Keuzehulp voor telescopen

In onze webshop vindt u telescopen in alle soorten en maten en voor allerlei toepassingen. Het zijn er zoveel dat het lastig kan zijn om een goede keuze te maken, helemaal als u een startende sterrenkijker bent! Om die keuze wat te vergemakkelijken hebben wij van Ganymedes deze keuzehulp opgesteld. In deze keuzehulp zullen wij u uitleggen welke basistypen telescopen er precies zijn, en wat voor specifieke voor- en nadelen zij hebben. Daarnaast zullen wij een aantal basisprincipes en veel van het "jargon" proberen uit te leggen. Als u in de onderstaande tekst een woord ziet dat onderstreept is, dan kunt u op dat woord klikken om een directe uitleg omtrent de betreffende term te krijgen. Mocht u ondanks deze keuzehulp nog steeds moeite hebben met uw keuze, schroom dan niet en neem contact met ons op, wij helpen u graag verder.

Als u direct over wilt gaan tot het maken van een keuze, dan kunt u direct naar de telescoop snelkeuze gaan, of direct naar de montering snelkeuze gaan.

Inhoud

1. Algemene begrippen, dingen die u echt moet weten
   1. Opening
   2. Brandpuntsafstand
   3. Vergroting
   4. F-getal (Openingsverhouding)
   5. Scheidend vermogen
   6. Grensmagnitude
   7. Afkoelen
   8. Montering
   9. Coatings
      1. StarBright XLT en UHTC
      2. Multicoated
      3. Fully multicoated
2. Telescoop typen
   1. Refractors (lenzentelescopen)
      1. Voordelen, nadelen en toepassingsgebieden van refractors
      2. Directe links naar refractor telescopen in de Ganymedes webshop
   2. Reflectors (spiegeltelescopen)
      1. Voordelen, nadelen en toepassingsgebieden van reflectors
      2. Directe links naar reflector telescopen in de Ganymedes webshop
   3. Catadioptrisch (combinatie van lenzen en spiegels)
      1. Voordelen, nadelen en toepassingsgebieden van catadioptrische telescopen
      2. Directe links naar catadioptrische telescopen in de Ganymedes webshop
3. Montering typen
   1. Altitude-Azimutale montering (AltAz)
      1. Voordelen, nadelen en toepassingsgebieden van AltAz monteringen
   2. Equatoriale montering (EQ)
      1. Voordelen, nadelen en toepassingsgebieden van equatoriale monteringen
   3. Dobson montering
      1. Voordelen, nadelen en toepassingsgebieden van dobson monteringen
   4. GOTO monteringen
      1. Voordelen, nadelen en toepassingsgebieden van GOTO monteringen
4. Optische afwijkingen
   1. Chromatische aberratie
   2. Coma
5. Snelkeuze matrix

Algemene begrippen, dingen die u echt moet weten

(stap terug)
Telescopen zijn optische instrumenten, daarom komen veel van de termen omtrent telescopen voort uit de optica. Vaak zijn het moeilijke woorden voor dingen die uiteindelijk helemaal niet zo complex blijken. Toch zijn ze erg belangrijk in het maken van een goede keuze. Daarom zullen wij in deze sectie de meest voorkomende begrippen omtrent telescopen proberen uit te leggen.

Opening

(stap terug)
De meest belangrijke eigenschap van een telescoop is zijn vermogen om licht te verzamelen. Dit vermogen wordt hoofdzakelijk bepaald door de diameter van de telescoop, ook wel "opening" genoemd. Hoe groter de opening, hoe meer licht er verzameld kan worden.


Wanneer men kijkt naar sterren, nevels of sterrenstelsels dan is het heel belangrijk dat er zoveel mogelijk licht opgevangen wordt. Zwakkere hemelobjecten kunnen in telescopen met kleinere openingen namelijk onzichtbaar zijn, ongeacht de mate van vergroting die wordt toegepast! De relatie tussen de diameter van een telescoop en zijn vermogen om licht te verzamelen is geen evenredige verhouding. Als de diameter toeneemt, dan neemt het lichtverzamelingsvermogen kwadratisch toe! Dus als u de opening van een telescoop twee keer zo groot maakt, dan vangt hij vier keer zoveel licht!

