Teleskoop: erinevus redaktsioonide vahel

Eemaldatud sisu Lisatud sisu

Reasisene

Redaktsioon: 19. oktoober 2020, kell 10:06

Teleskoop (vanakreeka sõnadest tēle 'kaugele, kaugel' ja skopeō 'vaatan') on seade kaugete objektide uurimiseks. Teleskoop kogub ja koondab elektromagnetilist kiirgust. Kõige levinumad on optilised teleskoobid, mis koondavad nähtavat valgust, samuti ultraviolett- ja infrapunakiirgust. Valgusest pikemaid laineid kasutavad raadioteleskoobid, lühemaid laineid röntgenteleskoobid ja gammateleskoobid.

Optiline teleskoop suurendab kaugete objektide näivaid nurkmõõtmeid ja objektide näivat heledust. Teleskoopide optikasüsteem koosneb läätsedest või/ja peeglitest. Optikasüsteemi ülesanne on tekitada kujutis, mida on võimalik vaadelda ja ka jäädvustada.

Valgust koondava elemendina on optikasüsteemis objektiiv, mille peamisteks parameetriteks on fookuskaugus ehk kui kaugel objektiivist tekib kauge objekti kujutis, ja apertuur ehk objektiivi efektiivne ava, mille suurust väljendab selle läbimõõt. Kujutise jälgimiseks on optikasüsteemis okulaar, millega vaadeldakse ja suurendatakse objektiivi tekitatud kujutist.

Optiliste teleskoopide tüübid

Optilisi teleskoope liigitatakseoptikasüsteemi valgust koondavate elementide järgi järgmiselt.

Refraktor ehk dioptriline teleskoop, mille objektiiviks on koondav lääts.
- Galilei teleskoop (1609), mille objektiiviks oli algselt üksainus tasakumer lääts ja okulaariks tasanõgus lääts. Tekitab näiva kujutise, mida ei saa. fotograafiliselt jäädvustada.
- Kepleri teleskoop, mille okulaar on kumerlääts ja saadakse tõeline kujutis.
Reflektor ehk katoptriline teleskoop, mille objektiiviks on nõguspeegel.
- Newtoni teleskoop (1668), esimene reaalselt valmisehitatud peegelteleskoop. Objektiiv ehk peapeegel on kas sfääriline või paraboolne nõguspeegel, koonduv kiirtekimp suunatakse teleskoobi torust välja optilise telje suhtes 45-kraadise nurga all oleva tasapinnalise nn sekundaarpeegliga.
- Gregoriuse teleskoop, mille peapeegel on sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel elliptiline nõguspeegel. Kuigi see optikasüsteem oli välja pakutud enne Newtoni süsteemi, ei võimaldanud 17. sajandil optikatööstuse tase selliseid teleskoope valmistada.
- Cassegraini teleskoop, mille peapeegel on sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel aga hüperboolne kumerpeegel, mis peegeldab koonduva kiirtekimbu (fookuskaugust seejuures suurendades) läbi peapeegli keskel oleva ava fookusesse.
- Richie-Chretieni teleskoop, millel on nii pea- kui sekundaarpeeglid hüperboolsed, fokaaltasand on väga suures ulatuses moonutusvaba. Selline optikasüsteem on näiteks Hubble'i kosmoseteleskoobil.
Katadioptriline teleskoop, mille optikasüsteem koosneb nii peeglitest kui ka läätsedest.
- Schmidti kaamera, mille leiutas Eestist pärit Bernhard Schmidt 1930. aastal. Selles skeemis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli kujutist peegli ette asetatud õhukese korrektsiooniläätsega, mille ristlõige piki raadiust on lainekujuline. Kaamera tekitab kujutise teleskoobi kõverpinnal asuvasse fookusesse, mis paikneb korrektsiooniläätse ja peegli vahel, sageli kasutatakse fokaaltasandil tekkiva kujutise väljatoomiseks mõnda peegelteleskoobi, näiteks Cassegraini või Newtoni süsteemi. Sel juhul nimetatakse optilist süsteemi Schmidti-Cassegraini või Schmidti-Newtoni süsteemiks.
- Maksutovi teleskoop ehk meniskteleskoop, milles korrigeeritakse sfäärilise peapeegli moonutusi õhukese kumernõgusa läätsega meniskiga. Kujutise väljatoomiseks kasutatakse harilikult kumerpeeglit, mis tihti moodustatakse meniski keskosa sisepinnale.

