Calculadora del límite de Dawes: el poder de resolución de tu telescopio

Cómo funciona

Límite de Dawes (″) = 116 ÷ D (mm) · Criterio de Rayleigh (″) = 1.22 × λ ÷ D × 206,265 · Diámetro del disco de Airy = 2 × Rayleigh · Resolución efectiva = el mayor entre el límite óptico y el seeing

Como la luz es una onda, un telescopio no forma la imagen de una estrella como un punto, sino como un pequeño disco (el disco de Airy) rodeado de anillos tenues; dos estrellas más juntas que el radio de ese disco se funden en una sola mancha. El criterio de Rayleigh fija ese límite en 1.22 λ/D, unos 0.9″ para 150 mm de abertura en luz verde, mientras que la regla empírica de Dawes (116/D) es algo más optimista, porque un ojo entrenado nota la muesca entre dos estrellas iguales antes de que se separen del todo. Si duplicas la abertura, ambas cifras se reducen a la mitad. En la práctica, la turbulencia atmosférica (el seeing) difumina las estrellas a 1–3″ casi todas las noches, así que por encima de unos 120 mm lo normal es que mande la atmósfera; aun así, los telescopios grandes ganan en brillo y en las pocas noches estables. La obstrucción central de los reflectores no cambia la resolución, pero pasa luz del disco a los anillos y suaviza los detalles planetarios de bajo contraste.

Ejemplo resuelto

Ana usa un reflector de 150 mm: su límite de Dawes es 116 ÷ 150 = 0.77″, el criterio de Rayleigh a 550 nm da 0.92″ y el disco de Airy mide 1.85″. Con un seeing de 2″, la atmósfera es la que limita: esa noche separa Izar (2.9″) y Porrima (3.3″), pero no Zeta Boötis (0.8″). Para llegar a ver la figura de difracción necesita unos 2 × 150 = 300 aumentos.

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