Słownik teleskopowy dla początkujących - wersja współczesna

Astronomia ma własny język. Już podczas wybierania pierwszego teleskopu spotykamy pojęcia takie jak apertura, ogniskowa, światłosiła, źrenica wyjściowa, montaż AZ, EQ, GoTo, kolimacja czy pole widzenia. W astrofotografii dochodzą backfocus, guiding, plate solving, flattener, reducer i wiele kolejnych skrótów.
 
Poniższy słownik wyjaśnia najważniejsze terminy praktycznie, z punktu widzenia użytkownika teleskopu. Nie jest encyklopedią optyki, lecz ma pomóc zrozumieć specyfikacje sprzętu, instrukcje oraz rozmowy o obserwacjach.
 
Jeżeli dopiero zaczynasz, warto równolegle przeczytać Astronomia dla początkujących - jak zacząć obserwować niebo?.

Apertura

Apertura to efektywna średnica elementu zbierającego światło: obiektywu w refraktorze albo lustra głównego w reflektorze. Nie jest to po prostu średnica tuby.
 
Jeżeli dwa teleskopy mają podobną sprawność optyczną, ilość zbieranego światła rośnie w przybliżeniu z kwadratem apertury. Teleskop 200 mm ma więc około cztery razy większą powierzchnię zbierającą światło niż teleskop 100 mm.
 
Większa apertura daje również potencjalnie lepszą zdolność rozdzielczą, ale w praktyce ograniczają ją seeing, jakość optyki, kolimacja i temperatura teleskopu.

Zdolność rozdzielcza

To zdolność teleskopu do rozróżnienia dwóch bardzo blisko położonych szczegółów. Dla idealnej optyki granica zależy przede wszystkim od apertury.
 
Często używa się orientacyjnego kryterium Dawesa:
 
rozdzielczość [sekundy łuku] ≈ 116 / apertura [mm].
 
Dla teleskopu 100 mm daje to około 1,16", a dla 200 mm około 0,58". W realnej obserwacji planet bardzo często pierwszym ograniczeniem jest jednak atmosfera.

Ogniskowa teleskopu

Ogniskowa to odległość charakterystyczna układu optycznego określająca skalę tworzonego obrazu. W specyfikacjach teleskopów podaje się ją zwykle w milimetrach, np. 400 mm, 750 mm, 1200 mm lub 2000 mm.
 
W obserwacji wizualnej ogniskowa wraz z ogniskową okularu określa powiększenie. W fotografii wpływa na skalę obrazu i pole widzenia.

Światłosiła, f/ratio, liczba f

Światłosiła teleskopu to stosunek ogniskowej do apertury:
 
f/ = ogniskowa / apertura.
 
Teleskop 200/1000 ma światłosiłę f/5, a 200/2000 - f/10.
 
W astrofotografii liczba f ma bezpośredni wpływ na szybkość rejestrowania sygnału z obiektów rozciągłych: przy tej samej kamerze układ o mniejszej liczbie f jest "szybszy".
 
W obserwacji wizualnej nie należy natomiast upraszczać, że f/5 zawsze daje jaśniejszy obraz niż f/10. Jasność powierzchniowa obrazu dla oka zależy przede wszystkim od źrenicy wyjściowej, a światłosiła wpływa między innymi na wymagania wobec okularów, korekcję aberracji i możliwe pola widzenia.

Powiększenie

Powiększenie obliczamy:
 
powiększenie = ogniskowa teleskopu / ogniskowa okularu.
 
Teleskop o ogniskowej 1200 mm z okularem 25 mm daje 48x, a z okularem 10 mm - 120x.
 
Bardzo duże powiększenie nie tworzy szczegółów, których teleskop nie potrafi rozdzielić. W praktyce użyteczne maksimum zależy od apertury, jakości optyki, kolimacji i seeingu. Dlatego liczby typu "675x" na pudełku taniego teleskopu nie są miarą jakości.

Źrenica wyjściowa

Źrenica wyjściowa to średnica wiązki światła wychodzącej z okularu. Można ją obliczyć na dwa sposoby:
 
źrenica wyjściowa = apertura / powiększenie
albo
źrenica wyjściowa = ogniskowa okularu / światłosiła teleskopu.
 
Jest jednym z najważniejszych parametrów przy doborze powiększenia do obiektów głębokiego nieba. Duża źrenica daje jasny obraz i szerokie pole, mniejsza przyciemnia tło i zwiększa skalę obiektu.
 
