Зрительная труба Celestron Zoom 50 # 52228

Зрительная труба Mini Zoom 50 - 45°

• 50-мм ахроматический рефрактор
• Полное просветление
• Излом оптической оси на 45°
• Увеличение: от 12 до 36 крат
• Водонепроницаемый корпус
• Выдвижная бленда / противоросник
• Настольный штатив с механизмами тонких движений
• Мягкий кейс для хранения и транспортировки
• Гарантия: 2 года

Зрительные трубы Celestron Mini Zoom 50 - 45° имеют излом оптической оси на 45°. Эти зрительные трубы были разработаны для оптимальной работы в самых различных условиях, что делает их универсальными оптическими приборами. Вы оцените эти полностью влагозащищенные зрительные трубы во время наблюдений за птицами, дикой природой, а также наблюдений с больших расстояний.

Удобная плавная фокусировка и возможность изменения увеличения позволяют быстро и комфортно настраивать изображение. Имея вес всего около 650 грамм и длину 25 см, эти компактные зрительные трубы обеспечивают абсолютную надежность и превосходные оптические характеристики.

Зрительные трубы серии Mini Zoom комплектуются настольным штативом с механизмами тонких движений и транспортировочной сумкой-кейсом.

Технические характеристики
Оптическая схема	Ахроматический рефрактор
Просветление	Полное
Диаметр объектива	50 мм
Фокусное расстояние	250 мм
Относительное отверстие	1:5
Излом оптической оси	45°
Искатель	-
Окуляры и увеличения	Zoom (12-36х)
Поле зрения	1,6°-3°
Вынос зрачка	17 мм при 36х
Мин. дистанция наблюдений	7 м при 36х
Штатив	Настольный штатив с механизмами тонких движений
Защита от влаги	Водонепроницаемый
Кейс	Мягкий
Длина оптической трубы	250 мм
Вес	650 г

Зрительные трубы серии Mini Zoom

Зрительные трубы серии Mini Zoom имеют небольшой размер и высокую производительность! Это в высшей степени универсальные оптические инструменты, разработанные для наблюдений в любых условиях. Вы можете использовать их для наблюдений за птицами и дикой природой, наблюдений с больших расстояний, а также для того, чтобы любоваться пейзажами.

Удобная плавная фокусировка и возможность изменения увеличения позволяют быстро и комфортно настраивать изображение. Зрительные трубы серии Mini Zoom могут использоваться для наблюдений с рук, а также устанавливаться на небольшой настольный штатив, входящий в комплект поставки.

Имея вес всего около 650 грамм, эти компактные зрительные трубы легко помещаются в сумку или походный рюкзак. Зрительная труба вместе с мини-штативом могут храниться во входящей в комплект поставки мягкой транспортировочной сумке-кейсе.

Часто задаваемые вопросы

Как далеко можно видеть в телескоп?

Поскольку яркость далеких небесных объектов, как правило, зависит от расстояния до них, телескоп с большей апертурой (диаметром объектива) покажет вам не только более слабые, но и более далекие объекты. Например, в 60-мм рефрактор вы сможете наблюдать галактику Туманность Андромеды, расположенную от нас на расстоянии более 2 миллионов световых лет. В 200-мм телескоп вы сможете разглядеть спиральные ветви более слабой галактики Водоворот, удаленной от нас на целых 35 миллионов световых лет! При использовании телескопа для наземных наблюдений максимальное расстояние до наблюдаемых объектов ограничивается состоянием земной атмосферы. Высокая влажность воздуха и восходящие от земли тепловые потоки размывают изображения удаленных объектов.

Как определить мощь телескопа?

Поскольку "увеличивающая мощь" телескопа меняется в зависимости от используемого окуляра (см. следующий вопрос), более объективным критерием эффективности телескопа является его "светособирающая мощь". Количество света, собираемого телескопом, зависит в первую очередь от его апертуры – чем больше диаметр объектива телескопа, тем более слабые и далекие объекты он может показать. Поскольку количество собираемого телескопом света зависит от площади его объектива, то при увеличении диаметра объектива в 2 раза его светособирающая способность повышается в 4 раза!

Как определить увеличение телескопа?

