Порівняння Celestron PowerSeeker 70AZ vs Celestron Travel Scope 70

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 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.

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.

Наявність діагонального дзеркала у конструкції чи в комплекті телескопа.

Даний аксесуар застосовується в поєднанні з лінзовими і дзеркально-лінзовими телескопами (див. «Конструкція»). У таких моделях окуляр розташований в торці труби і спрямований вздовж оптичної осі телескопа; в деяких ситуаціях — наприклад, при спостереженні об'єктів поблизу зеніту — подібне розташування може бути дуже незручним для спостерігача. Діагональне дзеркало дає змогу направити окуляр під кутом до оптичної осі, що забезпечує комфорт у згаданих ситуаціях. Щоправда, зображення зазвичай виходить віддзеркаленим (справа наліво), однак при спостереженнях астрономічних об'єктів це навряд чи можна назвати серйозним недоліком. Діагональні дзеркала можуть бути як знімними, так і вбудованими, також може передбачатися можливість змінювати кут повороту окуляра.

Спосіб кріплення труби до монтування, передбачений в телескопі.

У наш час використовується три основних таких способу: кільце, гвинт, пластина. Ось більш докладний опис кожного з них:

- Кріпильні кільця. Пара кілець з гвинтовими затискачами, встановлених на монтуванні. Внутрішній діаметр кілець приблизно відповідає товщині труби, а затягування гвинтів забезпечує щільну фіксацію. При цьому тубус телескопа, як правило, не має будь-яких спеціальних упорів і утримується в кільцях виключно за рахунок сили тертя. На практиці це дозволяє, послабивши гвинти, зрушити трубу вперед або назад, підібравши оптимальне положення під ту чи іншу ситуацію. Однак тут варто бути обережним: занадто велике зміщення кріплення від середини, особливо в рефракторах з великою довжиною труби, може порушити рівновагу всієї конструкції.
Як би там не було, кільця досить прості і в той же час зручні і практичні, а сумісність з ними обмежується виключно діаметром тубуса. У світлі цього саме даний тип кріплення найбільш популярний в наш час. Його недоліками можна назвати необхідність самостійно підбирати досить стабільне положення телескопа, а також стежити за надійною затягуванням гвинтів — їх ослаблення може привести до прослизання тубуса і навіть його випадання з кілець.

- Кріпильна пластина. Фактично мова йде про кріплення типу «ластівчин хвіст». На корпусі те...лескопа для цього передбачається спеціальна рейка, а на монтуванні — платформа з пазом. При установці труби на монтування рейка засувається в паз з торця і фіксується спеціальним пристосуванням на зразок засувки або гвинта.
Одним з ключових переваг кріпильних пластин є простота і швидкість монтажу і демонтажу телескопа. Так, відкрутити і закрутити єдиний гвинт фіксатора простіше, ніж возитися з гвинтовим кріпленням або затяжками на кільцях — тим більше що в багатьох моделях цей гвинт можна крутити руками, без спеціального інструменту. А вже про засувках і говорити не доводиться. Недоліком даного варіанту можна назвати вимогливість до якості матеріалів і точності виготовлення — інакше може з'явитися люфт, здатний помітно «зіпсувати життя» астроному. Крім того, подібне кріплення має дуже обмежені можливості по переміщенню телескопа вперед-назад на монтуванні, а то і зовсім не має їх; а планки і пази можуть відрізнятися за формою і розмірами, що дещо ускладнює підбір сторонніх монтувань.

— Кріпильний ґвинт. Монтування з таким кріпленням мають посадочне місце у вигляді літери Y, між «рогами» якої і встановлюється телескоп. При цьому він з обох сторін прикріплюється до рогів гвинтами, які вкручуються прямо в тубус; гвинтів передбачається мінімум по два з кожного боку, щоб труба не могла самостійно повернутися навколо точки кріплення.
В цілому цей варіант фіксації відрізняється високою надійністю і зручністю в процесі використання телескопа. Гвинти щільно, без люфтів, тримають тубус; при їх ослабленні може хіба що з'явитися той самий люфт, але і тільки; крім того, телескоп втримається на монтуванні і не впаде, якщо хоч один гвинт залишається хоча б частково закрученим. Крім того, місце фіксації зазвичай розміщується в районі центру ваги, що за замовчуванням забезпечує оптимальний баланс і позбавляє користувача від необхідності самостійно підшукувати точку кріплення. З іншого боку, установка і зняття труби в таких монтуваннях вимагає більше часу і клопоту, ніж в описаних вище системах; а розташування отворів під гвинти і кріпильна різьба в різних моделях, як правило, різні, і конструкції цього типу зазвичай не є взаємозамінними.

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).