Praktyczne zastosowanie tego parametru opisujemy szerzej w poradniku Jak obserwować obiekty głębokiego nieba (DSO).

Okular

Okular jest układem optycznym, przez który obserwujemy obraz utworzony przez teleskop. Jego najważniejsze parametry to:
 
• ogniskowa - decyduje o powiększeniu,
• pozorne pole widzenia AFOV,
• odsunięcie źrenicy / eye relief,
• średnica tulei 1,25" albo 2",
• konstrukcja optyczna i korekcja aberracji.
 
Droższy okular nie zawsze daje "więcej powiększenia". Często jego zaletą jest większe i lepiej skorygowane pole, większy komfort patrzenia albo lepsza praca z teleskopem o małej liczbie f.

AFOV i TFOV - pozorne i rzeczywiste pole widzenia

AFOV - Apparent Field of View - to pozorne pole widzenia okularu, np. 50°, 68°, 82° albo 100°.
 
TFOV - True Field of View - to rzeczywisty fragment nieba widoczny przez konkretny okular w konkretnym teleskopie.
 
Orientacyjnie:
 
TFOV ≈ AFOV / powiększenie.
 
Dokładniejszy wynik można otrzymać z średnicy przysłony polowej okularu. Rzeczywiste pole jest szczególnie ważne przy obserwacji dużych gromad, M31, Plejad czy rozległych mgławic.

Eye relief - odsunięcie źrenicy

Eye relief to odległość oka od ostatniej soczewki okularu, przy której widać pełne pole. Długi eye relief zwiększa komfort, szczególnie dla osób obserwujących w okularach korekcyjnych.
 
Nie należy mylić eye relief ze źrenicą wyjściową - to dwa różne parametry.

Barlow i focal extender

Soczewka Barlowa zwiększa efektywną ogniskową układu, a więc zwiększa powiększenie uzyskiwane z danym okularem. Typowe wartości to 2x, 2,5x i 3x.
 
Współczesne Barlowy bywają wieloelementowe. Określenie "Barlow" nie oznacza więc koniecznie jednej prostej soczewki rozpraszającej.
 
Focal extender lub układ telecentryczny może pełnić podobną funkcję, ale jest projektowany tak, aby inaczej prowadzić wiązkę i często lepiej zachowywać parametry okularu lub toru fotograficznego.

Reduktor ogniskowej

Focal reducer skraca efektywną ogniskową teleskopu. Daje większe pole widzenia i mniejszą liczbę f.
 
W fotografii oznacza zwykle szerszy kadr i szybszą rejestrację obiektów rozciągłych. Reduktory nie są jednak uniwersalne: często muszą być optycznie dopasowane do konkretnego teleskopu i pracować w określonej odległości od matrycy.

Flattener - korektor krzywizny pola

Field flattener służy do spłaszczenia pola obrazowego. Bez niego teleskop może być idealnie ostry w centrum zdjęcia, ale gwiazdy przy brzegach dużej matrycy mogą wychodzić z ostrości wskutek krzywizny pola.
 
Flattener jest przede wszystkim akcesorium fotograficznym. Część nowoczesnych astrografów ma korekcję pola wbudowaną w konstrukcję.

Korektor komy

Coma corrector koryguje komę widoczną szczególnie w jasnych teleskopach Newtona. Bez korektora gwiazdy przy brzegu szerokiego pola mogą przypominać małe kometki.
 
Korektor jest szczególnie ważny w astrofotografii szybkimi Newtonami, ale może poprawiać również szerokopolowe obserwacje wizualne.

Obiektyw, lustro główne i lustro wtórne

W refraktorze światło zbiera obiektyw soczewkowy. W reflektorze podstawowym elementem zbierającym światło jest lustro główne, zwane też zwierciadłem głównym.
 
Lustro wtórne służy do skierowania albo dalszego przekształcenia wiązki. W Newtonie jest płaskie i kieruje światło do wyciągu z boku tuby. W SCT, Maksutowie czy Ritchey-Chrétienie lustro wtórne jest elementem całego układu Cassegraina.

Refraktor

Refraktor jest teleskopem soczewkowym. Światło przechodzi przez obiektyw znajdujący się z przodu tuby.
 
Najczęściej spotykamy refraktory achromatyczne, ED i apochromatyczne APO. Refraktory są cenione za prostą obsługę, zamkniętą konstrukcję i brak centralnej obstrukcji. Nie oznacza to jednak automatycznie, że każdy refraktor daje lepszy obraz niż każdy reflektor.

