प्रकाशीय दूरदर्शी

एक ऑप्टिकल टेलीस्कोप एक टेलीस्कोप है जो मुख्य रूप से विद्युत चुम्बकीय वर्णक्रम  के दृश्य स्पेक्ट्रम भाग से प्रकाश को इकट्ठा करता है और फ़ोकस (ऑप्टिक्स) करता है, प्रत्यक्ष दृश्य निरीक्षण के लिए एक आवर्धन छवि बनाने के लिए, एक तस्वीर बनाने के लिए, या इलेक्ट्रॉनिक  छवि संवेदक  के माध्यम से डेटा एकत्र करने के लिए।

ऑप्टिकल टेलीस्कोप के तीन प्राथमिक प्रकार हैं:
 * अपवर्तक [[[[दूरबीन]]]], जो लेंस (ऑप्टिक्स) का उपयोग करते हैं और कम सामान्यतः प्रिज्म (ऑप्टिक्स) ( dioptrics ) का भी उपयोग करते हैं
 * परावर्तक दूरदर्शी, जो दर्पण का उपयोग करते हैं (catoptrics)
 * कैटाडियोप्टिक सिस्टम # कैटाडियोप्टिक टेलीस्कोप, जो लेंस और दर्पण को जोड़ती है

एक ऑप्टिकल टेलीस्कोप की छोटे विवरणों को हल करने की क्षमता सीधे उसके उद्देश्य (ऑप्टिक्स) (प्राथमिक लेंस या दर्पण जो प्रकाश को इकट्ठा और केंद्रित करती है) के व्यास (या APERTURE) से संबंधित है, और इसकी प्रकाश-इकट्ठा करने की शक्ति क्षेत्र से संबंधित है लक्ष्य। उद्देश्य जितना बड़ा होगा, टेलीस्कोप उतना ही अधिक प्रकाश एकत्र करेगा और सूक्ष्म विवरण को हल करेगा।

लोग अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान, पक्षीविज्ञान, मार्गदर्शन, शिकार और टोही जैसी बाहरी गतिविधियों के साथ-साथ ओपेरा ग्लास प्रदर्शन कला और दर्शक खेल जैसे इनडोर / अर्ध-बाहरी गतिविधियों के लिए ऑप्टिकल टेलीस्कोप (एककोशिकीय और दूरबीन सहित) का उपयोग करते हैं।

इतिहास
टेलीस्कोप एक वैज्ञानिक के आविष्कार की तुलना में ऑप्टिकल कारीगरों की खोज अधिक है। लेंस (ऑप्टिक्स) और अपवर्तक और प्रकाश को प्रतिबिंबित करने के गुणों को प्राचीन इतिहास के बाद से जाना जाता था, और सिद्धांत कि वे कैसे काम करते थे, प्राचीन ग्रीक दर्शन दार्शनिकों द्वारा विकसित किया गया था, इस्लामी स्वर्ण युग में संरक्षित और विस्तारित किया गया था, और काफी उन्नत तक पहुंच गया था प्रारंभिक आधुनिक यूरोप में टेलीस्कोप के आविष्कार के समय तक राज्य। लेकिन दूरबीन के आविष्कार में उद्धृत सबसे महत्वपूर्ण कदम चश्मे के लिए लेंस निर्माण का विकास था,  तेरहवीं सदी में सबसे पहले वेनिस और फ्लोरेंस में, और बाद में नीदरलैंड और जर्मनी दोनों में तमाशा बनाने वाले केंद्रों में। यह 1608 में नीदरलैंड में है, जहां एक अपवर्तक दूरबीन का वर्णन करने वाला पहला दस्तावेज तमाशा निर्माता हंस लिपरशे द्वारा दायर पेटेंट के रूप में सामने आया, कुछ सप्ताह बाद  जेम्स मेटियस  और एक तीसरे अज्ञात आवेदक द्वारा दावा किया गया कि वे भी जानते थे इस कला का। आविष्कार का शब्द तेजी से फैल गया और गैलीलियो गैलीली, डिवाइस के बारे में सुनकर, एक वर्ष के भीतर अपने स्वयं के बेहतर डिजाइन बना रहे थे और टेलीस्कोप का उपयोग करके खगोलीय परिणामों को प्रकाशित करने वाले पहले व्यक्ति थे। गैलीलियो के टेलीस्कोप ने एक उत्तल उद्देश्य (ऑप्टिक्स) और एक अवतल ऐपिस का उपयोग किया, एक डिज़ाइन को अब गैलीलियन टेलीस्कोप कहा जाता है। जोहान्स केप्लर ने डिजाइन में सुधार का प्रस्ताव रखा यह एक उत्तल ऐपिस का उपयोग करता है, जिसे अक्सर केप्लरियन टेलीस्कोप कहा जाता है।

रेफ्रेक्टर्स के विकास में अगला बड़ा कदम 18वीं शताब्दी की शुरुआत में अक्रोमैटिक लेंस का आगमन था, जिसने उस समय तक केप्लरियन टेलिस्कोप में रंगीन विपथन को ठीक किया - बहुत बड़े उद्देश्यों के साथ बहुत छोटे उपकरणों के लिए अनुमति दी।

दूरबीनों को प्रतिबिंबित करने के लिए, जो वस्तुनिष्ठ लेंस के स्थान पर घुमावदार दर्पणों का उपयोग करते हैं, सिद्धांत अभ्यास से पहले होता है। लेंस के समान व्यवहार करने वाले घुमावदार दर्पणों का सैद्धांतिक आधार शायद दुख द्वारा स्थापित किया गया था, जिनके सिद्धांतों को उनके काम के लैटिन अनुवादों में व्यापक रूप से प्रसारित किया गया था। अपवर्तक दूरबीन के आविष्कार के तुरंत बाद, गैलीलियो, जॉन फ्रांसिस साग्रेडो, और अन्य, उनके ज्ञान से प्रेरित थे कि घुमावदार दर्पणों में लेंस के समान गुण थे, छवि बनाने के उद्देश्य के रूप में एक दर्पण का उपयोग करके एक दूरबीन बनाने के विचार पर चर्चा की। परवलयिक परावर्तक (मुख्य रूप से रंगीन विपथन के उन्मूलन के साथ गोलाकार विपथन में कमी) का उपयोग करने के संभावित लाभों ने दूरबीनों को प्रतिबिंबित करने के लिए कई प्रस्तावित डिजाइनों का नेतृत्व किया, जिनमें से सबसे उल्लेखनीय 1663 में जेम्स ग्रेगोरी (खगोलविद और गणितज्ञ) द्वारा प्रकाशित किया गया था और इसे ग्रेगोरियन टेलीस्कोप कहा जाने लगा, लेकिन कोई कामकाजी मॉडल नहीं बनाया गया था। आइजैक न्यूटन को आम तौर पर 1668 में पहली व्यावहारिक परावर्तक दूरदर्शी, न्यूटोनियन दूरबीन के निर्माण का श्रेय दिया जाता है। हालांकि उनके निर्माण की कठिनाई और इस्तेमाल किए गए स्पेकुलम धातु के दर्पणों के खराब प्रदर्शन के कारण रिफ्लेक्टरों को लोकप्रिय होने में 100 साल से अधिक का समय लगा। दूरदर्शी को प्रतिबिंबित करने में कई प्रगतियों में 18वीं शताब्दी में परवलयिक परावर्तक निर्माण की पूर्णता शामिल थी, 19वीं सदी में सिल्वर कोटेड ग्लास मिरर, 20वीं सदी में लंबे समय तक चलने वाली एल्युमिनियम कोटिंग, गुरुत्वाकर्षण विकृति की भरपाई के लिए बड़े व्यास और सक्रिय प्रकाशिकी की अनुमति देने के लिए खंडित दर्पण। 20वीं शताब्दी के मध्य का एक नवाचार कैटैडोप्ट्रिक सिस्टम टेलीस्कोप था जैसे कि श्मिट कैमरा, जो प्राथमिक ऑप्टिकल तत्वों के रूप में एक लेंस (करेक्टर प्लेट) और दर्पण दोनों का उपयोग करता है, मुख्य रूप से गोलाकार विपथन के बिना विस्तृत क्षेत्र इमेजिंग के लिए उपयोग किया जाता है।

20वीं शताब्दी के उत्तरार्ध में खगोलीय देखने की समस्याओं को दूर करने के लिए अनुकूली प्रकाशिकी और अंतरिक्ष दूरबीनों का विकास देखा गया है।

