Optik teleskop

**Optik teleskoplar** esas olarak elektromanyetik spektrumun görünür ışık kısmından ışığı toplayan ve odaklayan teleskop çeşididir. Kullanım amacı bakılan nesnenin doğrudan görünümü için büyütülmüş görüntüsünü oluşturmak, fotoğrafını çekmek ya da elektronik görüntü sensörleri üzerinden veri toplamaktır.Optik teleskop, başlıca elektromanyetik spektrumun görünür bölgesinden olmak üzere direkt görüş için büyütülmüş bir imaj oluştururken, bir fotoğraf yaratırken ya da elektronik imaj sensörleri boyunca veri toplarken ışığı odaklar ve toplar.

Optik teleskopların üç ana tipi vardır:
*Kırılmalı teleskoplar (refraktörler), mercekleri kullanır (mercek bilimi), teleskoba gelen ışık objektif denen mercekten geçer burada kırılır ve okülere gider
*Yansıtmalı teleskoplar (reflektörler), aynaları kullanır, teleskoba gelen ışık ilerleyip birincil aynaya gelir buradan gelen görüntü ikinci aynaya yansıtılıp buradan kullanıcıya gelen görüntü elde edilir, tipik basit örneği Newton teleskopu
*Katadiyoptrik teleskoplar veya Katoptrik Cassigrain tipi yansıtıcı teleskoplar, reflektör (newton teleskobu) ve refraktör teleskoplarının ikisinin de özelliklerini taşır.Lens ve aynaları da görüntü elde etmede kulllanır; yansıtmalı teleskop gibi ışık birincil aynaya gelir buradan düzeltici merceğe (maksutov veya Schmidt cassigrain tipleri) ya da ikincil düzeltici aynaya (Ritchey-Chretien) yansır. Buradan ise yansıyan ışık kullanıcıya ulaşır ışık yolu katlamalıdır. Refraktör ve Newton teleskoplarının aksine kısa bir tüp üzerinde yüksek büyütme özellliğine sahiptir. Diğer yandan görüntü refraktörlerdeki gibi tüpün en sonunda oluşur, görüntü Newton teleskobu gibi tüpün ortasında oluşmaz ve ters çevrilmez.

Bir teleskobun küçük bir ayrıntıyı çözmedeki ışık toplama gücü ve kapasitesi, nesnenin (ışığı odaklayan ve toplayan ana lens veya ayna) çapıyla (aralık) direkt olarak ilişkilidir. Nesne büyüdükçe, teleskop daha fazla ışığı toplar ve daha ince ayrıntıları çözümler.
İnsanlar gözlemci astronomi, kuş bilimi, kılavuzluk, havadan keşif, spor izleme veya performans sanatları gibi aktiviteler için teleskopları ve dürbünleri kullanırlar.

## Tarihi

Teleskop bir bilim adamının keşfi olmaktan çok optik ustalarının bir buluşudur. Mercek, ışık kırıcı ve yansıtıcıların özellikleri antik çağlardan beri biliniyordu. Nasıl çalıştıkları üzerine bir teoriye göre; antik Yunan felsefecileri tarafından geliştirildi, Orta Çağ İslam dünyasında korundu, geniş kitlelere ulaştı ve erken modern çağ Avrupa'sında teleskobun keşfedildiği zamanlarla birlikte çok önemli bir noktaya geldi. Fakat teleskobun keşfindeki en önemli adım 13. yüzyılda Floransa ve Venedik'te ilk kez büyük gösteriler için mercek üretiminin gelişmesiydi; daha sonraları hem Almanya hem de Hollanda bu gösterilerin merkezi olmuştu. 1608 yılında Hollanda'da ilk kaydedilen optik teleskop ortaya çıktı (ışık kırıcı teleskoplar). Buluş Middleburg'da Hans Lippershey ve Zacharias Janssen'a ve Alkmaar'dan cihaz yapan optikçi Jacob Metius'a aitti.

Galileo ertesi yıl bu tasarımları çok geliştirdi ve genellikle astronomi için kullanılan ilk teleskop ona ait kabul edilir. Galileo'nun teleskobu Hans Lippershey'in dışbükey amaçlı yaptığı mercekler ve içbükey göz mercekleri için kullanıldı ve bu tasarım şu an Galilean teleskobu adını almaktadır. Johannes Kepler, tasarımında dışbükey merceklerde kullanılacak bir geliştirme öne sürdü ve bu teleskop Keplerian Teleskopu adını aldı.

Işık kırıcıların gelişmesindeki en büyük bir sonraki adım 18. yüzyılın başında renksiz merceğin icadıdır. Bu mercekler günümüze kadar daha büyük amaçlar hedefleyen fakat daha küçük cihazların kullanılmasına izin veren Keplerian teleskoplarındaki renk sapmalarını düzeltmektedirler.

Amaçlı merceklerdeki kavisli aynaları kullanan yansıtıcı teleskoplar için, teori pratikten üstün gelmektedir. Merceklerle benzer davranan kavisli aynalar için teorik prensip Alhazen tarafından öne sürülmüştür, Alhazen'in teorileri çalışmalarının Latin tercümelerinde yaygın bir şekilde dağılmıştır. İlerleyen zamanlarda Galileo'nun ışık kırıcı teleskopu keşfinden sonra, Giovanni Franceso Sagredo ve diğerleri kavisli aynaların merceklerle benzer özelliklerde olduklarını bilgileri doğrultusunda öne sürdüler ve imaj oluşturan bir nesne gibi ayna kullanarak bir teleskobun yapım fikrini tartıştılar. Parabolik aynaların kullanılmasının olası avantajı (öncelikle renk sapmasının eliminasyonu ile küresel sapmanın azalması) yansıtıcı teleskoplar için önerilen birçok tasarımdı. En dikkate değer olanı James Gregory tarafından 1663'te yayınlanan ve Gregorian teleskopu olarak adlandırılandır, fakat hiçbir çalışan model inşa edilmemiştir.

