تلسكوب بصري

تُنتج معظم تصميمات التلسكوبات صورة مقلوبة في المستوى البؤري؛ وتُعرف هذه التلسكوبات باسم التلسكوبات العاكسة . في الواقع، تُقلب الصورة رأسًا على عقب وتُعكس من اليسار إلى اليمين، بحيث تدور في المجمل 180 درجة عن اتجاه الجسم. في التلسكوبات الفلكية، لا يُصحح عادةً هذا الدوران، لأنه لا يؤثر على كيفية استخدام التلسكوب. مع ذلك، يُستخدم غالبًا منشور قطري لوضع العدسة العينية في موقع رؤية أكثر ملاءمة، وفي هذه الحالة تكون الصورة معتدلة، ولكنها لا تزال معكوسة من اليسار إلى اليمين. في التلسكوبات الأرضية مثل مناظير الرصد ، والمناظير الأحادية ، والمناظير الثنائية ، تُستخدم موشورات (مثل موشورات بورو ) أو عدسة وسيطة بين العدسة الشيئية والعدسة العينية لتصحيح اتجاه الصورة. هناك تصميمات تلسكوبات لا تُنتج صورة مقلوبة، مثل التلسكوب الكاسر الجاليلي والتلسكوب العاكس الجريجوري . تُعرف هذه التلسكوبات باسم التلسكوبات المُقوِّمة .

تستخدم أنواع عديدة من التلسكوبات مرايا ثانوية أو ثالثية لطي أو تحويل المسار البصري. قد تكون هذه المرايا جزءًا لا يتجزأ من التصميم البصري ( مثل تلسكوب نيوتن ، أو عاكس كاسجرين ، أو ما شابه)، أو قد تُستخدم ببساطة لوضع العدسة العينية أو الكاشف في موضع أكثر ملاءمة. كما قد تستخدم تصاميم التلسكوبات عدسات أو مرايا إضافية مصممة خصيصًا لتحسين جودة الصورة على مجال رؤية أوسع.

أصغر مساحة سطح قابلة للتمييز لجسم ما، كما يُرى من خلال تلسكوب بصري، هي المساحة الفيزيائية المحدودة التي يمكن تمييزها. وهي تُشابه الدقة الزاوية ، لكنها تختلف عنها في التعريف: فبدلاً من القدرة على الفصل بين مصادر الضوء النقطية، تُشير إلى المساحة الفيزيائية التي يمكن تمييزها. ومن الطرق الشائعة للتعبير عن هذه الخاصية القدرة على تمييز معالم مثل فوهات القمر أو البقع الشمسية . ويُعطى التعبير باستخدام الصيغة بضعف قوة التمييز.${\displaystyle R}$قطر الفتحة${\displaystyle D}$مضروبًا في قطر الجسم${\displaystyle D_{ob}}$مضروبًا في الثابت${\displaystyle \Phi }$جميعها مقسومة على القطر الظاهري للأجسام${\displaystyle D_{a}}$[ ^{23 ] [ 24 ]​}

القدرة على التمييز${\displaystyle R}$مشتق من الطول الموجي${\displaystyle {\lambda }}$باستخدام نفس وحدة الفتحة؛ حيث يتم تحويل 550 نانومتر إلى مليمتر بواسطة:${\displaystyle R={\frac {\lambda }{10^{6}}}={\frac {550}{10^{6}}}=0.00055}$الثابت​${\displaystyle \Phi }$يُشتق من الراديان إلى نفس وحدة القطر الظاهري للجسم ؛ حيث يبلغ القطر الظاهري للقمر${\displaystyle D_{a}={\frac {313\Pi }{10800}}}$يتم تحويل الراديان إلى ثوانٍ قوسية باستخدام الصيغة التالية:${\displaystyle D_{a}={\frac {313\Pi }{10800}}\cdot 206265=1878}$.

مثال على ذلك استخدام تلسكوب بفتحة عدسة 130  مم لمراقبة القمر بطول موجي 550 نانومتر ، وهو موضح في المعادلة التالية:${\displaystyle F={\frac {{\frac {2R}{D}}\cdot D_{ob}\cdot \Phi }{D_{a}}}={\frac {{\frac {2\cdot 0.00055}{130}}\cdot 3474.2\cdot 206265}{1878}}\approx 3.22}$

تُحدد وحدة قياس قطر الجسم أصغر التفاصيل القابلة للتمييز عند تلك الوحدة. في المثال أعلاه، تم تقريبها بالكيلومترات، مما ينتج عنه أصغر فوهات قمرية قابلة للتمييز بقطر 3.22  كيلومتر. يمتلك تلسكوب هابل الفضائي فتحة مرآة رئيسية بقطر 2400  ملم، مما يوفر قدرة تمييز سطحية لفوهات قمرية بقطر 174.9 مترًا، أو بقع شمسية  بقطر 7365.2 كيلومترًا.