21वीं सदी की शुरुआत की इलेक्ट्रॉनिक्स क्रांति ने 2010 के दशक में कंप्यूटर से जुड़े टेलीस्कोप के विकास का नेतृत्व किया, जो गैर-पेशेवर स्काईवॉचर्स को पेशेवर खगोलविदों द्वारा विकसित डिजिटल फोटोग्राफी astrophotography तकनीकों का लाभ उठाकर अपेक्षाकृत कम लागत वाले उपकरणों का उपयोग करके सितारों और उपग्रहों का निरीक्षण करने की अनुमति देता है। पिछले दशकों। एक कंप्यूटर (स्मार्टफोन, टैबलेट कंप्यूटर, या लैपटॉप) से एक इलेक्ट्रॉनिक कनेक्शन टेलीस्कोप से फोकल फोटोग्राफी है। डिजिटल तकनीक उपभोक्ता-श्रेणी के उपकरण के साथ 15 के स्पष्ट परिमाण के रूप में मेसियर ऑब्जेक्ट्स और स्टार # मैग्नीट्यूड की छवियों को बनाने वाली डार्क-फ्रेम घटाव की अनुमति देती है।

सिद्धांत
मूल योजना यह है कि प्राथमिक प्रकाश-एकत्रण तत्व, उद्देश्य (ऑप्टिक्स) (1) (उत्तल लेंस या अवतल दर्पण आने वाली रोशनी को इकट्ठा करने के लिए उपयोग किया जाता है), उस प्रकाश को दूर वस्तु (4) से एक फोकल विमान पर केंद्रित करता है जहां यह एक वास्तविक छवि (5) बनाता है। यह छवि एक ऐपिस (2) के माध्यम से रिकॉर्ड या देखी जा सकती है, जो एक आवर्धक लेंस की तरह काम करती है। नेत्र (3) तब वस्तु का उल्टा, आवर्धन आभासी प्रतिबिम्ब (6) देखता है।



उल्टे चित्र
अधिकांश टेलीस्कोप डिज़ाइन फोकल तल पर एक उलटी छवि उत्पन्न करते हैं; इन्हें इन्वर्टिंग टेलिस्कोप कहा जाता है। वास्तव में, छवि को उल्टा कर दिया जाता है और बाएं से दाएं उलट दिया जाता है, ताकि कुल मिलाकर यह ऑब्जेक्ट ओरिएंटेशन से 180 डिग्री घूम जाए। खगोलीय दूरबीनों में घुमाए गए दृश्य को सामान्य रूप से ठीक नहीं किया जाता है, क्योंकि यह प्रभावित नहीं करता कि दूरबीन का उपयोग कैसे किया जाता है। हालांकि, एक दर्पण विकर्ण का उपयोग अक्सर ऐपिस को अधिक सुविधाजनक देखने के स्थान पर रखने के लिए किया जाता है, और उस स्थिति में छवि खड़ी होती है, लेकिन फिर भी बाएं से दाएं उलट जाती है। स्थलीय दूरबीनों जैसे दूर की चीज़ें देखने का यंत्र, एककोशिकीय और दूरबीन, प्रिज्म (जैसे, पोरो प्रिज्म) या उद्देश्य और ऐपिस के बीच एक रिले लेंस का उपयोग छवि अभिविन्यास को सही करने के लिए किया जाता है। ऐसे टेलीस्कोप डिज़ाइन हैं जो एक उलटी छवि प्रस्तुत नहीं करते हैं जैसे कि रिफ्रैक्टिंग टेलीस्कोप # रिफ्रैक्टिंग टेलीस्कोप डिज़ाइन और ग्रेगोरियन टेलीस्कोप। इन्हें इरेक्टिंग टेलिस्कोप कहा जाता है।

डिजाइन वेरिएंट
कई प्रकार के टेलिस्कोप द्वितीयक या तृतीयक दर्पणों के साथ ऑप्टिकल पथ को मोड़ते या मोड़ते हैं। ये ऑप्टिकल डिज़ाइन (न्यूटोनियन टेलीस्कोप, कैसग्रेन रिफ्लेक्टर या समान प्रकार) का अभिन्न अंग हो सकते हैं, या ऐपिस या डिटेक्टर को अधिक सुविधाजनक स्थिति में रखने के लिए उपयोग किया जा सकता है। टेलीस्कोप डिज़ाइन विशेष रूप से डिज़ाइन किए गए अतिरिक्त लेंस या दर्पण का उपयोग बड़े क्षेत्र में छवि गुणवत्ता में सुधार के लिए भी कर सकते हैं।

विशेषताएं
डिज़ाइन विनिर्देश टेलीस्कोप की विशेषताओं से संबंधित हैं और यह वैकल्पिक रूप से कैसे कार्य करता है। विनिर्देशों के कई गुण टेलीस्कोप के साथ उपयोग किए जाने वाले उपकरण या सहायक उपकरण के साथ बदल सकते हैं; जैसे बार्लो लेंस, तारा विकर्ण और ऐपिस। ये विनिमेय सहायक उपकरण टेलीस्कोप के विनिर्देशों में परिवर्तन नहीं करते हैं, हालांकि वे टेलीस्कोप के गुणों के कार्य करने के तरीके को बदलते हैं, आमतौर पर आवर्धन, देखने का स्पष्ट क्षेत्र (FOV) और देखने का वास्तविक क्षेत्र।

सतह की रिजोल्वेबिलिटी
एक ऑप्टिकल टेलीस्कोप के माध्यम से देखे जाने वाले ऑब्जेक्ट का सबसे छोटा रिजोल्वेबल सतह क्षेत्र सीमित भौतिक क्षेत्र है जिसे हल किया जा सकता है। यह कोणीय संकल्प के अनुरूप है, लेकिन परिभाषा में भिन्न है: बिंदु-प्रकाश स्रोतों के बीच पृथक्करण क्षमता के बजाय यह भौतिक क्षेत्र को संदर्भित करता है जिसे हल किया जा सकता है। विशेषता को व्यक्त करने का एक परिचित तरीका चंद्रमा क्रेटर या रवि स्पॉट जैसी सुविधाओं की हल करने योग्य क्षमता है। सूत्र का प्रयोग करते हुए व्यंजक संकल्प शक्ति के दोगुने द्वारा दिया जाता है $$R$$ एपर्चर व्यास से अधिक $$D$$ वस्तुओं के व्यास से गुणा $$D_{ob}$$ स्थिरांक से गुणा $$\Phi$$ सभी वस्तुओं को स्पष्ट व्यास से विभाजित किया गया $$D_{a}$$. सुलझाने की शक्ति $$R$$ तरंग दैर्ध्य से प्राप्त होता है $${\lambda}$$ एपर्चर के समान इकाई का उपयोग करना; जहां 550 नैनोमीटर से मिमी दिया जाता है: $$R = \frac{\lambda}{10^6} = \frac{550}{10^6} = 0.00055$$. स्थिर $$\Phi$$ रेडियंस से वस्तु के स्पष्ट व्यास के समान इकाई तक प्राप्त होता है; जहां चंद्रमा का स्पष्ट व्यास $$D_{a} = \frac{313\Pi}{10800}$$ रेडियन से arcseconds द्वारा दिया जाता है: $$D_{a} = \frac{313\Pi}{10800} \cdot 206265 = 1878$$.

