Resolutie

Wat het voor de observatie betekent en hoe u met een eenvoudige formule de resolutie van een telescoop kunt achterhalen.

De resolutie van een telescoop is een belangrijke parameter. Deze neemt toe naarmate de opening van het objectief groter wordt. Als de telescoop een hoge resolutie heeft, kunt u fijne details in de objecten zien. Maar wat zit er nog meer achter?

Misschien bent u bij uw oogarts geweest en hebt u de term "visus" gehoord? De oogarts is opgetogen wanneer u een optimale gezichtsscherpte bereikt en spreekt dan van visus 1,0. Deze waarde komt overeen met een resolutie van één boogminuut. Sommige mensen bereiken echter niet zo'n hoge resolutie en anderen bereiken zelfs een iets hogere - dit zit in de aard der zaak en is volkomen normaal.

De resolutie van het blote oog bedraagt overdag ongeveer 1 boogminuut en 's nachts ongeveer 2 boogminuten. U kunt met het oog zelfs een paar dubbelsterren herkennen, zoals "Het Ruitertje" in de steelpan in de Grote Beer: de middelste ster van de steel, Mizar, en zijn kleinere metgezel Alcor stonden al in de oudheid bekend als oogtesters.

Hoe kleiner de hoek tussen twee dubbelsterren of details op de planeten, hoe groter de opening die nodig is om een hogere resolutie te bereiken en de objecten te onderscheiden. Het scheidend vermogen van twee objecten wordt vaak scheidingsscherpte of "minimum separabile" genoemd.

Door de grote openingen van de telescopen kan een zeer hoge resolutie worden behaald. Terwijl een 50mm-telescoop een scheidend vermogen heeft van ongeveer 2,7 boogseconden, haalt een 200mm-telescoop al 0,7 boogseconden. Met deze resolutie kunnen deze telescopen twee sterren die even ver uit elkaar staan, duidelijk van elkaar scheiden. Een factor voor de resolutie is ook de grootte van de diffractieschijven die in de telescoop worden gecreëerd. Hoe hoger de resolutie van een telescoop, hoe kleiner de diffractieschijven in de telescoop lijken.

De resolutie is eenvoudig te berekenen:

Resolutie = 138 / apertuur van de telescoop in mm.

Deze berekening is een formule volgens Rayleigh en geeft een scheidend vermogen aan waarbij bijvoorbeeld een dubbelstersysteem nog duidelijk als afzonderlijke sterren kan worden onderscheiden.

Voor enkele gebruikelijke diafragma's van telescopen resulteert dit in de volgende oplossende vermogens volgens Rayleigh:

• 60mm = 2,3"
• 80mm = 1,7"
• 100mm = 1,3"
• 120mm = 1,15"
• 150mm = 0,92"
• 200mm = 0,69"
• 250mm = 0,55"

Natuurlijk zijn dit theoretische waarden die men niet voor 100% naar de praktijk kan overbrengen. Dit komt omdat de resolutie van een telescoop normaal beperkt is tot ongeveer 1 boogseconde door de luchtturbulentie in de atmosfeer. Dit betekent dat telescopen met een apertuur van meer dan 120 mm in dit bereik geen reële winst opleveren.

De hoekresolutie, ook bekend als scheidend vermogen, geeft aan hoe klein de elongatie van twee objecten mag zijn om nog als twee objecten te kunnen worden herkend. De elongatie wordt aangegeven in boogseconden ("): 1" = 1/3600°

De beste testobjecten zijn dubbelsterren, met name sterren waarvan de twee onderdelen bijna even helder zijn. Er bestaan twee criteria om de hoekresolutie te bepalen:

• het Rayleigh-criterium stamt uit de buigingstheorie: twee objecten kunnen apart worden waargenomen als het maximum van het ene object in het buigingsminimum van het tweede object valt. Voor een dubbelstersysteem lijkt dat op een 8. Volgens de buigingstheorie geldt voor een golflengte van 550 nanometer (de hoogste gevoeligheid van het menselijk oog): hoekresolutie in boogseconden = 138 / opening in mm. Een telescoop met 120mm opening toont een dubbelstersysteem dus met een 1,15" afstand van de beide componenten als een 8.
• Het Dawes-criterium is een empirische formule die gebaseerd is op waarnemingen. Een ster kan dus nog steeds als een dubbelster worden herkend, ook al ziet hij er ovaal uit, dus eerder als een 0 dan een 8. Uit ervaring kan de hoekresolutie als volgt worden berekend: hoekresolutie in boogseconden = 117 / opening in mm. De 120 millimeter telescoop zou een dubbelster dus met 0,9" als ovaal object tonen.

Technisch gezien wordt de hoekresolutie dus bepaald door de opening van de telescoop: hoe groter het diafragma, des te dichterbij dubbelsterren of structuren op planeten kunnen zijn om als zodanig te worden herkend. In de praktijk is het echter vooral de lichtvervuiling ("seeing") die een belangrijke factor speelt en het oplossend vermogen tot een boogseconde beperkt. Een andere factor is de temperatuur van de telescoop. Die moet voor observatie worden aangepast aan de omgevingstemperatuur.