Ce sunt telescoapele?
Telescoapele sunt instrumentele pe care le folosim, ca amatori, să explorăm cerul nopții. Fără ele, ne-ar fi imposibil să descoperim toate obiectele deep-sky sau să vedem detalii pe suprafețele planetelor. Înainte să punem ochiul în ocular și să ne minunăm de ce putem vedea, haideți să învățăm care sunt părțile componente ale unui telescop, cum sunt construite, cum funcționează și ce alte noțiuni e bine să știm.
Telescoapele (includem aici și binoclurile) sunt niște instrumente optice ce ne ajută să capturăm lumina de la obiectele îndepărtate și să le observăm cu o dimensiune aparentă (en. apparent magnification) mai mare și o luminozitate aparentă (en. apparent brightness) mai bună. Deși există foarte multe modele optice, toate îndeplinesc aceeași funcție, anume focalizarea imaginii într-un punct, sau plan focal, pentru a putea fi observată printr-un ocular sau cu ajutorul unei camere.
Elementele unui telescop (sau tubul optic):
Obiectivul este elementul principal în componența unui telescop, cu rolul de a focaliza lumina într-un singur punct. Poate fi alcătuit din elemente care refractă lumina (lentile), sau care reflectă lumina (oglinzi). Există mai multe referiri la acesta, cum ar fi lentilă sau oglindă principală. Caracteristicile obiectivului sunt diametrul (sau apertura) și lungimea focală.
Oglinda secundară (doar în cazul telescoapelor reflectoare): în funcție de modelul optic, aceasta poate fi plană sau convexă (sferică, parabolică sau hiperbolică) și este situată în partea de sus a tubului optic, suspendată de un suport cu unul, sau mai multe brațe, care au ca scop poziționarea oglinzii pe centrul axei optice a oglinzii principale. Oglinda secundară are rolul de a redirecționa lumina focalizată de obiectiv către ocular.
Tubul este componenta structurală ce leagă toate celelalte elemente între ele. Acesta poate fi un tub solid, cum este la majoritatea reflectoarelor sau majoritatea reflectoarelor mici, sau tub deschis, construit cu niște bare rigide numite truss-uri. Acesta asigură montarea rigidă a elementelor unui telescop și menține alinierea axei optice, precum și o metodă de a monta telescopul pe o montură, prin folosirea unor inele sau a unei șine de montaj.
Focalizatorul este elementul mecanic ce are rolul de a permite instalarea unui ocular și de a-l putea mișca mai aproape sau mai departe de obiectiv pentru a obține focalizarea corectă. Este alcătuit din corpul focalizatorului, tubul portocular și mecanismul de antrenare al tubului portocular.
Ocularul este elementul prin care facem observațiile. Are rolul de a mări imaginea produsă în planul focal (punctul în care obiectivul focalizează lumina) și de a o proiecta mai departe către ochii noștri. Este alcătuit din două sau mai multe lentile, în funcție de tipul lui.
fig 1. Formarea imaginii într-un telescop refractor. Sursă
f1 = distanța focală a obiectivului; f2 = distanța focală a ocularului ; 1 = obiectivul/apertura 2 = ocularul 3 = ochiul 4 = obiectul observat 5 = planul focal/focarul 6 = obiectul mărit
Termeni tehnici
Indiferent de ce model de telescop este vorba, există niște termeni tehnici despre care trebuie să aflăm câteva lucruri înainte pentru a putea continua explicațiile.
Apertura este diametrul util al obiectivului. Este reprezentat în milimetri (mm) sau inchi (prescurtat ca in sau ″). Acest diametru determină capacitatea obiectivului de a aduna lumina, rezoluția, sau puterea de separare a telescopului și grosismentul maxim util. Cu cât un obiectiv este mai mare, cu atât capacitatea lui de adunare a luminii este mai bună și putem observa obiecte mai slab luminoase.
Planul focal sau focarul reprezintă planul pe care un obiectiv focalizează razele non-paralele ce sunt captate de acesta. Poate fi observat practic dacă îndreptăm o lupă spre un bec și încercăm sa focalizăm imaginea pe o foaie de hârtie sau un perete. Planul în care imaginea devine clară este planul focal al acelei lentile.
