Telescopio óptico

La mayoría de los diseños de telescopios producen una imagen invertida en el plano focal; estos se denominan telescopios inversores . De hecho, la imagen se muestra boca abajo y girada horizontalmente, de modo que en total gira 180 grados con respecto a la orientación del objeto. En los telescopios astronómicos, la imagen girada normalmente no se corrige, ya que no afecta al uso del telescopio. Sin embargo, a menudo se utiliza un diagonal de espejo para colocar el ocular en una posición de observación más cómoda, y en ese caso la imagen es derecha, pero sigue girada horizontalmente. En los telescopios terrestres, como los telescopios terrestres , monoculares y binoculares , se utilizan prismas (por ejemplo, prismas de Porro ) o una lente de retransmisión entre el objetivo y el ocular para corregir la orientación de la imagen. Existen diseños de telescopios que no presentan una imagen invertida, como el refractor galileano y el reflector gregoriano . Estos se denominan telescopios erectores .

Muchos tipos de telescopios pliegan o desvían la trayectoria óptica mediante espejos secundarios o terciarios. Estos pueden formar parte integral del diseño óptico ( telescopio newtoniano , reflector Cassegrain o similares) o simplemente utilizarse para colocar el ocular o el detector en una posición más conveniente. Los diseños de telescopios también pueden emplear lentes o espejos adicionales especialmente diseñados para mejorar la calidad de la imagen en un campo de visión más amplio.

El área superficial mínima resoluble de un objeto, vista a través de un telescopio óptico, es el área física limitada que se puede resolver. Es análoga a la resolución angular , pero difiere en su definición: en lugar de la capacidad de separación entre fuentes de luz puntuales, se refiere al área física que se puede resolver. Una forma común de expresar esta característica es la capacidad de resolución de rasgos como los cráteres lunares o las manchas solares . La expresión mediante la fórmula viene dada por el doble del poder de resolución.${\displaystyle R}$sobre el diámetro de apertura${\displaystyle D}$multiplicado por el diámetro del objeto${\displaystyle D_{ob}}$multiplicado por la constante${\displaystyle \Phi }$todo dividido por el diámetro aparente del objeto${\displaystyle D_{a}}$. ^{[ 23 ] [ 24 ]}

Poder de resolución${\displaystyle R}$se deriva de la longitud de onda${\displaystyle {\lambda }}$utilizando la misma unidad que la apertura; donde 550 nm a mm viene dado por:${\displaystyle R={\frac {\lambda }{10^{6}}}={\frac {550}{10^{6}}}=0,00055}$. La constante${\displaystyle \Phi }$se deriva de radianes a la misma unidad que el diámetro aparente del objeto ; donde el diámetro aparente de la Luna es${\displaystyle D_{a}={\frac {313\Pi }{10800}}}$La conversión de radianes a segundos de arco se obtiene mediante:${\displaystyle D_{a}={\frac {313\Pi }{10800}}\cdot 206265=1878}$.

Un ejemplo que utiliza un telescopio con una apertura de 130  mm para observar la Luna en una longitud de onda de 550 nm se muestra a continuación:${\displaystyle F={\frac {{\frac {2R}{D}}\cdot D_{ob}\cdot \Phi }{D_{a}}}={\frac {{\frac {2\cdot 0.00055}{130}}\cdot 3474.2\cdot 206265}{1878}}\approx 3.22}$

La unidad de medida utilizada para el diámetro del objeto determina las características más pequeñas que se pueden observar en esa unidad. En el ejemplo anterior, se aproximan en kilómetros, lo que resulta en que los cráteres lunares más pequeños que se pueden observar tengan un  diámetro de 3,22 km. El Telescopio Espacial Hubble tiene una apertura del espejo primario de 2400  mm, lo que permite observar cráteres lunares de hasta 174,9 metros de diámetro o manchas solares de hasta 7365,2  km de diámetro.