بغض النظر عن تشوش الصورة بسبب الاضطراب في الغلاف الجوي ( الرؤية الجوية ) والعيوب البصرية للتلسكوب، فإن الدقة الزاوية للتلسكوب البصري يتم تحديدها من خلال قطر المرآة أو العدسة الرئيسية التي تجمع الضوء (وتسمى أيضًا "فتحة").

معيار رايلي لحدود الدقة${\displaystyle \alpha _{R}}$( بالراديان ) يُعطى بواسطة

${\displaystyle \sin(\alpha _{R})=1.22{\frac {\lambda }{D}}}$

أين${\displaystyle \lambda }$هو الطول الموجي و${\displaystyle D}$هي الفتحة. للضوء المرئي (${\displaystyle \lambda }$(550  نانومتر) في تقريب الزاوية الصغيرة ، يمكن إعادة كتابة هذه المعادلة:

${\displaystyle \alpha _{R}={\frac {138}{D}}}$

هنا،${\displaystyle \alpha _{R}}$يشير إلى حد الدقة بالثواني القوسية و${\displaystyle D}$بوحدة المليمتر. في الحالة المثالية، يمكن تمييز مكوني نظام النجم الثنائي حتى لو كانا يفصل بينهما مسافة أقل بقليل من${\displaystyle \alpha _{R}}$ويؤخذ هذا في الاعتبار عند تحديد حد داوز .

${\displaystyle \alpha _{D}={\frac {116}{D}}}$

تُظهر المعادلة أنه، مع ثبات جميع العوامل الأخرى، كلما كبرت فتحة العدسة، تحسّنت الدقة الزاوية. ولا تُحدد الدقة بأقصى تكبير (أو "قوة") للتلسكوب. فالتلسكوبات التي تُسوّق بقيم عالية لأقصى قوة غالبًا ما تُنتج صورًا رديئة.

بالنسبة للتلسكوبات الأرضية الكبيرة، تُحدَّد دقة الصورة بسبب جودة الرؤية الجوية . ويمكن التغلب على هذا القيد بوضع التلسكوبات فوق الغلاف الجوي، مثلاً على قمم الجبال العالية، أو على البالونات والطائرات المحلقة على ارتفاعات شاهقة، أو في الفضاء . كما يمكن التغلب على حدود دقة الصورة باستخدام البصريات التكيفية ، أو التصوير بالبقع ، أو التصوير المحظوظ للتلسكوبات الأرضية.

أصبح من العملي مؤخراً إجراء عملية تركيب الفتحة باستخدام مصفوفات من التلسكوبات البصرية. ويمكن الحصول على صور عالية الدقة للغاية باستخدام مجموعات من التلسكوبات الصغيرة المتباعدة على نطاق واسع، والمرتبطة ببعضها البعض عبر مسارات بصرية مضبوطة بدقة، ولكن لا يمكن استخدام هذه المقاييس التداخلية إلا لتصوير الأجسام الساطعة مثل النجوم أو قياس النوى الساطعة للمجرات النشطة .

البعد البؤري لنظام بصري هو مقياس لمدى قوة تقارب أو تباعد الضوء في هذا النظام . بالنسبة لنظام بصري في الهواء، فهو المسافة التي تتجمع عندها الأشعة المتوازية في البداية لتتجمع في نقطة واحدة. يتميز النظام ذو البعد البؤري الأقصر بقوة بصرية أكبر من النظام ذي البعد البؤري الطويل؛ أي أنه يكسر الأشعة بقوة أكبر، مما يؤدي إلى تركيزها في مسافة أقصر. في علم الفلك، يُشار إلى العدد البؤري عادةً بنسبة البؤرة، ويُرمز له بـ${\displaystyle N}$تُعرَّف النسبة البؤرية للتلسكوب بأنها البعد البؤري${\displaystyle f}$نسبة العدسة الشيئية مقسومة على قطرها${\displaystyle D}$أو بقطر فتحة التوقف في النظام. يتحكم البعد البؤري في مجال رؤية الجهاز وحجم الصورة المعروضة في المستوى البؤري على العدسة العينية أو لوحة الفيلم أو جهاز CCD .