Увеличение телескопа меняется в зависимости от используемого окуляра. Оно равно отношению фокусного расстояния объектива F (объектива) к фокусному расстоянию окуляра F (окуляра):

Увеличение = F (объектива) / F (окуляра)

Поиск объекта всегда рекомендуется начинать с окуляром, дающим наименьшее увеличение, а затем переключаться на все более сильные окуляры. Двухкратная линза Барлоу удваивает увеличение любого окуляра, с которым она используется. Например, фокусное расстояние объектива вашего телескопа равно 900 мм. При наблюдении с 20-мм окуляром увеличение составит 45 крат. Если же перед окуляром установить 2х линзу Барлоу, то увеличение поднимется до 90 крат. Того же увеличения можно было бы добиться при использовании 10-мм окуляра без линзы Барлоу.

Как почистить коррекционную пластину Шмидт-Кассегрена?

Передняя поверхность коррекционной пластины телескопа системы Шмидта-Кассегрена может быть очищена с помощью раствора, состоящего из 60% дистиллированной воды и 40% изопропилового спирта с одной каплей чистящего средства на 1 л раствора. Чистку следует производить с помощью мягкой салфетки или хлопкового шарика, смоченного в приготовленном растворе, легкими радиальными движениями по направлению от вторичного зеркала к краю трубы. Извлечение коррекционной пластины из трубы телескопа не рекомендуется.

Мой рефрактор дает перевернутое изображение. Как мне сделать его "нормальным"?

Для того чтобы изображение перестало быть перевернутым, следует использовать диагональное зеркало, обычно входящее в комплект поставки телескопа-рефрактора. Однако при этом изображение будет зеркальным (левое и правое поменяются местами). Для того чтобы получить в рефракторе (или в телескопах системы Шмидта-Кассегрена и Максутова-Кассегрена) полностью исправленное изображение (не зеркальное и не перевернутое), надо использовать оборачивающую призму. Оборачивающую призму можно приобрести у дилеров Celestron.

Почему я ничего не вижу в телескоп, хотя навел Луну точно в центр искателя?

Наиболее вероятной причиной является непараллельность оптических осей телескопа и искателя. Для настройки искателя вынесите в светлое время телескоп на улицу и направьте его на какой-нибудь заметный объект, удаленный не менее чем на 500 м. Используя окуляр с наименьшим увеличением, поместите его в центр поля зрения телескопа. Теперь взгляните в искатель. Если выбранный вами объект не находится на перекрестии искателя, поместите его туда с помощью юстировочных винтов искателя. После завершения этой процедуры проверьте, не сместилось ли изображение в главном телескопе, и при необходимости повторите настройку искателя.

У меня 60-мм рефрактор с фокусным расстоянием 900 мм. Почему я не могу добиться резкого изображения при использовании 6-мм окуляра и 2х линзы Барлоу?

Все телескопы характеризуются максимальным полезным увеличением, которое при идеальных атмосферных условиях составляет примерно 2,3D, где D – диаметр объектива в мм. Ставить увеличения, превышающие этот порог, не рекомендуется, т.к. изображения сильно деградируют, становясь слишком темными и размытыми. Для 60-мм рефрактора максимальное полезное увеличение составляет около 140 крат, тогда как комбинация 6-мм окуляра и 2х линзы Барлоу дает увеличение 300 крат, что значительно превышает уровень предельно допустимого увеличения для данного телескопа. Следует также иметь в виду, что если во время наблюдений атмосфера неспокойна, то изображения будут размываться и при меньших увеличениях. Наилучшие изображения можно получить во время наблюдений за городом, вдали от источников тепла, и в ночи, когда мерцание звезд минимально.

Почему изображения небесных объектов, которые я вижу в свой телескоп, совсем не похожи на их фотографии, полученные с аналогичными инструментами?

Многие красочные фотографии, которые публикуются в книгах и журналах, получены с помощью длительных выдержек. Затвор камеры остается открытым в течение нескольких минут, и все это время телескоп продолжает следить за объектом съемки. Длительные выдержки позволяют зафиксировать на фотопленке значительно более слабые и мелкие детали, невидимые глазом. Для того чтобы получать аналогичные снимки со своим телескопом вам понадобится фотокамера, переходные кольца и монтировка с часовым приводом.

