Подбор окуляров

[Ernest]

Выбор окуляров для телескопа

Телескоп отличается от подзорной трубы или бинокля тем, что предполагает использование набора сменных окуляров. Таким образом наблюдатель получает свободу выбора увеличений и поля зрения - в зависимости от наблюдаемого объекта. Обычно приобретенных телескоп комплектуется одним или двумя окулярами, но этого мало, да и характеристики комплектных окуляров далеки от идеальных. Таким образом сразу после покупки или по мере приобретения некоторого наблюдательного опыта перед владельцем встает вопрос о подборе удобного набора качественных окуляров. Набора, который обеспечивал бы весь диапазон полезных увеличений и позволил бы использовать телескоп с максимальной эффективностью.

Увеличение

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:

Г = f'_об/f'_ок (1)

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

Если принять во внимание только дифракцию и ограниченный размер зрачка наблюдателя (без учета ряда ограничений о который пойдет речь ниже) полезные/эффективные увеличения телескопа лежат в диапазоне примерно 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: туманностей и галактик, многих звездных скоплений. Большие увеличения 1D..2D используются - для детального рассматривания ярких объектов вроде двойных звезд и планет с большим масштабом и подробностями - достижения максимального разрешения по достаточно ярким объектам. По мере роста увеличения уменьшается и яркость изображения, и поле зрения телескопа.

Диапазоны увеличений Г в зависимости от
входной апертуры D объектива телескопа

D"	D мм	Гmin	Гmax
2	50	7	75
3	76	10	114
4	102	15	150
5	127	18	190
6	152	22	230
7	180	25	270
8	203	30	300
9	228	33	350
10	254	36	380
12	304.8	45	460
16	406.4	60	600
18	457.2	65	680
20	508	70	750

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.

Диаметр выходного зрачка, который получается при установке окуляра с тем или иным фокусным расстоянием - важен для понимания пригодности данного увеличения для наблюдений тех или иных астрономических объектов. Увеличение само по себе в этом плане менее показательно. Скажем, для телескопа с 60 мм апертурой 100х увеличение близко к предельному и его стоит применять большей частью по двойным звездам, рассматривания деталей рельефа Луны и т.п. В то время как для 12" телескопа (апертура 300 мм) такое увеличение скорее относится к среднему и применяется большей частью для наблюдений ярких и протяженных объектов дальнего космоса (дипов). А вот диаметр выходного зрачка более показателен в этом плане. Скажем, диаметр выходного зрачка в 2 мм одинаково пригоден для рассматривания компактных объектов дальнего космоса в телескоп с любой апертурой (скажем, 60 мм и 300 мм).

"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 и даже меньших - 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 увеличения бывают интересны при наблюдениях протяженных диффузных туманностей с использованием узкополосных дипскай фильтров.

Естественное ограничение на совсем уж малые увеличения связаны с центральным экранированием зеркальных и особенно зеркально-линзовых телескопов и диаметром посадки для окуляра. При использовании увеличения много меньшего "равнозрачкового" растет диаметр выходного зрачка и в том числе диаметр его экранированной части. При больших значениях экранирования и совсем уж малых увеличениях возможна ситуация, когда размер изображения экранированной зоны (ε*D/Г) может оказаться сравним с диаметром зрачка наблюдателя (особенно при дневных наблюдений), что может привести к аномальному центральному виньетированию поля зрения (возникновению потемнения в центре поля зрения). Так что использование увеличений меньше равнозрачкового в зеркальных и зеркально линзовых телескопах следует употреблять с осторожностью. В рефракторах такого ограничения нет. Но в обоих случаях "равнозрачковое увеличение" может оказаться недостижимым если посадка окуляра имеет недостаточный диаметр (см. ниже "Ограничения со стороны доступного поля зрения").

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.

Проницающее увеличение

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 типовых увеличений для астрономических наблюдений:
D - входная апертура телескопа в мм:

• D/5..D/7 - равнозрачковое, оно-же обзорное, поисковое под ночной выходной зрачок от 5 до 7 мм (при дневных наблюдениях D/4..D/5 под выходной зрачок 4-5 мм). Это увеличение для достижения максимального поля зрения и яркости ночной "картинки" с минимальным увеличением. При его использовании картинка насыщенна множеством объектов попадающих в поле зрения и выглядит особенно контрастной. Но повышенная яркость фона "убивает" - делает неразличимыми - тусклые протяженные объекты, особенно при наличие световой вуали из-за засветки неба. Это увеличение может быть эффективно использовано для наблюдений протяженных туманностей в сочетании с узкополосными дипскай-фильтрами. Еще меньшие увеличения, если они способствуют росту наблюдаемого поля зрения, вполне возможны. Но следует помнить, что при этом зрачок глаза наблюдателя обрезает часть света собранного входной апертурой телескопа и ее использование становится менее эффективным. Кроме того, в зеркальных телескопах при сверхмалых увеличениях возможно затенение (экранирование) центральной части изображения. 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
• D/3 - 1-е дипскайное под выходной зрачок диаметром 3 мм. Это наиболее часто используемое увеличение по большинству популярных достаточно ярких дипскай-объектов вроде туманностей и звездных скоплений 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.
• D/2 - 2-е дипскайное под выходной зрачок 2 мм. Для многих это оказывается рабочим увеличением 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.
• 0.7·D - проницающее увеличение с выходным зрачком диаметром 1.4 мм. Оно может оказаться наиболее эффективным для разрешения на звезды шаровых и компактных рассеянных скоплений, наблюдений умеренно протяженных планетарных туманностей, деталей самых ярких из галактик 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
• 1·D - Лунное - выходной зрачок диаметром 1 мм. Это вспомогательное "планетное" увеличение, которое может быть использовано при наблюдениях планет и их спутников в телескопах больших апертур (особенно в условиях реальной атмосферы), 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.
• 1.4·D - 1-е планетное или разрешающее под выходной зрачок диаметром 0.7 мм (=1/1.4) - рабочее "планетное" увеличение, которое обычно используют при наблюдениях двойных звезд, деталей на дисках планет и поверхности Луны, спутников Урана и Нептуна. 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.
• 2·D - 2-е планетное или предельное под выходной зрачок диаметром 0.5 мм (1/2). 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 сверхувеличения не возбраняются, но их применение дает слишком тусклое и малоконтрастное изображение, очень уж маленькое поле зрения и не добавляет новых деталей. Но сверхувеличения могут быть полезны для слабовидящих. Например, для телескопа с входной апертурой 200 мм (8") предельное увеличение составит 2*200 = 400 крат.

