2017.03.07.

Távcsövek optikai minősége – Babcsán Gábor

Néhány gondolat a „bolygós távcsövekről”

A szakirodalomban vagy a távcsöves hirdetésekben gyakran előfordul a „planetary telescope” kifejezés, mint valami különösen jelentőségteljes varázsige. Mit is takar ez tulajdonképpen?

Röviden kb. annyit, hogy ez az a műszer, amellyel a bolygók nagyon jól észlelhetőek, annyira, hogy az első pillanatokban az észlelőszékben ülve azt hallucináljuk, mintha duplájára nőne alattunk a földi gravitációs állandó.
No, persze egy „bolygós távcsőben” láthatóak más objektumok is. Sót! Tény, hogy az egyenetlen kettőscsillagokról, az apró hold részletekről, a leheletnyi eltérésű ködrészletekről is a legkedvezőbb látványt nyújtják e távcsövek. A kérdés, hogy pont milyenek?

Kétségtelen, hogy a vizuális bolygóészlelés talán a legkritikusabb a távcső optikájára, az okulárokra és a légköri viszonyokra nézve. Ám idesorolhatjuk az észlelőt is bízvást, komoly rutin kell egy jó bolygórajz elkészítéséhez. Ha az észlelő nem vizuálisan, hanem bolygókamerával dolgozik, ahogy mostanság egyre divatosabb, akkor sincs ez másképp, csak kissé más hangsulyokkal.

A bolygóészlelés kritikus pontja, hogy a finom bolygórészletek kontraszt különbségei a környezetéhez képest alacsonyak, jellemzően 20 % körüli értékűek (tökéletesen fekete/fehérnek értelemszerűen 100 % a kontrasztja, ilyen nincs persze). A kicsi kontraszt jellemző a legtöbb mélyég objektumra is, azzal súlyosbítva a helyzetet, hogy ez esetben az érzékeléshez (vagy fotografikus rögzítéshez) a fény is sokszor kevés, míg a bolygókon (holdon, kettőscsillagokon) van ezért elegendő fénymennyiség.

Egy távcső leképezését egyszerűen jellemzi, az un. optikai átviteli függvénye, amely a távcső optikai jellemzőinek és a reális optikai minőségének függvénye. A valóságban egy 100 % kontrasztkülönbséget 100 %-osan leképező távcső nem létezik. Lord Rayleigt angol fizikus a 19. század második felében úgy találta, hogy egy optika leképezése „megfelelően jó”, ha a leképezés legalább 80 %-os hatásfokú. Ilyenkor – az azonos fázisban lévő – fényhullámok legalább lambda/4 pontossággal találkoznak. Ez a un. diffrakció limitált leképezés, amelyre az ad jó jellemzést, ha a teljes optikai felületen átlagoljuk a hibát, ez az un.”átlagolt négyzetes hiba” (RMS). A Rayleight-limit lambda/4 hullámfronthibát jelent, aminek lambda/14 RMS érték felel meg.

A jól elkészített optikai műszerek (távcsövek, foto objektívek, mikroszkópok, stb) ennél a határértéknél is pontosabbak. Jellemzésűkre az un. Strehl-ratiot használjuk, ami röviden a kép és az eredeti jel intenzitásának aránya. Egy pontszerű fényforrás (a közönséges távcsövekben a csillagok) leképezésénél ez a Strehl-érték az elméleti méretű Airy-korongban összegyűjtött gyakorlati fénymennyiség és az elméleti érték hányadosa.
A gyakorlatban a leképezés „jóságát” a Stehl ratio pontosan jellemzi.( Azon a helyen,ahol éppen mérjük persze. A csillagászati távcsöveknél a legfontosabb hely: az optikai tengely mentén a fókuszpont, mert itt a legjobb a leképezés.)Ha árnyalni akarjuk egy-egy műszer leképezését, akkor a következő kategóriák adódnak:

1,00 -0,88 tökéletestől a kitűnőig
0,88 – 0,80 kitűnőtől a jóig
0,80-0,70 jótól a gyengéig

Ha röviden jellemeznénk a helyzetet, akkor elmondhatnánk, hogy a „jó bolygós távcsövek” minimum 0.8 értékekkel (de még jobb, ha 0,88 fölött) büszkélkedhetnek. Míg a 0,70 érték alatt a műszer leginkább nagylátómezejű (és kis nagyítású) vizuális mélyég-észlelésre és asztrokameránal alkalmas elsősorban.