Brandpuntsafstand

(stap terug)
Het brandpunt (of focus) van een lens of spiegel, is de plaats waar de stralen van een ver verwijderde lichtbron (lichtstralen die dus parallel lopen) na breking door een lens of reflectie van een spiegel samenkomen (convergeren). De afstand tussen het midden van de lens of spiegel en het zo bepaalde brandpunt heet de brandpuntsafstand, vaak aangeduid met de kleine letter "f".
Omdat niet alleen het zichtbare licht, maar ook infrarood (warmtestraling) door een lens of spiegel wordt gebundeld, wordt het in het brandpunt erg heet als men een afbeelding van de zon maakt; hieraan ontleend het brandpunt zijn naam. Overigens wisselt de brandpuntsafstand voor de meeste lenzen enigszins met de gebruikte golflengte – de oorzaak van het verschijnsel "chromatische aberratie".

Vergroting

(stap terug)
Vaak wordt in allerlei advertenties opgeschept over enorme vergrotingen van wel honderden keren. Echter zegt de maximale vergroting niet zoveel over de kwaliteit of bruikbaarheid van een telescoop. In heel veel gevallen is een hoge vergroting juist helemaal niet gewenst! Een object zoals bijvoorbeeld de Orionnevel, beslaat een dusdanig groot deel van de hemel dat hij alleen in zijn totaal zichtbaar is bij lage vergrotingen. Met een vergroting van meer dan 50x kijkt u letterlijk dwars door de nevel heen. Hoge vergrotingen worden met name toegepast bij het bekijken van planeten of bolvormige sterrenhopen. Bij dergelijke objecten is een hoge vergroting nodig om details te kunnen onderscheiden.

De vergroting van een telescoop wordt bepaald door de brandpuntsafstand van de lens of spiegel en de brandpuntsafstand van het gebruikte oculair. Een oculair heeft net als een telescoop een brandpuntsafstand, die ook in millimeters wordt uitgedrukt (3mm, 5mm, 10mm, 25mm, enz.). De totale vergroting van een telescoop/oculair combinatie berekent u door de brandpuntsafstand van de telescoop te delen door de brandpuntsafstand van het oculair. Een telescoop met een brandpuntsafstand van 1000mm zal in combinatie met een oculair met een brandpuntsafstand van 20mm een vergroting geven van 50x (1000/20).

De maximale zinvolle vergroting van een telescoop is wederom sterk afhankelijk van de opening, hoe groter de opening, hoe hoger de zinvolle vergroting. Een goede vuistregel voor de maximale zinvolle vergroting is de opening in millimeters te verdubbelen. De maximale zinvolle vergroting van een telescoop met een opening van 80mm is dus 160x. Als je verder vergroot dan de maximale zinvolle vergroting, dan gaat de kwaliteit van het beeld snel achteruit.

F-getal (Openingsverhouding)

(stap terug)
De lichtsterkte van een telescoop wordt ook wel aangeduid met de hoofdletter "F", het F-getal. Het F-getal is de verhouding van de opening van een telescoop ten opzichte van zijn brandpuntsafstand. Het F-getal is het resultaat van de deling van de brandpuntsafstand door de opening. Een telescoop met een opening van 200mm en een brandpuntsafstand van 1000mm, heeft een F-getal van (1000mm/200mm =) 5. Deze telescoop wordt dan een "F5" genoemd. Hoe lager het F-getal is, hoe helderder het beeld wat de telescoop geeft. Hoe lager de openingsverhouding van een telescoop (en dus hoe gedrongener de telescoop), hoe groter de snelheid is waarmee een beeld van een hemelobject kan worden vastgelegd. Daarom worden telescopen met een laag F-getal vaak "snel" genoemd. Het lijkt erop dat een zo laag mogelijk F-getal het meest ideaal is. Tot op zekere hoogte is dat ook zo, maar een te laag F-getal zorgt weer voor problemen. Zo werkt een laag F-getal bij refractors de optische afwijking "chromatische aberratie" en bij reflectors de optische afwijking "coma" in de hand. De kunst is om het F-getal zo laag mogelijk te krijgen en de optische afwijkingen zo acceptabel mogelijk te houden.

