Những Thông Số Cơ Bản Của Kính Thiên Văn

Bài viết sau đây sẽ nêu ra những tác dụng chính của kính thiên văn trong việc hỗ trợ quan sát và nghiên cứu thiên văn. Tác dụng chính của kính thiên văn trong việc hỗ trợ quan sát và nghiên cứu thiên văn là Phóng đại thiên thể lên nhiều lần (đặc trưng bởi độ phóng đại của kính) và  Tăng khả năng thu nhận ánh sáng từ các thiên thể (đặc trưng bơi độ mở của kính) Hai công dụng trên của kính thiên văn mục đích cuối cùng là để giúp chúng ta có được cái nhìn “to và rõ” hơn đối với các thiên thể. Ngoài hai đặc trưng trên, kính thiên văn còn có một số những thông số khác mà người thường xuyên sử dụng KTV cần phải biết.1. Độ mở (Aperture) D Chính là đường kính D của vật kính. Thông thường các kính thiên văn khúc xạ sẽ có D từ khoảng 50mm, 60mm, 70mm, 80mm hoặc lớn lên tới 150 mm. Các kính khúc xạ hoặc tổ hợp sẽ lớn hơn thường từ 114mm cho đến 300mm (các kính dưới 114mm sẽ không tốt).

D càng lớn, tức độ mở càng lớn thì khả năng thu nhận ánh sáng của kính càng nhiều, khi đó độ phân giải của kính càng cao. Đơn vị tính thường bằng milimet, trong một số trường hợp, đường kính có thể biểu thị bằng đơn vị inch (chẳng hạn, 8″ hoặc 8 inch) với mỗi inch bằng 25,4 milimet.

2. Chỉ số độ mở F: 

Là tỷ số giữa tiêu cự f của vật kính với D.

Công thức: F = f / D -D: đường kính vật kính -f: tiêu cự vật kính

Ví dụ:

• Cấu hình một kính thiên văn bình thường sẽ là D70F700. Có nghĩa D đường kính vật kính là 70mm và tiêu cự f là 700. Và F lúc này sẽ là 10. Đây là kính chậm
• Các trang web bán KTV thường kí hiệu các kính của mình dưới dạng D f/F chăng hạn như 6” F/8, điều đó có nghĩa là KTV này có D đường kính gương 6 inch, chỉ só độ mở F là 8, vậy f tiêu cự sẽ là: 6×8=48 inch.

Nếu F ≤ 5.0 , ta có “kính nhanh” (“fast” telescope). Kính thiên văn nhanh là kính có tỷ lệ tiêu cự nhỏ hơn. Nó được gọi là nhanh vì nó tạo ra hình ảnh sáng hơn với nhiều photon hơn trên mỗi pixel, dẫn đến phơi sáng ngắn hơn (hoặc nhanh hơn) là cần thiết để chụp ảnh.

Ngược lại, nếu F ≥ 8.0 ta có “kính chậm” (“slow” telescope). Kính thiên văn chậm là kính có tỷ lệ tiêu cự lớn hơn. Nó được gọi là chậm vì nó tạo ra hình ảnh mờ hơn với ít photon hơn trên mỗi pixel, dẫn đến phơi sáng lâu hơn (hoặc chậm hơn) là cần thiết để chụp ảnh.

Điều này có nghĩa là khi chụp ảnh thiên văn, để đạt được cùng độ sáng cho bức ảnh thì “kính nhanh” sẽ mất ít thời gian phơi sáng hơn so với “kính chậm”.

Ngoài ra, kính nhanh hơn sẽ tốt hơn để quan sát các vật thể bầu trời sâu lớn hơn (DSO) như thiên hà và tinh vân do thu được nhiều ánh sáng hơn khi quan sát. Ngược lại kính chậm lại giúp quan sát các hành tinh tốt hơn so với kính nhanh với hình ảnh sắc nét hơn và ít quang sai hơn.

Lựa chọn kính thiên văn luôn là vấn đề thỏa hiệp.

Cho dù một kính thiên văn nhanh hay chậm là quan trọng hơn đối với bạn phụ thuộc vào những gì bạn muốn từ thiên văn học của bạn. Bạn càng trở nên chuyên biệt, sự lựa chọn này sẽ càng quan trọng.

Nếu bạn là người mới bắt đầu và muốn tận hưởng toàn bộ bầu trời, thì một cái gì đó ở dải trung của tỷ lệ tiêu cự sẽ rất tuyệt.

Những người đam mê quan sát hành tinh hoặc thợ săn mặt trăng được hưởng lợi từ độ phóng đại cao hơn và chất lượng hình ảnh tốt hơn, vì vậy nên nhìn vào kính viễn vọng chậm hơn.