A távcső valóságos leképezésének jóságát, így a kontaszt átviteli függvényt az optikai minőségén túl a reflektoroknál és a katadioptrikus távcsöveknél a központi kitakarás mértéke befolyásolja elsősorban. A refraktoroknál a refrakció természetéből fakadó színi hiba (kromatikus abberáció) csökkenti a pontosságot, hiszen a különböző hullámhosszúságú fényhullámok nem egy pontban találkoznak. Lássuk részletesebben e két hatást.

A központi kitakarás hatásai

A központi kitakarás a csillagok leképezésében egyszerű, jól látható hatást okoz. Ideális esetben a pontszerű fényforrásnál a fény 84 %-a Airy-diffrakciós korongban összpontosul, 7 %-a pedig ez első diffrakciós gyűrűben, a maradék 9 % pedig a többi, egyre halványuló gyűrűbe. Ha központi kitakarást helyezünk a fényútba, ez pótlólagos fényelhajlást okoz, megnövelve elsősorban az első gyűrűben való fényt.

Stehl-értékben kifejezve ezt a hatást, a tükrös rendszerekben levő központi kitakarás a következő mértékben változtatja meg a leképezést egy elmeleletileg tökéletes optikánál ( a kitakarás a főtükör átmérőjének méretében van megadva):

0,00 kitakarás: 1,00 Strehl,
0,15 – 0,95
0,25 – 0,88
0, 30 – 0,83
0,40 – 0,71

Látható, hogy a tükrös és katadioprikus távcsövekben jellegzetes 25-30 %-os központi kitakarás 12-17 %-al degradálja a leképezést. 30 %-os kitakarásnál még egy tökéletes optikai rendszer is csupán a Rayleight-kritérium ( „megfelelően jó leképezés” ) határán mozog. Sajnos, ez a degradáció jóval nagyobb, ha az Airy-korong és első diffrakció gyűrű fényességének arányában vizsgáljuk a dolgot! Ez utóbbi azért fontos arányszám, mert a szoros részletek felbontása éppen ezen múlik!

Tehát az Airy-korong fénymennyiségének és az első fiffrakciós gyűrűben levő fénymennyiségének hányadosai:

K = kitakarás lineáris mérete
A = Energy Airy/ Energy 1.st ring

K= 0,0 A= 11,9
K= 0,2 A= 5,4
K= 0,3 A= 3,1

A látható, hogy az ideális (kitakarás nélküli) állapothoz képest az első gyűrű az Airy-koronghoz képest jelentősen felfényesedik. 30 % kitakarásnál közel háromszorosára. Ez az effektus az, ami jelentősen degradálja a nagyon szoros és kis kontrasztú részletek felbontását (pl. a bolygókon, de az egyenlőtlen kettőscsillagoknál is)

Kijelenthető, hogy a távcső kontrasztátviteli függvényében a központi kitakarás erős hatást okoz. Bonyolult számításokból látható, hogy a hatás a tárgy kontraszt különbségeitől is függ. Röviden jellemezve: a nagyobb kontraszt különbségeknél kisebb a hatás, a kisebb kontrasztoknál pedig fokozódik. Egyszerűbben fogalmazva: a központi kitakarás növelésénél a képalkotásban a finom részletek jobban elvesznek, mint a durvábbak A gyakorlatban ez azt jelenti, hogy 30 % körüli kitakarásnál csupán a közel tökéletes optikák adnak éles és szép képet az alacsony kontrasztkülönbségű objektumokon. Például épp a bolygókon.
.
Sajnos, a központi kitakarás képminőséget csökkentő hatását tovább fokozzák a távcső reális optikai hibái, a kisebb-nagyobb méretű jusztírozatlanság és az okulárok torzításai. A távcsöves gyártók előszerettel nevezik „tökéletesnek” vagy „közel tökéletesnek” termékeiket a potenciális vásárlónak. A valóság azonban mást mutat. A tömeggyártású távcső reális optikai minősége átlagosan a 0,8-0,92 Stehl ratio közé esik az optikai tengelyen, ahol a legjobb a leképezés. 0,92 az un. „prémium kategória”, ilyen már sokkal ritkább. Sajnos az is gyakori, hogy méregdrága és egyedi távcsőgyártók termékei is kiesnek a „prémium minőség” (a nevükkel szavatolt) szigorú rostáján.

