Полезное увеличение телескопа это

Домашняя астрономия является относительно новым способом научных развлечений. Однако, в последнее время она обрела широкую популярность. Ведь это увлекательно и познавательно, в то же время весьма просто. Методику расчета увеличения телескопов легко освоить всем желающим, в том числе даже детям или начинающим астрономам. Умелое применение этих знаний на практике позволит увидеть даже в слабенькие приборы много интересного. В этой статье мы расскажем о тонкостях применения того или иного метода и рекомендуем кратко законспектировать в свой астрономический дневник.

Увеличение телескопа – это его способность приближать с помощью оптики изображение космических объектов, которое характеризуется прежде всего угловыми размерами (угол, соединяющий две крайние точки наблюдаемого тела и глаз наблюдателя). Оно выражается кратностью, которая показывает во сколько раз конечная картинка больше исходной.

Исходя из определения, озвученного в предыдущем абзаце, необходимо запомнить важный закон, который во многом предопределит понимание всего остального: чем выше кратность, тем меньше угол обзора. И наоборот.

Отсюда вытекает основной принцип увеличения телескопа – в отличие от биноклей или зрительных труб с плавным изменением, здесь оно должно быть ступенчатым:
1) В самом начале наблюдений используется слабое приближение, благодаря чему видна большая часть небесной сферы.

2) Затем астроном выбирает интересующую планету или туманность (прикидывая, в какой именно части полушария она находится), наводится видоискателем на данную область небесного пространства, используя различные ориентиры (например, туманность Ориона располагается практически по центру меча в созвездии Ориона, которое хорошо заметно невооруженным глазом).

3) Вставляет более мощный окуляр, фокусируется и корректирует наведение монтировкой. На данном этапе обзор сократился, но зато желанный объект появился в поле зрения.

4) Далее, повторяя описанную процедуру, мы добиваемся максимального приближения.

Различают следующие виды увеличений телескопа:

В самом названии или характеристиках телескопа можно посмотреть фокусное расстояние (F), оно измеряется в миллиметрах. В рефракторах или рефлекторах оно практически идентично длине оптической трубы. А если присмотреться к маркировке окуляра, то можно заметить определенную цифру, после которой написано mm – это фокусное окуляра (Fok). Берем простую формулу и рассчитаем кратность:

Этот нехитрый аксессуар входит в комплектацию многих любительских аппаратов (а если нет, то можно приобрести ее отдельно) и напрямую влияет на кратность, так как делает фокусное расстояние больше в определенное количество раз. Самые распространенные – двукратные и трехкратные. Линза может обладать стандартной посадкой (1.25 или два дюйма) и вставляется в окулярную группу прямо под окуляр, который вы собрались задействовать. Поэтому наша формула теперь будет выглядеть так:

Х= F*A/Fok, где А – кратность ЛБ.

Почему оно называется полезным – да потому что происходит без потери качества изображения. На рисунке ниже представлен одно и то же астрономическое тело, вы сами все поймете, как только посмотрите.

Как правильно рассчитать полезную кратность применительно к конкретному прибору? Для этого понадобится значение его апертуры (то есть диаметр объектива). Формула проста: X= D*2, где D – Апертура в миллиметрах.

Допустим, в вашем случае D=90mm, F=700mm, а в комплекте окуляры 25mm, 10mm и 4mm. Значит имеем три варианта кратности:

• 700/25= 28 крат (самое малое, с него начинаем приближать).
• 70
• 175

Проверяем – в пределах ли полезного они находятся: 90*2=180крат, да все перечисленные приближения удовлетворяют критерию полезности!

Теперь, к примеру, мы обзавелись Барлоу 2x. Какие комбинации добавляются к предыдущим трем:

• 700*2/25= 56
• 140
• 350 – это больше, чем 180, значит в данном случае Барлоу в совокупности с окуляром 4mm использовать нельзя – вместо красоты вы увидите муть, от которой устают глаза.

Подбор оптимального увеличения телескопа под тот или иной объект – очень увлекательное занятие. От этого во многом зависит успех астронома, тем более начинающего, ведь самая большая кратность — это не всегда хорошо и не обязательно качественно.

Надеемся, что эти теоретические выкладки во многом прояснили для вас базовые принципы приближения. Желаем хорошей погоды и звездного неба, приятных путешествий по Вселенной!

источник

Практически каждый начинающий любитель астрономии, намеревающийся купить себе телескоп, первым делом интересуется его увеличением. Однако, если разобраться, подобный вопрос не имеет принципиального значения. Ведь увеличение определяется отношением фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра. Поэтому мы легко можем менять его, имея набор из нескольких окуляров с различными фокусными расстояниями. Теоретически в любом телескопе можно получить как очень большое (хоть в тысячу раз), так и очень маленькое (даже меньше единицы) увеличение. А раз так, то говорить о наибольшем увеличении телескопа не имеет смысла. Гораздо важнее знать, какое увеличение будет для него оптимальным.

Эта величина зависит от самых различных факторов диаметра объектива, яркости неба, состояния атмосферы, свойств наблюдаемого объекта, а также глаз наблюдателя. Поскольку многие из этих условий меняются от ночи к ночи и от объекта к объекту, то и оптимальное увеличение не остается величиной постоянной. Поэтому более корректным было бы употребление понятия диапазона полезных увеличений телескопа. Ниже мы попытаемся обозначить его границы.

Кроме упомянутого выше, увеличение телескопа можно определить и еще одним способом — как отношение диаметра входного зрачка телескопа (или. что почти одно и то же, диаметра объектива) к диаметру его выходного зрачка. Последний представляет собой светящееся пятнышко, хорошо заметное позади окуляра, если направить телескоп на светлое небо и посмотреть на него, отодвинувшись на 20-40 см. Чем больше увеличение телескопа, тем меньше диаметр его выходного зрачка, и наоборот.

Во время наблюдений зрачок глаза совмещается с выходным зрачком телескопа. При этом необходимо соблюдать условие, согласно которому диаметр выходного зрачка не должен превышать диаметр зрачка глаза наблюдателя, так как в противном случае часть собранного телескопом света будет потеряна. Этим определяется нижняя граница диапазона полезных увеличений телескопа.

Как известно, глазной зрачок изменяет свой размер в зависимости от уровня освещенности, уменьшаясь при ярком свете и увеличиваясь в темноте. Эксперименты показали, что у большинства людей в темноте он способен расширяться до 7 мм, хотя у некоторых испытуемых максимальный диаметр зрачка достигал 9 мм! Доказано также, что степень расширения зрачка уменьшается с возрастом: до 30 лет это почти незаметно, а затем начинается заметное ухудшение — как правило, к 50—60-ти годам наибольший размер зрачка уже не превосходит 4—6 мм, после чего процесс вновь замедляется, останавливаясь у значения 3—5 мм.

Для определения максимального диаметра своего зрачка вы можете воспользоваться приспособлением, изображенным во врезке на странице 25. Зная эту величину, вы сможете определить минимально допустимое увеличение своего телескопа (разделив диаметр объектива на диаметр зрачка), при котором свет, собранный телескопом, будет полностью попадать в глаз. Это увеличение называется равнозрачковым, так как при этом диаметр выходного отверстия телескопа равен диаметру зрачка наблюдателя.

Есть, однако, несколько серьезных доводов против использования равнозрачкового увеличения. Во-первых, уличные фонари и другие источники света, от которых чаще всего страдают городские любители астрономии, могут не позволить зрачку достичь своего предельного размера. Во-вторых, разрешающая способность глаза довольно сильно снижается с возрастанием размера его зрачка, поэтому даже небольшое уменьшение диаметра выходного зрачка телескопа сыграет роль диафрагмы для глаза, немного улучшив качество изображения. И в-третьих, при равенстве диаметров выходного и глазного зрачков наблюдатель, глядя в окуляр, должен точно совмещать их друг с другом, держа голову абсолютно неподвижно, что трудно осуществимо на практике.

Из вышесказанного можно сделать вывод, что при определении минимального полезного увеличения телескопа следует допустить небольшую разницу (порядка 1 мм) между диаметром выходного отверстия и зрачка. Например, если вы определили, что ваш зрачок способен расширяться в темноте до 7 мм, то это увеличение будет вычисляться по формуле: D/(7—1)=D/6, где D — диаметр объектива телескопа в мм.

В каких случаях необходимо применять минимальное увеличение? Главным образом, для наведения телескопа на объект, так как с уменьшением увеличения инструмента растет его поле зрения. Кроме того, слабое увеличение используется для наблюдения небесных объектов, имеющих большие угловые размеры, например, Луны, крупных рассеянных скоплений или туманностей, которые при сильных увеличениях попросту не помешаются в поле зрения телескопа. Для остальных видов наблюдений предпочтительнее применять большие увеличения, о чем мы подробно поговорим в следующей главе.

Если нижняя граница полезного увеличения телескопа зависит, главным образом, от свойств человеческого зрения, то при определении верхнего предела увеличения необходимо учитывать, помимо прочего, еще и особенности наблюдаемых объектов. Поэтому мы рассмотрим этот вопрос отдельно для двойных звезд, планет, звезд и незвездных объектов.

Для разделения тесных двойных пар на компоненты наблюдатель всегда старается «выжать» из своего инструмента максимальную разрешающую способность, на которую он способен. Угловое разрешение телескопа в секундах вычисляется как 120″/D, где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах. Этот предел накладывается волновой природой света: даже идеальный телескоп строит изображение точечного источника света в виде так называемой дифракционной картины — диска, окруженного системой колец. С другой стороны, известно, что разрешающая способность невооруженного глаза у большинства людей составляет примерно 60″. Следовательно, для соответствия углового разрешения глаза разрешению телескопа последний должен иметь увеличение, равное: (60/120)—D=D/2, то есть половине диаметра объектива в миллиметрах. Такое увеличение обычно называют разрешающим.

При наблюдении с этим увеличением глаз работает на пределе своих возможностей. Однако мы легко можем облегчить ему задачу, поставив в телескопе увеличение, в 3—5 раз превышающее разрешающее. Тогда размеры дифракционной картины увеличатся до 180-300 угловых секунд (вместо 60). и глазу будет гораздо легче рассмотреть ее структуру.

