Параметри на телескопа

Диаметър на обектива (апертура) Най-важният параметър на един телескоп е диаметърът на обектива му. Ако сравним два телескопа, които се различават само по диаметъра на обектива си по-добро изображение дава този с по-големия диаметър. При него "уловената" светлина е повече, което води до повече наблюдавани детайли, по-ярка и контрасна картина. От диаметъра зависи и прониквателната и разделителна способност на телескопа.  Понякога големият диаметър на телескопа има и отрицателно влияние. Голямото огледало, например, изисква много по-стабилна тръба и монтировка, което прави телескопа тежък и трудно преносим. Освен това изработването на обектив на голям рефрактор е много по-трудно и много скъпо. Фактор, оказващ влияние върху качеството на изображението на големите телескопи е и атмосферата. При неспокойна атмосфера се създават т.нар. въздушни лещи, които най-често имат размери 20-30cm. Оттук и проблемът за по-големите телескопи - на площта на обективите им могат да се насложат няколко такива въздушни лещи. Всяка от тях изкривява светлинния сноп, преминаващ през нея по различен начин, а това води до нееднакво изображение по цялата площ на обектива. По-малките телескопи се "покриват" само от една леща и образът е по-стабилен. В последните години много от големите телескопи се правят с гъвкави огледала, чиято форма в отделните зони може да се променя в зависимост от влиянието на тези въздушни лещи. Диаметърът на обектива се измерва в милиметри, а по западните сайтове и каталози предимно в инчове (1 инч е равен на 25.4mm, бележи се с ", например 8-инчов телескоп се бележи 8"). Практика е в наименованието на модела телескоп да е включено число, което показва диаметъра на обектива. Често диаметърът на обектива се нарича апертура. Апертурата изразява диаметъра на входния отвор на телескопа и при рефракторите, например, тя съвпада с диаметъра на обектива. Но има системи огледални телескопи, като катадиоптричните, при които апертурата (входният отвор) може да е по-малка от диаметъра на главното огледало.

Относителен отвор (светлосила) С този термин се нарича отношението на диаметъра на обектива и фокусното разстояние на телескопа и показва каква част от фокусното разстояние е диаметъра: A = Dоб / Fоб При изчислението, обаче резултатът не се записва като десетична дроб, (например ако Dоб =114mm, Fоб =900mm, то 114/900=0.13), а като съотношение 1:7.9, или просто се казва относителен отвор равен на 7.9 (114/900=1/7.9). Много често се записва и така - f/7.9. Между два телескопа със относителни отвори 1:7.9 (f/7.9) и 1:11 (f/11), например, по-светлосилен е този с 1:7.9. В разговорната реч вместо относителен отвор обикновено се използва терминът светлосила. Теоретически светлосилата и относителният отвор имат връзка, но изразяват различни неща - светлосилата е равна на квадрата на относителния отвор (Dоб / Fоб)2 . Въпреки това, навсякъде надолу думата "светлосила" ще се използва равнозначно на "относителен отвор", а "по-светлосилен" - на "с по-голям относителен отвор". Какъв е смисълът на относителния отвор? Нека изберем два телескопа с еднакво фокусно разстояние, но с различни по диаметър обективи. Това означава, че относителният отвор на единия е по-голям от този на втория телескоп. Ако погледнем последователно през двата ще забележим разлика в това което виждаме. През телескопа с по голям относителен отвор зрителното поле е по-светло, обектите са по-ярки и самото наблюдение е по-комфортно. Ако използваме големи увеличения образът в по-светлосилния телескоп се запазва по-добър при по-големи увеличения.  Докато при визуалните наблюдения изброените положителни черти на по-светлосилният телескоп са резултат главно от диаметъра на телескопа, то при фотографските наблюдения самото съотношение Dоб / Fоб има особено значение. Тук то съответства на значението на диафрагмата при обикновените фотообективи, изписана върху тях (например 2, 2.8, 4, 5.6 и т.н.). При фотографиране през телескопа по-големият относителен отвор скъсява времето  за експонирането на фотографирания обект, в сравнение с телескоп с по-малък относителен отвор. Елементарно това може да се обясни по следния начин. Известно е, че с увеличаване на разстоянието светлината намалява силата си. При нашите два телескопа с различни диаметри влиза различно колечество светлина. Докато достигне до фокалната равнина, светлината и в двата телескопа отслабва, но тъй като в единия (с по-големия диаметър, т.е. с по-голям относителен отвор) е влязла повече светлина то до негатива достига повече (макар и отслабена) светлина. Тя експонира негатива до същото състояние, както при другия телескоп, но за по-кратко време. Това е и причината по-светлосилните телескопи да се наричат "бързи", особено по западните списания и сайтове. Ако снимките продължат еднакво време светлосилният телескоп ще е експонирал (почернил) негатива повече.

