- Do 20 roku życia średnica źrenicy wynosi 8 mm.
- Do 30 roku życia średnica źrenicy wynosi 6,5 mm.
- Do 40 roku życia średnica źrenicy wynosi 6 mm.
- Do 50 roku życia średnica źrenicy wynosi 5 mm.
- Od 60 roku życia średnica źrenicy wynosi od 4 do 3 mm.
1. Zdolność zbiorcza
To zdolność zbiorcza teleskopu sprawia, że jesteśmy w stanie obserwować i rejestrować na fotografiach słabo świecące obiekty. Zdolność zbiorcza teleskopu lub lunety jest to stosunek powierzchni obiektywu do powierzchni soczewki oka. Można to zapisać jako:
Z=(D/d)^2
Gdzie Z- to zdolność zbiorcza, D- średnica obiektywu, d-średnica źrenicy oka.
Oznacza to, że powierzchnia czynna instrumentu o średnicy 200 mm ma siłę zbiorczą 800 razy większą niż oko o średnicy źrenicy 7 mm.
2. Zdolność rozdzielcza
Zdolność rozdzielcza teleskopu to jeden z najważniejszych parametrów tego instrumentu. Od niej zależy, jak wiele szczegółów uda nam się zobaczyć na powierzchni planet, Księżyca oraz jak "ciasne" układy podwójne gwiazd uda nam się rozdzielić, tak abyśmy widzieli dwie a nie jedną gwiazdę. Rozdzielczość ludzkiego nieuzbrojonego oka wynosi około 1 minutę kątową. Obliczyć zdolność rozdzielczą teleskopu możemy za pomocą wzoru:
r''=14''/D
Gdzie r''- to zdolność rozdzielcza w sekundach kątowych, D- średnica obiektywu w centymetrach. Oznacza to, że teleskop o średnicy 200 mm ma teoretyczną zdolność rozdzielczą 0,70 sekundy łuku (im wartość tego parametru jest mniejsza tym lepiej). Jednak w rzeczywistości ta wartość jest rzadko uzyskiwana z powodu drgań atmosfery, słabo schłodzonego teleskopu do temperatury otoczenia i w ten sposób uzyskujemy nieco mniejszą zdolność rozdzielczą naszego instrumentu optycznego.
3. Powiększenie rozdzielcze
Każdy teleskop używany na Ziemi, ma swoje granice powiększenia rozdzielczego. Jest to powiększenie, przy którym detale danego obiektu w okularze teleskopu widoczne są pod kątem 1 minuty kątowej, czyli równym zdolności rozdzielczej naszego oka. Taki parametr naszego teleskopu możemy bardzo łatwo określić za pomocą łatwego wzoru:
P=D/2.3(jest to źrenica rozdzielcza)
Gdzie P- to powiększenie rozdzielcze, D- to średnica zwierciadła. Co oznacza, że dla teleskopu o średnicy zwierciadła 200 mm, powiększenie rozdzielcze wynosi 87x. Znając już powiększenie rozdzielcze teleskopu możemy określić jego maksymalne użyteczne powiększenie, które jest troszkę ponad dwa razy większe od powiększenie rozdzielczego. Co oznacza, że dla wcześniej wspomnianego teleskopu o średnicy zwierciadła 200 mm maksymalne użyteczne powiększenie wynosi około 200x, po przekroczeniu tej wartości obraz dawany przez teleskop nie będzie "pokazywał" więcej detali, lecz będzie się rozmazywał i przyciemniał obserwowany obiekt.
4. Światłosiła teleskopu
Jest to bardzo ważny parametr teleskopu, od którego zależy jakie obiekty przez dany instrument optyczny będą najlepiej widoczne. Jeżeli teleskop ma być wykorzystywany do obserwacji Słońca lub planet, to najlepsza dla niego światłosiła to f/9 wzwyż. Natomiast teleskop do obserwacji głębokiego nieba powinien mieć małą światłosiłę, od f/8 w dół. Światłosiła to stosunek średnicy obiektywu do jego ogniskowej. Światłosiłę możemy obliczyć ze wzoru:
S=f/D
Gdzie S- to światłosiła, D- to średnica obiektywu, f- to ogniskowa. Co oznacza, że dla teleskopu o średnicy obiektywu 200 mm i ogniskowej 1200 mm światłosiła wynosi 6. Tą zależność możemy zapisać na dwa sposoby:
1. f/6
2. 1:6
5. Powiększenie kątowe
Powiększenie lunety obliczamy, dzieląc ogniskową jej obiektywu przez ogniskową zastosowanego okularu. Tak więc, dysponując teleskopem o ogniskowej zwierciadła 1200 mm i okularem 25 mm, można osiągnąć powiększenie kątowe równe 1200/25= 48x. Oznacza to, że jeżeli obserwujemy gołym okiem Księżyc, którego średnica kątowa wynosi około 0,5 stopnia, a następnie spojrzymy na niego przez to powiększenie (48-krotne), to odniesiemy wrażenie, jakby jego średnica była 48 razy większa.
Brak komentarzy:
Prześlij komentarz