550 नैनोमीटर वेवलेंथ में चंद्रमा का अवलोकन करते हुए 130 मिमी के एपर्चर वाले टेलीस्कोप का उपयोग करके एक उदाहरण दिया गया है: $$F = \frac{\frac{2R}{D} \cdot D_{ob} \cdot \Phi}{D_{a}} = \frac{\frac{2 \cdot 0.00055}{130} \cdot 3474.2 \cdot 206265}{1878} \approx 3.22$$ ऑब्जेक्ट व्यास में उपयोग की जाने वाली इकाई उस इकाई में सबसे छोटी रिजोल्वेबल विशेषताओं का परिणाम देती है। ऊपर दिए गए उदाहरण में उन्हें किलोमीटर में अनुमानित किया गया है, जिसके परिणामस्वरूप सबसे छोटे रिज़ॉल्वेबल मून क्रेटर्स का व्यास 3.22 किमी है। हबल अंतरिक्ष सूक्ष्मदर्शी में 2400 मिमी का एक प्राथमिक दर्पण छिद्र है जो 174.9 मीटर व्यास वाले चंद्रमा के क्रेटर, या 7365.2 किमी व्यास वाले सनस्पॉट की सतह की रिजोल्वेबिलिटी प्रदान करता है।

कोणीय संकल्प
वायुमंडल में विक्षोभ (खगोलीय देखने) और टेलीस्कोप की ऑप्टिकल खामियों द्वारा छवि के धुंधलापन को अनदेखा करते हुए, एक ऑप्टिकल टेलीस्कोप का कोणीय रिज़ॉल्यूशन प्रकाश को इकट्ठा करने वाले प्राथमिक दर्पण या लेंस के व्यास द्वारा निर्धारित किया जाता है (जिसे इसका एपर्चर भी कहा जाता है)।

रिज़ॉल्यूशन सीमा के लिए रेले मानदंड $$\alpha_R$$ ( कांति में) द्वारा दिया गया है
 * $$\sin(\alpha_R) = 1.22 \frac{\lambda}{D}$$

कहाँ $$\lambda$$ तरंग दैर्ध्य है और $$D$$ एपर्चर है। दृश्य प्रकाश के लिए ($$\lambda$$ = 550 एनएम) छोटे-कोण सन्निकटन में, इस समीकरण को फिर से लिखा जा सकता है:
 * $$\alpha_R = \frac{138}{D}$$

यहाँ, $$\alpha_R$$ arcsecond  में रिज़ॉल्यूशन सीमा को दर्शाता है और $$D$$ मिलीमीटर में है। आदर्श मामले में, एक डबल स्टार सिस्टम के दो घटकों को अलग किया जा सकता है, भले ही उन्हें थोड़ा कम से अलग किया गया हो $$\alpha_R$$. इसे दाऊस सीमा द्वारा ध्यान में रखा जाता है
 * $$\alpha_D = \frac{116}{D}$$

समीकरण से पता चलता है कि, अन्य सभी समान होने पर, छिद्र जितना बड़ा होगा, कोणीय विभेदन उतना ही बेहतर होगा। रिज़ॉल्यूशन किसी टेलीस्कोप के अधिकतम आवर्धन (या शक्ति) द्वारा नहीं दिया जाता है। अधिकतम शक्ति के उच्च मूल्य देकर विपणन किए गए टेलीस्कोप अक्सर खराब चित्र प्रदान करते हैं।

बड़े ग्राउंड-आधारित टेलीस्कोप के लिए, रिज़ॉल्यूशन खगोलीय देखने से सीमित होता है। दूरबीनों को वायुमंडल के ऊपर रखकर इस सीमा को पार किया जा सकता है, उदाहरण के लिए, ऊंचे पहाड़ों के शिखर पर, गुब्बारों और ऊंची उड़ान वाले हवाई जहाज, या अंतरिक्ष दूरबीन पर। ग्राउंड-आधारित टेलीस्कोप के लिए अनुकूली प्रकाशिकी, धब्बेदार इमेजिंग  या  भाग्यशाली इमेजिंग  द्वारा संकल्प सीमा को भी दूर किया जा सकता है।

हाल ही में, ऑप्टिकल टेलीस्कोप की सरणी के साथ एपर्चर संश्लेषण करना व्यावहारिक हो गया है। बहुत उच्च रिज़ॉल्यूशन की छवियां व्यापक रूप से दूरी वाले छोटे टेलीस्कोप के समूहों के साथ प्राप्त की जा सकती हैं, जो सावधानीपूर्वक नियंत्रित ऑप्टिकल पथों द्वारा एक साथ जुड़ी हुई हैं, लेकिन दृश्यमान और इन्फ्रारेड तरंगदैर्ध्य पर खगोलीय इंटरफेरोमीटर की सूची का उपयोग केवल सितारों जैसी उज्ज्वल वस्तुओं की इमेजिंग या तारों के उज्ज्वल कोर को मापने के लिए किया जा सकता है। सक्रिय आकाशगंगाएँ।

फोकल लंबाई और फोकल अनुपात
प्रकाशिकी प्रणाली की फोकल लंबाई इस बात का माप है कि सिस्टम प्रकाश को कितनी तीव्रता से अभिसरण या विचलन करता है। हवा में एक ऑप्टिकल प्रणाली के लिए, यह वह दूरी है जिस पर आरंभिक रूप से संगृहीत किरणों को फोकस में लाया जाता है। एक छोटी फोकल लम्बाई वाली प्रणाली में एक लंबी फोकल लम्बाई की तुलना में अधिक ऑप्टिकल शक्ति होती है; अर्थात्, यह किरण (ऑप्टिक्स) को अधिक मजबूती से मोड़ता है, उन्हें कम दूरी पर फोकस में लाता है। खगोल विज्ञान में, एफ-संख्या को सामान्यतः फोकल अनुपात के रूप में संदर्भित किया जाता है $$N$$. टेलीस्कोप की f-संख्या को फोकल लंबाई के रूप में परिभाषित किया गया है $$f$$ इसके व्यास से विभाजित एक उद्देश्य (प्रकाशिकी) का $$D$$ या सिस्टम में एपर्चर स्टॉप के व्यास से। फोकल लम्बाई उपकरण के देखने के क्षेत्र और छवि के पैमाने को नियंत्रित करती है जो फोकल प्लेन पर ऐपिस, फिल्म प्लेट या चार्ज-युग्मित डिवाइस पर प्रस्तुत की जाती है।

1200 मिमी की फोकल लंबाई और 254 मिमी के एपर्चर व्यास वाले टेलीस्कोप का एक उदाहरण दिया गया है: $$N = \frac {f}{D} = \frac {1200}{254} \approx 4.7$$ संख्यात्मक रूप से बड़े f-संख्या को लंबा या धीमा कहा जाता है। छोटी संख्याएँ छोटी या तेज़ होती हैं। इन शर्तों का उपयोग कब करना है, यह निर्धारित करने के लिए कोई स्पष्ट रेखा नहीं है, और एक व्यक्ति निर्धारण के अपने मानकों पर विचार कर सकता है। समकालीन खगोलीय दूरबीनों में, f/12 की तुलना में f-संख्या धीमी (बड़ी संख्या) वाली कोई भी दूरबीन आमतौर पर धीमी मानी जाती है, और f/6 की तुलना में तेज़ (छोटी संख्या) के फोकल अनुपात वाले किसी भी टेलीस्कोप को तेज़ माना जाता है। तेज़ सिस्टम में अक्सर देखने के क्षेत्र के केंद्र से दूर अधिक ऑप्टिकल विपथन होते हैं और आमतौर पर धीमे वाले की तुलना में ऐपिस डिज़ाइन की अधिक मांग होती है। एक धीमी प्रणाली की तुलना में एक निश्चित समय अवधि में अधिक फोटॉनों को इकट्ठा करने के उद्देश्य से एस्ट्रोफोटोग्राफ़ी में व्यावहारिक उद्देश्यों के लिए अक्सर एक तेज़ प्रणाली की इच्छा होती है, जिससे समय समाप्त होने वाली फोटोग्राफी को परिणाम को तेज़ी से संसाधित करने की अनुमति मिलती है।

वाइड-फील्ड टेलीस्कोप (जैसे एस्ट्रोग्राफ), का उपयोग उपग्रहों और क्षुद्रग्रहों को ट्रैक करने के लिए, ब्रह्मांड किरण  | कॉस्मिक-रे अनुसंधान के लिए, और आकाश के खगोलीय सर्वेक्षण के लिए किया जाता है। बड़े एफ-अनुपात वाले टेलीस्कोप की तुलना में कम एफ-अनुपात वाले टेलीस्कोप में ऑप्टिकल विपथन को कम करना अधिक कठिन है।