Scheidend vermogen

(stap terug)
Scheidend vermogen is het vermogen van een telescoop om fijne details te tonen, een soort resolutie. Hogere resoluties stellen u in staat om meer details te zien op het oppervlakte van een planeet, of sterren die erg dicht bij elkaar staan van elkaar te onderscheiden. Scheidend vermogen wordt uitgedrukt in graden (°), boogminuten (') en boogseconden ("). Een graad is een 360ste deel van een cirkel, een graad bestaat vervolgens weer uit 60 boogminuten en een boogminuut bestaat weer uit 60 boogseconden. Een object dat dus een breedte van 1 graad heeft aan de hemel, is dus 60 boogminuten breed, oftewel 3600 boogseconden breed (60x60). Iets wat dus 1 boogseconde breed is aan de hemel is echt erg klein! Als een telescoop twee sterren uit elkaar kan houden die maximaal 1,5 boogseconde van elkaar af staan, dan heeft de telescoop een scheidend vermogen van 1,5 boogseconden (1,5"). Het scheidend vermogen wordt voornamelijk bepaald door de opening van de telescoop. Hoe groter de opening, hoe groter het scheidend vermogen en dus hoe dichter objecten bij elkaar kunnen staan en de telescoop ze toch nog kan onderscheiden.

Grensmagnitude

(stap terug)
Astronomen gebruiken een systeem van "magnitudes" om de helderheid van sterren en andere hemelobjecten in uit te drukken. Elk hemelobject heeft een bepaald helderheidgetal (magnitude) ten opzichte van het basisgetal 0 (de helderheid van Vega). Hoe hoger de magnitude, hoe zwakker het object straalt. Elke magnitude verschilt een factor 2,51 in helderheid, een ster met magnitude 1 straalt dus 2,51 zo fel als een ster met magnitude 2. Een ster met magnitude 5 straalt dus 100x zwakker dan Vega! De zwakste sterren die je met het blote oog kunt zien zijn ongeveer van magnitude 6 (maar dan moet je echt een heel donkere hemel hebben). Er zijn ook sterren die een negatieve magnitude hebben, bijvoorbeeld de ster Sirius, die is magnitude -1,46 (de man die de magnitudeschaal heeft uitgevonden had zich vergist in de lichtsterkte van Sirius). Sirius is dus nog helderder dan Vega.

De zwakste ster die u door een telescoop kunt zien (bij uitstekende waarneemcondities) bepaalt de grensmagnitude van de telescoop. De grensmagnitude wordt rechtstreeks bepaald door de opening van de telescoop, hoe groter de opening, hoe zwakker de sterren die nog waarneembaar zijn.

Afkoelen

(stap terug)
Iets waar u als beginnende astronoom rekening mee moet houden is dat veel telescopen eerst moeten afkoelen voordat ze hun beste beeldkwaliteit leveren. Een telescoop is in de meeste gevallen een buis, met daarin lenzen of spiegels. In deze gevallen is er in de buis een redelijke hoeveelheid lucht gevangen. Wanneer u een telescoop op een koude nacht vanuit uw warme woonkamer naar buiten neemt, dan zal de lucht in de telescoop warmer zijn dan de buitenlucht. Hierdoor heeft de gevangen lucht de neiging om op te stijgen en te gaan wervelen. Dit wervelen heeft een negatief effect op de scherpte van het beeld. Net als warme lucht die trilt boven een heet oppervlak en daardoor het beeld doet "zwemmen", zorgt de warme lucht in uw telescoop voor hetzelfde waterige beeld door uw telescoop. Het is daarom verstandig om uw telescoop eerst af te laten koelen, zodat de lucht in de telescoop dezelfde temperatuur heeft als de buitenlucht. Zodra het temperatuurverschil weg is, zal ook het wervelen van de lucht in uw telescoop stoppen, waardoor u wel scherpe beelden krijgt.