Genellikle yansıtaç metal aynaların yapımının zorluğundan ve kötü performansından dolayı 1668'de ilk pratik yansıtıcı Newtonian teleskobunun Isaac Newton'a ait olduğu kabul edilir. Bu aynalar 100 yılı geçkin bir süredir yansıtıcıların daha popüler olması için kullanılıyordu. Yansıtıcı teleskoplardaki birçok gelişme; daha geniş çaplara ve yerçekimi deformasyonunu karşılamada aktif optiklere izin vermesi için 18. yüzyılın parabolik ayna üretiminin mükemmeliyetini, 19. yüzyılın gümüş kaplı cam aynalarını, 20. yüzyılın dayanıklı alüminyum kaplamalarını, parçalara ayrılmış aynaları içerir. 20. yüzyıl ortalarındaki yenilik, bir mercek (düzeltici yüzey) ve temel optik bir eleman olan aynayı kullanan Schmidt fotoğraf makinesi gibi katadiyoptrik teleskoplardı. Genellikle küresel sapma olmaksızın geniş açı görüntülemede kullanılırlardı.

20. yüzyılın sonlarında astronomik görüş problemlerinin üstesinden gelmek için uyarlanabilir optik ve uzay teleskoplarının gelişmesi başladı.

## İlkeler
Esas şemada, temel ışık toplayıcı eleman hedef (1) (dışbükey mercek veya içbükey ayna gelen ışığı toplamak için kullanılır), uzak bir nesneden gerçek bir imaj (5) oluşturduğu bir odak düzlemine ışığı odaklar (4). Bu imaj kaydedilebilir veya camı büyütüyormuş gibi davranan gözmerceği boyunca görüntülenir (2). Göz (3) daha sonra nesnenin ters büyük ve sanal imajını (6) görür.

### Ters İmajlar

Birçok teleskop tasarımı odak düzleminde ters bir imaj oluşturur; bunlar inverting teleskoplar olarak tanımlanırlar. Aslında, imajı başaşağı çevirir ve soldan sağa döndürür; bu yüzden nesne bütünüyle kendi yönünden 180 derece döner. Astronomik teleskoplarda, dönen görüntü normal olarak düzelmez, çünkü bu durum teleskobun nasıl kullanıldığını etkilememektedir. Ancak, çapraz bir ayna sıklıkla daha uygun bir görüntü konumundaki göz merceğiyle yer değiştirmek için kullanılır. Bu durumda imaj dik hale gelir, fakat hala soldan sağa terstir. Spotting scopes, tek gözlüler, dürbünler ve prizmalar (Porro prizmaları gibi) gibi yer teleskopları veya nesne ve gözmerceği arasındaki röle mercekleri imaj yönünü doğrulamak için kullanılırlar. Galilean ışık kırıcısı ve Gregorian yansıtıcısı gibi ters imajlar oluşturmayan teleskop tasarımları vardır, bunlar erecting telescoplar olarak bilinirler.

### Tasarım Farklılıkları

Birçok teleskop türü ikincil veya üçüncül aynalar ile optik yolu katlarlar ya da başka bir yöne çevirirler. (Newton teleskopu, Cassegrain yansıtıcısı veya benzer türler) Bunlar optik tasarımın yapı taşları olabilirler veya daha uygun bir pozisyonda göz merceğini veya dedektörü yer değiştirmek için basitçe kullanabilirler. Teleskop tasarımları özellikle tasarlanan ek mercekleri veya aynaları daha geniş bir görüntüleme alanı sayesinde imaj kalitesini geliştirmek için kullanırlar.

## Özellikleri

Tasarım ayrıntıları teleskobun özellikleriyle ve optik olarak nasıl performans gösterdiğiyle ilgilidir. Ayrıntıların birçok özelliği, Barlow mercekleri, yıldız köşegenleri ve göz mercekleri gibi teleskopla birlikte kullanılan alet ve eklentileri değiştirebilir. Bu değiştirilebilir eklentiler teleskobun ayrıntılarını değiştirmez; ancak teleskop özelliklerinin fonksiyonunu değiştirir, genellikle bu fonksiyonlar büyütme, açısal çözünürlük ve FOV'dur.

### Yüzey çözünürlüğü

Bir nesnenin en küçük çözünebilir yüzey alanı, optik teleskopla da görüldüğü üzere, çözünebilir sınırlı fiziksel alandır. Açısal çözünürlüğe benzer, fakat tanımı farklıdır: nokta ışıklı kaynaklar arasındaki aralık kapasitesi yerine çözünebilir fiziksel alanla tanımlanır. Özellikleri ifade etmenin bilindik bir yolu, Ay kraterleri ve Güneş lekeleri gibi çözünebilir kapasite özellikleridir. Formülün kullanıldığı gösterim, çapı D üzerinden çözme gücünün iki katı R, nesnenin çapı D_{ob} ve sabit \Phi ile çarpılır ve elde edilen sonuç nesnenin görünür çapına D_{a} bölünür.