A központi kitakarás és optikai hibák hatása sajnos összeadódik a tükrös rendszereknél, a gyakori 25 %-os kitakarásnál a gyakori szférikus abberáció (gömbi vagy nyíláshiba: ezt minden gömb alakú optikai felület mutatja) ez a következőképpen alakul:

25 %-os központi kitakarásnál gömbi hiba függvényében a Stehl ratio:
0 lambda – 0,88
1/8 l – 0,84
1/6 l – 0,81
1/4 l – 0,74
1/3 l – 0,64

Tény sajnos, hogy egy átlagos kitakarású (25 %) reflektor még prémium optikai minőség (1/6 lambda hullámfronthibájú szférikus abberáció) esetén is éppen csak teljesíti a diffrakció határolt minőség (O,81) közepesen szűk kritériumát. Ha a kitakarás nagyobb vagy a minőség rosszabb, akkor ez effektív leképezés a kiesik a „Rayleight-limit”-ből, – így ez a távcső kevésbé fog kontrasztos képet alkotni a bolygókon.

Hendikepes refraktorok

Amilyen hátrány a reflektoroknál a centrális obstrukció, olyan a refraktoroknál a kromatikus abberáció. A színi hiba minden lencserendszerben fellép törvényszerűen még a legjobban korrigált teljes apokromátok, sőt ez előtétlencsét tartalmazó katadioptikus rendszerek is mutatják csekély mértékben.
A hagyományos akromatikus távcsövek két színre vannak (vörös és kék) korrigálva úgy, hogy ezek egy fókuszpontba essenek megközelítően. A sárgászöld sugarak kissé belül esnek a fókuszon. Az eltérés az akromatikus távcsöveknél a fókusztávolság 1/2000 része. 1/4000-nél „félapokromátokról ” beszélünk (ilyenek pl. a Zeiss AS lencsék vagy a fényerős ED objektívek. A „teljes apokromatizmus” 1/10000 kisebb fókusz eltérést jelent. Ezt látjuk a lencsés távcsövekben, bárhová fókuszáljuk pontosan a képet, a távcső különbözően elszínezi a fehér képet.

Jó hír viszont, hogy a szemünk se tökéletes. A sötétre adoptált fényérzékelők a szemünkben 510 nm-es fényre érzékenyen a leginkább, nappali fényben viszont 550 nm-re. Ez nem véletlen, éppen a Napunk spektrális sugárzásához alkalmazkodott a szemünk a sárga és sárgászöld „érzékenységével”. Szemünk érzékenysége gyorsan romlik. 100-150 nm az a sávszélesség, ahol az érzékenység 30-100 % között van. A refraktorok színi hibája intenzíven nő a kék és lila tartomány felé, de szemünk ezt egyre kevésbé látja.

A színi hiba gyorsan csökken a fényerő csökkentésével. A legelterjedtebb akromatikus objektívek, a jó öreg Fraunhofer-akromátok: domború korona és homorú flintüveg lencsékkel, adott görbületekkel és parányi légréssel a lencsék között. Az összetett leképezés itt nagyon bonyolult, hiszen két üveganyag, négy görbület, két lencsevastagság és a lencsetávolság összessége alakítja a fényutat. A rendszer bár mutat színi hibát, összetettsége miatt mégis csekélyebb egyéb torzulást mutat (pl. kómahibát, ami az optikai tengellyel nem párhuzamos sugarak kép torzulása) mint a tükrös rendszerek. A színi hiba mérsékelt 10 cm-nél f/10 fényerőnél, f/15-nél már közel félapokromatikus a rendszer. Viszont f/5-nél a színezés oly erős, hogy a kontrasztot erősen csökkenti. Tehát f/10 körül még kritikus bolygóészlelésre alkalmas a hagyományos Fraunhofer-refraktor. Ha az átmérő kisebb, akkor is csökken a hiba: kicsi 6 cm-es Fraunhofer objektívek f/15-nél már alig színeznek, közel apokromatikusak.

