Teleskopla Gökyüzünü İzlemek İsteyenler İçin Önemli Bir Konu: 'Büyütme' Kavramı
aynı birimlerde olmak üzere teleskobun birincil aynasının/ya da merceğinin odak uzaklığını, takılı göz merceğinin odak uzaklığına böldüğünüzde elde edeceğiniz sonuç, teleskobun "kaç x büyüttüğü"dür.
örneğin 700mm odak uzaklıklı bir teleskobunuz var. 10mm odak uzaklıklı bir göz merceği taktığınızda elde edeceğiniz görüntü 70 kat büyütülmüş demektir. fark ettiyseniz daha küçük odak uzaklıklı bir göz merceği ile daha çok büyütme yapabilirsiniz! e o zaman takalım bi tane 1mm odak uzaklıklı göz merceği, 700 kat büyütmemiz olsun? maalesef işler böyle yürümüyor.
her teleskobun bir "büyütme limiti" söz konusudur. bunun en temel sebebi atmosferdir. gözlemci ile yıldızlar arasında atmosfer yer aldığı sürece, arada bir buzlu cam etkisi yaratacaktır. bu buzlu cam etkisi astronomların her daim başını ağrıtmıştır, ağrıtmaya da devam eder. çok çok pahalı tekniklerle bunun -kısmen- önüne geçilebiliyor ancak bunlar bizim konumuz dışında. bu yüzden kullanacağınız teleskop, bir büyütme sınırına yakalanıyor demektir.
şimdi teleskobunuzun "müthiş" bir gecede ne kadarlık bir büyütme sınırı olduğunu merak ediyorsunuzdur. "kabaca" teleskobunuzun çapını (açıklık, aperture) cm cinsindeyken 20 ile çarpın. elde edeceğiniz, teorik büyütme gücünüz olacaktır. diyelim 5 cm çaplı (küçük sayılır bu) bir teleskobunuz var. elde edebileceğiniz maksimum büyütme aşağı yukarı 100x olacaktır. teleskobunuzun odak uzaklığı her ne ise, artık ona göre göz merceği seçebilirsiniz. diyelim ki 5 cm çaplı bu teleskobun odak uzaklığı 120cm, bu durumda 100x büyütme olan üst limitinize ulaşmak için 120/100=1.2cm odak uzaklıklı bir göz merceğine ihtiyaç duyarsınız demektir. bu teorik bir limit olduğundan muhtemelen 2 cm'den daha küçük odak uzaklıklı göz mercekleri bir işinize yaramayacak demektir.
söz konusu büyütme, kimi zaman ayırma gücü ile karıştırılır. ayırma gücü dediğimiz kavram, william rutter dawes tarafından 19. yüzyılda, küçük mercekli teleskoplarla çift yıldız gözlemleri yaparken fark edilmiştir. dawes, aynı parlaklıktaki çift yıldızları birbirinden ayırt edebilmenin, 11.6 sayısının teleskobun cm cinsinden açıklığına bölümüyle ifade edilebildiğini fark etmiş. yani 5cm çaplı bir teleskobum varsa, 11.6/5 = 2.32 yay saniyesi ayrık aynı parlaklıktaki iki yıldızı birbirinden ayırt edebileceğim demektir. tabii yine mükemmel hava koşullarında ve müthiş optik ile geçerli bir durum bu. bu ayırma gücü ifadesine dawes limiti denilir.
gel zaman git zaman, meşhur bilimadamı lord rayleigh bu ayırma gücünü daha iyi yolla ifade etmiştir, ki ondan da bu beklenirdi. ışık, bildiğimiz üzere elektromanyetik dalgadır. yuvarlak şekilli bir teleskop aynasına (ya da merceğine) gelen ışık, belli bir biçimde bir kırınıma uğrayacaktır. yuvarlak biçimli olduğundan bu kırınım, görüntünün çeşitli halkalar halinde olmasına sebep olur. bu halkalar, iç içe geçmiş bir parlak, bir karanlık simitler olarak düşünülebilir. göz merceğinin odağını biraz bozarak bir yıldıza baktığınızda aslında bu simitler oldukça belli olmaya başlar. (ufak bir nüans-nüans zaten ufak olur ya neyse.)
aynalı teleskop kullanıyorsanız ve eğer gözünüzün açıklığından- ki bu gençlerde 7mm, daha ihtiyarlarda 6mm yöresindedir- daha büyük açıklıklı bir göz merceği kullanırsanız, tam odaklı görüntü olsa bile yıldızın ortasında bir karanlık yuvarlak görmeye başlarsınız. bunun sebebi, ikincil aynanın görünmeye başlamasıdır.) bir yıldız görüntüsünü odakladığımızda, küçük bir nokta şeklinde görülür. aslında fotoğrafını çekince parlaklığına bağlı olarak, bu nokta kimi zaman board marker ile konulmuş, kimi zaman 0.5 tombo uçla konulmuş gibi durur. bunun nedeni, mükemmel olamayan optik sistem ve atmosferik türbülanstır. eğer mükemmel bir görüntü elde etseydik, simitlerden en içte kalan yuvarlak parlak kısım, toplam ışığın %84'ünü oluşturacaktı, ve bu kısıma airy disk denilir. bunun hemen dışındaki ilk parlak simit toplam ışığın %7'sini oluşturur ve kalan kısım azalacak şekilde daha sönük simitlere dağılır.
19. yüzyılda bu durumu fark eden lord rayleigh, dawes'un çözünürlük limitini daha genel haliyle ifade etti ve sonuçta şunu buldu
sin(teta) = 1.22 lambda / d
teta: açısal çözünürlük.
lambda: ışığın dalgaboyu
d: teleskobun açıklığı (çap)
burada işin dalgaboyuna bağlı olduğu görülüyor. eh, ışığın kırınımı dalga boyuna bağlı bir durum değil mi?
buradan yola çıkarak şunu söyleyebiliriz, kırınım simitlerini görecek kadar büyütmeyi sağladığınızda, daha fazla büyütme anlamsızdır!
genellikle astronomlar için büyütme çok önemli değildir. çünkü yıldızlar bize o kadar uzaktır ki, ne kadar büyütürsek büyütelim, hala nokta şeklinde görebiliriz. bu yüzden görebileceğimiz parlaklık limiti önem kazanır. bu yüzden odak uzaklığından daha ziyade teleskoplar açıklıklarıyla ifade edilirler. ispanya 10.4 metrelik teleskopla dünyanın en büyük teleskobuna sahiptir, bunu pek çok astronom bilir ama çoğu o teleskobun odak uzaklığından bihaberdir. çünkü gördüğünüz üzere çözünürlük de açıklığa bağlı, daha da önemlisi görebileceğiniz parlaklık sınırı da açıklığa bağlı. 70mm açıklıklı bir teleskop, 7mm açıklıklı gözümüzden 100 kat daha büyüktür. (unutmayın, alan yarıçapın karesiyle orantılı!) bu da kadir sisteminde yaklaşık 5 kadire denk gelir. çıplak gözle 6. kadirden yıldız gözlediğiniz bir yerde, mükemmel optikli bir 70mm açıklıklı teleskopla 11. kadire inebileceğiniz anlamına gelir ki bu gayet iyi bir sonuçtur. bu bakımdan, neden insanların 10.4 metreye takıldığını anlayabilirsiniz.
umarım bir dahaki sefere "bu teleskop kaç km yakınlaştırıyor?" dediklerinde artık verecek cevabınız olmuştur.
Muğla Palamutbükü'nden Çekilen Olağanüstü Samanyolu ve Uzay İstasyonu Fotoğrafları