*Çözme gücü <math>R</math> aralığın bir birimi olarak dalgaboyundan <math>{\lambda}</math> üretilir. 550 nm’nin mm olarak verilişi:
<math>R = \frac{\lambda}{10^6} = \frac{550}{10^6} = 0.00055</math> * *Sabit <math>\Phi</math> nesnenin görünür çapı olarak radyanlardan türetilir, Ay’ın görünür çapı radyanlarla <math>D_{a} = \frac{313\Pi}{10800}</math> arcsec olarak verilir:
 <math>D_{a} = \frac{313\Pi}{10800}*206265 = 1878</math>.*

550&nbsp;nm dalgaboyundaki Ay'ı gözlemlemek için aralığı 130&nbsp;mm'ye sahip bir teleskop örneğinde, şu şekilde verilir:
 F = \frac{\frac{2R}{D}*D_{ob}*\Phi}{D_{a}} = \frac{\frac{2*0.00055}{130}*3474.2*206265}{1878} \approx 3.22

Nesnenin çapı olarak kullanılan birim, bu birimdeki en küçük çözünebilir özellikler doğurur. Yukarıdaki kilometre ile tahmin edilen örnek, 3.22&nbsp;km çapındaki en küçük çözünebilir Ay kraterlerini göstermektedir. Hubble Uzay Teleskopu, 2400&nbsp;mm'lik birincil ayna aralığına sahiptir ve çapı 174.9 m olan Ay kraterlerine veya çapı 7365.2&nbsp;km olan Güneş lekelerine yüzey çözünürlüğü sağlamaktadır.

## Açısal çözünürlük
Atmosfer türbülansı nedeniyle oluşan imaj bulanıklığı ve teleskobun optik kusurları göz ardı edilirse, optik teleskobun açısal çözünürlüğü birincil aynaların ve ışık toplayan merceklerin çapıyla belirlenebilir. (aralık olarak adlandırılır)

Çözünürlük sınırı \alpha_R (radyanlar) Rayleigh kriteri olarak şöyle verilir:\sin(\alpha_R) = 1.22 \frac{\lambda}{D}.
Dalgaboyu \lambda ve aralık D. Küçük açılarla görünür bölge (550&nbsp;nm) için, denklem şu şekilde yazılır:
:\alpha_R = \frac{138}{D}
Burada \alpha_R çözme sınırını arcsec olarak vermektedir ve D milimetre cinsindendir. İdeal bir durumda, çift yıldız sisteminin iki bileşeni çözme sınırı \alpha_R ’den daha az bir biçimde ayrıldığı takdirde, ayırtedilebilir. Bu Dawes sınırı olarak bilinmektedir.
\alpha_D = \frac{116}{D}

Eşitlik, her şeyin eşit olduğunu, daha büyük aralıklarda daha iyi açısal çözünmeye sahip olacağını göstermektedir. Çözünürlük bir teleskobun maksimum büyütmesi (ya da “güç”) tarafından verilmez. Maksimum güce yüksek değerler veren piyasadaki teleskoplar zayıf imajlar sunar.
Büyük yer teleskopları için, çözünürlük atmosferik görmeyle sınırlanmıştır. Bu sınır, yüksek dağların zirvelerine, balonlara, yüksekten uçan uçaklara veya uzaya yerleştirilen telekoplarla aşılabilir. Çözme sınırları; yer teleskopları için uyumlu optikler, lekeli imajlar ve şanslı imajlarla aşılabilir.

Bugünlerde, optik teleskopların dizilişiyle aralık sentezini çalıştırmak pratik olmaya başlamıştır. Çok yüksek çözünürlüğe sahip imajlar mesafeli küçük teleskop grupları ile elde edilebilir. Bu teleskoplar özenli denetlenen optik yollarla bağlanmıştır, fakat bu interferometreler yıldızlar gibi parlak nesnelerin görüntülenmesinde veya etkin galaksilerin parlak çekirdeklerinin ölçülmesinde kullanılabilirler.

### Odak uzaklığı ve odak oranı
Optik bir sistemin odak uzaklığı, sistemin ışığı ne kadar güçlü bir şekilde yakınsadığı veya uzaksadığının bir ölçümüdür. Havadaki bir optik sistem için, başlangıçta optik ekseni ayarlanan ışınlar üzerindeki mesafe bir odak yaratır. Kısa odak uzaklığı olan bir sistemin optik gücü uzak odak uzaklığı olan bir sistemden çok daha fazladır. Yani ışınları daha kısa bir mesafe için bir odak sağlayarak daha güçlü büker. Astronomide f-numarası genellikle odak oranı olan N ile belirtilir. Bir teleskobun odak oranı nesnenin odak uzaklığının f sistemdeki aralık noktasının çapı tarafından veya kendi çapına D bölünmesiyle elde edilir. Odak uzaklığı cihazın görüş alanını ve odak uzaklığındaki bir mercek, film tabakası ya da CCD'de görüntülenen imaj ölçeğini kontrol eder.

Odak uzaklığı 1200&nbsp;mm ve aralık çapı 254&nbsp;nm olan bir teleskop örneği:
N = \frac {f}{D} = \frac {1200}{254} \approx 4.7

Sayısal olarak büyük odak oranlarının uzun ya da yavaş olduğu söylenir. Küçük numaralar kısa veya hızlıdır. Bu terimlerin ne zaman kullanıldığını belirlemede hiçbir keskin sınır yoktur, kişi bu durumda kendi belirleyici standartlarını düşünebilir. Modern astronomik teleskoplar arasında, odak oranı f/12'den daha yavaş herhangi bir teleskobun genellikle yavaş (büyük numaralar) olduğu düşünülür ve odak oranı f/6'dan hızlı (küçük numaralar) herhangi bir teleskobun ise hızlı olduğu düşünülür. Hızlı sistemler sıklıkla görüş alanı merkezinden uzak optik sapmaya sahiptirler ve genellikle yavaş olanlardan daha fazla rağbet gören göz mercekleridir. Hızlı bir sistem, yavaş bir sistemden çok belli bir zaman aralığında toplanan daha fazla foton sayesinde astrofotoğrafçılık gibi pratik amaçlar için kullanımlarda sıklıkla gereklidir; çünkü hızlı sistemler daha hızlı sonuca ulaşmak için hızlandırılmış fotoğrafçılığa imkân verir.