Kõikidest teleskoobitüüpidest on läbi aegade loodud arvukalt modifikatsioone, mis erinevad prototüüpidest eelkõige optiliste pindade arvu või lisaelementide (läätsede, peeglite) poolest.

Teleskoopide omadused

Teleskoopide omadusi saab iseloomustada mitme parameetriga, mõned olulisemad on järgmised.

Nurklahutusvõime

Nurklahutusvõimet arvutatakse Rayleigh' kriteeriumist lähtudes valemiga

\alpha _{R}={\frac {1,22\cdot \lambda }{D}},

kus $\alpha _{R}$ on nurklahutusvõime radiaanides, $\lambda$ on elektromagnetkiirguse (erijuhul nähtava valguse) lainepikkus ning $D$ apertuuri läbimõõt. Seejuures tuleb silmas pidada, et nii lainepikkust kui apertuuri tuleb esitada sama mõõtühikuga. Saamaks teleskoobi lahutusvõimet kaaresekundites, tuleb $\alpha _{R}$ korrutada arvuga 206 265 (nii palju on kaaresekundeid radiaanis).

Näiteks rohelise valguse ( $\lambda =550$ nanomeetrit) jaoks võib nurklahutusvõime arvutamiseks kasutada toodud valemi lihtsustust:

\alpha _{R}={\frac {138}{D}},

kus $\alpha _{R}$ on teleskoobi nurklahutusvõime kaaresekundites ning $D$ teleskoobi apertuuri läbimõõt millimeetrites.

Mastaap

Mastaap on pöördvõrdeline fookuskaugusega:

S={\frac {206265}{F}},

kus $S$ on mastaap, ühikuga kaaresekundit millimeetrile, ning $F$ on teleskoobi fookuskaugus millimeetrites. Mida pikem on teleskoobi fookuskaugus, seda suurem on taevakeha kujutis fokaaltasandil (fookust läbival optilise telje risttasandil). Kujutise läbimõõt fokaaltasandil on siis arvutatav seosest

d={\frac {\alpha ^{''}}{S}},

kus $\alpha ^{''}$ on taevakeha nurkläbimõõt ja $S$ kujutise mastaap. Näiteks: Päikese või Kuu (nurkläbimõõt keskmiselt 30 kaareminutit ehk 1800 kaaresekundit) kujutise keskmine läbimõõt 1-meetrise fookuskaugusega teleskoobi fookuses on 8,73 millimeetrit, 10-meetrise fookuskaugusega teleskoobi korral aga 87,3 millimeetrit.

Teleskoobi suurendus

Teleskoobi suurendus on võrdne objektiivi fookuskauguse $F$ ja okulaari fookuskauguse $f$ suhtega:

M={\frac {F}{f}}

Suurendust muudetakse okulaari fookuskauguse muutmisega, harilikult okulaari vahetamisega.

Minimaalne ja maksimaalne kasulik suurendus

Teleskoobi minimaalse kasuliku suurenduse määrab inimese silm, täpsemalt silmaava maksimaalne läbimõõt. Täielikult pimedusega kohanenud silmaava läbimõõt on umbes 7 millimeetrit. Minimaalne suurendus leitakse teleskoobi apertuuri ja silmaava läbimõõdu jagatisena. Näiteks 100-millimeetrise apertuuriga teleskoobil on see umbes 14 korda. Kui kasutada teleskoobiga veel väiksemat suurendust, läheb osa objektiivi poolt kogutud valgusest silmaavast kasutult mööda.

