Optik teleskop

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.

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.

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 ${\displaystyle D}$ üzerinden çözme gücünün iki katı ${\displaystyle R}$, nesnenin çapı ${\displaystyle D_{ob}}$ ve sabit ${\displaystyle \Phi }$ ile çarpılır ve elde edilen sonuç nesnenin görünür çapına ${\displaystyle D_{a}}$ bölünür.

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

${\displaystyle D_{a}={\frac {313\Pi }{10800}}*206265=1878}$.

550 nm dalgaboyundaki Ay’ı gözlemlemek için aralığı 130 mm’ye sahip bir teleskop örneğinde, şu şekilde verilir:

${\displaystyle F={\frac {{\frac {2R}{D}}*D_{ob}*\Phi }{D_{a}}}={\frac {{\frac {2*0.00055}{130}}*3474.2*206265}{1878}}\approx 3.22}$

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

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 ${\displaystyle N}$ ile belirtilir. Bir teleskobun odak oranı nesnenin odak uzaklığının ${\displaystyle f}$ sistemdeki aralık noktasının çapı tarafından veya kendi çapına ${\displaystyle D}$ bölünmesiyle elde edilir. Odak uzaklığı cihazın görüş alanını ve odak uzaklığındaki bir mercek, film tabakasi ya da CCD’de görüntülenen imaj ölçeğini kontrol eder.

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

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.

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 ${\displaystyle P}$ bir gözle karşılaştırıldığında, gözlemcinin göz çapının ${\displaystyle D_{p}}$ aralığının ${\displaystyle D}$ ortalama yetişkin bir göz bebeği çapı olan 7 mm'ye bölünmesiyle elde edilen sonucun karesine eşittir. Genç insanlar daha geniş çapa sahiptirler, genellikle 9 mm olduğu söylenir, yani gözbebeği çapı yaşla birlikte azalır.

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

Işık toplama gücü iki farklı karşılaştırılan aralığın alanı ${\displaystyle A}$ sayesinde teleskoplar arası karşılaştırma yapılabilir.

Işık toplama gücü 25x olan 10 m’lik bir teleskop ile 2 m’lik bir teleskop örneğinde:

${\displaystyle p={\frac {A_{1}}{A_{2}}}={\frac {\pi 5^{2}}{\pi 1^{2}}}=25}$

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.

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.

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

1200 mm’lik odak uzaklığına ve 3 mm’lik göz merceğine sahip bir teleskobun görsel büyütme örneği verilmiştir:

${\displaystyle M={\frac {f}{f_{e}}}={\frac {1200}{3}}=400}$

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 ${\displaystyle M_{m}}$ teleskop aralığı ${\displaystyle D}$ göz bebeği çıkış çapına ${\displaystyle D_{ep}}$ 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 ${\displaystyle D}$ kullanılan görsel büyütmeye ${\displaystyle M}$ bölünür. Minimum değere bazı teleskoplarda ulaşılamayabilir, uzun bir odak uzaklığına sahip bir teleskop olası uzun odak uzaklığı göz merceği gerektirebilir.

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

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, 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 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 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 ${\displaystyle v_{t}}$ büyütme ${\displaystyle M}$ 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: ${\displaystyle v_{t}={\frac {v_{a}}{M}}={\frac {52}{81.25}}=0.64^{\circ }}$

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

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

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 sağlayan göz merceği ile başlayan optik bir sistem boyunca ne görülebileceğini bulmak, teleskobun göz merceği odak uzaklığına bölünmesiyle elde edilir. Aralığı ${\displaystyle D}$ 130 mm (5") ve ${\displaystyle f}$ odak uzaklığı 650 mm (25.5") olan Newtonian teleskop gibi bir amatör teleskop örneğini kullanırken, odak uzaklığı ${\displaystyle d}$ 8 mm ve 52°açık görüş alanına ${\displaystyle v_{a}}$ sahip bir göz merceği kullanırız. Gözlemlenebilir dünyada büyütme şöyle verilir: ${\displaystyle M={\frac {f}{d}}={\frac {650}{8}}=81.25}$ Gerçek görüş alanı büyütme gerektirir ve formülde açık görüş alanının kendisine bölünmesiyle elde edilir:${\displaystyle v_{t}={\frac {v_{a}}{M}}={\frac {52}{81.25}}=0.64}$. 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.

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 mm, daha yaşlı bir yetişkin için 5 mm, daha genç bir insan için ise 9 mm olduğu kabul edilir. Minimum büyütme ${\displaystyle m}$ aralığı ${\displaystyle D}$ gözbebeği ${\displaystyle p}$ çapına bölünmesiyle elde edilir: ${\displaystyle m={\frac {D}{d}}={\frac {130}{7}}\approx 18.6}$ 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. ${\displaystyle {\frac {F}{m}}={\frac {650}{18.6}}\approx 35}$ 35 mm’lik bir göz merceği standart olmayan bir boyuttadır ve satın alınamaz. Bu durumda %100’e ulaşabilmek için standart üretilen 40 mm’lik göz merceklerine gerek duyardık. Göz merceği minimum büyütmeden daha büyük bir odak uzaklığına sahip oldukça, boşa giden ışığın fazlalığı gözlerimize ulaşmaz.

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 ${\displaystyle D}$ minimum büyütmeye ${\displaystyle m}$ bölünmesinden türetilebilir. ${\displaystyle e={\frac {D}{m}}={\frac {130}{18.6}}\approx 7}$ Göz bebeği ve göz bebeği çıkışı optik sistemle birlikte hiç boşa giden ışık oluşturmadan, çap olarak neredeyse aynıdır. 7 mm’lik göz bebeği %100 parlaklığın bir kısmını az miktarda düşürür, yüzey parlaklığı ${\displaystyle B}$ sabit 2 ve göz bebeğinin ${\displaystyle p}$ karesinden ölçülebilir: ${\displaystyle B=2*p^{2}=2*7^{2}=98}$.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.

Bu gözler insan gözü aralığının 15 px=1 mm olduğunu gösterir, göz bebeği çapı ise 7 mm’dir. Şekil A 14 mm’lik bir göz bebeği çıkışına sahiptir, bu durum astronomik amaçlar için %75’lik ışık kaybıyla sonuçlanır. Şekil B ise 6.4 mm’lik bir göz bebeği çıkışına sahiptir, gözlemci tarafından algılanan %100’lük gözlemlenebilir ışığın geçişine izin verir.

Küresel sapma

Paraksiyal ışınlar ve sınırsal ışınlar arasındaki odak uzalığı farkı nesnenin çapının karesiyle doğru orantılıdır.

Kuyruk saçılması

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.

Boylamsal kromatik sapma: küresel sapmayla birlikte eksensel ve eğik kalemler için aynıdır.

Enine kromatik sapma (büyütmenin kromatik sapması)

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.

Bazı göze çarpan optik teleskopların birincil aynalarındaki önemsiz boyutlarının karşılaştırılması.

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.

McDonald Gözlemevi, Texas’taki Harlan J. Smith Telescope yansıtıcı teleskopu.

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, spekturumun 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 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.