Geniş alan teleskopları (astrograflar gibi) uydu rotası ve astreoidlerde, kozmik ışın araştırması ve gökyüzünde astronomik incelemelerin yapılabilmesi amacıyla kullanılır. Düşük f oranına sahip teleskopların optik sapmalarını azaltmak, büyük f oranına sahip teleskopların optik sapmalarını azaltmaktan daha zordur.

### Işık toplayıcı güç
Optik bir teleskobun ışık toplama gücü, teleskobun insan gözünden daha fazla ışığı toplamak için kazandığı aralık kapasitesi olarak tanımlanır. Işık toplama gücü en önemli özelliktir. Teleskop, uzaktaki bir nesneden gelen fotonları toplayan bir ışık demeti gibi davranır. Daha büyük bir ışık demeti, belli bir zaman aralığında alınmış çok ışıkla sonuçlanan etkili bir şekilde imajı parlatarak daha fazla foton yakalar. Daha fazla ışık retinaya ulaşsın diye göz bebeklerinin geceleri büyümesinin nedeni budur. Toplayıcı güç P bir gözle karşılaştırıldığında, gözlemcinin göz çapının
D_{p} aralığının D ortalama yetişkin bir göz bebeği çapı olan 7&nbsp;mm'ye bölünmesiyle elde edilen sonucun karesine eşittir. Genç insanlar daha geniş çapa sahiptirler, genellikle 9&nbsp;mm olduğu söylenir, yani gözbebeği çapı yaşla birlikte azalır.

254&nbsp;mm bir aralığın ışık toplama gücü 7&nbsp;mm'lik göz bebeği çapına sahip yetişkin biriyle karşılaştırıldığında şu örnek verilir:
P = \left(\frac {D}{D_{p}}\right)^2 = \left(\frac {254}{7}\right)^2 \approx 1316.7

Işık toplama gücü iki farklı karşılaştırılan aralığın alanı A sayesinde teleskoplar arası karşılaştırma yapılabilir.

Işık toplama gücü 25x olan 10 m'lik bir teleskop ile 2 m'lik bir teleskop örneğinde:
 p = \frac {A_{1}}{A_{2}} = \frac {\pi5^2}{\pi1^2} = 25

Verilen bir alanın araştırılması için, görüş alanı hassas ışık toplama gücü kadar önemlidir. Geniş genel bakışlı araştırma teleskopu gibi araştırma teleskopları sadece hassas ışık toplama gücünden ziyade, ayna alanı ve görüş alanı verimini maksimum noktaya çıkarmayı dener.

### Büyütme
Bir teleskop boyunca büyütme, FOV sınırlanırken görüntülenen bir nesnenin büyümesiyle olur. Büyütme genellikle teleskobun optik gücü gibi yanıltıcıdır, özellikleri gözlemlenebilir dünyayı tanımlamak için kullanılmış ve yanlış anlaşılmış bir terimdir. Yüksek büyütmelerde, imaj kalitesi büyük oranda düşer, optik sistemin etkili odak uzaklığını arttıran Barlow merceğinin kullanımı ise düşmüş imaj kalitesini arttırır.

Benzer küçük etkiler, etkili odak uzaklığını arttıran veya azaltan birçok mercek boyunca ilerleyen ışığı kullanan yıldız köşegenler kullanıldığında da oluşabilir. İmajın kalitesi genellikle büyütmeye değil, optik (mercek) kalitesine ve görüntüleme durumlarına bağlıdır.

Büyütme kendini optik özelliklerle sınırlar. Herhangi bir teleskop ya da mikroskop ile pratik maksimum bir büyütmenin ötesinde, imaj ayrıntı göstermeden daha büyük gözükür. Bu durum cihazın çözebildiği en ince ayrıntıyı, gözün görebileceği en ince ayrıntıyla eşleştirebilmek için büyütürken olur. Bu maksimum ötesi büyütme genellikle boş büyütme olarak isimlendirilir.

Bir teleskoptan alınabilecek en fazla detayı elde ederken, gözlemlenen nesne için doğru büyütmeyi seçmek önemlidir. Bazı nesneler düşük güçte en iyi gözükürlerken, bazıları en yüksek güçte çoğu ise ortalama büyütmede iyidir. Büyütme için minimum ve maksimum olmak üzere iki değer vardır. Geniş görüş alanına sahip göz merceği, teleskop üzerinden aynı büyütmeyi sağlarken ona benzer bir diğer göz merceği odak uzaklığını korumak için kullanılabilir. Iyi atmosfer koşullarında çalışan kaliteli bir teleskop için, maksimum kullanılabilir büyütme ışığın kırılması ile sınırlanmıştır.

#### Görsel
Bir teleskop boyunca görüş alanını görsel büyütme M teleskopların odak uzaklığı f'nin göz merceği odak uzaklığına f_{e} (ya da çap) bölünmesiyle belirlenir. [20][21] Maksimumu göz merceğinin çapıyla sınırlanır.