Фокусные расстояния окуляров в зависимости от относительного отверстия объектива телескопа

Увеличение	Назначение	1:4	1:4.5	1:5	1:6	1:10	1:14
Равнозрачковое, поисковое	Поиск, обзор, "широкие" туманности	20-24 мм	22-32 мм	25-40 мм	30-40 мм	40-50 мм	40-50 мм
1-е дипскайное	Объекты Мессье и т.п.	12 мм	13.5 мм	15 мм	18-20 мм	30-32 мм	40 мм
2-е дипскайное	Туманности и яркие галактики	8 мм	9 мм	10 мм	12-13 мм	20 мм	25-28 мм
Проницающее	Мелкие галактики, планетарки и звездные скопления	5.5-6 мм	6.3 мм	7 мм	8-9 мм	14 мм	20 мм
Лунное	Обзор диска Луны, Солнца, спутников планет	4 мм	4.5 мм	5 мм	6 мм	10 мм	14 мм
1-е планетное	Детали планет, Луны и Солнца	2.8 мм	3 мм	3.8 мм	4.5 мм	7 мм	10 мм
2-е планетное	Двойные звезды, юстировка	2 мм	2.3 мм	2.5 мм	3 мм	5 мм	7 мм

.
Следует отметить, что эти рекомендации не являются абсолютными. В зависимости от наблюдателя (его опыта и особенностей зрения), условий наблюдения (уровень засветки, состояния атмосферы), конкретного наблюдаемого объекта (компактный/протяженный, яркий/тусклый), состояния инструмента оптимальные фокусные расстояния окуляров могут сильно смещаться от указанных в этой таблице. Вступают в действие и другие часто решающие ограничения. Рассмотрим их далее 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 дискретностью фокусных расстояний окуляров

Производители выпускают свои линейки окуляров руководствуясь собственными приоритетами. Скажем, Tele Vue Nagler type-6 имеет набор фокусных расстояний 2.5, 3.5, 5, 7, 9, 11 и 13 мм - вроде бы и достаточно плотный ряд, но может оказаться что нужного вам номинала (3, 4, 6, 8, 10, 12 мм) в нем нет. Ничего страшного, описанные выше рекомендации не настолько строгие, чтобы не сдвинуться на пол миллиметра или даже миллиметр. В любом случае есть возможность поискать требуемый номинал среди линеек окуляров другого производителя, желательно со схожим параметром парфокальности (что бы не перефокусироваться всякий раз после перестановки окуляра). А еще более радикальный подход к более тонкому поиску оптимального увеличения является использование зум окуляров (панкратика), хотя обычно и в ущерб полю зрения.

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.

Некоторые телескопы характеризуются фиксированным типом наблюдаемых объектов, что резко сужает диапазон полезных увеличений. Наиболее красноречивым примером являются солнечные хромосферные телескопы с эффективными выходными зрачками 0.7-1.5 мм.

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 со стандартом окулярной посадки 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 турбулентность атмосферы

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.

Физиология зрения

Очень уж короткофокусные классические окуляры характеризуются неудобно тесным (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 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(*)

Апертура	1:4	1:4.5	1:5	1:6	1:8	1:10	1:15
до 127	2 мм	2.3 мм	2.5 мм	3 мм	4 мм	5 мм	8 мм
до 8"	3 мм	3.5 мм	3.5 мм	4 мм	6 мм	7-8 мм	10 мм
свыше 10"	4 мм	4.5 мм	5 мм	6 мм	8 мм	10 мм	15 мм

(*) 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 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

угл. поле	1.25"	2"
(град.)	(27 мм)	(45 мм)
100	15 мм	26 мм
82	19 мм	32 мм
70	22 мм	37 мм
65	24 мм	40 мм
52	30 мм	50 мм
40	39 мм	65 мм

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), в этом случае при смене окуляра (увеличения) 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

[Ernest]

Подбор окуляров с учетом использования линзы Барлоу

Есть расхожее мнение, что линза Барлоу позволяет сэкономить на покупке окуляров, поскольку как бы удваивает количество их фокусных расстояний. Действительно, при наличие скажем 2х Барлоу каждый окуляр в наборе любителя астрономических наблюдений обзаводится своим вдвое более короткофокусным виртуальным "двойником".

На практике все оказывается не столь радужно. Скажем, при наличии у любителя набора окуляров с довольно типичным рядом стартовых фокусных расстояний вроде: 25 мм, 10 мм, 6.3 мм, 2х линза Барлоу выдаст в качестве дополнительных довольно неудобные значения: 12.5 мм (оказался слишком близок к 10 мм), 5 мм (почти дублирует 6.3 мм), 3.1 мм (слишком далеко это фокусное расстояние оторвалось от ближайшего). То есть набор фокусных расстояний окуляров надо тщательно планировать под использование линзы Барлоу, чтобы она оказалась действительно эффективным инструментом.

Под 2х Барлоу я бы рекомендовал шаг фокусных 1.41х (корень из 2х). Тогда можно выстроить цепочку выходных зрачков диаметром: 6 (обзорник), 4.2 (широкое поле), 3 (для ярких и протяженных объектов каталога Мессье), 2.1 (для более компактных дипов), 1.5 (проницающее увеличение), 1.05 (обзорный по Луне/Солнцу), 0.75 (разрешающее увеличение), 0.53 (предельное для двойных) - обоснование см. в предыдущем сообщении ветки. Теперь имея обзорные окуляры под выходные зрачки 6 мм и 4.3 мм, можем применить к ним к ним 2х ЛБ и получить дипскайные увеличения с вых. зрачками 3 мм и 2.1 мм. А к паре окуляров с вых. зрачками 1.5 мм и 1.05 мм мы при помощи той-же 2х ЛБ мы получим в виде приложения планетные окуляры с вых. зрачками 0.75 мм и 0.53 мм.

Получается вот такая таблица фокусных расстояний окуляров для телескопов с разными относительными отверстиями их объективов. В которой левый столбец - значения вых. зрачков, верхняя строка - значения диафрагменного (фокального) числа объектива телескопа (5 - значит телескоп с 1:5 отн. отверстием), а в самой таблице - значение фокусного расстояния окуляра в мм для соотв. телескопа и вых. зрачка.

Фокусные расстояния окуляров с учетом использования ЛБ

вых. зрачок, мм\1:k	1:4	1:4.5	1:5	1:6	1:7	1:8	1:10	1:12	1:15
0.53 (предельное увеличение и двойные звезды)	2.1	2.4	2.7	3.2	3.7	4.2	5.3	6.4	8
0.75 (основное увеличение для планет)	3	3.4	3.8	4.5	5.3	6	7.5	9	11.3
1.06 (обзорное для Луны/Солнца)	4.2	4.8	5.3	6.4	7.4	8.5	10.6	12.7	15.9
1.5 (проницающее увеличение)	6	6.8	7.5	9	10.5	12	15	18	22.5
2.12 (компактные дипы)	8.5	9.5	10.6	12.7	14.8	17	21.2	25.4	31.8
3 (яркие и широкие дипы)	12	13.5	15	18	21	24	30	36	45
4.24 (широкие туманности)	17	19.1	21.2	25.4	29.7	33.9	42.4	50.9	63.6
6 (обзорное увеличение)	24	27	30	36	42	48	60?	-	-

Замечу:

• Фокусные окуляры в строках с желтой подсветкой - виртуальные они получаются применением 2х Барлоу к окуляру двумя строками ниже.
• Фокусные расстояния в таблице - расчетные, понятно, что их придется заместить реальными окулярами с фокусными расстояниями, которые могут немного отличаться от этих значений в большую или меньшую сторону.
• Для длиннофокусных телескопов типа 1:15 может оказаться разумным обратный ход, типа использования 0.7 компрессора (редуктора), но это только для небольших увеличений.
• Чтобы одна ЛБ работала и с 1.25" и с 2" окулярам, она должна иметь 2" исполнение, а для светосильных телескопов еще и телецентричной - довольно дорогое удовольствие
• Подход описанный в этом сообщении имеет слабость. А именно, самые ответственные и часто используемые увеличение (с вых. зрачками 0.7, 2 и 3 мм) предлагается использовать в сочетании с ЛБ, что просто не очень удобно, я бы предпочел обеспечивать эти увеличения окулярами без дополнительных линз перед ними.