Фокусно разстояние Фокусното разстояние на телескопа, и по-точно на обектива му, е разстоянието от лещата или огледалото до точката, в която се събират светлинните лъчи, и която се нарича фокус. Фокусното разстояние е свързано най-вече с увеличението на телескопа.  Фокусното разстояние на всеки телескоп е известно от неговите паспортни данни, но ако ви попадне непозната леща или огледало фокусните им разстояния могат да се измерят много лесно и то със сравнително голяма точност. Достатъчно е на равна повърхност, перпедикулярна на посоката на слънчевите лъчи, да се направи проекция на Слънцето (слънчево "зайче"), която има формата на малко кръгче, като чрез надлъжно преместване на лещата или огледалото се стремим кръгчето да стане възможно най-малко по размер. В този момент разстоянието между лещата или огледалото и образа на Слънцето е равно на фокусното разстояние.  Малко по-точен метод, но също така лесен е намирането на фокусното разстояние чрез проекция на малка електрическа крушка (като от тези за фенерчетата). При огледалата встрани от крушката (и в една равнина с нея) се слага бял екран, например хартиен лист, и чрез преместване на огледалото по дължина на оптичната му ос се стремим да хванем отражението на крушката върху хартията. В този случай разстоянието между крушката и огледалото и между огледалото и отражението е еднакво - то е два пъти по-голямо от фокусното разстояние на огледалото.  При лещите подходът е по-различен. Тъй като проекцията на крушката е от другата страна на лещата е трудно да се определи кога разстоянието между крушката и лещата ще стане равно на разстоянието между лещата и проекцията. Затова в този случай се използва формулата  1/a + 1/b = 1/Fл, където:      a - разстоянието между крушката и лещата (предметно разстояние), [mm];      b - разстоянието между лещата и проекцията (образно разстояние), [mm];      Fл - фокусно разстояние на лещата, [mm]. Формулата, разбира се, може да се използва и при намиране на фокусното разстояние на огледалата. Много често собственото (главното) фокусно разстояние на обектива е недостатъчно за качественото наблюдение или фотографиране на небесния обект. В такъв случай се налага то да се увеличи по някакъв начин. Обикновено това се постига чрез използването на леща на Барлоу или окулярна проекция. Така полученото удължено фокусно разстояние на обектива се нарича еквивалентно (резултатно) фокусно разстояние. В по-редки случаи еквивалентното фокусно разстояние на обектива е по-късо от главното. Това се постига чрез т.нар. фокален редуктор - най-общо положителна леща, която се поставя преди фокуса на телескопа (подобно на лещата на Барлоу).