В чем разница между азимутальной и экваториальной монтировками?

Одна из осей экваториальной монтировки устанавливается параллельно оси вращения Земли или, иными словами, направляется на Полюс Мира. Благодаря этому суточное вращение неба может быть компенсировано вращением телескопа вокруг одной оси монтировки, но в сторону, противоположную вращению Земли. Экваториальные монтировки необходимы для проведения фотографических наблюдений с длительными выдержками и для нахождения небесных объектов с помощью координатных кругов. Азимутальные монтировки позволяют совершать движения телескопа в вертикальном (вверх-вниз) и горизонтальном (вправо-влево) направлениях, поэтому они хорошо подходят как для астрономических наблюдений, так и для наблюдений за наземными объектами.

Что можно увидеть в телескоп?

Число объектов, которые вы сможете наблюдать в свой телескоп, зависит в первую очередь от его апертуры (диаметра объектива). Чем больше диаметр объектива телескопа, тем больше подробностей вы сможете увидеть на Луне и планетах, тем более тусклые и далекие звезды, туманности и галактики станут вам доступны. Немалую роль играет также оптическое качество телескопа, опыт наблюдателя и место наблюдения. Чем дальше от городской засветки вы проводите свои наблюдения, тем больше объектов будет доступно вашему телескопу. Следует также предупредить о том, что вы не увидите: цвета туманностей и галактик. В отличие от книг и журналов, в которых можно видеть красивые цветные фотографии туманностей и галактик, при наблюдении в телескоп они представляются лишь серыми пятнами. Дело в том, что глаз человека в отличие от фотопленки, способной накапливать свет в течение длительного времени, нечувствителен к цветам в темноте.

Перечислим некоторые объекты, которые можно наблюдать в телескоп:

Луна

Приготовьтесь к поразительному зрелищу! Даже в самый скромный телескоп вы увидите многочисленные кратеры, расщелины, горные цепи и темные моря. Лучшее время для наблюдения Луны – это ее частные фазы. В частных фазах на поверхности Луны видны тени, которые дают возможность рассмотреть больше деталей, особенно на границе светлой и темной областей, называемой терминатором. Зато во время полнолуния хорошо рассматривать светлые лучевые структуры, расходящиеся от некоторых кратеров. Также во время полнолуния иногда можно наблюдать лунное затмение.

Солнце

Для безопасного наблюдения Солнца необходимо использовать апертурный солнечный фильтр. На Солнце вы увидите пятна, которые ежедневно меняют свою форму, внешний вид и местоположение, светлые факельные поля, а при хороших погодных условиях – грануляцию и поры. Если вам повезет, то вы сможете наблюдать такое редкое явление как полное солнечное затмение.

Планеты

Наблюдения планет очень интересны, и они могут надолго привлечь ваше внимание. На Юпитере вы увидите темные и светлые полосы и зоны, а также знаменитый гигантский вихрь – Большое Красное Пятно. Из-за быстрого вращения планеты ее вид постоянно меняется. Помимо этого вы сможете наблюдать танцы четырех галилеевых спутников Юпитера: их затмения и прохождения перед диском планеты-гиганта, прохождения теней от спутников по диску Юпитера, а иногда – покрытия спутников друг другом. У Сатурна вы увидите великолепное кольцо, разделенное щелью Кассини, а также несколько спутников во главе с Титаном. Наблюдая Венеру и Меркурий, вы увидите их фазы, похожие на лунные. На Марсе во время противостояния вы увидите полярную шапку и темные области, которые могут пропадать во время пылевых бурь. Крупные телескопы покажут вам Уран и Нептун в виде маленьких дисков, и даже Плутон в виде слабенькой звездочки.

Звездные скопления

Звездные скопления делятся на два основных вида. Во-первых, это рассеянные звездные скопления – мелкие и крупные группы звезд неопределенной формы, как правило, без заметной концентрации к центру. Во-вторых, это шаровые звездные скопления – плотные звездные "шары", насчитывающие миллионы светил.

Туманности

Эти объекты также делятся на два крупных типа: планетарные туманности, наблюдаемые в виде маленьких округлых облачков, остающихся после смерти звезды, и диффузные туманности, не имеющие определенной формы и состоящие из пыли и газа.