Kính thiên văn nhanh hơn có hình ảnh sáng hơn, nhỏ hơn nhưng không thể xử lý độ phóng đại quá tốt và dễ bị biến dạng màu sắc, tất cả đều làm cho chúng trở nên tuyệt vời để chỉ vào các thiên hà và tinh vân.

Cuối cùng, nếu bạn cảm thấy muốn mạo hiểm vào thế giới nhiếp ảnh thiên văn, một kính viễn vọng nhanh với ống kính apochromatic để xử lý biến dạng màu sắc là con đường để đi.

3. Độ phóng đại (Magnification) Độ phóng đại của KTV được tính bởi công thức

M = f / fe -f : tiêu cự vật kính -fe : tiêu cự thị kính

Ví dụ: Một KTV 10” F/6 dùng kèm với thị kính 16mm. Vậy độ phóng đại của kính lúc này là bao nhiêu? Giải: Tiêu cự vật kính f = FxD = 10×6 = 60 in = 1524 mm —> Độ phóng đại M = f/fe = 1524/16 = 95x

Hoặc một kính thiên văn bình thường như D80F900 với thị kính khoảng 10mm

thì Độ phóng đại M = f/fe = 900/10 = 90x

Độ phóng đại của kính thực ra không phải là một thông số quan trọng lắm, vì việc thay đổi độ phóng đại được thực hiện rất đơn giản là chỉ cần thay đổi thị kính có tiêu cự khác nhau. Một thông số khác quan trọng hơn phụ thuộc vào độ mở ống kính, đó là khả năng phân giải của KTV.

4. Độ phân giải của kính (resolution) Mọi hệ quang học trong thực tế đều không tuân theo một cách chính xác các định luật quang hình học cơ bản. Ngay cả các hệ quang được xem như là hoàn hảo cũng sẽ cho ảnh của một nguồn sáng điểm (một ngôi sao có thể được xem là một nguồn sáng điểm) là một đĩa nhiễu xạ (Airy disk), tức có kích thước để đo đạc được. Hiện tượng này gây ra do sự nhiễu xạ bởi ánh sáng cũng vốn mang bản chất sóng. Theo tiêu chuẩn Rayleigh, độ phân giải góc tới hạn được tính bằng:

trong đó λ là bước sóng ánh sáng. Ví dụ: Với ánh sáng vàng có λ = 5.5*10-5cm (vốn nhạy nhất với mắt người), độ phân giải góc tính theo cung giây sẽ là:

Công thức trên áp dụng được cho cả KTV quang học lẫn KTV vô tuyến. Như vậy, có thể thấy khả năng phân giải của KTV hoàn toàn phụ thuộc vào đường kính vật kính. D càng lớn, góc phân giải được càng nhỏ, tức khả năng phân giải của kính càng cao.

Ý nghĩa: Độ phân giải của kính thể hiện vai trò rõ rệt nhất khi dùng kính để quan sát các sao đôi. Với các sao đôi mà hai sao ở quá gần nhau, nếu kính không đủ độ phân giải thì khi nhìn các sao này qua kính chúng cũng chỉ hiện lên như một sao duy nhất, cho dù ta có tăng độ phóng đại hết mức.

5. Kích thước vòng tròn thị kính h (Exit pupil) Exit pupil là thuật ngữ để chỉ chùm sáng ra khỏi thị kính, kích thước của chùm sáng này phụ thuộc vào đường kính vật kính và độ phóng đại đang sử dụng: Trong ví dụ trên, kích thước vòng tròn thị kính sẽ là h = 10/95 = 0.105 in = 2.67 mm.

Vòng tròn thị kính càng lớn thì ảnh nhận được sẽ càng sáng, nhưng độ phóng đại sử dụng càng hạ thấp, sẽ đến một điểm vòng tròn thị kính vượt quá đường kính của đồng tử mắt, khi đó ta chỉ còn nhìn thấy phần ánh sáng ở giữa. Lúc này ảnh quan sát được cũng giống như chúng ta che bớt phần ngoài của vật kính.

