• Возможности раздельного наблюдения двух компонентов двойной звезды зависят не только от разрешения телескопа, но и от размеров приемника излучения, в данном случае от размера элемента изображения (или, как говорят астрономы, пикселя) ПЗС-матрицы. Вначале рассчитаем линейные размеры пикселя ПЗС-матрицы:

$$\delta = \sqrt{\frac{S}{N}} = 19.9 \text{ MKM}.$$

Здесь S- площадь всей матрицы, а N- число ее элементов. Затем найдем радиус кружка Эри (дифракционного пятна) на ПЗС-матрице:

$$r = 1.22 \cdot \lambda \cdot \frac{F}{D} .$$

Здесь F — фокусное расстояние объектива, D — его диаметр. Примем длину волны $\lambda$ равной 0.55 микрон, что соответствует максимуму чувствительности человеческого глаза (или цветовой полосе V широкополосной фотометрической системы UBV). Тогда величина r окажется равной 3.4 мкм, что существенно меньше размеров элемента матрицы. Следовательно, при высоком теоретическом угловом разрешении изображения обоих компонентов часто будут попадать в один и тот же пиксель, и различить их будет невозможно. Поэтому реальный предел разрешения такой системы определяется размером пикселя. Соответствующее угловое разрешение будет равно

$$d = \frac{\delta}{F} = 6.6 \cdot 10^{-6}$$ рад = 1.4".

вместо теоретического предела, равного, как легко показать, 0.2".

Если учесть, что реальное разрешение такого телескопа (связанное как с отклонением формы зеркала от идеальной, так и с наличием атмосферной турбулентности) составляет примерно 1", то можно думать, что астроном сделал оптимальный выбор ПЗС-камеры. Матрица с меньшим размером пикселя для проведения таких наблюдений вряд ли нужна.