Openingsverhouding

Uit Astrowiki
Ga naar: navigatie, zoeken

De openingsverhouding (in het Engels: focal ratio) is een getal dat men krijgt door de brandpuntafstand van de telescoop in milimeters te delen door de diameter van het objectief in milimeters. Een telescoop met een brandpuntsafstand van 1000mm en een objectiefdiameter van 200mm heeft een openingsverhouding van;

1000mm : 200mm = 5

De aanduiding hiervoor is F/5. Een goede gewoonte is om de verhouding af te ronden tot één decimaal achter de komma. Een 127mm objectief met een brandpuntsafstand van 820mm word dus een F/6,5 wat een stuk beter staat dan F/6,4566929-enzovoorts.

Snelle en langzame telescopen[bewerken]

Naarmate de brandpuntafstand korter wordt (een F4 vergeleken met een F10) wordt de telescoop 'sneller' genoemd. Dit komt doordat een foto genomen met een snellere telescoop minder lang belicht hoeft te worden dan bij een langzame telescoop. Voor visueel waarnemen heeft de term snel en langzaam echter geen directe invloed op het beeld dat de telescoop produceert. Enige punt van belang is de oculairen die je zult moeten kopen om bepaalde vergrotingen te krijgen.

Achtergrond[bewerken]

Een snelle telescoop is vrijwel altijd korter(compacter) en lichter dan een langzame telescoop. Waarom worden er dan niet alleen maar snelle telescopen gemaakt kun je je dan afvragen?

De redenen hiervoor zijn,

  • dat naarmate een telescoop sneller wordt de kromming in de spiegel dieper moet worden en het maken van die kromming steeds moeilijker wordt. Door die grotere diepte wordt de spiegel ook dunner, waardoor de spiegel ofwel beter ondersteund moet worden, of dikker moet zijn.
  • dat beeldfouten voor voorwerpen weg van de as naarmate de telescoop sneller wordt groter worden (tenzij je voor die beeldfouten, bijvoorbeeld coma op een Newtonkijker, ook een corrector gaat gebruiken);
  • voor een oculair wordt het steeds moeilijker om het beeld zonder afwijkingen weer te geven. Oculairen die bruikbaar zijn in F4 telescopen zijn peperduur.

Bij goedkope refractoren hoort bij snellere telescopen ook meer kleurfout (een fout die maakt dat niet alle kleuren tegelijk scherpgesteld kunnen worden).

Voorbeeld[bewerken]

Fratio.png

Stelt u zich een pyramide voor waarvan de basis(-diameter) even breed is als de hoogte(brandpuntafstand) van de pyramide. Deze pyramide heeft een brandpuntafstand die even groot is als de diameter van de basis. Hij heeft een verhouding brandpuntafstand/diameter van 1:1 oftewel 1.

Nemen we nu een pyramide met een basis van 1 en een hoogte van 10, dan hebben we een pyramide met een brandpuntafstand van 10 en een basis van 1. Oftewel een pyramide met brandpuntafstand/diameter verhouding van 10:1 oftewel een factor 10.

U kunt zich natuurlijk voorstellen dat de pyramide met verhouding 10:1 veel hoger is dan dat hij breed is aan de onderkant. De zijkanten zijn dus vele malen steiler dan de zijkanten van de pyramide met verhouding 1:1. Het bovenste stukje van de pyramide van 10:1 is veel spitser dan het bovenste stukje van de pyramide van 1:1.

Als we nu de pyramides vervangen door invallend licht in een telescoop, waarbij de basis de spiegel is en de top het gebundelde licht dat in het oog valt, dan valt op dat de lichtkegel(het bovenste stukje van de pyramide) in de telescoop van 1:1 veel vlakker is dan de lichtkegel in de telescoop van 10:1.

Op de plek waar de lichtkegel precies samenkomt hebben we uiteraard 1 punt, maar maken we een doorsnede door de lichtkegel bijvoorbeeld 1cm lager dan het hoogste punt, dan is het oppervlakte van die doorsnede veel groter in de lichtkegel van de telescoop met 1:1 verhouding. Dit betekent dus dat een kleine afwijking in de scherpstelling al een grote afwijking in scherpte veroorzaakt in een snelle telescoop.

En laat dat punt nu net de locatie van de onderkant van het oculair zijn in een telescoop. Op de plek waar het licht van de telescoop het oculair binnenkomt is de lichtbundel dus nog redelijk breed. Om toch te kunnen scherpstellen maakt een oculair van die relatief brede lichtkegel altijd een spitsere lichtkegel. Een oculair moet de lichtkegel in een 1:1 telescoop veel meer spitser maken dan het licht in een 10:1 telescoop, waar het licht al spits is. Hoe vlakker de lichtkegel is, des te moeilijker is het om een mooie spitse lichtkegel te produceren zonder vervorming, met behoud van scherpte. Bedenk dat een oculair het beeld ook nog eens vergroot en je kunt makkelijk beredeneren dat een niet gecorrigeerd oculair onscherpte -veroorzaakt door een brede lichtkegel- alleen maar versterkt. Zou het oculair de lichtkegel helemaal niet wijzigen, dan is alleen het midden van het beeld scherp en de rest van de 90% van het beeld een onscherpe lachspiegel van sterren. De telescoop zou dus onbruikbaar zijn.

Om die reden worden oculairen die bruikbaar zijn in telescopen met een verhouding van 4.5 of sneller erg duur; er moeten allerhande 'kunstgrepen' uitgehaald worden om toch een spitse lichtkegel te produceren. Boven de F5 en beter nog F6 is de lichtkegel al redelijk spits en worden niet meer zulke hoge eisen aan de oculairen gesteld. Bij telescopen met een verhouding van 9:1 of hoger maakt het helemaal niet uit wat voor oculairen men koopt, sterren zijn altijd scherp van rand tot rand.