Как найти оптическую силу объектива телескопа

Обучайтесь и развивайтесь всесторонне вместе с нами, делитесь знаниями и накопленным опытом, расширяйте границы знаний и ваших умений.

поделиться знаниями или
запомнить страничку

• Все категории
• экономические
  43,662
• гуманитарные
  33,654
• юридические
  17,917
• школьный раздел
  611,978
• разное
  16,905

Формулы для расчёта телескопа

Кратность или увеличение телескопа (Г)

Г=F/f, где F — фокусное расстояние объектива, f — фокусное расстояние окуляра.

F вы изменить чаще всего не можете, но имея окуляры с разным f, вы сможете менять кратность или увеличение телескопа Г.

Максимальное увеличение (Г max)

Максимальное увеличение телескопа ограничено диаметром объектива.
Принято считать, что Г max=2*D, но из-за поправок на искажения, точности изготовления и настройки, лучше немного занизить эту величину:

Г_max = 1,5*D, где D — диаметр объектива или главного зеркала (апертура).

А если труба окажется способна на большее — пусть это лучше сюрпризом будет, чем наоборот…
Используя линзу Барлоу, можно поднять максимальное увеличение телескопа в разы, но в итоге вы получите всего-лишь размытое пятно больших размеров и никаких дополнительных деталей.

Есть, правда, другой подход: немного более крупные размеры часто позволяют лучше расмотреть тот же объект,
несмотря на то, что деталей на нём не прибавится. Наверное поэтому и советуют обычную формулу: Г max=2*D. То есть, это зависит от объекта и вашего вкуса…

Светосила

Светосила телескопа определяется в виде отношения D:F.
Если не особо заморачиваться, то чем меньше это отношение, тем лучше телескоп подходит для наблюдения галактик и туманностей (например 1:5).
А более длиннофокусный телескоп с соотношением вроде 1:12 лучше подходит для наблюдения Луны.

Разрешающая способность (b)

Разрешающая способность телескопа — наименьший угол между такими двумя близкими звездами, когда они уже видны как две, а не сливаются зрительно в одну.
Проще говоря, под разрешающей способностью можно понимать «чёткость» изображения (да простят меня профессионалы-оптики…).

b=138/D, где D — апертура объектива. Измеряется в секундах (точнее в секундах дуги).

Из-за атмосферы эта величина нечасто бывает меньше 1″ (1 секунды). Например, на Луне 1″ соответствует кратеру диаметром около 2 км.

Для длиннофокусных объективов, со значением светосилы 1:12 и более длинных, формула немного другая: b=116/D (по Данлопу).

Из сказанного выше видно, что в обычных условиях минимальная разрешающая способность в 1″ достигается при апертуре 150мм у рефлекторов
и около 125мм у планетников-рефракторов.
Более апертуристые телескопы дают более чёткое изображение только в теории, ну или высоко в горах, где чистая атмосфера,
либо в те редкие дни, когда «с погодой везёт»…

Однако, не забывайте, что чем больше телескоп, тем ярче изображение, тем виднее более тусклые детали и объекты.
Поэтому, с точки зрения обычного наблюдателя, изображение у больших телескопов всё равно оказывается лучше, чем у маленьких.

Вдобавок, в короткие промежутки времени атмосфера над вами может успокоиться настолько,
что большой телескоп покажет картинку более чёткую, чем при том самом пределе в 1″,
а вот маленький телескоп упрётся в это ограничение и будет очень обидно…

Так что, нет особого смысла ограничиваться 150-ю миллиметрами

Предельная звёздная величина (m)

Предельная звёздная величина, которая видна в телескоп, в зависимости от апертуры:

m=2.1+5*lg(D), где D – диаметр телескопа в мм., lg — логарифм.

Если возьмётесь расчитывать, то увидите, что предельная звёздная величина,
доступная нашему глазу через самый большой «магазинный» телескоп с апертурой 300мм — около 14,5^m.
Более слабые объекты ищутся через фотографирование и последующую компьютерную обработку кадров.

Приведу для справки таблицу соответствия апертуры телескопа D и предельной звёздной величины:

Предельные звёздные величины (m) в зависимости от апертуры телескопа (D)

D, мм	m		D, мм	m
32	9,6		132	12.7
50	10,6		150	13
60	11		200	13,6
70	11,3		250	14,1
80	11,6		300	14,5
90	11,9		350	14,8
114	12,4		400	15,1
125	12,6		500	15,6

На деле значения будут немного отличаться из-за разницы световых потерь в разных конструкция телескопов.

При одинаковой апертуре D, выше всего предельная звёздная величина в линзовых телекопах-рефракторах.

В зеркальных рефлекторах потери выше — очень грубо можно отнять 10-15%.

В катадиопртиках потери самые большие, соответственно и предельная звёздная величина самая маленькая.

Также велики потери в биноклях из-за наличия нескольких преломляющих призм — их я имел ввиду, дав диаметры 32 и 50 мм.
То есть, в биноклях предельная звёздная величина будет гораздо меньше табличной. На сколько — зависит от качества марки бинокля, в частности от качества просветляющего покрытия всех поверхностей — это нельзя предсказать для всех моделей.

Сложные и дорогие окуляры тоже задерживают свет за счёт большего количества линз — неизбежная плата за качество изображения
(хотя, их качественные просветляющие покрытия частично снижают этот недостаток).

То есть, при одинаковой апертуре, в линзовый телескоп-рефрактор с самым простеньким окуляром вы увидите максимум возможного при данном D.

Но, поскольку, рефракторы больших диаметров дороги, то за те же деньги можно взять гораздо более апертуристый рефлектор и увидеть значительно больше.