Sin tener en cuenta la distorsión de la imagen causada por la turbulencia atmosférica ( visión atmosférica ) ni las imperfecciones ópticas del telescopio, la resolución angular de un telescopio óptico está determinada por el diámetro del espejo o lente principal que recoge la luz (también denominado "apertura").

El criterio de Rayleigh para el límite de resolución${\displaystyle \alpha _{R}}$(en radianes ) viene dado por

${\displaystyle \sin(\alpha _{R})=1.22{\frac {\lambda }{D}}}$

dónde${\displaystyle \lambda }$es la longitud de onda y${\displaystyle D}$es la apertura. Para luz visible (${\displaystyle \lambda }$= 550  nm) en la aproximación de ángulo pequeño , esta ecuación se puede reescribir:

${\displaystyle \alpha _{R}={\frac {138}{D}}}$

Aquí,${\displaystyle \alpha _{R}}$denota el límite de resolución en segundos de arco y${\displaystyle D}$está en milímetros. En el caso ideal, los dos componentes de un sistema estelar doble se pueden discernir incluso si están separados por un poco menos de${\displaystyle \alpha _{R}}$Esto se tiene en cuenta en el límite de Dawes .

${\displaystyle \alpha _{D}={\frac {116}{D}}}$

La ecuación muestra que, en igualdad de condiciones, cuanto mayor sea la apertura, mejor será la resolución angular. La resolución no viene dada por el aumento máximo (o «potencia») de un telescopio. Los telescopios que se comercializan con altos valores de potencia máxima suelen ofrecer imágenes de baja calidad.

En el caso de los grandes telescopios terrestres, la resolución está limitada por la turbulencia atmosférica . Este límite puede superarse colocando los telescopios por encima de la atmósfera, por ejemplo, en las cumbres de altas montañas, en globos aerostáticos o aviones de gran altitud, o en el espacio . Los límites de resolución también pueden superarse mediante óptica adaptativa , imágenes de moteado o imágenes de alta resolución para telescopios terrestres.

Recientemente, se ha vuelto factible realizar síntesis de apertura con conjuntos de telescopios ópticos. Se pueden obtener imágenes de muy alta resolución con grupos de telescopios más pequeños y ampliamente espaciados, conectados entre sí por trayectorias ópticas cuidadosamente controladas, pero estos interferómetros solo se pueden usar para obtener imágenes de objetos brillantes como estrellas o para medir los núcleos brillantes de galaxias activas .

La distancia focal de un sistema óptico es una medida de la intensidad con la que el sistema converge o diverge la luz . Para un sistema óptico en el aire, es la distancia sobre la cual los rayos inicialmente colimados convergen en un punto focal. Un sistema con una distancia focal más corta tiene mayor potencia óptica que uno con una distancia focal larga; es decir, desvía los rayos con mayor intensidad, haciéndolos converger en un punto focal a menor distancia. En astronomía, el número f se conoce comúnmente como la relación focal, que se denota como${\displaystyle N}$La relación focal de un telescopio se define como la distancia focal .${\displaystyle f}$de un objetivo dividido por su diámetro${\displaystyle D}$o por el diámetro de un diafragma en el sistema. La distancia focal controla el campo de visión del instrumento y la escala de la imagen que se presenta en el plano focal a un ocular , placa de película o CCD .

Un ejemplo de telescopio con una distancia focal de 1200  mm y un diámetro de apertura de 254  mm se muestra a continuación: ${\displaystyle N={\frac {f}{D}}={\frac {1200}{254}}\approx 4.7}$

Se dice que las relaciones focales numéricamente grandes son largas o lentas . Los números pequeños son cortos o rápidos . No hay límites precisos para determinar cuándo usar estos términos, y cada persona puede considerar sus propios criterios. Entre los telescopios astronómicos contemporáneos, cualquier telescopio con una relación focal más lenta (número mayor) que f/12 se considera generalmente lento, y cualquier telescopio con una relación focal más rápida (número menor) que f/6 se considera rápido. Los sistemas rápidos suelen tener más aberraciones ópticas lejos del centro del campo de visión y generalmente requieren diseños de ocular más exigentes que los lentos. Un sistema rápido suele ser deseable para fines prácticos en astrofotografía, con el propósito de captar más fotones en un período de tiempo determinado que un sistema lento, lo que permite que la fotografía de lapso de tiempo procese el resultado más rápidamente.