مثال على تلسكوب ببعد بؤري 1200  مم وقطر فتحة 254  مم هو: ${\displaystyle N={\frac {f}{D}}={\frac {1200}{254}}\approx 4.7}$

تُوصف النسب البؤرية الكبيرة بأنها طويلة أو بطيئة ، بينما تُوصف النسب الصغيرة بأنها قصيرة أو سريعة . لا توجد معايير محددة لاستخدام هذه المصطلحات، ويمكن للفرد اعتماد معاييره الخاصة. في التلسكوبات الفلكية الحديثة، يُعتبر أي تلسكوب بنسبة بؤرية أبطأ (رقم أكبر) من f/12 بطيئًا، وأي تلسكوب بنسبة بؤرية أسرع (رقم أصغر) من f/6 سريعًا. غالبًا ما تُظهر الأنظمة السريعة تشوهات بصرية أكثر بعيدًا عن مركز مجال الرؤية، وتتطلب تصميمات عدسات عينية أكثر تعقيدًا من الأنظمة البطيئة. يُفضل استخدام نظام سريع لأغراض عملية في التصوير الفلكي، بهدف جمع عدد أكبر من الفوتونات في فترة زمنية محددة مقارنةً بالنظام البطيء، مما يسمح بمعالجة الصور المتتابعة بشكل أسرع.

تُستخدم التلسكوبات ذات المجال الواسع (مثل تلسكوبات الفلك ) لتتبع الأقمار الصناعية والكويكبات ، ولأبحاث الأشعة الكونية ، وللمسح الفلكي للسماء. ويُعدّ تقليل الانحرافات البصرية في التلسكوبات ذات النسبة البؤرية المنخفضة أكثر صعوبةً منه في التلسكوبات ذات النسبة البؤرية الأكبر.

تُعرف قدرة التلسكوب البصري على تجميع الضوء، أو ما يُسمى أيضًا بكسب الفتحة، بقدرته على جمع كمية من الضوء تفوق بكثير ما تستطيع العين البشرية جمعه. ولعلّ أهمّ ميزاته هي قدرته على تجميع الضوء. يعمل التلسكوب كحاجز ضوئي ، حيث يجمع جميع الفوتونات الساقطة عليه من جسم بعيد، وكلما كان الحاجز أكبر، زاد عدد الفوتونات التي تلتقطها العين البشرية، مما يؤدي إلى استقبال كمية أكبر من الضوء خلال فترة زمنية محددة، وبالتالي زيادة سطوع الصورة. لهذا السبب تتسع حدقة العين ليلًا، ليصل المزيد من الضوء إلى الشبكية.${\displaystyle P}$بالمقارنة مع العين البشرية، فإن النتيجة التربيعية هي نتيجة قسمة الفتحة${\displaystyle D}$قطر بؤبؤ العين لدى المراقب${\displaystyle D_{p}}$[ ^{23 ] [ 24 ]} حيث يبلغ متوسط ​​قطر بؤبؤ العين لدى البالغين 7 ملم. ^أما الأشخاص الأصغر سناً فيمتلكون أقطاراً أكبر، يقال عادةً أنها 9 ملم، حيث يقل قطر البؤبؤ مع التقدم في السن.  

يُعطى مثال على قوة تجميع فتحة عدسة قطرها 254  مم مقارنة بقطر بؤبؤ عين شخص بالغ يبلغ 7 مم بالمعادلة التالية: ${\displaystyle P=\left({\frac {D}{D_{p}}}\right)^{2}=\left({\frac {254}{7}}\right)^{2}\approx 1316.7}$

يمكن مقارنة قدرة تجميع الضوء بين التلسكوبات من خلال مقارنة المساحات${\displaystyle A}$من الفتحتين المختلفتين.