Teleskoobiga ei ole võimalik saada kuitahes suurt suurendust. Kui suurendust hakata tõstma, jõutakse ühel hetkel selleni, et suurendatakse üha suuremaks kettaks teleskoobis tekkivat difraktsioonkujutist ning suurenduse tõstmisel mingeid uusi detaile enam nähtavale ei tule. Maksimaalseks kasulikuks suurenduseks loetakse tavaliselt suurendust, mille arvväärtus on apertuuri läbimõõt millimeetrites korda 2.

Valgusjõud

Teleskoobi valgusjõudu esitatakse fookuskauguse ja apertuuri läbimõõdu suhtena. Saadud suhet nimetatakse ka suhteliseks avaks ning tähistatakse tavaliselt näiteks F/10 või F10. Mida valgusjõulisem on teleskoop, seda suurem on suhteline ava. Sama apertuuri läbimõõdu korral on valgusjõulisem lühema fookuskaugusega teleskoop ning sama fookuskauguse korral on valgusjõulisem teleskoop, mille apertuur on suurem.

Välislingid

Katrin Laas. Optilised süsteemid ja nende lahutusvõime – Teleskoop

@@ 1. rida: / 1. rida: @@
+[[Pilt:Kepler EQ.svg|pisi|Optiline teleskoop]]
-{{See artikkel| räägib instrumendist; tähtkuju kohta vaata [[Teleskoop (tähtkuju)]]; kala kohta vaata artiklit [[Teleskoopkala]]}}
-{{ToimetaAeg|kuu=mai|aasta=2013}}
-{{keeletoimeta}}{{allikad}}
-[[Pilt:Teleskoop Tartu Tähetorni juures Tartu hansapäevade Teaduslinnas, 20. juuli 2012.JPG|pisi|Teleskoop [[Tartu Hansapäevad]]e Teaduslinnas, juuli 2012]]
-'''Teleskoop''' ([[Vanakreeka keel|vanakreeka]] sõnadest ''tēle'' 'kaugele, kaugel' ja ''skopeō'' 'vaatan') on vahend kaugete objektide uurimiseks.
+'''Teleskoop''' ([[Vanakreeka keel|vanakreeka]] sõnadest ''tēle'' 'kaugele, kaugel' ja ''skopeō'' 'vaatan') on seade kaugete objektide uurimiseks. Teleskoop kogub ja koondab [[elektromagnetkiirgus |elektromagnetilist kiirgust]]. Kõige levinumad on optilised teleskoobid, mis koondavad nähtavat valgust, samuti [[ultraviolettkiirgus |ultraviolett]]- ja [[infrapunakiirgus]]t. Valgusest pikemaid laineid kasutavad [[raadioteleskoop |raadioteleskoobid]], lühemaid laineid [[röntgenteleskoop |röntgenteleskoobid]] ja [[gammateleskoop |gammateleskoobid]].
-'''Optiline teleskoop''' on [[optika|optiline]] [[instrument]], mis kogub ja koondab [[elektromagnetkiirgus|elektromagnetilist kiirgust]]. Teleskoobid suurendavad kaugete objektide näivaid [[nurkmõõt]]meid ja objektide näivat [[heledus]]t. Teleskoopide optiline skeem koosneb ühest või rohkemast kumerast optikaelemendist – [[lääts]]est või [[peegel|peeglist]]. Optilise skeemi ülesanne on koondada elektromagnetilist kiirgust [[fookus]]esse, kus tekib [[kujutis (optika)|kujutis]], mida on võimalik vaadelda ja reeglina ka jäädvustada.
+Optiline teleskoop suurendab kaugete objektide näivaid [[nurkmõõt]]meid ja objektide näivat [[heledus]]t. Teleskoopide [[optikasüsteem]] koosneb  [[lääts]]edest või/ja [[peegel|peeglitest]]. Optikasüsteemi ülesanne on tekitada [[kujutis (optika)|kujutis]], mida on võimalik vaadelda ja ka jäädvustada.
-Optilisi teleskoope kasutatakse laialdaselt [[astronoomia]]s, kuid ka paljudes mitteastronoomilistes instrumentides, nagu näiteks [[teodoliit]]ides, [[binokkel|binoklites]], fotoobjektiivides jne.
