Как найти увеличение визуального телескопа

Как найти увеличение визуального телескопа

Если вы занимаетесь астрономией и хотите увеличить визуальный телескоп, то есть несколько способов достичь своей цели. В этой статье мы поговорим о том, как определить увеличение, что такое фокусное расстояние, как выбрать правильный окуляр и какой телескоп лучше использовать для вашей цели.

Что такое увеличение визуального телескопа?

Увеличение телескопа определяется отношением фокусного расстояния к фокусному расстоянию окуляра. Например, если телескоп имеет фокусное расстояние 1000 мм и вы используете окуляр с фокусным расстоянием 10 мм, то полученное увеличение будет 100x.

Что такое фокусное расстояние телескопа?

Фокусное расстояние телескопа — это расстояние между оптическим центром объектива и его фокусной плоскостью. Это расстояние определяет, какой будет угловой размер объекта, когда он увеличен.

Как выбрать правильный окуляр для увеличения телескопа?

Многие астрономы начинают с использования окуляров с фокусным расстоянием 25 мм или 10 мм, поскольку они позволяют получить хороший обзор и увеличение. Однако, в зависимости от того, какой объект вы хотите наблюдать, вам может потребоваться специальный окуляр.

Например, для наблюдения за планетами необходимы окуляры с меньшим фокусным расстоянием, таким как 6 мм или 5 мм. Для наблюдения за далекими объектами, такими как галактики и туманности, необходимо использовать окуляры с большим фокусным расстоянием, такими как 30 мм или 40 мм.

Как выбрать телескоп для увеличения?

При выборе телескопа для увеличения необходимо уделить внимание диаметру объектива. Ведь диаметр объектива напрямую влияет на количество света, попадающего в телескоп и, как следствие, на яркость и четкость изображения.

Также, необходимо учитывать, что телескопы с большим фокусным расстоянием обычно имеют большую длину, что делает их менее портативными. Телескопы с меньшим фокусным расстоянием, соответственно, более просты в транспортировке, однако могут потребовать использования специфических окуляров.

Общий итог

Увеличение телескопа — это важный параметр для астрономов, который помогает увидеть небесные тела в деталях. Выбор правильного телескопа и окуляра может значительно улучшить ваше наблюдение. Надеемся, что этот материал поможет вам разобраться в том, как найти увеличение визуального телескопа.

Как увеличить мощность визуального телескопа: советы и рекомендации

Визуальные телескопы являются самыми простыми и доступными инструментами для всех любителей астрономии. Они позволяют наблюдать за звездами, планетами и другими объектами на небе. Однако, существует ряд методов, как можно увеличить мощность телескопа, что улучшит наблюдение. Давайте разберемся как это сделать.

1. Измените фокусное расстояние телескопа

Данный метод позволяет увеличить мощность телескопа, регулируя фокусное расстояние. Вы можете применять барлоу линзу, которая увеличит фокусное расстояние телескопа. Однако, не следует делать это часто, так как это может привести к потере качества изображения. С другой стороны, вы можете изменить фокусное расстояние телескопа, переставив зеркало или линзы, но это требует определенных знаний в области оптики.

2. Используйте фильтры и объективы

Применение фильтров или объективов также позволяет увеличить мощность телескопа. Фильтры для телескопов помогают снизить блеск ярких объектов на небе, таких как Луна или Венера. Объективы увеличивают угол поля зрения телескопа, что позволяет увидеть больше звезд. Однако, использование множества фильтров и объективов может привести к изображению, которое уже не будет качественным. Каждое изображение должно быть выбрано лучше чтобы достичь наилучший результат.

3. Настройте светочувствительность телескопа

Светочувствительность телескопа зависит от его диаметра объектива или отверстия. Чем больше контактная поверхность, тем больше света телескоп получает, и тем лучше изображения, что она выдает. Если же взять телескоп с маленьким объективом, то и наблюдение изображениями будет маленьким. Вы можете использовать монолитный объектив, который улучшает изображение и прибавляет светочувствительность телескопа.

4. Регулируйте коллимацию телескопа

Коллимация телескопа очень важна для получения наблюдений высокого качества. Это процесс настройки в телескопе как зеркало, так и системы линз. Несколько минут работы с этой настройкой могут значительно улучшить качество изображений.

5. Улучшите освещение

По мере приближения к вечеру, освещение на улице уменьшается, что усложняет наблюдения за объектами на небе. Для улучшения этой ситуации вы можете использовать специальную фонарную батарею, фонарик или другой светильник, создавая необходимое освещение, не мешая при этом наблюдениям.

В заключении, использование всех вышеупомянутых методов настроек и оптимизаций позволяет значительно улучшить качество наблюдений, получить больше удовольствия от них и лучше изучить астрономию.

Как найти увеличение визуального телескопа

Владельцы визуальных телескопов хотят максимально увеличить изображение, чтобы увидеть далекие объекты как можно более подробно. Но как же найти увеличение и сделать изображение более четким?

