Teleskopë optikë

Instrumenti kryesor që përdoret në astronomi për vëzhgim trupat qiellorë, duke marrë dhe analizuar rrezatimin që vjen prej tyre, është një teleskop. Kjo fjalë vjen nga dy fjalë greke: tele - larg dhe skopeo - shikoj. Teleskopi përdoret, së pari, për të mbledhur sa më shumë dritë që vjen nga objekti në studim dhe së dyti, për të ofruar një mundësi për ta studiuar atë. pjesë të vogla e paarritshme për syrin e lirë. Sa më shumë objekte të zbehta të bëjë të mundur shikimin e teleskopit, aq më e madhe është fuqia e tij depërtuese. Aftësia për të dalluar detajet e vogla karakterizon rezolucionin e teleskopit. Të dyja këto karakteristika të një teleskopi varen nga diametri i objektivit të tij.

Në një refraktor quhet thjerrëza e parë përmes së cilës kalon drita nga një objekt qiellor. Vini re se drita do të përmbyset në planin fokal. Një lente e dytë, e quajtur lente okulare, vendoset prapa planit fokal dhe i lejon shikuesit të shikojë imazhin e zmadhuar ose imazhin e zmadhuar.

Kështu, forma më e thjeshtë e një refraktori përbëhet nga një objektiv dhe një okular, siç tregohet në diagram. Diametri i një objekti shënohet si; zakonisht varion nga disa centimetra për teleskopët e vegjël me pika deri në një metër për refraktorin më të madh. Një objektiv, si një okular, mund të ketë disa komponentë. Teleskopët e vegjël me pika mund të përmbajnë një lente shtesë pas okularit për të ngritur imazhin në mënyrë që të mos duket prapa. Kur një objekt shikohet me një refraktor, imazhi mund të mos duket i mprehtë, ose mund të ketë edhe një ngjyrë dominuese.

Sasia e dritës së mbledhur nga thjerrëzat rritet në proporcion me sipërfaqen e saj (katrorin e diametrit). Diametri i bebëzës së syrit të njeriut, edhe në errësirë ​​të plotë, nuk i kalon 8 mm. Thjerrëzat e një teleskopi mund të tejkalojnë diametrin e bebëzës së syrit me dhjetëra e qindra herë. Kjo i lejon teleskopit të zbulojë yjet dhe objektet e tjera që janë 100 milionë herë më të zbehta se objektet e dukshme me sy të lirë. Sa më e vogël të jetë madhësia e imazhit të një pike ndriçuese (ylli) që jep një lente teleskopi, aq më e mirë është rezolucioni i saj. Nëse distanca midis imazheve të dy yjeve është më e vogël se madhësia e vetë imazhit, atëherë ato bashkohen në një. Madhësia minimale e një imazhi ylli (në sekonda hark) mund të llogaritet duke përdorur formulën:

Shtrembërime ose devijime të tilla shfaqen ndonjëherë kur thjerrëza lëmohet në formën e saj strukturore. Lloji kryesor i shtrembërimit në një refraktor është se dështimi i rrezeve të dritës me ngjyra të ndryshme është afër një fokusi të përbashkët. Shmangia kromatike mund të minimizohet duke shtuar përbërës në subjekt. Në dizajnin e lenteve, faktorët e zgjerimit lloje te ndryshme syzet janë rreshtuar me kujdes për të minimizuar devijimet që vijnë nga ndryshimi i teleskopit gjatë natës.




Një tjetër veçori e rëndësishme e teleskopit. Kjo është aftësia e një instrumenti për të dalluar qartë dy pika, ndarja këndore e të cilave është më e vogël se këndi minimal që mund të zgjidhë syri i vëzhguesit. Kështu, një lente 25 cm ka një rezolucion teorik prej 45 sekondash harku, ndërsa një teleskop 250 cm ka një prej 045 sekondave të harkut. Një aplikim i rëndësishëm i rezolucionit është vëzhgimi i pamjes. Atje, si rregull, vërehet një yll kur rrotullohet rreth një ylli të dytë. Shumë observatorë drejtojnë programe të gjera vëzhgimi binare vizuale dhe publikojnë katalogë të rezultateve të tyre të vëzhgimit.

A = 205265 x L/D

ku L është gjatësia e valës së dritës dhe D është diametri i thjerrëzës. Një teleskop shkollor me një lente objektive 60 mm do të kishte një rezolucion teorik prej rreth 2". Kujtoni se kjo është 60 herë më e madhe se rezolucioni i syrit të lirë (2"). Rezolucioni aktual i teleskopit do të jetë më i vogël, pasi cilësia e imazhit ndikohet ndjeshëm nga gjendja e atmosferës dhe lëvizja e ajrit.

