Telescopios
Inventados en Holanda a principios del siglo XVII, los telescopios son las herramientas que usan los astrónomos y los astrofísicos para realizar sus observaciones. Con el desarrollo de la ciencia moderna, los telescopios se usan en la actualidad para observar en todo el intervalo del espectro electromagnético, dentro y fuera de la atmósfera terrestre. Los telescopios funcionan captando la luz mediante un dispositivo denominado objetivo, que hace que la luz entrante converja. La imagen final se visualiza usando un ocular.

Apertura y número F
Los telescopios se usan para captar la luz de los objetos celestes y hacer que converja en un lugar que se llama punto focal. Se describen por dos parámetros: la apertura y el número F. El diámetro de la superficie que capta la luz se denomina la apertura del telescopio (cuanto mayor sea la apertura, más luminosa será la imagen). La razón de la distancia focal f por la apertura D de un telescopio se define como el número F, que describe la potencia de captación de luz de un telescopio. Los telescopios «rápidos» tienen números F más pequeños, ya que obtienen imágenes más brillantes en un tiempo de exposición menor. A medida que se aumenta el número F, el telescopio necesita más tiempo de exposición para obtener una imagen brillante, por lo que será más «lento». El número F se expresa normalmente como «f/n», donde n es la razón de la distancia focal por la apertura.

Aberraciones
Para obtener una imagen, los telescopios usan lentes o espejos. Desgraciadamente, si usamos ambos sistemas obtenemos distorsiones de la imagen que se conocen como aberraciones. Algunas aberraciones son comunes para lentes y espejos, como el astigmatismo y la curvatura de campo.
El astigmatismo aparece cuando partes distintas de la lente o del espejo hacen que los rayos de la luz entrante converjan en puntos ligeramente distintos del plano focal. Cuando las lentes o los espejos están corregidos para contrarrestar el astigmatismo, puede aparecer curvatura del campo en su superficie, que hace que la luz converja en una curva en lugar de en un plano.
Además, también hay aberraciones específicas de las lentes y aberraciones específicas de los espejos.
La aberración cromática es una característica de los telescopios que usan lentes para concentrar la luz. Principalmente, la distancia focal de una lente depende de la longitud de onda, lo que significa que el punto focal de la luz azul difiere del de la luz roja. Esto ocasiona que la imagen sea borrosa. El efecto de la aberración cromática se puede reducir añadiendo lentes correctoras al sistema. La aberración esférica también puede ser problemática para las lentes a causa de su forma. Las superficies esferoides no hacen que la luz entrante converja en un único punto, motivo por el que son preferibles otras superficies ópticas, como las paraboloides. Pero no estaremos libres de problemas incluso aunque utilicemos estas últimas, ya que la aberración comática aparece en este caso como resultante de la dependencia de la distancia focal del ángulo entre la dirección del rayo incidente y el eje óptico del sistema. Por ello, las imágenes de los puntos que están situados fuera del eje óptico aparecen alargadas en lugar de ser puntos sencillos, que sería lo normal.

Ampliación
La ampliación, o incremento del tamaño angular de un objeto visto a través del telescopio, se describe como la razón de la distancia focal del objetivo por la distancia focal del ocular. De modo que a mayor distancia focal del objetivo, mayor será la ampliación. Si desea obtener una imagen grande, necesitará un objetivo con una gran distancia focal y un ocular con una corta distancia focal.
Como ejemplo, si tiene un objetivo de 500 mm y un ocular de 25 mm, la ampliación resultante será de 500/25, que es 20 (20X).

