Порівняння Celestron NexStar 6 SLT vs Celestron NexStar 127SLT

Діаметр об'єктива телескопа; також цей параметр називають «апертура». У рефракторних моделях (див. «Конструкція») він відповідає діаметру вхідної лінзи, в моделях з дзеркалом (див. там само) — діаметру основного дзеркала. У будь-якому разі чим крупніша апертура , тим більше світла потрапляє в об'єктив, тим вище (за інших рівних) світлосила телескопа і його показники збільшення (див. нижче) і тим краще він підходить для роботи з невеликими, тьмяними або віддаленими астрономічними об'єктами (насамперед їх фотографування). З іншого боку, при тому ж типі конструкції більш великий об'єктив обходиться дорожче. Тому при виборі за цим параметром варто виходити з реальних потреб та особливостей застосування. Наприклад, якщо Ви не плануєте спостереження і зйомки віддалених («діп-скай») обєктів, не варто гнатися за високою світлосилою. Крім того, не варто забувати, що фактична якість зображення залежить від безлічі інших показників.

Конструювання і виробництво великих лінз є непростим і недешевої завданням, а ось дзеркала можна зробити досить великими без значного збільшення вартості. Тому рефракторні телескопи споживчого класу практично не оснащуються об'єктивами з діаметром понад 150 мм, а ось серед приладів рефлекторного типу показники в 100 – 150 мм відповідають середньому рівню, у найбільш прогресивних моделях цей показник може перевищувати 400 мм.

Найбільшу корисне збільшення, яке здатний забезпечити телескоп.

Фактична ступінь збільшення телескопа залежить від фокусних відстаней об'єктива (див. вище) і окуляра. Поділивши перше на друге, отримуємо ступінь збільшення: наприклад, система з об'єктивом 1000 мм і окуляром 5 мм дасть 1000/5 = 200х (за відсутності інших елементів, що впливають на кратність, таких як лінза Барлоу — див. нижче). Таким чином, встановлюючи в телескоп різні окуляри, можна змінювати ступінь його збільшення. Однак підвищувати кратність понад певної межі просто не має сенсу: хоча видимі розміри об'єктів при цьому будуть збільшуватися, їх деталізація не покращиться, і замість невеликого і чіткого зображення спостерігач буде бачити велике, але розпливчасте. Максимальне корисне збільшення якраз і є тією межею, вище якого телескоп просто не зможе забезпечити нормальну якість зображення. Вважається, що за законами оптики цей показник не може бути більшим, ніж діаметр об'єктива в міліметрах, помножений на два: наприклад, для моделі з вхідних лінзою на 120 мм максимальне корисне збільшення складе 120х2=240х.

Зазначимо, що робота на даній ступеня кратності не означає максимальної якості і чіткості зображення, проте у деяких випадках може виявитися досить зручною; докладніше про це див. «Макс. дозволяюче збільшення»

Найбільшу дозволяє збільшення, яке може забезпечити телескоп. Фактично — це збільшення, при якому телескоп забезпечує максимальну деталізацію зображення і дозволяє бачити всі дрібні подробиці, які у нього в принципі можливо побачити. При зниженні ступеня збільшення нижче цього значення зменшується розмір видимих деталей, що погіршує їх видимість, при збільшенні стають помітні дифракційні явища, внаслідок яких деталі починають розпливатися.

Максимальна дозволяє збільшення менше максимального корисного (див. вище) — воно становить десь 1,4...1,5 від діаметра об'єктива в міліметрах (різні формули дають різне значення, однозначно визначити це значення неможливо, оскільки багато що залежить від суб'єктивних відчуттів спостерігача та особливостей його зору). Однак саме з такою кратністю варто працювати, якщо Ви хочете розглянути максимальну кількість деталей — наприклад, нерівності на поверхні Місяця або подвійні зірки. Велике збільшення (в межах максимального корисного) має сенс брати тільки для розглядання яскравих контрастних об'єктів, а також у тому випадку, якщо спостерігач має проблеми із зором.