Дальнейшее наращивание увеличения не дает заметного преимущества, так как изображение становится слишком тусклым и малоконтрастным. Кроме того, резко уменьшается поле зрения инструмента, возрастают требования к спокойствию атмосферы и устойчивости монтировки телескопа. На практике изучив влияние всех этих факторов, выдающийся французский наблюдатель двойных звезд Поль Куто пришел к выводу о неразумности использования при визуальных работах увеличения, более чем в два с половиной раза превышающего диаметр телескопа в мм, то есть 2.5D.

Рассуждения, касающиеся наблюдения двойных звезд, целиком относятся и к наблюдениям планет и Луны с той лишь разницей, что мелкие и слабоконтрастные детали планет, как правило, сильнее подвержены влиянию атмосферной неустойчивости. Даже незначительное волнение атмосферы при больших увеличениях может внести полную сумятицу в наблюдаемую картину и «размыть» мелкие детали. Поэтому при визуальных наблюдениях и зарисовках планет максимальное полезное увеличение телескопа оказывается меньше, чем при наблюдениях двойных звезд. Так, например, опытный наблюдатель планет из Волгограда В. А. Зиновьев рекомендует рассматривать детали на дисках Луны, Венеры и Марса с увеличением не более 2D, а Юпитера и Сатурна — 1.6D.

А как быть, если мы хотим увидеть в свой телескоп самые слабые звезды, который он способен показать? Здравый смысл подсказывает, что легче всего их заметить на самом темном небе — именно поэтому на нетронутом посторонней засветкой загородном небе звезд видно гораздо больше, чем в городе. Но при помощи телескопа мы легко можем уменьшить даже довольно яркий фон неба до необходимой величины, дав возможность глазу увидеть предельно слабые звезды. Вспомните, в телескоп небо всегда кажется темнее, чем невооруженным глазом, и особенно хорошо это заметно при сильных увеличениях.

Это явление объясняется разницей восприятия в телескоп изображений точечных и протяженных объектов. Яркость первых оказывается тем выше, чем больше диаметр его объектива. Именно поэтому в телескоп можно увидеть звезды (которые при малых и средних увеличениях являются точечными источниками света) гораздо более слабые, чем невооруженным глазом.

В случае протяженных объектов картина прямо противоположна. Поверхностная яркость протяженного объекта при наблюдении в телескоп нисколько не увеличивается по сравнению с наблюдениями невооруженным глазом. В лучшем случае при использовании равнозрачкового увеличения она может остаться на том же уровне (на самом деле, и этого не происходит вследствие потерь света в телескопе), а при увеличениях, больших равнозрачкового, поверхностная яркость протяженного объекта неминуемо падает.

Небо — протяженный объект, поэтому при более сильных увеличениях оно кажется нам более темным. Следовательно, повышая увеличение телескопа, мы облегчаем наблюдение звезд за счет повышения их контраста с фоном. Отсюда вытекает одно интересное следствие: при разглядывании предельно слабых звезд в условиях городской засветки требуется большее увеличение, чем за городом — оно необходимо для того, чтобы «погасить» яркий фон неба до требуемой величины.

Значит ли это, что увеличение можно повышать до бесконечности? Конечно нет. Мы ведь не зря сказали, что звезды нам только кажутся точками — на самом деле телескоп строит их изображения в виде дифракционных дисков, окруженных кольцами, что становится хорошо видно при сильных увеличениях (порядка удвоенного разрешающего). А как только звезда перестает быть точечным источником, ее поверхностная яркость также начинает резко падать.

Однако дифракционная картина заметна только у ярких звезд. Слабые звезды по-прежнему остаются точками: дело в том, что разрешающая способность глаза резко падает при уменьшении интенсивности воспринимаемого потока света. Американец Роджер Кларк, исследовавший это явление, указывает в своей книге «Visual Astronomy of the Deep Sky», что при наблюдении самых слабых звезд и дип-скай объектов разрешение глаза не превышает 1800″! Вспомнив формулу разрешающей способности телескопа, мы получим, что максимальное увеличение, до которого слабейшие звезды будут еще видны точками, равно: (1800/120)—D=15D.

Конечно, наблюдения со столь экстремальным увеличением вряд ли смогут доставить хоть какое-то эстетическое удовольствие: любой объект, находящийся в поле зрения, яркость которого выше предельно слабой, будет выглядеть тусклым и сильно размытым. Его использование может быть оправдано в единственном случае — для того, чтобы увидеть предельно слабую звезду на ярком фоне неба. В условиях темного неба предельная звездная величина телескопа может быть достигнута с гораздо меньшим увеличением.

Перейдем теперь к вопросу о наблюдении незвездных объектов — туманностей, скоплений и галактик. Как мы уже говорили, телескоп не в состоянии помочь нам поднять поверхностную яркость протяженных объектов, однако, он может увеличивать их размеры. Говорили мы и о том, что разрешающая способность глаза в условиях недостаточного освещения мала, и поэтому крупный объект ему заметить гораздо легче, даже несмотря на то, что его поверхностная яркость будет существенно ниже, чем при равнозрачковом увеличении. Всякий, кто интересовался поиском слабых дип-скай объектов, наверняка, не раз замечал, что слабые галактики могут сливаться с фоном неба при малых увеличениях, но становятся заметными, если использовать более короткофокусный окуляр. Минимальное увеличение, при котором возможно обнаружение объекта, зависит от диаметра объектива телескопа, поверхностной яркости и размеров объекта, а также яркости фона неба. Причем, согласно тому же Кларку, для обнаружения протяженного туманного объекта с помощью небольшого инструмента требуется более высокое увеличение, чем при использовании крупного телескопа.

После отождествления на небе искомой галактики, скопления или туманности возникает естественное желание попытаться разглядеть в их структуре какие-нибудь детали. Для этого необходимо поставить еще более сильное увеличение, чтобы теперь уже мелкие детали увеличились до размера, превышающего ночную разрешающую способность глаза. И не беда, если какие-то части пропадут из вида (например, слабые внешние области галактики при разглядывании ее яркого ядра с большим увеличением) — вас ведь интересует именно рассматриваемая деталь.

Однако и здесь увеличение нельзя наращивать до бесконечности. Во-первых, не будем забывать про уменьшающееся поле зрения и повышающиеся требования к устойчивости монтировки и спокойствию атмосферы. Во-вторых, что гораздо важнее, — после достижения определенного пороговою значения увеличения поверхностная яркость объекта падает настолько, что он вновь перестает быть видимым! Так что истина как всегда лежит посередине — для каждого объекта (или его детали) при данных условиях наблюдений существует свое оптимальное увеличение.

Найти его можно только опытным путем, а для этого необходимо иметь комплект окуляров, позволяющий получать достаточно большой диапазон увеличений. Подходящий набор каждый может выбрать для себя самостоятельно, но наиболее оптимальный вариант представляется следующим: наименьшее увеличение равно минимальному полезному увеличению телескопа, а каждое следующее превышает предыдущее в 1.4—1.6 раз. Например, если наименьшее допустимое увеличение вашего телескопа составляет 30 крат, то неплохо было бы иметь комплект окуляров, дающих увеличение 30, 50, 75, 125, 200, 315, 500. крат. Минимальное увеличение используется для центрирования объекта (или места его предполагаемого нахождения) в поле зрения инструмента, после чего подбирается такое увеличение, при котором объект (или его деталь) виден с наибольшим количеством подробностей.

При помощи приведенной здесь линейки вы можете определить диаметр своего зрачка, необходимый для вычисления минимального полезного разрешения телескопа. Для этого вырежьте ее из журнала или.сделайте ее ксерокопию, а затем аккуратно продырявьте иголкой отверстия на месте светлых точек. Теперь у вас все готово для проведения эксперимента.

Зайдите в темную комнату и подождите несколько минут, дав глазам адаптироваться к темноте. Затем поднесите линейку вплотную к одному глазу, закрыв другой глаз рукой. Смотря сквозь дырочки, подберите пару, у которой границы отверстий, сквозь которые вы видите изображения предметов, едва касаются друг друга. Сняв отсчет по шкале, вы получите диаметр своего зрачка в миллиметрах.

Как вы ужо наверное поняли, «для полного счастья» любителю астрономии требуется достаточно большая «коллекция окуляров. Однако стоимость высококачественных астрономических окуляров сегодня довольно высока. К тому же, вряд ли возможно приобрести окуляры со всеми рекомендуемыми выше фокусными расстояниями. Разумным выходом из этой ситуации может служить использование линзы Барлоу, позволяющей обойтись меньшим количеством окуляров при том же наборе увеличении телескопа.

Сегодня можно встретить в продаже линзы, дающие увеличение от 1,4 до 4 крат. Эти цифры означают, что с одной из этих линз и окуляром телескоп будет давать увеличение во столько же раз большее, чем без нее. Другими словами, увеличение линзы Барлоу определяет, во сколько раз возрастет фокусное расстояние объектива телескопа (или, если угодно, уменьшится фокус используемого окуляра>.

При выборе линзы Барлоу надо стремиться к тому, чтобы избежать дублирования увеличений, уже имеющихся в вашем телескопе. Например, если у вас есть окуляры с фокусными расстояниями 10 йг20 мм, то, применив двухкратную линзу Барлоу мы будем иметь эквивалентные фокусные расстояния (f_экв), равные 20, 10, 10 и 5 мм. Таким образом, мы получим лишь одно дополнительное увеличение вместо двух, продублировав увеличение телескопа с 10 мм окуляром. Подобный выбор не назовешь рациональным.

Для облегчения этой задачи мы приводим таблицу, в которой рассчитаны некоторые варианты правильного выбора линзы Барлоу для окуляров с различными фокусными расстояниями. Аналогичную таблицу вы можете составить и для своего комплекта окуляров. Она также может быть использована для приобретения наиболее рационального комплекта окуляров, если линза Барлоу у вас уже имеется.

источник

Некоторые производители оптики в рекламе своей продукции указывают очень большие увеличения, с которыми якобы позволяют наблюдать предлагаемые ими телескопы (например, для скромного 60-мм рефрактора может быть приведено увеличение 500 крат и более). Разумеется, подобрав соответствующий короткофокусный окуляр, такое увеличение получить можно (и даже на телескопе с меньшей апертурой (апертура — это диаметр главной линзы или зеркала телескопа), но на практике это не имеет смысла: изображение в окуляре будет настолько тусклым и размытым, что в нем будет видно даже меньше деталей, чем при наблюдении с небольшими и средними увеличениями!