على سبيل المثال، تبلغ قدرة تجميع الضوء لتلسكوب قطره 10 أمتار 25 ضعف قدرة تلسكوب قطره مترين:${\displaystyle p={\frac {A_{1}}{A_{2}}}={\frac {\pi 5^{2}}{\pi 1^{2}}}=25}$

في مسح منطقة معينة، يُعد مجال الرؤية بنفس أهمية قدرة جمع الضوء الخام. وتسعى تلسكوبات المسح، مثل تلسكوب المسح الشامل الكبير، إلى زيادة حاصل ضرب مساحة المرآة ومجال الرؤية (أو الامتداد ) إلى أقصى حد، بدلاً من الاعتماد على قدرة جمع الضوء الخام وحدها.

يؤدي التكبير عبر التلسكوب إلى جعل الجسم يبدو أكبر حجمًا مع تقليل مجال الرؤية. غالبًا ما يكون التكبير مُضللًا، إذ أن القدرة البصرية للتلسكوب، وهي خاصية مميزة له، هي أكثر المصطلحات التي يُساء فهمها عند وصف العالم المرئي. عند التكبيرات العالية، تنخفض جودة الصورة بشكل ملحوظ، واستخدام عدسة بارلو يزيد من البعد البؤري الفعال للنظام البصري، مما يُضاعف من انخفاض جودة الصورة.

قد تظهر تأثيرات طفيفة مماثلة عند استخدام المنشورات النجمية ، حيث يمر الضوء عبر عدسات متعددة تزيد أو تقلل من البعد البؤري الفعال. وتعتمد جودة الصورة عمومًا على جودة البصريات (العدسات) وظروف الرؤية، وليس على التكبير.

التكبير نفسه محدود بالخصائص البصرية. فمع أي تلسكوب أو مجهر، عند تجاوز التكبير الأقصى العملي، تبدو الصورة أكبر حجماً لكنها لا تُظهر تفاصيل إضافية. يحدث هذا عندما يتم تكبير أدق التفاصيل التي يمكن للجهاز تمييزها لتُطابق أدق التفاصيل التي تستطيع العين رؤيتها. ويُطلق على التكبير الذي يتجاوز هذا الحد الأقصى أحياناً اسم التكبير الفارغ .

للحصول على أدق التفاصيل من التلسكوب، من الضروري اختيار التكبير المناسب للجسم المراد رصده. تظهر بعض الأجسام بوضوح عند التكبير المنخفض، وبعضها الآخر عند التكبير العالي، والعديد منها عند التكبير المتوسط. للتكبير قيمتان: الحد الأدنى والحد الأقصى. يمكن استخدام عدسة عينية ذات مجال رؤية أوسع للحفاظ على نفس البعد البؤري للعدسة العينية مع توفير نفس التكبير عبر التلسكوب. بالنسبة لتلسكوب عالي الجودة يعمل في ظروف جوية جيدة، يكون الحد الأقصى للتكبير القابل للاستخدام محدودًا بسبب حيود الضوء.

مجال الرؤية هو مدى العالم المرئي في أي لحظة معينة، سواءً من خلال أداة (مثل التلسكوب أو المنظار )، أو بالعين المجردة. تتعدد أشكال مجال الرؤية، فقد يكون مواصفةً للعدسة العينية أو خاصيةً تُحدد من خلال الجمع بين العدسة العينية والتلسكوب. ويُفرض حدٌّ فيزيائيٌّ على هذا الجمع، حيث لا يمكن رؤية مجال رؤية أكبر من حدٍّ أقصى مُحدد، وذلك بسبب حيود الضوء في العدسات.

العالم المرئي هو ما يمكن رؤيته باستخدام التلسكوب. عند رصد جسم أو نطاق معين، قد يستخدم الراصد تقنيات مختلفة. يعتمد فهم ما يمكن رؤيته وكيفية رؤيته على مجال الرؤية. تُقاس رؤية جسم بحجم يتناسب تمامًا مع مجال الرؤية باستخدام خاصيتين للتلسكوب: البعد البؤري وفتحة العدسة، مع تضمين عدسة عينية ذات بعد بؤري (أو قطر) مناسب. تُظهر مقارنة العالم المرئي والقطر الزاوي للجسم مقدار ما نراه منه. مع ذلك، قد لا تُؤدي العلاقة مع النظام البصري إلى سطوع سطحي عالٍ . غالبًا ما تكون الأجرام السماوية خافتة بسبب بعدها الشاسع، وقد تكون التفاصيل محدودة بسبب الانعراج أو خصائص بصرية غير مناسبة.