---

Назад к оглавлению статей

[Ernest]

Рекомендации Эла Наглера по подбору окуляров

В каждой коробочке с окуляром от TeleVue лежит скромный листок формата А4 с немногими тезисами по выбору окуляров. В этом сообщении я позволил себе пересказать их содержание.

Увеличение (magnification)

• фокусное расстояние окуляра определяет увеличение вашего телескопа
• увеличение можно рассчитать поделив фокусное расстояние объектива телескопа на фокусное расстояние установленного окуляра

Поле зрения телескопа (true field of view - TFOV)

• поле зрения телескопа с фокусным расстоянием объектива f' определяется диаметром полевой диафрагмы D используемого окуляра: TFOV = 57.3*D/f'

Поле зрения окуляра (apparent field of view - AFOV)

• полевая диафрагма окуляра (металлическая заслонка с круглым отверстием внутри корпуса окуляра) ограничивает его поле зрения
• изображение этого отверстия проецируется оптикой окуляра на "бесконечность" так, что ограничивает поле зрения глаза наблюдателя при наблюдении через окуляр
• поле зрения окуляра это угол, под которым глаз видит это открытое для него пространство (от края до края изображения/проекции полевой диафрагмы окуляра)
• например типичный Плёссл имеет поле зрения 50 градусов, Radian - 60°, Panoptic - 68° а Nagler - 82°

Подбор окуляров умеренного увеличения

• при подборе окуляра минимального или, говоря иначе, поискового увеличения стремятся к тому чтобы получить как можно большее поле зрения телескопа (TFOV), то есть выбрать окуляр с максимальной по диаметру полевой диафрагмой
• стоит заметить, что окуляры для телескопов с окулярным тубусом 1.25" (диаметр посадочного отверстия 31.7 мм) не могут иметь диаметр диафрагмы больше, чем 27 мм, а окуляры для телескопов с 2" окулярным тубусом (посадочный диаметр 50.5 мм) не могут иметь диаметр полевой диафрагмы больше, чем 46 мм
• далее отталкиваясь от обзорного окуляра подбирайте окуляры все меньшего и меньшего фокусного расстояния с примерно равными шагами в смысле диаметров их полевой диафрагмы
• например, так, чтобы у каждого следующего диаметр диафрагмы был вдвое меньше чем у предыдущего: 46 мм, 23 мм, 12, 6 мм...
• ну или с более частым шагом (например 1.4х): 27, 19, 13.5, 9.6, 7, 5 мм...
• значения фокусных расстояний не столь важно, но, конечно, следует избегать их совпадений, как, к примеру, при подборе пары к 31 мм Nagler (диафрагма 42 мм). Едва-ли будет уместен Плёссл с фокусным 32 мм, хотя его полевая диафрагма имеет вроде бы подходящий диаметр 27 мм. Удобнее всего подбирать окуляры примерно равного углового поля зрения.

Ресницы и вынос выходного зрачка

• если вы носите очки (от близорукости или дальнозоркости), то их следует снимать при наблюдениях в телескоп
• если вам прописаны очки для коррекции астигматизма, то вам следует подбирать окуляры с большим выносом выходного зрачка (не меньше 15 мм)
• иначе в очках вы не сумеете увидеть все поле зрения окуляра или его внешняя часть будет сильно завиньетирована (затенена)
• при небольших выходных зрачках (а при умеренном астигматизме это 1 мм и меньше) вам при наблюдениях скорее всего не понадобятся ваши очки даже и от астигматизма - чем меньше выходной зрачок (и соотвественно - больше увеличение), тем меньшее влияние оказыает астигматизм глаз наблюдателя на ухудшение картинки в окуляре
• но даже и при наблюдениях без очков требуется небольшое пространство между глазной линзой и глазом наблюдателя - в зависимости от длины его ресниц, поэтому следует внимательно относиться к величине выноса (удаления) выходного зрачка (от глазной линзы окуляра)

Выходной зрачок

• выходной зрачок это изображение объектива телескопа построенное окуляром
• зрачок глаза наблюдателя должен быть расположен в выходном зрачке окуляра, чтобы видеть все поле зрения окуляра
• диаметр выходного зрачка равен апертуре вашего телескопа деленной на увеличение, которое дает окуляр
• при подборе окуляра для зеркальных телескопов следует избегать выходных зрачков с диаметром большим чем 7 мм (увеличение меньше, чем равнозрачковое) и меньшим чем 0.5 мм (увеличение больше, чем "предельное")
• для линзовых телескопов ограничения сверху на диаметр выходного зрачка (или снизу на увеличение) нет (Эрнест: очень верное и важное замечание! Не надо молиться на равнозрачковое увеличение)

Линзы Барлоу

• использование линз Барлоу позволяет использовать длиннофокусные окуляры с их комфортным выносом выходного зрачка и получать большие увеличения без проблем из-за тесного выноса выходного зрачка
• линзы Барлоу, которые сохраняют телецентрических ход внеосевых световых пучков (TeleVue выпускает их под именем Powermate) лучше исправлены в плане полевых аберраций и при совместной работе со сверхширокоугольными окулярами не имеют проблем на краю поля зрения (его срезания, виньетирования, ухудшение полевых аберраций)

Про подбор окуляров для больших увеличений

• для наблюдений планет и тесных двойных звезд требуется увеличение от 150 крат, соответственно нужно подбирать и фокусное расстояние окуляра
• при апертуре телескопа до 6" максимальные полезные увеличения определяются правилом 50х на каждый дюйм апертуры (или 2х на каждый мм)
• при большей апертуре атмосфера сильно ограничивает разгон увеличения и правило перестает работать, увеличения более 300х редко удается эффективно использовать

Интересна также статься Наглера в Sky&Telescope https://skyandtelescope.org/astronomy-e ... ification/

[Ernest]

Перевод статьи Эла Наглера по выбору увеличений (и следовательно окуляров) телескопа

Оригинал статьи https://skyandtelescope.org/astronomy-e ... ification/
Перевод и комментарии мои по Гугловскому подстрочнику
.

