Новичкам о телескопах:

Один из самых частых вопросов, которые задают начинающие любители астрономии (или просто любопытствующие люди) – это «Во сколько раз он увеличивает?».

Как это ни странно – главное назначение телескопов состоит не в достижении большого увеличения, а в том, чтобы собрать как можно больше световой энергии.

/Зрачок нашего глаза диаметром 5-6 мм поэтому, глядя в ночное небо, мы улавливаем незначительную долю света исходящего от небесных тел (т.к. свет от них приходит параллельными лучами). У телескопа же, имеется гораздо больший объектив, которым он улавливает большее количество света и концентрируя его своими линзами (зеркалами - у рефракторов), позволяет увидеть слабые небесные объекты./

Большие увеличения используют только при наблюдениях крупных и относительно близких к Земле небесных тел, таких как Луна, Солнце и другие планеты в определённые периоды. Более далёкие небесные тела лучше наблюдать при небольших увеличениях, иначе они будут выглядеть очень тускло и иногда размазано. Кроме того, атмосфера нашей планеты не позволяет использовать увеличения свыше ~290 крат - это при идеальных погодных условиях.

Что же тогда важно? Какие основные характеристики?

Стоит выделить три основных характеристики телескопа:

- Фокусное расстояние «F» объектива телескопа. От F зависит линейные размеры протяжённых небесных объектов (Луны, Солнца, планет, туманностей и др.) в фокальной плоскости телескопа.

 Проще говоря – при большем фокусном расстоянии объекты будут выглядеть больше.

- Диаметр объектива «D» телескопа, другое название «аппертура». Как уже было сказано выше – основное назначение телескопа состоит в том, чтобы собрать как можно больше света. И именно диаметр объектива телескопа играет в этом главную роль т.к. световой поток собираемый объективом, пропорционален квадрату его диаметра.

- Относительное отверстие «A» телескопа которое измеряется как

A=D/F=1 : (F/D).

Это обозначение, обычно записывается как, например 1:5 или 1:10 и др. Чем меньше отношение F/D, тем более ярким получается изображение объекта.

/Как видно из формулы (сомневаюсь, что кому-то что-то видно :) ) при уменьшении фокусного расстояния F линейные размеры тоже уменьшаться и если при этом диаметр D останется неизменным воспринимаемый им световой поток останется прежним, следовательно, мы будем видеть более яркое изображение (это очень хорошо при наблюдении, например, туманностей)/

Однако, при уменьшении F будет уменьшаться и размер изображения.

А как же увеличение? – возможно, спросите вы.

Дело в том, что при наблюдениях используются ещё и окуляры присоединяемые к телескопу и дающие непосредственное увеличение фокального изображения.

Увеличение телескопа «W» получается при F/f где F – фокусное расстояние объектива телескопа, а f – фокусное расстояние окуляра т.е.

W = F/f

/Например, если у вашего телескопа F = 800 мм и вы поставили окуляр на а = 10 мм. То вы получите увеличение равное 80 крат (W = 800/10 = 80)./

Обычно, в комплекте с телескопом идёт несколько окуляров (если не идёт, то их можно легко купить отдельно). С помощью окуляров можно подбирать нужное увеличение.

Что значит нужное увеличение?

Увеличение нужно выбирать в зависимости от наблюдаемого объекта. Например, планеты и Луну можно наблюдать при наибольших* увеличениях на которые способен ваш телескоп и на которое позволяет атмосфера (погодные условия). А слабо светящиеся объекты, например кометы, туманности и звёздные скопления лучше наблюдать с наименьшими увеличениями.

/ *У каждого телескопа есть предельное увеличение (максимально полезное) которое равно удвоенному диаметру объектива телескопа (2D). Т.е. если у вашего телескопа 70 мм объектив, то наибольшее допустимое увеличении для него будет равно 140 крат (2 х 70)./

Но в описаниях телескопов приводят ещё и другие характеристики, что они означают?

Например (взято описание телескопа Celestron Advanced C4-R):

Технические характеристики: 

Максимальное увеличение:       200 крат

Аппертура (диаметр объектива):   102 мм

Фокусное расстояние:           1000 мм

Относительное отверстие:        1:10

Разрешающая способность:       1,2" (угловых секунд)

Проницающая способность:      12,5 (звездные величины)

Вес:                           20000.00 г

Размер:                       1100х900х250 мм

С первыми четырьмя характеристиками мы уже более-менее разобрались, последние две (Вес и Размер) тоже более-менее понятны.

Но что же за «Разрешающая способность» и «Проницающая способность» (?) разберёмся…

Проще говоря – от разрешения телескопа зависит возможность видеть раздельно две звезды, расположенные ооочень близко друг к другу (пары звёзд).

Проницающая способность «mт» – означает какой светимости, или блеска, небесные светила можно увидеть в данный телескоп. Светимость, или блеск, небесных светил обозначается латинской буквой m и выражается в звёздных величинах. Чем меньше блеск, тем больше будет значение m – звёздная величина.

/Человеческий глаз способен различить (увидеть) звёзды яркостью от очень ярких 1^m до слабых 6m (на пределе нормального зрения), звёзды до 8^m различимы в бинокли , а в телескоп можно увидеть гораздо более слабые звёзды (большей звёздной величины)./

Очень важно знать проницающую способность своего телескопа, поэтому если вдруг вы не знаете проницающую способность вашего телескопа, или сомневаетесь в правдивости характеристик предоставленных производителем, вы можете её вычистить по формуле

mт = 2.1 + 5 lg D

где D – диаметр объектива в мм, а lg – не «один g», а логорифм :)

/например, для телескопа с D = 200 мм проницающая способность будет равна

 mт = 2.1 + 5 lg 200 = 2.1 +5 · 2.3 = 13.6^m /

Пожалуй это всё, что я мог рассказать о характеристиках телескопов. Правда есть ещё одна – это видимая область или «поле зрения» телескопа Т. Но о ней я писать не буду, хватит с вас формул :)

Что касается выбора телескопа, то на эту тему вы можете найти не мало информации на форумах любителей астрономии или просто спросить у них. Единственное, что я могу посоветовать - купите себе телескоп! :)

______________________________________________________________________________________________

Приведённые формулы взяты из книг М. М. Дагаева и В. М. Чаругина по астрофизике.