Achromat, ED i APO

Achromat jest refraktorem zaprojektowanym tak, aby ograniczyć aberrację chromatyczną w porównaniu z prostą pojedynczą soczewką. Przy jasnych obiektach, zwłaszcza w krótkich achromatach, nadal może być widoczna kolorowa obwódka.
 
ED oznacza zastosowanie szkła o bardzo małej dyspersji - Extra-low Dispersion. Pomaga ono silnie ograniczyć aberrację chromatyczną.
 
APO, czyli apochromat, oznacza konstrukcję o zaawansowanej korekcji chromatycznej. Sam napis "ED" nie jest ścisłym synonimem APO, a liczba soczewek również sama w sobie nie gwarantuje poziomu korekcji.

Reflektor

Reflektor to teleskop, w którym światło zbiera przede wszystkim lustro. Newton jest najpopularniejszym reflektorem amatorskim, ale nie jedynym. Do reflektorów należą też między innymi Ritchey-Chrétien i klasyczne układy Cassegraina.

Newton

Teleskop Newtona wykorzystuje wklęsłe lustro główne oraz małe płaskie lustro wtórne ustawione pod kątem około 45°, które kieruje obraz do wyciągu znajdującego się z boku tuby.
 
Zaletą Newtona jest możliwość uzyskania dużej apertury przy relatywnie prostej konstrukcji. Wymaga natomiast okresowej kontroli kolimacji, a szybkie modele wykazują komę na brzegu pola.

Dobson

Dobson to przede wszystkim rodzaj montażu, a nie osobny system optyczny. Typowy "teleskop Dobsona" jest Newtonem ustawionym na prostej, stabilnej podstawie azymutalnej.
 
Konstrukcja pozwala przeznaczyć dużą część ceny zestawu na aperturę, dlatego Dobsony są bardzo popularne w obserwacjach wizualnych obiektów głębokiego nieba.

SCT - Schmidt-Cassegrain

SCT to teleskop Schmidt-Cassegraina. Ma lustro główne, lustro wtórne i płytę korekcyjną Schmidta z przodu tuby.
 
Długa efektywna ogniskowa mieści się w stosunkowo krótkiej tubie. SCT są uniwersalne, popularne w obserwacjach planetarnych, wizualnych i fotografii, ale mają centralną obstrukcję i wymagają dobrej kolimacji.

Mak - Maksutow-Cassegrain

Maksutow-Cassegrain, często skracany do Mak, jest kompaktowym teleskopem katadioptrycznym wykorzystującym menisk korekcyjny, lustro główne i wtórne.
 
Typowe Maki mają długą ogniskową i świetnie nadają się do Księżyca, planet i gwiazd podwójnych. Ich pole widzenia jest zwykle węższe niż w krótkim refraktorze, a większe modele potrzebują czasu na stabilizację termiczną.

Katadioptryk

Teleskop katadioptryczny łączy elementy soczewkowe i lustrzane. Do tej rodziny należą między innymi Schmidt-Cassegrain i Maksutow-Cassegrain.

RC - Ritchey-Chrétien

RC to reflektor Ritchey-Chrétiena wykorzystujący dwa hiperboliczne zwierciadła. Konstrukcja koryguje komę i aberrację sferyczną, dlatego jest popularna w astrofotografii oraz profesjonalnych obserwatoriach.
 
Nie oznacza to jednak płaskiego, idealnego pola. Klasyczny RC nadal wykazuje krzywiznę pola i astygmatyzm poza osią, dlatego przy dużych matrycach często stosuje się odpowiedni flattener lub korektor.

OTA

OTA - Optical Tube Assembly oznacza samą tubę optyczną teleskopu z podstawowymi elementami optycznymi i mechanicznymi, ale bez pełnego montażu i statywu.
 
Jeżeli produkt jest opisany jako "OTA", trzeba sprawdzić, czy zestaw zawiera obejmy, szynę montażową, szukacz, nasadkę czy okulary.

Tubus

Tubus to mechaniczna konstrukcja utrzymująca elementy optyczne we właściwym położeniu i osłaniająca tor światła. Nie musi być dosłownie pełną metalową rurą - istnieją konstrukcje kratownicowe, rozsuwane i otwarte.

Centralna obstrukcja

W Newtonach, SCT, Makach i innych teleskopach z lustrem wtórnym część apertury jest zasłonięta przez wtórnik i jego mocowanie. To centralna obstrukcja.
 
Zmniejsza efektywną powierzchnię zbierającą światło i wpływa na rozkład dyfrakcyjny oraz kontrast drobnych szczegółów. Jej wpływ zależy od wielkości obstrukcji i całej konstrukcji teleskopu.