Надеюсь, в этом руководстве вы узнаете все, что вам нужно знать об увеличении вашего телескопа и о том, какой окуляр выбрать для различных небесных объектов. Насколько большим или малым может быть увеличение телескопа? Ответы зависят от многих факторов, которые в совокупности дают каждому телескопу некий полезный диапазон увеличения. И этот диапазон не является фиксированным и зависит от особенностей зрения наблюдателей, апертуры телескопа/ его оптической схемы, атмосферных условий, а также типа и размера наблюдаемого объекта. Рассмотрим как можно более полно всю последовательность на пути света от объекта до нашей зрительной системы: через атмосферу, через объектив телескопа и окуляр. Каждый отрезок на этом пути играет свою роль в определении полезного диапазона увеличений телескопа в конкретное время наблюдательной ночи. Рассмотрим эти отрезки по отдельности.

Зрение. Носить или не носить очки?

Зрение с точки зрения инженерии - чудо: наши глаза имеют автоматическую диафрагму, автоматическую фокусировку, асферическую оптику, изогнутую поверхность изображения, химический усилитель изображения, "дворники" и крышку объектива — все это есть в стандартной комплектации. А ведь еще и чудо стереозрения!

Хотя оптика наших глаз не идеально откорректирована в части коррекции некоторых аберраций, к примеру, имеет нескомпенсированный хроматизм, наш мозг способен отчасти игнорировать это обстоятельство. Оптика глаз и способность зрительной системы различаются у разных людей. К счастью, все распространенные дефекты можно компенсировать, если использовать телескоп (Эрнест: эта мысль Наглера не вполне понятна).

Среди наиболее распространенных проблем зрительной системы человека — астигматизм, который можно исправить с помощью очков или уменьшить его влияние используя только небольшую центральную область зрачка глаза. Легко проверить это. Сделайте отверстие в форме ромба, сжав вместе свои большие и указательные пальцы. Чем сильнее вы сжимаете их, тем меньше становится отверстие. Теперь поместите это отверстие близко к своему глазу. Вы, вероятно, увидите некоторое улучшение разрешения и глубины фокуса. Хоть может быть вы будете выглядеть глупо для своих товарищей за обеденным столом, но это отлично подходит для чтения меню на стене, когда вы забудете свои очки (Эрнест: имело смысл развить эту мысль до естественного вывода: при малых выходных зрачках телескопа характерных для больших увеличений очки от астигматизма уже можно не использовать).

Те, кто страдает близорукостью или дальнозоркостью, могут просто снять свои очки используя телескоп, поскольку фокусировщик инструмента легко компенсирует любой из этих дефектов.

Иногда в наших глазах мы видим то что называется "плавающими мушками"\ Это крошки мусора в стекловидном теле наших глаз. Они становятся проблемой, когда мы используем большое увеличение, при котором мал диаметр выходного зрачка, что подчеркивает их видимость.

(Эрнест: еще можно было упомянуть возрастную дальнозоркость или пресбиопию. Это, когда оптика глаза утрачивает часть своей гибкости в части перефокусировки - аккомодации. Это приводит к повышенной чувствительности зрения к так называемой кривизне поля зрения оптики телескопа. А также нерегулярные аберрации оптики глаз особенно на краевых зонах зрачка, что приводит к появлению устойчивого лучистого ореола вокруг изображений ярких звезд. Имело смысл упомянуть о слезной пленке на роговице. С одной стороны она сглаживает дефекты на поверхности роговицы, а с другой - сама может быть источником микрорельефа, который также приводит к появлению лучистого ореола вокруг ярких светил, но этот ореол неустойчив и его можно уменьшить хорошенько проморгавшись.)

При выборе увеличения телескопа следует дать определение нескольким важных понятий: увеличение, истинное поле зрения, видимое поле зрения, выходной зрачок и разрешение.

Что на самом деле означает увеличение телескопа

Под этим подразумевается угловое увеличение. Мы оцениваем величину удаленных объектов в терминах их угловых размеров. Диск Луны видимый невооруженному глазу под углом в пол градуса 50-кратный телескоп покажет под углом 25°.

Длиннофокусные окуляры позволяют получить в телескопе небольшие увеличения. А большие увеличение телескопа достигают с помощью короткофокусных окуляров. Компрессоры и линзы Барлоу сокращают или удлиняют фокусное расстояние объектива телескопа, что также оказывают влияние на его увеличение. Линза Барлоу его увеличивает, компрессор - уменьшает.

Короткофокусные окуляры да еще снабженные линзами Барлоу позволяют телескопу достигать абсурдно больших увеличений. Будьте осторожны: эти большие увеличения могут оказаться не тем, что вам нужно! 600-кратный телескоп с диаметром объектива 60 мм — яркий пример — полученное поле зрения при таком большом увеличении слишком маленькое, изображение слишком тусклое, а его детализация слишком размыта, чтобы быть полезным.

В то время как соотношение фокусных расстояний окуляра и объектива определяет увеличение оптической системы, "светосила" телескопа (относительное отверстие объектива, F-number) не имеет большого значения при визуальных наблюдениях. «Быстрый» телескоп подразумевает короткое фокусное расстояние и большое поле. Однако «быстрый» — это термин, заимствованный из фотографии. Телескоп F5 может сделать снимок с выдержкой в ​​четыре раза меньше, чем инструмент F10 для достижения такой-же экспозиции.

Визуально, хорошо сделанные быстрые и медленные телескопы с одинаковой апертурой не имеют разницы ни в яркости изображения, ни в разрешении (детализации). Иногда фотографам сложно понять эту концепцию, потому что их опыт, что большая "светосила" означает более яркие изображения на фотоприемнике.

Истинные и кажущиеся поля

Истинное поле зрения телескопа — это угловая величина сектора неба, которую мы видим в окуляре. Оно определяется диаметром полевой диафрагмы (кольца внутри передней части окуляра, ограничивающего поле зрения) и фокусным расстоянием телескопа. (Эрнест: обычно оптики называют это поле зрения входным/ угловым полем зрения объектива или просто полем зрения телескопа.) Поскольку диаметр полевой диафрагмы не может быть больше внутреннего диаметра трубки фокусера, то ее стандарт эффективно ограничивает поле зрения телескопа. К примеру, при 1.25" трубке фокусера (Эрнест: 31.7 мм или с учетом реальной конструкции 28 мм) и фокусном расстоянии объектива 500 мм поле зрения телескопа не может превысить 57.3*28/500 = 3.2°. 2" фокусер (Эрнест: 50.5 мм или примерно 46 мм реального просвета) в том-же телескопе с фокусным 500 мм ограничит телескоп полем зрения 57.3*46/500 = 5.2°.