Что такое увеличение телескопа?

Увеличение телескопа — это способность телескопа увеличивать изображение. Оно определяется соотношением длины фокуса объектива к длине фокуса окуляра. Например, если у телескопа длина фокуса объектива составляет 1000 мм, а окуляр 10 мм, то увеличение будет 100x.

Как найти максимальное увеличение телескопа?

Максимальное увеличение определяется диаметром объектива телескопа. Для нахождения максимального увеличения нужно использовать формулу Тейла:

Максимальное увеличение = диаметр объектива в мм / 7

Например, если диаметр объектива 70 мм, максимальное увеличение будет примерно 10x.

Как сделать изображение более четким?

Увеличение телескопа — это только один из факторов, влияющих на качество изображения. Чтобы сделать изображение более четким, нужно учитывать следующие параметры:

• Атмосферные условия. Идеальным вариантом будет наблюдение в холодную, безветренную ночь, чтобы избежать возникновения термической дисторсии.
• Качество объектива. Качественный объектив с минимальным количеством аберраций сделает изображение более четким.
• Качество окуляра. Окуляр с большим углом обзора и низкой аберрацией поможет увидеть объекты более детально.
• Фокусировка. Налаживание фокусировки поможет сделать изображение более четким.

Выводы

Увеличение телескопа — это важный параметр, который позволяет увидеть объекты более детально. Чтобы найти максимальное увеличение, нужно использовать формулу Тейла. Однако, качество изображения зависит не только от увеличения, но и от других факторов. Идеальными для наблюдения будут холодные, безветренные ночи, качественный объектив и окуляр, а также правильная фокусировка.

Новости астрономии 2020

Гостевая книга

Немного формул из параксиальной (упрощенной) оптики.

Увеличение телескопа
– расчет увеличения телескопа при заданном объективе и окуляре

Г = w’/w = f’_об/f’_ок*Г,

где Г – угловое увеличение – кратность,
w’ – угловой размер изображения (после окуляра),
w – угловой размер предмета (на “небе”),
f’_об – заднее фокусное расстояние объектива телескопа,
f’_ок – заднее фокусное расстояние окуляра,
Г – увеличение линзы Барлоу или коэффициент редукции компрессора, если они не используются Г = 1.

Коффициент редукции
 – во сколько раз уменьшится фокусное расстояние объектива с положительным редуктором) и увеличение линзы Барлоу (во сколько раз увеличится фокусное расстояние объектива с линзой Барлоу):

r = (f’ – L)/f’,

где f’ – фокусное расстояние редуктора (положительная величина) или линзы Барлоу (отрицательная), L – расстояние от редуктора или линзы Барлоу до фокальной плоскости (полевой диафрагмы окуляра или фотоприемника).

Фокусное расстояние тандема из окуляров^*
– эквивалентное фокусное расстояние пары окуляров установленных в фокусер телескопа друг за другом для получения сверх увеличений – своего рода окулярного микроскопа

f’ = f’₁*f’₂/z,

где f’₁ и f’₂ – фокусные расстояния окуляров (1 – первого ближнего в объективу, который играет роль микрообъектива, 2 – того, который ближе к глазу),
z – расстояние между задним фокусом перового и передним фокусом второго окуляра (от выходного зрачка перосго до полевой диафрагмы второго).
^* Увеличение телескопа с таким тандемным окуляром считается затем по обычной формуле см. выше.

Формула отрезков для тонкой линзы в воздухе
– связь между расстоянием от объекта до линзы и от линзы до изображения объекта

1/f’ = 1/s’ – 1/s,

где f’ – фокусное расстояние линзы,
s’ – расстояние от линзы (задней главное плоскости линзы) до изображения, изображение справа от линзы – s’>0, слева – s'<0,
s – расстояние от линзы до объекта (передней главной плоскости, объект справа от линзы – s>0, слева – s<0.

Линейное увеличение для тонкой линзы в воздухе
– увеличение изображения по отношению к изображаемому линзой объекту

Г =y’/y = s’/s = f’/(f’ + s) = 1 – s’/f’,

где y – размер предмета (поперек оптической оси),
y’ – размер изображения этого предмета в линзе,
s’,s – см. выше.