Pająk

Pająk to układ cienkich ramion utrzymujących lustro wtórne w teleskopie Newtona. Ramiona powodują charakterystyczne dyfrakcyjne "kolce" wokół jasnych gwiazd.

Powłoka lustra - aluminizacja

Większość współczesnych astronomicznych luster szklanych otrzymuje cienką warstwę aluminium zwiększającą odbicie światła oraz warstwy ochronne zabezpieczające metal.
 
Potoczne określenie "aluminizacja" jest poprawne. Nie jest to "posrebrzanie", choć w niektórych specjalistycznych układach rzeczywiście stosuje się powłoki srebrne.

Wyciąg okularowy / focuser

Wyciąg przesuwa okular albo kamerę względem ogniska teleskopu, umożliwiając ustawienie ostrości.
 
Popularne konstrukcje to rack-and-pinion - zębatkowy, Crayford oraz różne wyciągi liniowe. W astrofotografii stosuje się również elektroniczne focusery pozwalające wykonywać automatyczne ustawianie ostrości.

Fokus / ustawianie ostrości

Ustawienie ostrości polega na takim położeniu okularu lub matrycy, aby obraz powstał dokładnie w płaszczyźnie detektora lub był prawidłowo obserwowany przez okular.
 
Różne okulary, nasadki, kamery, Barlowy i reduktory mogą wymagać innego wysunięcia wyciągu.

Backfocus / back focus

To termin szczególnie ważny w astrofotografii i używany w kilku podobnych znaczeniach.
 
W opisie samego teleskopu back focus może oznaczać odległość od określonej tylnej powierzchni mechanicznej do płaszczyzny ogniska. W instrukcji korektora lub reduktora tym samym słowem często określa się wymaganą odległość roboczą od korektora do matrycy.
 
Typowym wymaganiem wielu flattenerów i reduktorów jest 55 mm, ale nie jest to wartość uniwersalna. Do wymaganej odległości trzeba wliczyć adaptery, koło lub szufladę filtrową, OAG i odległość matrycy od gwintu kamery.
 
Zbyt duży lub zbyt mały odstęp może pogorszyć kształt gwiazd na brzegu kadru. Dlatego zawsze trzeba sprawdzać, od którego miejsca producent każe mierzyć backfocus.

Nasadka kątowa / star diagonal

Nasadka kątowa zmienia kierunek patrzenia, zwykle o 90°, dzięki czemu refraktor, SCT lub Mak jest wygodniejszy podczas obserwacji wysoko położonych obiektów.
 
Zwykła astronomiczna nasadka 90° zazwyczaj daje obraz prosty góra-dół, ale lustrzanie odwrócony lewo-prawo. Pryzmat Amiciego może dawać obraz zgodny z obserwacją naziemną.
 
Więcej: Dlaczego obraz w teleskopie jest odwrócony?.

Nasadka bino / binoviewer

Binoviewer rozdziela światło z jednego teleskopu na dwa tory optyczne, dzięki czemu obserwujemy obojgiem oczu przez parę okularów.
 
Może bardzo zwiększyć komfort obserwacji Księżyca i planet, ale wymaga odpowiedniego zakresu ostrzenia, dwóch dobrze dobranych okularów i uwzględnienia dodatkowej drogi optycznej. Nie należy mylić binoviewera z prawdziwą lornetą astronomiczną, która ma dwa niezależne obiektywy.

Szukacz

Szukacz pomaga skierować teleskop na wybrany obiekt. Może być małą lunetką prostą, lunetką kątową, RACI, celownikiem red-dot albo projekcyjnym typu Telrad.
 
Szukacz musi być wcześniej zgrany z głównym teleskopem. Jeśli wskazuje inne miejsce niż teleskop, nawet najlepszy atlas nie pomoże.

RACI

RACI - Right Angle Correct Image to szukacz kątowy dający obraz prosty i zgodny lewo-prawo. Ułatwia porównywanie widoku z atlasem i jest bardzo wygodny przy star-hoppingu.

Montaż

Montaż utrzymuje teleskop i pozwala płynnie kierować go po niebie. Dobry montaż musi być odpowiednio sztywny i dopasowany do masy oraz długości tuby.
 
Najważniejsze rodziny to montaże azymutalne AZ i paralaktyczne EQ. Dobson jest szczególnym, bardzo prostym montażem azymutalnym.

