Slijedeća važna funkcija teleskopa je povećanje. Povećavajući sliku nebeskih objekata, teleskop nam omogučava da na nebeskim objektima uočimo sitnije detalje nego što bismo to mogli golim okom. Povećanje teleskopa (P) izračunavamo tako da žarišnu daljinu objektiva (F) podijelimo sa žarišnom daljinom okulara (f):
P = F/f
Povećanje se ne može mijenjati u proizvoljnim granicama. Ako je povećanje premalo, dolazi do gubitka svjetla pa teleskop nije do kraja iskorišten. Ako pak pretjeramo sa povećanjem dobit ćemo tamne, razvodnjene slike bez detalja, a istaknut ćemo sve nesavršenosti optike i titranje zraka. Granice u kojima se moze kretati povećanje ovise o promjeru objektiva, njegovom tipu i kvaliteti. U najvećem broju slučajeva objektiv je zadovoljavajuće kvalitete tako da kvalitetu slike ograničavaju samo zakoni optike (difrakcija) i titranje zraka.
Povećanja se dijele na mala, srednja i velika. Kod malih povećanja slika je svijetla a vidno polje veliko. Ona se zato koriste za traženje objekata na nebu i promatranje objekata slabog sjaja (kometi, maglice i sl). Kod malih povećanja titranje zraka ne utjeće na kvalitetu slike.
Srednja povećanja koriste se za promatranje Mjeseca i planeta, dvojnih zvijezda, sjajnijih maglica ili maglica malih dimenzija itd. Slika je kod ovih povećanja tamnija, a vidno polje manje. Titranje zraka primjetno je samo kad je izrazito veliko. Ovo su povećanja koja se najčešće koriste.
Velika povećanja koriste se uglavnom za promatranje Mjeseca, planeta i bliskih dvojnih zvijezda, ako je atmosfera dovoljno mirna. Vidno polje je kod njih vrlo malo, slika je tamna i jako osjetljiva na titranje zraka. Zato se ova povećanja ne koriste često. Granice izmedu pojedinih vrsta povećanja nisu strogo postavljene a dane su slijedećim formulama:
premala povećanja su manja od
Pmin = D(mm)/7
mala povećanja su između Pmin i Ps
Ps = D(mm)/3
U mala povećanja spada i tzv. normalno povećanje Pn koje se često koristi kod dvogleda:
Pn = D(mm)/5
srednja povećanja nalaze se između Ps i Pv:
Pv = D(mm)
a iznad Pv počinju velika povećanja koja se kreću sve do Pmax:
Pmax = 3D(mm)
Povećanja veća od Pmax su prevelika, slika postaje pretamna i mutna.
U svim ovim formulama D je promjer objektiva teleskopa u mm. Primijetite da ova povećanja ovise samo o promjeru objektiva.
|
PRIMJER: odrediti korisna povećanja za objektive promjera 30, 80 i 200 mm: a. dvogled sa objektivom promjera 30 mm Pmin = 30/7 = 4 x Pn = 30/5 = 6 x Ps = 30/3 = 10 x Pv = 30 = 30 x Pmax = 3*30 = 90 x b. mali refraktor sa objektivom promjera 80 mm Pmin = 80/7 = 11 x Pn = 80/5 = 16 x Ps = 80/3 = 27 x Pv = 80 = 80 x Pmax = 3*80 = 240 x c. teleskop sa objektivom promjera 200 mm Pmin = 200/7 = 29 x Pn = 200/5 = 40 x Ps = 200/3 = 67 x Pv = 200 = 200 x Pmax = 3*200 = 500 x |
Recimo još na kraju nekoliko riječi o razlučnoj moći teleskopa. Zakoni optike ograničavaju oštrinu slike koja se može postići objektivom određenog promjera tako da za opažanje sitnijih detalja moramo upotrijebiti objektiv većeg promjera. Najsitniji kutni razmak (R) dvije zvijezde istog sjaja, koji se još može razdvojiti objektivom pomjera D mm dan je tzv. Dawes-ovom formulom:
R (") = 120/D(mm)
gdje je R kutni razmak u lučnim sekundama ako je D promjer objektiva u mm. Ako dvije zvijezde nisu istog sjaja, razmak koji se još moze razlućiti raste sa razlikom u sjaju izmedju tih dviju zvijezda. Razlučivanje za objekte malog kontrasta npr. detalje planeta i sl. ćesto je puta mnogo lošije nego što to ova formula pređvida.
|
PRIMJER: odrediti razlučnu moć za objektive promjera 30, 80 i 200 mm: a. dvogled sa objektivom promjera 30 mm R = 120/30 = 4" b. mali refraktor sa objektivom promjera 80 mm R = 120/80 = 1,5" c. teleskop sa objektivom promjera 200 mm R = 120/200 = 0,6" |
Kroz godine vlastitih opažanja pokazalo se da kod opažanja vrlo bliskih dvojnih zvijezda (to su one koje su za dani teleskop na granici razlućivosti) ima smisla koristiti i povećanja veća od maksimalnog. Osobno ponekad koristim i 2-3 puta veća povećanja od toga. Kod njih se naravno jako dobro vidi ogibna slika zvijezda, što ponekad pomaže kod razlučivanja jer se plošna svjetlina diska smanjuje sa povećanjem, pa je lakše uočiti slabiju zvjezdicu u blizini. S druge strane, i plošna svjetlina ogibnog diska slabije komponente isto se smanjuje, pa se tu radi o isprobavanju i traženju najboljeg povećanja za danu zvijezdu. To samo pokazuje da nema boljeg načina da se odrede granice od vlastitih opažanja.