Vytisknout
Nadřazená kategorie: Teorie
Kategorie: Základy optiky
Zobrazení: 11431

V dnešním pokračování seriálu pro začínající astronomy se budeme věnovat základní pomůcce astronoma amatéra – dalekohledům. Dalekohledy v astronomii patří mezi nejčastější používané optické přístroje. První dalekohled byl vynalezen v roce 1608 v Holandsku. Krátce na to se o tomto vynálezu dověděl Galileo Galilei a v roce 1609 sestrojil podle návodu první astronomický dalekohled s nímž učinil své první objevy.

 

 

Od té doby se objevila celá řada nejrůznějších více či méně úspěšných konstrukcí. Všechny spojuje základní funkce, které má dalekohled klasicky plnit:

 

2.1 Princip činnosti dalekohledu

Podle použitého typu okuláru lze rozlišit dva základní typy dalekohledu. Galileův a Keplerův.

Jak již z úvodu vyplynulo historicky starší je Galileův dalekohled. Ten je tvořen objektivem-spojkou a okulárem-rozptylkou (čočkou se zápornou ohniskovou vzdáleností). Obrazové ohnisko objektivu a předmětové ohnisko okuláru jsou totožné (předmětové a obrazové ohnisko rozptylky je vzájemně prohozeno, tzn. předmětové ohnisko se nachází vpravo od čočky). Díky tomu je konstrukční vzdálenost Galileova dalekohledu menší než Keplerova. Objektiv lomí dopadající rovnoběžný svazek tak, aby vytvořil výškově a stranově převrácený obraz ve své ohniskové rovině. Dříve než je obraz vytvořen jej ale zachytí okulár, který jej lomí tak, že vychází rovnoběžně (okulár v podstatě „promítá“ zdánlivý obraz vytvořený objektivem v předmětovém ohnisku okuláru do nekonečna). U tohoto typu dalekohledu je obraz výškově i stranově správně orientován. Objektiv sice vytváří obraz výškově a stranově převrácený, ale okulár jej rovněž převrací. Resp. trošku přesněji – objektiv, okulár a oční čočka tvoří jeden společný optický systém, který promítá pozorovaný obraz na sítnici. Pro četné optické nedostatky se Galileovy dalekohledy používají jen zřídka. Mezi nejčastější nedostatky patří poměrně malá obrazová pole, nerovnoměrný jas obrazu v zorném poli (k okrajům jas klesá), neexistence reálné obrazové roviny, kam by bylo možné umístit např. záměrný kříž, … .

S většinou z těchto vad se nesetkáme (resp. v mnohem menším měřítku) u druhého typu dalekohledu – Keplerova dalekohledu. U něj je objektiv i okulár spojná čočka. Na objektiv dopadá rovnoběžný svazek světla ze vzdáleného objektu (např. hvězdy). V souladu se zobrazovací rovnicí (viz minulý díl tohoto seriálu) je za objektivem vytvořen jeho výškově a stranově převrácený obraz. Pro hvězdu, která je z tohoto pohledu prakticky v nekonečnu, je obraz vytvořen v ohniskové rovině objektivu. Pozorovatel pak pozoruje okulárem tento obraz. V tomto případě okulár plní stejnou funkci, jakou plní lupa – zvětší pozorovaný obraz vytvořený objektivem. Vstupuje-li do takovéto soustavy rovnoběžný svazek paprsků, bude i vystupující svazek rovnoběžný. Jde o tzv. afokální soustavu. Pozorovaný předmět se nám dále jeví v nekonečnu, jen se „zdá“ x-krát větší a je výškově a stranově převrácený.

 

Základním parametrem každého dalekohledu je relativní otvor jeho objektivu. Pro objekt v nekonečnu to je poměr jeho průměru k jeho ohniskové vzdálenosti. Obvykle se setkáváme i s vyjádřením tohoto parametru coby zlomku ohniskové vzdálenosti (např. f/5). Čím je jeho hodnota větší, tím je daný objektiv „světelnější“, tzn. obraz pozorovaného objektu je v obrazové rovině objektivu jasnější. Při dvojnásobné ohniskové vzdálenosti je zobrazen pozorovaný objekt v obrazové rovině objektivu na čtyřnásobku plochy, tzn. jeho jasnost se zmenší na čtvrtinu. Stejně tak zkrátíme-li ohniskovou vzdálenost při stejném průměru na polovinu, bude zobrazení objektu menší, ale čtyřikrát jasnější. Velmi často je relativní otvor objektivu dalekohledu zaměňován se světelností objektivu. Světelnost na rozdíl od relativního otvoru závisí i na celé řadě dalších faktorů (počtu jednotlivých aktivních optických ploch, ztrátách světla absorpcí uvnitř čoček a odrazech na optických rozhraních, …). Přesný výpočet světelnosti je proto poměrně náročný. O to větší má váhu při fotografování. Protože ale tento seriál je určen zejména začínajícím astronomům, budeme se v dalším popisu zabývat využití právě pro vizuální pozorování.