Punctul focal reprezintă punctul în care razele de lumină paralele sunt focalizate atunci când trec printr-un obiectiv.
Distanța focală este distanța dintre obiectiv și planul (sau punctul focal) în care lumina venită de la un obiect aflat la o distanță infinită (considerabil mai mare decât distanța focală) este localizată.
Raportul focal reprezintă raportul dintre distanța focală și apertură (păstrând unitățile de măsură). Va fi notat : f/x, unde x este Distanța focală / Apertura.
Exemplu: dacă avem un telescop cu o distanță focală de 1000mm și o apertură de 100mm, raportul focal va fi 1000/100 = 10, si va fi notat ca “f/10”. Raportul focal determină dacă un telescop este “rapid” sau “lent”, telescoapele rapide fiind cele cu un raport focal mai scurt, de sub f/7, iar cele lente, peste f/10. Cu cât raportul focal este mai mic, cu atât imaginea va avea o luminozitate aparentă mai mare, la aceeași putere de mărire.
Seeing sau condiția atmosferică. Deși acest termen nu ține de telescop în sine, este important să înțelegem ce este pentru a putea discuta despre următoarele noțiuni. Seeing-ul, sau condiția atmosferică este determinat/ă de turbulența atmosferei și reprezintă degradarea imaginii obiectelor cerești, reprezentată prin distorsiunea, neclaritățile, oscilația sau scintilația (modificarea rapidă a intensității și culorii) acestora. Aceste distorsiuni sunt cauzate de fluctuațiile rapide a indicilor de refracție ale mediului aflat între sursa de lumină și telescop. În cazul nostru, atmosfera și efectul poate fi văzut cu ochiul liber: cu cât o stea scintilează mai puternic, cu atât turbulența atmosferică este mai ridicată. Efectul este similar cu cel ce poate fi observat vara, când privim prin aerul încălzit de asfalt sau de motorul unei mașini (acele “valuri” aparente din aer), deoarece căldura determină modificări ale vitezei, presiunii și, implicit, ale indicelui de refracție al aerului. În straturile superioare ale atmosferei acest efect se întâmplă din cauza curenților de diferite viteze, ce poartă aer de diferite temperaturi, determinând modificări de temperatură, presiune și viteză. Acești curenți poartă denumirea de jetstreams și pot fi polari sau subtropicali. În zona României, aceștia sunt curenții polari.
Această condiție atmosferică poate fi determinată vizual prin încercarea de a observa un sistem de stele duble ale căror separație angulară (distanța aparentă între cele două stele, reprezentată în arcgrade, arcminute, sau arcsecunde) o știm. Dacă steaua poate fi observată ca fiind dublă, seeing-ul este cel puțin la fel de bun ca distanța angulară dintre stele. Dacă ajungem la o stea dublă ce știm că poate fi “spartă” (rezolvată) de sistemul nostru (adică separația angulară este sub limita obiectivului, explicată mai jos), iar această stea nu poate fi văzută ca fiind dublă (imaginea ei apare ca un punct rotund, nu ca un oval sau formă de 8), atunci putem considera că separația angulară dintre cele două stele din sistem este limita de seeing.
Putere de mărire / Grosismentul reprezintă de câte ori este mărită imaginea și este determinată de raportul dintre distanța focală a obiectivului și distanța focală a ocularului.
Exemplu: Avem un telescop cu distanța focală de 1000mm și un ocular cu distanța focală de 20mm. Grosismentul obținut din combinația celor două elemente este 1000/20, adica o mărire de 50x.
Grosismentul maxim util (teoretic) – al unui telescop reprezintă grosismentul maxim pe care îl putem utiliza, fără a se degrada imaginea observată (aici vorbim doar de limitarea optică a diametrului obiectivului, nu și de efectele atmosferei sau aberațiilor, despre care vom discuta mai târziu). Acest număr este de 2 ori apertura obiectivului, exprimată in milimetri.
Exemplu: dacă avem un telescop cu apertura de 100mm, putem folosi puteri de mărire până la 200x, înainte ca limitările optice să degradeze calitatea și luminozitatea imaginii.