Галактики

Галактики – это гигантские отдаленные "острова Вселенной", каждый из которых состоит из миллиардов звезд. Галактики имеют разные размеры и формы. Они бывают трех основных типов: эллиптические, спиральные и неправильные.

Кометы

Эти неожиданно появляющиеся на нашем небосклоне "хвостатые странницы" видны как туманные пятна, иногда со светлым хвостом, а порой и сразу несколькими хвостами, направленными от Солнца.

Двойные (кратные) звезды

Пары или группы звезд, обращающихся вокруг общего центра масс (физические двойные) или случайно проецирующиеся на одну и ту же область неба (оптические двойные). Некоторые из двойных звезд имеют потрясающие контрастные цвета.

Наземные объекты

Помимо астрономических наблюдений большинство телескопов можно использовать и для наблюдения наземных объектов. Поскольку астрономические телескопы дают перевернутое или зеркальное изображения, для проведения наземных наблюдений необходимо использовать специальные оборачивающие призмы, которые позволяют исправить изображение (сделать его прямым и не зеркальным).

Помимо визуальных наблюдений большинство телескопов позволяют проводить фотографическую съемку как в прямом фокусе (в этом случае телескоп работает как мощный телеобъектив), так и с окулярным увеличением. Компания Celestron предлагает большой выбор аксессуаров, предназначенных для проведения как наземных, так и астрономических съемок.

О компании

Основанная в пятидесятых годах прошлого века, компания Celestron является ведущим дизайнером, производителем и дистрибьютором высококачественных оптических изделий, которые включают обычные телескопы, телескопы c компьютерным управлением, сопутствующие аксессуары, бинокли, зрительные трубы и микроскопы. Превосходная оптика, современный дизайн и инновационные технологии заслужили подлинное признание среди серьезных любителей астрономии. Celestron является частной компанией, головной офис и производственные помещения которой находятся в г. Торранс (штат Калифорния, США).

История Celestron

В 1609 году великий итальянский ученый Галилео Галилей впервые изготовил простейший телескоп, приоткрывший тайны ночного неба. С тех пор познание Вселенной стало истинной страстью для пытливых умов. Сегодня, по своим характеристикам телескоп Галилея не превосходит обычный театральным бинокль. Однако тайны ночного неба вот уже четыре столетия притягивают сознание людей, что повлекло за собой грандиозные открытия в оптике, достигшие своего апогея в 21 веке и нашедшие свое воплощение на растущем рынке продукции для профессиональных астрономов, а также астрономов-любителей и энтузиастов космических исследований всех возрастов.

Компания Celestron была основана Томом Джонсоном в пятидесятых годах прошлого века под названием Valor Electronics и специализировалась в области аэрокосмической электроники. Пытаясь найти подходящий телескоп для двух своих сыновей, Том Джонсон решил построить его самостоятельно. Начав с 6-дюймового (152 мм) рефлектора, он продолжает разрабатывать все более крупные и конструктивно сложные телескопы. Вскоре хобби Тома становится его основным делом.

Том поставил перед собой задачу найти способ массово производить коррекционные пластины Шмидта, используемые в передовых катадиоптрических (зеркально-линзовых) телескопах системы Шмидта-Кассегрена. Несмотря на то, что коррекционная пластина выглядит плоской, она имеет волнообразную поверхность, и ее серийное производство – отнюдь не простая задача. К 1970 году конструкторы и инженеры компании Celestron совершили прорыв, представив революционный метод массового производства телескопов системы Шмидта-Кассегрена по приемлемой цене. Первым инструментом в линейке телескопов компании стал легендарный Celestron C8.

Популярность телескопа C8 на рынке привела к появлению модели С5, а затем и более крупных моделей, включая телескопы со световым диаметром 11 и 14 дюймов. Компания Celestron и сегодня продолжает выпускать эти модели, хотя спектр ее продукции значительно расширился, включив большое количество качественной оптической продукции.

После продажи компании Томом Джонсоном в 1980 году она пережила внушительный рост. С 1980 по 2002 годы дважды менялись владельцы компании. В 2002 году высшее руководство Celestron выкупило активы компании, что послужило началом для новой эры в ее развитии.