Вот почему 2" окуляры могут показывать большее истинное поле, чем 1¼-дюймовые окуляры. Внутренний диаметр типичного 2-дюймового тубуса в 1,7 раза больше и имеет в три раза большую площадь, чем 1¼ тубусы. Многие окуляры имеют полевые диафрагмы, которые доступны для измерения штангенциркулем. У других полевые диафрагмы расположены между линзами. У последних такой диаметр полевой диафрагмы не может быть использован для определения истинного поля. (Эрнест: поскольку линзы окуляра между объективом и полевой диафрагмой меняют ее размер "видимый" со стороны объектива. В таком случае говорят об "эффективном" диаметре полевой диафрагмы.) Некоторые длиннофокусные окуляры не имеют выделенной полевой диафрагмы, а используют внутренний край своего тубуса в ее качестве.

(Эрнест: стоит отметить, что само по себе 2" исполнение окуляра поле зрения телескопу не прибавляет. Скажем, телескоп с 100-градусным 2" окуляром 9 мм от Explore Scientific покажет не больше, чем 9 мм стоградусник от SkyRover в 1.25" исполнении, так как у обоих диаметр полевой диафрагмы одинаков. 2" исполнение окуляра от Explore Scientific это просто особенность данного окуляра которая немного сужает область его применения и немного удешевляет его производство.)

Небо и телескоп

Истинное поле любой комбинации окуляра и телескопа можно определить методом дрейфа звезд. Направьте телескоп на звезду вблизи небесного экватора и, при выключенном приводе, засеките время прохождения звезды (Эрнест: вследствие вращения Земли) диаметрально все видимое поле зрения окуляра. Поскольку экваториальные звезды смещаются на 15 угловых минут за каждую минуту времени (Эрнест: на самом деле немного меньше, но это не имеет значения в данном случае), вы просто умножаете полное время дрейфа в минутах времени на 15, чтобы найти истинный угол поля зрения телескопа в угловых минутах.

В грубом приближении истинное поле зрения телескопа можно получить поделив видимое поле зрения окуляра (Эрнест: оптики называют его выходным полем зрения телескопа или угловым полем зрения окуляра) на увеличение телескопа. Это грубо (Эрнест: в некоторых случаях с точностью до 10-15%), поскольку увеличение окуляров неодинаково по полю зрения (Эрнест: в центре поля зрения - одно, так называемое параксиальное увеличение, а ближе к краю - другое. Это связано с такой аберрацией как дисторсия). Величина дисторсии обычно это обычно известно только расчетчику окуляра (Эрнест: и эти данные производителя по какой-то причине не публикуют.) Поэтому лучше все-же использовать дрейф звезд для точного определения истинного углового поля телескопа.

В то время как истинное поле зрения — это фактический сектор небесной сферы, которую вы видите через телескоп и окуляр, видимое угловое поле зрения телескопа — это сектор изображения небесной сферы видимой глазом в окуляр (Эрнест: с учетом увеличения). Эту значение производитель окуляра обычно указывает в числе его кардинальных характеристик (Эрнест: хотя и не всегда точно).

Если вы хотите узнать, какой из двух окуляров, оказавшихся в ваших руках, будет иметь большее видимое поле, поднесите их к глазам, как будто вы смотрите в бинокль. Расположите их так, чтобы круги их полей зрения перекрывались, и будет совершенно ясно: какой круг больше у того и видимое поле зрения больше.

Большое видимое поле зрение современных широкоугольных конструкций окуляров имеет интересные последствия для наблюдателей. При одинаковом увеличении 50° и 80° окуляры покажут одинаковые по угловому размеру изображения объектов, только 80° захватит еще больше фоновых звезд по краям. А, если подобрать фокусные расстояния окуляров такие, что сравняются истинные поля поля телескопа (Эрнест: это при фокусных расстояниях обратно пропорциональных видимым полям окуляров), то в 80° окуляр мы увидим более увеличенное изображение того-же объекта (Эрнест: да еще и с большим количеством звезд фона).

Выбор выходного зрачка окуляра

Выходной зрачок — это место, где фокусируются световые пучки выходящие из окуляра. Это то место, где следует разместить глаз наблюдателя, чтобы увидеть изображение во всей полноте поля зрения. Диаметр выходного зрачка это диаметры световых пучков выходящих из окуляра. (Эрнест: неточное совмещение зрачка наблюдателя и выходного зрачка окуляра приводит к срезанию - "блекауту" части поля зрения или даже всего поля.)

Вы можете рассчитать диаметр выходного зрачка, разделив диаметр входной апертуры объектива на увеличение телескопа. Производители биноклей (Эрнест: бинокль - разновидность телескопического инструмента со всеми присущими ему параметрами) косвенно указывают диаметр выходного зрачка, указывая апертуру объектива и увеличение (Эрнест: в бинокле 42х8 42 мм - диаметр входной апертуры, 8 - увеличение, 42/8 = 5.25 мм - диаметр выходного зрачка). Диаметр выходного зрачка также может быть определен диафрагменным числом объектива. Например, окуляр с фокусным расстоянием 35 миллиметров при использовании на телескопе с диафрагмой F5 (1:5) даст выходной зрачок 7 мм (Эрнест: 35/5 = 7 мм).

Большие увеличения создают маленькие выходные зрачки, а малые — большие. При очень больших увеличениях и малых выходных зрачках изображения (кроме звезд, до известного предела) тускнеют, атмосферная турбулентность и тряска в монтировке телескопа становятся гораздо более заметными, а «плавающие частицы» (частицы внутри глазного яблока) могут раздражать.

С другой стороны, проблемы могут возникнуть и из-за большого выходного зрачка. Если телескоп имеет центральное экранирование, например, диагональное зеркало в телескопе Ньютона или вторичное зеркало в телескопе Шмидта-Кассегрена, оно выглядит как темное пятно в выходном зрачке с тем же относительным размером, что и вторичное зеркало по отношению к объективу. Эта тень является проблемой при дневных наблюдениях, когда зрачок глаза наблюдателя может быть меньше. Стоит отметить, что это экранирование приходится на центр зрачка глаза, закрывая ту часть глаза, которая работает лучше всего.

Не существует единого оптимального выходного зрачка для малого или большого увеличения. Я предлагаю набор окуляров, которые обеспечивают выходные зрачки 0.5, 1, 2, 4 и 7 мм. (Эрнест: я обычно рекомендую более подробное биение больших увеличений, вроде 0.7, 1, 1.5, 2, 3, 6 - но это в общем-то дело вкуса и предпочтений.)

Определение разрешения окуляра (и телескопа)

Разрешение можно определить многими способами. Традиционно производители телескопов используют предел Доу в качестве спецификации. (Эрнест: тут Наглер немного путает читателя предлагая вместо определения углового разрешения сразу перейти к способу его расчета.) В 19 веке в Англии преподобный Уильям Р. Доу наблюдал с помощью небольших рефракторов и обнаружил, что он может различить компоненты слабых двойных звезд одинаковой величины, когда их разделение равно 4,56 угловых секунд, деленных на апертуру в дюймах (Эрнест: или 116"/D угловых секунд, когда диаметр апертуры телескопа D выражен в миллиметрах или по более жесткому подходу Релею 140"/D. Только надо иметь ввиду, что рассчитанный таким образом предел разрешения игнорирует остаточные аберрации телескопа, качество его юстировки, влияние атмосферы.)