Формула Ньютона для тонкой линзы в воздухе
– связь между расстоянием от предмета до переднего фокуса и от заднего фокуса линзы до изображения, которое она строит

z*z’ = -f’²,

где z = f’ + s – расстояние от переднего фокуса до предмета, если предмет справа от фокуса, то z>0 и наоборот,
z’ = s’ – f’ – расстояние от заднего фокуса до изображения, если изображение справа от фокуса, то z’>0 и наоборот

Инвариант Лагранжа-Гельмгольца в параксиальной области
– следствие законов сохранения энергии – связь между апертурными и полевыми характеристиками световых пучков при прохождении ими оптического прибора (чем больше апертурный угол, тем меньше размер изображения и наоборот)

y*a*n = const,

где a – апертурный угол, отношение высота апертурного луча на линзе к расстоянию от осевой точки предмета/изображения до линзы,
y – размер предмета/изображения (включая промежуточное),
n – показатель преломления

Формулы расчета параксиального луча через поверхности
– может быть использована для расчета лучей через линзы и зеркала без учета аберраций (например при расчетах габаритных характеристик оптики, светозащитных диафрагм, виньетирования и т.д.)

a’ = n*a/n’ + h*(n’-n)/(R*n’)
h’ = h – a’*d

где a,a’ – углы хода луча до и после преломления на поверхности (угол положительный при повороте против часовой стрелки от оси),
n,n’ – показатели преломления сред до и после поверхности (положительны при ходе лучей слева направо и отрицательны в обратном ходе, например после отражения),
h,h’ – высота пересечения лучом текущей и следующей оптической поверхности (вверх положительное значение),
d – расстояние от текущей до следующей поверхности (имеет знак показателя преломления),
R – радиус кривизны текущей оптической поверхнсти (для плоскости обращается в бесконечность, а следовательно обнуляется все слагаемое)

Формулы расчета параксиального луча через тонкую линзу
– может быть использована для расчета нулевых лучей (не учитывающих аберраций) через линзы в приближении тонкой линзы в воздухе

a’ = a + h/f’
h’ = h – a’*d

Фокусное расстояние тонкой линзы в воздухе
– фокусное расстояние тонкой линзы из ее конструктивных параметров (радиусы, толщина и показатель преломления)

f’ = (n-1){1/r₁-1/r₂+d*(n-1)/(r₁*r₂*n)},

где n – показатель преломления материала линзы,
r₁ и r₂ – радиусы кривизны поверхностей (r<0 если центр кривизны слева от линзы и наоборот, если справа),
d – толщина линзы.

Увеличение микроскопа
– расчет увеличение классического микроскопа

Г = Г_об*Г_ок = (L/f’_об)*(250/f’_ок),

где Г – увеличение микроскопа (отношение угла под которым виден предмет без оптики на расстоянии наилучшего зрения 250 мм и в окуляр микроскопа),
Г_об – линейное увеличение микрообъектива (более точно см. формулу увеличение линзы),
Г_ок – увеличение окуляра (лупа),
L – длина тубуса микроскопа (примерно равно расстоянию между объективом и окуляром, наиболее обычное значение 160 мм),
f’_об, f’_ок – фокусные расстояния окуляра и объектива микроскопа.

Поле зрения объектива (телескопа)
– угловое поле зрения объектива телескопа или другого оптического прибора исходя из линейного размера изображения (диаметра полевой диафрагмы окуляра, диаметра фокусера, размера кадра фотоприемника)

2w = 2*arctg(y’/f’) = 2w’/Г ~ 2y’/f’, рад = 2y’*180/(п*f’), град = 2y’*180*60/(п*f’), угл. минут

где 2w – полное поле зрения телескопа,
y’ – полудиагональ кадра или радиус полевой диафрагмы (окляра),
f’ – заднее фокусное расстояние объектива (фотоаппарата или телескопа),
2w’ – полное поле зрения окуляра,
Г – увеличение телескопа,
п=3.1415926

Расчет фокусного расстояние астрографа из требуемого разрешения
– требуется в первую очередь для правильного подбора телеэкстендеров (линз Барлоу) при планетной съемке, но можно использовать и в иных случаях для правильного подбора фокусного расстояния объектива.

f’ = 206265*k*d/ф (мм)

где ф – требуемое от снимка угловое разрешение (в пределе можно положить ф = 120″/D) в угловых секундах (понятно что это разрешение надо как-то обеспечить – это и качество изображения объектива, качество гидирования и атмосферы и т.д.);
d – размер пиксела приемника изображения в мм (при пикселе 6.4х6.4 мкм, d = 0.0064 мм);
k – коэффициент дискретизации, учитывающий потери разрешения вследствие пикселизации изображения, величина k для монохромных приемников лежит в диапазоне 3-4, для цветных матриц следует брать 4-7.
Полученное фокусное расстояние f’ “вытягивают” из фокусного имеющегося объектива f’_об с помощью телеэкстендеров и линз Барлоу (если надо увеличить) или с помощью компрессоров (если надо уменьшить). При окулярной съемке f’ = f’_об * Г, где Г – увеличение окулярной камеры (см. ниже).

Увеличение окулярной камеры
– увеличение изображения по сравнению с тем что дает объектив телескопа при съемке “за окуляром”

Г₁ = f’_об/f’_ок
Г₂ = L/f’_ок

где Г₁ – увеличение при съемке за окуляром с фокусным расстоянием f’_ок камерой, объектив которой имеет фокусное расстояние f’_об;
где Г₂ – увеличение при проецировании изображения через окуляр с фокусным расстоянием f’_ок на приемник располагающийся на расстоянии L от выходного зрачка окуляра;

Расчет фокусного расстояние астрографа из требуемого поля зрения
– в тех случаях, когда надо вписать некоторый астрономический объект в кадр:

f’, мм = y’/w(рад) = 57.4*y’/w(градусы) = 3438*y’/w(угл. минуты) = 206265*y’/w(угл. сек.)