Los telescopios de campo amplio (como los astrógrafos ) se utilizan para rastrear satélites y asteroides , para la investigación de rayos cósmicos y para estudios astronómicos del cielo. Es más difícil reducir las aberraciones ópticas en telescopios con una relación focal baja que en telescopios con una relación focal mayor.

El poder de captación de luz de un telescopio óptico, también conocido como ganancia de apertura o captación de luz, es la capacidad de un telescopio para captar mucha más luz que el ojo humano. Su poder de captación de luz es probablemente su característica más importante. El telescopio actúa como un depósito de luz , recogiendo todos los fotones que inciden sobre él desde un objeto lejano; un depósito más grande capta más fotones , lo que resulta en una mayor cantidad de luz recibida en un período de tiempo determinado, iluminando así la imagen. Por eso las pupilas de nuestros ojos se dilatan por la noche para que llegue más luz a las retinas.${\displaystyle P}$comparado con un ojo humano es el resultado al cuadrado de la división de la apertura${\displaystyle D}$sobre el diámetro de la pupila del observador${\displaystyle D_{p}}$, ^{[ 23 ] [ 24 ]} con un adulto promedio que tiene un diámetro pupilar de 7  mm. Las personas más jóvenes tienen diámetros mayores, generalmente de 9  mm, ya que el diámetro de la pupila disminuye con la edad.

Un ejemplo de la capacidad de captación de una apertura de 254  mm en comparación con un diámetro de pupila adulta de 7  mm viene dado por:${\displaystyle P=\left({\frac {D}{D_{p}}}\right)^{2}=\left({\frac {254}{7}}\right)^{2}\approx 1316.7}$

La capacidad de captación de luz se puede comparar entre telescopios comparando las áreas.${\displaystyle A}$de las dos aperturas diferentes.

Por ejemplo, la capacidad de captación de luz de un telescopio de 10 metros es 25 veces mayor que la de un telescopio de 2 metros:${\displaystyle p={\frac {A_{1}}{A_{2}}}={\frac {\pi 5^{2}}{\pi 1^{2}}}=25}$

Para el estudio de un área determinada, el campo de visión es tan importante como la capacidad de captación de luz. Los telescopios de reconocimiento, como el Gran Telescopio de Reconocimiento Sinóptico, buscan maximizar el producto del área del espejo y el campo de visión (o etendue ), en lugar de la capacidad de captación de luz por sí sola.

La magnificación a través de un telescopio hace que un objeto parezca más grande, aunque limita el campo de visión. La magnificación suele ser engañosa, ya que la potencia óptica del telescopio, su característica, es el término más incomprendido para describir el mundo observable. A mayores magnificaciones, la calidad de la imagen se reduce significativamente; el uso de una lente Barlow aumenta la distancia focal efectiva del sistema óptico, lo que multiplica esta reducción.

Pueden presentarse efectos menores similares al usar diagonales estelares , ya que la luz atraviesa múltiples lentes que aumentan o disminuyen la distancia focal efectiva. La calidad de la imagen generalmente depende de la calidad de la óptica (lentes) y las condiciones de observación, no del aumento.

La magnificación en sí misma está limitada por las características ópticas. Con cualquier telescopio o microscopio, más allá de una magnificación máxima práctica, la imagen se ve más grande, pero no muestra más detalles. Esto ocurre cuando el detalle más fino que el instrumento puede distinguir se magnifica hasta igualar el detalle más fino que el ojo puede ver. La magnificación que supera este máximo se denomina a veces magnificación vacía .