Найменше збільшення, яке забезпечує телескоп. Як і в разі максимального корисного збільшення (див. вище), в даному випадку мова йде не про абсолютно можливого мінімуму, а про межі, заходити за який не має сенсу з практичної точки зору. В даному випадку цей межу пов'язаний з розмірами вихідного окуляра телескопа — грубо кажучи, цятки світла, проєктованого окуляром на око спостерігача. Чим менше збільшення — тим більша вихідна зіниця; якщо він стає більше, ніж зіницю ока спостерігача, то частина світла в око, по суті, не потрапляє, і ефективність оптичної системи знижується. Мінімальне збільшення — це таке збільшення, при якому діаметр вихідного зіниці телескопа дорівнює розміру зіниці ока в нічних умовах (7 – 8 мм); також цей параметр називають «равнозрачковое збільшення». Використання телескопа з окулярами, що забезпечують менші значення кратності, вважається невиправданим.

Зазвичай, для визначення равнозрачкового збільшення використовують формулу D/7, де D — діаметр об'єктива в міліметрах (див. вище): наприклад, для моделі з апертурою 140 мм мінімальне збільшення становитиме 140/7 = 20х. Однак ця формула справедлива лише для нічного застосування; при спостереженні днем, коли зіницю в оці зменшується в розмірі, фактичні значення мінімального збільшення більше — близько D/2.

Світлосила телескопа характеризує загальну кількість світла, що «захоплюється» системою і передається в око спостерігача. З точки зору цифр світлосила — це співвідношення між діаметром об'єктива і фокусною відстанню (див. вище): наприклад, для системи з апертурою 100 мм і фокусною відстанню 1000 мм світлосила буде складати 100/1000 = 1/10. Також цей показник називають «відносним отвором».

При виборі за світлосилою необхідно насамперед враховувати, для яких цілей планується застосовувати телескоп. Великий відносний отвір дуже зручний для астрофотографії, оскільки забезпечує пропускання великої кількості світла і дає змогу працювати з меншими витримками. А ось для візуальних спостережень висока світлосила не потрібна — навіть навпаки, більш довгофокусні (і, відповідно, менш світлосильні) телескопи характеризуються меншим рівнем аберацій і дають змогу застосовувати для спостереження більш зручні окуляри. Також відзначимо, що велика світлосила потребує застосування великих об'єктивів, що відповідним чином позначається на габаритах, вазі і ціні телескопа.

Проникна здатність телескопа — це зоряна величина найбільш тьмяних зірок, що через нього можна побачити при ідеальних умовах спостереження (в зеніті, при чистому повітрі). Цей показник описує здатність телескопа бачити невеликі і слабо світяться астрономічні об'єкти.

При оцінці можливостей телескопа за цим показником варто враховувати, що чим яскравіше об'єкт — тим менше його зоряна величина: наприклад, для Сіріуса, найяскравішої зірки нічного неба, цей показник становить -1, а для набагато більш тьмяною Полярної зірки — 2. Найбільша зоряна величина, видима неозброєним оком — близько 6,5.

Таким чином, чим більший число в даній характеристиці — тим краще телескоп підходить для роботи з тьмяними об'єктами. Найскромніші сучасні моделі дають змогу розглянути зірки завбільшки приблизно 10, а найбільш прогресивні з систем споживчого рівня здатні забезпечити видимість при показниках більше 15 — це майже в 4000 разів тьмяніше, ніж мінімум для неозброєного ока.

Зазначимо, що фактична проницающа здатність безпосередньо пов'язана з кратністю збільшення. Вважається, що свого максимуму за даним показником телескопи досягають при застосуванні окулярів, що забезпечують кратність близько 0,7 D (де D — діаметр об'єктива в міліметрах).

Роздільна здатність телескопа, визначена згідно з критерієм Дауеса (Dawes). Також цей показник називають «межа Дауеса». (Зустрічається також прочитання «Дейвса», але воно не є вірним).