где y’, мм – размер изображения на приемнике (малая сторона приемника, если фотографируемый предмет будет вписан в кадр);
w – угловой размер предмета на небе в радианах, градусах, угл. минутах или секундах.
* – верно для размеров предмета до 10-15 градусов.

Формула визуального проницания телескопа
– эта в общем-то эмпирическая формула дает представление какие самые тусклые звезды можно увидеть в телескоп (бинокль) заданной апертуры в зависимости от применяемого увеличения.

M_max = M_o + 2.5*(lg(D) + lg(Г)) = M_o + 5*lg(D),

где
M_o некоторая константа характеризующая светопотери в оптике, прозрачность атмосферы, качество изображения, опыт наблюдателя, расположение на небе и т.п., обычно для средних значений этих факторов M_o = 2.5. Для исключительного неба и безупречной оптики и проч. M_o может быть увеличен до 3.5;
D – диаметр апертуры телескопа в мм;
Г – увеличение телескопа в диапазоне D/6 … 1.4*D;
вторая часть формулы M_o + 5*lg(D) может быть использована для оценки проницания для данной апертуры с оптимально подобранным увеличением.

Что такое увеличение телескопа?

Это то во сколько раз большим представляется изображение объекта в окуляр телескопа по сравнению с его размерами видимыми невооруженным глазом. При этом под размером предмета (или его изображения) подразумевается угловой размер – угол под которым мы его видим. Это угол с вершиной на зрачке глаза и сторонами проходящими через противоположные края предмета (изображения). Например, Луна невооруженному глазу обычно видна под углом 30 угловых минут, а в телескоп со 100-кратным увеличением она будет видна под углом 30*100 = 3000 угловых минут, или 3000/60 = 50 градусов (то есть примерно как суповая тарелка перед вами на обеденном столе). С некоторой натяжкой, можно сказать, что телескоп как бы приближает рассматриваемые в его окуляр предметы во столько раз ближе, каково увеличение телескопа.
В отличие от большинства биноклей и подзорных труб, увеличение телескопа не фиксированная величина, его можно менять в довольно широком (примерно 10-кратном) диапазоне при наличии комплекта окуляров с разными фокусными расстояниями. Наиболее часто используются 3-4 увеличения (соответственно количеству сменных окуляров) в зависимости от наблюдаемых объектов. При использовании зум-окуляров увеличение телескопа может изменяться плавно в 2 или 3-кратном диапазоне. Смена увеличения также достигается при использовании линз Барлоу (экстендеров) и так называемых редукторов.
Увеличение телескопа равно отношению фокусных расстояний телескопа и установленного окуляра (умноженное может быть на кратность линзы Барлоу или редуктора если они используются). Например, при фокусном расстоянии телескопа 1000 мм, а окуляра 20 мм и при использовании 2х линзы Барлоу увеличение телескопа составит 2*1000/20 = 100 крат.

Что такое апертура телескопа?

Апертура в применении к объективу телескопа это сечение (обычно круглой формы), того светового пучка на входе в телескоп, который пройдя всю оптику построит одну точку изображения. В большинстве случаев апертура (апертурная диафрагма) может ассоциироваться с оправой передней линзы или краями главного зеркала телескопа. Главная количественная характеристика круглой апертуры – ее диаметр. Чем диаметр больше, тем дифракционные явления в меньшей степени оказывают влияние на качество изображения и тем выше (в отсутствии других ограничений) предел углового разрешения телескопа – то насколько мелкие детали позволяет рассматривать этот телескоп на астрономических объектах. С другой стороны, чем больше диаметр апертуры (или просто апертура), тем больше площадь сечения входных световых пучков – больше света попадает в глаз наблюдателя и повышается проницание – то насколько тусклые звезды можно еще видеть при помощи телескопа. Так что апертура – наше все! Эта характеристика напрямую и непреодолимо (в отличие от других факторов) обеспечивает главное потребительское качество телескопа – возможность видеть невидимое для невооруженного глаза. Чем больше апертура, тем больше видно и по количеству (проницание), и по качеству (разрешение), но одновременно тем больше зависимость от качества атмосферы, габариты и вес телескопа, его цена.
Апертуру телескопа традиционно измеряют в дюймах, 1 дюйм (обозначают как 1”) примерно равен 25.4 мм.