Конечно, это всего лишь ориентир, поскольку гораздо большие или меньшие телескопы несколько отличаются по производительности (Эрнест: по влиянию на разрешение неоднородностей атмосферы, тепловой нестабильности оптических элементов). Кроме того, разрешение ухудшается, когда двойные звезды имеют компоненты разной величины.

Предел Доу ничего не говорит нам о влиянии контраста на разрешение планетарных деталей. Он также игнорирует тот факт, что телескопы с апертурами больше 9 дюймов редко могут достичь своего теоретического разрешения в 0.5 угловой секунды или лучше из-за неустойчивой атмосферы.

Кроме того, если разрешение невооруженным глазом составляет 1 угловую минуту (для людей с лучшим зрением), вам понадобится всего лишь 120-кратное увеличение, чтобы увидеть предел разрешения, налагаемый либо формулой Доу, либо атмосферой (Эрнест: не ожидал такого примитивного подхода со стороны Наглера). На практике, увеличение в два или три раза более комфортно. Возможно любое увеличение телескопа, но я не верю, что чрезвычайно большие увеличения открывают больше, чем использование 300x или 500x на любом телескопе.

Коэффициент усиления апертуры (Эрнест: отношение эффективной площади апертуры телескопа к площади зрачка наблюдателя) даст вам представление о самых слабых звездах, видимых в телескоп. Например, коэффициент усиления площади 70-мм апертуры по сравнению с 7-мм апертурой нашего глаза составляет 100 раз. Это равно разнице в 5 звездных величин, поэтому если звезды 6-й величины видны невооруженным глазом, то звезды 11-й величины должны быть видны в 70-мм телескоп. Это рассуждение игнорирует потерю света в оптике. (Эрнест: на приращение проницания - предельных по блеску звезд видимых в телескоп влияет много факторов из них два главных: диаметр входной апертуры D и увеличение телескопа Г. Далее применяем эмпирическую формулу M = Mo + 2.5*(lg(D) + lg(Г)), где Mo - слагаемое зависящее от пропускания оптической системы, степени световой засветки, опыта наблюдателя и в среднем принимаемое за 3.5m)

Прозрачность против Спокойствия атмосферы

Когда безоблачный, ветреный полдень превращается в темную и ясную ночь, с ярко мерцающими звездами, получается ночь исключительной прозрачности. Темное небо и хорошая контрастность создают идеальные условия для наблюдения за галактиками, туманностями и слабыми звездами. К сожалению, часто присутствует и другая сторона медали — турбулентность воздуха. В такие ночи неоднородность воздуха и его неспокойствие велики и то что называется seeing (Эрнест: что можно перевести на русский не очень удачным словом видимость или длиннее - оптическое разрешение атмосферы) ухудшается. Небольшой телескоп показывает мерцающие звезды, игриво прыгающие, но большие апертуры усредняют движения, давая нам пульсирующие вспухшие пятна вместо точечных изображений звезд. Многие начинающие наблюдатели не знают, что прозрачность и хорошая видимость обычно избегают друг друга. Туманные летние затишья часто обеспечивают наилучшую видимость и отлично подходят для обнаружения двойных звезд и деталей планет.

Другим фактором, с которым нам всем приходится бороться, является прогрессирующее световое загрязнение (Эрнест: от уличного освещения) в сочетании с атмосферной дымкой от промышленного загрязнения. Непосредственный ответ для наблюдателя — снарядить машину и отправиться подальше от городской засветки и дымки. Неслучайно портативные мобильные телескопы, большие и маленькие, становятся все более популярными, и что наблюдательные сессии любителей астрономии устраиваются в местах с наиболее темным небом.

Увеличение окуляра зависит от цели

Прежде чем выбрать кратность просмотра, тщательно подумайте, что именно вы собираетесь рассматривать.

Если вы хотите увидеть маленькие тусклые галактики, шаровые скопления и слабые звезды, то нет замены телескопам с большой апертурой. Много лет назад правилом были большие тяжелые зеркала с длинным фокусным расстоянием. Окуляры того времени не могли хорошо справляться со светосильными зеркалами. Сегодня современные окуляры и корректоры комы позволяют использовать большие и довольно компактные телескопы Добсона со светосильными зеркалами. С 13-25-дюймовыми телескопами Добсона вы можете использовать максимальные увеличения, которые позволят атмосфера и качество оптики. Малая яркость объекта уже редко является серьезным препятствием.

Контрастность объекта наблюдения иногда так же не столь важна, как и его яркость. Часто небольшие рефракторы превосходят более крупные рефлекторы из-за превосходной передачи контраста изображения. Рост увеличения телескопа уменьшит размер выходного зрачка и затемнит фоновое небо. Вот почему самые слабые звезды всегда лучше видны при умеренно большом увеличении. (Эрнест: оптики говорят что проницание повышается с ростом увеличения)

Контраст протяженных объектов, таких как галактики и туманности, фиксирован относительно фона неба и выглядит только лучше, если вы увеличиваете увеличение, потому что более крупные детали становятся заметнее. В общем, вы можете наращивать увеличение, чтобы затемнить небо (видимость краев полевой диафрагма является хорошим ориентиром для «черного»), пока вокруг интересующего объекта все еще достаточно неба, чтобы повысить субъективный контраст. Это, кажется, противоречит старым подходам с использованием больших выходных зрачков при наблюдении туманностей. Не волнуйтесь; доверяйте своим глазам и опыту.

Когда же использовать небольшие увеличения

Объекты вселенной — это ваша картина, а изображение в окуляре телескопа — палитра: соответствующим образом расположите объект.

Объекты с угловым размером 1° или более лучше видны при небольшом увеличении. Примерами являются широкие рассеянные скопления, крупные галактики (Эрнест: и их группы), диффузные туманности и звездные поля Млечного Пути. Например, скопление Ясли имеет размер около 1°, Плеяды — до 2°, а Гиады — более 5°. Туманность Вуаль отлично смотрится при малом обзорном увеличении, как при большом (для рассматривания отдельных деталей), а для туманности Северная Америка требуется поле зрения телескопа не менее 3°.

Рассеянные скопления, могут быть размыты слишком большим увеличением — вы можете даже не узнать, что видите. Я не думаю, что наблюдение Альционы и нескольких звезд в Плеядах при 300-кратном увеличении сравнится с хорошим четким изображением при 20-60-кратном увеличении. Оставьте достаточно места вокруг объекта, чтобы он выглядел в контексте с окружающим фоном.