Para obtener el máximo detalle de un telescopio, es fundamental elegir el aumento adecuado para el objeto que se observa. Algunos objetos se ven mejor con poco aumento, otros con mucho y muchos con un aumento moderado. Existen dos valores para el aumento: un mínimo y un máximo. Se puede usar un ocular de campo de visión más amplio para mantener la misma distancia focal y obtener el mismo aumento a través del telescopio. En un telescopio de buena calidad que funcione en buenas condiciones atmosféricas, el aumento máximo utilizable está limitado por la difracción.

El campo de visión es la extensión del mundo observable en un momento dado, ya sea a través de un instrumento (por ejemplo, un telescopio o binoculares ) o a simple vista. Existen diversas formas de definir el campo de visión, ya sea como una especificación del ocular o como una característica determinada por la combinación de ocular y telescopio. Esta combinación presenta un límite físico, ya que el campo de visión no puede ser mayor que un máximo definido debido a la difracción de la óptica.

El mundo observable es lo que se puede ver con un telescopio. Al observar un objeto o un rango, el observador puede utilizar diversas técnicas. Comprender qué se puede ver y cómo verlo depende del campo de visión. La visualización de un objeto cuyo tamaño se ajusta completamente al campo de visión se mide utilizando dos propiedades del telescopio: la distancia focal y la apertura, junto con un ocular de distancia focal (o diámetro) adecuada. Comparar el mundo observable con el diámetro angular de un objeto permite determinar qué parte del mismo se observa. Sin embargo, la relación con el sistema óptico puede no resultar en un alto brillo superficial . Los objetos celestes suelen ser tenues debido a su gran distancia, y el detalle puede verse limitado por la difracción o por propiedades ópticas inadecuadas.

Para determinar qué se puede ver a través del sistema óptico, primero se utiliza el ocular, que proporciona el campo de visión y el aumento ; este último viene dado por la división de las distancias focales del telescopio y del ocular. Tomemos como ejemplo un telescopio de aficionado, como un telescopio newtoniano con una apertura determinada.${\displaystyle D}$de 130  mm (5") y distancia focal${\displaystyle f}$de 650  mm (25,5 pulgadas), se utiliza un ocular con una distancia focal${\displaystyle d}$de 8  mm y campo de visión aparente${\displaystyle v_{a}}$de 52°. El aumento con el que se observa el mundo observable viene dado por:${\displaystyle M={\frac {f}{d}}={\frac {650}{8}}=81.25}$El campo de visión${\displaystyle v_{t}}$requiere la ampliación, que se formula mediante su división sobre el campo de visión aparente:${\displaystyle v_{t}={\frac {v_{a}}{M}}={\frac {52}{81.25}}=0.64}$El campo de visión real resultante es de 0,64°, lo que impide observar en su totalidad un objeto como la Nebulosa de Orión , que tiene forma elíptica con un diámetro angular de 65 × 60 minutos de arco , a través del telescopio, donde toda la nebulosa se encuentra dentro del campo de visión. El uso de métodos como este puede aumentar considerablemente el potencial de observación, asegurando que el campo de visión contenga el objeto completo, o bien, aumentando o disminuyendo la magnificación para observar el objeto desde una perspectiva diferente.

A tal aumento, el brillo superficial se reduce significativamente, lo que resulta en una apariencia mucho más tenue. Una apariencia más tenue implica una menor cantidad de detalles visuales del objeto. Detalles como la materia, los anillos, los brazos espirales y los gases pueden quedar completamente ocultos para el observador, lo que resulta en una visión mucho menos completa del objeto o su rango. La física dicta que, con el aumento mínimo teórico del telescopio, el brillo superficial es del 100%. Sin embargo, en la práctica, diversos factores impiden alcanzar el 100% de brillo; entre ellos se incluyen las limitaciones del telescopio (distancia focal, distancia focal del ocular , etc.) y la edad del observador.