Shumica e refraktorëve të përdorur aktualisht në observatorë po. Montazhi përshkruan orientimin e kushinetave fizike dhe strukturën që lejon teleskopin të përcaktojë me saktësi një objekt qiellor për shikim. Boshti polar mbështet boshtin e deklinimit të instrumentit. matur në qiell në veri ose në jug të. Boshti i lëkundjes lejon teleskopin të tregojë kënde të ndryshme të pjerrësisë ndërsa instrumenti rrotullohet relativisht rreth boshtit polar. Ngjitja e djathtë matet përgjatë ekuatorit qiellor nga ngjitja e djathtë.

Nëse një lente përdoret si objektiv teleskopi, atëherë quhet refraktor (nga fjalë latine refracto - thyhet), dhe nëse një pasqyrë konkave, atëherë një reflektor (reflecto - reflekton). Përveç refraktorëve dhe reflektorëve, aktualisht përdoren lloje të ndryshme teleskopësh me lente pasqyre. Teleskopët shkollorë janë kryesisht refraktorë, zakonisht me një lente konverguese bikonvekse si objektivin e tyre. Siç e dini, nëse objekti është më i largët se dyfishi i gjatësisë fokale, ai jep një imazh të reduktuar, të përmbysur dhe real të tij. Ky imazh ndodhet midis fokusit dhe pikave të fokusit të dyfishtë të lentës. Distancat nga Hëna, planetët dhe akoma më shumë yje janë aq të mëdha sa që rrezet që vijnë prej tyre mund të konsiderohen paralele. Prandaj, imazhi i objektit do të vendoset në planin fokal.

Deklinsioni dhe ngjitja e djathtë janë dy koordinata që përcaktojnë një objekt qiellor në sferën qiellore. Deklinsioni është i ngjashëm, dhe ngjitja djathtas është analoge me gjatësinë. Format e graduara janë instaluar në bosht, duke i lejuar vëzhguesit të drejtojë me saktësi teleskopin. Për të gjurmuar një objekt, boshti polar i teleskopit lëviz pa probleme me shpejtësi yjore, domethënë me një shpejtësi të barabartë me shpejtësinë e rrotullimit të Tokës në raport me yjet. Kështu, është e mundur të gjurmoni ose vëzhgoni me teleskop për periudha të gjata kohore nëse shpejtësia anësore e motorit është shumë e saktë.

Le të ndërtojmë një imazh të Hënës, i cili jep një lente me një gjatësi fokale F. Mund të shihet nga figura se dimensionet këndore të objektit të vëzhguar - këndi a - nuk e ndryshojnë thjerrëzën. Le të përdorim tani një lente tjetër - okularin 2, duke e vendosur atë nga imazhi i hënës (pika F1 në një distancë të barabartë me gjatësinë fokale të kësaj thjerrëze - f, në pikën F2. Gjatësia fokale e okularit duhet të jetë më e vogël se gjatësia fokale e thjerrëzës Pasi të kemi ndërtuar imazhin që jep okulari, do të shohim se rrit dimensionet këndore të Hënës: këndi b është dukshëm më i madh se këndi a. Zmadhimi që jep teleskopi është i barabartë me raportin e gjatësia fokale e objektivit në gjatësinë fokale të okularit:

Sistemet shtytëse me precizion të lartë janë bërë lehtësisht të disponueshme për shkak të avancimit të shpejtë të teknologjisë së ndërlidhjes. Shumica e observatorëve të mëdhenj tani mbështeten në vëzhgime kuarci ose precize, dhe teleskopë me shpejtësi jashtëzakonisht uniforme. Ky instrument është përdorur nga një astronom për të zbuluar dy prej tyre, dhe aktualisht teleskopi përdoret kryesisht për të vëzhguar yjet binare. Refraktori 91 cm në Mount Hamilton, Kaliforni, SHBA, dhe instrumenti 1 metër në Williams Bay, Wisconsin, SHBA, janë sistemet më të mëdha refraktore të disponueshme aktualisht.