Компания расширила каналы сбыта, спектр выпускаемой продукции и начала производство компьютеризированных телескопов «обсерваторского» класса серии CGE. В апреле 2005 года компания была приобретена ее нынешним владельцем – фирмой SW Technology Corporation. Celestron получил доступ к поставщикам высокотехнологичной продукции с многолетним опытом в области технологий и производства. Опираясь на эти конкурентные преимущества, компания Celestron смогла направить свои ресурсы на предоставление беспрецедентного уровня поддержки потребителей и разработку новых товаров и технологий.

В разных уголках мира телескопы Celestron становятся предметом выбора информированных пользователей, имеющих возможность сравнивать между различными производителями оптики. Многие колледжи и университеты приобретают телескопы Celestron для своих астрономических программ. Более того, надежная репутация и уважение в научных кругах привели к тому, что NASA (Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства), остановило свой выбор на телескопах Celestron C5 для исследовательских программ, проводимых космическими челноками «Шаттл».

Новый инновационный продукт компании, SkyScout, который был представлен на выставке «International Consumer Electronics Show» в январе 2006 года, является первым такого рода продуктом, выпускаемым на рынке. Ручной, портативный наблюдательный прибор позволяет обнаружить и идентифицировать более 6000 небесных объектов, превращая ночное небо в личный планетарий. На этой выставке прибор получил номинацию «Лучшее инновационное решение» в категории электроники для личного пользования.

Принцип действия телескопа и его устройство

(из книги М.С.Навашина "Телескоп астронома любителя")

Возможности человеческого зрения ограничены. Даже человек с острым зрением не может различить деталей, видимых под углом, меньшим 1.5-2 минуты дуги. Так, например, миллиметровые деления линейки различимы на расстоянии, не превышающем 2-2.5 м. На расстоянии в тысячу раз большем (2 -2.5 км), мы уже с трудом разглядим предметы размером в 1 м. На Луне же, находящейся на расстоянии, в 150 000 раз большем, глаз едва ли различит предмет размером менее 150 км.

Рассматривая мелкие предметы, мы стараемся приблизить их к глазам, однако после некоторого предела глаз перестает ясно их видеть. Расстояние, на котором нормальный глаз может без особого усилия рассматривать предмет , равно примерно 25 см., это так называемое "расстояние ясного зрения". На расстоянии ясного зрения можно еще различить предмет размером около 0.1 мм , что близко к предельному углу в 1.5 минуты. Чтобы разглядеть более мелкие детали, нужно рассматривать предмет на расстоянии меньшем 25 см. Cделать это можно с помощью увеличительного стекла. Тогда детали, представлявшиеся раньше под углом меньшим одной минуты, представятся под большим углом и станут различимы.

Для наблюдателя, находящегося на Земле единственный способ увеличить угол, под которым он видит, например, Луну, - это создать ее изображение и рассматривать его вблизи. Чем крупнее будет полученное изображение Луны, тем больше будет угол, под которым нам представится каждая деталь на ней, и тем более мелкие детали станут доступными нашему зрению.

Создать вблизи от наблюдателя изображение далекого предмета и позволить таким образом, различить подробности, недоступные невооруженному глазу, - первое назначение телескопа.

Зрачок человеческого глаза даже в полной темноте имеет диаметр не более 6-8 мм. Через такое небольшое отверстие проходит столь мало света, что глазу обычно не доступны звезды слабее 6-й звездной величины. Отверстие объектива телескопа несравненно больше зрачка глаза, объектив собирает в сотни и тысячи раз больше света и узким пучком направляет его в наш глаз. Таким образом, глядя в телескоп, мы как бы увеличиваем свой зрачок до размера объектива, количество света, попадающего в глаз наблюдателя , при этом увеличивается пропорционально площади объектива.

Собирать как можно больше света от далекого предмета - таково второе назначение телескопа.

Рассмотрим линзовый объектив. Прямая, проведенная через центры кривизны обеих поверхностей линзы будет его оптической осью. Лучи света, пройдя через объектив и преломившись в нем, пересекутся в главном фокусе, где создадут изображение наблюдаемого объекта. Изображения объектов, не лежащих на оптической оси линзы расположатся на плоскости, проходящей через главный фокус и перпендикулярной оптической оси. Эта плоскость называется фокальной плоскостью.