La edad influye en el brillo, ya que un factor que contribuye es la pupila del observador . Con la edad, la pupila se reduce naturalmente de diámetro; generalmente se acepta que un adulto joven puede tener una  pupila de 7 mm de diámetro, un adulto mayor de tan solo 5  mm y una persona joven de 9  mm. El aumento mínimo${\displaystyle m}$puede expresarse como la división de la apertura${\displaystyle D}$y alumno${\displaystyle p}$diámetro dado por:${\displaystyle m={\frac {D}{d}}={\frac {130}{7}}\approx 18.6}$Un ejemplo problemático podría ser lograr un brillo superficial teórico del 100%, ya que la distancia focal efectiva requerida del sistema óptico podría necesitar un ocular con un diámetro demasiado grande.

Algunos telescopios no pueden alcanzar el brillo superficial teórico del 100%, mientras que otros sí pueden lograrlo utilizando un ocular de diámetro muy pequeño. Para determinar qué ocular se requiere para obtener el aumento mínimo , se puede reorganizar la fórmula de aumento, que ahora se obtiene dividiendo la distancia focal del telescopio entre el aumento mínimo.${\displaystyle {\frac {F}{m}}={\frac {650}{18.6}}\approx 35}$Un ocular de 35  mm no es un tamaño estándar y no se puede adquirir; en este caso, para lograr una cobertura del 100%, se necesitaría un ocular estándar de 40  mm. Dado que el ocular tiene una distancia focal mayor que el aumento mínimo, se pierde mucha luz al no ser captada por los ojos.

El límite del aumento del brillo superficial al reducir la magnificación es la pupila de salida : un cilindro de luz que se proyecta a través del ocular hacia el observador. Una pupila de salida debe tener un diámetro igual o menor que la pupila del observador para recibir la cantidad total de luz proyectada; una pupila de salida más grande resulta en una pérdida de luz.${\displaystyle e}$se puede derivar de la división de la apertura del telescopio${\displaystyle D}$y el aumento mínimo${\displaystyle m}$, derivado por:${\displaystyle e={\frac {D}{m}}={\frac {130}{18.6}}\approx 7}$La pupila y la pupila de salida tienen un diámetro casi idéntico, lo que evita la pérdida de luz observable con el sistema óptico. Una  pupila de 7 mm se queda ligeramente por debajo del 100% de brillo, donde el brillo superficial${\displaystyle B}$se puede medir a partir del producto de la constante 2, por el cuadrado de la pupila${\displaystyle p}$Resultando en:${\displaystyle B=2*p^{2}=2*7^{2}=98}$La limitación aquí es el diámetro de la pupila; es un resultado desafortunado que se degrada con el tiempo. Se espera cierta pérdida de luz observable y disminuir la magnificación no puede aumentar el brillo superficial una vez que el sistema ha alcanzado su magnificación mínima utilizable, de ahí que se utilice el término .

Cuando se utiliza un CCD para registrar observaciones, el CCD se coloca en el plano focal. La escala de imagen (a veces llamada escala de placa ) es la relación entre el tamaño angular del objeto observado y el tamaño físico de la imagen proyectada en el plano focal.

${\displaystyle i={\frac {\alpha }{s}},}$

dónde${\displaystyle i}$es la escala de la imagen,${\displaystyle \alpha }$es el tamaño angular del objeto observado, y${\displaystyle s}$es el tamaño físico de la imagen proyectada. En términos de distancia focal, la escala de la imagen es

${\displaystyle i={\frac {1}{f}},}$

dónde${\displaystyle i}$se mide en radianes por metro (rad/m), y${\displaystyle f}$se mide en metros. Normalmente${\displaystyle i}$se da en unidades de segundos de arco por milímetro ("/mm"). Por lo tanto, si la distancia focal se mide en milímetros, la escala de la imagen es