Campo visual
El campo visual es el ángulo de cielo cubierto por el telescopio. El campo visual aparente de un telescopio se determina únicamente por el ocular. Es una característica específica de él, normalmente de 52 grados. Para encontrar el campo visual real de un telescopio tendrá que dividir el campo visual aparente por la ampliación. El campo visual real es el ángulo real del cielo cubierto por el telescopio.
tiene una herramienta para encontrar y mostrar (en el cielo virtual) un campo visual verdadero llamado Indicador de campo visual. Se puede lanzar usando Preferencias Símbolos de campo visual Editar símbolos de campo visual. Pulse Nuevo para abrir un diálogo con cuatro pestañas diferentes: Ocular, Cámara, Prismáticos y Radiotelescopio. Para calcular el campo visual, seleccione la pestaña apropiada e introduzca las especificaciones del equipo. Para terminar, pulse Calcular campo visual para calcular y mostrar el campo visual en la parte inferior. también puede mostrar ahora este dato como una forma con el tamaño correspondiente en el cielo virtual. Para ello, introduzca el nombre particular de este campo visual (como ocular de 20 mm o DSLR con refractor y seleccione la forma y el color a usar. Para el Ocular, utilice Círculo o Círculo semitransparente, ya que la forma interior del ocular es circular. Para la Cámara, utilice Cuadrado (que en realidad es un rectángulo) suponiendo que el sensor o la película son rectangulares o cuadrados. Cuando use diversos oculares y telescopios, es una buena idea distinguir entre ellos usando diferentes colores. Pulse Aceptar para cerrar el diálogo. Para mostrar la forma en la pantalla, vuelva al menú Preferencias Símbolos de campo visual y seleccione la opción con el nombre que le haya dado. Para desactivarla, utilice de nuevo esta opción del menú.

Tipos de telescopios
Como los telescopios se usan en observaciones a través de todo el espectro electromagnético, se clasifican en telescopios ópticos, ultravioleta, de rayos gamma, de rayos X, infrarrojos y radiotelescopios. Cada uno de ellos tiene su propio y bien definido papel en la obtención de análisis detallados de los objetos celestes.

Telescopios ópticos
Se usan para observaciones en el campo de la luz visible. Los telescopios ópticos son, principalmente, refractores o reflectores. La diferencia entre ambos reside en el modo en que captan la luz de las estrellas.
Los telescopios refractores usan dos lentes para crear la imagen: una primaria o lente objetivo, que recoge la luz entrante para formar una imagen en el plano focal, y el ocular, que actúa como una lupa y se usa para observar la imagen final. Las dos lentes se sitúan en los extremos opuestos de un tubo extensible en el que la distancia entre ellas se puede ajustar para obtener la imagen final.
El mayor telescopio refractor del mundo está situado en el Observatorio de Yerkes, en Williams Bay, Wisconsin. Construido en 1897, posee un objetivo de 1,02 m (40 pulgadas) y una distancia focal de 19,36 m.
Los telescopios reflectores, por el contrario, usan espejos en lugar de lentes para obtener la imagen final. Al sustituir las lentes del objetivo por un espejo, obtenemos un punto focal localizado en la ruta de la luz incidente. Un observador situado en dicho punto podría ver una imagen, pero también bloquearía parte de la luz entrante. El punto focal del espejo principal se denomina foco primario, que también es el nombre de la primera categoría de telescopios reflectores. De este modo, los telescopios de foco primario usan un espejo para concentrar la luz de un objeto celeste, que se puede observar por reflexión desde el foco primario del telescopio. Otros tipos de telescopios reflectores son el Newtoniano, el Cassegrain y el Coudé.
El Newtoniano usa un espejo plano adicional situado en la proximidad del foco primario, en la ruta de la luz reflejada. Esto hace que se desplace el punto focal a una posición distinta, a un lado del telescopio, donde es más accesible para la observación. Por supuesto, el espejo situado en la ruta de la luz reflejada también bloquea parte de la luz incidente, pero si la razón entre la superficie del primer espejo y la del segundo es lo suficientemente grande, la cantidad de luz bloqueada es insignificante.
El telescopio Cassegrain es similar al Newtoniano, pero ahora el espejo secundario refleja la luz hacia la parte inferior del telescopio. En el centro del espejo primario existe un agujero que deja que la luz reflejada lo atraviese para converger en el punto focal. El espejo secundario tiene que ser convexo, ya que debe incrementar la longitud focal del sistema óptico. El espejo primario de un telescopio Cassegrain es un paraboloide. Si lo sustituimos por un hiperboloide obtenemos un telescopio Ritchey-Chrétien. La ventaja de usar un telescopio Ritchey-Chrétien reside en que elimina el coma de los reflectores clásicos.
El tipo Coudé consiste en más de un espejo que reflejan la luz hacia un espacio especial, la sala Coudé, que suele estar situada debajo del telescopio. Las ventajas de usar un telescopio Coudé son diversas: desde la obtención de una gran distancia focal útil en diferentes campos de la astronomía y la astrofísica, como la espectrometría, hasta eliminar la necesidad de tener que usar un instrumento muy pesado. Pero también tiene inconvenientes, ya que cuantos más más espejos se colocan en el sistema, menos cantidad de luz llega al detector. Esto ocurre por el uso de espejos de aluminio, que solo reflejan el 80% de la luz incidente.
Los catadióptricos son un tipo de telescopios que usan sistemas tanto de lentes como de espejos para concentrar la luz. El catadióptrico más popular es el telescopio Schmidt-Cassegrain, que tiene la ventaja de proporcionar un gran ángulo de campo visual. Para minimizar el coma, usa un espejo primario esferoidal con una delgada lente correctora que elimina las aberraciones esféricas. El espejo secundario está colocado en el centro de la lente correctora, reflejando la luz a través de un agujero practicado en el espejo primario. No tan famoso como el telescopio Schmidt-Cassegrain, aunque bastante común, es el telescopio Maksutov, que también usa una lente correctora con el espejo primario, aunque en este modelo sus superficies son concéntricas.