W=F/f

Teleskopi rrit dimensionet e dukshme këndore të Diellit, Hënës, planetëve dhe detajet mbi to, por yjet, për shkak të distancës së tyre kolosale, janë ende të dukshme përmes teleskopit si pika të ndritshme. Duke pasur okularë të këmbyeshëm, mund të merrni zmadhime të ndryshme me të njëjtën lente. Prandaj, aftësitë e një teleskopi në astronomi zakonisht karakterizohen jo nga zmadhimi, por nga diametri i thjerrëzës së tij. Në astronomi, si rregull, përdoren zmadhimet më pak se 500 herë. Përdorimi i zmadhimeve të mëdha pengohet nga atmosfera e Tokës. Lëvizja e ajrit, e padukshme për syrin e lirë (ose me zmadhim të ulët), çon në faktin se detajet e vogla të imazhit bëhen të paqarta, të paqarta. Observatorë astronomikë, të cilët përdorin teleskopë të mëdhenj me diametër pasqyre 2-3 m, përpiqen t'i vendosin në zona me një astroklimë të mirë: një numër i madh ditësh dhe netësh të kthjellta, me transparencë të lartë atmosferike. Teleskopi më i madh reflektues në Rusi, i cili ka një pasqyrë me një diametër prej 6 m, është projektuar dhe ndërtuar nga Shoqata Optike dhe Mekanike e Leningradit. Pasqyra e saj e madhe konkave, e cila ka një masë prej rreth 40 tonë, është bluar brenda fraksioneve të një mikrometri. Gjatësia fokale e pasqyrës është 24 m.

Disa teleskopë optikë të rëndësishëm me bazë tokësore. Astrografi ka një pllakë fotografike të montuar në rrafshin fokal të thjerrëzës në mënyrë që të mund të bëhen fotografi. sfera qiellore. Fotot zakonisht bëhen në pllaka xhami. Përdorimi kryesor i astrografit është përcaktimi i pozicionit një numër i madh yje të dobët.

Këto pozicione më pas publikohen në katalogë të tillë si dhe shërbejnë si pikë referimi për imazhin e hapësirës së thellë. Reflektorët përdoren jo vetëm për të studiuar rajonin e dukshëm, por edhe për të studiuar rajonet më të afërta dhe më të gjata valore ngjitur me të. Emri i këtij lloji të instrumentit vjen nga fakti se primar reflekton dritën përsëri në fokus në vend që ta thyejë atë. Pasqyra kryesore është zakonisht në formë konkave sferike ose parabolike dhe për shkak se reflekton dritën e kthen imazhin në rrafshin fokal.

Masa e të gjithë instalimit të teleskopit është më shumë se 850 ton, dhe lartësia është 42 m. Teleskopi kontrollohet nga një kompjuter, i cili ju lejon të drejtoni me saktësi teleskopin në objektin në studim dhe ta mbani atë në fushën e shikimit për për një kohë të gjatë, duke e kthyer pa probleme teleskopin pas rrotullimit të Tokës. Teleskopi është pjesë e Observatorit Special Astrofizik Akademia Ruse Shkenca dhe instaluar në Kaukazin e Veriut (afër fshatit Zelenchukskaya në Kabardino-Balkaria) në një lartësi prej 2100 m mbi nivelin e detit. Aktualisht, është bërë e mundur që në teleskopët tokësorë të përdoren jo pasqyra monolitike, por pasqyra të përbëra nga fragmente të veçanta. Tashmë janë ndërtuar dhe janë në funksion dy teleskopë, secili me një lente objektive 10 m, të përbërë nga 36 pasqyra gjashtëkëndore të veçanta. Duke i kontrolluar këto pasqyra me një kompjuter, mund t'i rregulloni gjithmonë në mënyrë që të gjitha të mbledhin dritën nga objekti i vëzhguar në një fokus të vetëm. Është planifikuar të krijohet një teleskop me një pasqyrë të përbërë me një diametër prej 32 m, që funksionon në të njëjtin parim. Teleskopë modernë përdoret shpesh për të fotografuar imazhin që jep lentet. Kështu janë marrë ato fotografi të Diellit, galaktikave dhe objekteve të tjera që do të shihni në faqet e librit shkollor, në libra dhe revista të njohura. Aktualisht, astronomia quhet astronomi me të gjitha valët, pasi vëzhgimet e objekteve kryhen jo vetëm në intervalin optik. Për këtë qëllim përdoren pajisje të ndryshme, secila prej të cilave është e aftë të marrë rrezatim në një gamë të caktuar valësh elektromagnetike: rrezatim infra të kuqe, ultravjollcë, rreze x, gama dhe radio. Për të marrë dhe analizuar lloje të tjera të rrezatimit optik dhe të tjerë në astronominë moderne, përdoret i gjithë arsenali i arritjeve në fizikë dhe teknologji - fotoshumëzimit, konvertuesit elektron-optikë, etj.