Есть простое правило, позволяющее оценить максимальное полезное увеличение телескопа: оно равно удвоенному значению диаметра объектива в миллиметрах (т.е. всего 120 крат для 60-мм инструмента). Дальнейший рост увеличения не даст выигрыша, т.к. новых деталей вы,скорее всего, не увидите, а общая яркость изображения значительно снизится. Однако следует помнить, что при особо благоприятных погодных условиях или для некоторых видов наблюдений (например, при разрешении тесных двойных звезд) можно с успехом использовать увеличения, превышающие «двойной предел», так что данное правило не является строгим. С другой стороны, неспокойствие атмосферы редко дает возможность проводить комфортные наблюдения с увеличением более 300 крат.

Нижний предел увеличения определяется диаметром выходного зрачка телескопа: он не должен превышать размер адаптировавшегося к темноте (т.е. полностью раскрывшегося) зрачка глаза наблюдателя, в противном случае часть собранного телескопом света не попадет в глаз и будет потеряна. Максимальный диаметр зрачка глаза наблюдателя обычно составляет 5-7 мм, поэтому с хорошим приближением можно считать, что минимальное полезное увеличение телескопа равно диаметру его объектива в миллиметрах, деленному на шесть (10 крат для 60-мм инструмента).

Этот параметр характеризует способность телескопа различать мелкие детали у протяженных объектов (например, на дисках Луны и планет) и разделять близко расположенные точечные объекты — звезды. Разрешение напрямую зависит от диаметра объектива телескопа: если апертуру увеличить вдвое, то разрешающая сила также увеличится в два раза.

Второй фактор, влияющий на разрешение — это качество линз и зеркальных поверхностей. Ошибки изготовления оптики, неправильная сборка и юстировка, дефекты стекла, царапины, пыль и грязь на поверхности оптических элементов — все это становится источником ухудшения разрешающей силы телескопа.

При наблюдениях протяженных объектов, таких как Луна и планеты, вместе с увеличением телескопа растет видимый размер изображения. В отличие от них, точечные объекты (звезды) при больших увеличениях принимают вид дисков, окруженных несколькими концентрическими кольцами уменьшающейся яркости. Подобная картина, именуемая дифракционной, обусловлена волновой природой света. Диаметр центрального диска, называемого кружком Эри, обратно пропорционален апертуре телескопа.

Поскольку настоящее изображение звезды тонет в кружке Эри, на практике разделение тесной двойной звезды сводится к рассматриванию дифракционной картины системы в попытках различить диски Эри двух тесно расположенных звезд. Если принять, что оба компонента двойной системы имеют одинаковый блеск, то минимальное угловое расстояние (в секундах дуги), на котором эти звезды все еще можно будет разделить в данный телескоп, рассчитывается по формуле: 116″/D, где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах. Эта формула разрешающей силы называется пределом Дауэса, по фамилии английского астронома, получившего ее в XIX веке. Теоретические значения разрешающей силы для телескопов разных диаметров приведены в сводной таблице.

Проницающая способность телескопа характеризуется предельной звездной величиной слабейших звезд, которые можно увидеть в данный инструмент в условиях идеально темного неба. Предельную звездную величину (m) для телескопа, диаметр объектива которого равен D в миллиметрах, можно приблизительно оценить по следующей формуле: m = 2,5 + 5 lg D.

Просветление оптики позволяет повысить проницающую способность телескопа, тогда как пыль и грязь на оптике — понижает ее. Теоретические значения проницающей способности для телескопов разных диаметров приведены в сводной таблице.

Этот параметр характеризуется отношением диаметра объектива к его фокусному расстоянию (D/f). Эта величина называется относительным отверстием и записывается в виде дроби: 1:5, 1:7, 1:10, 1:15. В англоязычной литературе чаще используется обратная величина — относительное фокусное расстояние (f/D), которое также записывается в виде дроби: f/5, f/7, f/10, f/15. Чем больше относительное отверстие объектива телескопа (или наоборот: чем меньше отношение фокусного расстояния к диаметру объектива), тем выше его светосила.

Светосила телескопа, прежде всего, важна для определения его пригодности для фотографических целей — более светосильный инструмент позволит делать более короткие выдержки при фотографировании слабых астрономических объектов. Другим плюсом светосильных инструментов является большая компактность по сравнению с обычными инструментами (за счет более короткого фокуса), кроме того, они более приспособлены для наблюдений с малыми увеличениями (по той же причине). С другой стороны, светосильные инструменты сложнее в изготовлении и юстировке, и они в большей мере подвержены влиянию различных оптических аберраций.

Для более наглядного представления обсуждавшихся в этой главе параметров мы составили сводную таблицу, в которой приведены основные оптические характеристики телескопов разных апертур.

источник

Каждый, кто выбирает свой первый телескоп, обращает внимание на такую характеристику как увеличение телескопа. Как узнать какое увеличение дает телескоп? Какое увеличение нужно, чтобы рассмотреть кратеры на Луне, кольца Сатурна, спутники Юпитера? Что такое максимально полезное увеличение? На все эти важные вопросы мы постараемся ответить в данной статье.

Детали поверхности Марса при одинаковом увеличении с телескопом различных апертур.

Практически каждый начинающий любитель космоса, считает, что увеличение телескопа это его главная характеристика и старается подобрать телескоп с максимально возможным увеличением. Но так ли важно увеличение телескопа? Несомненно, увеличение телескопа является одной из основных характеристик телескопа, но не единственной значимой. Чтобы получить изображение объекта через телескоп не только большим, но максимально детальным, необходимо, чтобы в телескопе использовалась высококачественная стеклянная оптика, в рефракторах — сложные просветленные линзы, а в рефлекторах — параболические зеркала. Также важно и качество окуляров, которые Вы используете.

Вид Сатурна при увеличении 200 и 50 крат.

Возможное увеличение телескопа зависит от его первоначальных параметров: диаметра апертуры, фокусного расстояния и применяемых окуляров. Смена увеличения достигается путем смены окуляров и их комбинацией с линзой Барлоу. Чтобы рассчитать увеличение телескопа, нужно воспользоваться нехитрой формулой: Г=F/f , где Г — увеличение телескопа, F – фокусное расстояние телескопа, f – фокусное расстояние окуляра. Фокусное расстояние телескопа обычно указано на его корпусе или в его описании, а фокусное расстояние окуляра всегда написано на его корпусе. Приведем пример. Фокусное расстояние телескопа Sky-Watcher 707AZ2 – 700 мм, при наблюдении с окуляром с фокусным расстоянием 10 мм дает увеличение — 70 крат(700/10 = 70). Если поставить окуляр с фокусным расстоянием 25 мм, то мы получим увеличение — 28 крат(700/25 = 28). При использовании линзы Барлоу, можно достигнуть больших увеличений, т. к. линза Барлоу увеличивает фокусное расстояние телескопа в несколько раз, в зависимости от кратности самой линзы Барлоу. Например, при использовании 2-кратной линзы Барлоу с телескопом Sky-Watcher 707AZ2 и окуляром с фокусным расстоянием 10 мм, мы получим увеличение уже не 70, а 140 крат.

Фокусное расстояние окуляра указано на его корпусе.

В оптике есть такое понятие как максимальное полезное увеличение телескопа. Это значения увеличений, которые позволяет достигнуть оптическая система телескопа без потери качества изображения. Теоретически, при использовании комбинаций короткофокусных окуляров и мощных линз Барлоу даже на небольших телескопах можно получить очень большие значения увеличений, но такие манипуляции не имеют смысла, т. к. оптическая система телескопа ограничена его диаметром и качеством оптики.

Вид Сатурна при недостаточном, оптимальном и чрезмерном увеличении.

При очень больших увеличениях Вы не получите достаточно яркую и четкую картинку. Поэтому при выборе телескопа, важно обращать внимание на такую характеристику как — максимально полезное увеличение. Максимально полезное увеличение рассчитывается для каждого телескопа индивидуально по простой формуле Г max=2*D , где Г max — максимальное полезное увеличение, а D – апертура(диаметр объектива или главного зеркала). Для примера, если телескоп имеет апертуру 130 мм, то максимальное полезное увеличение для такого телескопа составит 260 крат.

Луна при увеличение 50 крат.

Будьте внимательны при изучении параметров телескопа в его описании. Иногда производители заявляют слишком завышенные цифры, например увеличения до 600 крат. Надо понимать, что таких величин можно достигнуть при диаметре апертуры не менее 300 мм, и то скорее всего на таком увеличении Вы столкнетесь с другой проблемой — сильными искажениями от земной атмосферы.

Лунный рельеф при увеличение в 350 крат.

• Для наблюдения полной Луны, чтобы ее диск полностью умещался в поле зрения достаточно увеличения — 30-40 крат. Луна является очень близким и крупным объектом, на небе полный лунный диск занимает 0,5 градуса, и если поставить окуляр дающий 100 крат и больше, то Вы будете иметь возможность рассматривать Лунный рельеф в достаточно мелких подробностях — увидите кратеры различного диаметра, горные цепочки и моря.
• Для рассмотрения деталей на поверхности планет, следует применять уже большие увеличения — от 100 крат и больше, т.к. диски планет имеют небольшие угловые размеры. С увеличением от 100 крат возможно рассмотреть диск Сатурна и его кольца с крупнейшими спутниками, облачный покров Юпитера и 4 его крупнейших спутника, увидеть Марсианскую поверхность с темными областями и полярными шапками.
• Для того, чтобы рассматривать объекты дальнего космоса, такие как звездные скопления, водородные туманности и галактики понадобятся разные увеличения — для протяженных слабых объектов, например туманностей — широкоугольные окуляры с полем зрения от 60 градусов и дополнительные светофильтры для большей контрастности.
• Если же Вы выбрали для наблюдения яркий компактный объект, такой как планетарная туманность, например туманность М57 «Кольцо», то понадобятся большие увеличения от 200 крат и больше, а также, фильтры для наблюдения туманностей.
• При наблюдении одиночных звезд в телескоп не имеет смысл ставить большие увеличения, т. к. при любом увеличении — звезда в телескоп выглядит как сияющая точка. Если звезда выглядит как блин или кольцо, значит фокусировка сделана неправильно или ваш телескоп имеет не достаточно качественную оптику.
• Большие увеличение необходимо применять, если Вы хотите наблюдать двойные и кратные звездные системы, с различимыми компонентами в телескоп.