-Valgust koondava elemendina on optilises skeemis alati olemas [[objektiiv]]. Objektiivi parameetriteks on [[fookuskaugus]] ehk kui kaugel objektiivist tekib lõpmata kauge objekti kujutis; ja [[apertuur]] ehk objektiivi [[efektiivne]] läbimõõt. Kui teleskoopi kasutatakse visuaalseks vaatlemiseks, peab optilises skeemis olema [[okulaar]], mille abil muudetakse nähtavaks ja suurendatakse fookuses olev [[kujutis (optika)|kujutis]].
+Valgust koondava elemendina on optikasüsteemis [[objektiiv]], mille peamisteks parameetriteks on [[fookuskaugus]] ehk kui kaugel objektiivist tekib kauge objekti kujutis, ja [[apertuur]] ehk objektiivi efektiivne ava, mille suurust väljendab selle läbimõõt. Kujutise jälgimiseks on optikasüsteemis [[okulaar]], millega vaadeldakse ja suurendatakse objektiivi tekitatud kujutist.
-==Teleskoopide tüübid==
+==Optiliste teleskoopide tüübid==
 [[Pilt:ApoRef.png|pisi|Kepleri teleskoop]]
-[[Pilt:Kepler EQ.svg|pisi]]
 [[Pilt:Newtontelescope.png|pisi|Newtoni teleskoop]]
 [[Pilt:Casegraintelescope.png|pisi|Cassegraini teleskoop]]
 [[Pilt:Schmidt-Newton.png|pisi|Schmidt-Newton teleskoop]]
+Optilisi teleskoope liigitatakseoptikasüsteemi valgust koondavate elementide järgi järgmiselt.
+#[[Refraktor]] ehk dioptriline teleskoop, mille objektiiviks on koondav [[lääts]].
+#*[[Galileo Galilei|Galilei]] teleskoop ([[1609]]), mille objektiiviks oli algselt üksainus tasakumer lääts ja okulaariks tasanõgus lääts. Tekitab näiva [[kujutis (optika)|kujutise]], mida ei saa. [[fotograafia|fotograafiliselt]] jäädvustada.
+#*[[Johannes Kepler|Kepleri]] teleskoop, mille okulaar on [[kumerlääts]] ja saadakse tõeline kujutis.
+#[[Reflektor]] ehk katoptriline teleskoop, mille objektiiviks on nõguspeegel.
+#*[[Isaac Newton|Newtoni]] teleskoop ([[1668]]), esimene reaalselt valmisehitatud peegelteleskoop. Objektiiv ehk peapeegel on kas [[sfäär]]iline või [[parabool]]ne nõguspeegel, koonduv kiirtekimp suunatakse teleskoobi torust välja [[optiline telg |optilise telje]] suhtes 45-kraadise nurga all oleva [[tasapeegel|tasapinnalise]] nn sekundaarpeegliga.
+#*Gregoriuse teleskoop, mille peapeegel on sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel elliptiline nõguspeegel. Kuigi see optikasüsteem oli välja pakutud enne Newtoni süsteemi, ei võimaldanud 17. sajandil optikatööstuse tase selliseid teleskoope valmistada.
+#*[[Cassegraini teleskoop]], mille peapeegel on sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel aga [[hüperbool]]ne kumerpeegel, mis peegeldab koonduva kiirtekimbu (fookuskaugust seejuures suurendades) läbi peapeegli keskel oleva ava fookusesse.
+#*Richie-Chretieni teleskoop, millel on nii pea- kui sekundaarpeeglid hüperboolsed, fokaaltasand on väga suures ulatuses moonutusvaba. Selline optikasüsteem on näiteks [[Hubble'i kosmoseteleskoop|Hubble'i kosmoseteleskoobil]].
+#[[Katadioptriline teleskoop]], mille optikasüsteem koosneb nii peeglitest kui ka läätsedest.