Диаметр свободного отверстия (D) объектива, т.е. его рабочей части, не закрытой оправой, определяет количество проходящего света; отсюда понятно его большое значение. Величину D долгое время было принято выражать в дюймах. В настоящее время в странах, пользующихся метрической системой, обычно принято измерять диаметр свободного отверстия в миллиметрах.

Количество света, проходящего через объектив пропорционально площади объектива, т.е. пропорционально D².

Важнейшей величиной, характеризующей объектив, является отношение диаметра свободного отверстия объектива к его фокусному расстоянию D/f , носящее название относительного отверстия (А), или, что не вполне строго (и даже неверно), светосилы. Светосила объектива определяется величиной (D/f)², т.е. квадратом его относительного отверстия А²).

Часто бывает удобно пользоваться величиной, обратной относительному отверстию, т.е. 1/А; эту величину профессор Д.Д.Максутов назвал относительным фокусом. Таким образом относительное отверстие А объектива с D = 200мм и f = 3000мм будет равно 1:15, а его относительный фокус равен 15.

Все сказанное относится как к линзовому объективу рефрактора, так в равной мере и к зеркальному объективу рефлектора, с той лишь разницей, что в последнем изображение получается по ту же сторону от объектива, где находится предмет, так как лучи не проходят сквозь такой объектив, а отражаются от него.

Для рассматривания полученного изображения используется окуляр.

Если обозначить фокусное расстояние объектива f₁ , а фокусное расстояние окуляра f₂ , то увеличение телескопа М определяется формулой: М = f₁/ f₂.

Рассматривая через окуляр с фокусным изображением 10 мм изображение, созданное объективом с фокусным расстоянием в 1 м (1000 мм), мы получим увеличение в 100 раз.

Из сказанного понятен смысл выражения "телескоп приближает предметы". Действительно, увеличивая угол, под которым виден предмет, телескоп вызывает совершенно такой же геометрический эффект, какой наблюдается при приближении к предмету.

В связи с вопросом об увеличении телескопа стоит сказать о кажущихся размерах наблюдаемого светила. Пожалуй, нигде так не сказывается субъективность оценки, как при попытке определить видимые размеры того или иного небесного тела в телескоп.

Между тем сделать это не так уж трудно. Приведем простой расчет для Юпитера, диск которого виден невооруженным глазом под углом около 40".

Пусть телескоп с данным окуляром дает увеличение в 400 раз; каждая угловая секунда на небе будет представляться при этом увеличении под углом в 400", а диск Юпитера - под углом около 16000" (около 4,5^о). Отнеся этот угловой диаметр к расстоянию ясного зрения (25 см), мы найдем, что изображение Юпитера будет иметь диаметр в 5*4,5/57~2см. Хотя такой расчет и приблизителен, он дает вполне верное понятие о порядке величин, из которых видно, как ошибаются те, кому Юпитер в 3-дюймовую трубу кажется величиной с чайное блюдце, а Луна - с колесо. Вообще о видимых линейных размерах светил лучше не говорить, а иметь в виду только их угловые размеры (для невооруженного глаза и при наблюдении в телескоп).

Световые лучи, от изображений (например) звезд, образованных в фокальной плоскости объектива, превращаются окуляром в параллельные пучки, пересекающиеся в задней фокальной плоскости окуляра. Сколько бы не было звезд или, что то же, точек изображения (например, диска Луны), каждая из них даст такой же пучок параллельных лучей, и все эти пучки, имея одинаковый диаметр, пересекутся в одной и той же площадке. Эта площадка будет сечением самой узкой части двойного конуса лучей, выходящих из окуляра. Она носит название выходного зрачка. Наведя телескоп на светлое небо, мы легко можем увидеть выходной зрачок, поднеся к окуляру экран из кусочка белой бумаги или, лучше, из матового стекла. Приближая и удаляя этот экран, мы найдем такое положение, при котором светлый кружочек имеет наименьшие размеры и в то же время наиболее отчетлив. Легко понять, что выходной зрачок есть ни что иное, как изображение отверстия объектива, т.е. входного зрачка телескопа, образованное окуляром.

Так как конус лучей от объектива превращается окуляром в параллельный пучок лучей, диаметр которого равен диаметру выходного зрачка, то можно вывести еще некоторые важные следствия. Если диаметр выходного зрачка обозначить d, то из подобия треугольников следует:

D/d = f₁/f₂ = M,

откуда d = D/M.

Т.е. диаметр выходного зрачка равен диаметру объектива, деленному на увеличение, а увеличение равно отношению диаметра объектива к диаметру выходного зрачка. Последнее отношение позволяет определить увеличение телескопа, если неизвестны ни фокусное расстояние объектива, ни фокусное расстояние окуляра.

В выходном зрачке концентрируется весь свет, собираемый объективом. Поэтому, заслоняя часть выходного зрачка, мы как бы заслоняем часть объектива. Отсюда следует вывод, что если выходной зрачок больше зрачка глаза наблюдателя, часть света, собранного объективом, будет потеряна. Кроме того, поскольку выходной зрачок представляет собой наиболее узкую часть конуса лучей, выходящих из окуляра, не безразлично, на каком расстоянии от окуляра помещается глаз: держа глаз слишком далеко от окуляра, т.е. в более широкой части конуса лучей, мы рискуем получить для внеосевых точек поля зрения лишь часть света, выходящего из окуляра, и тем самым также уменьшить полезное поле зрения.

Из определения выходного зрачка следует, что величина его тем меньше и он тем ближе к окуляру, чем короче фокусное расстояние окуляра (чем "сильнее" окуляр), и наоборот, чем "слабее" окуляр, тем больше выходной зрачок и тем он дальше отстоит от окуляра. Увеличение, которое дает окуляр, образующий выходной зрачок, равный зрачку глаза называется наименьшее полезное или равнозрачковое увеличение (m). Если диаметр выходного зрачка d приравнять диаметру зрачка глаза d получим:

m = D/d

Учитывая, что m=f₁/f₂ можно определить f₂=f₁*d/D=d/A.

По этой формуле, зная диаметр зрачка человеческого глаза и относительное отверстие объектива, легко найти фокусное расстояние самого слабого полезного окуляра.

Если принять диаметр зрачка глаза равным 6 мм, то наименьшее полезное (равнозрачковое) увеличение будет равно, следовательно, одной шестой диаметра объектива в миллиметрах. Так как диаметр зрачка глаза меняется от 6-8 мм (при полной темноте) до 2 мм (при дневном освещении), то наименьшее полезное увеличение будет различно при разных условиях и при наблюдении предметов различной яркости. Поэтому при пользовании слабыми окулярами нужно всегда учитывать обстановку, определяющую величину зрачка глаза. Например, при наблюдении слабого объекта (туманности) в темную ночь в телескоп с диаметром объектива, равным 100 мм, при диаметре зрачка глаза 6 мм наименьшее полезное увеличение будет равно 100/6 = 16.7. С тем же объективом при наблюдении в светлое время суток, например Венеры, это увеличение повысится до 50, так как зрачок глаза уменьшится до 2 мм.

Фокусные расстояния нужных в этих случаях окуляров можно легко найти по вышеприведенным формулам. Для телескопа с относительным фокусом 10 они составят соответственно 60 и 20 мм.

Эти рассуждения напрямую связанны с вопросом о яркости изображения. До сих пор видимый поперечник наблюдаемых светил во внимание не принимался. Это в первом приближении справедливо при наблюдении звезд, угловой диаметр которых ничтожно мал. Количество света, собранного объективом от звезды, будет зависеть только от свободного отверстия объектива (если не считать потерь света в объективе). На него не будет влиять ни величина фокусного расстояния , ни окулярное увеличение, если только мы не спустимся ниже наименьшего полезного увеличения. Количество света, собираемого объективом, как уже говорилось, пропорционально его площади или квадрату свободного отверстия. Поэтому, если телескоп с объективом диаметром в 25 мм показывает звезды, например, 9-й звездной величины, то при D=50 мм мы должны увидеть звезды вчетверо более слабые, т.е. приблизительно 10.5 звездной величины.

Звездная величина наиболее слабой звезды, доступной телескопу, определяет его проницающую силу.