Puterea de separație / Rezoluția – reprezintă distanța angulară minimă, măsurată în arcsecunde, între două obiecte alăturate (stele duble, spre exemplu) pentru ca un telescop să le poată rezolva, sau separa. Asta înseamnă să putem începe să le identificăm ca fiind două obiecte distincte. Această putere de separație este în funcție de apertură, dar este influențată și de condițiile atmosferice și aberațiile sistemului. În medie, atmosfera ne limitează la o putere de separație de 1”, dar există și nopți sau locații de unde putem obține un seeing de chiar sub 0.5 arcsecunde.
Există două limite: Rayleigh și Dawes.
1) Limita Rayleigh ne spune care este puterea de separație astfel încât o stea dublă să poată fi observată ca un obiect în formă de 8, iar pentru raportul general, se ia în considerare lungimea de undă de 550nm, la care ochiul uman este cel mai sensibil. Se calculează folosind formula 138 / Apertură. Dacă avem un telescop de 130mm, limita Rayleigh este de 138/130= 1.06 arcsecunde.
Dacă dorim să calculăm limita Rayleigh pentru oricare lungime de undă, putem folosi formula:
1.22 * 206265 *(lungimea du undă*10^-6)*Diametrul aperturii
Mai jos avem un grafic ce arată limita Rayleigh în funcție de lungimea de undă a luminii din spectrul vizibil (între 400 nm si 750nm) pentru un telescop cu apertura de 130mm. După cum putem observa, matematic, obiectele albastre pot fi rezolvate până la dimensiuni mai mici, comparativ cu obiectele roșii.
În realitate, însă, acest avantaj al lungimilor de undă mai scurte este nulificat de faptul că turbulența atmosferică afectează mai mult lungimile de undă mai scurte și mai puțin pe cele mai lungi. Astfel, calculul limitei Rayleigh în funcție de lungimea de undă devine irelevant, iar calculul standard pentru 550nm, adică 138/Apertura, este de ajuns pentru a determina o valoare generală, aplicabilă în orice situație.
2) Limita Dawes este o limită puțin mai permisivă, considerând că un sistem poate separa o stea dublă dacă aceasta apare în formă de oval. Este o limită independentă de lungimea de undă, o limită generală și este calculată folosind formula 118 / Apertură. Dacă avem același telescop de 130 mm, limita Dawes este 118/130 = ~0.91 arcsecunde.
E important să reținem că aceste limite sunt limite teoretice dictate strict de apertura telescopului. Dacă condițiile de seeing, turbulențele sau alte aberații ale sistemului (de sfericitate, comă, colimare incorectă, astigmatism, etc.) sunt peste aceste limite, ele sunt suprascrise.
Diagrama pentru pupila de ieșire (en. exit pupil) și distanța de privire (en. eye relief) Susră
Distanța de privire/ distanța oculară (en. eye relief) se referă la distanța de la ultima lentilă din ocular până în punctul în care puteți poziționa ochiul pentru a vedea întregul câmp vizual proiectat de ocular, fără a vedea margini negre sau întunecate. Cu cât această distanță este mai mare, cu atât putem privi de la o distanță mai mare, cu un confort sporit. Ocularele cu eye relief mare sunt mai ușor de utilizat de către purtătorii de ochelari.
Pupila de iesire (en exit pupil) este diametrul razei de lumină ce părăsește ocularul spre ochiul privitorului, măsurat la distanța de privire/distanța oculară. Este determinată de raportul dintre distanța focală a ocularului și raportul focal al telescopului
Exemplu: dacă avem un obiectiv cu un raport focal de f/4 și utilizăm un ocular de 20 de mm, pupila de ieșire va fi de 20 / 4 = 5mm.
Pupila ochilor se dilată la o dimensiune între 5 și 7 mm în întuneric, dilatare ce își pierde din dimensiune pe parcurs ce îmbătrânim. Un minim recomandat pentru exit pupil este de 0.75mm, sau chiar 0.5mm, dacă obiectul observat este mai strălucitor. Dacă pupila de ieșire/exit pupil este mai mare decat diametrul pupilei noastre, lumina se pierde, pentru că nu ajunge toată în ochiul nostru. Dacă pupila de ieșire este mai mică decât diametrul pupilei ochiului, imaginea va apărea slab iluminată. Atunci când pupila de ieșire are diametrul egal cu diametrul pupilei ochiului, vom beneficia de toată lumina dată de telescop.