प्रकाश-संग्रह शक्ति
एक ऑप्टिकल टेलीस्कोप की प्रकाश-इकट्ठा करने की शक्ति, जिसे प्रकाश पकड़ या एपर्चर लाभ के रूप में भी जाना जाता है, एक टेलीस्कोप की मानव आँख की तुलना में बहुत अधिक प्रकाश एकत्र करने की क्षमता है। इसकी प्रकाश-संग्रह शक्ति शायद इसकी सबसे महत्वपूर्ण विशेषता है। टेलीस्कोप एक हल्की बाल्टी के रूप में कार्य करता है, जो दूर की वस्तु से नीचे आने वाले सभी फोटॉनों को इकट्ठा करता है, जहां एक बड़ी बाल्टी अधिक फोटॉनों को पकड़ती है, जिसके परिणामस्वरूप एक निश्चित समय अवधि में अधिक प्रकाश प्राप्त होता है, जिससे छवि प्रभावी रूप से उज्ज्वल हो जाती है। यही कारण है कि आपकी आंखों की पुतलियां रात के समय बड़ी हो जाती हैं ताकि अधिक रोशनी रेटिना तक पहुंच सके। एकत्रित शक्ति $$P$$ मानव आँख की तुलना में एपर्चर के विभाजन का वर्ग परिणाम है $$D$$ प्रेक्षक की पुतली के व्यास से अधिक $$D_{p}$$, एक औसत वयस्क की पुतली का व्यास 7 मिमी है। युवा व्यक्ति बड़े व्यास की मेजबानी करते हैं, आमतौर पर 9 मिमी कहा जाता है, क्योंकि पुतली का व्यास उम्र के साथ घटता जाता है।

एक वयस्क पुतली के व्यास 7 मिमी की तुलना में 254 मिमी के एपर्चर की एकत्रण शक्ति का एक उदाहरण दिया गया है: $$P = \left(\frac {D}{D_{p}}\right)^2 = \left(\frac {254}{7}\right)^2 \approx 1316.7$$ क्षेत्रों की तुलना करके दूरबीनों के बीच प्रकाश-एकत्रण शक्ति की तुलना की जा सकती है $$A$$ दो अलग-अलग छिद्रों में से।

एक उदाहरण के रूप में, 10-मीटर टेलीस्कोप की प्रकाश-एकत्रित शक्ति 25x है जो 2-मीटर टेलीस्कोप की है: $$p = \frac {A_{1}}{A_{2}} = \frac {\pi5^2}{\pi1^2} = 25$$ किसी दिए गए क्षेत्र के सर्वेक्षण के लिए, देखने का क्षेत्र उतना ही महत्वपूर्ण है जितना कि अपरिष्कृत प्रकाश संग्रहण शक्ति। सर्वे टेलिस्कोप जैसे कि लार्ज सिनॉप्टिक सर्वे टेलीस्कोप अकेले रॉ लाइट इकट्ठा करने की क्षमता के बजाय मिरर एरिया और फील्ड ऑफ व्यू (या एटेन्ड्यू) के उत्पाद को अधिकतम करने की कोशिश करते हैं।

आवर्धन
टेलीस्कोप के माध्यम से आवर्धन FOV को सीमित करते हुए एक वस्तु को बड़ा दिखाई देता है। आवर्धन अक्सर टेलीस्कोप की ऑप्टिकल शक्ति के रूप में भ्रामक होता है, इसकी विशेषता अवलोकन योग्य दुनिया का वर्णन करने के लिए सबसे गलत समझा जाने वाला शब्द है। उच्च आवर्धन पर छवि गुणवत्ता उल्लेखनीय रूप से कम हो जाती है, बारलो लेंस का उपयोग ऑप्टिकल सिस्टम की प्रभावी फोकल लंबाई को बढ़ा देता है—छवि गुणवत्ता में कमी को कई गुना बढ़ा देता है।

स्टार विकर्णों का उपयोग करते समय इसी तरह के मामूली प्रभाव मौजूद हो सकते हैं, क्योंकि प्रकाश कई लेंसों के माध्यम से यात्रा करता है जो प्रभावी फोकल लंबाई को बढ़ाते या घटाते हैं। छवि की गुणवत्ता आम तौर पर प्रकाशिकी (लेंस) की गुणवत्ता और देखने की स्थिति पर निर्भर करती है - आवर्धन पर नहीं।

आवर्धन स्वयं ऑप्टिकल विशेषताओं द्वारा सीमित है। व्यावहारिक अधिकतम आवर्धन से परे किसी भी दूरबीन या सूक्ष्मदर्शी के साथ, छवि बड़ी दिखती है लेकिन अधिक विवरण नहीं दिखाती है। यह तब होता है जब उपकरण जिस बेहतरीन विवरण को हल कर सकता है, उसे आंखों द्वारा देखे जा सकने वाले बेहतरीन विवरण से मिलान करने के लिए बढ़ाया जाता है। इस अधिकतम से अधिक आवर्धन को कभी-कभी रिक्त आवर्धन कहा जाता है।

किसी टेलीस्कोप से सबसे अधिक विवरण प्राप्त करने के लिए, देखी जा रही वस्तु के लिए सही आवर्धन चुनना महत्वपूर्ण है। कुछ वस्तुएं कम शक्ति पर, कुछ उच्च शक्ति पर और कई मध्यम आवर्धन पर सबसे अच्छी दिखाई देती हैं। आवर्धन के दो मान हैं, एक न्यूनतम और अधिकतम। टेलीस्कोप के माध्यम से एक ही आवर्धन प्रदान करते हुए एक ही ऐपिस फोकल लंबाई रखने के लिए एक व्यापक क्षेत्र के दृश्य ऐपिस का उपयोग किया जा सकता है। अच्छे वायुमंडलीय परिस्थितियों में संचालित एक अच्छी गुणवत्ता वाले टेलीस्कोप के लिए, अधिकतम उपयोग योग्य आवर्धन विवर्तन द्वारा सीमित होता है।

दृश्य
दृश्य आवर्धन $$M$$ टेलीस्कोप के माध्यम से देखने के क्षेत्र को टेलीस्कोप की फोकल लम्बाई द्वारा निर्धारित किया जा सकता है $$f$$ ऐपिस फोकल लंबाई से विभाजित $$f_{e}$$ (या व्यास)। अधिकतम ऐपिस की फोकल लंबाई से सीमित है।

1200 मिमी फ़ोकल लंबाई और 3 मिमी ऐपिस के साथ टेलीस्कोप का उपयोग करके दृश्य आवर्धन का एक उदाहरण दिया गया है: $$M = \frac {f}{f_{e}} = \frac {1200}{3} = 400$$

न्यूनतम
टेलीस्कोप पर सबसे कम प्रयोग करने योग्य आवर्धन होता है। कम आवर्धन के साथ चमक में वृद्धि की एक सीमा होती है, जिसे छात्र बाहर निकलें कहा जाता है। बाहर निकलने वाली पुतली ऐपिस से निकलने वाली रोशनी का सिलेंडर है, इसलिए आवर्धन जितना कम होगा, बाहर निकलने वाली पुतली उतनी ही बड़ी होगी। न्यूनतम $$M_{m}$$ टेलीस्कोप एपर्चर को विभाजित करके गणना की जा सकती है $$D$$ निकास पुतली के व्यास से अधिक $$D_{ep}$$. आवर्धन को इस सीमा से आगे कम करने से चमक नहीं बढ़ सकती है, इस सीमा पर घटे हुए आवर्धन का कोई लाभ नहीं है। इसी तरह निकास छात्र की गणना $$D_{ep}$$ एपर्चर व्यास का एक विभाजन है $$D$$ और दृश्य आवर्धन $$M$$ इस्तेमाल किया गया। कुछ दूरबीनों के साथ न्यूनतम अक्सर पहुंच योग्य नहीं हो सकता है, बहुत लंबी फोकल लम्बाई वाले टेलीस्कोप को संभव से अधिक लंबी फोकल-लम्बाई ऐपिस की आवश्यकता हो सकती है।

254 मिमी एपर्चर और 7 मिमी एक्ज़िट प्यूपिल का उपयोग करके सबसे कम प्रयोग करने योग्य आवर्धन का एक उदाहरण दिया गया है: $$M_{m} = \frac {D}{D_{ep}} = \frac {254}{7} \approx 36$$, जबकि 254 मिमी एपर्चर और 36x आवर्धन का उपयोग करके बाहर निकलने वाली पुतली का व्यास इसके द्वारा दिया जाता है: $$D_{ep} = \frac {D}{M} = \frac {254}{36} \approx 7$$

इष्टतम
एक उपयोगी संदर्भ है: केवल व्यक्तिगत अनुभव वस्तुओं के लिए सर्वोत्तम इष्टतम आवर्धन निर्धारित करता है, अवलोकन कौशल और देखने की स्थिति पर निर्भर करता है।
 * कम सतह चमक वाली छोटी वस्तुओं (जैसे कि आकाशगंगा) के लिए, मध्यम आवर्धन का उपयोग करें।
 * उच्च सतह चमक वाली छोटी वस्तुओं के लिए (जैसे ग्रहीय नीहारिका), उच्च आवर्धन का उपयोग करें।
 * सतह की चमक पर ध्यान दिए बिना बड़ी वस्तुओं के लिए (जैसे फैलाना नीहारिका), कम आवर्धन का उपयोग करें, अक्सर न्यूनतम आवर्धन की सीमा में।