Bez ohledu na to, zda se jedná o Galileův či Keplerův dalekohled je jednou z jeho základních i nejznámějších vlastností zvětšení. Platí:

, (2.1)

kde: Dvs … průměr vstupní pupily (zpravidla průměr objektivu),

Dvy … průměr výstupní pupily (tj. průměr vystupujícího rovnoběžného svazku),

fob … ohnisková vzdálenost objektivu,

fok … ohnisková vzdálenost okuláru (bez znaménka).

 

Velikost zorného pole (tedy to jak velkou část prostoru budeme schopni najednou pozorovat) je závislá nejen na zvětšení dalekohledu, ale i na velikosti zorného pole okuláru (druhá část výrazu platí pro malé úhly):

, (2.2)

kde: ob … polovina zorného pole objektivu (tj. skutečného zorného pole),

ok … polovina zorného pole okuláru (tzn. hodnoty měřené od středu po okraj).

 

Hodnota doporučeného zvětšení závisí na mnoha faktorech. Pro plošné, zpravidla méně jasné, objekty je vhodné volit zvětšení dalekohledu co nejmenší. Minimální využitelné zvětšení (též označované jako normální zvětšení) je takové, při kterém je průměr výstupního svazku (resp. velikost výstupní pupily) rovna průměru zorničky (ta má při plné adaptaci na tmu průměr 6-8mm). Je-li zvětšení ještě menší, je průměr výstupní pupily příliš velký a část světla a tím i světelného zisku dalekohledu ztraceno.

Pro pozorování planet a Měsíce je doporučeno zpravidla zvětšení rovné polovině až průměru objektivu (v [mm]). U kvalitních optických soustav lze využít zvětšení až okolo dvojnásobku průměru objektivu. Takové zvětšení se označuje jako maximální užitečné. U velmi kvalitních čočkových objektivů lze, zejména při pozorování dvojhvězd, využít zvětšení až kolem trojnásobku průměru objektivu.

Další zvyšování zvětšení nemá význam. Nedochází k žádnému nárůstu detailů, naopak klesá kontrast a jas zobrazené scény. Obecně lze říci, že nejvýhodnější je takové zvětšení, při němž se zobrazí jasně i jemné detaily pozorovaného objektu. Zejména začátečníci mají tendence k volbě nadměrně velkých zvětšení bez ohledu na konkrétní situaci (stav atmosféry, …).

Důležitým parametrem dalekohledu je i jeho rozlišovací schopnost. Jde o úhel, o který musí být od sebe vzdáleny 2 body, aby byly ještě od sebe za ideálních podmínek rozlišitelné. Bodový obraz hvězdy není totiž zobrazen jako bod, ale jako kruhová ploška - Airyho disk kolem něhož jsou při velmi velkých zvětšeních patrné soustředné kroužky. Pro rozlišení dvou bodů od sebe neexistuje bohužel naprosto jednoznačné kritérium a tato problematika by vydala na samostatný článek. Asi nejznámějším je Raygleiho kritérium, které udává úhel, kdy se dva blízké body dotýkají svými Airyho disky:

. (2.3)

Hodnota koeficientu „138“ platí pro ideální optickou soustavu nezatíženou žádnými optickými vadami. Reálná optická soustava má tento koeficient zpravidla o trošku větší (např. pro kvalitní dalekohled má hodnotu pod „144“). Z tohoto kritéria mj. lze i určit max. použitelné zvětšení přístroje. Krátkou analýzou bychom dospěli právě k hodnotě 0.5-2D (tj. polovině až dvojnásobku průměru objektivu).