+#*[[Schmidti kaamera]], mille leiutas [[Eesti]]st pärit [[Bernhard Schmidt]] [[1930]]. aastal. Selles skeemis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli kujutist peegli ette asetatud õhukese korrektsiooniläätsega, mille ristlõige piki raadiust on lainekujuline. Kaamera tekitab kujutise teleskoobi kõverpinnal asuvasse fookusesse, mis paikneb korrektsiooniläätse ja peegli vahel, sageli kasutatakse fokaaltasandil tekkiva kujutise väljatoomiseks mõnda peegelteleskoobi, näiteks Cassegraini või Newtoni süsteemi. Sel juhul nimetatakse optilist süsteemi Schmidti-Cassegraini või Schmidti-Newtoni süsteemiks.
+#*[[Dmitry Maksutov |Maksutovi]] teleskoop ehk meniskteleskoop, milles korrigeeritakse sfäärilise peapeegli moonutusi õhukese kumernõgusa läätsega [[Menisk (optika)|meniskiga]]. Kujutise väljatoomiseks kasutatakse harilikult kumerpeeglit, mis tihti moodustatakse meniski keskosa sisepinnale.
+Kõikidest teleskoobitüüpidest on läbi aegade loodud arvukalt modifikatsioone, mis erinevad prototüüpidest eelkõige optiliste pindade arvu või lisaelementide (läätsede, peeglite) poolest.
-Optilisi teleskoope liigitatakse valgust koondavate elementide (optikasüsteemide) järgi järgmiselt:
-#[[Refraktor]]i ehk dioptrilise teleskoobi puhul kasutatakse objektiiviks koondavat [[lääts]]e.
-#*[[Galilei]] teleskoop ([[1609]]). Objektiiv oli üksik tasakumer lääts, okulaariks tasanõgus lääts. Tekitab [[näiv kujutis|näiva kujutise]], mida ei ole võimalik näiteks [[fotograafia|fotograafiliselt]] jäädvustada.
-#*[[Kepler]]i teleskoobi okulaar on [[kumerlääts]], mille abil saadakse [[tõeline kujutis]].
-#[[Reflektor]]il ehk katoptrilisel teleskoobil on objektiiviks nõguspeegel.
-#*[[Newtoni teleskoop]] ([[1668]]). Esimene reaalselt valmisehitatud peegelteleskoop. Objektiiv ehk '''peapeegel''' on kas [[sfäär]]iline või [[parabool]]ne nõguspeegel, koonduv kiirtekimp suunatakse teleskoobi torust välja [[optiline telg|optilise telje]] suhtes 45-kraadise nurga all oleva [[tasapeegel|tasase]] ''sekundaarpeegliga''.
-#*Gregoriuse teleskoobil on peapeegel sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel on elliptiline nõguspeegel. Kuigi optiline skeem oli pakutud enne Newtoni skeemi, ei võimaldanud 17. sajandil optikatööstuse tase selliseid teleskoope toota.
-#*[[Cassegraini teleskoop|Cassegraini teleskoobil]] on peapeegel sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel aga [[hüperbool]]ne kumerpeegel, mis peegeldab koonduva kiirtekimbu (fookuskaugust seejuures suurendades) läbi peapeeglis keskel oleva avause fookusesse.
-#*Richie-Chretieni teleskoobil on nii pea- kui sekundaarpeeglid hüperboolsed, fookuse tasand on tasane ning väga suures ulatuses moonutustevaba. Selline optiline skeem on näiteks [[Hubble'i kosmoseteleskoop|Hubble'i kosmoseteleskoobil]].
-#[[Katadioptriline|Katadioptrilistel]] teleskoopidel koosneb objektiivile vastav optiline skeem nii peeglitest kui ka läätsedest.
-#*[[Schmidti kaamera]] leiutas [[Eesti]]st pärit [[Bernhard Schmidt]] [[1930]]. aastal. Selles skeemis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli kujutist peegli ette asetatud õhukese ''korrektsiooniläätsega'', mille ristlõige piki raadiust on lainekujuline. Kaamera tekitab kujutise teleskoobi kõverpinnal asuvasse fookusesse, mis paikneb korrektsiooniläätse ja peegli vahel, sageli kasutatakse fookuse sealt välja toomiseks mõnda peegelteleskoobi, näiteks Cassegraini või Newtoni süsteemi. Sel juhul nimetatakse optilist süsteemi Schmidti-Cassegraini või Schmidti-Newtoni süsteemiks.
