Порівняння National Geographic Refractor 90/900 EQ3 vs Celestron AstroMaster 90EQ

Фокусна відстань об'єктива телескопа.

Фокусна відстань — це відстань від оптичного центра об'єктива до площини, на яку проєктується зображення (екрана, фотоплівки, матриці), при якому об'єктив телескопа буде видавати максимально чітке зображення. Чим довше фокусна відстань — тим більше збільшення здатний забезпечити телескоп; однак потрібно враховувати, що показники збільшення також пов'язані з фокусною відстанню використовуваного окуляра і діаметром об'єктива (детальніше про це див. нижче). А ось на що цей параметр впливає безпосередньо — так це на габарити приладу, точніше, на довжину тубуса. У разі рефракторів і більшості рефлекторів (див. «Конструкція») довжина телескопа приблизно відповідає його фокусної відстані, а ось моделі дзеркально-лінзового типу можуть бути у 3 – 4 рази коротше фокусної відстані.

Також відзначимо, що фокусна відстань враховується в деяких формулах, що характеризують якість роботи телескопа. Наприклад, вважається, що для хорошої видимості через найпростішу різновидність рефракторного телескопа — т. зв. ахромат — необхідно, щоб його фокусна відстань була не менше, ніж D^2/10 (квадрат діаметра об'єктива, поділений на 10), а краще — не менш D^2/9.

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.

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.

Кратність лінзи Барлоу, передбаченої в комплекті телескопа.

Подібне пристосування (зазвичай, воно робиться знімним) являє собою розсіювальну лінзу або систему лінз, що встановлюється перед окуляром. Фактично лінза Барлоу збільшує фокусну відстань телескопа, забезпечуючи більший ступінь збільшення (і менший кут огляду) при тому ж окулярі. При цьому кратність збільшення з лінзою можна підрахувати, помножившпи «рідну» кратність з даними окуляром на кратність самої лінзи: наприклад, якщо телескоп з 10 мм окуляром забезпечував ступінь збільшення 100х, то при встановленні 3х лінзи Барлоу цей показник складе 100х3=300х. Зрозуміло, того ж ефекту можна досягти і при встановленні окуляра зі зменшеною фокусною відстанню. Однак, по-перше, подібний окуляр не завжди може бути доступний для придбання; по-друге, одна лінза Барлоу може застосовуватися з усіма окулярами, придатними для телескопа, розширюючи арсенал доступних кратностей збільшення. Особливо така можливість зручна в тих ситуаціях, коли спостерігачеві потрібен великий набір варіантів за ступенем збільшення. Наприклад, набір з 4 окулярів і однієї лінзи Барлоу забезпечує 8 варіантів кратності, при цьому працювати з таким набором зручніше, ніж з 8 окремими окулярами.

Кратність обертаючої лінзи, передбаченої в комплекті постачання телескопа.

Без застосування подібної лінзи телескоп, зазвичай, видає перевернуте зображення об'єкта, який розглядається. При астрономічних спостереженнях і астрофотографії це здебільшого не критично, проте при розгляданні наземних об'єктів подібне положення «картинки» викликає серйозні незручності. Обертаюча лінза забезпечує переворот зображення, даючи змогу спостерігачеві бачити справжнє (не перевернуте, не віддзеркалене) положення предметів у полі зору. Зустрічається ця функція переважно у відносно простих телескопах з невисокою кратністю збільшення і невеликим розміром об'єктива — саме вони вважаються найбільш придатними для наземних спостережень. Відзначимо, що, крім «чистих» лінз, зустрічаються також обертаючі системи на основі призм.

Що стосується кратності, то вона досить невелика і становить, зазвичай, від 1х до 1,5 х — це зводить до мінімуму вплив на якість зображення (а підвищувати загальний ступінь збільшення зручніше іншими способами — наприклад, за допомогою описаних вище лінзи Барлоу).