1200&nbsp;mm'lik odak uzaklığına ve 3&nbsp;mm'lik göz merceğine sahip bir teleskobun görsel büyütme örneği verilmiştir:
 M = \frac {f}{f_{e}} = \frac {1200}{3} = 400

#### Minimum
Bir teleskopta en düşük yararlanılan büyütmedir. Parlaklığın azalan büyütme ile artması sınırlıdır ve bu sınır göz bebeği çıkışı olarak tanımlanır. Göz bebeği çıkışı göz merceğinden çıkan ışık silindiridir, büyütmeyi azaltır, göz bebeği çıkışını büyütür. Minimum M_{m} teleskop aralığı D göz bebeği çıkış çapına D_{ep} bölündüğünde hesaplanabilir. [22] Bu sınırlı büyütmeyi azaltmak parlaklığı arttırmaz ve bu sınırda azalan büyütme için hiçbir yarar yoktur. Buna benzer bir şekilde göz bebeği çıkışı hesaplamasında, aralık çapı D kullanılan görsel büyütmeye M bölünür. Minimum değere bazı teleskoplarda ulaşılamayabilir, uzun bir odak uzaklığına sahip bir teleskop olası uzun odak uzaklığı göz merceği gerektirebilir.

254&nbsp;mm aralık ve 7&nbsp;mm göz bebeği çıkışı ile en düşük kullanılabilir büyütme örneği için: 
M_{m} = \frac {D}{D_{ep}} = \frac {254}{7} \approx 36
Hatta 254&nbsp;mm aralıklı ve 36x büyütmeye sahip bir göz bebeği çapı için:D_{ep} = \frac {D}{M} = \frac {254}{36} \approx 7

#### Optimum
Yararlı bir referans:
* Düşük yüzey parlaklığına (galaksiler gibi) sahip küçük nesneler için, ortalama bir büyütme kullanın.
* Yüksek yüzey parlaklığına (gezegen nebulaları gibi) sahip küçük nesneler için, yüksek bir büyütme kullanın.
* Yüksek yüzey parlaklığına (gezegen nebulaları gibi) sahip küçük nesneler için, yüksek bir büyütme kullanın.
Kişisel deneyim sadece gözlemlenebilir becerilere ve görme koşullarına bağlı olarak nesneler için en uygun büyütmeyi belirler.

### Görüş Alanı
Görüş alanı, bir cihazla ya da çıplak gözle (teleskop ya da dürbünler) herhangi bir zaman diliminde görülen gözlemlenebilir dünyanın boyutudur. Görüş alanında, bir göz merceğinin özelliği veya teleskop ve göz merceğinin birleşiminden elde edilen bir özellik için çeşitli gösterimler vardır. Fiziksel bir sınır, optiğin ışık kırılımı yüzünden FOV'un tanımlanan maksimum bir değerden daha büyük olarak görüntülenemediği bir birleşimden türer.

#### Açık
Açık FOV teleskobun içine girmeden bir oküler göz merceği boyunca gözlenen gözlemlenebilir dünyadır. Teleskopta kullanılan tüp boyutu genellikle modern teleskoplarda 1.25 veya 2 inç çapıyla sınırlıdır. Büyütmeye ödün vermeden, daha küçük bir FOV ile karşılaştırılan daha geniş bir FOV; aynı büyütmede uçsuz bucaksız gözlemlenebilir bir dünyaya ulaşmak için kullanılabilir. FOV'un artması gözlemlenen nesnenin yüzey parlaklığını düşürür, çünkü toplanan ışık daha geniş bir alana yayılır; yani artan gözlemlenen alan orantılı bir şekilde gözlemlenen nesneyi karanlıkta bırakarak, yüzey parlaklığını düşürür. Geniş FOV göz mercekleri en iyi, düşük büyütmelerde ve büyük aralıklarla çalışırlar. Bir nesnenin göreceli boyutu minimum büyütme veren yüksek karşılaştırmalı standartlarla görüntülenir, minimum büyütme başlangıç için toplamda daha parlak bir imaj verir.

#### Gerçek
Gerçek FOV bir teleskobun içine yerleştirilmiş oküler bir göz merceği boyunca gözlenen gözlemlenebilir dünyadır. Göz merceklerinin gerçek FOV'unu bilmek çok yararlıdır, çünkü ne gözlendiğini belirlemeye yardımcı bilgisayarla işlenmiş ya da yazdırılmış yıldız tablolarıyla göz mercekleri boyunca ne görüldüğü karşılaştırılarak bulunabilir. Gerçek FOV v_{t} büyütme M üzerinden açık FOV'un bir kısmıdır. [20][21]

81.25x büyütmesinde kullanılan 52° açık FOV ile bir göz merceğini kullanan gerçek bir FOV için verilen örnek:
v_{t} = \frac {v_{a}}{M} = \frac {52}{81.25} = 0.64^\circ

#### Maksimum
Maksimum FOV, teleskobun optikleri tarafından sınırlanan maksimum yararlı gerçek bir FOV tanımlamasında kullanılan bir terimdir. Maksimumdayken maksimum ötesinde artan bir fiziksel sınırlamadır. Maksimum FOV, v_{m} radyandan dereceye dönüştürülen teleskopların odak uzaklığı f üzerinden bir tüp boyutudur B.[20][21]

Tüp boyutu 31.75&nbsp;mm (1.25 inç) ve odak uzaklığı 1200&nbsp;mm olan bir teleskobun maksimum FOV örneği şöyle verilir:
v_{m} = B*\frac {\frac {180}{\pi}}{f} \approx 31.75*\frac {57.2958}{1200} \approx 1.52^\circ

## Bir teleskopla gözlem
Optik teleskopların birçok özelliği vardır ve gözlemin karmaşıklığı göz korkutucu bir iş veya deneyim olarak bulunabilir. Denemeler gözlemlerinizi nasıl maksimum yapacağınızı anlatan temel katkı elemanlarıdır. Pratikte, bir teleskobun sadece iki temel özelliği gözlemin nasıl farklı olacağını gösterir: odak uzaklığı ve aralık. Bunlar optik sistemin bir nesneyi veya bir aralığı nasıl görüntüleyeceğiyle ve bir oküler göz merceği boyunca ne kadar ışık toplayacağıyla ilgilidir. Göz mercekleri daha sonra gözlemlenebilir dünyanın görüş alanının ve büyütmesinin nasıl değişeceğini belirler.