Montaż AZ / alt-az

Alt-azimuth porusza teleskopem w dwóch intuicyjnych osiach: wysokości oraz azymutu, czyli góra-dół i lewo-prawo.
 
Jest bardzo wygodny do obserwacji wizualnych. Napędzany montaż AZ może również śledzić obiekt, ale w długoczasowej astrofotografii pojawia się rotacja pola.

Montaż EQ / paralaktyczny

Montaż paralaktyczny ma oś rektascensji RA ustawianą równolegle do osi obrotu Ziemi oraz oś deklinacji DEC.
 
Po prawidłowym ustawieniu na biegun ruch dobowy nieba można śledzić przede wszystkim obrotem osi RA. Jest to podstawowa zaleta montaży EQ w klasycznej astrofotografii długoczasowej.

GEM - German Equatorial Mount

GEM to niemiecki montaż paralaktyczny. Tuba znajduje się po jednej stronie osi deklinacji, a po przeciwnej stronie stosuje się przeciwwagę. To jedna z najpopularniejszych konstrukcji montaży do astrofotografii.

Montaż harmoniczny

Nowoczesne montaże wykorzystujące przekładnie falowe, potocznie nazywane harmonicznymi, pozwalają uzyskać dużą nośność przy niewielkiej masie głowicy. W części konfiguracji mogą pracować bez przeciwwagi.
 
Nie oznacza to jednak automatycznie zerowego błędu prowadzenia. W astrofotografii nadal ważne są guiding, sztywność całego zestawu i prawidłowa konfiguracja.

Nośność / payload

Payload to deklarowana masa sprzętu, którą montaż może przenosić. Do całkowitego obciążenia trzeba wliczyć tubę, kamerę, wyciąg, koło filtrowe, guider, obejmy i pozostałe akcesoria.
 
Deklaracja producenta nie zawsze oznacza ten sam poziom dokładności prowadzenia w astrofotografii. Montaż może być wystarczający wizualnie, a jednocześnie zbyt słaby dla wymagającego zestawu fotograficznego o tej samej masie.

Szyna dovetail - Vixen i Losmandy

Dovetail to profilowana szyna służąca do mocowania tuby do montażu. Najczęściej spotykane są węższy standard typu Vixen oraz szerszy typu Losmandy / D.
 
Nie są ze sobą mechanicznie identyczne, choć wiele współczesnych siodeł montażowych przyjmuje oba typy.

Kolimacja

Kolimacja to prawidłowe wzajemne ustawienie elementów optycznych teleskopu.
 
Newtony wymagają okresowej kontroli ustawienia lustra wtórnego i głównego. SCT zazwyczaj reguluje się przez bardzo małe zmiany nachylenia lustra wtórnego. Refraktory i Maki zwykle nie wymagają regularnej kolimacji przez użytkownika.
 
Zła kolimacja pogarsza ostrość, kontrast i symetrię obrazu gwiazdy.

Seeing

Seeing opisuje stabilność atmosfery. Przy złym seeingu obrazy gwiazd i planet drgają, falują i tracą szczegóły. Jest kluczowy dla obserwacji planet, Księżyca, gwiazd podwójnych oraz fotografii wysokiej rozdzielczości.

Przejrzystość

Przejrzystość atmosfery określa, jak skutecznie światło przechodzi przez atmosferę. Wilgoć, smog, pył i cienkie chmury zmniejszają kontrast słabych obiektów.
 
Dla galaktyk i mgławic dobra przejrzystość jest często ważniejsza niż idealny seeing.

Adaptacja wzroku

To proces zwiększania czułości oka w ciemności. Jest szczególnie ważny dla DSO. Jasny ekran telefonu albo biała latarka może mocno pogorszyć zdolność widzenia słabych struktur.
 
Więcej: Adaptacja wzroku do ciemności.

DSO

DSO - Deep Sky Objects to obiekty głębokiego nieba: galaktyki, mgławice, gromady otwarte i kuliste oraz inne obiekty poza Układem Słonecznym.
 
Najpopularniejszą pierwszą listą DSO jest Katalog Messiera, a bardziej doświadczeni obserwatorzy mogą spróbować Maratonu Messiera.

Magnitudo / mag

Magnitudo jest logarytmiczną skalą jasności obiektów astronomicznych. Im mniejsza liczba, tym jaśniejszy obiekt. Różnica 5 mag odpowiada dokładnie 100-krotnej różnicy strumienia.
 
Dla galaktyk i mgławic sama jasność całkowita może być myląca, dlatego ważna jest również jasność powierzchniowa.
 