Montering

(stap terug)
Omdat een telescoop altijd een vergroot beeld weergeeft, is het lastig om een telescoop zo stil te houden dat het beeld niet wiebelt. Daarom bestaat de noodzaak om een telescoop te plaatsen op een vast object, waardoor hij niet beweegt en het waarnemen aanzienlijk comfortabeler wordt. Dat vaste object wat zorgt voor het stilhouden van een telescoop wordt een "montering" genoemd. Hoewel er allerlei soorten en maten monteringen zijn vallen ze over het algemeen terug op twee principes; het altitude-azimutale (hoog-laag, links-rechts) principe wat u ook kent van een fotostatief, en het equatoriale principe, ook wel parallactisch genoemd. Verderop in deze keuzehulp wordt er verder ingegaan op deze twee typen monteringen. Hier volstaat de opmerking dat een altitude-azimutale (AltAz) montering voor beginners veel eenvoudiger onder de knie te krijgen is dan het equatoriale type.

Coatings

(stap terug)
XLT, starbright, multicoated... Wat betekent het nou allemaal?
Coatings zijn doorzichtige lagen van speciaal materiaal bovenop het glas van lenzen en spiegels. Met deze speciale lagen kan men bijvoorbeeld voorkomen dat het glas reflecteert of krast. Bij telescopen, verrekijkers en oculairs worden coatings meestal toegepast om reflecties te voorkomen en de lichtdoorlaatbaarheid (transmissie) van lenzen te verhogen, of in het geval van spiegels, het spiegelend vermogen te verhogen. Hoe tegenstrijdig het ook klinkt, het is inderdaad mogelijk om glas meer licht doorlaatbaar te maken door er een extra laag van een speciaal materiaal op aan te brengen! Coatings zijn erg nuttig en daarom worden ze ook bijna altijd in één of andere vorm toegepast. Hieronder een korte beschrijving van de meest voorkomende coatings

StarBright XLT en UHTC

Multicoated

Telescoop typen

(stap terug)
In de loop der tijd zijn er een aantal verschillende typen telescopen ontwikkeld. Het begon allemaal ongeveer 400 jaar geleden met een Nederlandse opticien die een aantal verschillende lenzen combineerde en daardoor een vergroot beeld kon produceren. Deze combinatie van lenzen vatte hij in een buis en dacht daarmee een instrument gemaakt te hebben waar de marine toentertijd een groot voordeel mee kon doen. Met het instrument was het namelijk mogelijk om al op grote afstanden de bewegingen van vijandelijke zeeschepen waar te nemen. Aan het bekijken van sterren werd toen nog niet eens gedacht. Het basisprincipe van die eerste telescoop is tegenwoordig echter nog steeds in gebruik. Daarnaast zijn er door andere grote namen uit de historie nog meer telescopen uitgevonden. De drie basistypen zullen wij hier uitleggen.

Refractors (lenzentelescopen)

(stap terug)
Dit type telescoop is het oudste type. Het maakt gebruik van in diverse vormen geslepen lenzen om het licht te bundelen tot één punt, het brandpunt. Als vervolgens een oculair gebruikt wordt kan dit gebundelde licht vergroot worden. Lenzen breken licht en het breken van licht wordt ook wel refractie genoemd, vandaar de term "refractor". Refractors bestaan grofweg in drie categorien, de enkel lenzige, de achromaten en de apochromaten. Enkel lenzige telescopen gebruiken, zoals de naam al suggereert een enkele lens om het licht te bundelen. Dit type telescoop wordt tegenwoordig niet meer gemaakt omdat het buitengewoon veel last heeft van chromatische aberratie (AC), ook wel kleurfout genoemd. Dit zorgt voor lelijke oranje en violette spookbeelden aan de randen van waargenomen objecten. Om deze hinderlijke fout te corrigeren wordt vaak een tweede lens toegepast, telescopen met zo'n tweede lens noemt men "achromaten". Hoewel de kleurfout met twee lenzen behoorlijk terug te dringen is, blijft hij toch in een bepaalde mate aanwezig. Om ook dit laatste beetje van de kleurfout te kunnen corrigeren wordt vaak nog een derde, of zelf een vierde lens toegepast. Lenzentelescopen met een dergelijke drie of meerlenzig systeem heten "apochromaten". Sommige fabrikanten bestempelen hun twee lenzige refractors ook wel eens met de classificatie "apochromaat". In die gevallen bestaan de twee lenzen uit glas van een uitzonderlijk hoge kwaliteit, waardoor de mate van kleurcorrectie die van een drie lenzige apochromaat benadert. Deze uitzonderlijk hoge kwaliteit lenzen wordt vaak aangeduid met "ED", wat staat voor "extra low dispersion". Een goede apochromaat heeft nagenoeg geen waarneembare kleurfout meer. Uiteraard komt een dergelijke beeldkwaliteit met een bijbehorend prijskaartje. Hoe beter de correctie, hoe duurder de telescoop.