A lencsés műszerek ideális „bolygózó távcsövek” a kitakarás hiánya és a zárt tubusuk miatt (ebben nincs turbulencia, mint a nyitott reflektoroknál). A jellegzetesen kisebb fényerő további járulékos előnye a nagyobb optikai pontosság. 0,9 Strehl érték egészen közönséges a tömeggyártott refraktoroknál (f/10 fényerő alatt), de a „közel tökéletes” sem ritka.
A színi hiba miatt a különböző hullámhosszaknál más-más Strehl-érték mérhető (ez a szferokromatizmus, a gömbi hiba hullámhosszfüggése). Egy jól korrigált orosz TAL gyártmányú 100/1000-es akromatikus refraktornál a következő Strehl-értékeket mérték interferometrikusan: kék 0,90, zöld: 0,94, sárga 0,95, vörös 0,97. Az értékek mindenhol a „kiváló leképezésen” belül vannak. A távcső vizuálisan nagyon kontrasztos képet ad, különösen akkor, ha az akromatikus refraktorokhoz gyártott kontrasztnövelő szűrőt használjuk, amely a nagyon defókuszált lilát kiszűri.

Az apokromatikus távcsöveknél még jobb a helyzet. A színek élethűek lesznek, és ha az optika is valóban minőségi: a kontraszt a maximális lesz. Nem szabad azonban fetisizálnunk e távcsőtípust sem! A fényerő növelésével ugyanis az optikák hatványozottan érzékenyek lesznek a gyártási pontatlanságokra (függetlenül attól, hogy apok vagy közönséges gömbtükrök). Az elméleti optikai hibák (szferokromatizmus, kóma, stb) szintén hatványozottan nőnek egy adott rendszeren belül a fényerő növelésével. A műszer drága ára csak valószínűsíti a jó optikai minőséget, de nem helyettesíti!

Sajnos ma már a klasszikus hosszú fókúszú (f/12 – f/15) akromátokat egyre kevésbé gyártják, pedig ideális vizuális bolygózó távcsövek, mert éppen a legfontosabb sárga és zöld fényben vannak a legjobban korrigálva, abszolút versenyképesen a fényerősebb “ED- semiapocromatok”-kal.

Wolfgang Rohr német optikus interferometrikus adatbankjában rengeteg távcső van feketén-fehéren ( és polikromatikusan!) lemérve. Találunk itt „no name” és szinte tökéletes távcsöveket is, ahogy nagy márkákat a „közepesné aligl jobb” minőségben.

Az effektív objektív átmérő

A kérdés tehát továbbra is az, hogy a bolygókon, „hogy muzsikál a távcső?”
A kiindulási pont, hogy a gyártási felületi hibák, a kitakarás és a színi hiba együttesen rontja a kontrasztos leképezést. William P. Zmek egy nagyon átfogó elemzést végzett a kontrasztélesség változásáról a fentiek függvényében (Sky and Telescope , 1993, July, Sept.)
Az elemzés szerteágazó, még akkor is, ha a légköri turbulencia, a tubusban lévő turbulenciák nagyon jelentős hatásaitól eltekintünk. Zmek egy hozzávetőleges, de a gyakorlati tapasztalatokkal jól egyező ökölszabályt adott meg első megközelítésnek. A bolygókon tipikus 20 % körüli kontraszt különbségnél egy adott központi kitakarással rendelkező távcső megfelel egy kisebb, ideálisan jó és kitakarás nélküli rendszernek:

Á ek=( Á – Ák) x S

Áek = Effektív kontraszt átmérő, egy ideális kitakarás nélküli rendszer teljesítménye vizuális észlelésnél és 20 %-os kontrasznál
Á= A műszer reális átmérője
Ák= A központi kitakarás mérete
S= A optika felületi pontosságának hatása, első közelítésben ez a Strehl ratio

A Zmek –formula egy ökölszabály. Viszonylag pontosan becsüli meg az optikai minőség és a kitakarás összetett hatását. Kis kitakarásnál viszont kisebb lesz a degradáció az itt számítottnál. Rosszabb Strehl-érték (0,8) felett pedíg nem liniálisan, hanem erősebben nő a veszteség, mert a kisebb kontrasztkülönbségeknél a leképezés „erősebben elromlik”. A gyakorlott kettőscsillag megfigyelők ezt a hatást ismerik is jól: a nagyobb kitakarás vagy rosszabb optika még kissé javíthatja is az egyenlő és szoros kettősök felbontását (itt nagy a kontraszt), de jelentősen rontja az egyenlőtlenek megfigyelését.)

Első közelítésben jó e formula. Vegyünk például egy 20 cm-es Newtont a szokásos 25 % kitakarással és egy örömteli 0,9 Stehl-értékkel, ami már majdnem prémium szintű. A Newton effektív kontraszt átmérője első közelítésben kb. 13, 5 cm lesz. Nagyon jó távcső ez kétségtelenül, de mégis „csak”másfélszer annyit tud a bolygókon, mint a föntebb részletesen bemutatott 10 cm-es TAL refraktor. Sajnos, a legtöbb éjszakán ennyit sem. A légköri turbulencia és a nyitott tubusa miatt. Könnyen beláthatjuk, hogy egy nagy kitakarású 20 cm-es katadioprikus SC távcső a legtöbb, nyugtalan légkörű éjszakán egyszerűen lemarad egy szerény refraktortól.

És itt folytatódnak a további bajok! Eljutottunk a fő kérdésig.
.
A méret a lényeg?

Igen is, meg nem. A felbontóképesség egyenesen, a fénygyűjtés négyzetesen arányos az objektív átmérőjével. Ez a bolygókra is vonatkozik a fentiek figyelembevételével. Ugyanolyan rendszernél a méret számít csak, egyre részletesebb képet rajzolva kedvenceinkről. De!

Sajnos a vizuális észleléseknél a földi légkörünk állapota gyakrabban erősebb határt szab, mint az optika átmérője. A légkörben ugyanis állandóak a turbulenciák, a kis légköri cellák folyamatosan eltérítik a fény irányát, mintha egy rakoncátlan, állandóan változó felületű előtétlencse lenne a távcsövünk előtt. Minél nagyobb az objektív, annál több légköri cellát lát, annál nyugtalanabb a kép.

A megfigyelők jól ismerik e jelenséget az okulárban. A fényes csillagok diffrakciós képe táncol, sőt felfúvódik és szétesik. Nagyon nyugtalan éjszakán a szcintilláció (pislogás) mérete 3-4 ívmásodperces is lehet. Normális éjszakán ez 1-2 ívmásodperc. A nyugtalanság mértéke hullámzó, szerencsére a nyugodtabb pillanatokban a kép megnyugszik, és ki tudjuk használni egy kisebb, – ne lepődjünk meg e példán: mondjuk egy 10 cm orosz kis refraktor tudását…

Sajnos a Kárpát-medence egy örvénylő vidék. Asztroklíma szempontjából is. Bár szerencsére sok a derült éjszaka, viszonylag ritka az olyan éjszaka, amikor a légköri szcintilláció 0,3-0,5 ívmásodperc közé esik, és teljesen ki tudjuk meríteni egy 20-25 cm „Planetary Telescope” tudásának legjavát.
Persze az asztrofotósok és bolygókamerával rendelkezők sokkal jobb helyzetben vannak az okulár mellett rostokoló kollégáiknál. A szemünk nem képes követni és összerakni a gyorsan hullámzó képet, de a rövid expozíciós időkkel és utólagos képjavításokkal a légköri hatások részben kiküszöbölhetőek és a távcső leképezésének kontrasztja is megnövelhető a szobában. Számukra egyszerű válasz: a nagyobb távcső jobb.