Więcej: Magnitudo - skala jasności obiektów astronomicznych.

Bortle

Skala Bortle'a jest dziewięciostopniową skalą opisującą jakość i ciemność nocnego nieba: od klasy 1 dla bardzo ciemnego nieba do klasy 9 dla silnie rozświetlonego centrum miasta.
 
Nie zastępuje dokładnego pomiaru jasności nieba, ale jest wygodnym opisem warunków obserwacyjnych.

GoTo

GoTo oznacza automatyczne kierowanie montażu na wybrany obiekt po wcześniejszym wykonaniu odpowiedniej procedury ustawienia.
 
GoTo nie jest tym samym co tracking, GPS ani plate solving. Te pojęcia są często mylone.
 
Szerzej: Systemy GoTo, tracking, GPS i plate solving - jak to działa?.

Tracking / śledzenie

Tracking oznacza ruch montażu kompensujący pozorny ruch nieba wynikający z obrotu Ziemi. Dzięki temu obiekt pozostaje w polu widzenia.
 
Montaż może umieć śledzić obiekt, nawet jeśli nie ma funkcji automatycznego GoTo.

Alignment

Alignment to procedura, podczas której montaż komputerowy buduje model orientacji względem nieba. Może wykorzystywać jedną lub kilka gwiazd, kamerę, telefon albo plate solving.
 
Nie należy mylić GoTo alignment z polar alignment.

Polar alignment - ustawienie na biegun

To ustawienie osi RA montażu paralaktycznego równolegle do osi obrotu Ziemi. Na półkuli północnej używa się do tego okolicy północnego bieguna niebieskiego, niedaleko Gwiazdy Polarnej.
 
Dokładność wymagana do obserwacji wizualnych jest dużo mniejsza niż do długoczasowej astrofotografii.

Plate solving

Plate solving polega na rozpoznaniu układu gwiazd na zdjęciu i wyznaczeniu dokładnych współrzędnych oraz orientacji kadru.
 
W nowoczesnych systemach pozwala automatycznie sprawdzić, gdzie naprawdę patrzy teleskop, i skorygować GoTo.

Guiding / autoguiding

Guiding w astrofotografii oznacza wykonywanie drobnych korekt prowadzenia montażu na podstawie położenia gwiazdy prowadzącej.
 
Autoguiding wykorzystuje małą kamerę i oprogramowanie. Gwiazda jest stale mierzona, a montaż otrzymuje korekty utrzymujące ją w tym samym miejscu.

Guider / guidescope

Guidescope to mały teleskop prowadzący współpracujący z kamerą guide. Jest zamontowany równolegle do głównego teleskopu.
 
Zestaw musi być mechanicznie sztywny. Jeżeli guider i główna kamera poruszają się minimalnie względem siebie, powstaje differential flexure - różnicowe ugięcie.

OAG - Off-Axis Guider

OAG pobiera niewielką część światła z głównego toru optycznego przy pomocy małego pryzmatu i kieruje ją do kamery prowadzącej.
 
Ponieważ guider korzysta z tej samej optyki co kamera główna, OAG ogranicza problemy z różnicowym ugięciem. Jest popularny zwłaszcza przy długich ogniskowych.

Rotacja pola

W napędzanym montażu azymutalnym obiekt może pozostawać w centrum kadru, ale orientacja całego pola względem matrycy stopniowo się obraca. To field rotation.
 
W obserwacji wizualnej zwykle nie przeszkadza, lecz ogranicza długość pojedynczych ekspozycji w klasycznej astrofotografii DSO.

PEC i błąd okresowy

W klasycznych przekładniach montażu niewielkie niedokładności mechaniczne powodują powtarzalny błąd okresowy - PE. W astrofotografii może powodować przesuwanie gwiazd.
 
PEC - Periodic Error Correction to system zapisujący lub modelujący część tego błędu i kompensujący go podczas śledzenia.

Backlash / luz przekładni

Backlash to luz mechaniczny powodujący, że po zmianie kierunku ruchu silnik lub pokrętło musi wykonać pewien ruch, zanim oś rzeczywiście zacznie poruszać teleskopem.
 
Może występować w montażach oraz wyciągach ostrości. Sterowniki GoTo i programy autofocus często mają funkcje kompensacji backlashu, ale mechanicznie bardzo duży luz nadal może pogarszać precyzję.

Meridian flip

W niemieckim montażu paralaktycznym meridian flip to przełożenie teleskopu na drugą stronę montażu podczas przechodzenia obiektu przez okolice południka.
 