Reflectors (spiegeltelescopen)

(stap terug)
In tegenstelling tot refractors werken de spiegeltelescopen, zoals de naam al suggereert, met spiegels. Het licht wordt in dit systeem niet gebundeld door middel van de breking van licht, maar juist door de reflectie van licht. Vandaar de term "Reflectors". De eerste reflector telescoop werd gebouwd door Sir Isaac Newton, de man van de zwaartekracht theorieën, en daarom worden dit type telescopen ook wel "Newton telescopen" genoemd (bovenste telescoop in het onderstaande schema). Een Newton telescoop bevat over het algemeen twee spiegels. Een holle hoofdspiegel die het licht opvangt, bundelt en weerkaatst naar een tweede vlakke spiegel voor in de telescoop. Dit kleine vlakke spiegeltje wordt ook wel de secundaire spiegel genoemd en heeft als functie de lichtbundel onder een hoek van 90 graden uit de buis te leiden. Newton telescopen zijn erg populair en dat komt omdat ze meestal een grote opening hebben en relatief goedkoop zijn. De grote opening is mogelijk omdat hoge kwaliteit spiegels eenvoudiger in grote formaten te produceren zijn dan lenzen. Daarbij heeft een reflector geen last van chromatische aberratie (kleurfout) zoals refractors die hebben, bij de reflectie van licht treedt deze fout namelijk niet op. Hoewel een spiegeltelescoop van zichzelf geen kleurfout heeft, kan deze wel geïntroduceerd worden door slechte kwaliteit oculairs, in een oculair zitten immers lenzen. De kwaliteit van een reflector telescoop is voor een groot deel afhankelijk van de vorm van de spiegel. Er komen twee soorten spiegels voor in Newton telescopen, sferische spiegels en asferische spiegels. Voor telescopen met een kleine opening volstaat meestal de eenvoudiger te produceren sferische spiegel, maar bij grote openingen is een asferische spiegel beter. Hoewel de reflector telescopen grote openingen hebben voor weinig geld, is het niet allemaal rozegeur en maneschijn, er zitten ook een paar nadelen aan dit type telescoop.

Het eerste nadeel is het feit dat de secundaire spiegel een deel van het binnenvallende licht blokkeert, hij hangt immers in de weg. Eigenlijk is niet de gehele opening van de Newton telescoop beschikbaar voor het opvangen van licht. Doordat een deel van het licht geblokkeerd wordt door de secundaire spiegel is het contrast van het beeld wat een Newton telescoop geeft iets minder dan bij een refractor met dezelfde opening. In de praktijk merk je hier echter niets van, omdat de opening van een Newton zoveel groter is dan die van de meeste refractors. Toch is een Newton telescoop met een zo klein mogelijke "obstructie" te prefereren.

Een tweede nadeel komt voort uit de manier waarop de hoofdspiegel en de secundaire spiegel in de telescoopbuis gemonteerd zijn. Omdat de spiegels van een Newton telescoop over het algemeen redelijk groot zijn, zijn ze nogal onderhevig aan thermische expansie, het krimpen en uitzetten van het glas onder invloed van de temperatuur. Als een spiegel ongehinderd in alle richtingen kan uitzetten en krimpen, dan heeft dit geen grote invloed op de beeldkwaliteit, maar het maakt het wel lastig om de spiegel vast in de buis te monteren. Zou een spiegel namelijk stevig vastgezet worden, dan zal de spiegel vervormen als hij uitzet of krimpt, en dat heeft wel een hele grote invloed op de beeldkwaliteit. De spiegel moet dus enigszins zwevend gemonteerd worden. Helaas is deze zwevende ophanging nogal gevoelig voor schokken en bewegingen waardoor de spiegel in de loop der tijd enigszins uit het lood kan komen te hangen ten opzichte van de secundaire spiegel. Daarom moet een Newton telescoop periodiek uitgelijnd worden, iets wat "collimeren" genoemd wordt. Hoewel collimeren op zich geen moeilijke klus is, kan dit toch nogal ingewikkeld overkomen voor een beginnende sterrenkijker. Gelukkig zijn er goede gereedschappen om deze klus eenvoudiger te maken.