• Типичными значениями малых апертур являются: 60 мм, 66 мм, 70 мм, 76.2 мм (3”), 80 мм, 90 мм, 100 мм, 101.6 мм (4”). Обычно малые апертуры реализуют в виде всевозможных моделей рефракторов (линзовых телескопов).
• В ряду умеренных апертур: 114.3 мм (4.5”), 127 мм (5”), 150 мм, 152.4 (6”), 180 мм есть телескопы почти всех известных оптических схем, но в большинстве своем это рефракторы, Ньютоны, Шмидты-Кассегрены, Максутовы-Кассегрены.
• Ряд средних апертур имеет значения: 200 мм, 203.2 (8”), 235 мм (9.25”), 254 мм (10”), 304.8 (12”). Бюджетный сектор телескопов со средними значениями апертур представлен Ньютонами и Добсонами, а более дорогие инструменты в основном Шмидтами-Кассегренами (ШК).
• Ну и далее следуют уже большие апертуры, где почти исключительно доминируют Добсоны: 330.2 мм (13”), 355.6 мм (14”), 406.4 мм (16”), 457.2 (18”), 520.7 (20”)…

см. также статьи из ЧАВО “К вопросу о выборе апертуры телескопа”, “Базовые характеристики оптических приборов”

Что такое апертурная лихорадка?

Это естественное следствие из кардинального свойства апертуры ограничивать проницание и разрешение телескопа. Владелец менее апертурного телескопа, войдя во вкус наблюдательной астрономии, хочет сменить его на более апертурный (с большим диаметром линз/зеркала), чтобы иметь возможность увидеть больше. По ряду соображений, имеет смысл переходить на размер апертуры примерно в полтора раза больший, чем предыдущая. В некоторых случаях этот естественный ход событий приобретает клиническую форму, когда смена апертуры на большую происходит задолго до исчерпания возможностей наличного инструмента – просто как погоня за дюймами, не взирая на те трудности, с которыми придется столкнуться используя габаритный и тяжелый инструмент. Что и называют апертурной лихорадкой.

Что важнее увеличение телескопа или его апертура?

Наивный ответ – увеличение, но чуть более продвинутые (см. выше) отвечают – апертура. Но, по большому счету и это неверный ответ. Одна из главных потребительских характеристик телескопа – это все же возможность наблюдать с большим разрешением и проницанием, что обеспечивается возможностью применить большее увеличение, без потери в яркости и качестве изображения. Апертура объектива телескопа только обеспечивает такую возможность, которая может быть ограничена еще и другими факторами. Чем апертура больше, тем большее увеличение можно установить при наблюдениях в телескоп.. ну, если все в порядке с качеством его оптики и при хороших атмосферных условиях.
С другой стороны апертура – постоянное свойство телескопа, а увеличение – переменное. Разнообразие увеличений телескопа обеспечивается набором окуляров с разными фокусными расстояниями, окулярами с переменным фокусным расстоянием (зумы) и/или применением линз Барлоу. Увеличение численно равно частному от деления фокусного расстояния объектива на фокусное расстояние окуляра и может быть умноженное на кратность использованной линзы Барлоу.
см. также статью из ЧАВО “Полезные оптические соотношения”

С каким максимальным увеличением я смогу наблюдать?

Обычно отвечают, что для этого надо умножить диаметр апертуры телескопа, измеренный в миллиметрах, на полтора или 40 апертур выраженных в дюймах. То есть для 10” инструмента (диаметр апертуры 254 мм) максимальное разумное составит около 400 крат.
Но тут надо отметить ряд обстоятельств. Это число не догма – обычно телескоп используется с меньшим увеличением подобранным для наблюдений того или иного класса объектов. Кроме того, при больших остаточных аберрациях объектива телескопа, плохой юстировке, неудачном климате места наблюдений (турбулентная атмосфера), тусклых объектах наблюдений, отсутствии часового ведения телескопа увеличения придется ограничивать меньшим, чем предельное, значением увеличением. При ярких объектах наблюдений, при проведении некоторым технических наблюдений (связанных с юстировкой телескопа или разрешением тонкой дифракционной структуры двойных звезд) неважной остроте зрения наблюдателя и надежном часовым двигателе монтировки, который отрабатывает компенсацию вращения Земли, вполне может оказаться полезным использование и несколько больших значений увеличений. Чем больше увеличение, тем меньше яркость изображения, меньше поле зрения телескопа, заметнее проявления дефектов оптики телескопа. И наоборот чем увеличение меньше, тем больше поле зрения телескопа, больше яркость изображения, оно выглядит более контрастным и резким.
см. также статью из ЧАВО “Какое максимальное увеличение имеет смысл для телескопа?”

Что такое разрешение телескопа?