Jest potrzebne po to, aby tuba lub kamera nie zderzyły się ze statywem albo głowicą podczas dalszego śledzenia. Współczesne systemy astrofotograficzne mogą wykonywać taki flip automatycznie, a następnie ponownie wycentrować kadr przez plate solving.

Pole obrazowe / image circle

Image circle to obszar za teleskopem, w którym powstaje użyteczny obraz o określonej jakości i oświetleniu. Jest bardzo ważny przy dobieraniu dużych matryc.
 
Teleskop może oświetlać matrycę APS-C bez problemu, ale winietować na pełnej klatce albo nie zapewniać dobrej korekcji gwiazd na jej brzegach.

Winietowanie

Winietowanie oznacza spadek jasności przy brzegach pola. Może wynikać z geometrii teleskopu, zbyt wąskich adapterów, filtrów, korektorów albo nieodpowiedniego rozmiaru lustra wtórnego.
 
W astrofotografii część winietowania można skorygować klatkami flat, ale silne mechaniczne odcięcie wiązki nie znika całkowicie od samej kalibracji.

Aberracja chromatyczna

Soczewki załamują różne długości fali pod nieco innym kątem. Jeżeli konstrukcja nie koryguje tego wystarczająco dobrze, wokół jasnych obiektów pojawiają się kolorowe obwódki i spada ostrość.
 
To aberracja chromatyczna. Jest typowa dla prostych refraktorów, a szkła ED i konstrukcje APO służą do jej ograniczenia.

Koma

Koma jest aberracją pozaosiową. W teleskopie z komą gwiazdy przy brzegu pola przypominają małe kometki. Jest szczególnie charakterystyczna dla szybkich Newtonów.

Krzywizna pola

Jeżeli idealnie ostra powierzchnia obrazu nie jest płaska, lecz zakrzywiona, mówimy o field curvature. Matryca aparatu jest płaska, więc środek i brzegi kadru nie mogą jednocześnie znaleźć się w idealnym ognisku bez odpowiedniej korekcji.

Astygmatyzm

Astygmatyzm może być aberracją układu optycznego, wadą okularu, efektem naprężenia optyki albo nawet astygmatyzmem oka obserwatora. Obraz punktowej gwiazdy przestaje wtedy być idealnie punktowy i może zmieniać orientację po przejściu przez ognisko.

Równowaga termiczna / cooldown

Teleskop wyniesiony z ciepłego domu na chłodne powietrze potrzebuje czasu, aby jego optyka i powietrze wewnątrz tuby zbliżyły się do temperatury otoczenia.
 
Prądy ciepłego powietrza i zmieniający temperaturę element optyczny mogą pogarszać obraz. Problem jest szczególnie zauważalny w większych lustrach i zamkniętych konstrukcjach katadioptrycznych.

Rosa i grzałka przeciwroszeniowa

Podczas pogodnej nocy optyka może wypromieniować ciepło i ochłodzić się poniżej punktu rosy. Wtedy na soczewce lub płycie korekcyjnej kondensuje woda.
 
Osłona przeciwroszeniowa opóźnia ten proces, a delikatna grzałka utrzymuje optykę tuż powyżej temperatury kondensacji.

Filtr astronomiczny

Filtry służą do selektywnego przepuszczania części widma. Ich funkcja zależy od zastosowania:
 
• UHC/OIII/H-beta - obserwacja wybranych mgławic emisyjnych,
• filtry planetarne - modyfikacja kontrastu barwnego,
• filtry LRGB i narrowband - astrofotografia,
• filtry słoneczne - specjalistyczna ochrona do obserwacji Słońca.
 
Filtry słoneczne są kategorią bezpieczeństwa i nie wolno zastępować ich zwykłym filtrem ND, H-alpha do mgławic ani przypadkowym ciemnym szkłem. Więcej: Jak bezpiecznie obserwować Słońce.

EAA

EAA - Electronically Assisted Astronomy to obserwacja wspomagana elektronicznie. Kamera rejestruje krótkie ekspozycje, które są na bieżąco wyrównywane i składane.
 
Obraz rozwija się na ekranie podczas sesji. To rozwiązanie pośrednie pomiędzy klasyczną obserwacją wizualną a pełnym workflow astrofotograficznym.

Smart-teleskop

Smart-teleskop integruje w jednej konstrukcji optykę, kamerę, napęd, sterowanie aplikacją oraz automatyczne funkcje takie jak GoTo, ustawianie ostrości, plate solving i live stacking.
 
