Rezolutia

Rezolutia poate fi definita ca si dimensiunea celor mai mici detalii care pot fi vazute printr-un telescop. Ea depinde de diametrul obiectivului si de calitatea opticii telescopului. Daca dublam diametrul obiectivului atunci rezolutia ar trebui sa se dubleze si ea. In final, cu cat telescopul poate colecta mai multa lumina cu atat putem observa mai multe detalii prin el. Rezolutia este in general masurata in secunde de arc (sunt 60 de scunde de arc intr-un minut de arc si 60 de minute de arc intr-un grad).

Al doilea factor care influenteaza rezolutia unui telescop este calitatea suprafetelor lentilelor sau oglinzilor. Elementele optice a caror suprafete nu au forma corecta, care sunt montate corect sau au imperfectiuni prezinta numeroase aberatii optice.

Cand privim prin telescop Luna sau o planeta, avem de a face cu un obiect cu o suprafata considerabila si cu cat crestem puterea de marire, daca conditiile sunt bune, vedem mai multe detalii. O stea insa, datorita distantei foarte mari la care se afla, poate fi considerata o sursa de lumina punctiforma si, oricat am creste puterea de marire, vedem tot un punct. De fapt, datorita difractiei luminii, nu vedem un punct luminos ci un mic disc, numit disc Airy. Diametrul unghiular al discului este cu atat mai mic cu cat diametrul obiectivului este mai mare. Discul Airy este inconjurat de cercuri luinoase concentrice, din ce in ce mai putin luminoase – inele de difractie.

O metoda frecvent folosita pentru a determina rezolutia este observarea unor stele duble foarte apropiate. Cele doua componente sunt considerate separate daca Airy dicurile lor se vad separate. Distanta dintre cele mai apropiate stele care pot fi separate se numeste puterea de separare a telescopului. Ea poate fi estimata impartind 116 la diametrul obiectivului in milimetri (sau impartind 4.54 la diametrul obiectivului in inch), doar pentru cazul in care cele doua stele au aproximativ aceeasi stralucire. Aceasta este numita limita Dawes, dupa numele astronomului amator care a dedus-o in secolul XIX. Nu trebuie uitat ca ea este o formula empirica, valabila pentru stele de magnitudine apropiata si un telescop fara obstructie centrala. Ea este adeseori depasita de telescoapele moderne, de calitate.