Amit kihagytunk

Rengeteg témát lehetne még érinteni a vizuális észlelésekkel kapcsolatban. Csak nagyon vázlatosan néhány téma. A helyes jusztírozás nélkül a távcső nem tudja kiadni a teljesítményét tökéletesen. Nagy nagyítással egy fényes és defókuszált csillag diffrakciós gyűrűket mutat. Ha a beállítás jó, akkor ezek pontosan kör szimmetrikusan helyezkednek el. Ha nem ezt látjuk, akkor be kell állítanunk a műszer minden egyes optikáját, hogy az optikai tengelyek pontosan egybeessenek. Ez minden észlelésnél fontos, a bolygókon különösen. A fényerős távcsövek (pl. Newtonok) különösen érzékenyek a jusztírozási pontatlanságokra. Talán nem meglepő, hogy a sokat emlegetett kis refraktorunk kevésbé.

A zárt tubus szintén előny (refraktorok és katadioptikus távcsövek). Elsősorban a tubus fala mentén áramló belső turbulenciák szintén rontják, “lebegtetik” a képet. Kissé segít ezen a nyitott tubusoknál egy túlméretezett tubus, de ennek határt szab a Newtonoknál a segédtükör mérete.

A megfigyeléseknél hiába egy jó főoptika, ha nem megfelelő jó okulárokat használunk a műszerhez. Az okulárokról rengeteget szempont van. A teljesség igénye nélkül: látómező mérete, betekintési szemtávolság (eye relief), fényáteresztés mértéke, színhűség, kontrasztátvitel, kómahiba mértéke, asztigmatizmus, mindezek a centrumban, változásuk kifelé a perem felé, belső reflexiók, stb., És, az ár!

A jó hír a bolygómegfigyelésnél az, hogy itt a bolygót az optikai tengely mentén, az okulár látómezejének a centrumában tartjuk. Az okulárok centrális leképezése, a kontrasztátvitel és a fényáteresztés mértéke az, ami számít, de pl. az okulár látómezejének mérete, kóma hibája alig.
Itt előnyben vannak a jó korrigált, viszonylag kevés elemből álló okulártípusok. A kevés üveg/levegő határfelületen kisebb a fényveszteség, a zavaró reflexiók. Interferometrikus mérésekkel egzaktul látható, hogy a centrumban a kontrasztos kép szempontjából a régi klasszikus orthoszkópikus okulárok (de még inkább a legmodernebb ED lencsetagot tartalmazóak), a háromtagú ragasztott „monocentrikus” okulárok (kisebb mértékben a jó Plössl, Super Plössl tipusok) verhetetlenek. Közepes és hosszú fényerőnél ezek a favoritok a bolygókon.

Fényerős távcsöveknél viszont a túl közeli szemtávolság miatt a fentiek elég kényelmetlenek. A kóma hibájukat is felnagyítják ezek az „egyszerű okulártípusok”. A bolygókhoz e távcsövekhez a legjobb használni a beépített Barlow-lencsével rendelkező jól korrigált típusokat, amelyeknek a látómezeje nem extrém széles. Ilyen például a Tele Vue Radian, a Takahashi LE, vagy szerényebb kivitelben a Sky Watcher Super Planetary okulárja.
A nagyon nagy látómezejű (65 fok felett) mély-eges okulároktól e téren ne várjunk csodákat, a sok, nagy látómezőt korrigáló optikai elemnek ára van, méghozzá a kontraszt veszteségnek a látómező közepén.( Ezek az okulárok nagyon jók lesznek kisebb nagyítással a mély-egeken, ahol a korrigált kóma hiba és látómező mérete a perdöntő.)