U kvalitních optických soustav budeme ale schopni rozlišit dva body od sebe i když se budou částečně překrývat. To je patrné zejména při rozlišování těsných dvojhvězd, kdy můžou být nápomocny dokonce difrakční kroužky (zejména 1. řádu, tedy ty nejblíže vlastnímu Airyho disku). Případ, že se Airyho disky překrývají z 50% vyjadřuje tzv. Dawesovo kritérium:

. (2.3)

 

Z výše uvedeného vyplývá: rozlišovací schopnost dalekohledu nezávisí na zvětšení které pozorovatel použije! Zásadní podmínkou z pohledu pozorovatele jen je, aby skutečná (celková) rozlišovací schopnost na výstupu z dalekohledu měla větší hodnotu, než je aktuální rozlišovací schopnost oka pozorovatele. Zdánlivou úhlovou velikost pozorovaného detailu zjistíte poměrně snadno – pro malé úhly stačí vynásobit úhlový rozměr pozorovaného detailu použitým zvětšením přístroje. Např. při pozorování detailu 5“ a zvětšení 100x se bude na výstupu přístroje tento detail jevit pod úhlem 500“, tj. cca 8,3‘. Rozlišovací schopnost oka má u průměrného pozorovatele za běžných podmínek střední hodnotu cca 60“. Při poklesu jasu obrazu (tj. při pozorování slabých scén) ale zpravidla vzrůstá na dvoj až pětinásobek této hodnoty. Z uvedeného je patrné to, co již bylo uvedeno výše: zvětšení musí být úměrné pozorovanému objektu i aktuální rozlišovací schopnosti (tj. nejen rozlišovací schopnosti dalekohledu, ale i aktuálním podmínkám). I méně je v tomto případě velmi často více.

Dalekohled s větším průměrem objektivu dokáže soustředit do oka pozorovatele více světla. Zatímco plocha zorničky o průměru cca 8 mm je cca 0.5 cm2, dalekohled o průměru pouhých 50 mm má plochu téměř 40x větší. Úměrně s tímto poměrem roste i světelný zisk dalekohledu. Ten se nejčastěji charakterizujeme neslabší hvězdnou velikostí, kterou lze za ideálních podmínek daným přístrojem ještě rozpoznat – mezní hvězdnou velikostí přístroje:

(2.4).

 

Tab. 2.1: Dosah dalekohledu

Průměr objektivu [mm]

8

60

70

100

150

250

300

350

MHV [mag]

7,0

11,3

11,7

12,5

13,3

14,4

14,9

15,2

Světelný zisk [-]

1

56x

76x

156x

351x

976x

1406x

1919x

Zisk ve hv. velikostech [mag] oproti oku

0

4,3

4,7

5,5

6,3

7,4

7,9

8,2

 

2.2 Druhy astronomických dalekohledů

V průběhu svého vývoje se objevila celá řada konstrukcí dalekohledu. V zásadě je však můžeme rozdělit do tří základních skupin:

2.2.1 Refraktory

Refraktory jsou dalekohledy, v nichž je objektiv i okulár sestaven z čoček. V předchozím popisu principu činnosti dalekohledu si patrně většina čtenářů představila právě takovýto typ dalekohledu. První dalekohledy byly jednoduché soustavy čoček. Slovo soustava je v tomto případě trošku nadnesené. Skládaly se z pouhých dvou čoček – jedné coby objektiv a jedné coby okulár. Takovéto jednoduché konstrukce samozřejmě trpěly celou řadou optických vad. Drtivou většinu těchto vad lze odstranit zařazením dalších korekčních členů - čoček do optické soustavy. Výroba takovéto soustavy je ale poměrně složitá a cena proto velmi rychle roste s průměrem objektivu.

Asi nejmarkantnější vadou jednoduchých čočkových objektivů je jejich barevná vada. V prvním díle tohoto seriálu jsme již naznačily, že různé vlnové délky mají různý index lomu. Toho se s výhodou využívá např. u disperzních hranolů. Zde je ale tento jev na škodu kvalitě zobrazení. Částečně lze barevnou vada\u kompenzovat kombinací dvou čoček vyrobených z různých typů skel (korunového a flintového). Takovýto objektiv se nazývá achromatický. Barevná vada je u něj oproti jednoduché čočce silně potlačena. Přesto je, zejména u velkých zvětšení a pozorování jasných objektů, patrná a může působit až silně rušivě. Pro lepší korekci barevné vady bylo až do nedávna jediné řešení – použít další čočku (čočky). Takovýto min. tříčočkový objektiv (v tomto případě hovoříme o tripletu) je již mnohem lépe korigován na barevnou vadu než dvoučočkový achromát. Označuje se jako apochromát. Takovýto plně korigovaný objektiv je ale bohužel velmi drahý. Soudobé nové speciálně navržené druhy skel se vyznačují nízkou disperzí. Tzn., že jejich index lomu je pro různé vlnové délky velmi blízký a tedy i z nich vyrobené objektivy mají velmi malou barevnou vadu. Tyto materiály jsou výrobci označovány různými zkratkami – nejčastěji ED (popř. jejich trošku starší obdobou LD). Pomocí ED skla je možné vyrobit dvoučočkový, a tím i cenově přijatelnější, ED objektiv, který se bude úrovní kompenzace barevné vady velmi často blížit pravému apochromátu.