Diagrami ilustron parimin e një pasqyre reflektuese konkave. Formulat për rezolucionin e fuqisë, zmadhimin dhe fuqinë e dritës, siç u diskutua për refraktorët, vlejnë edhe për reflektorët. Pasqyra kryesore është e vendosur në fundin e poshtëm të tubit të teleskopit në një reflektor dhe ka një sipërfaqe të përparme të veshur me një film jashtëzakonisht të hollë metali, për shembull. Pjesa e pasme e pasqyrës zakonisht është prej, megjithëse herë pas here janë përdorur materiale të tjera. ishte zgjedhja kryesore për shumë teleskopë të vjetër, por teknologjia e re ka çuar në zhvillimin dhe përdorimin e gjerë të një sërë gotash me faktorë shumë të ulët të zgjerimit.

Aktualisht, marrësit më të ndjeshëm të dritës janë pajisjet e lidhura me ngarkesë (CCD), të cilat lejojnë regjistrimin e kuanteve individuale të dritës. Ata përfaqësojnë sistem kompleks gjysmëpërçuesit (vargjet gjysmëpërçuese) që përdorin efektin e brendshëm fotoelektrik. Në këtë dhe në raste të tjera, të dhënat e marra mund të riprodhohen në një ekran kompjuteri ose të paraqiten për përpunim dhe analizë në formë dixhitale. Emetimi i radios nga hapësira arrin në sipërfaqen e Tokës pa përthithje të konsiderueshme. Për ta marrë atë, u ndërtuan instrumentet më të mëdhenj astronomikë, radio teleskopët. Pasqyrat e tyre të antenës metalike, të cilat arrijnë një diametër prej disa dhjetëra metrash, reflektojnë valët e radios dhe i mbledhin ato si një teleskop reflektues optik.

E ulët do të thotë që forma e pasqyrës nuk do të ndryshojë ndjeshëm pasi teleskopi ndryshon natën. Meqenëse pjesa e pasme e pasqyrës shërben vetëm për të siguruar formën e dëshiruar dhe mbështetjen fizike, ajo nuk duhet të përmbushë standardet e larta të cilësisë optike të kërkuara për një lente.

Teleskopët reflektues kanë një sërë avantazhesh të tjera ndaj refraktorëve. Ato nuk preken sepse drita e reflektuar nuk shpërndahet përgjatë gjatësisë së valës. Për më tepër, tubi i teleskopit të një reflektori është më i shkurtër se ai i një refraktori me të njëjtin diametër, gjë që zvogëlon koston e tubit. Prandaj, kupola për të vendosur reflektorin është më e vogël dhe më ekonomike për t'u ndërtuar. Deri më tani, është diskutuar vetëm pasqyra kryesore e reflektorit. Mund të mendoni për vendndodhjen e okularit. Pasqyra kryesore reflekton dritën e një objekti qiellor në fokusin kryesor afër skajit të sipërm të tubit.

Për të regjistruar emetimin e radios, përdoren radio marrës të veçantë të ndjeshëm. Instrumentet për studimin e llojeve të tjera të rrezatimit zakonisht quhen gjithashtu teleskopë, megjithëse në dizajnin e tyre ato ndonjëherë ndryshojnë ndjeshëm nga teleskopët optikë. Zakonisht instalohen në satelitët artificialë, stacionet orbitale dhe të tjera anije kozmike, meqenëse këto rrezatime praktikisht nuk depërtojnë nëpër atmosferën e tokës. Ajo i shpërndan dhe i thith ato. Edhe teleskopët optikë në orbitë kanë disa avantazhe ndaj atyre në tokë. Më i madhi prej tyre, Teleskopi Hapësinor. Hubble, i krijuar në SHBA, me një pasqyrë me diametër 2.4 m, janë në dispozicion objekte që janë 10 - 15 herë më të zbehta se i njëjti teleskop në Tokë. Rezolucioni i tij është 0.1", i cili është i paarritshëm edhe për teleskopët më të mëdhenj në tokë. Imazhet e mjegullnajave dhe objekteve të tjera të largëta tregojnë detaje të imta që nuk dallohen nga vëzhgimet nga Toka.

Natyrisht, nëse një vëzhgues do ta ulte syrin tek ai me një reflektor me përmasa të vogla, ai do të bllokonte dritën nga pasqyra kryesore me kokën e tij. vendosi një pasqyrë të vogël të sheshtë në 45° brenda fokusit kryesor dhe në këtë mënyrë e solli fokusin në anën e teleskopit. Sasia e dritës së humbur nga kjo procedurë është shumë e vogël në krahasim me fuqinë totale të dritës në pasqyrën parësore. Reflektori Njutonian është i popullarizuar nga entuziastët e teleskopit.