يبدأ تحديد ما يمكن رؤيته من خلال النظام البصري بتحديد مجال الرؤية والتكبير بواسطة العدسة العينية ؛ ويُحسب التكبير بقسمة البعد البؤري للتلسكوب على البعد البؤري للعدسة العينية. لنأخذ مثالاً على ذلك تلسكوبًا هواةً مثل تلسكوب نيوتن ذي فتحة عدسة${\displaystyle D}$بطول 130  مم (5 بوصات) والبعد البؤري${\displaystyle f}$عند استخدام عدسة عينية بطول بؤري يبلغ 650  مم (25.5 بوصة)، يتم استخدام عدسة عينية ذات طول بؤري${\displaystyle d}$بقطر 8  مم ومجال رؤية ظاهري${\displaystyle v_{a}}$بزاوية 52 درجة. يُعطى التكبير الذي يُرى به العالم المرئي بالمعادلة التالية:${\displaystyle M={\frac {f}{d}}={\frac {650}{8}}=81.25}$مجال الرؤية${\displaystyle v_{t}}$يتطلب ذلك التكبير، والذي يتم تحديده من خلال تقسيمه على مجال الرؤية الظاهر:${\displaystyle v_{t}={\frac {v_{a}}{M}}={\frac {52}{81.25}}=0.64}$تبلغ زاوية الرؤية الحقيقية الناتجة 0.64 درجة، مما لا يسمح برؤية جرم سماوي مثل سديم الجبار ، الذي يظهر بشكل بيضاوي بقطر زاوي 65 × 60 دقيقة قوسية ، من خلال التلسكوب بكامله، حيث يقع السديم بأكمله ضمن مجال الرؤية المرئي. يمكن لأساليب كهذه أن تزيد بشكل كبير من إمكانيات الرؤية، مما يضمن احتواء مجال الرؤية المرئي على الجرم بأكمله، أو تحديد ما إذا كان من الضروري زيادة التكبير أو تقليله لرؤية الجرم من زاوية مختلفة.

يقل سطوع السطح بشكل ملحوظ عند هذا التكبير، مما ينتج عنه مظهر باهت للغاية. ويؤدي هذا المظهر الباهت إلى تقليل التفاصيل المرئية للجسم. قد تختفي تفاصيل مثل المادة والحلقات والأذرع الحلزونية والغازات تمامًا عن الراصد، مما يُعطي رؤية أقل اكتمالًا للجسم أو نطاقه. تنص قوانين الفيزياء على أنه عند الحد الأدنى النظري لتكبير التلسكوب، يكون سطوع السطح 100%. ولكن عمليًا، تمنع عوامل مختلفة الوصول إلى سطوع 100%؛ وتشمل هذه العوامل قيود التلسكوب (البعد البؤري، والبعد البؤري للعدسة العينية ، وما إلى ذلك) وعمر الراصد.

يؤثر العمر على السطوع، حيث يُعدّ حجم بؤبؤ العين أحد العوامل المساهمة . مع التقدم في السن، يتقلص قطر البؤبؤ بشكل طبيعي؛ ومن المتعارف عليه عمومًا أن قطر بؤبؤ العين لدى الشاب قد يصل إلى 7  مم، ولدى كبار السن إلى 5  مم، ولدى الشباب إلى 9  مم. الحد الأدنى للتكبير${\displaystyle m}$يمكن التعبير عنها كتقسيم للفتحة${\displaystyle D}$والتلميذ​${\displaystyle p}$القطر يُعطى بالعلاقة التالية:${\displaystyle m={\frac {D}{d}}={\frac {130}{7}}\approx 18.6}$قد تظهر حالة إشكالية، وهي تحقيق سطوع سطحي نظري بنسبة 100٪، حيث أن الطول البؤري الفعال المطلوب للنظام البصري قد يتطلب عدسة عينية ذات قطر كبير جدًا.

لا تستطيع بعض التلسكوبات تحقيق السطوع السطحي النظري بنسبة 100%، بينما تستطيع تلسكوبات أخرى تحقيقه باستخدام عدسة عينية ذات قطر صغير جدًا. ولتحديد العدسة العينية المطلوبة للحصول على أقل تكبير، يمكن إعادة ترتيب معادلة التكبير، لتصبح قسمة البعد البؤري للتلسكوب على أقل تكبير.${\displaystyle {\frac {F}{m}}={\frac {650}{18.6}}\approx 35}$إن العدسة العينية بقطر 35  مم غير قياسية وغير متوفرة في الأسواق؛ لذا، لتحقيق تكبير بنسبة 100%، يلزم استخدام عدسة عينية قياسية بقطر 40  مم. ولأن البعد البؤري لهذه العدسة أكبر من الحد الأدنى للتكبير، فإن كمية كبيرة من الضوء المهدر لا تصل إلى العين.