### Gözlemlenebilir dünya
Bu terim, gözlemcinin birçok farklı teknik kullanarak bir nesne veya aralığı görüntülediği durumda, bir teleskop kullanılarak neler görülebileceğini tanımlamaktadır. Neyin nasıl görüntülendiğini anlamak görüş alanına bağlıdır. Görüş alanıyla birebir örtüşen boyutta bir nesneyi görüntülemek, iki teleskop özelliği kullanılarak ayarlanır – odak uzaklığı ve aralık, bir oküler göz merceği ile uygun odak uzaklığının (çap) içi içe girmesiyle birlikte. Gözlemlenebilir dünya ve nesnenin açısal çapının karşılaştırılması nesnenin ne kadarını gördüğümüzü gösterir. Ancak, optik sistemle ilişkisi yüksek yüzey parlaklığıyla sonuçlanmayabilir. Gökyüzüyle ilgili nesneler çok uzak mesafeden dolayı genellikle sönüktür ve ayrıntı ışık kırılması veya uygun olmayan optik özellikler tarafından sınırlanabilir.

### Görüş alanı ve büyütme ilişkisi
Görüş alanı ve büyütme sağlayan göz merceği ile başlayan optik bir sistem boyunca ne görülebileceğini bulmak, teleskobun göz merceği odak uzaklığına bölünmesiyle elde edilir. Aralığı D 130&nbsp;mm (5") ve f odak uzaklığı 650&nbsp;mm (25.5") olan Newtonian teleskop gibi bir amatör teleskop örneğini kullanırken, odak uzaklığı d 8&nbsp;mm ve 52°açık görüş alanına v_{a} sahip bir göz merceği kullanırız. Gözlemlenebilir dünyada büyütme şöyle verilir: M = \frac {f}{d} = \frac {650}{8} = 81.25 Gerçek görüş alanı büyütme gerektirir ve formülde açık görüş alanının kendisine bölünmesiyle elde edilir:v_{t} = \frac {v_{a}}{M} = \frac {52}{81.25} = 0.64. Our resulting true field of view is 0.64°
Gerçek görüş alanı sonucu 0.64°dir ve Orion nebulası gibi nesnelerin görüntülenmesine izin verir. Orion nebulasının kendi bütünlüğünün teleskop boyunca görüntülenebilmesi için açısal çapı 65x60 ark dakika ile eliptik bir biçimde ortaya çıkar, nebulanın tümü gözlemlenebilir dünyanın içindedir. Bu gibi yöntemleri kullanmak tüm nesneleri içeren gözlemlenebilir dünyadan emin olarak ya da farklı açılarda görüntülenen nesneleri büyüterek veya küçülterek görüntüleme potansiyelinizi arttırmanızı sağlar.

### Parlaklık Faktörü
Herhangi bir büyütmede yüzey parlaklığının önemli ölçüde azalacağını daha uzak ve sönük bir görüntüyle sonuçlanacağını not edin. Sönük görüntü nesnenin daha az görsel ayrıntısıyla sonuçlanır. Madde, halkalar, spiral kuvvetler ve gazlar gibi detaylar nesne veya aralığın eksik görüntüsünü vererek, gözlemciden tamamen gizlenebilir. Fizik bilimi teleskobun minimum teorik büyütmede yüzey parlaklığının %100 olduğunu zorla kabul ettirir. Ancak pratikte, çeşitli etkenler %100 parlaklığa engel olurlar. Bunlar teleskobun sınırlamalarıdır (odak uzaklığı, göz merceği odak uzaklığı gibi) ve gözlemcinin yaşına bağlıdır.

Parlaklık, gözlemcinin göz bebeğine etki eden, yaşın önemli bir rol oynadığı bir faktördür. Yaşla birlikte göz bebeğinin çapı küçülür, genellikle genç bir yetişkin için göz bebeği çapının 7&nbsp;mm, daha yaşlı bir yetişkin için 5&nbsp;mm, daha genç bir insan için ise 9&nbsp;mm olduğu kabul edilir. Minimum büyütme 
m aralığı D gözbebeği p çapına bölünmesiyle elde edilir: 
m = \frac {D}{d} = \frac {130}{7} \approx 18.6
Problemli bir örnek teorik yüzey parlaklığının %100 olduğu durumda oluşabilir, optik sistemin gereken etkili odak uzaklığı büyük çap ile göz merceği gerektirebilir.

Bazı teleskopların teorik yüzey parlaklığı % 100'e ulaşamaz, bazıları ise çok küçük çaplı göz merceği kullanarak bu değere ulaşabilir. Minimum büyütmeyi elde ederken gerekli göz merceğini bulmak için, teleskobun odak uzaklığının minimum büyütmeye bölünmesiyle elde edilecek bir büyütme formülü ayarlayabiliriz.
 \frac {F}{m} = \frac {650}{18.6} \approx 35
35&nbsp;mm'lik bir göz merceği standart olmayan bir boyuttadır ve satın alınamaz. Bu durumda %100'e ulaşabilmek için standart üretilen 40&nbsp;mm'lik göz merceklerine gerek duyardık. Göz merceği minimum büyütmeden daha büyük bir odak uzaklığına sahip oldukça, boşa giden ışığın fazlalığı gözlerimize ulaşmaz.

