Калькулятор телескопа

Фокусное расстояние телескопа делится на фокусное расстояние окуляра. Труба 900 миллиметров с окуляром 10 миллиметров даёт 90 крат. Линза Барлоу умножает результат на свою кратность: тот же окуляр через двукратную Барлоу даёт 180. Фокальный редуктор работает наоборот и уменьшает увеличение вместе с фокусным расстоянием.

Примерно два крата на миллиметр апертуры: для стомиллиметрового телескопа это 200 крат. Дальше картинка растёт, а деталей в ней не прибавляется — прибавляется размытие. На практике предел ещё ниже: атмосфера редко позволяет работать выше 150–200 крат независимо от трубы. Нижняя граница — примерно апертура делённая на шесть.

Диаметр светового пучка, выходящего из окуляра в глаз; он равен апертуре, делённой на увеличение. Если зрачок больше 6–7 миллиметров, часть света не попадает в глаз и пропадает зря — с возрастом зрачок сужается, и у пятидесятилетнего наблюдателя предел уже около 5. Если он меньше 0,7 миллиметра, изображение темнеет, а собственные дефекты глаза становятся видны как плавающие точки.

Поле зрения окуляра делится на увеличение. Окуляр с полем 50 градусов при увеличении 90 крат даёт 0,56 градуса, то есть 33 угловые минуты — чуть больше видимого размера Луны, который равен примерно 31 минуте. Именно поэтому широкоугольные окуляры так ценят: при том же увеличении они показывают вдвое больший кусок неба.

Фокусное расстояние, делённое на апертуру: у трубы 130/650 это 5. Светосильные трубы с числом до 6 дают широкое поле и короткие выдержки в астрофото, но требовательны к качеству окуляров и к точности коллимации. Длиннофокусные с числом 10 и больше лучше показывают планеты и двойные звёзды и прощают дешёвые окуляры.

Оба говорят, насколько близкие звёзды телескоп ещё покажет раздельно. Предел Доуза равен 116, делённым на апертуру в миллиметрах, и получен эмпирически по наблюдениям двойных звёзд. Критерий Рэлея строже — 138, делённые на апертуру — и опирается на теорию дифракции. Для стомиллиметрового телескопа это 1,16 и 1,38 угловой секунды.

Самая слабая звезда, которую телескоп покажет: m = 2,1 + 5 × логарифм апертуры в миллиметрах. Для 100 миллиметров получается 12,1 звёздной величины, для 200 — 13,6. Цифра верна для тёмного загородного неба; в городе засветка съедает две-три величины, и разница между трубами становится куда меньше.

Три штуки закрывают почти всё. Длиннофокусный на 25–32 миллиметра для поиска объектов и обзора рассеянных скоплений, средний на 10–15 для туманностей и Луны, короткий на 5–7 для планет. Двукратная линза Барлоу удваивает набор, но с ней теряется немного света и контраста, а дешёвая ещё и красит края.

Масштаб на матрице равен 206 265, умноженным на размер пикселя в микрометрах и делённым на фокусное расстояние в миллиметрах, результат в угловых секундах на пиксель. Для трубы 650 миллиметров и камеры с пикселем 3,76 микрометра это 1,19 секунды на пиксель. Считается удачным диапазон 1–2 секунды на пиксель: мельче — теряете время впустую, крупнее — теряете детали.

Снимки складывают из сотен кадров с суммарной выдержкой в часы, а глаз работает с выдержкой около десятой доли секунды и почти не различает цвета при слабом свете. В окуляр туманности выглядят серыми пятнами, зато Луна, планеты, двойные звёзды и шаровые скопления показывают себя вживую лучше любой фотографии. Соседний инструмент: звёздное небо сейчас.