Observaciones en otras longitudes de onda
Para un análisis detallado del cielo, las observaciones también se llevan a cabo en otras regiones del espectro electromagnético. Muy populares y eficientes son los radiotelescopios, desarrollados principalmente en el último siglo. Un problema común, tanto para los telescopios de ondas de radio como para los ópticos, es la necesidad de una mejor resolución. Podemos obtener la resolución de un telescopio usando el criterio de Rayleigh, que dice que el poder de resolución es igual a la razón entre la longitud de onda incidente y el diámetro de la apertura (1,22 veces para las aperturas circulares). De modo que para obtener una buena resolución necesitamos un diámetro tan grande como sea posible. El mayor radiotelescopio del mundo es el de Arecibo, en Puerto Rico, que tiene un enorme disco de 305 m de diámetro. Para resolver el problema de las resoluciones, los astrónomos han desarrollado una nueva técnica llamada interferometría. Su principio básico reside en el hecho de que al observar el mismo objeto con dos telescopios distintos se puede obtener una imagen final «conectando» las dos iniciales. En la actualidad, el observatorio más eficiente que usa interferometría es el Very Large Array, situado en las proximidades de Socorro, Nuevo México. Consta de 27 telescopios dispuestos en forma de «Y», con 25 m de apertura cada uno. También existe una técnica denominada interferometría de muy larga base (VLBI) que permite a los astrónomos resolver imágenes usando telescopios situados en distintos continentes. El mayor proyecto del siglo en este campo es el edificio del Atacama Large Millimeter Array (ALMA), que usará 66 telescopios situados en el desierto de Atacama, en el norte de Chile.

Observaciones desde el espacio
Debido a que las observaciones realizadas desde la superficie de nuestro planeta están afectadas por la extinción causada por la atmósfera terrestre, las observaciones que se llevan a cabo desde el espacio son más fructíferas. Nos referimos al Telescopio Espacial Hubble (HST), que posee un espejo primario de 2,4 m y f/24, el espejo más liso jamás construido. El telescopio espacial Hubble está situado en una órbita baja alrededor de la Tierra y, gracias a la ausencia de atmósfera, puede observar objetos muy débiles. Otro telescopio espacial es el Telescopio Espacial James Webb, que está planeado lanzar al espacio en 2018. Tendrá un espejo primario de 6,5 m y orbitará alrededor de un punto gravedad estable en la línea que une la Tierra con el Sol conocido como el «segundo punto de Lagrange» (L2). En dicho punto, las atracciones gravitacionales producidas tanto por el Sol como por la Tierra contrarrestan la fuerza centrífuga de cualquier objeto puesto en órbita alrededor del Sol. Este punto posee la propiedad especial de que si un objeto se coloca en él, estará en equilibrio con respecto al sistema Sol-Tierra. El segundo punto de Lagrange está situado en la línea que conecta el Sol con la Tierra, al otro lado de la Tierra. De este modo, un telescopio situado allí recibirá menos radiación termal, lo que mejorará las observaciones infrarrojas.