### Gözbebeği çıkışı
Büyütmeyi azalttığınızda yüzey parlaklığında oluşan artma sınırlıdır, bu sınır göz bebeği çıkışı tanımı gibidir; bir ışık silindiri göz merceğinden gözlemciye bu işlemi gerçekleştirir. Bir göz bebeği çıkışı planlanan ışığın tümünü almak için çap olarak kendi göz bebeğimizle eşleşmeli ya da ondan daha küçük olmalıdır, büyük bir göz bebeği çıkışı boşa giden ışıkla sonuçlanır. Göz bebeği çıkışı teleskop aralığının D minimum büyütmeye m bölünmesinden türetilebilir. e = \frac {D}{m} = \frac {130}{18.6} \approx 7
Göz bebeği ve göz bebeği çıkışı optik sistemle birlikte hiç boşa giden ışık oluşturmadan, çap olarak neredeyse aynıdır. 7&nbsp;mm'lik göz bebeği %100 parlaklığın bir kısmını az miktarda düşürür, yüzey parlaklığı B sabit 2 ve göz bebeğinin p karesinden ölçülebilir:
B = 2*p^2 = 2*7^2 = 98.Buradaki sınırlama göz bebeği çapıdır, şanssız bir sonuçtur ve yaşla birlikte azalır. Bazen gözlemlenebilir ışık kaybı beklenir ve sistem minimum kullanılabilir büyütmeye eriştiğinde, büyütmenin azalması yüzey parlaklığını arttırmaz, *yararlı* teriminin kullanılmasının nedeni budur.

## Hatalı imajlar
Hiçbir teleskop mükemmel imaj oluşturamaz. Şayet yansıtıcı bir teleskop mükemmel bir aynaya sahip olsaydı ya da ışık kırıcı bir teleskop mükemmel merceklere sahip olsaydı, ışık kırıcı aralığın etkileri kaçınılmaz olurdu. Gerçekte, mükemmel aynalar ve mükemmel mercekler yoktur, bu yüzden ışık kırıcı aralığa ek olarak imaj sapmalarının göz önüne alınması gerekirdi. Imaj sapmaları iki ana sınıfa ayrılabilir; tek renkli ve çok renkli. 1857'de Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) birinci dereceden tek renkli sapmaları beş temel sapmaya ayırdı. Bu durum yaygın olarak beş Seidel Sapması olarak bilinmektedir. Diğer bir sapma çeşidi ise renk sapmasıdır (Kromatik aberasyon).

### Beş Seidel sapması

; Küresel aberasyon :Paraksiyal ışınlar ve sınırsal ışınlar arasındaki odak uzaklığı farkı nesnenin çapının karesiyle doğru orantılıdır.
; Kuyruk saçılması (Koma) :Kuyruklarıyla birlikte komet benzeri asimetrik ışık parçaları olarak açığa çıkan noktaların oluşturduğu bir kusurdur, kuyruklar ise ölçümün doğruluğunu bozmaktadır. Büyüklüğü genellikle optik sinüs teorisinden çıkarılır.
; Astigmat :Bir noktanın imajı, sagital ve tanjantal odak noktaları ve eliptik şekli arasında (kuyruk saçılması olmadığında) odak çizgileri oluşturur.
; Alanın eğriliği :Petzval alan eğriliği bir düzlemde olmayan, aslında eğri bir yüzeye sahip oyuk ya da yuvarlak anlamına gelen imajdır. Fotoğraf tabakası veya CCD imaj sensörü gibi bir düzlem görüntüleme cihazı kullanıldığında bazı problemlere yol açabilir.
; Biçim bozulması :Tüp ya da iğnedeliği, radyal bir biçim bozulması birçok imajın (bir panoramik fotoğrafın içine birçok fotoğrafı dikmekle aynı şey) birleşmesiyle düzeltilmelidir.

Optik kusurlar her zaman yukarıdaki sırada dizilirler, çünkü bu giriş/çıkış göz bebeği hareketleri yoluyla ilk sıra sapmaları olarak birbirleriyle olan bağlantıyı göstermektedir. Ilk Seidel sapması, Küre Sapması, çıkış göz bebeğinin (eksensel ve ekstra eksensel kalemler için aynı gibi) pozisyonundan bağımsızdır. Ikinci, kuyruk saçılması, göz bebeği uzaklığı ve küresel sapmanın bir fonksiyonu olarak değişir; yani basitçe hareket eden göz bebeği tarafından küresel sapmadan bağımsız bir mercekte kuyruk saçmasını düzeltmenin imkânsız olduğu bilinen bir sonuçtur. Benzer bağıntılar listede kalan sapmaları etkiler.

## Astronomi araştırmalarında kullanılan teleskoplar

Optik teleskoplar, astonomik araştırmalarda 17. yüzyılın başı icatların bulunduğu zamanında kullanılırlardı. Yıllar boyunca ışık kırıcı ve yansıtıcı olarak, ışığın türüne veya imajı elde edilen nesne hatta uzay teleskopları gibi yerleştirildikleri yer gibi optik teknolojiye bağlı olarak birçok teleskop türü inşa edildi. Bazıları solar teleskoplar gibi çalışma biçimine göre sınıflandırılır.