Разрешением при астрономических наблюдениях называют тот минимальный угол, под которым удается рассмотреть два объекта (например, звезды) наблюдения как отдельные – не сливающиеся в одно световое пятно. К примеру, идеальному объективу с апертурой 140 мм без учета влияния атмосферы вполне под силу разделить (увидеть разделенными темным промежутком) пару равноярких звезд видимых на небе под углом в 1 угловую секунду. При наблюдениях планет и поверхности Луны предел разрешения определяет количество и контраст деталей на диске планет – чем меньше предел разрешения (больше апертура), тем больше деталей и контраст изображения на увеличениях близких к предельному.
Разрешение прежде всего и очень сильно ограничено дифракцией – апертурой телескопа. Зависимость предела дифракционного разрешения от апертуры очень проста и непреодолима: предельный угол в угл. секундах равен 140” делить на диаметр апертуры объектива в мм. То есть чем больше диаметр апертуры объектива телескопа, тем более тесные пары двойных звезд может разрешить идеальный телескоп без учета атмосферы и проч.
Кроме дифракции разрешение страдает от ряда других факторов (более или менее преодолимых):

• несовершенства оптики (аберраций и разъюстировки) объектива и окуляра
• аберрациями и проч. дефектами глаза наблюдателя
• атмосферной турбуленцией – хаотического перемешивания теплых и холодных слоев воздуха как на высотах в несколько километрах (климатические ограничения), так и рядом с телескопом (обычно искусственного происхождения) и даже внутри трубы телескопа (из-за неполного выравнивания температуры телескопа и окружающего воздуха)
• тепловых и весовых деформаций оптических элементов
• недостаточным увеличением
• малым контрастом и/или яркостью объекта

см. также статью из ЧАВО “Чему равно разрешение телескопа?”

Что такое проницание телескопа?

Проницание это еще одно сущностное свойство телескопа – возможность видеть более тусклые звезды (и прочие объекты), чем невооруженным глазом. Визуальный предел проницания – звездная величина (блеск) самых тусклых звезд, которые могут быть видны наблюдателем в окуляр телескопа – определяется в первую очередь апертурой телескопа D и увеличением установленного на нем окуляра Г:
M_lim = M_o + 2.5lg(D) + 2.5lg(Г)
где M_o примерно равна 2.5..3.5 в зависимости от прочих минорных факторов:

• потерь света в оптическом тракте телескопа
• паразитной засветки поля зрения
• светового загрязнения – засветки неба в месте наблюдения
• опыта наблюдателя
• величины остаточных аберраций телескопа

Так предел проницания 10″ телескопа составляет 14-15 звездных величин.
Фотографический предел проницания зависит от еще большего числа факторов, дополнительно включающих соотношения размера пиксела фотоприемника и аберрационного пятна объектива, величины турбулентного пятна, “шумности” фотоприемника, точности гидирования и т.д.
см. также статью из ЧАВО “Полезные оптические соотношения”

Что такое поле зрения телескопа?

Это тот светлый круг изображения, который мы видим заглядывая в окуляр оптического прибора. Этот круг выглядит как вырезанный в черном непрозрачном материале. Так и есть – так глаз видит изображение того, что называется полевой диафрагмой окуляра – непрозрачной металлической “заслонки” с отверстием в центре. Эту деталь можно увидеть заглянув в некоторые окуляры со стороны противоположной глазной линзе. Поле зрения измеряют в угловой мере между диаметрально противоположными краями изображения диафрагмы (границами поля зрения) как ее видит глаз в окуляре. Именно это поле зрения приводят как одну из самых важных характеристик астрономического окуляра. Чем больше поле зрения окуляра, тем шире открывающаяся глазу панорама изображения в телескопе, тем больше иллюзия присутствия и выше информационная насыщенность изображения.
Это – выходное поле зрения окуляра телескопа (AFOV), для глаза наблюдателя, но говорят также о (входном) поле зрения телескопа (TFOV). Поле зрения телескопа – то насколько большая часть неба видна в него – измеряется также в угловой мере (градусах или угловых минутах) и связано с полем зрения окуляра простым соотношением: TFOV = AFOV/увеличение. То есть если мы пользуемся окуляром с 66-градусным полем зрения, который дает при установке в телескоп увеличение 100 крат, то телескоп “показывает” кусочек небесной сферы размером всего 66/100 = 0.66 градуса или 0.66*60 = 40 угловых минут (напоминаю, что в одном градусе 60 угловых минут).
Так что, чем больше увеличение, тем меньше поле зрения телескопа (при том же поле зрения окуляров).
Вероятно стоит отметить, что поле зрения телескопа физически ограничено диаметром просвета окулярной трубки фокусера, оно не может быть более 1600/f’ градусов для 1.25″ фокусера и 2600/f’ для 2″ фокусера (f’ – фокусное расстояние объектива в мм). Отсюда следует и еще одно важное свойство телескопа – чем короче фокусное расстояние объектива телескопа, тем больше у него доступное поле зрения при том же диаметре окулярной трубки (фокусера).
см. также статьи из ЧАВО “Поле зрения окуляра”, “Полезные оптические соотношения”, “Базовые характеристики оптических приборов”

Важна ли светосила для объектива телескопа?