Роздільна здатність в даному випадку — це показник, що характеризує здатність телескопа розрізнити окремі джерела світла, розташовані на близькій відстані, іншими словами — здатність побачити їх саме як окремі об'єкти. Вимірюється цей показник в кутових секундах (1" — це 1/3600 частину градуса). На відстанях, менших, ніж роздільна здатність, ці джерела (наприклад, подвійні зірки) будуть зливатися в суцільну пляму. Таким чином, чим нижче цифри в даному пункті — тим вища роздільна здатність, тим краще телескоп підходить для розглядування близько розташованих об'єктів. Однак варто враховувати, що в даному випадку мова йде не про можливості бачити повністю окремі один від одного об'єкти, а лише про можливість пізнати в витягнутому світловій плямі два джерела світла, що злилися (для спостерігача) в один. Для того, щоб спостерігач міг бачити два окремі джерела, відстань між ними повинна бути приблизно вдвічі більше заявленої роздільної здатності.

Згідно з критерієм Дауеса роздільна здатність безпосередньо залежить від діаметра об'єктива телескопа (див. вище): чим більший апертура, тим менше може бути кут між окремо видимими об'єктами і тим вище роздільна здатність. За загальним принципом цей показник аналогічний критерієм Релея (див. «Роздільна здатність (Рел...ея)»), проте він був виведений експериментальним шляхом, а не теоретично. Тому, з одного боку, межа Дауеса точніше описує практичні можливості телескопа, з іншого — відповідність цих можливостей багато в чому залежить суб'єктивних особливостей спостерігача. Простіше кажучи, людина без досвіду спостережень за подвійними об'єктами, або має проблеми із зором, може просто «не впізнати» у витягнутому плямі два джерела світла, якщо вони будуть розташовуватися на відстані, порівнянному з межею Дауеса. Додатково про різницю між критеріями див. «Роздільна здатність (Релея)».

Роздільна здатність телескопа, визначена згідно з критерієм Релея (Rayleigh).

Роздільна здатність в даному випадку — це показник, що характеризує здатність телескопа розрізнити окремі джерела світла, розташовані на близькій відстані, іншими словами — здатність побачити їх саме як окремі об'єкти. Вимірюється цей показник в кутових секундах (1" — це 1/3600 частина градуса). На відстанях, менших, ніж роздільна здатність, ці джерела (наприклад, подвійні зірки) будуть зливатися в суцільну пляму. Таким чином, чим нижчі цифри в даному пункті — тим вища роздільна здатність, тим краще телескоп підходить для розглядування близько розташованих об'єктів. Однак варто враховувати, що в даному випадку мова йде не про можливість бачити повністю окремі один від одного об'єкти, а лише про можливість пізнати в витягнутій світловій плямі два джерела світла, що злилися (для спостерігача) в один. Для того, щоб спостерігач міг бачити два окремі джерела, відстань між ними повинна бути приблизно вдвічі більше заявленої роздільної здатності.

Критерій Релея є теоретичною величиною і розраховується за досить складною формулою, що враховує, крім діаметра об'єктива телескопа (див. вище), також довжину хвилі спостережуваного світу, відстані між об'єктами і до спостерігача і т. ін. Окремо видимими, згідно з даним методом, вважаються об'єкти, розташовані на більшій відстані один від одного, ніж для описаної вище межі Дауеса; тому для одного і того ж телескопа...роздільна здатність по Релею буде нижче, ніж по Дауесу (а цифри, зазначені у цьому пункті — відповідно, більші). З іншого боку, даний показник менше залежить від особистих особливостей користувача: розрізнити об'єкти на відстані, яка відповіднає критерію Релея, можуть навіть недосвідчені спостерігачі.

Загальна вага телескопа в зірці – з урахуванням монтування і штатива.

Невелика вага зручна насамперед для «похідного» застосування і частих переміщень з місця на місце. Однак зворотною стороною цього є скромні характеристики, висока вартість, а іноді — і те, і інше. Крім того, легша підставка гірше згладжує струси і вібрації, що може бути актуальним в деяких ситуаціях (наприклад, якщо місце спостереження знаходиться недалеко від залізниці, де часто проходять товарні поїзди).