يُعدّ قطر بؤبؤ الخروج ، وهو أسطوانة من الضوء تخرج من العدسة العينية باتجاه المُشاهد، العاملَ المُحدِّد لزيادة سطوع السطح عند تقليل التكبير. يجب أن يكون قطر بؤبؤ الخروج مساويًا أو أصغر من قطر بؤبؤ العين لاستقبال كامل كمية الضوء المُسقط؛ أما قطر بؤبؤ الخروج الأكبر فيؤدي إلى هدر الضوء.${\displaystyle e}$يمكن اشتقاقها من قسمة فتحة التلسكوب${\displaystyle D}$والتكبير الأدنى${\displaystyle m}$، مشتق من:${\displaystyle e={\frac {D}{m}}={\frac {130}{18.6}}\approx 7}$قطر بؤبؤ العين وبؤبؤ الخروج متطابقان تقريبًا، مما يمنع هدر الضوء المرئي في النظام البصري.  يقل سطوع بؤبؤ العين البالغ 7 مم قليلاً عن 100%، حيث يكون سطوع السطح${\displaystyle B}$يمكن قياسها من خلال حاصل ضرب الثابت 2 في مربع حجم البؤبؤ${\displaystyle p}$مما أدى إلى:${\displaystyle B=2*p^{2}=2*7^{2}=98}$يكمن القيد هنا في قطر بؤبؤ العين؛ وهي نتيجة مؤسفة تتدهور مع مرور الوقت. من المتوقع حدوث بعض فقدان الضوء الملحوظ، ولا يمكن زيادة سطوع السطح بتقليل التكبير بمجرد وصول النظام إلى الحد الأدنى للتكبير القابل للاستخدام، ومن هنا جاء مصطلح "قابل للاستخدام " .

عند استخدام كاميرا CCD لتسجيل الملاحظات، توضع الكاميرا في مستوى البؤرة. مقياس الصورة (يُسمى أحيانًا مقياس اللوحة ) هو كيفية ارتباط الحجم الزاوي للجسم المرصود بالحجم الفعلي للصورة المسقطة في مستوى البؤرة.

${\displaystyle i={\frac {\alpha }{s}},}$

أين${\displaystyle i}$مقياس الصورة،${\displaystyle \alpha }$يمثل الحجم الزاوي للجسم المرصود، و${\displaystyle s}$يمثل الحجم الفعلي للصورة المعروضة. أما مقياس الصورة من حيث البعد البؤري فهو

${\displaystyle i={\frac {1}{f}},}$

أين${\displaystyle i}$يُقاس بالراديان لكل متر (راد/م)، و${\displaystyle f}$يُقاس بالمتر. عادةً${\displaystyle i}$يُعطى بوحدات ثانية قوسية لكل مليمتر (/مم). لذا، إذا تم قياس البعد البؤري بالملليمترات، فإن مقياس الصورة يكون

${\displaystyle i\ (''/\mathrm {mm} )={\frac {1}{f\ (\mathrm {mm} )}}\left[{\frac {180\times 3600}{\pi }}\right].}$

إن اشتقاق هذه المعادلة بسيط إلى حد ما، والنتيجة واحدة بالنسبة للتلسكوبات العاكسة أو الكاسرة. ومع ذلك، من الناحية المفاهيمية، يكون اشتقاقها أسهل عند النظر إلى تلسكوب عاكس. إذا كان لدينا جسم ممتد ذو حجم زاوي${\displaystyle \alpha }$إذا تمت مراقبة الجسم من خلال تلسكوب، فبسبب قوانين الانعكاس وعلم المثلثات، سيكون حجم الصورة المسقطة على المستوى البؤري

${\displaystyle s=\tan(\alpha )f.}$

سيكون مقياس الصورة (الحجم الزاوي للكائن مقسومًا على حجم الصورة المسقطة)

${\displaystyle i={\frac {\alpha }{s}}={\frac {\alpha }{\tan(\alpha )f}},}$

وباستخدام علاقة الزاوية الصغيرة${\displaystyle \tan(a)\approx a}$، متى${\displaystyle a\ll 1}$(ملاحظة: صالحة فقط في حالة${\displaystyle a}$(بالراديان)، نحصل على

${\displaystyle i={\frac {\alpha }{\alpha f}}={\frac {1}{f}}.}$

الانحراف الكروي

الفرق في البعد البؤري بين الأشعة المحورية والأشعة الهامشية، يتناسب مع مربع قطر العدسة الشيئية.

