EL METODO DE LA ESTRELLA

Una evaluación fiable de la calidad óptica del telescopio.

Jesús R. Sánchez 1998-2000


INTRODUCCION

Una de las mayores preocupaciones del aficionado a la observación astronómica es el rendimiento óptico de su instrumental. La mayoría se conforma con saber que con este telescopio "se ve bien" ó "se ve regular". Pero seguramente a todos nos gustaría saber con cierta precisión las cualidades del instrumento que poseemos, aunque tal vez nos llevemos alguna sorpresa al conocerlas.

En el mundillo astronómico español apenas se han difundido los diversos métodos de evaluación óptica porque requieren conocimientos e instrumentos avanzados. Sin embargo entre los aficionados norteamericanos se ha popularizado mucho un sistema que usado correctamente permite conocer con gran precisión el rendimiento real del telescopio.

En las publicaciones americanas se conoce como "STAR TEST" y me he atrevido a traducirlo como MÉTODO DE LA ESTRELLA. Tras un detenido estudio del libro de Harold R. Suiter y tras un tiempo realizando prácticas sobre el mismo con distintos telescopios, he comprobado que es muy fácil aplicarlo correctamente.

Cada vez me extraña más que sea poco conocido entre los aficionados europeos a pesar de estar descrito hace tiempo. Por ello he realizado la presente adaptación, resumiendo los aspectos principales para facilitar a los lectores de habla hispana una introducción a la práctica de tan interesante método.

Se trata de una sistemática muy sencilla de realizar ya que no requiere más que enfocar el telescopio a una estrella de brillo moderado. Es también bastante sensible. Permite detectar cualitativamente la mayoría de problemas ópticos de cualquier telescopio y además con algo de experiencia permite cuantificar dichos errores con bastante precisión.

No diré que en la primera sesión se obtengan resultados pero sí que está al alcance de cualquier aficionado aprender a usarlo ya que se basa en un sistema comparativo que no requiere cálculos ni mediciones delicadas.

FUNDAMENTOS DEL METODO

 Los usuarios de un telescopio alguna vez nos hemos parado a examinar el aspecto de una estrella brillante cuando la imagen está desenfocada: se ve un disco luminoso más o menos uniforme. Si el telescopio es reflector se aprecia en el interior la sombra del espejo secundario, y si variamos el enfoque se observan una serie de anillos concéntricos cuyo aspecto va cambiando.

Pues bien, el estudio detallado de esos anillos y de esa imagen desenfocada es el método de la estrella: así de simple es el practicarlo. Los fundamentos teóricos del método están suficientemente probados y se entienden muy bien viendo esquemas del trazo de los rayos ópticos en las cercanías del plano focal. Sin embargo por motivos prácticos no los comentaré en este artículo. Tampoco explicaré la base teórica de los distintos defectos ópticos del telescopio. Simplemente espero que el lector compare las imágenes adjuntas con las observadas en su telescopio para tratar de hacer un diagnóstico lo más fiable posible de su instrumento.

Una simplificación del método y que constituye un hecho básico es comparar la imagen desenfocada intrafocal (acercando el ocular al objetivo) con la imagen extrafocal (sacando el ocular respecto al punto de mejor enfoque). Si examinamos ambas imágenes consiguiendo que el tamaño del disco desenfocado sea el mismo, veremos que el aspecto de las mismas es muy similar en un telescopio que no tenga defectos ópticos. Por contra cuanto mayor sea la desigualdad entre las dos imágenes mayor será también el nivel de error en la construcción del instrumento.

 

CONSIDERACIONES PREVIAS

Antes de iniciar la sesión de prueba debemos eliminar una serie de factores que pueden falsear los resultados:

 

PREPARACION DEL TELESCOPIO

Si hay alguna duda sobre las cuestiones anteriores, el Star Test nos ayudará a despejarla ya que podremos apreciar también las alteraciones ópticas correspondientes.

 Tras estas consideraciones dispondremos el telescopio en una noche lo más favorable posible, y aguardaremos entre 1 y 2 horas a que la temperatura del instrumento se equilibre con la del ambiente nocturno.

 Pondremos un ocular que proporcione una potencia media, cercana a 1 aumento por cada milímetro de abertura del instrumento. En los de aberturas menores a 100 mm. será mejor superar algo esta norma. Por ejemplo en un reflector de 200 mm. de diámetro basta con poner 200 x, pero en un refractor de 80 mm., es más adecuado poner unos 100 x.

La obstrucción del espejo secundario modifica notablemente el patrón visible. Por ello se debe estandarizar el tamaño de la obstrucción y además es conveniente hacerlo porque se aprecian mejor algunos defectos con un tamaño de secundario algo grande. Si el telescopio es un catadióptrico no será precisa ninguna modificación ya que la sombra central es un tercio ó más del diámetro total. Si tenemos un Newton ó un refractor es conveniente colocar en el centro de la abertura un disco de cartulina negra con un diámetro aproximado de un 33% del total del objetivo. Si no queremos manchar el objetivo refractor basta ponerle un par de hilos finos cruzados para sujetar el disco ante la boca del tubo. De esta forma obtendremos un aspecto de las imágenes desenfocadas comparable con las imágenes de este artículo. Esta maniobra es importante también realizarla en aquellos reflectores que llevan un secundario de contorno rectangular y no elíptico ya que de esa forma evitamos la deformidad cuadrangular del desenfoque.

Aunque inicialmente no es preciso ningún filtro si es muy conveniente ayudarnos de uno para hacer más fácil la interpretación. Puede ser interesante uno de color relativamente intenso, más convenientes los colores naranja ó verde. Todo depende si usamos una estrella lo bastante brillante que no se extinga con la acción del filtro. Tiene también importancia que el filtro tenga un mínimo de calidad óptica.

Entonces procedemos a apuntar hacia una estrella brillante, de 1ª magnitud si el telescopio es de menos de 16 cms. de diámetro y de 2ª ó 3ª si el instrumento es proporcionalmente más potente. Conviene que esté a una altura elevada sobre el horizonte y mejor si es cercana al cénit. Si es preciso podemos usar un prisma cenital pero es importante que tenga calidad aceptable, o sea que la calidad de la imagen sea igual con y sin el prisma.

 Tras enfocar cuidadosamente observamos el aspecto de la estrella para hacernos una idea del grado de turbulencia: lo veremos como oscilaciones y centelleos del brillo. Entonces hacemos un desenfoque inicial de pocos milímetros para comprobar el centraje del instrumento. En los reflectores es muy importante conseguir una buena colimación. Para ello veremos dentro del circulo desenfocado la sombra del espejo secundario. Hay que actuar sobre los mandos de centraje hasta que la sombra quede perfectamente concéntrica. Para comprobarlo procedemos a hacer distintos grados de desenfoque y veremos que los más "sensibles" son los más cercanos al enfoque correcto. O sea hay que asegurarse que la sombra sigue centrada cuando el círculo de desenfoque es bastante pequeño.

 REALIZANDO EL TEST

Los pasos anteriores eran parte del método pero podemos considerarlos previos a la realización efectiva de la evaluación. Para estudiar la imagen desenfocada hemos de escoger un grado de desenfoque que resulte más sensible a la detección de los errores. Ello depende de la RELACION FOCAL del telescopio ó sea del cociente resultante entre la distancia focal y la abertura del mismo (F/D).

La tabla 1 muestra el grado de desenfoque necesario para obtener una imagen de 10 longitudes de onda de diámetro. Este tamaño es el más apropiado para detectar con más facilidad los defectos frecuentes pero en realidad el startest los realizamos de forma dinámica cambiando el enfoque de intra a extrafocal por lo que podemos apreciar toda la gama de aspectos intermedios. Además es conveniente incluso aumentar en un 25% estas pequeñas distancias para apreciar con más detalle el patrón de anillos.

F/D

 

4

5

6

8

10

12

Mm.

 

0,7

1

1,5

2,8

4

6

Tabla 1. Relación focal y desenfoque apropiado

 En la práctica podemos dibujar dos señales en el tubo del ocular para señalar las posiciones precisas del desenfoque y de esta forma sin tener que actuar sobre el mando de enfoque se puede poner el punto exacto simplemente deslizando el ocular dentro del portaocular.

 

FIG. 1: señales de enfoque en el Ocular.

 Para usarlas comenzamos colocando la señal más externa en el borde del portaocular y enfocamos la imagen correctamente. Entonces para examinar la imagen intrafocal deslizamos el ocular hasta el tope externo y para la extrafocal hasta la línea más interna. La separación entre las líneas debe ser la distancia indicada en la tabla 1.

Cuando se comienza la realización el primer problema que se aprecia es la gran agitación de la imagen ya que la mayoría de las veces la atmósfera tiene una notable turbulencia. Además ocurre que la turbulencia es más visible en la imagen extrafocal y ello nos impide apreciar sútiles diferencias entre ambas imágenes. Nos ocurrirá con seguridad que notaremos una importante diferencia entre ambas imágenes al principio, pero con una buena práctica y paciencia iremos apreciando la verdadera esencia de los datos a extraer, evitando ser influidos por la agitación de la imagen. De todas formas hay que reconocer que no es tan difícil porque se pueden sacar conclusiones aunque la turbulencia sea media-alta, aunque en dichas circunstancias sería imposible hacer observaciones planetarias de interés. Podemos resumir que la influencia de la turbulencia nos impide realizar una cuantificación exacta del error que presente el telescopio, pero si nos permite hacer una estimación cualitativa bastante aproximada.