Выходной зрачок

Выходной зрачок телескопа = D/Г

Хорошо, когда выходной зрачок телескопа равен 6 мм., это значит, что весь свет собираемый объективом попадёт в глаз (6 мм. — примерный диаметр человеческого зрачка в темноте).
Если выходной зрачок окажется больше, то часть света потеряется, подобно тому, как если бы мы задиафрагмировали объектив.

На деле удобнее считать «от обратного». Например:

Для моего телескопа с апертурой D=250мм, максимальное увеличение без потери яркости = 250мм/6мм = 41,67 крат. То есть, при увеличении 41,67 выходной зрачок будет равен 6 мм.

Ну, и какой окуляр мне нужен для этого телескопа, чтобы получить это самое «равнозрачковое увеличение»?

Вспоминаем: f=F/Г.

Тогда: фокусное расстояние F моего Добсона»: 1255мм. «Г» уже нашли: 41,67 крат.

Получается, что мне нужен окуляр f=1255/41,67=30,1мм. Да, примерно такой окуляр и шёл в комплекте :)…

42 крата — это совсем немного, но достаточно для рассматривания звёздных полей, а вот уже для Андромеды маловато…

(Берём окуляр с фокусом покороче. Ура, получается крупнее! Но… темнее. И чем больше кратность, тем темнее будет картинка.)

Это был расчёт для довольно апертуристого телескопа, а какая будет кратность для равнозрачковости в рядовые телескопы — посчитайте сами: одни слёзы… Поэтому и говорят, что «апертура рулит» — чем она выше, там картинка ярче при одинаковой кратности (при одинаковой конструкции телескопов).

Поле зрения телескопа

Поле зрения телескопа = поле зрения окуляра / Г

Поле зрения окуляра указано в его паспорте, а увеличение Г телескопа с данным окуляром мы уже знаем как расчитать: Г=F/f.

Чем полезно знание поля зрения телескопа?

Чем больше поле зрения телескопа, тем больший кусок неба виден, но тем мельче объекты.

Зная какое поле (угол) захватит ваш телескоп при заданном увеличении, и зная уговые размеры искомого объекта, можно прикинуть какую часть поля зрения займёт этот объект,
то есть прикинуть общий вид того, что вы увидите в окуляре.

Если вы ищете объект не по координатам, а по картам, то полезно сделать из проволоки колечки, которые соответствуют на карте угловым полям зрения ваших окуляров в составе данного телескопа.
Тогда гораздо легче ориентироваться: двигая телескоп от звезды к звезде и одновременно перемещая колечко на карте, вы легко можете сверять оба изображения.

Теперь, когда примерно ясна взаимосвязь характеристик телескопа, можно другими глазами посмотреть на то,
что можно увидеть в телескопы разных размеров.

Начинающему астроному



 

или расскажите друзьям:



---

Помогите подобрать прибор под задачу. Лампа накаливания в помещении олеблется под действием акустической речевой волны. Амплитуда колебаний на частоте 600 Гц спектрального ядра речи составляет 100 мкм. С какими параметрами нужен телескоп для того, чтобы увидеть колебания с расстояния 10 м извне помещения через окно

---

Как решить эту задачу,не понимаю.
Фотоаппаратом с фокусным расстоянием объектива 9 см фотографировали далекие предметы на максимально близком для данного аппарата расстоянии 81 см. Определить, на сколько при этом пришлось выдвинуть вперед объектив.

---

Как определить (по какой формуле) диапазон телескопа, если он необходим для наблюдения за звездами с атмосферной температурой, например, 10000:К?

---

В тексте ошибка: «Г max=1,5*D, где D — фокусное расстояние объектива». Думаю должно быть: D — апертура объектива или главного зеркала.

---

А мой телескоп наверное самый такой простой…Levenhuk Skyline 76*700AZ очень обидно то,что я могу посмотреть только окружность звезды я середина её тёмная. почему?ответьте если можно…

---

Вы пишете в статье: «6 мм. — примерный диаметр человеческого зрачка в темноте». Но, я встречала упоминания, что в темноте зрачок у нас 8 мм. Так сколько же на самом деле?

---

Большое спасибо за статью и другие статьи вашего сайта, очень понятно и подробно, спасибо!!!

---

Замечательная статья. Благодарю. Celestron 120/1000 OMNI

---

Очень интересно и подробно всё описано. Для меня это очень нужная статья, т.к. недавно начал заниматься астрономией. Мой телескоп: Sturman HQ1400150EQ. Спасибо вам большое!

Ответ:
Пожалуйста У вас аппертура 150 мм и экваториальная монтировка — хорошее начало для дипская. Главное чтобы место наблюдения было без сильной засветки. Успехов!
Николай.



Главная » Астрономия — 5 — 9 классы

Помогите пожалуйста.
Измерив оптическую силу объектива и окуляра школьного телескопа, определите

увеличение, которое он дает. ​

Ответ №1

Ответ:

Допустим:

Фокусное расстояние объектива X

Фокусное расстояние окуляра Y

Значит X делим на Y.

Пример:

Фокусное расстояние объектива 1 000 мм.

Фокусное расстояние окуляра 4 мм.

1 000 / 4 = 250 крат

То есть мы получаем увеличение в 250 раз.

Если мы имеем линзу Барлоу, то умножаем её значение на увеличение телескопа.

Пример:

Увеличение телескопа 150 крат, увеличение линзы Барлоу х3 крата.

150 * 3 = 450 крат.

ЕСЛИ ФОКУСНОЕ РАССТОЯНИЕ УКАЗАНО В ДИОПТРИЯХ:

Мы делим 1 000 на количество диоптрий, дальше считаем по формулы выше.

Пример:

У меня линза на 2 диоптрия. 1 000 / 2 = 500 мм.

РЕЗУЛЬТАТ ПОЛУЧАЕМ В МИЛЛИМЕТРАХ!