly in front of your eyes. One unique characteristic and advantage of binoculars is that because you are viewing an object with both eyes simultaneously, the viewed object is seen as a 3D image.

Another advantage of binoculars is that they are purposely designed for viewing terrestrial objects, and the viewed object is optimized for the best results. Including the fact the binoculars have the image erecting capability built into them, there is no need to purchase and install anything extra.

Also, binoculars are made to work with the higher light levels that are present during daytime viewing. The functionality of binoculars work on the same principle as telescopes, but they are crafted to accept the flood of ambient light from the environment as well as reflections form nearby objects.

As for magnifying capability, binoculars are available in many different magnification power configurations. In fact, there are even binoculars that offer an on-the-fly variable zoom capability so that the viewer can instantly change the magnification power configuration while viewing the object. All it takes is a simple press of a lever or rotation of a knob.

Yes, you can use a telescope for terrestrial viewing, but with the features and capabilities available in binoculars today you can think of them as the ideal, purpose-built optical instrument for viewing land objects. If you’d like to know more about binoculars and their ability to be used for astronomy, check out our companion article on “Astronomy Binoculars“.

TIP #3: Binoculars are a great alternative instead of using a telescope to view land-based objects

Alternatives To Use Instead Of A Telescope

Is there an alternative to a telescope ? Yes there is an alternative, and it is an optical instrument called “binoculars”.

Binoculars, sometime referred to as field glasses, can be thought of as two small telescopes that are mounted side-by-side. You use them by holding the binoculars up to your face and positioning the eyepieces directly in front of your eyes. One unique characteristic and advantage of binoculars is that because you are viewing an object with both eyes simultaneously, the viewed object is seen as a 3D image.

Another advantage of binoculars is that they are purposely designed for viewing terrestrial objects, and the viewed object is optimized for the best results. Including the fact the binoculars have the image erecting capability built into them, there is no need to purchase and install anything extra.

Also, binoculars are made to work with the higher light levels that are present during daytime viewing. The functionality of binoculars work on the same principle as telescopes, but they are crafted to accept the flood of ambient light from the environment as well as reflections form nearby objects.

As for magnifying capability, binoculars are available in many different magnification power configurations. In fact, there are even binoculars that offer an on-the-fly variable zoom capability so that the viewer can instantly change the magnification power configuration while viewing the object. All it takes is a simple press of a lever or rotation of a knob.

Yes, you can use a telescope to view objects on land, but with the features and capabilities available in binoculars today you can think of them as the ideal, purpose-built optical instrument for viewing land objects. If you’d like to know more about binoculars and their ability to be used for astronomy, check out our companion article on <<<“Astronomy Binoculars”>>>

TIP #3: Binoculars are a great alternative instead of using a telescope to view land-based objects

Wrapping It Up

Yes, it is possible to use a telescope for terrestrial viewing of objects. It will require the use of an image erecting diagonal prism and some judicious use of magnification power in order to obtain acceptable results. Keep in mind that during the the daytime, viewing land-based object with a telescope is less than optimal because there is so much ambient light.

Whatever you choose, telescope of binoculars, Enjoy it and make the most of your viewing sessions !

Yes, it is possible to use a telescope to view objects on land. It will require the use of an image erecting diagonal prism and some judicious use of magnification power in order to obtain acceptable results. Keep in mind that during the the daytime, viewing land-based object with a telescope is less than optimal because there is so much ambient light.