Acerca de esta herramienta
La Calculadora de poder de resolución de telescopios estima el detalle más fino que un telescopio puede separar, basándose solo en su apertura. Reporta tanto el clásico límite de Dawes como el criterio de Rayleigh, algo más conservador, la estrella más débil que el telescopio debería alcanzar y cuánta más luz capta que el ojo desnudo.
La resolución es inversamente proporcional a la apertura. Límite de Dawes = 116 ÷ apertura(mm) segundos de arco y límite de Rayleigh = 138 ÷ apertura(mm) segundos de arco, así que un telescopio de 100 mm resuelve unos 1,16″ por Dawes. Magnitud límite ≈ 2 + 5 × log₁₀(apertura en mm), y poder captador de luz = (apertura ÷ 7)², comparando la apertura con una pupila humana de 7 mm adaptada a la oscuridad.
Introduce la apertura en milímetros o pulgadas (las pulgadas se convierten primero a milímetros). Son cifras teóricas, limitadas por la difracción: el rendimiento real también depende del seeing atmosférico, la calidad óptica, la colimación y la contaminación lumínica. Todos los números se calculan en tu navegador sin que ningún dato salga de tu dispositivo.
Preguntas frecuentes
¿Cuál es la diferencia entre los límites de Dawes y Rayleigh?
Ambos dan el ángulo más pequeño que un telescopio puede resolver. Dawes (116 ÷ mm) es un límite empírico para separar estrellas dobles iguales; Rayleigh (138 ÷ mm) es el criterio de difracción más estricto, así que da un ángulo algo mayor y más conservador.
¿Por qué una apertura mayor resuelve más detalle fino?
La difracción dispersa la luz en un disco cuyo tamaño se reduce al crecer la apertura. Como la resolución es inversamente proporcional a la apertura, duplicarla reduce a la mitad el ángulo resoluble y revela el doble de detalle fino.
¿Qué es la magnitud límite?
La estrella más débil que un telescopio puede mostrar, estimada aquí como 2 + 5 × log₁₀(apertura en mm). Las aperturas mayores captan más luz y alcanzan estrellas más débiles, aunque el brillo del cielo y tu vista también influyen.
¿De verdad alcanzaré estas cifras?
Rara vez en el ocular. Son valores ideales, limitados por la difracción. La turbulencia atmosférica (seeing), la calidad óptica, la colimación, el enfriamiento y la contaminación lumínica suelen empeorar un poco la resolución real y la magnitud límite.
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