Jak działa teleskop? Inne spojrzenie na sprawę.

Ten wpis dedykujemy bardziej dociekliwym, którzy pragną zrozumieć działanie teleskopu od podstaw. Odważnie odrzucimy ogólnie przyjęte kanony i podejdziemy do tematu od zupełnie innej strony, na co pozwala nam wieloletnia praktyka obserwacyjna.

Poznajmy źrenicę wyjściową teleskopu. Powstaje ona w wyniku zestawienia obiektywu z okularem we właściwej odległości od siebie. Można ją zaobserwować, jaki mały, świetlisty krążek, umieszczając skrawek matowej torebki foliowej tuż przy okularze włożonym do wyciągu.

Źrenica wyjściowa jest odwzorowaniem apertury teleskopu w odpowiedniej skali, która zależy od ogniskowej obiektywu oraz ogniskowej okularu.

Podczas obserwacji nieba, należy przysunąć twarz blisko okularu, aby dopasować położenie źrenicy wyjściową teleskopu do źrenicy oka, aby nastąpiło coś cudownego. Cała, ogromna powierzchnia obiektywu teleskopu, w jednej chwili rzutowana jest jej małą powierzchnią wprost na siatkówkę oka. Dzieje się tak zawsze, bez względu na układ optyczny, aperturę, światłosiłę, ogniskową, powiększenie, czy inne parametry teleskopu. To tak, jakby mieć wielkie, teleskopowe oko! Teleskop i siatkówka stają się wtedy jednością, tworząc jeden, spójny i kompletny przyrząd optyczny. Teraz wiecie, czemu jakość okularu i jego właściwy dobór są tak ważne?

Okular a jasność obrazu w teleskopie

Proporcja średnicy teleskopu (kilkadziesiąt do kilkuset mm) do średnicy źrenicy wyjściowej (zwykle kilka mm) to nic innego, jak powiększenie. Aby zwiększyć powiększenie teleskopu, zmniejszamy średnicę źrenicy wyjściowej stosując okular o krótszej ogniskowej. Aby zwiększyć źrenicę wyjściową, zmniejszamy powiększenie okularem o dłuższej ogniskowej. W zależności od średnicy źrenicy wyjściowej obraz jest jasny, bądź ciemny, gdyż źrenica wyjściowa teleskopu funkcjonuje analogicznie do naszej, ludzkiej. Dla fotografów, jest jak otwór względny przysłony, regulujący ilość światła rzutowaną na matrycę lub film światłoczuły. Przy ocenie jasności teleskopu liczy się tylko źrenica wyjściowa i sprawność (transmisja) optyki, która zawsze jest mniejsza od jedności. Nie ma na to wpływu żaden inny parametr naszego teleskopu, nawet światłosiła! Wbrew obiegowym opiniom oznacza to, że teleskop wcale nie rozjaśnia widoków nocnego nieba, nawet choćby miał światłosiłę f/1.

Nie można z pomocą teleskopu obserwować obrazu jaśniejszego, niż widzianego okiem nieuzbrojonym. Teleskop nie wzmacnia światła, jedynie zbiera go wystarczająco sporo.

Z tego powodu, muszę przekazać wielu z wam smutną wiadomość: nie da się zwiększać powiększenia teleskopu w nieskończoność, w pewnym momencie źrenica wyjściowa stanie się tak mała, że zabraknie światła do prowadzenia obserwacji.

Okular a jakość obrazu w teleskopie

Źrenica wyjściowa teleskopu powinna mieścić się w pewnych, dość wąskich granicach. Z jednej strony, powinna być mniejsza od źrenicy ludzkiego oka, która w ciemności osiąga maksymalnie 7 mm. Jeśli jest większa, traci się cenną aperturę teleskopu, która nie mieści się w źrenicy oka i nie dociera do siatkówki. Gdybyśmy mieli oczy ocelota, moglibyśmy obserwować Wszechświat przy źrenicy aż 12 mm. Cóż za wspaniały byłby to widok w teleskopie! Niestety, jesteśmy tylko ludźmi. Co więcej, przy bardzo dużych lub bardzo małych źrenicach uwidaczniają się wady optyczne oczu, a mianowicie astygmatyzm i nierównomierności powierzchni rogówki. Nasz widzący organ jest biologicznie „zaprojektowany” do pracy z zakresem źrenicy od 1 do 7 mm i przekraczanie tych wartości jest dla niego nienaturalne.

Zazwyczaj, źrenica wyjściowa teleskopu jest mniejsza od średnicy źrenicy oka, w ciemności rozszerzającej się do około 7 mm. Jeśli źrenica wyjściowa teleskopu jest większa, traci się cenną aperturę teleskopu, która zostaje „ścięta” przez źrenicę oka. Przy skrajnych średnicach źrenic wyjściowych lawinowo rosną wady optyczne oczu, a mianowicie astygmatyzm i nierównomierności powierzchni rogówki. Dodatkowo, skrajne wartości powodują powstawanie niepożądanych zjawisk, takich jak spadek jasności, ostrości i kontrastu obrazu. Zakres źrenic wyjściowych gwarantujących wysoką jakość obrazu w teleskopach astronomicznych waha się od 1 do 5 mm, a maksymalna jakość osiągana jest przy 2 – 2,5 mm. Należy zapamiętać, iż okular o ogniskowej f w teleskopie o światłosile obiektywu F wygeneruje źrenicę wyjściową o średnicy Z:

Z = f / F

gdzie Z i f wyrażamy w milimetrach.