देखने का क्षेत्र
देखने का क्षेत्र किसी भी समय, एक उपकरण (जैसे, दूरबीन या दूरबीन), या नग्न आंखों के माध्यम से देखे जाने योग्य दुनिया की सीमा है। देखने के क्षेत्र की विभिन्न अभिव्यक्तियाँ हैं, एक ऐपिस की विशिष्टता या ऐपिस और टेलीस्कोप संयोजन से निर्धारित विशेषता। एक भौतिक सीमा संयोजन से उत्पन्न होती है जहां ऑप्टिक्स के विवर्तन के कारण एफओवी को परिभाषित अधिकतम से बड़ा नहीं देखा जा सकता है।

स्पष्ट
देखने का स्पष्ट क्षेत्र (आमतौर पर एएफओवी के रूप में जाना जाता है) ऐपिस के फील्ड स्टॉप का कथित कोणीय आकार है, जिसे आमतौर पर डिग्री_ (कोण) में मापा जाता है। यह ऐपिस के ऑप्टिकल डिज़ाइन की एक निश्चित संपत्ति है, आम तौर पर व्यावसायिक रूप से उपलब्ध ऐपिस 40° से 120° तक स्पष्ट क्षेत्रों की एक श्रृंखला पेश करती है। ऐपिस के देखने का स्पष्ट क्षेत्र ऐपिस के फील्ड स्टॉप व्यास और फोकल लम्बाई के संयोजन से सीमित है, और उपयोग किए गए आवर्धन से स्वतंत्र है।

एक बहुत व्यापक स्पष्ट क्षेत्र के साथ एक ऐपिस में, पर्यवेक्षक यह महसूस कर सकता है कि टेलीस्कोप के माध्यम से दृश्य उनकी परिधीय दृष्टि तक फैला हुआ है, जिससे यह अनुभूति होती है कि वे अब एक ऐपिस के माध्यम से नहीं देख रहे हैं, या वे विषय के करीब हैं। रुचि की तुलना में वे वास्तव में हैं। इसके विपरीत, देखने के एक संकीर्ण स्पष्ट क्षेत्र के साथ एक ऐपिस एक सुरंग या छोटे पोरथोल खिड़की के माध्यम से देखने की अनुभूति दे सकता है, जिसमें ऐपिस का काला क्षेत्र बंद हो जाता है, जो पर्यवेक्षक की अधिकांश दृष्टि पर कब्जा कर लेता है।

देखने का एक व्यापक स्पष्ट क्षेत्र पर्यवेक्षक को ऐसा करने के लिए आवर्धन को कम किए बिना रुचि के विषय (यानी, देखने का एक व्यापक सच्चा क्षेत्र) को और अधिक देखने की अनुमति देता है। हालाँकि, देखने के वास्तविक क्षेत्र, देखने के स्पष्ट क्षेत्र और आवर्धन के बीच संबंध प्रत्यक्ष नहीं है, क्योंकि विरूपण विशेषताओं में वृद्धि होती है जो देखने के व्यापक स्पष्ट क्षेत्रों के साथ सहसंबंधित होती है। इसके बजाय, देखने का वास्तविक क्षेत्र और देखने का स्पष्ट क्षेत्र दोनों ही ऐपिस के फील्ड स्टॉप व्यास के परिणाम हैं।

देखने का स्पष्ट क्षेत्र देखने के वास्तविक क्षेत्र से भिन्न होता है, जहाँ तक देखने का वास्तविक क्षेत्र आवर्धन के साथ भिन्न होता है, जबकि देखने का स्पष्ट क्षेत्र नहीं होता है। वाइड एंगल ऐपिस का वाइड फील्ड स्टॉप टेलीस्कोप के फोकल प्लेन पर बनी वास्तविक छवि के व्यापक हिस्से को देखने की अनुमति देता है, इस प्रकार देखने के परिकलित वास्तविक क्षेत्र को प्रभावित करता है।

एक ऐपिस का दृश्य क्षेत्र आंख द्वारा देखे गए कुल दृश्य चमक को प्रभावित कर सकता है, क्योंकि फील्ड स्टॉप का स्पष्ट कोणीय आकार यह निर्धारित करेगा कि ऑब्जर्वर की रेटिना ऐपिस द्वारा बनाई गई निकास पुतली द्वारा कितनी प्रकाशित होती है। हालाँकि, देखने के स्पष्ट क्षेत्र का दृश्य क्षेत्र के भीतर निहित वस्तुओं की स्पष्ट सतह चमक (अर्थात चमक प्रति इकाई क्षेत्र) पर कोई प्रभाव नहीं पड़ता है।

सच
सही FOV वह चौड़ाई है जो वास्तव में किसी दिए गए ऐपिस/दूरबीन संयोजन के माध्यम से देखी जाती है।

देखने के वास्तविक क्षेत्र की गणना के लिए दो सूत्र हैं:

ऐपिस फील्ड स्टॉप विधि दृश्य विधि के स्पष्ट क्षेत्र की तुलना में अधिक सटीक है, हालांकि सभी ऐपिस में आसानी से जानने योग्य फील्ड स्टॉप व्यास नहीं होता है।
 * 1) दृश्य पद्धति का स्पष्ट क्षेत्र द्वारा दिया गया $$v_{t} = \frac {v_{a}}{M}$$,  कहाँ $$v_{t}$$ सही FOV है, $$v_{a}$$ ऐपिस के देखने का स्पष्ट क्षेत्र है, और $$M$$ आवर्धन का उपयोग किया जा रहा है।
 * 2) ऐपिस फील्ड स्टॉप विधि किसके द्वारा दी गई है $$v_{t} = \frac {d_f}{f_t} \times 57.3$$, कहाँ $$v_{t}$$ सही FOV है, $$d_{f}$$ मिलीमीटर में ऐपिस फील्ड स्टॉप व्यास है और $$f_{t}$$ टेलीस्कोप की फोकल लंबाई मिलीमीटर में है।

अधिकतम
मैक्स एफओवी टेलीस्कोप के ऑप्टिक्स द्वारा सीमित देखने का अधिकतम उपयोगी वास्तविक क्षेत्र है। यह एक भौतिक सीमा है जहां अधिकतम से अधिक वृद्धि अधिकतम बनी रहती है। मैक्स एफओवी $$v_{m}$$ बैरल का आकार है $$B$$ टेलीस्कोप की फोकल लंबाई से अधिक $$f$$ रेडियन से डिग्री में परिवर्तित।

31.75 मिमी (1.25 इंच) के बैरल आकार और 1200 मिमी की फ़ोकल लंबाई वाले टेलीस्कोप का उपयोग करके अधिकतम FOV का उदाहरण दिया गया है: $$v_{m} = B \cdot \frac {\frac {180}{\pi}}{f} \approx 31.75 \cdot \frac {57.2958}{1200} \approx 1.52^\circ$$

दूरबीन से देखना
ऑप्टिकल टेलीस्कोप के कई गुण हैं और एक का उपयोग करके अवलोकन की जटिलता एक कठिन काम हो सकता है; किसी के अवलोकन को अधिकतम करने के तरीके को समझने में अनुभव और प्रयोग प्रमुख योगदानकर्ता हैं। व्यवहार में, टेलीस्कोप के केवल दो मुख्य गुण निर्धारित करते हैं कि अवलोकन कैसे भिन्न होता है: फोकल लम्बाई और एपर्चर। ये इस बात से संबंधित हैं कि ऑप्टिकल सिस्टम किसी ऑब्जेक्ट या रेंज को कैसे देखता है और ऑक्यूलर ऐपिस के माध्यम से कितना प्रकाश इकट्ठा होता है। नेत्रिकाएँ आगे यह निर्धारित करती हैं कि अवलोकनीय विश्व के दृश्य और आवर्धन का क्षेत्र कैसे बदलता है।