Laurent Cassegrain i Francës, një bashkëkohës i Njutonit, shpiku një lloj tjetër reflektuesi. I quajtur, ky mjet përdor një pasqyrë të vogël konveks për të reflektuar dritën mbrapsht përmes një vrime të vogël në pasqyrën parësore në një fokus të vendosur prapa asaj primare. Diagrami ilustron një tipike. Disa teleskopë të mëdhenj të këtij lloji nuk kanë një vrimë në pasqyrën kryesore, por përdorin një pasqyrë të vogël të sheshtë përpara parësore për të reflektuar dritën jashtë tubit kryesor dhe për të siguruar një zonë tjetër shikimi.


Astronomët vëzhgojnë yjet, planetët dhe objektet e tjera në univers duke përdorur teleskopë. Teleskopi është mjeti kryesor i punës i çdo eksploruesi të Universit. Kur u shfaqën teleskopët e parë dhe si u organizuan ata?

Në vitin 1609, Galileo Galilei (1564-1642), profesor në Universitetin e Padovës, drejtoi për herë të parë një hapësirë ​​të vogël njollosje të bërë prej tij drejt qiellit me yje. Epoka e astronomisë teleskopike filloi në studimin e trupave qiellorë.

Një varietet tjetër u shpik nga një tjetër bashkëkohës i Njutonit, një astronom skocez. Gregory vendosi një pasqyrë dytësore konkave jashtë fokusit për të reflektuar dritën përsëri përmes një vrime në pasqyrën kryesore. Teleskopët më të mëdhenj reflektues në përdorim aktualisht kanë një kafaz si qendër të vëmendjes, duke lejuar vëzhguesin të ulet brenda teleskopit ndërsa përdor instrumentin. Një reflektor 5 metra në, afër, Kaliforni është i pajisur në këtë mënyrë. Ndërsa shumica e reflektorëve kanë montime ekuatoriale të ngjashme me refraktorin, reflektori më i madh në botë, instrumenti 4 metra në La Palma, Spanjë, ka një montim lartësi-azimut.

Parimi i funksionimit të një teleskopi optik bazohet në vetitë e një lente konveks ose një pasqyre konkave, e cila vepron si një lente në teleskop, për të fokusuar rrezet paralele të dritës që vijnë tek ne nga burime të ndryshme qiellore dhe për të krijuar imazhet e tyre në rrafshi fokal. Një astronom-vëzhgues, duke parë një imazh të një objekti hapësinor përmes një okular, e sheh atë të zmadhuar. Në të njëjtën kohë, zmadhimi i një teleskopi kuptohet si raporti i dimensioneve të dukshme këndore të një objekti kur vëzhgohet përmes një teleskopi dhe pa të. Zmadhimi i një teleskopi është i barabartë me raportin e gjatësisë fokale të objektivit me gjatësinë fokale të okularit.

Rëndësia e dizajnit të fundit qëndron në faktin se teleskopi duhet të lundrojë si në gjurmët ashtu edhe në objektin qiellor. përkundrazi, ata kërkojnë lëvizje vetëm në një koordinatë gjatë gjurmimit, pasi koordinata është konstante. Reflektorët si refraktorët zakonisht kanë teleskopë të vegjël udhëzues të montuar paralelisht me teleskopin e tyre kryesor për ta bërë më të lehtë gjetjen e objektit të dëshiruar. Këta teleskopë tregues kanë një zmadhim të ulët dhe një fushë të gjerë shikimi, kjo e fundit është një atribut i dëshirueshëm për kërkimin ose objekte të tjera hapësinore të largëta.

Objektivi i teleskopit të parë të Galileos ishte një lente plano-konvekse me diametër 4 cm me një gjatësi fokale prej 50 cm. Një lente më e vogël plano-konkave shërbeu si okular. Ky kombinim i syzeve optike dha një rritje të trefishtë. Pastaj Galileo projektoi një teleskop më të avancuar me një lente 5.8 cm në diametër dhe një gjatësi fokale prej 165 cm. Ai i zmadhoi imazhet e hënës dhe planetëve me 33 herë. Me ndihmën e tij, shkencëtari bëri zbulimet e tij të jashtëzakonshme astronomike: malet në Hënë, satelitët e Jupiterit, fazat e Venusit, pikat në Diell dhe shumë yje të zbehtë...