Светосила объектива телескопа или его относительное отверстие (отношение диаметра апертуры к фокусному расстоянию) – важная характеристика для астрографа, телескопа используемого для производства фоторабот. Этот параметр (наряду со временем выдержки) определяет экспозицию при получении одного кадра. Чем светосила больше, тем меньшее время требуется для достижения той же экспозиции – того же уровня полезного сигнала на фотоматериале. Длительность выдержек при фотографировании широких звездных полей и туманностей обеспечивается довольно сложными системами слежения за суточным вращением неба, компенсацией несовершенства механики монтировки и поэтому для астрографа в ряде случаев важно уменьшить время выдержки и максимально увеличить светосилу объектива (без потерь в качестве изображения).
При визуальных наблюдениях в первом приближении светосила объектива телескопа не столь существенна. То насколько ярким глаз увидит изображения в телескоп, определяется не светосилой объектива, а размером выходного зрачка телескопа. Диаметр выходного зрачка равен диаметру апертуры объектива деленному на увеличение. То есть, чем больше увеличение, тем меньше выходной зрачок и тем меньше яркость изображения.
Светосила объектива телескопа косвенно определяет размер поля зрения. Чем светосильнее объектив телескопа – тем большее поле зрения возможно получить в пределах его окулярного тубуса или зафиксированном размере фотоприемника (кадра камеры). Кроме того как у визуального так и у фотографического астрономического телескопа (рефлектора или рефрактора) продольный размер трубы, обычно, тем меньше, чем больше относительное отверстие его объектива.

Относительное отверстие объектива телескопа – нужно побольше, или поменьше?

При фотоработах по широким полям (звездные поля, туманности, галактики и т.п.) относительное отверстие (отношение диаметра входной апертуры к фокусному расстоянию) выбирают побольше, чтобы получить лучшую проработку тусклых объектов (см. выше про важность светосилы). Но при стремлении к наивысшему проницанию по звездам требуется согласовывать относительное отверстие объектива и сумму его остаточных аберраций с размером пиксела фотоприемника. Вполне может статься, что меньшая светосила объектива даст лучшее проницание.
А вот для визуальных инструментов большее относительное отверстие объектива интересно постольку, поскольку позволяет получить большее поле зрения при том же размере фокусера (полевой диафрагмы обзорного окуляра).
При этом надо иметь ввиду, что большая светосила объектива обычно сопровождается большими остаточными аберрациями (как расчетными, так и ошибками производства, разюстирокой). Так что при желании достичь предельного разрешения (например, по планетам) лучше предпочесть телескопы с нефорсированным (небольшим) относительным отверстием объектива. Кроме того, в зеркальных системах большее относительное отверстие влечет за собой большее центральное экранирование, что также не добавляет контраста изображению на предельных увеличениях.

Фокусное расстояние телескопа

Фокусное расстояние объектива телескопа однозначно определяет масштаб изображения в его фокальной плоскости, а косвенно – ограничивает поле зрения телескопа. Чем больше фокусное расстояние, тем меньше поле зрения. Поле зрения телескопа в угловых минутах равно размеру фотоприемника или диаметру полевой диафрагмы окуляра деленного на фокусное расстояние и помноженного на коэффициент 3500: поле’ = 3500*d/f. Скажем, в фокусер 1.25” можно вставить окуляр с максимальным размеров полевой диафрагмы 27 мм получается, что поле зрения телескопа с фокусным расстоянием 1000 мм и фокусеров 1.25” будет ограничено: 3500*27/1000 = 95 угловыми минутами.
Кроме того зная фокусное расстояние объектива телескопа f мы можем посчитать какое получится в нем увеличение с использованием окуляра с фокусным расстоянием f’ок: Г = f/fок.
см. также статью из ЧАВО “Базовые характеристики оптических приборов”

Многослойные покрытия оптических деталей – это полезная опция?

По проходе каждой поверхности линзы телескопа свет частично отражается. Отчего мы можем видеть рефлексы (от окна, солнца и т.п.) на поверхностях линз. Без просветляющих покрытий на каждой преломляющей поверхности отражается 4-5% света. Это не только ослабляет яркость конечного изображения (15 поверхностей ослабят его минимум вдвое!), но и вносит в оптический тракт большое количество «паразитного» света, который рассеиваясь и переотражаясь на оптических и механических деталях, делает изображение менее контрастным. Это проблема и решается нанесением просветляющих покрытий на каждую оптическую поверхность на пути от объекта к глазу наблюдателя – блики на просветленных линзах имеют характерный цвет, обычно синеватых и лиловых тонов. Одно- и двухслойные покрытия (яркий лиловый блик) относительно дешевы в производстве и уменьшают долю отраженного света до 1-1.5%, что приводит к потерям примерно 20% света на 15 оптических поверхностей и соответственно улучшают контраст изображения. Многослойные просветляющие покрытия (три и более слоев) способны уменьшить долю паразитных отражений до 0.3-0.6% на каждой поверхности (всего 10% на 15 поверхностях), но при этом довольно дороги в производстве и при малейших ошибках в технологических процессах заметно повышают светорассеивание оптических поверхностей. Наличие многослойного просветления выдает маркировка FMC на объективах и окулярах и приглушенной яркости зеленоватые/голубоватые блики, которые появляются на линзах от точечных источников света.
Понятно, что наибольший смысл в многослойных покрытиях имеет прежде всего многолинзовая оптика, вроде сложных сверхширокоугольных окуляров и фотообъективов.
см. также статью из ЧАВО “Светопотери в телескопе”

Телескоп с каким стандартом окулярного тубуса лучше – 2″ или 1.25″?