देखने योग्य दुनिया
देखने योग्य दुनिया वह है जिसे टेलीस्कोप का उपयोग करके देखा जा सकता है। किसी वस्तु या श्रेणी को देखते समय, प्रेक्षक कई अलग-अलग तकनीकों का उपयोग कर सकता है। क्या देखा जा सकता है और कैसे देखा जा सकता है यह समझना देखने के क्षेत्र पर निर्भर करता है। एक वस्तु को एक ऐसे आकार में देखना जो देखने के क्षेत्र में पूरी तरह से फिट बैठता है, दो टेलीस्कोप गुणों का उपयोग करके मापा जाता है - फोकल लम्बाई और एपर्चर, जिसमें उपयुक्त फोकल लम्बाई (या व्यास) के साथ एक ओकुलर ऐपिस शामिल होता है। अवलोकन योग्य दुनिया और किसी वस्तु के कोणीय व्यास की तुलना करने से पता चलता है कि हम कितनी वस्तु देखते हैं। हालाँकि, ऑप्टिकल सिस्टम के साथ संबंध उच्च सतह चमक का परिणाम नहीं हो सकता है। आकाशीय पिंड अक्सर अपनी विशाल दूरी के कारण मंद होते हैं, और विवरण विवर्तन या अनुपयुक्त ऑप्टिकल गुणों द्वारा सीमित हो सकते हैं।

देखने का क्षेत्र और आवर्धन संबंध
ऑप्टिकल सिस्टम के माध्यम से जो देखा जा सकता है उसे खोजना ऐपिस के साथ शुरू होता है जो देखने और आवर्धन का क्षेत्र प्रदान करता है; आवर्धन दूरबीन और ऐपिस फोकल लंबाई के विभाजन द्वारा दिया जाता है। एक एपर्चर के साथ न्यूटोनियन टेलीस्कोप जैसे एक शौकिया टेलीस्कोप के उदाहरण का उपयोग करना $$D$$ 130 मिमी (5 ) और फ़ोकल लंबाई $$f$$ 650 मिमी (25.5 इंच) का, एक फोकल लंबाई के साथ एक ऐपिस का उपयोग करता है $$d$$ 8 मिमी और स्पष्ट FOV $$v_{a}$$ 52° का। आवर्धन जिस पर देखने योग्य दुनिया को देखा जाता है, वह इसके द्वारा दिया जाता है: $$M = \frac {f}{d} = \frac {650}{8} = 81.25$$. देखने का क्षेत्र $$v_{t}$$ आवर्धन की आवश्यकता होती है, जो दृश्य के स्पष्ट क्षेत्र पर इसके विभाजन द्वारा तैयार की जाती है: $$v_{t} = \frac {v_{a}}{M} = \frac {52}{81.25} = 0.64$$. देखने का परिणामी सच्चा क्षेत्र 0.64° है, जो ओरियन [[ नाब्युला ]] जैसी किसी वस्तु को अनुमति नहीं देता है, जो 65 × 60 ar के कोणीय व्यास के साथ अण्डाकार प्रतीत होता है, टेलीस्कोप के माध्यम से इसकी संपूर्णता में देखा जा सकता है, जहां संपूर्ण नेबुला है देखने योग्य दुनिया के भीतर। इस तरह के तरीकों का उपयोग करने से किसी की देखने की क्षमता में काफी वृद्धि हो सकती है, यह सुनिश्चित करने के लिए कि अवलोकन योग्य दुनिया में संपूर्ण वस्तु शामिल हो सकती है, या वस्तु को एक अलग पहलू में देखने के लिए आवर्धन को बढ़ाना या घटाना है या नहीं।

चमक कारक
इस तरह के आवर्धन पर सतह की चमक काफी कम हो जाती है, जिसके परिणामस्वरूप एक बहुत ही धुंधला दिखाई देता है। एक मंद उपस्थिति के परिणामस्वरूप वस्तु का दृश्य विवरण कम होता है। पदार्थ, वलय, सर्पिल भुजाएँ और गैस जैसे विवरण पर्यवेक्षक से पूरी तरह से छिपे हो सकते हैं, जिससे वस्तु या श्रेणी का बहुत कम पूर्ण दृश्य दिखाई देता है। भौतिकी तय करती है कि दूरबीन के सैद्धांतिक न्यूनतम आवर्धन पर, सतह की चमक 100% होती है। व्यावहारिक रूप से, हालांकि, विभिन्न कारक 100% चमक को रोकते हैं; इनमें टेलीस्कोप की सीमाएं (फोकल लेंथ, ऐपिस फोकल लेंथ आदि) और प्रेक्षक की उम्र शामिल हैं।

आयु चमक में एक भूमिका निभाती है, एक योगदान कारक के रूप में पर्यवेक्षक का छात्र है। उम्र के साथ पुतली स्वाभाविक रूप से व्यास में सिकुड़ जाती है; आम तौर पर स्वीकार किया जाता है कि एक युवा वयस्क की पुतली 7 मिमी व्यास की हो सकती है, एक बड़े वयस्क की पुतली 5 मिमी जितनी छोटी हो सकती है, और एक छोटे व्यक्ति की पुतली 9 मिमी से बड़ी हो सकती है। आवर्धन $$m$$ एपर्चर के विभाजन के रूप में व्यक्त किया जा सकता है $$D$$ और शिष्य $$p$$ व्यास द्वारा दिया गया: $$m = \frac {D}{d} = \frac {130}{7} \approx 18.6$$. एक समस्याग्रस्त उदाहरण स्पष्ट हो सकता है, 100% की सैद्धांतिक सतह चमक प्राप्त करना, क्योंकि ऑप्टिकल सिस्टम की आवश्यक प्रभावी फोकल लंबाई के लिए बहुत बड़े व्यास वाले ऐपिस की आवश्यकता हो सकती है।

कुछ टेलिस्कोप 100% की सैद्धांतिक सतह चमक प्राप्त नहीं कर सकते हैं, जबकि कुछ टेलिस्कोप बहुत छोटे व्यास वाले ऐपिस का उपयोग करके इसे प्राप्त कर सकते हैं। आवर्धन प्राप्त करने के लिए किस नेत्रिका की आवश्यकता है, यह जानने के लिए आवर्धन सूत्र को पुनर्व्यवस्थित किया जा सकता है, जहां अब यह न्यूनतम आवर्धन पर दूरबीन की फोकल लंबाई का विभाजन है: $$ \frac {F}{m} = \frac {650}{18.6} \approx 35$$. 35 मिमी की ऐपिस एक गैर-मानक आकार है और इसे खरीदा नहीं जा सकता है; इस परिदृश्य में 100% प्राप्त करने के लिए 40 मिमी के मानक निर्मित ऐपिस आकार की आवश्यकता होगी। चूंकि ऐपिस की न्यूनतम आवर्धन की तुलना में अधिक फोकल लंबाई होती है, आंखों के माध्यम से व्यर्थ प्रकाश की बहुतायत प्राप्त नहीं होती है।

बाहर निकलें छात्र
आवर्धन को कम करने पर सतह की चमक में वृद्धि की सीमा एक्जिट प्यूपिल है: प्रकाश का एक सिलेंडर जो ऑब्जर्वर के लिए ऐपिस को प्रोजेक्ट करता है। प्रक्षेपित प्रकाश की पूरी मात्रा प्राप्त करने के लिए बाहर निकलने वाली पुतली का व्यास किसी की पुतली से मेल खाना चाहिए या छोटा होना चाहिए; एक बड़ी निकास पुतली के परिणामस्वरूप व्यर्थ प्रकाश होता है। बाहर निकलने वाला छात्र $$e$$ दूरबीन एपर्चर के विभाजन से प्राप्त किया जा सकता है $$D$$ और आवर्धन $$m$$, से प्राप्त डिलीवरी: $$e = \frac {D}{m} = \frac {130}{18.6} \approx 7$$. पुतली और बाहर निकलने वाली पुतली का व्यास लगभग समान होता है, जिससे ऑप्टिकल सिस्टम के साथ व्यर्थ देखने योग्य प्रकाश नहीं मिलता है। एक 7 मिमी पुतलियों की चमक 100% से थोड़ी कम हो जाती है, जहाँ सतह की चमक होती है $$B$$ पुतली के वर्ग द्वारा स्थिरांक 2 के गुणनफल से मापा जा सकता है $$p$$ जिसके परिणामस्वरूप: $$B = 2*p^2 = 2*7^2 = 98$$. यहाँ सीमा पुतली का व्यास है; यह एक दुर्भाग्यपूर्ण परिणाम है और उम्र के साथ घटता जाता है। कुछ नमूदार प्रकाश हानि की उम्मीद है और आवर्धन कम होने से सतह की चमक में वृद्धि नहीं हो सकती है, जब प्रणाली अपने न्यूनतम उपयोग योग्य आवर्धन तक पहुंच जाती है, इसलिए इस शब्द को प्रयोग करने योग्य क्यों कहा जाता है।