Увеличение Параметърът, който най-тясно е свързан с фокусното разстояние на обектива на телескопа е неговото увеличение. То се изразява в отношението на видимите ъглови размери на наблюдавания обект през телескопа и с невъоръжено око. Най-лесно, обаче се изчислява по следната формула: М = Fоб / fок, където:      М - увеличение на телескопа;      Fоб - фокусно разстояние на обектива, [mm];      fок - фокусно разстояние на окуляра, [mm]. Със замяната на един окуляр с друг се променя увеличението на телескопа. Все пак, поради някои причини увеличението на телескопа не може да бъде безкрайно - всеки телескоп има минимално и максимално допустимо увеличение, при които наблюденията имат все още смисъл и са качествени. Минималното допустимо увеличение (или т.нар. равнозенично увеличение) на телескопа се извежда при геометричното построяване на хода на лъчите, като се взима предвид и диаметъра на зеницата на окото (средно 6 mm). Ако светлинният сноп, който влиза в окото е по-голям от зеницата част от него не попада в окото. Това е равносилно на диафрагмиране (намаляване на диаметъра на обектива) на телескопа. Минималното увеличение е: Mmin = Dоб / 6, където:      Mmin - минималното допустимо увеличение на телескопа;      Dоб - диаметър на обектива на телескопа, [mm]. От друга страна при максимални увеличения, които водят до изходна зеница по-малка от 0.5-0.7mm образът на наблюдавания обект се влошава - започва да се вижда т.нар. дифракционна картина - образът на звездата придобива формата на малък диск, около който се виждат и няколко концентрични кръгчета. При по-големи увеличения не се виждат повече детайли, като в същото време намалява яркостта на картината и размера на зрителното поле. Все пак при някои наблюдения, например на двойни звезди, както и при лунните и планетните наблюдения е допустимо и по-голямо увеличение. Много често при избора на телескоп любителите биват подвеждани от рекламите в различните сайтове, списания или брошури. Като най-важен параметър за телескопа се показва неговото увеличение, още повече, че не е рядкост за малки телескопи с диаметър 60-70mm да се посочват увеличения 300-500х. Това са просто рекламни трикове, не се оставяйте да ви заблудят! Разбира се, със силен окуляр и леща на Барлоу или окулярна проекция теоретично може да достигне такова увеличение, но на практика в окуляра няма да се вижда нищо. Максималното допустимо увеличение на телескопа, се изчислява: Mmax = 2*Dоб, където:      Mmax - максималното допустимо увеличение на телескопа;      Dоб - диаметър на обектива на телескопа, [mm]. Още за увеличението може да прочетете и тук.

Прониквателна способност Прониквателната способност V на един телескоп показва пределната (най-слабата) звездна величина, която може да се наблюдава с него при визуални или фотографски наблюдения. Основния фактор, който оказва влияние на прониквателната способност е диаметъра на обектива. Освен това, обаче тя зависи и от атмосферните условия, светлинното замърсяване, качеството на оптиката, както и от опита на наблюдателя, адаптацията на очите му, а дори и от възрастта. За изчисляването на прониквателната способност на телескопа съществуват няколко формули, които дават различни, понякога дори до една звездна величина, резултати:   Vвиз = 2.5 + 5*lgD Vвиз = C + 2.5*lgD +2.5*lgM Vвиз = 3.7 + 2.5*lgD2 където:      Vвиз - пределна визуална звездна величина, [m];      C - качество на изображението (3.9 -отлично, 2.5 - средно, 1.8 - лошо);      Dоб - диаметър на обектива на телескопа, [mm];      M - увеличение на телескопа;      lg - десетичен логаритъм. (lg - десетичен логаритъм - това е математическа функция, "обратна" на степенуването. Връзката между логаритмуването и степенуването е следната:  lgN = L    <=>    10L = N Много от джобните калкулатори,  както и scientific-режимът на калкулаторът на WindowsTM  имат функцията логаритъм.) В таблицата са дадени пределните звездни величини, изчислени по първата от горните формули.   Диаметър на  обектива, [mm]  Пределна  звездна величина, [m] 50 11.0 60 11.4 70 11.7 80 12.0 90 12.3 100 12.5 120 12.9 150 13.4 200 14.0 250 14.5 Освен по тези теоретически изчисления пределната звездна величина може да се намери експериментално, чрез наблюдения на слаби звезди, чиито звездни величини се знаят предварително. За целта, разбира се, трябва да се избере ясна безлунна нощ с отлични атмосферни условия и място далеч от населени места.  Фотографската пределна звездна величина също зависи от изброените по-горе условия, както и от чисто фотографски условия, но най-общо може да се каже, че тя е с приблизително две до три звездни величини по голяма. Причината за тази разлика е, че при фотографирането, което обикновено продължава десетки минути, или даже часове, светлината се "натрупва" върху една и съща част от фотоматериала. За изчисляването на фотографската пределна звездна величина също има различни формули, например: Vфот = 2.5 * lg(ISO * T * Dф2) -7.5, където:      Vфот - пределна фотографска звездна величина, [m];      ISO - чувствителност на фотографския материал [ISO/ASA];      T - време за експозицията, [sec];      Dф - диаметър на фотографския обектив, [mm]. Може би е интересно да се спомене, че камерата WPC2 на космическия телескоп "Хъбъл" има чувствителност, еквивалентна на 330 ISO/ASA. С нея се заснимат галактики до 30m, но самите снимки се правят при сумарна продължителност на експозицията до шест дни! Mamma mia:))

