Treść książki
Przejdź do opcji czytnikaPrzejdź do nawigacjiPrzejdź do informacjiPrzejdź do stopki
Podstawymatematykiteleskopowej
L
E=ogniskowaokularu(mm):odległośćod
soczewkiokularudopunktu,wktórymskupiane
jestodległeświatło.
f
=liczbaprzysłonyteleskopu=L
T/A
M=powiększenie=L
T/L
E
R=rozdzielczość,najmniejszykąt(wsekundach
kątowych),któryteleskopmożezobaczyć.
V
A=pozornepolewidzenia:rozmiarkątowy
(wstopniach)okręguświatła,którymożnazoba-
czyć,przykładającokulardooka.
29
Wielkośćobiektówastronomicznychmierzymy
wsekundach,minutachistopniachkątowych.Jeden
stopieńtosześćdziesiątminutkątowych,czyli60!,
akażdaminutakątowato60sekundkątowych,czyli
60″.Księżycwpełnimawielkośćpółstopnia(30!,
30minutkątowych).Mgławiceplanetarneprzedsta-
wionewtejksiążcemajązwykleśrednicęokołojed-
nejminutykątowej.Łatwagwiazdapodwójna,taka
jakAlbireo,maseparacjęokołopółminutykątowej,
czyli30″(30sekundkątowych).
Rozdzielczość
R≈120/A(Awmm)
≈4,5/A(Awcalach)
Rozdzielczośćjestmiarątego,jakwieleszczegółów
możedostrzecteleskop.Określaona,jakdalekood
siebiemusząznajdowaćsiędwaczłonygwiazdy
podwójnej,abymożnajebyłozobaczyćjakopoje-
dynczegwiazdy,orazograniczailośćszczegółów,
któremożnadostrzecnapowierzchniplanety.
Rozdzielczośćmierzonajestjakonajmniejsza
odległośćkątowa(wsekundachkątowych)mię-
dzydwomapunktami,któreledwomożnadostrzec
jakopojedynczeplamkinaobrazieteleskopu-na
przykładrozdzieleniebliskiejparynkocichoczu”
gwiazdpodwójnych.
Istniejeteoretycznagranica(wynikającazfalo-
wejnaturyświatła)ilościszczegółów,jakiemoże
uchwycićkażdyteleskop,którajestprzybliżona
przezwzórpodanypowyżej.Zakładającdobre
warunki,teleskopzobiektywemoszerokości
60mmpowinienbyćwstaniedostrzecgwiazdę
podwójnąoodległości2sekundkątowych.Oczywi-
ściewpraktycetrzebamiećbardzospokojneniebo,
żebytozrobićdobrze.
WedługtegowzoruDobson8″powinienmieć
rozdzielczośćgranicznąwynoszącąniecoponad
półsekundykątowej.Wrzeczywistościnigdytak
sięjednakniedzieje.Ogólnaniestabilnośćnieba,
nawetwnajlepszenoce,oznacza,żeobserwator
amatorniemożeoczekiwaćlepszejrozdzielczości
niż1sekundakątowa.
Wniektórychwypadkachludzkieokojestnatyle
sprytne,żepotrafiobejśćtoograniczenierozdziel-
czości.Okomożewyłowićobiekt,któryjestwęższy
niżgranicarozdzielczościwjednymkierunku,ale
dłuższyniżtagranicawinnymkierunku,szczegól-
niejeśliwystępujesilnykontrastjasności.Przykła-
demjestdywizjaCassiniwpierścieniachSaturna.
Możnazidentyfikowaćgwiazdypodwójneznaj-
dującesięniecobliżej,niżwynosigranicarozdziel-
czości,jeśliobiegwiazdymająpodobnąjasność;
gwiazdapodwójnabędziewyglądaćjakwydłu-
żonaplamaświatła.Aleteżjeślijednagwiazda
jestznaczniejaśniejszaoddrugiej,możeszpotrze-
bowaćznaczniewięcejniżteoretycznaseparacja,
zanimtwojeokodostrzeżesłabszągwiazdę.Pomaga
wtymdoświadczenie.
Powiększenie
M=L
teleskopu/L
okularu
Abyznaleźćpowiększenie,któreuzyskaszza
pomocądowolnegookularu,weźogniskową
Najprostszymsposobemnaokreślenieogniskowejjest
odszukanieliczbumieszczonychnabokuteleskopulub
okularu.Okularpolewejstroniemaogniskową25mm;
kombinacjasoczewekizwierciadełwteleskopieMaksu-
towapoprawejstroniemałącznąefektywnąogniskową
1000mm.Ważnejest,abywewszystkichobliczeniach
stosowaćtęsamąjednostkędługości-zazwyczajmilime-
try-dlawszystkichdługości.
Należypamiętać,żeteleskoptenmarównieżapertu-
rę-90milimetrów,stądnazwaC90-orazwspółczyn-
nikf/11,czyli(wprzybliżeniu)1000podzieloneprzez90.
Używającwtymteleskopieokularu25mm,otrzymamy
powiększenie40×(czyli1000÷25).
