Порівняння Arsenal 70/700 AZ2 vs Celestron PowerSeeker 70AZ

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»

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.

В даному пункті зазначаються окуляри, що входять у штатний комплект поставки телескопа, точніше — фокусні відстані цих окулярів.

Маючи ці дані і знаючи фокусна відстань телескопа (див. вище), можна визначити ступінь збільшення, що пристрій може видавати в комплектації «з коробки». Для телескопа без лінз Барлоу (див. нижче) та інших додаткових елементів подібного призначення кратність дорівнює фокусній відстані об'єктива, поделенному на фокусна відстань окуляра. Наприклад, оптика на 1000 мм, укомплектована «вічками» на 5 та 10 мм, буде здатна видати збільшення 1000/5=200х і 1000/10=100х.

За відсутності відповідного окуляра в комплекті його, зазвичай, можна докупити окремо.

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.

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).