Porównanie Levenhuk Strike 50 NG vs Celestron PowerSeeker 50AZ

Ogniskowa obiektywu teleskopu.

Ogniskowa to odległość od środka optycznego obiektywu do płaszczyzny, na którą rzutowany jest obraz (ekran, film, matryca), przy której obiektyw teleskopu wytworzy najczystszy obraz. Im dłuższa ogniskowa, tym większe powiększenie może zapewnić teleskop; należy jednak pamiętać, że powiększenie jest również związane z ogniskową używanego okularu i średnicą obiektywu (więcej na ten temat poniżej). Ale to, na co parametr ten bezpośrednio wpływa, to wymiary urządzenia, a dokładniej długość rurki. W przypadku refraktorów i większości reflektorów (patrz „Konstrukcja”) długość teleskopu w przybliżeniu odpowiada jego ogniskowej, ale w modelach z lustrzanym obiektywem może być 3-4 razy krótsza od ogniskowej.

Zauważ też, że ogniskowa jest uwzględniana w niektórych wzorach charakteryzujących jakość teleskopu. Na przykład uważa się, że dla dobrej widoczności przez najprostszy rodzaj teleskopu ogniotrwałego - tzw. achromat - konieczne jest, aby jego ogniskowa była nie mniejsza niż D^2/10 (kwadrat średnicy obiektywu podzielony przez 10), a lepiej - nie mniej niż D^2/9.

Największe użyteczne powiększenie, jakie może zapewnić teleskop.

Rzeczywiste powiększenie teleskopu zależy od ogniskowych obiektywu (patrz wyżej) i okularu. Dzieląc pierwsze przez drugie otrzymujemy powiększenie: np. system z obiektywem 1000 mm i okularem 5 mm da 1000/5 = 200x (w przypadku braku innych elementów wpływających na powiększenie, takich jak Barlow obiektyw - patrz poniżej). Dzięki temu, instalując w teleskopie różne okulary, można zmieniać stopień jego powiększenia. Jednak zwiększanie powiększenia poza pewną granicę po prostu nie ma sensu: choć pozorne rozmiary obiektów wzrosną, to ich szczegółowość nie ulegnie poprawie, a zamiast małego i wyraźnego obrazu obserwator zobaczy duży, ale rozmazany. Maksymalne użyteczne powiększenie to dokładnie granica, powyżej której teleskop po prostu nie może zapewnić normalnej jakości obrazu. Uważa się, że zgodnie z prawami optyki wskaźnik ten nie może być większy niż średnica obiektywu w milimetrach pomnożona przez dwa: na przykład dla modelu z soczewką wejściową 120 mm maksymalne użyteczne powiększenie będzie 120x2 = 240x.

Zwróć uwagę, że praca na tym stopniu powiększenia nie oznacza maksymalnej jakości i wyrazistości obrazu, ale w niektórych przypadkach może być bardzo wygodna; więcej szczegółów patrz „Maks. powiększenie rozdzielczości "

Najwyższe powiększenie rozdzielcze, jakie może zapewnić teleskop. W rzeczywistości jest to powiększenie, przy którym teleskop zapewnia maksymalną szczegółowość obrazu i pozwala zobaczyć wszystkie detale, które w zasadzie można w nim zobaczyć. Przy zmniejszeniu powiększenia poniżej tej wartości zmniejszają się rozmiary widocznych detali, co pogarsza ich widoczność, przy powiększeniu zauważalne stają się zjawiska dyfrakcyjne, przez co detale zaczynają się zamazywać.

Maksymalne powiększenie rozdzielcze jest mniejsze od maksymalnego użytecznego (patrz wyżej) - wynosi około 1,4 ... 1,5 średnicy obiektywu w milimetrach (różne wzory dają różne wartości, nie da się jednoznacznie określić tej wartości, ponieważ wiele zależy od subiektywnych odczuć obserwatora i cechach jego wzroku). Warto jednak popracować z takim powiększeniem, jeśli chcesz zobaczyć maksymalną liczbę szczegółów - na przykład nierówności na powierzchni Księżyca lub podwójne gwiazdy. Stosowanie większego powiększenia (w zakresie maksymalnego użytecznego) ma sens tylko do oglądania jasnych, kontrastowych obiektów, a także w przypadku problemów ze wzrokiem obserwatora.