При выборе телескопа — обращайте внимание на его комплектацию. Необходимо, чтобы в комплекте были различные окуляры, позволяющие достигнуть различных увеличений, в том числе и максимально полезного. Иногда производители экономят на аксессуарах, делая упор на качество самого телескопа. В таком случае, необходимо самостоятельно докупать окуляры. Обычно это бывает у высококлассных моделей с дорогой оптикой, с которыми необходимо использовать окуляры такого же высокого класса.

источник

Главная цель любого окуляра – собрать свет так, чтобы получилось четкое изображение. Трудность этого зависит от относительного фокуса телескопа – чем меньший относительный фокус телескопа, тем качественнее должен быть окуляр, поскольку свет будет попадать в него под большим углом. С телескопом, имеющим f/10, любой правильно изготовленный окуляр даст четкую картинку, а при f/4 четкость по всему полю зрения могут дать только лучшие образцы современных оптических схем.

Оптическая схема окуляра также определяет вынос его выходного зрачка (расстояние от линзы окуляра до глаза наблюдателя при четком изображении). Если наблюдатель носит очки, ему потребуется не менее 15-20 мм выноса зрачка, чтобы увидеть все поле зрения окуляра. В традиционных схемах, вынос выходного зрачка пропорционален фокусному расстоянию окуляра – меньше фокус, меньше вынос зрачка. Однако некоторые новые окуляры дают отличный вынос зрачка при коротких фокусных расстояниях.

Кроме этого, оптическая схема окуляра определяет видимое поле зрения. Это угловой диаметр изображаемого поля зрения, выражаемый в градусах дуги. Большая часть обычных окуляров имеют видимое поле зрения в пределах 40-50°. Истинное же поле зрения, то есть угловой диаметр области неба, которую видно в данный окуляр, можно найти, разделив видимое поле зрения на увеличение телескопа с этим окуляром. Например, предположим, нам дан телескоп с 200 мм апертурой, 2000 мм фокусным расстоянием и окуляр с фокусным расстоянием 20 мм и видимым полем 50°. Увеличение составит 2000 мм / 20 мм = 100х, а истинное поле зрения 50° / 100х = 0,5° или примерно один угловой диаметр полной Луны. Ранние конструкции (Рамсдена, Гюйгенса) и окуляры для микроскопов имеют видимое поле всего около 30°. Новые — 60° и даже больше. Если перейти с 30°-го окуляра на 60°-й при том же увеличении, можно увидеть вдвое большее поле. Некоторые наблюдатели не жалеют денег на сверхширокоугольные конструкции, дающие виды словно «из иллюминатора космического корабля».

Окуляр Гюйгенса. Изобретен Христианом Гюйгенсом в XVII в. Эта двухэлементная схема считается устаревшей, но иногда встречается в окулярах (с обозначением «H»), поставляемых с дешевыми телескопами. Вынос зрачка и поле зрения малы. Модификация Рамсдена, появившаяся в XVIII в. работает гораздо лучше, но также устарела по современным меркам (хотя еще используется в некоторых микроскопах).

Окуляр Кельнера. Трехэлементный кельнер (и его близкие модификации – ахроматический рамсден «AR» и модифицированный ахромат «MA») считается самым недорогим окуляром для серьезных наблюдений. Он дает четкие яркие изображения на малых и средних увеличениях и лучше всего работает с малыми и средними телескопами. Имеет поле зрения около 40° и приемлемый вынос зрачка, хотя весьма малый при больших увеличениях.

Ортоскопический окуляр. В свое время четырехэлементный «ортоскоп» считался лучшим универсальным окуляром, но теперь он явно проигрывает по ширине поля зрения новым схемам. Ортоскопы имеют превосходную четкость, цветопередачу, контраст и больший вынос зрачка, нежели кельнеры. Ониособеннохорошидляпланетныхилунныхнаблюдений.

Окуляр Плёссла. Четырехэлементные плёсслы являются самой популярной на сегодня схемой, дающей отличное качество изображения, хороший вынос зрачка и видимое поле зрения около 50°. Высококачественные плёсслы имеют высокий контраст и хорошую четкость изображения по всему полю зрения. Хорошо подходят для любых наблюдений.

Окуляр Эрфле. Пяти- или шести элементные окуляры Эрфле оптимизированы для широкого видимого поля 60-70°. При малом увеличении дают впечатляющие виды звездных полей. При больших увеличениях начинает страдать четкость изображения по краю.

Сверхширокоугольные окуляры. Группа различных улучшенных схем, включающих 6 – 8 элементов и дающих поле зрения до 85° — настолько большое, что приходится вращать глазом, чтобы рассмотреть всю панораму (что, к слову, нравится не всем). Дополнительные линзовые элементы несколько увеличивают потери света в окуляре, но в остальном качество изображения этих окуляров очень высокое. Как, впрочем, и их цена.

Таким образом, выбор схемы окуляра заключается в том, чтобы решить, что планируется наблюдать, насколько важно безупречное качество картинки и большое поле зрения, и сколько можно за это все заплатить.

Существует несколько стандартов диаметра посадочных втулок окуляров — 0,965″ (24,5 мм), 1,25″ (31,75 мм) и 2″ (50,8 мм). Самый маленький часто встречается на дешевых телескопах «из супермаркетов» или на телескопах почтенного возраста. Большинство любительских телескопов имеют втулки под диаметр 1,25”, а 2” характерны для высококачественных и больших телескопов, где можно получить широкое поле зрения.

Для целей выравнивания оптических осей телескопа и искателя, настройки полярной оси методом дрейфа, гидирования при астрофотографии, а также измерения малых углов, применяются окуляры с сеткой нитей или штрихов, обычно подсвеченных красным светодиодом регулируемой яркости.

Любой телескоп имеет предел увеличения, после которого картинка становится слишком размытой и темной. Это надо иметь в виду, выбирая окуляр. Увеличение рассчитывается делением фокусного расстояния объектива телескопа на фокусное расстояние окуляра. Соответственно, фокусное расстояние окуляра равно фокусному расстоянию объектива деленному на увеличение. Например, телескоп с 2000 мм фокусного расстояния с 20 мм окуляром даст 100х увеличение.

Максимальное полезное увеличение телескопа напрямую зависит от его апертуры. Больший телескоп собирает больше света и захватывает более широкий волновой фронт, давая более четкое изображение. Увеличение так же определяет диаметр выходного зрачка. Этот диаметр в мм можно получить делением апертуры телескопа в мм на увеличение. Или делением фокусного расстояния окуляра на относительно фокусное расстояние телескопа. Выходной зрачок должен быть меньше диаметра зрачка глаза наблюдателя, иначе часть света не попадет в глаз и просто потеряется. У молодежи диаметр адаптированного к ночному зрению зрачка составляет около 7 мм, с возрастом этот показатель снижается и для среднего возраста типичное значение 5 мм. С другой стороны, при выходных зрачках менее 1 мм начинается область «бесполезного увеличения», при котором изображение быстро ухудшается. Вот примерная таблица выбора увеличений:

источник

Практически каждый начинающий любитель астрономии, намеревающийся купить себе телескоп, первым делом интересуется его увеличением. Однако, если разобраться, подобный вопрос не имеет принципиального значения. Ведь увеличение определяется отношением фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра. Поэтому мы легко можем менять его, имея набор из нескольких окуляров с различными фокусными расстояниями. Теоретически в любом телескопе можно получить как очень большое (хоть в тысячу раз), так и очень маленькое (даже меньше единицы) увеличение. А раз так, то говорить о наибольшем увеличении телескопа не имеет смысла. Гораздо важнее знать, какое увеличение будет для него оптимальным.

Эта величина зависит от самых различных факторов диаметра объектива, яркости неба, состояния атмосферы, свойств наблюдаемого объекта, а также глаз наблюдателя. Поскольку многие из этих условий меняются от ночи к ночи и от объекта к объекту, то и оптимальное увеличение не остается величиной постоянной. Поэтому более корректным было бы употребление понятия диапазона полезных увеличений телескопа. Ниже мы попытаемся обозначить его границы.

Кроме упомянутого выше, увеличение телескопа можно определить и еще одним способом — как отношение диаметра входного зрачка телескопа (или. что почти одно и то же, диаметра объектива) к диаметру его выходного зрачка. Последний представляет собой светящееся пятнышко, хорошо заметное позади окуляра, если направить телескоп на светлое небо и посмотреть на него, отодвинувшись на 20-40 см. Чем больше увеличение телескопа, тем меньше диаметр его выходного зрачка, и наоборот.

Во время наблюдений зрачок глаза совмещается с выходным зрачком телескопа. При этом необходимо соблюдать условие, согласно которому диаметр выходного зрачка не должен превышать диаметр зрачка глаза наблюдателя, так как в противном случае часть собранного телескопом света будет потеряна. Этим определяется нижняя граница диапазона полезных увеличений телескопа.

Как известно, глазной зрачок изменяет свой размер в зависимости от уровня освещенности, уменьшаясь при ярком свете и увеличиваясь в темноте. Эксперименты показали, что у большинства людей в темноте он способен расширяться до 7 мм, хотя у некоторых испытуемых максимальный диаметр зрачка достигал 9 мм! Доказано также, что степень расширения зрачка уменьшается с возрастом: до 30 лет это почти незаметно, а затем начинается заметное ухудшение — как правило, к 50—60-ти годам наибольший размер зрачка уже не превосходит 4—6 мм, после чего процесс вновь замедляется, останавливаясь у значения 3—5 мм.

Для определения максимального диаметра своего зрачка вы можете воспользоваться приспособлением, изображенным во врезке на странице 25. Зная эту величину, вы сможете определить минимально допустимое увеличение своего телескопа (разделив диаметр объектива на диаметр зрачка), при котором свет, собранный телескопом, будет полностью попадать в глаз. Это увеличение называется равнозрачковым, так как при этом диаметр выходного отверстия телескопа равен диаметру зрачка наблюдателя.

Есть, однако, несколько серьезных доводов против использования равнозрачкового увеличения. Во-первых, уличные фонари и другие источники света, от которых чаще всего страдают городские любители астрономии, могут не позволить зрачку достичь своего предельного размера. Во-вторых, разрешающая способность глаза довольно сильно снижается с возрастанием размера его зрачка, поэтому даже небольшое уменьшение диаметра выходного зрачка телескопа сыграет роль диафрагмы для глаза, немного улучшив качество изображения. И в-третьих, при равенстве диаметров выходного и глазного зрачков наблюдатель, глядя в окуляр, должен точно совмещать их друг с другом, держа голову абсолютно неподвижно, что трудно осуществимо на практике.