غيبوبة

عيبٌ يجعل النقاط تظهر على شكل بقع ضوئية غير متناظرة تشبه المذنبات ذات ذيول، مما يجعل القياس غير دقيق للغاية. وعادةً ما يُستنتج مقداره من نظرية الجيب البصري .

الاستجماتيزم

تشكل صورة النقطة خطوطًا بؤرية عند البؤر السهمية والمماسية وفيما بينهما (في حالة عدم وجود غيبوبة) بشكل بيضاوي.

انحناء مجال بيتزفال

يعني انحناء مجال بيتزفال أن الصورة، بدلاً من أن تقع على مستوى مستوٍ، تقع فعلياً على سطح منحني، يوصف بأنه مجوف أو مستدير. وهذا يسبب مشاكل عند استخدام جهاز تصوير مسطح، مثل لوحة فوتوغرافية أو مستشعر صور CCD.

تشويه

إما تشوه برميلي أو تشوه وسادة، وهو تشوه شعاعي يجب تصحيحه عند دمج صور متعددة (على غرار دمج صور متعددة في صورة بانورامية ).

تُدرج العيوب البصرية دائمًا بالترتيب المذكور أعلاه، إذ يُعبّر هذا عن ترابطها كتشوهات من الدرجة الأولى عبر حركة بؤبؤي الدخول والخروج. يُعدّ تشوه سايدل الأول، وهو التشوه الكروي، مستقلًا عن موضع بؤبؤ الخروج (كما هو الحال في العدسات المحورية وغير المحورية). أما التشوه الثاني، وهو تشوه الكوما، فيتغير تبعًا لمسافة البؤبؤ والتشوه الكروي، ومن هنا تأتي النتيجة المعروفة بأنه من المستحيل تصحيح تشوه الكوما في عدسة خالية من التشوه الكروي بمجرد تحريك البؤبؤ. وتؤثر تبعيات مماثلة على التشوهات المتبقية في القائمة.

الانحراف اللوني الطولي : كما هو الحال مع الانحراف الكروي، فإن هذا ينطبق على الأقلام المحورية والمائلة.

الانحراف اللوني المستعرض (الانحراف اللوني الناتج عن التكبير)

جميع التلسكوبات الفلكية الكبيرة المستخدمة في الأبحاث تقريباً هي تلسكوبات عاكسة. ومن الأسباب التي تدفعنا إلى ذلك ما يلي:

• في العدسة، يجب أن يكون حجم المادة بالكامل خالياً من العيوب وعدم التجانس، بينما في المرآة، يجب أن يكون سطح واحد فقط مصقولاً بشكل مثالي.
• ينتقل الضوء ذو الألوان المختلفة عبر وسط غير الفراغ بسرعات مختلفة. وهذا ما يسبب الانحراف اللوني .
• تعمل العواكس في نطاق أوسع من الضوء لأن أطوال موجية معينة يتم امتصاصها عند مرورها عبر عناصر زجاجية مثل تلك الموجودة في الكاسر أو العاكس الكاسر.
• تتضمن صناعة العدسات ذات الأقطار الكبيرة ومعالجتها صعوبات تقنية. من بينها أن جميع المواد الحقيقية تترهل بفعل الجاذبية. لا يمكن تثبيت العدسة إلا من محيطها. أما المرآة، فيمكن تثبيتها من الجانب المقابل لسطحها العاكس.

تعمل معظم التلسكوبات العاكسة البحثية الكبيرة على مستويات بؤرية مختلفة، وذلك تبعاً لنوع وحجم الجهاز المستخدم. وتشمل هذه المستويات البؤرة الرئيسية للمرآة الأساسية، وبؤرة كاسغرين (حيث ينعكس الضوء عائداً إلى أسفل خلف المرآة الأساسية)، وحتى مستويات خارجية تماماً عن التلسكوب (مثل بؤرة ناسمييث وبؤرة كوديه ). ^{[ 29 ]}

دشّن تلسكوب المرايا المتعددة (MMT) حقبة جديدة في صناعة التلسكوبات، حيث تكوّنت مرآته من ستة أجزاء لتُشكّل مرآة قطرها 4.5 متر . وقد استُبدل هذا التلسكوب الآن بمرآة واحدة قطرها 6.5 متر. وتبعه في ذلك تلسكوبات كيك ذات المرايا المجزأة التي يبلغ قطرها 10 أمتار.