Rozdzielczość teleskopu wyznaczona według kryterium Dawesa. Wskaźnik ten jest również nazywany „limitem Dawesa”. (Istnieje też czytanie Davesa, ale nie jest poprawne).

Rozdzielczość w tym przypadku jest wskaźnikiem charakteryzującym zdolność teleskopu do rozróżniania poszczególnych źródeł światła znajdujących się w bliskiej odległości, innymi słowy zdolność widzenia ich dokładnie jako oddzielnych obiektów. Wskaźnik ten jest mierzony w sekundach łukowych (1 '' to 1/3600 stopnia). W odległościach mniejszych niż rozdzielczość źródła te (na przykład gwiazdy podwójne) połączą się w solidny punkt. Tak więc im niższe liczby w tym punkcie, im wyższa rozdzielczość, tym lepiej teleskop nadaje się do oglądania blisko położonych obiektów. Należy jednak pamiętać, że w tym przypadku nie mówimy o możliwości widzenia zupełnie odrębnych obiektów od siebie, a jedynie o możliwości identyfikacji dwóch źródeł światła w wydłużonej plamce świetlnej, scalonej (dla obserwatora) w jedno. Aby obserwator mógł zobaczyć dwa oddzielne źródła, odległość między nimi musi być w przybliżeniu dwukrotnie większa od deklarowanej rozdzielczości.

Zgodnie z kryterium Dawesa rozdzielczość zależy bezpośrednio od średnicy obiektywu teleskopu (patrz wyżej): im większa apertura, tym mniejszy może być kąt między oddzielnie widocznymi obiektami i wyższa rozdzielczość. Ogólnie rzecz biorąc, wskaźnik ten jest podobny do kryterium Rayleigha (patrz „Rozdzielczość (Rayleigh)”), ale został wyprowadzon...y eksperymentalnie, a nie teoretycznie. Dlatego z jednej strony limit Dawesa dokładniej opisuje praktyczne możliwości teleskopu, z drugiej strony zgodność z tymi możliwościami w dużej mierze zależy od subiektywnych cech obserwatora. Mówiąc najprościej, osoba bez doświadczenia w obserwowaniu podwójnych obiektów lub mająca problemy ze wzrokiem może po prostu nie „rozpoznawać” dwóch źródeł światła w wydłużonym miejscu, jeśli znajdują się one w odległości porównywalnej z limitem Dawesa. Więcej informacji na temat różnicy między kryteriami można znaleźć w rozdziale Rozdzielczość (Rayleigh).

Rozdzielczość teleskopu wyznaczona według kryterium Rayleigha.

Rozdzielczość w tym przypadku jest wskaźnikiem charakteryzującym zdolność teleskopu do rozróżniania poszczególnych źródeł światła znajdujących się w bliskiej odległości, innymi słowy zdolność widzenia ich dokładnie jako oddzielnych obiektów. Wskaźnik ten jest mierzony w sekundach łukowych (1 '' to 1/3600 stopnia). W odległościach mniejszych niż rozdzielczość źródła te (na przykład gwiazdy podwójne) połączą się w solidny punkt. Tak więc im niższe liczby w tym punkcie, im wyższa rozdzielczość, tym lepiej teleskop nadaje się do oglądania blisko położonych obiektów. Należy jednak pamiętać, że w tym przypadku nie mówimy o możliwości widzenia zupełnie odrębnych obiektów od siebie, a jedynie o możliwości identyfikacji dwóch źródeł światła w wydłużonej plamce świetlnej, scalonej (dla obserwatora) w jedno. Aby obserwator mógł zobaczyć dwa oddzielne źródła, odległość między nimi musi być w przybliżeniu dwukrotnie większa od deklarowanej rozdzielczości.

Kryterium Rayleigha jest wartością teoretyczną i jest obliczane przy użyciu dość skomplikowanych wzorów, które uwzględniają, oprócz średnicy obiektywu teleskopu (patrz wyżej), również długość fali obserwowanego światła, odległość między obiektami a obserwatorem itp. . Oddzielnie widoczne, zgodnie z tą metodą, są uważane za obiekty znajdujące się w większej odległości od siebie niż dla opisanej powyżej granicy Dawesa; dlatego dla tego samego telesko...pu rozdzielczość Rayleigha będzie niższa niż rozdzielczość Dawesa (a liczby wskazane w tym punkcie są odpowiednio wyższe). Z drugiej strony wskaźnik ten jest mniej zależny od cech osobistych użytkownika: nawet niedoświadczeni obserwatorzy potrafią rozróżnić obiekty w odległości odpowiadającej kryterium Rayleigha.

W tym punkcie wyszczególniono okulary znajdujące się w standardowym zakresie dostawy teleskopu, a dokładniej ogniskowe tych okularów.

Mając te dane i znając ogniskową teleskopu (patrz wyżej), można określić powiększenia, jakie urządzenie może dać po wyjęciu z pudełka. W przypadku teleskopu bez soczewek Barlowa (patrz niżej) i innych dodatkowych elementów o podobnym przeznaczeniu, powiększenie będzie równe ogniskowej obiektywu podzielonej przez ogniskową okularu. Na przykład optyka 1000 mm wyposażona w „oczy” 5 i 10 mm będzie w stanie uzyskać powiększenia 1000/5=200x i 1000/10=100x.

W przypadku braku odpowiedniego okularu w zestawie, można go zazwyczaj dokupić osobno.

Krotność powiększenia soczewki Barlowa, przewidziana w teleskopie.

Taki przyrząd (z reguły jest zdejmowany) reprezentuje sobą soczewkę rozpraszającą lub układ soczewek, montowany przed okularem. W rzeczywistości soczewka Barlowa zwiększa ogniskową teleskopu, zapewniając większy stopień powiększenia (i mniejszy kąt widzenia) przy tym samym okularze. Jednocześnie krotność powiększenia z soczewką można obliczyć mnożąc „natywne” powiększenie danego okularu przez powiększenie samej soczewki: na przykład, jeśli teleskop z okularem 10 mm zapewniał powiększenie 100x, następnie przy montażu soczewki Barlowa 3x wskaźnik ten będzie wynosić 100x3=300x. Oczywiście ten sam efekt można osiągnąć przy montażu okularu o zmniejszonej ogniskowej. Jednakże po pierwsze, taki okular nie zawsze jest dostępny w sprzedaży; po drugie, jedna soczewka Barlowa może być używana ze wszystkimi okularami, pasującymi do teleskopu, poszerzając arsenał dostępnych krotności. Możliwość ta jest szczególnie wygodna w tych przypadkach, gdy obserwator potrzebuje rozbudowanego zestawu wariantów stopnia powiększenia. Przykładowo zestaw z 4 okularów i jednej soczewki Barlowa daje 8 wariantów powiększenia, a praca z takim zestawem jest wygodniejsza niż z 8 pojedynczymi okularami.

Krotność soczewki prostującej, przewidzianej w teleskopie.

Bez zastosowania takiej soczewki teleskop z reguły daje odwrócony obraz obserwowanego obiektu. W obserwacjach astronomicznych i astrofotografii w większości przypadków nie jest to krytyczne, jednak w przypadku obiektów naziemnych takie położenie „obrazu” powoduje poważne niedogodności. Soczewka prostująca zapewnia odwrócenie obrazu, dzięki czemu obserwator może zobaczyć prawdziwe (nie odwrócone, nie lustrzane) położenie obiektów w polu widzenia. Funkcja ta występuje głównie w stosunkowo prostych teleskopach o niskim współczynniku powiększenia i małym rozmiarze obiektywu - uważa się je za najbardziej odpowiednie do obserwacji naziemnych. Zwróć uwagę, że oprócz „czystych” soczewek, istnieją również układy prostujące, oparte na pryzmatach.

Jeśli chodzi o powiększenie, to jest ono bardzo małe i zwykle waha się od 1x do 1,5x - minimalizuje to wpływ na jakość obrazu (zwiększenie ogólnego stopnia powiększenia można osiągnąć innymi sposobami - np. za pomocą opisanych powyżej soczewek Barlowa) .

Sposób mocowania rurki do montażu dostarczonego w lunecie.

Obecnie stosuje się trzy główne takie metody: pierścienie, śruby, płyty. Oto bardziej szczegółowy opis każdego z nich:

- Pierścienie mocujące. Para pierścieni zaciskanych śrubami montowanych na drążku do podważania. Wewnętrzna średnica pierścieni odpowiada w przybliżeniu grubości rury, a dokręcenie śrub zapewnia ciasne dopasowanie. W tym przypadku tubus teleskopu z reguły nie posiada żadnych specjalnych ograniczników i jest utrzymywany w pierścieniach wyłącznie siłą tarcia. W praktyce pozwala to, poprzez poluzowanie śrub, przesunąć rurę do przodu lub do tyłu, wybierając optymalną pozycję do konkretnej sytuacji. Trzeba tu jednak uważać: zbyt duże przemieszczenie mocowania od środka, szczególnie w refraktorach o dużej długości tubusu, może zaburzyć równowagę całej konstrukcji.
Tak czy inaczej, pierścienie są dość proste, a jednocześnie wygodne i praktyczne, a kompatybilność z nimi jest ograniczona wyłącznie średnicą rurki. W związku z tym ten konkretny rodzaj zapięcia jest obecnie najbardziej popularny. Do jego wad należy konieczność samodzielnego dobrania odpowiednio stabilnej pozycji lunety, a także dopilnowania, aby śruby były dobrze dokręcone – ich odkręcanie może doprowadzić do zsunięcia się tubusu, a nawet wypadnięcia z pierścieni.

- Płyta montażowa. W rzeczywistości mówimy o mont...ażu na jaskółczy ogon. W tym celu na korpusie teleskopu przewidziana jest specjalna szyna, a na mocowaniu przewidziana jest platforma z rowkiem. Podczas montażu rury na uchwycie szynę wsuwa się od końca w rowek i mocuje za pomocą specjalnego urządzenia, takiego jak zatrzask lub śruba.
Jedną z kluczowych zalet płyt montażowych jest łatwość i szybkość montażu i demontażu lunety. Tak więc odkręcenie i dokręcenie pojedynczej śruby ustalającej jest łatwiejsze niż majstrowanie przy mocowaniu śrub lub pierścieniach zaciskowych - zwłaszcza, że w wielu modelach śrubę tę można skręcić ręcznie, bez specjalnego narzędzia. I nie ma co mówić o zatrzaskach. Wadę tej opcji można nazwać dokładnością jakości materiałów i dokładnością wykonania – w przeciwnym razie może pojawić się luz, który może znacząco „zrujnować życie” astronoma. Dodatkowo taki montaż ma bardzo ograniczone możliwości przesuwania teleskopu tam iz powrotem na montażu, a nawet ich nie posiada; a paski i rowki mogą różnić się kształtem i rozmiarem, co nieco utrudnia wybór mocowań innych firm.

- Śruby mocujące. Montaże z takim montażem posiadają gniazdo w kształcie litery Y, pomiędzy „rogami” których montuje się lunetę. Jednocześnie jest przymocowany do rogów z obu stron za pomocą śrub wkręcanych bezpośrednio w rurę; śruby są przewidziane dla co najmniej dwóch z każdej strony, aby rura nie mogła obracać się niezależnie wokół punktu mocowania.
Ogólnie rzecz biorąc, ta opcja mocowania jest wysoce niezawodna i wygodna w procesie użytkowania teleskopu. Śruby mocno trzymają rurę, bez luzów; kiedy są osłabione, może pojawić się ten sam luz, ale to wszystko; dodatkowo teleskop pozostanie na montażu i nie spadnie, jeśli chociaż jedna śruba pozostanie przynajmniej częściowo dokręcona. Dodatkowo punkt wpinania zazwyczaj znajduje się w obszarze środka ciężkości, co domyślnie zapewnia optymalne wyważenie i eliminuje konieczność samodzielnego odnalezienia przez użytkownika punktu wpięcia. Z drugiej strony instalowanie i usuwanie rury w tych mocowaniach jest bardziej czasochłonne i kłopotliwe niż w systemach opisanych powyżej; Rozmieszczenie otworów na śruby i gwinty montażowe zwykle różnią się w zależności od modelu, a tego typu konstrukcja zwykle nie jest wymienna.