इमेज स्केल
टिप्पणियों को रिकॉर्ड करने के लिए सीसीडी का उपयोग करते समय, सीसीडी को फोकल प्लेन में रखा जाता है। इमेज स्केल (जिसे कभी-कभी प्लेट स्केल भी कहा जाता है) यह है कि देखी जा रही वस्तु का कोणीय आकार फोकल प्लेन में अनुमानित छवि के भौतिक आकार से कैसे संबंधित है।

$$i = \frac{\alpha}{s},$$ कहाँ $$i$$ छवि पैमाना है, $$\alpha$$ देखी गई वस्तु का कोणीय आकार है, और $$s$$ अनुमानित छवि का भौतिक आकार है। फोकल लेंथ इमेज स्केल के संदर्भ में है

$$i = \frac{1}{f},$$ कहाँ $$i$$ रेडियन प्रति मीटर (rad/m) में मापा जाता है, और $$f$$ मीटर में मापा जाता है। सामान्य रूप से $$i$$ आर्कसेकंड प्रति मिलीमीटर (/mm) की इकाइयों में दिया गया है। तो अगर फोकल लम्बाई मिलीमीटर में मापा जाता है, तो छवि स्केल है

$$i\ (''/\mathrm{mm}) = \frac{1}{f\ (\mathrm{mm})}\left[\frac{180 \times 3600}{\pi}\right].$$ इस समीकरण की व्युत्पत्ति काफी सीधी है और परिणाम दूरदर्शी को परावर्तित या अपवर्तित करने के लिए समान है। हालांकि, अवधारणात्मक रूप से एक प्रतिबिंबित टेलीस्कोप पर विचार करके इसे प्राप्त करना आसान है। यदि कोणीय आकार के साथ एक विस्तारित वस्तु $$\alpha$$ एक टेलीस्कोप के माध्यम से देखा जाता है, तो प्रतिबिंब और त्रिकोणमिति के नियमों के कारण फोकल प्लेन पर प्रक्षेपित छवि का आकार होगा

$$s = \tan(\alpha) f.$$ इमेज स्केल (प्रोजेक्टेड इमेज के आकार से विभाजित वस्तु का कोणीय आकार) होगा

$$i = \frac{\alpha}{s} = \frac{\alpha}{\tan(\alpha) f},$$ और लघु कोण संबंध का उपयोग करके $$\tan(a) \approx a$$, कब $$a \ll 1$$ (एनबी केवल मान्य है $$a$$ रेडियन में है), हम प्राप्त करते हैं

$$i = \frac{\alpha}{\alpha f} = \frac{1}{f}.$$

अपूर्ण छवियां
कोई भी टेलीस्कोप एक सटीक छवि नहीं बना सकता। भले ही एक परावर्तक दूरदर्शी में एक पूर्ण दर्पण हो सकता है, या एक अपवर्तक दूरदर्शी में एक पूर्ण लेंस हो सकता है, एपर्चर विवर्तन के प्रभाव अपरिहार्य हैं। हकीकत में, सही दर्पण और सही लेंस मौजूद नहीं हैं, इसलिए एपर्चर विवर्तन के अलावा ऑप्टिकल सिस्टम में इमेज एबेरेशन को ध्यान में रखा जाना चाहिए। छवि विपथन को दो मुख्य वर्गों, मोनोक्रोमैटिक और पॉलीक्रोमैटिक में विभाजित किया जा सकता है। 1857 में, फिलिप लुडविग वॉन सेडेल (1821-1896) ने पहले क्रम के मोनोक्रोमैटिक विपथन को पांच घटक विपथन में विघटित कर दिया। अब उन्हें आम तौर पर पांच सेडेल विपथन के रूप में जाना जाता है।

पांच सीडल विपथन

 * गोलाकार विपथन: पराक्षीय किरणों और सीमांत किरणों के बीच फोकल लंबाई में अंतर, वस्तुनिष्ठ व्यास के वर्ग के समानुपाती।
 * कोमा (प्रकाशिकी) : एक दोष जिसके कारण बिंदु पुच्छ के साथ प्रकाश के धूमकेतु जैसे असममित पैच के रूप में दिखाई देते हैं, जो माप को बहुत ही सटीक बनाता है। इसका परिमाण आमतौर पर ऑप्टिकल साइन प्रमेय से निकाला जाता है।
 * दृष्टिवैषम्य (ऑप्टिकल सिस्टम): एक बिंदु की छवि धनु और स्पर्शरेखा foci पर और बीच में (कोमा की अनुपस्थिति में) एक अण्डाकार आकार बनाती है।
 * पेटज़वल फ़ील्ड वक्रता: पेटज़वल फ़ील्ड वक्रता का अर्थ है कि छवि, एक समतल में लेटने के बजाय, वास्तव में एक घुमावदार सतह पर स्थित है, जिसे खोखली या गोल के रूप में वर्णित किया गया है। यह समस्या तब पैदा करता है जब एक फ्लैट इमेजिंग डिवाइस का उपयोग किया जाता है, उदाहरण के लिए, एक फोटोग्राफिक प्लेट या सीसीडी इमेज सेंसर।
 * विरूपण (ऑप्टिक्स): या तो बैरल या पिनकुशन, एक रेडियल विरूपण जिसे कई छवियों को जोड़ते समय ठीक किया जाना चाहिए (एक नयनाभिराम फोटोग्राफी में कई तस्वीरों को सिलाई करने के समान)।

ऑप्टिकल दोषों को हमेशा उपरोक्त क्रम में सूचीबद्ध किया जाता है, क्योंकि यह बाहर निकलने/प्रवेश करने वाले विद्यार्थियों की चाल के माध्यम से पहले क्रम विचलन के रूप में उनकी अन्योन्याश्रितता को व्यक्त करता है। पहला सीडल विपथन, गोलाकार विपथन, निकास पुतली की स्थिति से स्वतंत्र है (क्योंकि यह अक्षीय और अतिरिक्त-अक्षीय पेंसिल के लिए समान है)। दूसरा, कोमा, पुतली की दूरी और गोलाकार विपथन के कार्य के रूप में बदलता है, इसलिए यह प्रसिद्ध परिणाम है कि केवल पुतली को घुमाकर गोलाकार विपथन से मुक्त लेंस में कोमा को ठीक करना असंभव है। समान निर्भरताएँ सूची में शेष विपथन को प्रभावित करती हैं।

रंगीन विपथन

 * अनुदैर्ध्य रंगीन विपथन: जैसा कि गोलाकार विपथन के साथ होता है, यह अक्षीय और तिरछी पेंसिल के लिए समान होता है।
 * अनुप्रस्थ रंगीन विपथन (आवर्धन का रंगीन विपथन)

खगोलीय अनुसंधान दूरबीन
17 वीं शताब्दी की शुरुआत में उनके आविष्कार के समय से खगोलीय अनुसंधान में ऑप्टिकल टेलीस्कोप का उपयोग किया गया है। ऑप्टिकल तकनीक के आधार पर वर्षों में कई प्रकारों का निर्माण किया गया है, जैसे कि अपवर्तन और परावर्तन, प्रकाश या वस्तु की छवि की प्रकृति, और यहां तक ​​कि जहां उन्हें रखा गया है, जैसे कि अंतरिक्ष दूरबीन। कुछ को उनके द्वारा किए जाने वाले कार्य के आधार पर वर्गीकृत किया जाता है, जैसे कि सौर दूरबीन

बड़े परावर्तक
लगभग सभी बड़े शोध-श्रेणी के खगोलीय टेलीस्कोप रिफ्लेक्टर होते हैं। कुछ कारण हैं:
 * एक लेंस में सामग्री की पूरी मात्रा को अपूर्णता और असमानता से मुक्त होना चाहिए, जबकि एक दर्पण में केवल एक सतह को पूरी तरह से पॉलिश करना होता है।
 * विभिन्न रंगों का प्रकाश निर्वात के अतिरिक्त किसी माध्यम में भिन्न-भिन्न गति से गमन करता है। यह रंगीन विपथन का कारण बनता है।
 * रिफ्लेक्टर प्रकाश के एक व्यापक स्पेक्ट्रम में काम करते हैं क्योंकि कुछ तरंग दैर्ध्य कांच के तत्वों से गुजरते समय अवशोषित हो जाते हैं जैसे कि रेफ्रेक्टर या कैटैडोप्ट्रिक में पाए जाते हैं।
 * बड़े-व्यास वाले लेंसों के निर्माण और हेरफेर में तकनीकी कठिनाइयाँ शामिल हैं। उनमें से एक यह है कि सभी वास्तविक पदार्थ गुरुत्वाकर्षण में शिथिल हो जाते हैं। एक लेंस को केवल उसकी परिधि द्वारा धारण किया जा सकता है। दूसरी ओर, एक दर्पण को उसके प्रतिबिंबित चेहरे के विपरीत पूरे पक्ष द्वारा समर्थित किया जा सकता है।