-#*[[Maksutov]]i ehk meniskteleskoobis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli moonutusi õhukese kumernõgusa läätsega [[Menisk (optika)|meniskuga]]. Fookuse peegli ja meniski vahelt välja toomiseks kasutatakse harilikult kumerpeeglit, mis tihti aurustatakse meniski keskosa sisepinnale.
-Kõikidest teleskoobitüüpidest on läbi aegade loodud arvukalt erinevaid modifikatsioone, mis erinevad prototüüpidest eelkõige optiliste pindade arvu või lisaelementide (läätsede, peeglite) poolest.{{-}}
-==Teiste lainealade teleskoobid==
-Kaugete [[taevakeha]]de poolt kiiratavaid [[raadiolained|raadiolaineid]], [[röntgenikiirgus]]t ja [[gammakiirgus]]t uuritakse vastavalt [[raadioteleskoop|raadio-]], [[röntgenteleskoop|röntgen-]] ja [[gammateleskoop]]idega. [[Infrapunakiirgus|Infrapuna-]] ja [[ultraviolettkiirgus]]e registreerimiseks kasutatakse tavalisi optilisi teleskoope, kuid vastavalt lainealale tuleb kasutada sobivaid detektoreid ehk [[tajur]]eid.
 ==Teleskoopide omadused==
@@ 40. rida: / 32. rida: @@
 ===Nurklahutusvõime===
-Nurklahutusvõimet arvutatakse [[Rayleigh|Rayleigh']] kriteeriumist lähtudes valemi:
+Nurklahutusvõimet arvutatakse [[Rayleigh|Rayleigh']] kriteeriumist lähtudes valemiga
 :<math>\alpha_{R} = \frac{1,22\cdot\lambda}{D},</math>
-abil, kus <math>\alpha_{R}</math> on nurklahutusvõime [[radiaan]]ides, <math>\lambda</math> on [[elektromagnetkiirgus]]e (erijuhul nähtava valguse) [[lainepikkus]] ning <math>D</math> apertuuri läbimõõt. Seejuures tuleb silmas pidada, et nii lainepikkust kui apertuuri tuleb esitada sama [[mõõtühik]]uga. Saamaks teleskoobi lahutusvõimet kaaresekundites, tuleb <math>\alpha_{R}</math> korrutada arvuga 206 265 (nii palju on kaaresekundeid radiaanis).
+kus <math>\alpha_{R}</math> on nurklahutusvõime [[radiaan]]ides, <math>\lambda</math> on [[elektromagnetkiirgus]]e (erijuhul nähtava valguse) [[lainepikkus]] ning <math>D</math> apertuuri läbimõõt. Seejuures tuleb silmas pidada, et nii lainepikkust kui apertuuri tuleb esitada sama [[mõõtühik]]uga. Saamaks teleskoobi lahutusvõimet kaaresekundites, tuleb <math>\alpha_{R}</math> korrutada arvuga 206 265 (nii palju on kaaresekundeid radiaanis).
-Rohelise valguse (<math>\lambda = 550</math> nanomeetrit) jaoks võib kasutada toodud valemi lihtsustust:
+Näiteks rohelise valguse (<math>\lambda = 550</math> nanomeetrit) jaoks võib nurklahutusvõime arvutamiseks kasutada toodud valemi lihtsustust:
 :<math> \alpha_{R} = \frac{138}{D}, </math>
@@ 57. rida: / 49. rida: @@
 :<math>S = \frac{206265}{F},</math>
-kus <math>S</math> on mastaap, ühikuga kaaresekundit millimeetrile, ning <math>F</math> on teleskoobi fookuskaugus millimeetrites. Mida pikem on teleskoobi [[fookuskaugus]], seda suurem on taevakeha kujutis [[fokaaltasand|fokaaltasandil]]. Kujutise läbimõõt fokaaltasandil on siis arvutatav avaldisest