Dnes jsou typické menší refraktory achromáty vyráběny nejčastěji s relativním otvorem f/10 – f/13. Občas se setkáme i se soustavou s relativním otvorem větším než f/10. Tyto soustavy jsou určeny primárně pro malá zvětšení (např. jako přehledové dalekohledy, popř. hledáčky komet). Při větších zvětšeních již u nich musíme předpokládat poměrně velkou barevnou vadu. Chceme-li kratší soustavu (tzn. s větším relativním otvorem) a použít velká zvětšení je nutné použít pravý apochromát, popř. refraktory z nízkodisperzních skel (ED objektivy). Ty jsou vyráběny s relativním otvorem i f/7 – f-7,5 či dokonce menším.

 

Tab. 2.2: Některé největší refraktory

Dalekohled

Průměr objektivu

Ohnisko

Rok výroby

Yerkes (USA)

1,02m

19.4m

1897

Lizat (USA)

0,91m

17,6m

1888

Paříž ( Francie)

0,83m

16,2m

1891

Postdam ( Německo)

0,80m

12,0m

1899

 

2.3 Reflektor

Vyrobit refraktor s objektivem velkého průměru je velmi nákladná záležitost. Svého maxima dosáhly již na přelomu 19. a 20. století. Dnešní technologie by sice byly schopny vyrobit průměr ještě o něco větší, ale to pouze za cenu nesmírných finančních nákladů. Z tohoto pohledu je na tom mnohem lépe druhá velká skupina dalekohledů – reflektory. Reflektory využívají nikoliv zákonu lomu (jak je tomu u refraktorů), ale zákonu odrazu. Optické členy jsou totiž zrcadla. Toto řešení přináší celou řadu výhod. Odraz není závislý na vlnové délce a tudíž nevzniká barevná vada. Současně tak je mnohem snadnější vyrobit jednu odraznou plochu než čočkový objektiv. Použití odrazných členů sebou ale přináší i některé nevýhody. U běžných konstrukcí je asi nejčastěji zmiňovanou nevýhodou tzv. centrální zastínění. Jeho vliv je ale velmi často přeceňován. Umístění sekundárního zrcadla před primárním způsobí, že část světla je zacloněna a nedopadne na primární zrcadlo. Tím dochází ke ztrátě malého množství světla a mírnému zhoršení kontrastu pozorovaného obrazu. Pro úplnost jen dodejme, že pozorovaný obraz je rovněž zatížen difrakčními obrazci, které vyvolává držák sekundárního zrcadla. Obraz hvězdy je pak ozdoben paprsky, které z ní vycházejí. Do značné míry to je i věcí vkusu. Někomu se paprsky u hvězd líbí, jiní je proklínají.

Jedním z nejjednodušších reflektorů je Newtonův. Sestrojil jej v r. 1668 I. Newton. Vlastní objektiv je tvořen sférickým, popř. u dnešních častěji parabolickým zrcadlem. Svazek odražený zpět je odkloněn stranou kolmo na optickou osu rovinným zrcátkem pootočeným o 45°. Ohnisko, kde vzniká obraz tak leží mimo vlastní tubus. Díky poměrně jednoduché konstrukci je tento typ dalekohledu mezi astronomy-amatéry velmi oblíben. Jeho největší nevýhodou je jen poměrně malé zorné pole nezatížené aberacemi. Tento typ dalekohledu sice netrpí barevnou vadou, ale je zatížen pro případ sférického zrcadla otvorovou vadou a u parabolického zrcadla zejména komou a astigmatismem. Čím je relativní otvor větší, tím jsou tyto vady zřetelnější. Pro vizuální pozorování jsou nejvhodnější Newtonovy dalekohledy s parabolickým primárním zrcadlem a relativním otvorem f/5 až f/6. Dalekohledy s relativním otvorem pod f/4.5 jsou vhodnější spíše pro fotografické využití. To samozřejmě neznamená, že s nimi nelze pozorovat vizuálně.