Een derde nadeel heet "coma". Dit is een optische afwijking die optreedt bij hoofdspiegels met een zeer korte brandpuntsafstand. Zodra een spiegeltelescoop een lager F-getal dan 4 heeft, dan wordt deze afwijking hinderlijk zichtbaar. Vanaf een F-getal van 5 kan coma redelijk gecorrigeerd worden door goede kwaliteit oculairs te gebruiken, maar onder F5 wordt een zogenaamde comacorrector aangeraden.

Het tweede type spiegeltelescoop is de Cassegrain telescoop, dit type telescopen zijn vrij zeldzaam. De optische constructie van deze telescoop is uitgevonden door meneer Cassegrain. Ook de Cassegrain spiegeltelescoop heeft een open buis met voorin een kleine spiegel. Maar in dit ontwerp kaatst de secundaire spiegel de lichtbundel niet onder een hoek van 90 graden de buis uit, maar kaatst het de lichtbundel juiste terug naar de hoofspiegel. Om het uiteindelijke beeld te kunnen bekijken is een gat in het midden van de hoofdspiegel gemaakt waardoor de lichtbundel naar buiten kan treden. Om het beeld scherp te stellen kan de hoofdspiegel bewogen worden ten opzichte van de secundaire spiegel, of er is achteraan de telescoop een "normale" focusser gemonteerd waarmee het oculair bewogen kan worden.

Catadioptrisch (combinatie van lenzen en spiegels)

(stap terug)
Catadioptrisch is eigenlijk een moeilijk woord voor "combinatie van lenzen en spiegels". In catadioptrische telescopen heeft men geprobeerd de voordelen van zowel reflectors als refractors te vangen in één telescoop. In vrijwel alle gevallen bevat een catadioptrische telescoop een grote lens in de opening van de buis en een grote sferische hoofdspiegel aan het einde van de buis, zie afbeelding hieronder.


De grote, apart gevormde, lens in de opening van de Schmidt-Cassegrain telescoop (SCT) wordt gebruikt om de optische afwijkingen van de sferische hoofdspiegel te compenseren. Omdat er een sferische spiegel gebruikt wordt, treedt er in een SCT geen coma op. De apart gevormde lens van de SCT (meniscuslens) is redelijk moeilijk te vervaardigen, daarom heeft meneer Maksutov een eigen versie uitgevonden die uitsluitend sferische vormen gebruikt, hierdoor is de fabricage van een Maksutov-Cassegrain eenvoudiger en goedkoper. Ook in het Maksutov-Cassegrain ontwerp komt geen coma voor.

Het scherpstellen gebeurt in een catadioptrische telescoop meestal door het bewegen van de hoofdspiegel ten opzichte van de secundaire spiegel. Het is daarbij van groot belang dat de stand van de hoofdspiegel bij het bewegen niet verandert ten opzichte van de secundaire spiegel, enige afwijking zorgt ervoor dat het beeld niet op alle plaatsen even scherp is. Het veranderen van de stand van de hoofdspiegel ten opzichte van de secundaire spiegel wordt ook wel "mirror-flop" genoemd en bijna alle catadioptrische telescopen hebben er in zekere mate last van.

Omdat de lichtbundel een aantal keren heen en weer gekaatst wordt, heeft een catadioptrische telescoop meestal een lang brandpunt, terwijl de telescoop toch vrij compact blijft. Het lange brandpunt stelt een catadioptrische telescoop in staat om hoge vergrotingen te bereiken, iets wat erg handig is bij het waarnemen van planeten en andere objecten die sterk vergroot moeten worden. Tegelijkertijd maakt deze hoge vergroting de catadioptrische telescopen minder geschikt voor het waarnemen van grote nevels of andere hemelobjecten die een groot deel van de hemel beslaan.

Een ander nadeel van catadioptrische telescopen is het feit dat ze een grote hoeveelheid lucht gevangen houden in de buis, de grote lens verhindert de lucht immers om te ontsnappen. Hierdoor duurt het erg lang voordat een catadioptrische telescoop volledig afgekoeld is, u moet hierbij denken aan zeker een uur.