يبلغ قطر المرآة الرئيسية لأكبر التلسكوبات الأرضية الحالية ما بين 6 و11 مترًا. في هذا الجيل من التلسكوبات، تكون المرآة عادةً رقيقة جدًا، ويتم الحفاظ على شكلها الأمثل بواسطة مجموعة من المحركات (انظر البصريات النشطة ). وقد ساهمت هذه التقنية في تطوير تصاميم جديدة لتلسكوبات مستقبلية بأقطار تصل إلى 30 و50 وحتى 100 متر.

طُوّرت مؤخراً تلسكوبات رخيصة نسبياً، تُنتج بكميات كبيرة، ويبلغ قطرها حوالي مترين، وقد أحدثت هذه التلسكوبات أثراً بالغاً في أبحاث علم الفلك. فهي تتيح رصد العديد من الأهداف الفلكية باستمرار، ومسح مساحات شاسعة من السماء. والعديد منها تلسكوبات آلية ، تُتحكم بها الحواسيب عبر الإنترنت (انظر على سبيل المثال تلسكوب ليفربول وتلسكوب فولكس الشمالي والجنوبي )، مما يسمح بالمتابعة الآلية للأحداث الفلكية.

في البداية ، كانت العين البشرية هي الكاشف المستخدم في التلسكوبات . لاحقًا، حلت محلها اللوحة الفوتوغرافية الحساسة ، ثم ظهر المطياف ، مما أتاح جمع المعلومات الطيفية. بعد اللوحة الفوتوغرافية، تم تطوير أجيال متتالية من الكواشف الإلكترونية، مثل أجهزة اقتران الشحنات (CCD)، حيث تميز كل منها بحساسية ودقة أعلى، وغالبًا بتغطية أوسع للأطوال الموجية.

تضم التلسكوبات البحثية الحالية العديد من الأدوات للاختيار من بينها، مثل:

• أجهزة تصوير ذات استجابات طيفية مختلفة
• أجهزة قياس الطيف، مفيدة في مناطق مختلفة من الطيف
• أجهزة قياس الاستقطاب، التي تكشف استقطاب الضوء .

تُحدد ظاهرة حيود الضوء حدًا أقصى لدقة الصورة وجودتها التي يمكن أن يحققها التلسكوب، وهو المساحة الفعالة لقرص آيري ، التي تحدد بدورها مدى قرب قرصين من بعضهما. يُسمى هذا الحد المطلق حد الحيود (ويمكن تقريبه باستخدام معيار رايلي ، أو حد داوز ، أو حد سبارو للدقة ). يعتمد هذا الحد على طول موجة الضوء المدروس (بحيث يكون حد الضوء الأحمر أسرع بكثير من حد الضوء الأزرق) وعلى قطر مرآة التلسكوب. هذا يعني أن التلسكوب ذو قطر مرآة معين يمكنه نظريًا تحقيق دقة تصل إلى حد معين عند طول موجة معين. بالنسبة للتلسكوبات التقليدية على الأرض، لا يُعد حد الحيود ذا أهمية بالنسبة للتلسكوبات التي يزيد قطرها عن 10  سم تقريبًا. بدلًا من ذلك، تُحدد جودة الرؤية ، أو التشويش الناتج عن الغلاف الجوي، حد الدقة. أما في الفضاء، أو عند استخدام البصريات التكيفية ، فقد يكون الوصول إلى حد الحيود ممكنًا في بعض الأحيان. عند هذه النقطة، إذا كانت هناك حاجة إلى دقة أكبر عند هذا الطول الموجي، فيجب بناء مرآة أوسع أو إجراء توليف الفتحة باستخدام مجموعة من التلسكوبات القريبة.

في السنوات الأخيرة، تم تطوير عدد من التقنيات للتغلب على التشوهات التي يسببها الغلاف الجوي في التلسكوبات الأرضية، وقد حققت هذه التقنيات نتائج جيدة. انظر: البصريات التكيفية ، والتصوير بالبقع ، والتداخل البصري .