Do każdego obiektu astronomicznego „pasują” określone źrenice wyjściowe, gwarantujące najwyższy kontrast ich detali w określonych warunkach obserwacji.

Teoretycznie, najostrzejszy obraz dostrzeżemy w teleskopie przy źrenicy wyjściowej 2 – 2,5 mm. Nie jest to przypadek, bo dzieje się to akurat wtedy, kiedy jego teoretyczna zdolność rozdzielcza pokrywa się ze maksymalną zdolnością rozdzielczą oka. Innymi słowy, najmniejszy szczegół, który może być w nim dostrzeżony, posiada przy źrenicy równej 2,2 mm rozmiar kątowy 60”. To magiczna chwila, kiedy cały, skomplikowany układ optyczny: obiektyw – okular – oko staje się najsprawniejszy w dostrzeganiu subtelności Wszechświata. Powiększenie, przy jakim ma to miejsce, nazywa się powiększeniem rozdzielczym i z oczywistych względów, zależy jedynie od apertury teleskopu. Mniejsze powiększenia oferują większe pole widzenia i większą jasność obrazu, lecz skrywają przed obserwatorem najmniejsze szczegóły dostępne dla teleskopu. Powiększenia większe też nie zwiększą w magiczny sposób możliwości naszego teleskopu.

Powyżej powiększenia rozdzielczego nie pojawi się już żaden nowy szczegół obrazu, powiększone zaś będą istniejące detale obiektów, które staną się nieco lepiej widoczne.

W tym miejscu, chcielibyście dowiedzieć się z pewnością, jak dobrać ten idealny okular do własnego teleskopu, znając tylko średnicę źrenicy wyjściowej, z którą chcecie obserwować niebo? To proste! Wystarczy pomnożyć jej wartość przez światłosiłę waszego teleskopu. Przykład z życia: użytkownik Maksutowa chciałby uzyskać w swoim teleskopie f/13 źrenicę wyjściową 7 mm, aby móc obserwować Wszechświat z maksymalną dostępną jasnością. Niestety, musiałby znaleźć okular o niebotycznej ogniskowej ponad 90mm, a takie na naszym rynku nie istnieją. Z kolei, jeśli chcemy poznać wielkość źrenicy wyjściowej w naszym teleskopie o określonym powiększeniu, a nie znamy żadnego innego parametru poza jego średnicą, nie musimy wdawać się w skomplikowane obliczenia. Wystarczy, że podzielimy średnicę obiektywu przez deklarowane powiększenie. Przykład z życia: kupiliśmy właśnie w markecie mobilny teleskop-lunetę o 50mm średnicy i imponującym powiększeniu 600x. Choć sprzedawca zachwalał jego wielkie możliwości, źrenica wyjściowa tego produktu wynosi zaledwie 0,08mm. Aby przy 600x zbliżeniu źrenica wyjściowa wyniosła choćby mizerne 0,5mm, potrzeba byłoby dużego teleskopu o średnicy 300mm, zbierającego 36x więcej światła, a jeszcze bardziej przydałby się olbrzymi Dobson 600mm, który dałby przynajmniej 1-milimetrową źrenicę o zadowalającej jasności i ostrości detali, a to już 144x większa powierzchnia zwierciadła! Na koniec anegdota. Oto, co na jednym ze zlotów astronomicznych przyznał nasz wieloletni obserwator:

Gdybym był rozbitkiem na bezludnej wyspie, jakimś cudem zabrał ze sobą teleskop oraz jeden, jedyny okular, byłby to ten, który daje w nim źrenicę wyjściową 2,2 mm!

Zapamiętaj:

 

  • ogniskowa okularu    =    źrenica wyjściowa    x    światłosiła teleskopu
  • źrenica wyjściowa    =    ogniskowa okularu    /    światłosiła teleskopu
  • źrenica wyjściowa    =    średnica obiektywu (lustra) w mm    /    powiększenie teleskopu
  • światłosiła teleskopu    =    ogniskowa obiektywu (lustra)    /    średnica obiektywu (lustra)
  • powiększenie teleskopu    =    ogniskowa teleskopu    /    ogniskowa okularu

 

Najczęściej używane źrenice względem różnych obiektów astronomicznych:

 

  • gwiazdy podwójne, planety i Księżyc  wysoko nad horyzontem – 0,5-1 mm
  • gwiazdy podwójne, planety i Księżyc nisko nad horyzontem – 1-2 mm
  • małe, jasne mgławice planetarne NGC – 0,5-1 mm
  • mgławice planetarne / gromady kuliste Messiera – 1-2,5 mm
  • odległe galaktyki NGC – 1,5-2,5 mm
  • mniejsze galaktyki Messiera – 2-3 mm
  • jasne mgławice / małe gromady otwarte – 3-5 mm
  • ciemne mgławice / mgławice refleksyjne – 4-7 mm
  • duże gromady otwarte / bliskie galaktyki – 4-7 mm

 

Ten wpis został opublikowany w kategorii Astronomia, Bez kategorii, Poradnik. Dodaj zakładkę do bezpośredniego odnośnika.

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *

*

Możesz użyć następujących tagów oraz atrybutów HTML-a: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <strike> <strong>