Разделителна способност Разделителната способност на телескопа изразява възможността за разделно виждане на два близки обекта, например различаването на компонентите на една двойна звезда. Поради това, че светлината има свойства, както на частица, така и на вълна дори и в най-съвършеният телескоп образът на една звезда не е точка. На практика идеалният образ на звездата представлява малък диск, наречен дифракционен или диск на Ери, с няколко концентрични пръстени около него. Размерът на този диск ограничава разделителната способност на телескопа. Ако две звезди са толкова близо, че образите им (във формата на дискове) се припокриват то те не могат да се видят отделно. За да се видят отделно те трябва да са на такова ъглово отстояние една от друга, че образите им да са на разстояние, равно най-малко на ъгловия радиус на дифракционния диск. Този ъглов радиус може да се намери по следната формула: q = 140" / D, където:      q - разделителна способност на телескопа (диаметър на дифракционния диск), ["];      D - диаметър на обектива на телескопа, [mm]. В таблицата е дадена разделителната способност на телескопа в зависимост от диаметъра на обектива му.   Диаметър на  обектива, [mm]  Разделителна  способност, ["] 50 2.8 60 2.3 70 2.0 80 1.7 90 1.5 100 1.4 120 1.2 150 0.9 200 0.7 250 0.5 Горната формула е валидна при визуалните наблюдения. При фотографирането разделителната способност винаги е ограничена от земната атмосфера и от гидирането, от фотоматериала и затова тя не е по-добра от 1". При визуалните наблюдения атмосферата също влияе, но е възможно наблюдателят да намери интервал от време, за който тя е относително спокойна.  Както и прониквателната способност разделителната способност на един телескоп може да се изследва практически чрез наблюдения на тесни двойни звезди. Понякога се случва по-слабият компонент на двойната да е на такова ъглово разстояние от главната звезда, че се "покрива" от първият от дифракционните пръстени и различаването му е невъзможно. Изходът от тази ситуация е диафрагмирането на обектива - по този начин се променя разстоянията между дифракционният диск и пръстените и по-слабата звездичка става видима между тях. Интересно е да се знае, че при наблюдение на ивичести обекти разделителната способност на телескопа е по-висока. Така например, много наблюдатели твърдят, че могат да различат процепа на Касини в пръстена на Сатурн с телескопи с диаметър 60 - 80mm. Този процеп е широк около 0.6". Всъщност, той е открит от Касини с 63mm рефрактор на Парижката обсерватория.

Зрително поле Подробно за зрителното поле на телескопа прочетете тук.