Az ég alatt

A fentiek elsősorban a vizuális bolygóészlelésre vonatkozó fejtegetések. A saját észlelési gyakorlatomban (Több száz bolygórajz készítése 1988 és 2005 között, egy ideig vezettem a Meteor bolygó észlelési rovatát is) háromtucat különböző, minőségi műszerrel (apokromátok, akromátok, newtonok, stb) is összevágnak ezek.

A vizuális bolygóészlelésnél egy 8 cm-es „tökéletes refraktornál” kezdődik az élet. 10 cm-nél már nagyon. Márkákat most nem írok, mert nem ez a helye, de tény, hogy kis átmérőnél az optikai minőség a döntő. Egy klasszikus 102/1300-as Fraunhofer-refraktor kontrasztosabb képet mutatott, mint egy túlzottan fényerős 9 cm-es fluorit apo refraktor vagy egy 12,7 cm-es közepesen sikerült ED.
Két prémium minőségű „4 inch” teljes apo-refraktorral viszont az éjszakák jó részében varázsosak voltak a bolygók, ahogy a Hold és nehéz kettőscsillagok is. A Jupiteren rengeteg részlet látszott gyakran, komoly munka volt lerajzolni a látványt. Az Egyenlítői Zónában is látszottak kis részletek 250 x nagyítás körül. Teljesen véletlenül meglehetett pillantani a bolygó szélén tartózkodó Ganymedes kis korongját (nem az árnyékát!).

Jóval nagyobbak volt a 20 cm Newton és a 21 cm-es Cassagrain két prémium gyártótól. De tény, hogy kevés éjszakán mutattak valóban többet, mint a 10,2 cm apok. Nem ezeken lelkesítettek, hanem a mély-ég objektumokon, természetesen.

A legpraktikusabb vizuális „bolygós”műszernek egy 15 cm-es Maksutov –Newtont találtam, nagyon jó optikával és kicsiny, 20 %-os kitakarással. Ez még negyed annyiba se kerül, mint egy hasonló apo, de nagyon meggyőzően érvelt az ég alatt. Vele szinte egyenértékű egy japán, referencia Newton, amely már 2 évtizede boldogít. Ugyan nem valami nagy (125/1000), de 15 % kitakarása mellett az optikája szinte perfekt (0,99). Ez tényleg egy igazi bolygozó távcső, amely a kis átmérője miatt sokszor nagyszerű képet ad. A Mars néha még 500 x feletti nagyítással is tanulmányozható volt, ami egészen szürreális ekkora kukkertől. Köszöntem a reggeli oldalon derengő sárgásfehér felhőzetnek a Vörös Bolygó peremén és jól lehetett látni a pólussapka alakját is, nem csak, hogy van.

A csúcs a képélesség tekintetében egy 15,2 cm-es fluorit refraktor volt a Szaturnuszon néhányszor. A látvány valóban földbedöngölő volt, 5-6 sáv a korongon, a halványan derengő C gyűrű, a korántsem halvány holdak. Minden könnyen, tisztán.

Ennél igazán jobb képet csak két távcsővel láttam. Az egyik: a Szitkay Gábor tulajdonában lévő 40 cm-es Newtonnal volt.. Itt a reklámmal kivételt teszek, mert ennek a tükrét egy magyar amatőr optikus: Schné Attila csiszolta meg bámulatos jóra. Gondolkodtam, hogy megpróbálom lerajzolni a Jupitert, de feladtam. Ez már obszervatóriumi távcső, ahogy a Svábhegyi csillagda öreg 30 cm-es Zeiss triplettje is. Talán még szórakjóztatóbb lett volna vele a Mars, ha jobban be lett volna jusztirozva a mázsányi objektív. Talán 1000-szeres nagyítást is elbírna ez! – tűnődtem. Miközben házigazdám: Mizser Attila felhívta a figyelmemet a kupola alatt délre, az évtizedek óta vágatlan tölgyekre, amelyek 30 fokos magasságban már eltakarták az égbolt csodáit.

Az égbolt csodái minden távcsővel szépek.

Például a 80/840-es Zeiss-refraktorral, amely az első, igazi „bolygós távcsövem” volt.

4.7/5 (20)

Értékelés

About the Author: