Для начинающего любителя астрономии могут быть непонятными множество параметров и спецификаций - оптических характеристик инструмента. Но понимать о чём идёт речь просто необходимо для осознанного выбора будущего инструмента. Апертура, светосила или относительное отверстие, увеличение, угловое разрешение и предельно доступная звёздная величина, центральное экранирование в рефлекторах и т.д. - все эти параметры и величины несут в себе определённый смысл, они помогают подобрать телескоп в соответствии с вашими наблюдательными задачами и жилищными условиями.
В некоторых случаях, чем-то можно пренебречь в пользу удобства и комфорта при наблюдениях, в тоже время не обострять внимание на теоретических и на практике весьма абстрактных параметрах, как предельное увеличение телескопа или разрешающая способность и предельная звёздная величина. Ведь такие вещи обычно являются вытекающими из основных параметров, таких как диаметр объектива — апертура, и такие способности телескопа могут быть сильно ограничены атмосферными условиями или засвеченным небом.
Апертура и фокус
Апертурой является рабочий диаметр объектива телескопа. От этой величины, как правило, всецело зависят возможности инструмента и многие из остальных параметров. Ведь чем большим диаметром объектива располагает телескоп, тем больше света будет собрано от далёких объектов космоса. Разумеется, для серьёзных астрономических наблюдений апертуры не может быть много!
Именно это заставляет профессиональных астрономов строить по всему миру телескопы с зеркалами, имеющими диаметр 8-10м. И даже это не предел, уже сегодня на чертёжных досках инженерами разрабатываются телескопы с зеркалами до невероятных 30м в диаметре.
.JPG)
Конечно, для любителей астрономии диапазон применяемых апертур несколько меньше, но и он удивляет. Начинающие любители астрономии приступают к своим первым наблюдениям, вооружившись небольшими телескопами с диаметром от 70мм до 100-150мм, а набравшись достаточно опыта и уже вполне определившись со своими наблюдательными задачами, преступают к подробному изучению Вселенной с куда более мощными телескопами по 300-400мм, а иногда и больше.
Вспомним, как работает простейший телескоп. Объектив телескопа собирает свет от наблюдаемого объекта и на некотором расстоянии строит его изображение. Точка оптической оси, на которой было построено изображение, называется фокальной, а плоскость, построенная от этой точки и строго перпендикулярная оптической оси — фокальной плоскостью. Окуляр телескопа работает как мощная лупа, позволяя наблюдателю изучать построенное в фокальной плоскости изображение. Расстояние от объектива до фокальной плоскости телескопа называется фокусным расстоянием объектива, соответственно расстояние от линзы простейшего окуляра до фокальной плоскости - фокусным расстоянием окуляра. Отношение этих величин определяет увеличение телескопа. Например, располагая объективом с фокусом 1000ммм и окуляром 10мм, мы получим увеличение в 100х.
На первый взгляд может показаться, что лучшим выбором станет телескоп располагающий наибольшей апертурой в рамках бюджета на покупку. Большой фокус объектива обеспечивает также возможность применения более длиннофокусных и комфортных для наблюдений окуляров.
Но на практике всё далеко не так однозначно. То, где и как вы собираетесь наблюдать, накладывает определённые ограничения на максимально допустимую апертуру телескопа и его фокусное расстояние. Все эти параметры напрямую влияют на вес и габариты телескопа, сборка которого может стать слишком трудоёмкой, а в собранном виде он может просто не поместится на тесной лоджии и т.д.
Относительное отверстие
Отношение между фокусом и диаметром телескопа является его относительным отверстием или светосилой. Посчитать светосилу телескопа очень просто, телескоп с фокусом 1000мм и диаметром 100мм будет иметь относительное отверстие 1/10. Этот параметр важен в основном в астрофотографии, т.к. большая светосила обеспечивает меньшее время экспозиции при съёмке слабосветящихся объектов — туманностей, галактик и звёздных скоплений. То есть мы получаем возможность накопить на фотоплёнке или чипе ПЗС-приёмника больше света за меньшее время и получить большее количество отснятого материала.
При визуальных наблюдениях и планетной астрофотографии ситуация несколько меняется. Здесь выгодней большой фокус и, следовательно, меньшее относительное отверстие. Это связано, во-первых, с особенностями объектива, аберрации которого сильнее себя проявляют именно при большой светосиле. И, во-вторых, с масштабом изображения, получаемого в фокальной плоскости. Для большинства телескопов рефракторов разумным относительным отверстием является 1/10-1/12, рефлекторы Ньютона обычно имеют 1/5-1/8, а катадиоптрические системы кассегреновского типа что-то около 1/10-1/15.
Разрешающая способность телескопа и предельно доступная звёздная величина
Собственно именно за угловое разрешение и проницание телескопа борются все наблюдатели. Эти параметры обеспечивает величина апертуры телескопа. Высокая разрешающая способность позволяет разглядеть мелкие детали на поверхности Луны и планет, разделить тесные пары двойных звёзд и подробности структуры дип-скай объектов. Проницание указывается как предельная звёздная величина доступная телескопу.
Необходимо помнить, что эти спецификации являются теоретическими и на практике они могут быть сильно ограничены наблюдательными условиями. Вот, например, теоретически 250мм телескоп имеет угловое разрешение в 0,5'' (угловых секунды) и проницание 14,8m (звёздных величины). Но даже возможные наилучшие атмосферные условия средних широт, в которых находится Украина и граничащие страны, редко когда позволяют разделить тесные пары двойных звёзд менее 1''. Тоже касается проницания телескопа, звёзды 14,8m будут доступны для 250мм телескопа лишь под первозданно тёмным небом высоко в горах и вдалеке от городской засветки. Разумеется, исключительное качество и контраст применяемого телескопа также необходимы.