Forma parabolike e pasqyrës parësore ka disavantazhin themelor se krijon një fushë të ngushtë shikimi. Ky mund të jetë një problem kur dëshironi të vëzhgoni objekte qiellore të zgjeruara. Për të kapërcyer këtë vështirësi, shumica e reflektorëve të mëdhenj tani kanë një dizajn të modifikuar Cassegrain. Rajoni qendror i pasqyrës parësore ka një formë që është e shkëputur nga forma e një paraboloidi, dhe pasqyra dytësore është konfiguruar për të kompensuar primarin e ndryshuar. Natyrisht, mediumi fotografik duhet të jetë i lakuar në mënyrë që të mbledhë imazhe me cilësi të lartë përgjatë një plani fokal lakor.

Por teleskopi i Galileos kishte një pengesë domethënëse: kishte një fushë shikimi shumë të vogël, domethënë, një rreth shumë i vogël i qiellit ishte i dukshëm përmes tubit. Prandaj, drejtimi i instrumentit drejt një trupi qiellor dhe vëzhgimi i tij nuk ishte aspak i lehtë.

Kishte kaluar vetëm një vit nga fillimi i vëzhgimeve teleskopike, pasi astronomi dhe matematikani gjerman Johannes Kepler (1571-1630) propozoi dizajnin e tij të teleskopit. Risia qëndronte në vetë sistemin optik: objektivi dhe okulari ishin lente bikonvekse. Si rezultat, imazhi në teleskopin Keplerian nuk ishte i drejtë, si në tubin e Galileos, por i përmbysur. Sigurisht, është e papërshtatshme të vëzhgosh objektet tokësore në këtë mënyrë, por kur vëzhgimet astronomike nuk ka fare rendesi. Në fund të fundit, nuk ka majë apo fund absolut në Univers.

Një nga shembujt e parë të këtij dizajni ishte teleskopi 1 metër në Observatorin Detar të U. në Flagstaff, Arizona. Megjithatë, për disa aplikime astronomike, fotografimi i zonave të mëdha të qiellit është i detyrueshëm. Dizajni i teleskopit përfshin tiparet më të mira të një refraktori dhe një reflektori, që do të thotë se ka optikë reflektuese dhe thyes. Pasqyra është sferike. Meqenëse rrezet paralele të reflektuara nga qendra e një pasqyre sferike janë të përqendruara më larg se ato të reflektuara nga rajonet e jashtme, Schmidt futi një të hollë në rrezen e lakimit të pasqyrës parësore.

Teleskopi Kepler doli të ishte shumë më i mirë se i parëlinduri optik i Galileos: kishte një fushë të madhe shikimi dhe ishte i lehtë për t'u përdorur. Këto avantazhe të rëndësishme të instrumentit të ri përcaktuan pa mëdyshje fatin e tij: më pas, teleskopët me lente u projektuan ekskluzivisht sipas skemës Kepler. Dhe sistemi optik i teleskopit Galilean u ruajt vetëm në pajisjen e dylbive të teatrit.

Për shkak se kjo pllakë korrigjimi është shumë e hollë, ajo paraqet pak devijime kromatike. Plani fokal që rezulton ka një fushë shikimi me disa gradë në diametër. Diagrami ilustron një dizajn tipik të Schmidt. Shfrytëzoi teleskopin Schmidt 2 metra për të fotografuar qiellin verior në rajonet e kuqe dhe blu të spektrit të dukshëm. Teleskopët Schmidt në Kili dhe Australi kanë fotografuar pjesën tjetër të qiellit nga e cila është e pamundur të vëzhgohet.

Arsyeja kryesore që astronomët ndërtojnë teleskopë të mëdhenj është të rrisin fuqinë e dritës në mënyrë që ata të mund të depërtojnë më thellë në univers. Fatkeqësisht, kostoja e ndërtimit të teleskopëve të mëdhenj me një pasqyrë po rritet me shpejtësi - me rreth një kub të diametrit të hapjes. Kështu, për të arritur qëllimin e rritjes së fuqisë së grumbullimit të dritës duke ruajtur kostot, është e nevojshme të eksplorohen dizajne të reja, më ekonomike dhe jokonvencionale teleskopësh.