### Büyük Yansıtıcılar
Neredeyse tüm büyük araştırma safhasındaki astronomik teleskoplar yansıtıcılardır. Bu durumun bazı nedenleri:

Bir mercek içinde maddenin tüm hacmi kusurdan ve homojen olmama durumundan muaftır, oysaki bir ayna içinde sadece bir yüzey mükemmel bir şekilde parlaktır.
* Farklı renklerdeki ışık vakum harici bir ortamdan farklı hızlarda geçer. Bu durum renk sapmasına neden olur.
* Yansıtıcılar daha geniş bir ışık spektrumunda çalışırlar, çünkü belli dalgaboyları ışık kırıcı veya katadiyoptriklerde bulunan cam benzeri elementlerden geçtiğinde emilirler.
* Üretim ve büyük çaplı merceklerin değişimini içeren birçok teknik zorluk vardır. Bunlardan biri tüm gerçek maddelerin yer çekiminde aşağı düşmesidir. Bir mercek sadece kendi çapıyla tutulabilir. Öte yandan bir ayna yansıtıcı yüzüne karşıt diğer tüm kısımlar sayesinde desteklenebilir.

Çok büyük araştırmacı yansıtıcılar farklı odak düzlemlerinde tür ve kullanılan cihazın boyutuna bağlı olarak çalışırlar. Bunlar ana aynanın birinci odağını, cassegrain odağını (birincil ayna arkasına geri sekerek düşen ışık) ve hatta teleskop haricindeki her şeyi (Nasmyth ve coudé odağı gibi) içermektedir. [23]

Teleskop yapımında yeni çağ, yaratılan bir aynanın 4.5 m çapında olduğu altı kısımdan oluşan bir aynaya sahip Çoklu Aynalı Teleskop ile resmi olarak açılmıştır. Şimdilerde 6.5 m'lik tek bir ayna ile yer değişmiştir. Bu örnek 10 m'lik parçalı aynalara sahip Keck teleskoplarını takip etmiştir.

Şu anki en büyük yer telekopları çapı 6 ve 11 m arasında değişen birincil aynalara sahiptir. Bu tür teleskopların aynaları çok incedir ve etkinleştirici bölümleri (etkin optiklere bakınız) tarafından ideal şekillerini korurlar. Bu teknoloji, çapı 30, 50 ve hatta 100 m olan geleceğin teleskoplarını yönlendirmektedir.

Göreceli olarak ucuz, topluca üretilen 2 metrelik teleskoplar şu an gelişmektedirler ve astronomi araştırmalarında önemli bir etkiye sahiptirler. Bunlar sürekli devam eden, görüntülenen birçok astronomik hedefe izin verir ve gökyüzünün büyük alanlarında incelenebilirler. Birçoğu robot teleskoplardır, astronomik olayları otomatik olarak takip ederler ve internet aracılığıyla bilgisayarla kontrol edilirler.

Ilk olarak teleskoplarda kullanılan dedektör insan gözüydü. Daha sonra, hassaslaştırılmış fotoğraf tabakası onun yerini aldı ve spektrograf keşfedildi, spektrograf spektral bilgi toplamaya izin verir. Fotoğraf tabakasından sonra, yük bağlaşımlı aygıt (CCD'ler) gibi elektronik dedektörlerin başarılı türleri geliştirildi, bu cihazlar daha hassas, daha iyi çözünmeye sahip ve genellikle daha geniş bir dalgaboyu aralığını kapsamaktadır.
Günümüz araştırma teleskoplarının birçoğu şu gibi cihazlara sahiptir:
* görüntüleyiciler, farklı spektral cevaplar ile
* spektrograflar, spektrumun farklı bölgelerinde yararlılar
* kutuplaştırıcılar, ışık kutuplaşmalarını tespit ederler

Optik ışık kırıcı olayı çözünürlüğe ve teleskobun ulaşabildiği imaj kalitesine bir sınır koyar. Bu sınır Airy diskin etkin alanıdır ve Airy disk yerleşebilen iki diskin nasıl yakınlaşacağını sınırlar. Bu kesin sınır ışık kırıcı sınır olarak tanımlanır (Rayleigh kriteri, Dawes sınırı veya Sparrow'un çözünürlük sınırı ile çok yakın olabilir). Bu sınır çalışılan ışığın (böylece kırmızı ışığın sınırı mavi ışığın sınırından daha erken gelir) dalga boyuna ve teleskop aynasının çapına bağlıdır.

Bu durum belirgin ayna çapına sahip bir teleskobun teorik olarak belli bir dalgaboyunda belli bir sınırı çözeceği anlamına gelir. Dünyadaki klasik teleskoplar, çapı 10&nbsp;cm'den büyük teleskoplar için ışık kırıcı sınırın herhangi bir ilgisi yoktur. Bunun yerine, görme ya da atmosferden ötürü bulanıklığa çözünme sınırı koyar. Fakat uzayda ya da uygun optik araçlar kullanılırsa, bazen ışık kırıcı sınıra ulaşılabilir. Bu noktada, bu dalgaboyunda eğer daha fazla çözünmeye gerek duyulursa, daha geniş bir ayna inşa edilmeli ya da aralık yaratma yakındaki teleskop dizilerini kullanarak çalıştırılmalıdır.

Yakın zamanda, yer teleskopları için atmosferin sebep olduğu biçim bozulmalarının üstesinden gelecek iyi sonuçlar veren birçok teknoloji geliştirilmiştir. Uyumlu optiklere, lekeli imajlama ve optik interferometreye bakınız.

## Ayrıca bakınız
* Astronomi
* Astrofotoğrafı
* Amatör teleskop yapımı
* Bahtinov maskesi
* Carey maskesi
* Alan derinliği
* Dipleidoskop
* Globe etki
* Hartmann maskesi
* Optiğin tarihi
* Optik teleskopların listesi
* En büyük optik ışık kırıcı teleskopların listesi
* En büyük optik yansıtıcı teleskopların listesi
* Tarihteki en büyük optik teleskopların listesi
* Solar teleskopların listesi
* Uzay teleskoplarının listesi
* Teleskop türlerinin listesi

## Kaynakça