${\displaystyle i\ (''/\mathrm {mm} )={\frac {1}{f\ (\mathrm {mm} )}}\left[{\frac {180\times 3600}{\pi }}\right].}$

La derivación de esta ecuación es bastante sencilla y el resultado es el mismo para telescopios reflectores o refractores. Sin embargo, conceptualmente es más fácil derivarla considerando un telescopio reflector. Si un objeto extendido con tamaño angular${\displaystyle \alpha }$Si se observa a través de un telescopio, entonces, debido a las leyes de reflexión y trigonometría, el tamaño de la imagen proyectada sobre el plano focal será

${\displaystyle s=\tan(\alpha )f.}$

La escala de la imagen (tamaño angular del objeto dividido por el tamaño de la imagen proyectada) será

${\displaystyle i={\frac {\alpha }{s}}={\frac {\alpha }{\tan(\alpha )f}},}$

y utilizando la relación de ángulo pequeño${\displaystyle \tan(a)\approx a}$, cuando${\displaystyle a\ll 1}$(NB solo válido si${\displaystyle a}$está en radianes), obtenemos

${\displaystyle i={\frac {\alpha }{\alpha f}}={\frac {1}{f}}.}$

Aberración esférica

La diferencia de distancia focal entre los rayos paraxiales y los rayos marginales es proporcional al cuadrado del diámetro del objetivo.

Coma

Un defecto que provoca que los puntos aparezcan como manchas de luz asimétricas con forma de cometa y con colas, lo que dificulta enormemente la medición. Su magnitud se suele deducir del teorema del seno óptico .

Astigmatismo

La imagen de un punto forma líneas focales en los focos sagital y tangencial y entre ellos (en ausencia de coma) con una forma elíptica.

Curvatura de campo de Petzval

La curvatura de campo de Petzval implica que la imagen, en lugar de estar en un plano, se sitúa sobre una superficie curva, descrita como hueca o redonda. Esto genera problemas cuando se utiliza un dispositivo de imagen plano, como una placa fotográfica o un sensor de imagen CCD.

Distorsión

Ya sea distorsión de barril o de cojín, una distorsión radial que debe corregirse al combinar varias imágenes (similar a unir varias fotos para formar una foto panorámica ).

Los defectos ópticos siempre se enumeran en el orden anterior, ya que esto expresa su interdependencia como aberraciones de primer orden mediante el movimiento de las pupilas de entrada y salida. La primera aberración de Seidel, la aberración esférica, es independiente de la posición de la pupila de salida (ya que es la misma para los lápices axiales y extraaxiales). La segunda, la coma, varía en función de la distancia pupilar y la aberración esférica; de ahí el conocido resultado de que es imposible corregir la coma en una lente sin aberración esférica simplemente moviendo la pupila. Dependencias similares afectan a las demás aberraciones de la lista.

Aberración cromática longitudinal : Al igual que con la aberración esférica, esto se aplica tanto a los lápices axiales como a los oblicuos.

Aberración cromática transversal (aberración cromática de magnificación)

Casi todos los grandes telescopios astronómicos de investigación son reflectores. Algunas de las razones son:

• En una lente, todo el volumen del material debe estar libre de imperfecciones e inhomogeneidades, mientras que en un espejo, solo una superficie debe estar perfectamente pulida.
• La luz de diferentes colores viaja a velocidades diferentes a través de un medio distinto al vacío. Esto provoca aberración cromática .
• Los reflectores funcionan en un espectro de luz más amplio, ya que ciertas longitudes de onda se absorben al pasar a través de elementos de vidrio como los que se encuentran en un refractor o un catadióptrico.
• La fabricación y manipulación de lentes de gran diámetro conllevan dificultades técnicas. Una de ellas es que todos los materiales reales se deforman por efecto de la gravedad. Una lente solo puede sujetarse por su perímetro. Un espejo, en cambio, puede sostenerse por toda la cara opuesta a su superficie reflectante.