В окулярную трубку фокусера (фокусировщика) телескопа вставляют окуляры и проч. узлы. Двухдюймовый фокусер в любом случае лучше, хотя бы потому, что переходники для посадки 1.25″ окуляров и проч. аксессуаров в 2-дюймовый фокусер есть, а обратных переходников (во всяком случае без потерь в поле зрения) – нет. 2-дюймовый фокусер предоставляет больше свободы в выборе окулярных аксессуаров. Особенно важно иметь больший диаметр окулярной трубки фокусера в астрографе. Но 2″ аксессуары дороже и габаритнее.
см. также статью из ЧАВО “2” или 1.25″?”

В телескоп все видно вверх ногами?!

Точно! Обычно этот факт очень поражает новичков, хотя астрономическим объектам все равно как повернут их изображение – на них никаких надписей нет и после нескольких наблюдений на это перестаешь обращать внимание. Но при переходе к наблюдениям более доступных земных объектов в возникает понятно чувство неловкости из-за их перевернутых изображений. И тут остается или просто утешать себя мыслью, что человеческий глаз тоже проецирует на сетчатку изображение вверх ногами, что не мешает жизни, или искать средства оборачивания изображений.
Простейший вариант – диагональное зеркало или зенит-призма, которые кроме удобного положения головы при наблюдениях вверх (они ломают визирную ось на 90 градусов), легко решают и проблему перевернутых ног на рефракторах и различных кассегренах. К Ньютонам подобный метод не применим. Однако при этом возникает другая – изображение становится зеркальным. Если для левой и правой руки изображения фигурки человека это не особенно страшно – они похожи, то при чтении удаленных вывесок возникают некоторые проблемы из-за зеркального вида букв и необходимости читать справа налево. Хуже, что примерно такие же проблемы возникают и при чтении поисковых карт (рисунок звезд в окуляр и на карте обращены зеркальным образом), ну… если их не печатать в зеркальном отображении.
Есть правда, призмы прямого зрения (с так называемой «крышей»), которые переворачивают изображение «как надо», но их изготовление довольно дорого, а точность прямого угла «крыши» должна быть особенно высокой, чтобы посреди изображения не возникало полосы двоений или исчезновения объектов. Есть и линзовые оборачивающие системы (erecting lens) с конструкцией вроде линз Барлоу, которые оборачивают изображение до прямого. Но они довольно длинные и старина Ньютон превращается с ними в подобие Буратино – этакое полено с длинным носом. На рефракторах и кассегренах линзовые оборачивающие системы не сочетаются с зенит-призмами или диагональными зеркалами.
см. также статью из ЧАВО “Оборачивание изображения в телескопе”

Труба – карбон! Масляная иммерсия!

Среди астро-товаров, как и в мире всех прочих гаджетов, есть особенно дорогие, в том числе с карбоновыми трубами. Первоисточник этого карбона – стремление создать трубу астрографа минимально подверженную уходу фокуса из-за температурного дрейфа в процессе съемки. Масляная иммерсия между линзами апохромата позволяет увеличить размер «склейки» против допустимых при традиционном способе склеивания и получить все преимущества склеенного блока – минимальные возможности для разъюстировки, потерь света и т.п.

Двухскоростной фокусер – это плюс?

Это возможность сочетать быструю перефокусировку с точной высокочувствительной подстройкой фокуса на больших увеличениях, что особенно актуально для светосильных телескопов.

Что ограничивает мобильность телескопа?

Обычная схема астрономических наблюдений с выездом за город – вынос из дома к автомобилю частей телескопа (труба, монтировка, тренога), сумки или чемоданчика с аксессуарами (окуляры, фильтры, карты, фонарь), расфасовка всего этого добра по салону и в багажник, а по прибытии на место наблюдения вдали от городских огней сборка телескопа.
При таком подходе мобильность ограничена только весом и габаритом самой тяжелой и габаритной из частей телескопа, размерами дверных проемов, дверей в лифте, объемом багажного отделения (а то и прицепа) автомобиля, силой и количеством рук наблюдателя и его помощников, трудоемкость сборки/разборки телескопа на части.

Можно ли будет перевозить телескоп на автомобиле?

Да – это наиболее обычный способ доставить телескоп к месту наблюдений для жителей больших городов.

Каковы примерные размеры телескопов?