Nie jest po prostu "teleskopem z telefonem". To kompletne urządzenie do elektronicznej obserwacji i rejestracji nieba.

Live stacking

Live stacking to automatyczne wyrównywanie i składanie kolejnych ekspozycji podczas obserwacji. Z każdą następną klatką rośnie stosunek sygnału do szumu, a na ekranie pojawia się coraz więcej słabych struktur.
 
Jest podstawową techniką EAA i smart-teleskopów. Nie należy mylić jej z pojedynczą długą ekspozycją - wynik powstaje z wielu osobnych klatek.

Dark, flat i bias - klatki kalibracyjne

W klasycznej astrofotografii często stosuje się klatki kalibracyjne.
 
Dark pomaga modelować sygnał termiczny, hot-piksele i część wzoru szumu przy określonym czasie oraz temperaturze. Flat służy do korekcji winietowania i cieni po pyłkach w torze optycznym. Bias rejestruje składową odczytu przy najkrótszej możliwej ekspozycji i jest używany w niektórych procedurach kalibracji.
 
Współczesne kamery i workflow nie zawsze wymagają dokładnie tego samego zestawu klatek kalibracyjnych, dlatego warto stosować procedurę właściwą dla konkretnego sensora i programu.

Astrofotografia w ognisku głównym

Prime focus oznacza fotografowanie bez okularu: matryca kamery znajduje się w ognisku teleskopu, a sam teleskop pełni rolę obiektywu fotograficznego.

Fotografia afokalna

W metodzie afokalnej aparat lub smartfon fotografuje obraz wychodzący z okularu teleskopu. Jest to popularna i prosta metoda wykonywania pierwszych zdjęć Księżyca telefonem.
 
Starszy, ale gruntownie przebudowany poradnik o tej metodzie znajduje się tutaj: Astrofotografia aparatem kompaktowym przez teleskop.

Skala obrazu / pixel scale

W fotografii pixel scale określa, jaki kąt na niebie przypada na jeden piksel matrycy. Zależy od rozmiaru piksela i ogniskowej teleskopu.
 
Orientacyjnie:
 
skala ["/px] ≈ 206,265 × rozmiar piksela [µm] / ogniskowa [mm].
 
Parametr pomaga ocenić, czy zestaw nie próbuje rejestrować detali znacznie mniejszych niż pozwalają seeing i optyka.

Koło filtrowe i szuflada filtrowa

Filter wheel pozwala automatycznie wybierać jeden z kilku filtrów zamontowanych w kole. Jest standardem w fotografii kamerą monochromatyczną.
 
Filter drawer to prostsza szuflada na pojedynczy filtr. Przy częstej zmianie filtrów koło jest wygodniejsze; przy jednym filtrze szuflada bywa lżejsza i prostsza.

Pierścienie dystansowe / spacery

To adaptery o określonej długości służące do ustawienia właściwej odległości w torze fotograficznym, np. wymaganego backfocusu 55 mm.

T-ring i adapter T2

T-ring łączy bagnet konkretnego aparatu fotograficznego z gwintem T2. T2 oznacza najczęściej gwint M42x0,75 używany w wielu akcesoriach astronomicznych.
 
Nie należy mylić T2 z fotograficznym gwintem M42x1 stosowanym w starych obiektywach.

1,25" i 2"

To najpopularniejsze średnice tulei okularów i części akcesoriów astronomicznych.
 
Okulary 2" pozwalają stosować większe przysłony polowe, a więc uzyskiwać bardzo szerokie rzeczywiste pole przy długich ogniskowych okularu. Nie oznacza to, że każdy okular 2" automatycznie daje lepszy lub ostrzejszy obraz niż 1,25".

Co warto zapamiętać na początek?

Jeżeli większość powyższych pojęć jest nowa, nie trzeba uczyć się całego słownika naraz. Do pierwszych obserwacji wystarczy dobrze rozumieć:
 
• aperturę,
• ogniskową,
• światłosiłę,
• powiększenie,
• źrenicę wyjściową,
• pole widzenia,
• rodzaj teleskopu,
• rodzaj montażu,
• szukacz,
• kolimację,
• seeing i przejrzystość.
 
Reszta zacznie mieć znaczenie naturalnie, gdy pojawią się kolejne potrzeby: filtry, GoTo, fotografia czy automatyzacja.
 
Praktyczne zastosowanie tych pojęć najłatwiej zobaczyć w poradnikach Co zobaczę przez teleskop? oraz Jak obserwować obiekty głębokiego nieba?.