Teleskop

1. Dasar Kerja Teleskop Optik

Bagian terpenting dari teleskop optik adalah objektifnya yang dapat berupa lensa cembung (teleskop refraktor/pembias) atau cermin cekung (teleskop reflektor/pemantul). Objektif digunakan untuk mengumpulkan atau memusatkan cahaya bintang atau benda langit lainnya pada fokus teleskop.

Misalkan kita memotret suatu benda yang besar sudutnya a melalui sebuah refraktor. Sudut a adalah sudut yang membentang dari dari tepi ke tepi benda apabila dilihat dengan mata.

Bila benda terletak jauh sekali, bayangan akan terletak di fokus teleskop. Bila sudut a kecil (contoh besar sudut Bulan hanya 0,5^o), maka

di mana: l adalah besar bayangan dan f adalah panjang fokus, sudut a dinyatakandalam radian. Dari persamaan (1 ) dapat ditentukan panjang bayangan yang besar sudutnya 1^o adalah l = 0,017f

Contoh:

Panjang fokus refraktor Zeiss 1100 cm, maka benda yang besar sudutnya 1^o akan mempunyai bayangan sebesar

l = 0,01745 x 1100 cm = 19,195 cm = 19,2 cm.

Dengan perkataan lain setiap cm batang bayangan menggambarkan sudut sebesar (1/19,2)^o atau 0,052^o atau (jika 1^o = 3600”) maka 0,052 x 3600 ”= 187,2” per cm atau 18,72 per mm.

Maka dikatakan skala bayangan teropong tersebut adalah 187,2 per cm atau 18,72 per mm. Jika 1 radian = 206265” busur, maka

Jumlah energi yangmembentuk bayangan sebanding dengan luas objektif atau sebanding dengan D², di mana D = garis tengah objektif. Karena lebar bayangan sebandingdengan panjang fokus objektif, maka energi pada bayangan akan disebar pada daerah yang luasnya sebanding dengan f². Jadi Jumlah energi cahaya yang dipusatkan padasatuan luas bayangan, katakan pada luas 1 mm², dinyatakan sebagai kecerahan bayangan B. Dengan demikian kecerahan bayangan tersebut

Besaran f/D disebut angka banding-f . Sering digunakan sebagai berikut: bila angkabanding-f adalah f/8, artinya f/D = 8.

Bila sumber cahaya bukan merupakan benda yang ”membentang” melainkan berupa titikcahaya, bayangan juga akan berupa titik cahaya. Dalam hal ini kecerahan bayangan hanya di tentukan oleh garis tengah objektif, jadi rumus (4) menjadi

Betapapun sempurnanya suatu teleskop tidak mungkin membentuk bayangan yang sempurna ketajamannya. Di sekitar bayangan akan terdapat lingkaran-lingkaran difraksi yang sangat lemah. Dua sumber titik akan terlihat terpisah bila bayangan benda yang satu letaknya paling sedikit pada lingkaran difraksi pertama bayangan benda lainnya. Hal ini dipenuhi bila jarak sudut kedua benda (sudut yang dibentuk kedua benda itu bila dilihat daripusat objektif) sedikitnya adalah

l = panjang gelombang cahaya, D = garis tengah objektif.

a pada persamaan (6) menyatakan sudut terkecil yang mampu dipisahkan oleh suatu teleskop, dan untuk ini diperlukan D yang besar. Cahaya kasat mata mempunyai panjang gelombangefektif 5500 A^o, maka daya pisah untuk teleskop ini adalah     

a dalam detik busur dan D dalam cm.

Faktor yang menunjukkan berapa kali benda diperbesar  disebut daya perbesaran teleskop itu. Misalkan Bulan purnama itu membentang dengan sudut 0,5^o, dan bila dilihat dengan teleskop ternyata sudutnya 10^o, maka daya perbesaran teleskop ini adalah 20.

Seperti telah dibahas di atas besar sudut benda dilihat tanpa teleskop adalah a, dan apabila dilihat dengan teleskop adalah b. Misalkan panjang fokus lensa objektif adalah f1 dan panjang fokus lensa okuler adalah f2, maka daya perbesaran teleskop adalah

Contoh data teleskop:

TELESKOP SCHMIDT – CASSEGRAIN (SC)