Совершенно иначе обстоит дело с предметами, имеющие заметные угловые размеры, например с планетами. Здесь телескоп будет уменьшать видимую яркость изображения, в то время, как при наблюдении точечных объектов (звезд) он ее увеличивает пропорционально квадрату своего свободного отверстия. В самом деле, при увеличении фокусного расстояния f пропорционально увеличиваются и линейные размеры изображения такого светила; количество же света, собираемого объективом при неизменном диаметре D, остается, конечно, прежним. Одно и то же количество света распределяется, следовательно, на большую площадь изображения, которая растет пропорционально f². Таким образом, при увеличении f вдвое, мы увеличиваем площадь изображения вчетверо. Количество света на единицу его площади, которое определяет яркость изображения, уменьшится в том же отношении. Поэтому изображение будет быстро тускнеть при уменьшении относительного отверстия. Совершенно такое же действие окажет и окулярное увеличение. Поэтому для наблюдения слабых протяженных объектов (туманностей, комет, галактик) предпочтительно слабое увеличение, но, конечно, не ниже наименьшего полезного. Но оно может быть значительно повышено при наблюдении ярких планет, и в особенности Луны.

При наблюдении звезд на фоне достаточно светлого неба с большой наглядностью выступает разница между протяженным объектом и звездой. По мере того как наблюдатель применяет все более сильные увеличения, фон неба становиться темнее, звезды же остаются яркими и все сильнее выделяются на нем. Это происходит потому, что одно и то же количество света от фона неба распределяется на все большей площади, изображения же звезд сохраняют почти прежние размеры. Впрочем, это верно лишь до определенного предела увеличения, перейдя за который наблюдатель будет замечать уже и ослабление яркости звезд.

Правда, в случае точечных объектов (т.е. звезд) нельзя говорить об их "яркости", т.к. яркость есть сила света единицы площади , поэтому в случае звезд надо говорить об их блеске. Телескоп увеличивает блеск наблюдаемой в него звезды, так как площадь его объектива больше площади зрачка глаза.

Видимую яркость изображения (без учета потерь света в телескопе) можно определить по формуле :

B=(D/d)²:M²=(m/M)².

Это простое выражение имеет весьма важное значение. В переводе на язык наблюдателя оно означает, что яркость изображения протяженного объекта в телескопе чрезвычайно быстро падает при повышении увеличения. Так, например, если мы с увеличением в 100 раз рассматриваем туманность в телескоп, наименьшее полезное увеличение которого составляет 20, мы снижаем видимую яркость этой туманности в (100/20)², т.е. в 25 раз.

Из этих соотношений выводятся практические заключения о наиболее рациональном выборе увеличений для изучения светил того или иного рода. Предположим, что мы наблюдаем Сатурн в телескоп с объективом диаметром 50 мм при 100-кратном увеличении; изображение будет настолько тусклым, что несмотря на значительные видимые размеры планеты в телескопе, мы немного увидим на ней. Но применив то же увеличение при наблюдении в телескоп с объективом диаметром 100 мм, мы получим вчетверо более яркое изображение, что позволит лучше разобраться в деталях.

Относительную яркость изображения можно выразить и просто через диаметр выходного зрачка. Поскольку d=D/M, а B=(D/d)²:M²=(D/M)²:d², то B=(d/d)². Следовательно при наблюдениях с одним окуляром имеем B`=(d`/d)², а с другим B"=(d"/d)², откуда B`/B"=(d`/d")².

Иначе говоря, относительные яркости изображений пропорциональны квадратам выходных зрачков.

Напоследок, можно рассмотреть вопрос о поле зрения телескопа. Так называется угловой поперечник участка неба, видимого в телескоп. В любом телескопе, какой бы конструкции он ни был, поле зрения зависит от фокусного расстояния объектива и ограничено диафрагмой окуляра. Подобно тому, как угол, под которым видно из центра объектива изображение светила в фокусе, равен углу, под которым оно представляется глазу на небе, поперечник окулярной диафрагмы виден из центра объектива под тем же углом, под которым представляется наблюдателю поперечник кружка неба, видимого в данный телескоп с этим окуляром. В окулярах различных систем диафрагма помещается различно, но глазу, помещенному в плоскости выходного зрачка она представляется под определенным углом, постоянным для окуляров одной и той же системы