Точност на повърхността на главното огледало на рефлектора За да създава качествен образ във фокалната равнина е необходимо главното огледало на рефлектора да има определена форма. Обикновено казваме, че рефлекторите имат сферично огледало, като имаме предвид вдлъбнатата му форма. На практика, обаче за повечето от тях (и специално от система "Нютон") това не е така. Причината е, че за да се съберат отразените лъчи в една точка (фокуса) повърхността на огледалото трябва да има сечение във формата на парабола. Затова обективните огледала се параболизират - дошлифоват се така, че да придобият тази необходима форма.  В оптиката тази точност на повърхнината на огледалото се сравнява с дължината на светлинните вълни, която се бележи с гръцката буква l. Например за жълто-зеления цвят, който окото възприема най-добре l е около 550nm (0.00055mm). За да може да се използва за астрономически цели едно огледало трябва да е толкова точно изработено, че практически формата му да не се различава от идеалната математически изчислена форма (парабола) с повече от 1/4 от дължината на вълната - 0.0001mm! В оптиката е прието да се казва, че такова огледало е с точност l/4. На практика, дори и за любителските телескопи точността на параболизацията трябва да е поне l/6 или l/8. Колкото по-точно е огледалото, толкова по-качествен е образът, създаван от него.  Независимо от това, обаче се продават и любителски телескопи, чиито огледала са наистина сферични. Това некачествени телескопи ли са? Отговорът е не. А защо? Ако сравним формите на едно параболично и едно сферично огледало и ги насложим една върху друга, ще забележим че централните части на двете огледала имат почти една и съща форма. Тези форми са толкова еднакви, че отговарят по един и същи начин на условието за точност в сравнението с дължината на вълната. Практически формите на двете огледала в централните си части са еднакви и въпреки, че на теория едното е сферично то също може да служи за асрономически цели. Сравнена с фокусното разстояние, обаче тази част от сферичното огледало, която е практически неразличима от параболичното е сравнително малка. С други думи относителният отвор е малък. Ето това е причината всички телескопи със сферични огледала да имат малък относителен отвор. Ако пък относителният отвор е по-голям, то огледалото задължително трябва да е параболизирано. За да става за астрономически цели всяко сферично огледало с даден диаметър трябва да има определено минимално фокусно разстояние. Ако фокусното разстояние е по-малко то огледалото не отговоря на изискването за точност.   Диаметър на огледалото, [mm]  Минимален относителен отвор за l/8 Минимално фокусно разстояние, [mm] 50 5.6 280 60 6.0 360 80 6.5 520 100 7.1 710 120 7.5 900 150 8.1 1220 200 8.9 1890 250 9.6 2400 Рефлекторите с оптични системи, различни от "Нютон" мога да имат сферична, параболична или хиперболична форма на огледалата, но изискването за необходимата точност на повърхността остава.

Освен изброените по-горе характеристики на телескопа има и някой допълнителни, които също могат да окажат влияние върху качеството на изображението. Тъй като рефлекторите по принцип имат вторични огледала те "засенчват" част от главното огледало. Това поражда намаляване на контраста и цялостно осветляване на зрителното поле. Затова често се прави сравнение и се казва, че малко по-малък рефрактор дава по-добър образ от по-големия рефлектор.  В същото време вторичните огледала се държат от специални държачи, които имат три или четири разтяжки. Тъй като те също препречват в определена степен постъпващата в рефлектора светлина около образа на звездите се получават лъчи.  При рефракторите особено значение има просветляването, което в значителна степен повишава качеството на изображението. Всъщност, просветлени трябва да са и мениските и Шмидт-пластините на катадиоптричните телескопи. От значение при изработването на обективите на телескопите е и вида на използваните стъкла. При рефракторите подбора на стъкла се прави за да се отстранят максимално оптическите аберации, както и да се намали поглъщането на светлината. При рефлекторите светлината не преминава през стъклото, но там изискванията са други - тъй като обикновено огледалата са по-големи се затруднява равномерното охлаждане или затопляне на цялата стъклена маса. Както всеки материал, стъклото се разширява или свива под действие на температурата, което може да доведе до зонална промяна на формата на огледалната повърхност. Затова, особено през зимата, се практикува предварително изнасяне на телескопа за да се даде възможност за температурна адаптация на огледалото. При рефлекторите е важна и дебелината на огледалото, както и броя на опорите му. Ако дебелината е малка, в сравнение с диаметъра, или броя и разположението на опорите е неправилно е възможно провисване на огледалото от собствената му тежест. Дори и невидимо за окото, то може да промени формата му. Задължително е и матовото почерняне на вътрешната повърхност на тръбата на телескопа. Това ще доведе до намаляване на нежеланите отражения и увеличаване на контраста на изображението.