Konstrukčně složitější je dalekohled Gregoryho navržený skotským matematikem J. Gregorym již v roce 1663 a Cassegrainův sestrojený v r. 1672 téměř neznámým francouzským vědcem a sochařem S. Cassegrainem. Oba typy mají primární parabolické zrcadlo s otvorem uprostřed.

U klasického Cassegrainova dalekohledu je na místě sekundárního zrcadla zrcadlo vypuklé (hyperbolické). Svazek odražený od primárního parabolického zrcadla dopadá na sekundární zrcadlo, které mění sbíhavost dopadajícího/odraženého svazku, tzn. „protahuje jej“. Odražené paprsky prochází otvorem za primární zrcadlo. Výsledná ohnisková rovina se u tohoto typu přístroje nachází za primárním zrcadlem v ose přístroje. Cassegrainův dalekohled dává podobně jako klasický Keplerův dalekohled výškově a stranově převrácený obraz. Protože se sekundární zrcadlo nachází ještě před ohniskem primárního (myšleno ve směru chodu paprsků), je jeho konstrukční délka velmi krátká. Naopak výsledná ohnisková vzdálenost celé soustavy je mnohem větší.

V případě Gregoryho zrcadla je sekundární zrcadlo konkávní (duté). Je umístěno za primárním ohniskem tak, aby promítalo obraz objektu vytvořený primárním zrcadlem za primární zrcadlo. Výsledná velikost obrazu je podobně jako v předchozím typu větší, než by odpovídalo pouhé konstrukční délce tohoto dalekohledu. Tento typ dalekohledu tedy umožňuje navrhnout soustavu o velkých ohniskových vzdálenostech, byť celková konstrukční délka je větší než u Cassegrainova dalekohledu. Obraz je výškově i stranově správně orientován. Dnes se s tímto typem dalekohledu setkáváme jen zřídka.

 

2.3 Katadioptrický systém

Jak klasické refraktory, tak i reflektory mají své výhody i trpí určitými nedostatky. Katadioptrické systémy jsou kombinací jak odrazných prvků (zrcadel), tak prvků využívajících zákona lomu (čočky a korekční členy). První praktické pokusy s využitím korekčních prvků využívající lomu v zrcadlových systémech byly učiněny až počátkem 20. století. Poprvé pak byla korekční deska představena estonským optikem B. Schmidtem v roce 1930 v Schmidtově fotokomoře určené výhradně pro fotografování. Korekční deska má v tomto případě poměrně komplikovaný tvar. Proto je její výroba náročná. Kombinací Schmidtovy korekční desky s Cassegrainovým dalekohledem vznikl dnes poměrně rozšířený systém Schmidt-Cassegrain. Tento systém kombinuje některé výhody jak reflektorů, tak refraktorů. Výhodou bezesporu je, že při krátké konstrukční délce mají tyto dalekohledy relativně velké ohniskové vzdálenosti vhodné např. pro pozorování planet, popř. jej lze snadno umístit i v menší kopuli. Protože ohnisko celé soustavy se nachází za primárním zrcadlem a pozorovatel se dívá ve směru na objekt, je nutné zabránit parazitnímu světlu přímému průchodu do obrazové roviny. Proto se umisťují dovnitř soustavy clony/tubusky (jeden u primárního a druhý u sekundárního zrcadla). Nevýhodou tohoto řešení je omezení zorného pole. U dobře navržených a vyrobených systémů Schmidt-Cassegrain lze ale toto zorné pole poměrně dobře vykorigovat a je tak velmi kvalitní. Schmidt Cassegrain se vyrábí zpravidla s relativním otvorem max. f/10 až f/12.

Snahu nahradit složitou Schmidtovu korekční desku s úspěchem završil v roce 1941 D. Maksutov v Maksutově fotokomoře, která byla modifikována přidáním sekundárního zrcadla do Maksutova dalekohledu. Jako základ v původním návrhu je zvoleno kulové primární i sekundární zrcadlo. V systému pak stačilo vykompenzovat otvorovou vadu. Jeho korekční člen je tak mnohem jednodušší (jde o meniskus). Je ovšem nutná větší tloušťka takovéhoto korekčního členu. To samozřejmě přináší i určité nevýhody. Mezi ně patří zejména větší hmotnost a doba potřebná k vytemperování přístroje.