Edhe gjatë jetës së Galileos, u parashtrua ideja e krijimit të një pasqyre, domethënë një teleskopi reflektues. Sidoqoftë, ajo u krye vetëm në 1668 nga i madhi Isaac Newton (1643-1727). Në këtë teleskop të një dizajni thelbësisht të ri, Njutoni përdori si objektiv një pasqyrë të vogël konkave, sipërfaqja sferike e së cilës ishte prej bronzi dhe e lëmuar. Diametri i saj ishte vetëm 2,5 cm dhe gjatësia fokale ishte 15 cm. Rrezet e dritës nga pasqyra sferike u reflektuan nga një pasqyrë shumë e vogël e sheshtë ndihmëse (e vendosur në një kënd prej 45 gradë me boshtin optik të teleskopit) në okular - një lente plano-konvekse e vendosur në anën nga tubi.

Kështu, ekzistojnë dy lloje kryesore të teleskopëve: teleskopët me lente përthyerjeje, në të cilën rrezet e dritës që kalojnë nëpër thjerrëza thyhen dhe teleskopë pasqyrues (reflektues).. Teleskopët pasqyrë përfundimisht filluan të përdoren për të vëzhguar objekte shumë të largëta dhe të zbehta. Syri i njeriut është në gjendje të dallojë veçmas dy pjesë të objektit të vëzhguar vetëm nëse distanca këndore midis tyre nuk është më pak se një ose dy minuta hark. Pra, në Hënë me sy të lirë, mund të shihni detajet e relievit, madhësia e të cilit i kalon 150-200 km. Në diskun diellor, kur llamba priret drejt perëndimit të diellit dhe drita e tij dobësohet nga efekti thithës i atmosferës së tokës, shfaqen njolla me diametër 50-100 mijë km. Asnjë detaj tjetër nuk mund të shihet me sy të lirë. Dhe vetëm falë teleskopit, i cili rrit këndin e shikimit, është e mundur që të "afrohen" objektet qiellore të largëta me vetveten - t'i vëzhgosh ato si afër.

Zakonisht një grup okularësh të ndryshëm i bashkëngjiten teleskopit, duke ju lejuar të merrni zmadhime të ndryshme. Por astronomët rrallë përdorin zmadhim më shumë se 300x kur punojnë edhe me instrumentet më të mëdhenj. Arsyeja për këtë është zhurma atmosferike, e cila kufizon mundësinë e përdorimit të zmadhimeve të larta, sepse në zmadhime të larta cilësia e figurës përkeqësohet ndjeshëm - turbullohet dhe dridhet fort.

Por teleskopi jo vetëm që rrit këndin e shikimit nën të cilin trupat qiellorë janë të dukshëm nga Toka. Thjerrëzat e teleskopit mbledhin shumë herë më shumë dritë se bebëza e syrit të njeriut. Falë kësaj, teleskopi mund të vëzhgojë një mori yjesh dhe objekte të tjera shumë të zbehta që janë plotësisht të paarritshme për syrin e lirë. Është e qartë se sasia e dritës së mbledhur nga teleskopi do të jetë aq herë më e madhe se rrezja e dritës që depërton në syrin e vëzhguesit sa sipërfaqja e thjerrëzës është më e madhe se zona e bebëzës (diametri i kësaj të fundit është rreth 6 mm). Galileo, për shembull, në teleskopin e tij më të mirë mund të vëzhgonte yjet e 10-të magnitudë, të cilët janë më të dobët se yjet e magnitudës së 6-të (që shtrihen në kufirin e shikimit tonë) rreth 40 herë.

Me rritjen e diametrit të thjerrëzës së teleskopit, numri i yjeve të dukshëm në qiell rritet me shpejtësi ose, siç thonë astronomët, rritet fuqia depërtuese e teleskopit.
Kështu, vëzhgimet teleskopike zbuluan një hapësirë ​​të paimagjinueshme universale për tokën. Ajo që mendimtarët e mëdhenj vetëm kishin marrë me mend më parë ka marrë një konfirmim të dukshëm.

Me një rritje në diametrin e thjerrëzës, rritet edhe fuqia zgjidhëse e teleskopit, domethënë sistemet e afërta të yjeve bëhen të disponueshme për vëzhgim. Dhe astronomët kërkuan të krijonin teleskopë të mëdhenj me lente me diametër të madh. Por prodhimi i lenteve të tilla është një detyrë jashtëzakonisht e vështirë. Në fund të fundit, për këtë është e nevojshme të bashkoni xhami të përkryer transparent dhe plotësisht homogjen. madhësive të mëdha dhe një masë të madhe, dhe pastaj përpunoni atë - kthejeni atë në një lente. Mjafton të thuhet se sipërfaqja e thjerrëzave duhet të jetë e bluar dhe e lëmuar deri në të dhjetat e mikronit!