La mayoría de los grandes reflectores de investigación operan en diferentes planos focales, dependiendo del tipo y tamaño del instrumento utilizado. Estos incluyen el foco primario del espejo principal, el foco Cassegrain (luz reflejada detrás del espejo primario) e incluso focos completamente externos al telescopio (como el foco Nasmyth y el foco Coudé ). ^{[ 29 ]}

El Telescopio de Espejos Múltiples (MMT) inauguró una nueva era en la fabricación de telescopios , con un espejo compuesto por seis segmentos que formaban un espejo de 4,5 metros de diámetro. Este ha sido reemplazado por un único espejo de 6,5 metros. Su ejemplo fue seguido por los telescopios Keck, con espejos segmentados de 10 metros.

Los telescopios terrestres más grandes de la actualidad cuentan con un espejo primario de entre 6 y 11 metros de diámetro. En esta generación de telescopios, el espejo suele ser muy delgado y se mantiene en una forma óptima mediante un conjunto de actuadores (véase óptica activa ). Esta tecnología ha impulsado nuevos diseños para futuros telescopios con diámetros de 30, 50 e incluso 100 metros.

Recientemente se han desarrollado telescopios de aproximadamente 2 metros, relativamente económicos y de producción en masa, que han tenido un impacto significativo en la investigación astronómica. Estos permiten el monitoreo continuo de numerosos objetos astronómicos y el estudio de grandes áreas del cielo. Muchos son telescopios robóticos , controlados por computadora a través de internet (véanse, por ejemplo, el Telescopio de Liverpool y los Telescopios Faulkes Norte y Sur ), lo que permite el seguimiento automatizado de eventos astronómicos.

Inicialmente, el detector utilizado en los telescopios era el ojo humano . Posteriormente, la placa fotográfica sensibilizada la reemplazó, y se introdujo el espectrógrafo , que permitió obtener información espectral. Tras la placa fotográfica, se perfeccionaron sucesivas generaciones de detectores electrónicos, como los dispositivos de carga acoplada (CCD), cada uno con mayor sensibilidad y resolución, y a menudo con un rango de longitud de onda más amplio.

Los telescopios de investigación actuales cuentan con varios instrumentos entre los que elegir, tales como:

• generadores de imágenes, de diferentes respuestas espectrales
• espectrógrafos, útiles en diferentes regiones del espectro
• polarímetros, que detectan la polarización de la luz .

El fenómeno de la difracción óptica impone un límite a la resolución y la calidad de imagen que puede alcanzar un telescopio, que es el área efectiva del disco de Airy , el cual limita la distancia mínima entre dos discos de este tipo. Este límite absoluto se denomina límite de difracción (y puede aproximarse mediante el criterio de Rayleigh , el límite de Dawes o el límite de resolución de Sparrow ). Este límite depende de la longitud de onda de la luz estudiada (de modo que el límite para la luz roja se alcanza mucho antes que el límite para la luz azul) y del diámetro del espejo del telescopio. Esto significa que un telescopio con un determinado diámetro de espejo puede, en teoría, resolver hasta un cierto límite a una determinada longitud de onda. Para los telescopios convencionales en la Tierra, el límite de difracción no es relevante para telescopios de más de 10  cm aproximadamente. En cambio, la turbulencia atmosférica, o seeing , determina el límite de resolución. Sin embargo, en el espacio, o si se utilizan ópticas adaptativas , a veces es posible alcanzar el límite de difracción. Llegado este punto, si se necesita una mayor resolución en esa longitud de onda, hay que construir un espejo más ancho o realizar una síntesis de apertura utilizando un conjunto de telescopios cercanos.

En los últimos años, se han desarrollado diversas tecnologías para superar las distorsiones causadas por la atmósfera en los telescopios terrestres, con buenos resultados. Véase óptica adaptativa , imagen de moteado e interferometría óptica .