उपयोग किए जा रहे उपकरण के प्रकार और आकार के आधार पर, अधिकांश बड़े शोध परावर्तक विभिन्न फोकल विमानों पर काम करते हैं। इनमें रिफ्लेक्टिंग टेलिस्कोप # मुख्य दर्पण का मुख्य फोकस, कैसग्रेन टेलीस्कोप (प्राथमिक दर्पण के पीछे वापस नीचे की ओर उछलता हुआ प्रकाश), और यहां तक ​​​​कि टेलिस्कोप के बाहरी सभी एक साथ (जैसे रिफ्लेक्टिंग टेलिस्कोप # नस्मिथ और कौडे फोकस | नैस्मिथ और कौडे शामिल हैं। केंद्र)। मल्टीपल मिरर टेलीस्कोप (MMT) द्वारा टेलीस्कोप बनाने के एक नए युग का उद्घाटन किया गया, जिसमें 4.5 मीटर व्यास के दर्पण को संश्लेषित करने वाले छह खंडों से बना एक दर्पण था। इसे अब एक 6.5 मीटर के दर्पण से बदल दिया गया है। इसके उदाहरण के बाद 10 मीटर खंड वाले दर्पणों के साथ केके टेलिस्कोप का अनुसरण किया गया।

जमीन पर स्थित सबसे बड़े मौजूदा टेलीस्कोप में 6 से 11 मीटर व्यास के बीच का एक प्राथमिक दर्पण होता है। टेलीस्कोप की इस पीढ़ी में, दर्पण आमतौर पर बहुत पतला होता है, और एक्ट्यूएटर्स की एक सरणी द्वारा इष्टतम आकार में रखा जाता है (सक्रिय प्रकाशिकी देखें)। इस तकनीक ने 30, 50 और यहां तक ​​कि 100 मीटर के व्यास वाले भविष्य केके टेलीस्कोप के लिए नए डिजाइन तैयार किए हैं।

अपेक्षाकृत सस्ते, बड़े पैमाने पर उत्पादित ~2 मीटर टेलीस्कोप हाल ही में विकसित किए गए हैं और उन्होंने खगोल विज्ञान अनुसंधान पर महत्वपूर्ण प्रभाव डाला है। ये कई खगोलीय लक्ष्यों की लगातार निगरानी करने और आकाश के बड़े क्षेत्रों का सर्वेक्षण करने की अनुमति देते हैं। कई रोबोटिक टेलीस्कोप हैं, इंटरनेट पर नियंत्रित कंप्यूटर (उदाहरण के लिए लिवरपूल टेलीस्कोप और फाल्केस टेलिस्कोप नॉर्थ और Faulkes टेलीस्कोप दक्षिण देखें), खगोलीय घटनाओं के स्वचालित अनुवर्ती की अनुमति देता है।

प्रारंभ में दूरबीनों में प्रयुक्त संसूचक मानव नेत्र था। बाद में, संवेदनशील फोटोग्राफिक प्लेट ने अपना स्थान ले लिया, और स्पेक्ट्रोग्राफ पेश किया गया, जिससे वर्णक्रमीय जानकारी एकत्र की जा सके। फोटोग्राफिक प्लेट के बाद, इलेक्ट्रॉनिक डिटेक्टरों की लगातार पीढ़ियों, जैसे चार्ज-युग्मित डिवाइस (सीसीडी), को अधिक संवेदनशीलता और संकल्प के साथ, और अक्सर एक व्यापक तरंग दैर्ध्य कवरेज के साथ सिद्ध किया गया है।

वर्तमान अनुसंधान दूरबीनों में चुनने के लिए कई उपकरण हैं जैसे:
 * इमेजर्स, विभिन्न वर्णक्रमीय प्रतिक्रियाओं के
 * स्पेक्ट्रोग्राफ, स्पेक्ट्रम के विभिन्न क्षेत्रों में उपयोगी
 * ध्रुवणमापक, जो प्रकाश ध्रुवीकरण (तरंगों) का पता लगाते हैं।

ऑप्टिकल विवर्तन की घटना संकल्प और छवि गुणवत्ता की एक सीमा निर्धारित करती है जिसे एक टेलीस्कोप प्राप्त कर सकता है, जो हवादार डिस्क का प्रभावी क्षेत्र है, जो सीमित करता है कि दो ऐसी डिस्क कितनी करीब रखी जा सकती हैं। इस पूर्ण सीमा को विवर्तन सीमा कहा जाता है (और रेले मानदंड, दाऊस सीमा या स्पैरो की संकल्प सीमा द्वारा अनुमानित किया जा सकता है)। यह सीमा अध्ययन किए गए प्रकाश की तरंग दैर्ध्य पर निर्भर करती है (ताकि लाल प्रकाश की सीमा नीले प्रकाश की सीमा से बहुत पहले आ जाए) और दूरबीन के दर्पण के व्यास पर निर्भर करती है। इसका मतलब यह है कि एक निश्चित दर्पण व्यास वाला एक टेलीस्कोप सैद्धांतिक रूप से एक निश्चित तरंग दैर्ध्य पर एक निश्चित सीमा तक हल कर सकता है। पृथ्वी पर पारंपरिक दूरबीनों के लिए, विवर्तन सीमा लगभग 10 सेमी से बड़ी दूरबीनों के लिए प्रासंगिक नहीं है। इसके बजाय, खगोलीय दृष्टि, या वातावरण के कारण धुंधलापन, संकल्प सीमा निर्धारित करता है। लेकिन अंतरिक्ष में, या यदि अनुकूली प्रकाशिकी का उपयोग किया जाता है, तो विवर्तन सीमा तक पहुँचना कभी-कभी संभव होता है। इस बिंदु पर, यदि उस तरंग दैर्ध्य पर अधिक रिज़ॉल्यूशन की आवश्यकता होती है, तो एक व्यापक दर्पण का निर्माण करना पड़ता है या आस-पास की दूरबीनों की एक सरणी का उपयोग करके एपर्चर संश्लेषण किया जाता है।

हाल के वर्षों में, भू-आधारित दूरबीनों पर पृथ्वी के वायुमंडल के कारण होने वाली विकृतियों को दूर करने के लिए कई प्रौद्योगिकियां विकसित की गई हैं, जिनके अच्छे परिणाम मिले हैं। अनुकूली प्रकाशिकी, धब्बेदार इमेजिंग और ऑप्टिकल इंटरफेरोमेट्री#खगोलीय ऑप्टिकल इंटरफेरोमेट्री देखें।

यह भी देखें

 * खगोल विज्ञान
 * एस्ट्रोफोटोग्राफी
 * शौकिया दूरबीन बनाना
 * बहतिनोव मुखौटा
 * दूरबीन
 * केरी मुखौटा
 * चीनी फ्यूचर जायंट टेलीस्कोप
 * क्षेत्र की गहराई
 * डिप्लाइडोस्कोप
 * ग्लोब प्रभाव
 * हार्टमैन मुखौटा
 * प्रकाशिकी का इतिहास
 * ऑप्टिकल टेलीस्कोप की सूची
 * सबसे बड़ी ऑप्टिकल परावर्तक दूरबीनों की सूची (दर्पणों के साथ)
 * सबसे बड़े ऑप्टिकल अपवर्तक दूरबीनों की सूची (लेंस के साथ)
 * ऐतिहासिक रूप से सबसे बड़ी ऑप्टिकल दूरबीनों की सूची
 * सौर दूरबीनों की सूची (सूर्य के लिए)
 * अंतरिक्ष दूरबीनों की सूची
 * दूरबीन प्रकार की सूची

बाहरी संबंध

 * Notes on AMATEUR TELESCOPE OPTICS
 * Online Telescope Math Calculator
 * The Resolution of a Telescope
 * skyandtelescope.com – What To Know (about telescopes)