6. Độ phóng đại tối thiểu và tối đa:

-Độ phóng đại tối thiểu: Như đã nói, kích thước vòng tròn thị kính nói chung không nên vượt quá kích cỡ đồng tử (con ngươi) mắt người trong điều kiện tối hoàn toàn (thường vào khoảng 7mm), nếu không sẽ có một phần ánh sáng từ KTV bị lãng phí vì không được mắt ta tiếp nhận hết. Bởi vì khi độ phóng đại của KTV càng giảm, kích thước vòng tròn thị kính càng tăng lên và một lúc nào đó nó sẽ vượt quá kích thước đồng tử, chính vì vậy mỗi KTV đều có một giới hạn dưới của độ phóng đại và được tính bằng

m = 1.33D với D (cm) m = 3.62D với D (in)

Lại lấy ví dụ với kính 10 in ở trên, độ phóng đại tối thiểu cho kính này sẽ là m = 3.62*10 = 36.2x, do đó thị kính sử dụng không nên có tiêu cự vượt quá:

-Độ phóng đại hữu dụng (độ phóng đại tối đa) Đã có giới hạn dưới của độ phóng đại, vậy ắt hẳn cũng phải có giới hạn trên và đó chính là độ phóng đại hữu dụng của KTV. Theo lý thuyết, độ phóng đại của một KTV có thể tăng lên đến vô cùng, nhưng thực tế có nhiều yếu tố không cho phép thực hiện điều này, và một trong các yếu tố đó chính là khả năng phân giải của kính (đã đề cập ở trên). Để thõa mãn độ phân giải của ảnh (tức nhìn vào ảnh ta còn có thể phân biệt được các chi tiết trên đó) thì độ phóng đại của kính chỉ có thể tăng đến một giới hạn nào đó mà khi vượt quá giới hạn này ta sẽ không còn nhận biết được các chi tiết trên ảnh.

Hai hình ảnh so sánh Sao Mộc vẫn còn nằm trong độ phân giải tốt và ngược lại.

Có một quy tắc để tính độ phóng đại hữu dụng là lấy D đường kính vật kính (tính theo in) nhân 50 hoặc lấy đường kính vật kính (tính theo mm) nhân 2, tuy nhiên, công thức trên chỉ đúng khi điều kiện quan sát là hoàn hảo.

Ví dụ: với kính 10” đã cho ban đầu, độ phóng đại hữu dụng sẽ là D*50 =10*50=500x.

Trong thực tế có rất nhiều yếu tố ngoại cảnh (về điều kiện quan sát) làm giá trị độ phóng đại hữu dụng không đạt tới con số đã tính toán

7. Trường nhìn (field of view)

– Trường nhìn biểu kiến của thị kính (Apparent field of view – AFV) AFV là độ rộng của góc quan sát được khi nhìn qua thị kính (không cắm vào KTV), tính bằng độ. Mỗi loại thị kính sẽ có một trường nhìn biểu kiến khác nhau, từ nhỏ nhất như thị kính Huygen AFV chỉ có 25-35 độ cho đến siêu khủng như dòng thị kính cao cấp Ethos của Tele Vue có AFV lên đến 100 độ.

Trường nhìn biểu kiến của một số loại thị kính:

– Trường nhìn thực (True field of view – FOV) Khác với AFV, FOV là trường nhìn khi đã lắp thị kính vào KTV. Nói một cách dễ hiểu thì trường nhìn thực chính là vùng trời mà bạn quan sát được qua KTV, cũng được tính bằng độ. Công thức tính như sau:

FOV= AFV / M (độ)

-FOV: trường nhìn qua KTV (độ) -AFV: trường nhìn biểu kiến của thị kính (độ) -M: độ phóng đại

Tiếp tục lấy kính 10” f/6 và thị kính 16mm làm ví dụ, giả sử đây là thị kính Huygen có AFV 35 độ, khi đó FOV = 35o/95x = 0.37o, lúc này nếu đem kính ngắm chị Hằng thì ta chỉ thấy được khoảng ¾ (vì mặt trăng có góc nhìn khoảng 0.5 độ)

8. Khoảng đặt mắt (Eye relief) Khoảng đặt mắt là khoảng cách từ thị kính đến vị trí đặt mắt quan sát để trường nhìn thấy được là tối đa. Khoảng đặt mắt thường được lấy bằng tiêu cự thị kính (thực tế là nhỏ hơn một ít so với tiêu cự thị kính).

9. Cấp sao mờ nhất có thể thấy được qua KTV:

mt = 6.8 + 5logD với D (cm) mt = 8.8 + 5logD với D (in)

Ví dụ: các supernova thường có độ sáng biểu kiến từ cấp 11 trở lên, bạn có kính 15 cm độ mở, vậy có quan sát được không? Áp dụng công thức trên, ta tính được cấp sao mở nhất có thể thấy được với kính này là 12.7 > 11 --> thấy được, vậy là yên tâm vác kính đi săn supernova rồi nhé ::) (còn có săn được hay không thì có lẽ điều này phụ thuộc hầu hết vào vận may của bạn :).

Nguồn: Cửa hàng thiên văn HAS  (Theo HAAC – thegioithienvan.com )