V roce 1957 modifikoval J. Gregory (shoda příjmení s vynálezcem dříve zmíněného dalekohledu je čistě náhodná) konstrukci Maksutova dalekohledu náhradou sekundárního zrcadla pokovením části vnitřní plochy menisku. Touto úpravou se podařilo snížit výrobní náklady, výrobní postup i o trochu hodnotu centrálního zastínění. Díky těmto vlastnostem patří Gregory-Maksutov mezi nejčastěji používané modifikace využívající Maksutův meniskus. Tato modifikace se stala natolik oblíbenou, že je-li zmínka o Maksutově dalekohledu mnoho lidí si představí právě tuto konstrukci.

Relativní otvor konstrukcí odvozených z Maksutova se pohybuje zpravidla od f/12 až f/15.

 

2.4 Porovnání čočkových a zrcadlových dalekohledů

Mimo výše uvedené základní typy dalekohledů existuje samozřejmě velký počet různých variací a odvozenin. Je třeba mít ale na paměti, že každá taková modifikace přináší určité výhody, ale zároveň i své nedostatky. Mezi astronomy se občas najdou horlivý zastánci té či oné koncepce astronomického přístroje, kteří odmítají jakoukoliv jinou koncepci přístroje, než tu svoji. Shrňme si tedy základní vlastnosti alespoň těch základních skupin. Jak bylo již uvedeno má jak refraktor, tak reflektor své výhody, ale i nevýhody. Nespornou výhodou refraktoru je jeho relativně velké zorné pole a uzavřená konstrukce chránící většinu optických ploch. Čočkové dalekohledy mají zpravidla menší průměr objektivu. Díky tomu jsou i méně citlivé na neklid atmosféry. Jejich velkou výhodou rovněž bezesporu je, že optické plochy refraktoru (tj. čočky) mají zpravidla delší životnost než zrcadla používané v reflektorech. Patrně největší nevýhodou je jejich drahá a složitější výroba. Refraktor je obvykle mnohem dražší, než reflektor stejného průměru a úrovně jakosti. Nejčastěji zmiňovaná nevýhoda refraktorů již byla zmíněna. Zvláště ty jednodušší a levnější refraktory (achromáty) jsou zatíženy zbytkovou barevnou vadou.

Reflektor má oproti refraktoru méně optických ploch a je proto zpravidla levnější než stejný průměr refraktoru. Samozřejmostí je, že reflektor netrpí barevnou vadou. Bohužel ale má zpravidla menší bezvadné zorné pole. Klasický reflektor má zpravidla otevřenou konstrukci. Díky tomu a zejména díky zpravidla většímu průměru primárního zrcadla je ale citlivější na nepokoj atmosféry.

Jaký přístroj si tedy vybrat? Na tuto zdánlivě jednoduchou otázku bohužel neexistuje jednoznačná odpověď. Čas od času se na různých astronomických fórech kolem tohoto tématu rozpoutají vášnivé debaty zastánců obou skupin. Tato debata zpravidla skončí nerozhodně. Ideální univerzální dalekohled prostě neexistuje. Pro pozorování planet je bezesporu velmi vhodný kvalitní refraktor. Naopak pro pozorování slabých objektů je výhodou velký průměr reflektoru. Snaha o nalezení univerzálního vhodného na všechna pozorování je do značné míry marná. Určitým kompromisem mezi těmito požadavky i oběmi skupinami přístrojů jsou (alespoň pro běžné využití) katadioptrické systémy. Funkci co nejuniverzálnějšího přístroje (zvláště pak pro mírně pokročilé astronomy amatéry) bezesporu velmi dobře zastane Newtonův reflektor. Který dalekohled je tedy nejlepší? Inu ten, kterým se skutečně pozoruje a přináší radost svému uživateli.

 

 

 

 

 

Obr. 2.1: Schéma Keplerova dalekohledu

Obr. 2.2: Schéma Galileova dalekohledu

Obr. 2.3: Rozlišovací schopnost dalekohledu

(vlevo: Raygleiho kritérium, vpravo: Dawesovo kritérium )

Obr. 2.4: Schéma Newtonova dalekohledu

Obr. 2.5: Schéma Cassegrainova dalekohledu

Obr. 2.6: Schéma Gregoryho dalekohledu

Obr. 2.7: Schéma Schmidt- Cassegrainova dalekohledu

Obr. 2.8: Schéma Maksutova dalekohledu

Obr. 2.9: Schéma Gregor-Maksutova dalekohledu