Co to jest zdolność rozdzielcza teleskopu?
Zdolność rozdzielcza (ang. angular resolution, resolving power) to zdolność instrumentu optycznego do oddzielnego ukazania dwóch bliskich punktów lub szczegółów, które bez instrumentu zlałyby się w jeden. Jest to fundamentalny parametr jakościowy teleskopu, ograniczony zarówno przez falową naturę światła (dyfrakcja) jak i przez atmosferyczne zniekształcenia (seeing).
Granica dyfrakcyjna teleskopu (kryterium Rayleigha): theta = 1,22 * lambda / D (w radianach), gdzie lambda to długość fali, D to apertura. Dla teleskopu 100 mm w świetle widzialnym (550 nm): theta = 1,22 * 550e-9 / 0,1 = 6,7e-6 rad = 1,38 arcsec. Dla teleskopu 250 mm: ok. 0,55 arcsec. Przy obserwacjach atmosferycznych granica dyfrakcyjna jest często nieosiągalna z powodu turbulencji atmosferycznych (seeing) – typowe seeing w Polsce to 2-4 arcsec; doskonałe seeing to poniżej 1 arcsec. Seeing mierzy się przez FWHM (Full Width at Half Maximum) obrazu gwiazdy punktowej. Adaptywna optyka (AO) w dużych teleskopach aktywnie koryguje zniekształcenia atmosferyczne, pozwalając zbliżyć się do granicy dyfrakcyjnej. Teleskopy kosmiczne (HST, JWST) pracują bez atmosfery, więc osiągają pełną granicę dyfrakcyjną.
Zdolność rozdzielcza determinuje, jakie szczegóły można zobaczyć: rozdzielenie gwiazd podwójnych, detale na powierzchniach planet, wewnętrzną strukturę mgławic. Zwiększenie apertury jest jedyną drogą do poprawy granicy dyfrakcyjnej – stąd wyścig o coraz większe teleskopy (ELT, 39 m apertury, granica dyfrakcyjna ok. 4 mas). Zdjęcia w radio-interferometrii (VLBI) osiągają zdolność rozdzielczą rzędu mikro-arcsekund – to najwyższa zdolność rozdzielcza w astronomii.