Из вышесказанного можно сделать вывод, что при определении минимального полезного увеличения телескопа следует допустить небольшую разницу (порядка 1 мм) между диаметром выходного отверстия и зрачка. Например, если вы определили, что ваш зрачок способен расширяться в темноте до 7 мм, то это увеличение будет вычисляться по формуле: D/(7—1)=D/6, где D — диаметр объектива телескопа в мм.

В каких случаях необходимо применять минимальное увеличение? Главным образом, для наведения телескопа на объект, так как с уменьшением увеличения инструмента растет его поле зрения. Кроме того, слабое увеличение используется для наблюдения небесных объектов, имеющих большие угловые размеры, например, Луны, крупных рассеянных скоплений или туманностей, которые при сильных увеличениях попросту не помешаются в поле зрения телескопа. Для остальных видов наблюдений предпочтительнее применять большие увеличения, о чем мы подробно поговорим в следующей главе.

Если нижняя граница полезного увеличения телескопа зависит, главным образом, от свойств человеческого зрения, то при определении верхнего предела увеличения необходимо учитывать, помимо прочего, еще и особенности наблюдаемых объектов. Поэтому мы рассмотрим этот вопрос отдельно для двойных звезд, планет, звезд и незвездных объектов.

Для разделения тесных двойных пар на компоненты наблюдатель всегда старается «выжать» из своего инструмента максимальную разрешающую способность, на которую он способен. Угловое разрешение телескопа в секундах вычисляется как 120″/D, где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах. Этот предел накладывается волновой природой света: даже идеальный телескоп строит изображение точечного источника света в виде так называемой дифракционной картины — диска, окруженного системой колец. С другой стороны, известно, что разрешающая способность невооруженного глаза у большинства людей составляет примерно 60″. Следовательно, для соответствия углового разрешения глаза разрешению телескопа последний должен иметь увеличение, равное: (60/120)—D=D/2, то есть половине диаметра объектива в миллиметрах. Такое увеличение обычно называют разрешающим.

При наблюдении с этим увеличением глаз работает на пределе своих возможностей. Однако мы легко можем облегчить ему задачу, поставив в телескопе увеличение, в 3—5 раз превышающее разрешающее. Тогда размеры дифракционной картины увеличатся до 180-300 угловых секунд (вместо 60). и глазу будет гораздо легче рассмотреть ее структуру.

Дальнейшее наращивание увеличения не дает заметного преимущества, так как изображение становится слишком тусклым и малоконтрастным. Кроме того, резко уменьшается поле зрения инструмента, возрастают требования к спокойствию атмосферы и устойчивости монтировки телескопа. На практике изучив влияние всех этих факторов, выдающийся французский наблюдатель двойных звезд Поль Куто пришел к выводу о неразумности использования при визуальных работах увеличения, более чем в два с половиной раза превышающего диаметр телескопа в мм, то есть 2.5D.

Рассуждения, касающиеся наблюдения двойных звезд, целиком относятся и к наблюдениям планет и Луны с той лишь разницей, что мелкие и слабоконтрастные детали планет, как правило, сильнее подвержены влиянию атмосферной неустойчивости. Даже незначительное волнение атмосферы при больших увеличениях может внести полную сумятицу в наблюдаемую картину и «размыть» мелкие детали. Поэтому при визуальных наблюдениях и зарисовках планет максимальное полезное увеличение телескопа оказывается меньше, чем при наблюдениях двойных звезд. Так, например, опытный наблюдатель планет из Волгограда В. А. Зиновьев рекомендует рассматривать детали на дисках Луны, Венеры и Марса с увеличением не более 2D, а Юпитера и Сатурна — 1.6D.

А как быть, если мы хотим увидеть в свой телескоп самые слабые звезды, который он способен показать? Здравый смысл подсказывает, что легче всего их заметить на самом темном небе — именно поэтому на нетронутом посторонней засветкой загородном небе звезд видно гораздо больше, чем в городе. Но при помощи телескопа мы легко можем уменьшить даже довольно яркий фон неба до необходимой величины, дав возможность глазу увидеть предельно слабые звезды. Вспомните, в телескоп небо всегда кажется темнее, чем невооруженным глазом, и особенно хорошо это заметно при сильных увеличениях.

Это явление объясняется разницей восприятия в телескоп изображений точечных и протяженных объектов. Яркость первых оказывается тем выше, чем больше диаметр его объектива. Именно поэтому в телескоп можно увидеть звезды (которые при малых и средних увеличениях являются точечными источниками света) гораздо более слабые, чем невооруженным глазом.

В случае протяженных объектов картина прямо противоположна. Поверхностная яркость протяженного объекта при наблюдении в телескоп нисколько не увеличивается по сравнению с наблюдениями невооруженным глазом. В лучшем случае при использовании равнозрачкового увеличения она может остаться на том же уровне (на самом деле, и этого не происходит вследствие потерь света в телескопе), а при увеличениях, больших равнозрачкового, поверхностная яркость протяженного объекта неминуемо падает.

Небо — протяженный объект, поэтому при более сильных увеличениях оно кажется нам более темным. Следовательно, повышая увеличение телескопа, мы облегчаем наблюдение звезд за счет повышения их контраста с фоном. Отсюда вытекает одно интересное следствие: при разглядывании предельно слабых звезд в условиях городской засветки требуется большее увеличение, чем за городом — оно необходимо для того, чтобы «погасить» яркий фон неба до требуемой величины.

Значит ли это, что увеличение можно повышать до бесконечности? Конечно нет. Мы ведь не зря сказали, что звезды нам только кажутся точками — на самом деле телескоп строит их изображения в виде дифракционных дисков, окруженных кольцами, что становится хорошо видно при сильных увеличениях (порядка удвоенного разрешающего). А как только звезда перестает быть точечным источником, ее поверхностная яркость также начинает резко падать.

Однако дифракционная картина заметна только у ярких звезд. Слабые звезды по-прежнему остаются точками: дело в том, что разрешающая способность глаза резко падает при уменьшении интенсивности воспринимаемого потока света. Американец Роджер Кларк, исследовавший это явление, указывает в своей книге «Visual Astronomy of the Deep Sky», что при наблюдении самых слабых звезд и дип-скай объектов разрешение глаза не превышает 1800″! Вспомнив формулу разрешающей способности телескопа, мы получим, что максимальное увеличение, до которого слабейшие звезды будут еще видны точками, равно: (1800/120)—D=15D.

Конечно, наблюдения со столь экстремальным увеличением вряд ли смогут доставить хоть какое-то эстетическое удовольствие: любой объект, находящийся в поле зрения, яркость которого выше предельно слабой, будет выглядеть тусклым и сильно размытым. Его использование может быть оправдано в единственном случае — для того, чтобы увидеть предельно слабую звезду на ярком фоне неба. В условиях темного неба предельная звездная величина телескопа может быть достигнута с гораздо меньшим увеличением.

Перейдем теперь к вопросу о наблюдении незвездных объектов — туманностей, скоплений и галактик. Как мы уже говорили, телескоп не в состоянии помочь нам поднять поверхностную яркость протяженных объектов, однако, он может увеличивать их размеры. Говорили мы и о том, что разрешающая способность глаза в условиях недостаточного освещения мала, и поэтому крупный объект ему заметить гораздо легче, даже несмотря на то, что его поверхностная яркость будет существенно ниже, чем при равнозрачковом увеличении. Всякий, кто интересовался поиском слабых дип-скай объектов, наверняка, не раз замечал, что слабые галактики могут сливаться с фоном неба при малых увеличениях, но становятся заметными, если использовать более короткофокусный окуляр. Минимальное увеличение, при котором возможно обнаружение объекта, зависит от диаметра объектива телескопа, поверхностной яркости и размеров объекта, а также яркости фона неба. Причем, согласно тому же Кларку, для обнаружения протяженного туманного объекта с помощью небольшого инструмента требуется более высокое увеличение, чем при использовании крупного телескопа.

После отождествления на небе искомой галактики, скопления или туманности возникает естественное желание попытаться разглядеть в их структуре какие-нибудь детали. Для этого необходимо поставить еще более сильное увеличение, чтобы теперь уже мелкие детали увеличились до размера, превышающего ночную разрешающую способность глаза. И не беда, если какие-то части пропадут из вида (например, слабые внешние области галактики при разглядывании ее яркого ядра с большим увеличением) — вас ведь интересует именно рассматриваемая деталь.

Однако и здесь увеличение нельзя наращивать до бесконечности. Во-первых, не будем забывать про уменьшающееся поле зрения и повышающиеся требования к устойчивости монтировки и спокойствию атмосферы. Во-вторых, что гораздо важнее, — после достижения определенного пороговою значения увеличения поверхностная яркость объекта падает настолько, что он вновь перестает быть видимым! Так что истина как всегда лежит посередине — для каждого объекта (или его детали) при данных условиях наблюдений существует свое оптимальное увеличение.

Найти его можно только опытным путем, а для этого необходимо иметь комплект окуляров, позволяющий получать достаточно большой диапазон увеличений. Подходящий набор каждый может выбрать для себя самостоятельно, но наиболее оптимальный вариант представляется следующим: наименьшее увеличение равно минимальному полезному увеличению телескопа, а каждое следующее превышает предыдущее в 1.4—1.6 раз. Например, если наименьшее допустимое увеличение вашего телескопа составляет 30 крат, то неплохо было бы иметь комплект окуляров, дающих увеличение 30, 50, 75, 125, 200, 315, 500. крат. Минимальное увеличение используется для центрирования объекта (или места его предполагаемого нахождения) в поле зрения инструмента, после чего подбирается такое увеличение, при котором объект (или его деталь) виден с наибольшим количеством подробностей.

При помощи приведенной здесь линейки вы можете определить диаметр своего зрачка, необходимый для вычисления минимального полезного разрешения телескопа. Для этого вырежьте ее из журнала или.сделайте ее ксерокопию, а затем аккуратно продырявьте иголкой отверстия на месте светлых точек. Теперь у вас все готово для проведения эксперимента.

Зайдите в темную комнату и подождите несколько минут, дав глазам адаптироваться к темноте. Затем поднесите линейку вплотную к одному глазу, закрыв другой глаз рукой. Смотря сквозь дырочки, подберите пару, у которой границы отверстий, сквозь которые вы видите изображения предметов, едва касаются друг друга. Сняв отсчет по шкале, вы получите диаметр своего зрачка в миллиметрах.

Как вы ужо наверное поняли, «для полного счастья» любителю астрономии требуется достаточно большая «коллекция окуляров. Однако стоимость высококачественных астрономических окуляров сегодня довольно высока. К тому же, вряд ли возможно приобрести окуляры со всеми рекомендуемыми выше фокусными расстояниями. Разумным выходом из этой ситуации может служить использование линзы Барлоу, позволяющей обойтись меньшим количеством окуляров при том же наборе увеличении телескопа.

Сегодня можно встретить в продаже линзы, дающие увеличение от 1,4 до 4 крат. Эти цифры означают, что с одной из этих линз и окуляром телескоп будет давать увеличение во столько же раз большее, чем без нее. Другими словами, увеличение линзы Барлоу определяет, во сколько раз возрастет фокусное расстояние объектива телескопа (или, если угодно, уменьшится фокус используемого окуляра>.

При выборе линзы Барлоу надо стремиться к тому, чтобы избежать дублирования увеличений, уже имеющихся в вашем телескопе. Например, если у вас есть окуляры с фокусными расстояниями 10 йг20 мм, то, применив двухкратную линзу Барлоу мы будем иметь эквивалентные фокусные расстояния (f_экв), равные 20, 10, 10 и 5 мм. Таким образом, мы получим лишь одно дополнительное увеличение вместо двух, продублировав увеличение телескопа с 10 мм окуляром. Подобный выбор не назовешь рациональным.

Для облегчения этой задачи мы приводим таблицу, в которой рассчитаны некоторые варианты правильного выбора линзы Барлоу для окуляров с различными фокусными расстояниями. Аналогичную таблицу вы можете составить и для своего комплекта окуляров. Она также может быть использована для приобретения наиболее рационального комплекта окуляров, если линза Барлоу у вас уже имеется.

источник

форум для любителей астрономии

Сообщение Ernest » 01 ноя 2009, 11:01

Если на время забыть о линзах Барлоу и компрессорах, то фокусное расстояние окуляра f’_ок (обычно измеряют в миллиметрах) установленного в телескоп с фокусным расстоянием объектива f’_об однозначно связано с получаемым увеличением Г по следующей простой формуле:

Например, окуляр с фокусным 10 мм в телескопе с фокусным расстоянием 1000 мм обеспечит увеличение 1000/10 = 100 крат (100х).

Таким образом выбор фокусных расстояний в наборе окуляров для конкретного телескопа это в первую очередь выбор разумного набора увеличений.

Диапазон полезных увеличений телескопа

Полезные увеличения телескопа лежат в диапазоне от D/7 до 1.5·D, где D — диаметр апертуры объектива телескопа в миллиметрах.

Например, для телескопа с диаметром объектива 100 мм (4″) окуляры надо подбирать так, чтобы они обеспечивали увеличения примерно от 100/7 = 15х до 1.5·100 = 150х.
Замечание: далее по тексту увеличения будут выражаться через диаметр (в мм) апертуры телескопа: D/2 — увеличение равное половине диаметра в мм (для телескопа с апертурой 100 мм — 50 крат, или 50х).

Малые увеличения D/7..D/5 обеспечивают наблюдателя большими видимыми полями зрения, изображением максимальной яркости и они используются для поиска интересующих астрономических объектов и обзоров звездных полей. Средние увеличения D/3..D/2 — наиболее часто используются, в том числе для рассматривания так называемых объектов глубокого космоса: звездных скоплений, туманностей и галактик. Большие увеличения 1D..2D используются — для детального рассматривания ярких объектов вроде двойных звезд и планет с большим масштабом и подробностями. По мере роста увеличения уменьшается и яркость изображения, и поле зрения телескопа.

Диапазоны увеличений Г в зависимости от
входной апертуры D объектива телескопа

Как видим максимальное «разумное» увеличение телескопа примерно в десять раз больше минимального.

В принципе, возможно использование увеличений немного выходящих за указанные в таблице диапазоны. Если увеличение меньшее, чем Г_min (его еще называют равнозрачковым) позволяет расширить поле зрения телескопа — то отчего бы и нет. Хотя в зеркальных телескпах (с центральным экранированием) увеличения меньше равнозрачкого чреваты виньетированием центра поля зрения. Увеличения большие чем 1.5D..2D также возможны при некоторых типах наблюдений, особенно при использовании рефракторов малых апертур. Мы обсудим это ниже.

Замечание: рекомендую при подборе увеличений и фокусных расстояний окуляров обратить внимание на Калькулятор

Выходной зрачок окуляра и телескопа

У телескопа есть входная апертура — диаметр световых пучков, с которыми работает объектив телескопа (или говоря шире — любого телескопического прибора, включая, такие как подзорная труба и бинокль). Если есть входная, то есть и выходная апертура — диаметр световых пучков на выходе из телескопа. Выходная апертура телескопа является входной апертурой для глаза наблюдателя или другого последующего оптического узла (например, объектива фотокамеры). Диаметры входной и выходной апертур телескопа связаны между собой и определяются так называемой апертурной диафрагмой телескопа. Обычно это оправа самого большого по диаметру оптического элемента — главного зеркала рефлектора, первой линзы рефрактора, линзового корректора Шмидт-Кассегрена, мениска Максутова и т.д.. Хотя порой апертурная диафрагма может быть спрятана внутри оптического прибора. Например, диагональное зеркало в схеме Ньютона может быть оптическим элементов ограничивающим реальную апертуру всего этого телескопа. Изображение апертурной диафрагмы в пространстве предметов (откуда падают световые лучи) — это входной зрачок телескопа и его диаметр — диаметр входной апертуры. Изображение апертурной диафрагмы в пространстве изображений (куда уходят световые лучи) — это выходной зрачок и его диаметр — диаметр выходной апертуры. Диаметр выходного зрачка d’ очень важен при использовании телескопа и он связан с входной апертурой D и увеличением телескопа Г формулой:
d’ = D/Г или Г = D/d’ (2)
С другой стороны, диаметр выходного зрачка может быть рассчитан как фокусное расстояние окуляра f’_ок деленное на относительное фокусное расстояние объектива телескопа k (фокальное или F-число, отношение фокусного расстояния телескопа к его апертуре):
d’ = f’_ок/k (3)
Выходной зрачок телескопа при дневных наблюдениях можно увидеть как светлый кружок над глазной линзой окуляра.

Входная апертура оптики после окуляра должна быть согласована с диаметром и положением (выносом) выходного зрачка телескопа (окуляра). При визуальном наблюдении оптика после окуляра — глаз наблюдателя, зрачок которого должен быть по возможности совмещен с выходным зрачком телескопа и иметь больший диаметр, чем d’. Совмещение позволяет видеть без затенения (виньетирования) все поле зрения окуляра. А превышение диаметра зрачка глаза над выходным зрачком телескопа не дает потеряться (отсечься) лучам входной апертуры телескопа — то есть использовать полностью светособирающую способность телескопа.

«Равнозрачковое увеличение» — минимальное увеличение телескопа?

Минимальное разумное увеличение телескопа определяется тем простым соображением, что диаметр выходного зрачка (выходной апертуры) телескопа d’ не должен превышать диаметр зрачка наблюдателя. Ночью адаптированный зрачок глаза наблюдателя раскрывается до 6-8 мм, в среднем 7 мм. Поэтому минимальное увеличение (его еще называют «равнозрачковым»), при котором диаметр зрачка глаза наблюдателя равен диаметру выходных световых пучков, и составляет Г = D/7.

Другое дело, что при увеличениях меньше равнозрачкового (яркость изображения при этом не падает!) может оказаться доступно большее поле зрения. И это часто оказывается важнее, чем желание использовать входную апертуру как можно полнее. Эффективная входная апертура в этом случает составит D_эфф = Г*d_гл, где d_гл — диаметр зрачка наблюдателя. Заметим так же, что днем размер зрачка наблюдателя сужается раскрывается до диаметра 2-4 мм (в зависимости от от яркости освещения) и «равнозрачковое» увеличение днем будет заметно больше ночного — D/2..D/4.

Назначение небольших увеличений близких к равнозрачковым — получить в окуляре максимально большое видимое на небе поле зрения при максимальной яркости изображения. Это полезно для более легкой ориентации, поисковых работ, иногда — для того чтобы вместить в поле зрения очень уж большие объекты вроде кометы, туманности «Калифорния», туманности Андромеды (М31) и т.п. Особенно эти наблюдения бывают интересны при наблюдениях протяженных диффузных туманностей с использованием узкополосных дипскай фильтров.

Разрешающее — максимальное увеличение телескопа

Верхняя граница рациональных увеличений или «разрешающее увеличение» была определена эмпирически и связана с влиянием дифракции и предельного разрешения глаз. При росте увеличения уменьшается размер выходного зрачка телескопа и оказалось, что наивысшее разрешение достаточно ярких объектов достигается при выходных зрачках диаметром d’_min около 0.7 мм. При нормальной остроте зрения дальнейший рост увеличения не приводит уже к лучшей видности деталей, но уменьшает их общее число ввиду уменьшения поля зрения. По известной формуле предельного разрешения телескопа 140″/d легко прикинуть разрешение по Релею для глаза при входной для него апертуре 0.7 мм — он составит 200 угловых секунд, то есть больше 3 угл. минут и очевидно, сильно не дотягивает до предела зоркости для нормального человеческого глаза (обычно его полагают втрое меньшим примерно равным 1 угл. минуте). При нормальной остроте зрения такое увеличение уже мешает восприятию изображения — рыхлое, мутное и неяркое изображение создает иллюзию уменьшения детализации. Применив еще раз формулу связи диаметров зрачков и увеличения получим Г_max = D/d’_min = D/0.7 = 1.4·D. Увеличения большие, чем 1.4·D, имеют смысл при пониженной остроте зрения наблюдателя и при наблюдениях сравнительно ярких и контрастных объектов. Следует также помнить что чем больше увеличение, тем тусклее изображение.

Назначение разрешающего увеличения — дать возможность наблюдателю рассмотреть в мельчайших деталях двойные звезды, диски планет, поверхность Луны. Обычно полезно иметь пару окуляров для двух разрешающих увеличений, скажем 1.4·D и более комфортное 1.8·D. При наблюдении тусклых объектов (планетарные туманности) или сильном влиянии турбулентности следует уменьшать используемое максимальное увеличение до 1·D.

Иногда говорят об особой роли так называемого «проницающего» увеличения, которое достигается при выходных зрачках диаметром 1.5-2 мм, то есть D/1.5..D/2, при котором как будто достигается наивысшее проницание (видны самые тусклые звезды) телескопа. При таких выходных зрачках предел дифракционного разрешения (140/d_вых) примерно равен предельным разрешительным возможностям среднего глаза. За теоретическим обоснование этого факта, как и других изложенных здесь рекомендаций, советую обратиться к «Астрономической Оптике» Д.Д.Максутова. Проницающее увеличение применяется по шаровым и «тесным» рассеянным скоплениям, спутникам планет и т.п.

Рекомендуемый ряд увеличений и фокусных расстояний окуляров

Таким образом при нормальном зрении наблюдателя вырисовывается следующий ряд рекомендуемых увеличений для астрономических наблюдений:

• предельное 2·D под выходной зрачок диаметром 0.5 мм. Оно актуально большей частью на небольших по апертуре телескопах при технических работах связанных с юстировкой, разрешением предельных двойных звезд иногда для рассматривания контрастных деталей ярких планет (Меркурий, Марс, кольцо Сатурна, детали терминатора Луны). Еще большие увеличения не возбраняются, но их применение дает слишком тусклое и малоконтрастное изображение, очень уж маленькое поле зрения и не добавляет новых деталей. Например, для телескопа с входной апертурой 200 мм (8″) предельное увеличение составит 2*200 = 400 крат.
• разрешающее 1.4·D под выходной зрачок диаметром 0.7 мм — рабочее «планетное» увеличение, которое обычно используют при наблюдениях двойных звезд, деталей на дисках планет, на поверхности Луны. Например, при входной апертуре рефрактора 70 мм с отн. отверстием 1:10 разрешающее увеличение составит 1.4*70 = 98 крат, что достигается окуляром с фокусным расстоянием 0.7*10 = 7 мм.
• Лунное или вспомогательное 1·D — выходной зрачок диаметром 1 мм. Это вспомогательное «планетное» увеличение, используемое при наблюдениях планет на телескопах больших апертур (особенно в условиях реальной атмосферы), спутников Сатурна, для разрешение на звезды скоплений составленных из тесно расположенных тусклых звезд, рассматривания компактных планетарных туманностей, идентификации тусклых звездообразных объектов типа Плутона, детальных наземных наблюдений, обзора дисков Луны и Солнца. Например, при входной апертуре 115 мм (4.5″) Лунное увеличение апохромата 1:7 составит 115х, что достигается использованием окуляра с фокусным расстоянием 7 мм.
• проницающее звездное 0.7D или D/1.4 увеличение с выходным зрачком диаметром 1.4 мм. Оно наиболее эффективно для разрешения на звезды шаровых и компактных рассеянных скоплений, наблюдений умеренно протяженных планетарных туманностей и т.п. Например, проницающее звездное увеличение для 10″ (254 мм) Добсона 1:4.5 составит 0.7*254 = 180х, что может быть обеспечено окуляром с фокусным расстоянием 1.4*4.5 = 6.3 мм
• проницающее дипскайное D/2 под выходной зрачок 2 мм. Это рабочее увеличение по компактным галактикам и туманным образованиям на пределе проницания телескопа, рассматривания тонкой структуры ярких диффузных туманностей (вроде М42). Например, для 12″ Шмидт-Кассегрена (входная апертура 305 мм, относительное отверстие 1:10) проницающее дипскайное увеличение составит 305/2 = 152х, и оно обеспечивается окуляром 10*2 = 20 мм.
• дипскайное D/3 под выходной зрачок диаметром 3 мм. Это наиболее часто используемое увеличение по большинству популярных дипскай-объектов вроде объектов из каталога Мессье, Кадвела и Гершеля. Для 150 мм 1:10 Максутова-Кассегрена дипскайное увеличение будет равно 150/3 = 50х и может быть обеспечено окуляром с фокусным расстоянием 10*3 = 30 мм.
• равнозрачковое, поисковое D/5.. D/7 под выходной зрачок от 5 до 7 мм. Это обзорное и поисковое увеличение для достижения максимального поля зрения и яркости ночной «картинки» с минимальным увеличением. Меньшие увеличения, если они способствуют росту наблюдаемого поля зрения, вполне возможны, но надо помнить, что при этом зрачок глаза наблюдателя обрезает часть света собранного входной апертурой телескопа. Например, для 110 мм Ньютона 1:6 равнозрачковое ночное увеличение составит 110/7 = 16х и может быть обеспечено окуляром с фокусным расстоянием 6*7 = 42 мм

Фокусные расстояния окуляров в зависимости от относительного отверстия объектива телескопа

Следует отметить, что все эти рассуждения носят несколько отвлеченный, абстрактный характер. В реальной жизни все несколько сложнее. Вступают в действие и другие часто решающие ограничения. Рассмотрим их по порядку.

Ограничения связанные с относительным отверстием объектива телескопа

Относительное отверстие объектива это отношение его диаметра (апертуры) D к фокусному расстоянию f’_об. Обычно удобнее говорить об обратной величине k = f’об/D — относительном фокусном расстоянии объектива (F-number).

Для телескопа с очень большим относительным фокусным расстоянием k = 14 (нормально для Кассегренов с малым экранированием) фокусное расстояние окуляра для обеспечения равнозрачкового увеличения составит f’ = d·k = 7·14 = 98 мм! Увы, окуляров с таким большим фокусным расстоянием на рынке не сыщешь. Обычно, самые длиннофокусные окуляры это 40-50 мм. Так что приходится ограничивать свои аппетиты и возможные видимые поля зрения в таких телескопах.

И наоборот, для телескопа с коротким относительным фокусным расстоянием k=4 («быстрые» Ньютоны) для получения т.н. «разрешающего увеличения» потребуется фокусное расстояние окуляра f’ = d·k = 0.7·4 = 2.8 мм. «Маловато будет!» Без дополнительных оптических элементов типа линзы Барлоу не обойтись — а они не всегда желательны (особенно при наблюдениях планет).

Оптимально для подбора окуляров иметь относительное фокусное расстояние объектива телескопа равного 6-7. В таком случае получается полноценный набор окуляров с вполне доступным набором фокусов примерно от 5 до 50 мм.

Ограничения связанные с типом телескопа

Рефракторы с хорошей коррекцией аберраций, такие как «длинные» ахроматы и хорошо сделанные и отъюстированные апохроматы характеризуются минимальным светорассеиванием и высоким базовым контрастом изображения, минимальными дифракционными и тепловыми артефактами. На таких телескопах чаще возможно эффективное использование высоких и сверхвысоких увеличений или по другому — короткофокусных окуляров. Окуляров с минимальным собственным светорассеиванием (что прежде всего достигается минимализмом дизайна — минимумом линз), наилучшей коррекцией аберраций прежде всего в центре поля зрения. Достижением экстремально широкого поля зрения и особенно удобного выноса выходного зрачка возможно стоит пожертвовать ради достижения наивысшего контраста изображения.

Зеркальные и зеркально линзовые телескопы, которые, напротив, характеризуются повышенным светорассеиванием, пониженным контрастом изображения, повышенной яркостью периферии дифракционного изображения (колец, лучей), склонны к разъюстировке, замедленной тепловой стабилизации и повышенному уровню остаточных аберраций. На таких (особенно при большой апертуре) телескопах использование предельного увеличения в 1.5D-2D часто оказывается не эффективным также как и применение классических окуляров с их минимальным светорассеиванием (и высоким контрастом). Тут более приоритетным оказывается использование особо широкоугольных окуляров, окуляров с комфортным выносом выходного зрачка. Повышенное светорассеивание/бликование многолинзовых окуляров становится не столь важным на фоне собственных проблем телескопа.

Ограничения со стороны доступного поля зрения

Наиболее распространенные стандартные диаметры окулярной трубки телескопа 1.25″ и 2″ (это диаметры внутренних отверстий фокусера в которое вставляется по гладкой цилиндрической посадке окуляр).

Если у телескопа окулярная трубка 2″ — это хорошо, поскольку с переходником 2″/1.25″ он пригоден и для окуляров стандарта 1.25″.

Окуляр стандарта 2″ позволяет использовать окуляры с диаметром полевой диафрагмы D_п до 45 мм. Если владелец телескопа ориентирован на относительно дешевые не широкоугольные окуляры (поле зрения 2w’ = 45 градусов) то максимальный по фокусному расстоянию окуляр, который он может использовать будет f’ = 57.3·D_п/2w’ = 57.3 мм. Для более дорогих и широкоугольных окуляров (2w’ = 65 градусов) максимальное фокусное расстояние уже будет около 40 мм, а для сверхширокоугольных (2w’ = 80 градусов) не более 32 мм.

Для владельца телескопа стандарта 1.25″ (максимальная по диаметру полевая диафрагма окуляра около 25-27 мм) значения максимальных фокусных расстояний будут меньше. Для ординарных окуляров — 32 мм, для широкоугольников — 22 мм, для сверхширокоугольных окуляров не более 18 мм. Соответственно одним ограничением на фокусное расстояние окуляра и увеличение телескопа — больше.

Недостаточная аберрационная коррекция объектива телескопа и турбуленция

При серьезных остаточных аберрациях объектива телескопа становятся бесполезными большие разрешительные увеличения. Если ваш телескоп сомнителен по качеству коррекции ограничьтесь в покупках короткофокусных окуляров — от них не будет проку. Многие так называемые «короткие ахроматы» и очень уж «быстрые» Ньютоны сомнительного происхождения не дают возможности с пользой применять увеличение больше 1·D.

Атмосферная турбулентность (быстрое перемешивание разных по температуре слоев воздуха) столь обычная в средних широтах при смене давления и проч. погодных катаклизмах так-же ограничивает приемлемые увеличения сверху (увеличения более 200-250х), часто тем более эффективно, чем больше диаметр апертуры.

Очень уж короткофокусные простые окуляры характеризуются небольшим (менее 5 мм) выносом выходного зрачка. То есть наблюдатель вынужден близко (иногда вплотную!) придвигать свой глаз к глазной линзе окуляра. Это вызывает ряд отрицательных моментов: ощущение дискомфорта от контакта ресниц с оптикой и механикой окуляра, быстрое загрязнение глазной линзы и таким образом повышенное светорассеивание на ней — потеря контраста изображения, запотевание глазной линзы влагой глаза в морозную погоду, известные трудности для тех, кто вынужден даже при наблюдениях использовать коррегирующую оптику (например очки для компенсации астигматизма).
Таким образом, возникают трудности, часто делающие невозможным использование окуляров с малым выносом выходного зрачка (а они обычно самые короткофокусные). Часто эта критически важная характеристика не дается в техническом описании окуляра (вынос выходного зрачка). «Опасные» в этом плане окуляры хорошо выделяются малым (3-5 мм) диаметром окошка глазной линзы, стоит иметь ввиду описанные выше проблемы и по-возможности избегать их.

Использование линз Барлоу

При использовании окуляра после линзы Барлоу его фокусное расстояние как-бы уменьшается во столько раз, какова кратность используемой линзы Барлоу. И соответственно растет увеличение телескопа. Линзу Барлоу используют в том числе и для преодоления описанных физиологических проблем при использовании очень уж короткофокусных окуляров. Действительно 10 мм симметричный окуляр с вполне еще приемлемым выносом выходного зрачка 6-7 мм, при использовании 2х линзы Барлоу получает эффективное фокусное расстояние 5 мм при сохранении (и даже небольшом увеличении) этого еще комфортного выноса выходного зрачка!

Кроме того хорошая линза Барлоу позволяет преодолевать еще одно ограничение связанное со слишком уж большими относительными отверстиями быстрых Ньютонов. Действительно рефлектор с относительным 1:4.5 после установки 2х линзы Барлоу получает вполне благоприятное для многих окуляров относительное отверстие 1:9.

Отсюда вывод: линза Барлоу часто оказывается эффективна для преодоления ряда трудностей в использовании окуляров, особенно короткофокусных и может заменить один-два короткофокусника. Например, пара окуляров с фокусными 10 мм и 7 мм при использовании 2х линзы Барлоу как бы дополняются виртуальными окулярам с фокусными 5 мм и 3.5 мм. Что приводит как бы к «размножению» окуляров посредством линзы Барлоу.

К сожалению, использование линз Барлоу имеет свои ограничения. Если двукратные линзы работают как правило весьма недурно, то нетелецентричные 3х и особенно 4х довольно сильно ломают ход лучей и вносят заметные особенно по полю искажения в качество изображения, приводят к виньетированию и даже обрезанию поля зрения. Во многих отношениях лучше использовать окуляры в конструкции которых уже есть встроенные компоненты типа линзы Барлоу (отрицательный компонент до полевой диафрагмы).

Самый короткофокусный окуляр для получения максимального увеличения

Для качественных телескопов с малыми апертурами до 127 мм (и соответственно мало подверженных влиянию атмосферы) для наблюдения планет и двойных звезд имеет смысл покупка качественного окуляра с фокусным расстоянием k/2, где k — относительное фокусное расстояние объектива телескопа (k = f’/D). При наличие монтировки с часовым двигателем это должен быть окуляр обеспечивающий максимальный контраст изображения, то есть что-то простое вроде симметричного (Плёсла), ортоскопического или моноцентрического дизайна. Для телескопов со средними апертурами до 8″ или малыми, но с небольшими проблемами в коррекции аберраций имеет смысл вкладываться в аналогичный разрешающий окуляр с фокусным расстоянием 0.7·k. Для телескопов с большими апертурами (от 10″) самый дорогой разрешающий окуляр стоит брать с фокусным расстоянием порядка k, причем с поправкой в сторону увеличения, если обнаруживаются существенные дефекты в коррекции аберраций.

Фокусные расстояния для окуляра максимального
увеличения при идеальной оптике телескопа(*)

(*) чем больше остаточные аберрации объектива, тем больше следует преувеличить фокусное расстояние по отношению к этим рекомендациям

В принципе, такие же фокусные расстояния можно предложить при выборе максимального увеличения для любителей «дипскай» наблюдений (на таких увеличения можно рассматривать шаровые скопления и некоторые другие объекты дальнего космоса). При этих наблюдениях важной характеристикой окуляра является широкоугольность, то есть следует ориентироваться на сложные дорогие окуляры, при том, что это увеличение будет использовано очень нечасто. Тут я бы рекомендовал такой практический подход. Указанное максимальное увеличение получать с двукратной линзой Барлоу со сверхширокоугольным дорогим окуляром, у которого фокусное расстояние вдвое больше, чем требуется для получения максимального разрешающего увеличения. Этот окуляр без ЛБ будет использоваться как основной для получения проницающего увеличения и будет одним из самых часто используемых в вашем наборе.

Фокусное расстояние поискового и обзорного окуляра

Как указано выше имеет смысл ориентироваться на выходные зрачки порядка 5-6 мм, то есть фокусные расстояния 5·k-6·k. Но тут есть нюансы. Обзорные и тем более поисковые увеличения гонятся прежде всего за максимально достижимыми в заданном конструктиве фокусера телескопа полями зрения, а не максимальным использованием апертуры телескопа. То есть ничего страшного не случится, если при максимальном использовании размеров фокусера (1.25″ или 2″) окуляр с максимальной в этих размерах полевой диафрагмой выдаст выходной зрачок диаметром 8 мм или даже 10-12 мм! За видимость большего поля зрения не страшно заплатить несколько меньшим проницанием и обрезанием зрачком наблюдателя части входной апертуры. Так что фокусное расстояние поискового окуляра определяется стандартом окулярной трубки телескопа и угловым полем зрения окуляра:

Фокусное расстояние обзорно-поискового
окуляра в зависимости от его поля зрения
и стандарта фокусера

Взаимодополнительность окуляров в наборе

При выборе окуляров для своего набора следует иметь ввиду их взаимное влияние. На что тут следует обратить внимание прежде всего:

• равномерность шкалы увеличений которая достигается этими окулярами
  — фокусные расстояния окуляров в свою линейку следует подбирать ориентируясь на некоторый шаг фокусных расстояний. То есть, если расставить окуляры по длине фокусного расстояния, то значения фокусных расстояний соседних окуляров отличались бы примерно на один и тот же процент — как числа в геометрической прогрессии. К примеру, при шаге 1.5 (50% прирост фокусного расстояния) начиная с 5 мм окуляра (для обеспечения 2D увеличения в телескопе 1:10) получим следующую линейку фокусных: 7.5 мм, 11 мм, 17 мм, 25 мм, 38 мм. А при шаге (множителе) 2. получим более редкую линейку всего из 4-х окуляров с фокусными 5 мм, 10 мм, 20 мм, 40 мм В этом случае у нас не будет конкурирующих по увеличению (лишних) окуляров и, наоборот, слишком больших промежутков между увеличениями, которые мешают подбору оптимального увеличения для наилучшей видимости конкретного объекта наблюдений, в конкретных условиях.
• равномерность в изменении видимых полей зрения которая достигается этими окулярами
  — при смене окуляров меняется не только увеличение, но и поле зрения телескопа (оно равно угловому полю зрения окуляра деленного на увеличение). И при наблюдении протяженного объекта хотелось бы чтобы он был хорошо вписан в поле зрения телескопа. Обычно рекомендуют иметь поле зрения телескопа в 3-4 раза больше чем угловые размеры объекта наблюдения (это правило не работает в случае наблюдений планет). Поэтому следует стремиться к тому, чтобы все окуляры в вашем наборе давали бы более-менее равномерное изменение поля зрения телескопа. То есть, чтобы произведение углового поля зрения окуляра на фокусное расстояние (именно эта величина — назовем ее фактор поля зрения — линейно связана с видимым полем зрения в телескопе) менялось в ряду ваших окуляров более-менее равномерно без слишком маленьких и слишком больших промежутков. Если в наборе окуляров угловые поля зрения одинаковы, то мы просто подбираем фокусные расстояния как описано пунктом выше. Если нет, то в комплектацию набора придется внести учет поля зрения. Например, пусть самым короткофокусным в нашем наборе будет 5 мм окуляр с 60 градусным полем зрения. Его фактор поля зрения будет равна 5*60 = 300. Выбираем множитель 2. для нашего ряда окуляров (поля зрения телескопа при использовании соседних по фокусному расстоянию окуляров меняется вдвое). Стало быть следующий окуляр должен иметь фактор поля зрения равный 2*300=600. Если мы на роль следующего окуляр выбираем 82-градусник, то получится, что его фокусное расстояние будет 600/82 = 7.3 мм. Для следующего окуляра фактор поля зрения будет равен 2*600 = 1200. Путь это будет 100-градусный окуляр, тогда требуемое фокусное расстояние у него должно было бы быть 1200/100 = 12 мм. Следующий окуляр должен иметь фактор поля зрения 2*1200 = 2400 и при 82-градусном исполнении его фокусное расстояние может быть 2400/82 = 30 мм.
• Парфокальность
  — при подборе набора окуляров стоит обратить внимание на их парфокальность — то есть одинаковое положение переднего фокуса относительно опорной плоскости корпуса окуляра (которой он контачит с торцом окулярной трубки при установке в телескоп), при этом наблюдателю не понадобится большая перефокусировка, что сделает наблюдения более удобными. Обычно окуляры одной линейки одного производителя парфокальны. А вот собирая с бору по сосенке (разные производители и различные линейки) любителю астрономических наблюдений имеет смысл самому обращать внимание на параметр парфокальности (расстояние от опорной плоскости корпуса окуляра до его переднего фокуса) подбираемых окуляров, подбирая окуляры примерно равные по этому параметру. Если в наборе есть 1.25″ и 2″ окуляры, то желательно, чтобы разница в их параметре парфокальности была равна высоте фланца используемого 2″-1.25″ адаптера (той высоте на которую он приподнимает 1.25″ окуляры относительно посадки 2″ окуляров). То есть желательно чтобы параметр парфокальности ваших 2″ окуляров по сравнению с 1.25″ окулярами был меньше на высоту фланца адаптера.

Назад к оглавлению статей

источник