EVALUACION BASICA: ABERRACION ESFERICA

A fin de que los resultados sean homogéneos, vamos a referirnos a un telescopio con una obstrucción central del 33% de su diámetro (los que la tengan inferior deben aumentarla con un parche como indicamos anteriormente).

Reitero como base que comparando el aspecto a intrafoco y extrafoco, las imágenes de un telescopio ópticamente perfecto serán iguales. Es de señalar que con turbulencia escasa ó nula se aprecian un par de anillos más oscuros de tono muy discreto dentro de la corona iluminada. Pero cuando la turbulencia es mayor aunque la imagen se deforma, el contraste de esos anillos AUMENTA, o sea parecen ser más oscuros.

Para empezar trataremos de buscar signos del defecto más frecuente en cualquier telescopio: la aberración esférica. Para ello nos valdremos de una serie de ilustraciones ordenadas según su grado de error óptico.

  • 55 Kb. JPEG ABERRACION ESFERICA: TABLA DE CUANTIFICACION
  • En la imagen se muestra el aspecto de los distintos grados de corrección esférica a intrafoco y extrafoco. He simulado además el efecto irregular de una turbulencia moderada para hacer más realista el aspecto. Debe ser copiada en papel con la mayor calidad posible para poder usarla junto al telescopio. O bien se puede examinar en el monitor si tenemos el ordenador cerca. Comparando la serie de imágenes con lo que vemos al ocular podemos llegar en primer lugar a una evaluación cualitativa. Para ello basta que observemos en la imagen intrafocal (IF) una tendencia a que el agujero central se agranda y el borde externo es más brillante y nítido. Por el contrario la imagen extrafocal (EF) tenderá a tener el borde difuso y menos intenso, mientras que su anillo central tiene el brillo aumentado. Veremos que estas tendencias se agudizan conforme se incrementa el grado de error.

    Si vemos una clara concordancia con estos patrones podemos asegurar que hay una aberración esférica. Será de signo negativo (subcorrección) si se ajusta a la posición marcada en la tabla. También puede ser de signo positivo (sobrecorrección), en cuyo caso veremos que el patrón de la columna izquierda se corresponde a la Extrafocal.

    A continuación debemos cuantificar con precisión el grado de error. En el apartado siguiente discutiremos la importancia de este hecho que es fundamental para conocer el grado de calidad del telescopio. Para lograrlo debemos contar con condiciones atmosféricas favorables que mantengan una imagen bastante estable. Normalmente tendremos que hacer varias sesiones de observación en días distintos para estar seguros de la calificación otorgada.

    El grado extremo de 1 / 2 de onda de error es fácil de identificar por la gran diferencia entre ambas imágenes pero los grados intermedios son más difíciles de clasificar correctamente.

    Por el extremo superior podemos encontrar que las imágenes IF y EF son iguales ó muy parecidas entre sí y al patrón indicado arriba. En este caso extraordinario nos encontramos ante un telescopio de muy alta calidad. De todas formas requerirá un detallado estudio para descartar otros posibles defectos que describiré más adelante.

    Sin embargo, lo más frecuente será encontrar un grado intermedio de aberración y para ayudar a su clasificación describiré resumidamente sus características.

    INTRAFOCALES: A 1 / 8 de onda el borde exterior presenta una discreta difusión, a 1 / 4 el borde difuso es apenas visible y a 1/3 prácticamente desaparece presentando un borde brillante y nítido. La diferencia de brillo entre exterior e interior de la imagen es escasa a 1/8 pero intensa a 1/3.

    EXTRAFOCALES: A 1 / 8 de onda la corona externa es más débil que su homóloga IF pero con un brillo parecido. A 1 / 4 se aprecia un aspecto difuso notable que es más marcado a 1/3. También a 1/8 es escasa la diferencia de brillo entre el borde externo e interno de la imagen, pero ya a 1/4 es evidente y a 1/3 notable.

    Si tras diversas sesiones podemos confirmar una coincidencia con alguno de los grados indicados, debemos anotar los detalles y las pequeñas diferencias con la tabla. Es raro encontrar un telescopio que se ajuste exactamente a unos patrones estándar como los indicados. Es muy probable que encontremos un grado intermedio de por ejemplo 1/6 de onda. También es fácil que apreciemos una concordancia evidente pero con pequeñas diferencias que nos hagan dudar del diagnóstico. En este caso debemos estudiar el patrón que presentan otros errores ópticos porque es fácil que se asocien defectos de distinta clase aunque sea en grados menores.