+kus <math>S</math> on mastaap, ühikuga kaaresekundit millimeetrile, ning <math>F</math> on teleskoobi fookuskaugus millimeetrites. Mida pikem on teleskoobi [[fookuskaugus]], seda suurem on taevakeha kujutis fokaaltasandil (fookust läbival optilise telje risttasandil). Kujutise läbimõõt fokaaltasandil on siis arvutatav seosest
 :<math>d = \frac{\alpha^{''}}{S},</math>
@@ 64. rida: / 56. rida: @@
 ===Teleskoobi suurendus===
+Teleskoobi suurendus on võrdne objektiivi fookuskauguse <math>F</math> ja okulaari fookuskauguse <math>f</math> suhtega:
-Teleskoobi suurendust arvutatakse eeskirja:
+: <math>M = \frac{F}{f}</math>
+Suurendust muudetakse okulaari fookuskauguse muutmisega, harilikult okulaari vahetamisega.
-:<math>suurendus = \frac{F}{f}</math>
-järgi, kus <math>F</math> on objektiivi fookuskaugus ja <math>f</math> okulaari fookuskaugus. Mõlemad peavad olema esitatud samades mõõtühikutes, tavaliselt millimeetrites. Suurendust muudetakse reeglina okulaari fookuskauguse muutmisega, harilikult okulaari vahetamisega.
 ===Minimaalne ja maksimaalne kasulik suurendus===
-Teleskoobi minimaalse kasuliku suurenduse määrab inimese [[silm]], täpsemalt silmaava maksimaalne läbimõõt. Täielikult pimedusega kohanenud silmaava läbimõõt on umbes 7 millimeetrit. Minimaalne suurendus leitakse teleskoobi apertuuri ja silmaava läbimõõdu jagatisena – näiteks 100-millimeetrise apertuuriga teleskoobil on see umbes 14 korda. Kui kasutada teleskoobiga veel väiksemat suurendust, läheb osa objektiivi poolt kogutud valgusest silmaavast kasutult mööda.
+Teleskoobi minimaalse kasuliku suurenduse määrab inimese [[silm]], täpsemalt silmaava maksimaalne läbimõõt. Täielikult pimedusega kohanenud silmaava läbimõõt on umbes 7 millimeetrit. Minimaalne suurendus leitakse teleskoobi apertuuri ja silmaava läbimõõdu jagatisena. Näiteks 100-millimeetrise apertuuriga teleskoobil on see umbes 14 korda. Kui kasutada teleskoobiga veel väiksemat suurendust, läheb osa objektiivi poolt kogutud valgusest silmaavast kasutult mööda.
-Teleskoobiga ei ole võimalik saada kuitahes suurt suurendust. Kui suurendust hakata tõstma, jõutakse ühel hetkel selleni, et suurendatakse üha suuremaks kettaks teleskoobis tekkivat [[difraktsioonkujutist]] ning suurenduse tõstmisel mingeid uusi detaile enam nähtavale ei tule. Maksimaalseks kasulikuks suurenduseks loetakse tavaliselt suurendust, mille arvväärtus on <strong>apertuuri läbimõõt millimeetrites korda 2</strong>.
+Teleskoobiga ei ole võimalik saada kuitahes suurt suurendust. Kui suurendust hakata tõstma, jõutakse ühel hetkel selleni, et suurendatakse üha suuremaks kettaks teleskoobis tekkivat [[difraktsioon]]kujutist ning suurenduse tõstmisel mingeid uusi detaile enam nähtavale ei tule. Maksimaalseks kasulikuks suurenduseks loetakse tavaliselt suurendust, mille arvväärtus on <strong>apertuuri läbimõõt millimeetrites korda 2</strong>.
 ===Valgusjõud===
@@ 79. rida: / 70. rida: @@
 {{Commons|Telescope}}
+== Välislingid ==
+* [https://vara.e-koolikott.ee/node/5821 Katrin Laas. Optilised süsteemid ja nende lahutusvõime – Teleskoop]
 [[Kategooria:Teleskoobid| ]]