Одним из преимуществ телескопа с коротким фокусным расстоянием (Эрнест: со светосильным, "быстрым" объективом) является то, что у вас есть поле для всех ваших потребностей. Вы всегда можете как поднять увеличение, так и наблюдать с предельно малым используя все доступное поле зрения этих инструментов. Телескопы с длинным фокусным расстоянием (Эрнест: с большими относительными фокусными расстояниями, "медленные"), с другой стороны, ограничены, когда требуются широкие поля.

Каков предел увеличения телескопа снизу?

Теперь возникает вопрос, насколько малым может быть увеличение телескопа. Во-первых, рассмотрим пределы выходного зрачка рефракторов и рефлекторов. Диаметр зрачка глаза, адаптированного к темноте, составляет 6-8 мм, что, кажется, является общепринятым значением среди астрономов. Этому способствует выходной зрачок в 7 мм так называемых астрономических биноклей, и он соответствует выходному зрачку телескопа, используемого при увеличении 3,5× на дюйм апертуры (Эрнест: или D/7, где D - диаметр апертуры телескопа в миллиметрах - это увеличение часто называют "равнозрачковым").

Однако то, что мы физически можем вместить в наш глаз в качестве выходного зрачка, и то, что является подходящим, может не совпадать. (Эрнест: другими словами ограничение увеличения снизу "равнозрачковым" - не догма.) Кроме того, правила для рефлекторов и рефракторов различаются. Рефрактор не имеет ограничений на используемое увеличение снизу (Эрнест: если это требуется для достижения видимости большего поля зрения, выходной зрачок телескопа может превышать 7 мм).

Эта идея для многих ересь, поэтому позвольте мне объяснить. Рассмотрим 4-дюймовый рефрактор F4 с 55 мм окуляром. Выходной зрачок при этом будет иметь диаметр около 14 мм. Поскольку вы можете использовать только около 7 мм, некоторые скажут, что половина апертуры тратится впустую, и вы действительно используете 2-дюймовый телескоп. Они скажут, что вы тратите свет и разрешение.

Однако правда в том, что, хотя вы и тратите потенциальную апертуру, вы не тратите свет, потому что ваш глаз полностью освещен, и у вас самое яркое изображение, которое вы когда-либо могли получить при таком малом увеличении телескопа. Подумайте об использовании бинокля 7×50 днем, когда зрачок вашего глаза составляет всего 3,5 мм. Изображение выглядит тусклее, чем в бинокле 7×25, зрачок которого соответствует зрачку вашего глаза? Конечно, нет. Кроме того, снижение разрешения для 2-дюймового телескопа по сравнению с 4-дюймовым совершенно незаметно при таком увеличении. (Эрнест: При большом действующем зрачке свет проходит через краевые не столь совершенные зоны оптики глаза, да и плотность светочувствительных клеток сетчатки глаза становится недостаточной для реализации разрешение ограниченного только дифракцией или действующей апертурой.)

Если выходной зрачок 14 мм при 8-кратном увеличении не стоит вам ничего в смысле потерь яркости или разрешения, есть ли у него какие-либо преимущества? Конечно. При 8-кратном увеличении 2-дюймовый окуляр даст истинное поле диаметром 6° или больше. Если вам нужно такое большое поле для просмотра Млечного Пути, например, почему бы не иметь его! Я не спорю, 8-кратное увеличение телескопа не самое ходовое, но сама концепция при необходимости имеет право на существование.

Справедлив ли этот аргумент для зеркальных телескопов? Нет! Центральное экранирование присущее этому типу телескопов, накладывает более строгие ограничения на увеличение снизу. Центральные экранирование составляет от менее 20 процентов диаметра объектива для некоторых ньютоновских телескопов и до 45% и более для некоторых телескопов по схеме Кассегрена. 14-миллиметровый выходной зрачок последнего будет иметь черное пятно в центре диаметром более 6 мм (Эрнест: и оно будет помехой при наблюдении, порождая странного поведения блекауты).

Хотя это и крайний случай, он указывает на ценность зеркальных телескопов с небольшим вторичным зеркалом и ограничением выходного зрачка диаметром 7..8 мм. Большие вторичные зеркала также ограничивают ваши зрительные возможности, затемняя центр зрачка вашего глаза, который строит самое резкое изображение.

Не существует практического предела малому увеличению, которое можно использовать с рефрактором. Но центральное экранирование большинства рефлекторов, устанавливает ограничения, поскольку теневое пятно, которое оно образует в выходном зрачке, растет по мере уменьшения увеличения.

Суть малых увеличений заключается в том, чтобы правильно позиционировать наблюдаемый объект - отвести часть поля рения на фон. Фактически, наилучший вид достигается при самом большом увеличении, которое комфортно включает целевой объект. (Эрнест: мне кажется что это уже слишком сильное допущение, которое не работает с такими мелкими объектами как планетарные туманности, двойные и кратные звезды, планеты.) Как упоминалось ранее, большое увеличение затемняет фон ночного неба, выявляет более тусклые звезды и показывает больше деталей протяженных объектов. Получающийся в результате меньший выходной зрачок также минимизирует эффекты дефектов зрения и уменьшает размер темного пятна, вызванного центральным экранированием зеркальных телескопов.

Насколько большим может быть увеличение?

Объекты интересные для рассматривания с большим увеличением включают Луну, планеты, шаровые звездные скопления, планетарные туманности, небольшие галактики, небольшие рассеянные скопления и двойные звезды. Здесь увеличение ограничивается атмосферой, волновой природой света (Эрнест: дифракционными артефактами) - апертурой телескопа, качеством оптики, качеством ваших окуляров и линз Барлоу, а также устойчивостью монтировки и качеством часового ведения.

Стабильная атмосфера является предпосылкой для эффективного наблюдения с большим увеличением. Ждите когда достигается минимальное мерцание звезд и старайтесь наблюдать объекты ближе к зениту. Качественно сделанные апохроматические и флюоритовые рефракторы создают превосходные изображения планет, как и традиционные длиннофокусные рефракторы и рефлекторы с относительно небольшими диагоналями (Эрнест: с минимальным центральным экранированием). Телескопы с "быстрыми" объективами требуют более сложных (и дорогих) окуляров и высококачественных линз Барлоу для достижения наилучших результатов. Линзы Барлоу могут улучшить качество изображения (Эрнест: в общем случае спорное утверждение, справедливое для окуляров с посредственным качеством коррекции аберраций) и обеспечить большее удаление выходного зрачка для комфортного, расслабленного наблюдения с большим увеличением.

Также не стоит пренебрегать жесткостью монтировок и часовым приводом, необходимым для наблюдений с большими увеличениями. Люфты монтировки и ручное сопровождение объекта наблюдения может свести на нет все преимущества оптически превосходного инструмента. Добсоны изначально стабильны, но их необходимо часто перенаводить из-за отсутствия часового привода. Широкоугольные окуляры с ровным качеством изображения могут помочь использовать Добсон как более эффективный планетный инструмент.

Когда увеличение телескопа становится слишком большим; изображения объектов наблюдения становятся тусклыми и теряют в контрасте. Они также больше подвержены влиянию атмосферных помех, разъюстировки и других дефектов оптики. При использовании больших увеличений наблюдения используйте "самые небольшие" из них.

Резкость изображения

Насколько резким может быть увеличение телескопа? Как я уже отмечал ранее, Доу основывал свой предел разрешения на своем практическом опыте наблюдения. Но почему существует предел? Свет состоит из электромагнитных волн. Так же, как рябь на пруду, когда мы бросаем несколько камней, световые волны, которые взаимодействуют, могут усиливаться в одних местах и ​​подавляться в других. Круглые апертуры телескопа собирают свет так, что он образует ряд ярких и темных колец, окружающих изображение звезды. Они наиболее выражены, если мы смотрим на изображение, когда окуляр находится немного внутри или вне фокуса (Эрнест: расфокусирован).

В фокусе изображение звезды становится маленьким ярким пятном с одним или несколькими слабыми дифракционными кольцами вокруг него. Несовершенные телескопы и атмосферная турбулентность затрудняют наблюдение этого узора. На идеальном изображении центральное пятно, называемая диском Эйри, содержит 84 процента света, собранного апертурой. Первое кольцо содержит около 7 процентов, а остальное распределено по последовательно более слабым внешним кольцам.

Английский физик XIX века лорд Рэлей установил немного более жесткий предел разрешения, чем у Доу, для двойных звезд. По его мнению, две звезды разрешимы только в том случае, если центр диска Эйри одной звезды лежит в первом темном кольце дифракционной картины другой. Этот предел Рэлея равен 5.5 угловых секунд, деленным на апертуру телескопа в дюймах (Эрнест: или 140"/D, где D - диаметр входной апертуры телескопа в миллиметрах). Как только вы получаете достаточное увеличение, чтобы четко видеть дифракционную картину, дальнейшее увеличение телескопа бессмысленно (Эрнест: приводит в падению яркости изображения, сокращению поля зрения и проч.).

Опытные наблюдатели планет используют 20x–30x на дюйм апертуры (Эрнест: то есть кратность примерно равная диаметру апертуры телескопа в мм), чтобы увидеть больше деталей планет. Наблюдатели двойных звезд идут выше, до 50x на дюйм, что соответствует выходному зрачку 0.5 мм (Эрнест: то есть кратность примерно равная удвоенному диаметру апертуры телескопа в мм). Переход за эти пределы ухудшают изображение и снижают эффективность наблюдений.

Атмосфера способна сильно ограничить резкость изображения. Редко можно найти атмосферные условия, которые позволяют любому телескопу работать с разрешением, превышающим разрешение хорошего 4-дюймового телескопа более чем в два или три раза. Резкость — это не совсем то же самое, что разрешение. (Эрнест: туманное положение, я бы поспорил с этим утверждением. Резкость или детализация это словечко предпочитаемое более далекой от оптики публикой, а разрешение - более строгий оптический термин. Но речь в общем-то идет о том-же самом.) Сферическая аберрация, расфокусировка и/или центральное экранирование вычитают свет из диска Эйри и добавляют его к дифракционным кольцам (Эрнест: то есть способствует ухудшению передачи контраста).

При 50% экранировании диск Эйри всего в 10 раз ярче первого кольца (Эрнест: то есть собирает в 10 раз больше света чем в первом кольце), по сравнению с 50-кратной яркостью для телескопа без экранирования. Экранирование все еще позволяет разделять двойные звезды на пределе Рэлея в условиях спокойной атмосферы (Эрнест: это не вполне так. Предел Релея разрушается уже при примерно 33% экранировании), но даже легкая помеха со стороны атмосферы все испортит.

Перемещение суммы света из диска Эйри в дифракционные кольца снижает контраст, делая детали планет менее резкими. Наблюдатели планет, использующие ньютоновские рефлекторы, хотят иметь наименьшие возможные размеры вторичных зеркал именно по этой причине.

Большинство больших рефлекторов будут демонстрировать лучшее разрешение при их использовании с внеосевой диафрагмой апертуры. Вы можете с разочарованием ждать тех волшебных, мимолетных моментов, когда атмосферное зрение позволяет увидеть проблески с хорошим разрешением при большой апертуре, или вы можете уменьшить апертуру и пожертвовать некоторым разрешением на гораздо большее время, когда качество изображения будет удовлетворительным. (Эрнест: мне кажется что это сомнительное утверждение, во всяком случае для первоклассной хорошо остывшей оптики.)

Владельцы больших Добсонов на практике убеждаются, что для лучшего разрешения и контраста внеосевая апертурная диафрагма (лучше всего размещаемая около зеркала, чтобы минимизировать потоки теплого воздуха) дает наилучшее из всех возможных изображение — без экранирования, без хроматизма. Таким образом 17-дюймовое зеркало может иметь 6-дюймовую апертуру без экранирования.

Математика увеличения

Г (увеличение) = F_ob/F_ep, где FL_ob - фокусное расстояние объектива телескопа (возможно умноженное на кратность установленной линзы Барлоу или редуктора), FL_ep - фокусное расстояние окуляра.

Г (увеличение) = D/d, где D - диаметр входной апертуры телескопа (диаметр объектива, входного зрачка), d - диаметр выходной апертуры телескопа (выходного зрачка).

Г (увеличение) = AFOV/TFOV, где AFOV - выходное угловое поле зрения телескопа (видимое поле), TFOV - входное угловое поле зрения телескопа (истинное поле)

FN (относительное фокусное расстояние, диафрагменное число) = F_ob/D , где FL_ob - фокусное расстояние объектива телескопа, D - диаметр входной апертуры телескопа (диаметр объектива, входного зрачка).

TFOV (поле зрения телескопа) = 57.3*D_fs/F_ob, где D_fs - диаметр (возможно эффективный) полевой диафрагмы, FL_ob - фокусное расстояние объектива телескопа.

d (диаметр выходного зрачка) = F_ep/FN, где FL_ep - фокусное расстояние окуляра, FN - относительное фокусное расстояние, диафрагменное число объектива.

Предел Доу (в угловых секундах) = 116"/D, где D - диаметр входной апертуры телескопа в миллиметрах (диаметр объектива, входного зрачка).

Коэффициент усиления апертуры = (D/d_p)², где D - диаметр входной апертуры телескопа (диаметр объектива, входного зрачка), d_p - диаметр зрачка наблюдателя.

Наблюдательная астрономия — большей частью эстетическое занятие для большинства любителей. Кажется самонадеянным пытаться количественно оценить, насколько большие или малые увеличения следует использовать, учитывая разнообразие инструментов, объектов, атмосферных условий и существующего зрения. Однако я думаю, что два обобщения справедливы: для лучших видов с малым увеличением используйте самое большое увеличение, при котором поле зрения которое хорошо обрамляет изображение объекта. Для лучших видов с большим увеличением используйте самое малое из тех, которые раскрывают детали, которые вы ищете.