    Tampoco debemos olvidar que la mayoría de los telescopios presentan aberraciones esféricas "transitorias" cuando sus elementos ópticos no están térmicamente equilibrados. Por ello es muy importante aguardar un tiempo para confirmar el patrón y sólo estar seguros del resultado cuando se aprecia de forma consistente en diversas sesiones.

    INTERPRETACION PRACTICA:

    En el margen izquierdo de la tabla he incluido una calificación práctica que indique el rendimiento real del telescopio. Está basada en consideraciones teóricas y prácticas referidas a un uso general del telescopio. Así podemos considerar que el nivel mínimo aceptable es el de un error máximo de 1/4 de onda, de acuerdo con el límite de difracción de lord Rayleigh. Si el telescopio fuera destinado sobre todo para observación planetaria, este nivel resultaría insuficiente en el caso de un reflector ya que la obstrucción produce una degradación adicional. Por tanto sería recomendable disponer de un reflector con una corrección mínima de 1/8 de onda. Para apreciar mucho mejor los efectos de los distintos grados de aberración esférica y del efecto de la obstrucción recomiendo examinar la tabla gráfica que usando una imagen de Júpiter ha sido elaborada para apreciar la degradación que se provoca en las imágenes planetarias.

    DEFECTOS ZONALES Y DE BORDE

    Es bastante frecuente que los telescopios comerciales, fabricados por medios mecánicos, presenten alteraciones concéntricas de la superfície. Si la zona errónea cae en el interior del objetivo hablamos de un defecto zonal. Si la zona alterada corresponde al borde de la superfície óptica estamos ante otro problema muy frecuente que a su vez puede ser: borde rebatido ó borde elevado.

    El patrón del startest de una zona interior puede ser muy variado porque depende del ancho y de la zona y de su profundidad. A título informativo diremos que de forma genérica puede presentar una alteración en el contraste de los anillos. A un lado del foco veremos una imagen más contrastada y brillante que al otro lado.

    La alteración del borde debemos tenerla en cuenta porque es bastante frecuente y además porque tenemos la posibilidad de corregirla parcialmente.

    El aspecto de las imágenes en la alteración del borde es significativo. En la ilustración se presenta el patrón de un borde rebatido estandar de una amplitud del 5% del diámetro del objetivo y con una altura máxima de 1/10 y 1/4 de onda respectivamente. Es evidente un aumento de la difusión de luz en la IF con una disminución del contraste. En la EF se aprecia una discreta elevación del contraste y una atenuación del brillo que es muy marcada en el nivel de 1/4. Aunque es más raro hay que considerar que la elevación del borde produciría imágenes opuestas a las indicadas (la columna derecha sería intrafoco). Tampoco es raro que la alteración del borde sea asimétrica: el patrón no es homogéneo en todo el contorno de la imagen y con frecuencia afecta a sólo la mitad aproximada del disco.

    Los errores zonales y de borde son muy nocivos para el resultado final de la imagen. Degradan de forma notable el contraste. A título orientativo diremos que un telescopio con el patrón de 1/10 que se indica (suponiendo que no tenga otro defecto óptico añadido) es todavía aceptable para observación en general.

    Sin embargo el nivel representado de 1/4 presenta una pérdida de calidad que resulta inaceptable para un telescopio astronómico de calidad media.

    Este defecto, al contrario de otros puede ser "tratado" como si hablaramos de una enfermedad visual. Ya que la zona errónea es relativamente estrecha podemos aplicar una sencilla solución: ocultarla con un amplio diafragma hecho con cartulina negra.

    Si confirmamos este problema podemos hacer pruebas. Por ejemplo si el telescopio es de 20 cms. de abertura empezaremos fabricando un diafragma circular que tenga un diámetro exterior que encaje en la boca del telescopio y una abertura interior de unos 18 cms.

    De esta forma realizaremos nuevas sesiones que nos indiquen si desaparecen los efectos del borde anómalo. En caso de que se anulen podemos probar una abertura ligeramente superior y en caso de que sólo se mitiguen parcialmente tendremos que reducir la abertura útil hasta conseguir controlar razonablemente el problema.

    El efecto secundario indeseable es que perdemos abertura en nuestro telescopio pero normalmente será alrededor de un 10% ó menos. Sin embargo ganaremos en contraste y calidad de las imágenes sobre todo en observación planetaria. Tiene además la ventaja de que es un remedio fácil de quitar ó poner según se desee.