Центральное экранирование телескопов рефлекторов
Одним из важных параметров телескопов рефлекторов и катадиоптриков, оказывающих большое влияние на качество получаемого изображения, является величина центрального экранирования апертуры вторичным зеркалом. Эта величина обычно выражается в процентах от диаметра главного зеркала, но иногда и от площади. Так, например, у 200мм телескопа имеющего вторичное зеркало диаметром 50мм величина центрального экранирования составит 25% от диаметра и 6% от площади.
Помимо, пусть небольших, но всё же очевидных светопотерь центральное экранирование приводит к перераспределению энергии из кружка Эри, видимого изображения звезды, в дифракционные кольца. Конечно, это приводит к снижению контраста изображения и разрешающей способности телескопа.
Разумеется, необходимо стремиться к наименьшему центральному экранированию для достижения наилучшего качества изображения. Но нужно помнить, что с уменьшением размеров вторичного зеркала падает освещённость краевых участков поля, что приводит к известному эффекту виньетирования изображения. При визуальных наблюдениях этот эффект практически не проявляется, а вот при фотографических его действие вполне заметно — центральная часть кадра прорабатывается нормально, а вот краевые участки как будто затемнены. Производителем обычно выбран какой-то компромисс, обеспечивающий относительно небольшое экранирование для визуальных наблюдений и в тоже время небольшое виньетирования на краю поля при работе с большинством доступных приёмников изображения.
Увеличение телескопа
Вопрос увеличения телескопа мы не просто так рассмотрим в самую последнюю очередь. Зачастую, начинающими любителями и просто заинтересованными в астрономии людьми этому вопросу уделяется чрезмерное внимание. Как упоминалось выше, главнейшими из параметров телескопа, определяющих практическое большинство всех последующих спецификаций, является его апертура и фокусное расстояние. Изображение строит именно объектив, а окуляр лишь позволяет его увеличить и подробно рассмотреть. Следовательно, увеличение телескопа зависит всецело от применяемого окуляра.
В спецификациях и параметрах телескопа обычно указывают минимально и максимально возможное рабочее увеличение той или иной модели. Максимальное увеличение это достаточно индивидуальный параметр для определённой оптической системы. Так, например, в условиях спокойной атмосферы, телескопы рефракторы могут достигать известного 2D (увеличения равного удвоенному диаметру объектива в миллиметрах), эта система исключает появление заметных конвективных потоков внутри трубы и благодаря обычно небольшому диаметру объектива, менее чувствительна к некоторым из атмосферных помех. Телескопы катадиоптрических схем, обладающих высоким качеством оптики, также могут достигать 2D, а вот предельным увеличением телескопов рефлекторов Ньютона обычно можно считать 1,6-1,8D. Опять-таки, подобные параметры весьма индивидуальны, и на 200мм телескопе можно поставить увеличение 500х, превысив известные 2D, но с этим только потускнеет и помутнеет изображение, увеличится количество видимых атмосферных помех. Поэтому максимальным можно считать то увеличение, которое ещё позволяет комфортно наблюдать объект и видеть при этом большее количество деталей. Стоит помнить, что каждый объект будет предъявлять свои требования. Для наблюдения Юпитера на 200мм телескопе, максимальным увеличением может быть 350-380х, в то время как наблюдать какую-нибудь галактику получится максимум при 100-150х.
Минимальным увеличением телескопа является так называемое равнозрачковое увеличение. В темноте диаметр зрачка человеческого глаза равен примерно 6мм, равнозрачковым увеличением является то, при котором выходной зрачок оптической системы будет равен тем же 6мм. В противном случае, если выходной зрачок телескопа превышает размер зрачка наблюдателя, значит, часть света попросту не попадает на сетчатку и для наблюдателя телескоп как бы диафрагмируется. О том, как вычислить равнозрачковое увеличение мы ещё поговорим ниже.
Набор удобных увеличений
Но, стоит рассмотреть набор увеличений, который будет необходим для комфортного проведения наблюдений самых разных объектов. На практике, большое увеличение нужно только при изучении ярких и компактных объектов, таких как планеты, детали рельефа Луны, двойные звёзды. В большинстве же случаев используют небольшое увеличение для поиска объекта, для наблюдения звёздных полей и удивительных скоплений в Млечном Пути. Малое и среднее увеличение также используется для туманностей, галактик. Среднее и достаточно высокое увеличение часто подходит для подробного изучения и разделения на отдельные звёзды шаровых звёздных скоплений. Рассмотрим небольшой список с простыми формулами для вычисления подходящего увеличения для тех или иных задач:
Минимальное или равнозрачковое увеличение. Для того, чтобы вычислить равнозрачковое увеличение телескопа необходимо диаметр его объектива в миллиметрах разделить на 6 (D/6). К примеру, 200мм/6 = 33x. В зависимости от фокусного расстояния объектива, подбираем окуляр обеспечивающий телескопу равнозрачковое увеличение. Именно такое увеличение как нельзя лучше подойдёт для изучения протяжённых объектов дип-скай и звёздных скоплений.
Среднее увеличение около D/2 хорошо подходит для более подробного изучения структуры дип-скай объектов, в некоторых случаях для обнаружения дополнительных деталей строения туманностей и галактик.
Для обзорных наблюдений Луны и разделения шаровых звёздных скоплений обычно хорошо подходит увеличение около D/1, то есть равное величине диаметра объектива в миллиметрах.
Максимальное увеличение достигается, в зависимости от атмосферных условий и типа оптической системы, при 1,6-2D. Разумеется, именно это увеличение поможет различить тонкие детали в структуре Марса, Юпитера, Сатурна, поверхности Луны и разделить тесные пары двойных звёзд.
Ткачук Леонид