Lentja më e madhe në botë për një teleskop refraktor u bë përsëri fundi i XIX shekulli nga firma e famshme amerikane Alvan Clark and Sons. Kjo lente, 40 inç (102 cm) në diametër, ishte menduar për Observatorin Yerks, i ndërtuar në 1897 pranë Çikagos. Deri më tani, askush nuk ka arritur të bëjë një lente më të madhe. Lentet e Alvan Clark (1804-1887) ende konsiderohen më të mirat në botë edhe sot e kësaj dite. Por edhe ato nuk janë pa devijime - të meta optike që shtrembërojnë imazhet.

Prandaj, në vend të objektivave dhe okularëve me një lente, teleskopët filluan të përdorin sisteme optike me shumë thjerrëza; optika angleze John Dollond (1706-1761) arriti ta bëjë këtë për herë të parë në 1757.

Lakimi i sipërfaqeve të thjerrëzave dhe shkalla e xhamit zgjidhen në atë mënyrë që efektet e tyre të jenë të kundërta. Kjo redukton ndjeshëm devijimet.

Zhvillimi i astrofizikës, në veçanti, studimi i mjegullnajave, galaktikave të largëta dhe objekteve të tjera hapësinore me dritë të zbehtë, kërkon teleskopë të mëdhenj me shkëlqim të madh. Hapja duhet të kuptohet si sasia e ndriçimit që një teleskop mund të krijojë në planin fokal. Pra, nëse krahasojmë dy teleskopë me të njëjtat gjatësi fokale, atëherë një instrument me një lente ose pasqyrë të madhe do të ketë një shkëlqim më të madh. Bërja e pasqyrave reflektuese është shumë më e lehtë sesa bluarja e lenteve të mëdha: çdo lente ka dy sipërfaqe të përpunuara, pasqyra ka vetëm një.

Aktualisht në botë janë ndërtuar më shumë se një duzinë reflektorësh me pasqyra që tejkalojnë 3.5 m në diametër.Teleskopi reflektues më i madh në vendin tonë është BTA-6- ka një pasqyrë 6 metra.

Mundësitë e këtij teleskopi janë të mëdha. Gjatë vëzhgimeve të para të bëra në 1975 (vëzhgimet sistematike në BTA-6 filluan në korrik 1976), u fotografuan yjet dhe galaktikat e largëta të madhësisë së 24-të. Ata janë rreth 15 milionë herë më të zbehta se ato yje që syri i njeriut mund të shohë. Por, duke përdorur pajisje më të avancuara të ndjeshme ndaj dritës - fotoshumëzues, numërues fotonesh dhe marrës të tjerë të fundit të rrezatimit, astronomët marrin imazhe të objekteve me magnitudë 26.5 në pllaka për një orë ekspozim. Objektet optike, rrezatimi i të cilave arritëm të merrnim, janë të paktën 10 miliardë vite dritë larg nesh! Të tilla janë aftësitë e një teleskopi të pajisur me pajisje moderne për marrjen e dritës.

Studiuesit në Universitetin e Kalifornisë në Shtetet e Bashkuara kanë krijuar një teleskop reflektues edhe më mbresëlënës prej 10 metrash. Pasqyra e këtij, gjiganti optik më i madh në botë, përbëhet nga 36 pasqyra gjashtëkëndore të konjuguara të rregulluara në formën e tre unazave koncentrike. Sensorët elektronikë raportojnë pozicionin dhe orientimin e tyre në lidhje me njëri-tjetrin në kompjuter, i cili lëshon komanda për instalimin e pasqyrave sipas një programi të caktuar. Si rezultat, sigurohet forma e nevojshme e sipërfaqes së pasqyrës së përbërë, duke marrë parasysh ngarkesat gravitacionale dhe të erës.

Ky teleskop, i quajtur "Kek I", është instaluar në majën e Mauna Kea (Hawaii), në një lartësi prej 4150 m mbi nivelin mesatar të detit. Kostoja e tij ishte 94 milionë dollarë. Hapja zyrtare e teleskopit më të madh në botë u bë më 7 nëntor 1991, megjithëse segmenti i fundit i pasqyrës u instalua vetëm më 14 prill 1992.

Ndërtimi i teleskopit të dytë 10 metra, Kek II, tashmë ka përfunduar në Mauna Kea. Fondacioni W. M. Keck ndau 74.6 milionë dollarë për të. Nuk është rastësi që emrat e teleskopëve binjakë janë dhënë nga emri i fondit që financoi ndërtimin e tyre.
Për shkak të fuqisë së tyre të madhe optike, ato janë instrumente ideale për studimin e objekteve të largëta në hapësirë.