Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Narzędzia i metody astronomii  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Teleskopy i detektory
- Instrumenty pomocnicze i techniki obserwacyjne
- Pozaziemskie obserwatoria astronomiczne
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Teleskopy i detektory
 
 [ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]   [ 4 ]   [ 5 ]


>>>

Teleskop Newtona.
   


>>>

Teleskop Cassegraina.
   


>>>

Teleskop Coudé.
   

Odbiornik promieniowania (kasetę z kliszą, spektrograf, kamerę CCD czy nawet kabinę dla obserwatora) można zainstalować bezpośrednio w ognisku głównego lustra teleskopu, czyli w tzw. ognisku głównym. System taki jest stosowany w przypadku wielkich teleskopów, gdzie urządzenie umieszczone w ognisku przesłania niewielki ułamek powierzchni lustra. W mniejszych teleskopach wyprowadza się zbieżną wiązkę światła poza teleskop, umieszczając na jej drodze przed ogniskiem głównym tzw. lustro wtórne. Kieruje ono wiązkę w bok poza tubus lub z powrotem w stronę lustra głównego, a wtedy wiązka skupia się poza nim po przejściu przez jego centralny otwór. W pierwszym przypadku wtórne lustro jest płaskie, a system taki, zwany systemem Newtona (1668), stosowany jest praktycznie tylko w małych teleskopach amatorskich.

W drugim przypadku lustro wtórne jest hiperboloidalne, a taki układ optyczny, zwany systemem Cassegraina (1672), jest najpopularniejszym systemem teleskopów profesjonalnych. W dużych teleskopach istnieje też możliwość wyprowadzenia wiązki światła (za pomocą dodatkowego lustra płaskiego) poza teleskop wzdłuż jego głównej osi do pomieszczenia znajdującego się pod teleskopem. Położenie ogniska, zwanego ogniskiem coudé, nie zależy wtedy od ustawienia teleskopu, dlatego można zainstalować tam aparaturę dowolnie dużą lub ciężką.

W użyciu są też dwa podstawowe typy teleskopów zwierciadlano-soczewkowych. W tzw. kamerze Schmidta (1930) obiektywem jest lustro sferyczne, a jego aberrację sferyczną kompensuje szklana płyta korekcyjna o jednej powierzchni płaskiej, a drugiej opisywanej równaniem czwartego stopnia. Umieszcza się ją w środku krzywizny lustra. Wskutek tego teleskop zachowuje się tak, jakby w ogóle nie miał osi optycznej, dzięki czemu na zdjęciu otrzymuje się dobry obraz dużego obszaru nieba. Zarazem kamera może mieć dużą światłosiłę, jest więc doskonałym narzędziem do badania obiektów o małej jasności powierzchniowej, czyli mgławic i galaktyk. Z kolei w teleskopie Maksutowa (1940), którego obiektywem jest również lustro sferyczne, aberrację sferyczną usuwa szklany menisk (tzn. wypukło-wklęsła soczewka), umieszczony w pobliżu ogniska obiektywu. Zarówno płyta korekcyjna, jak i menisk wnoszą pewną aberrację chromatyczną, lecz tak małą, że zaniedbywalną.

Kosmiczne promieniowanie radiowe może w zasadzie odbierać każda antena, np. dipol półfalowy. Jednak czułość i zdolność rozdzielcza takiego "radioteleskopu" są bardzo niskie. Dlatego zasadniczym elementem współczesnego radioteleskopu jest również "lustro główne", tzn. paraboloidalna metalowa czasza, w której ognisku umieszcza się antenę lub wlot falowodu prowadzącego do radioodbiornika. Największy radioteleskop o całkowicie ruchomej czaszy znajduje się w Effelsbergu pod Bonn (Niemcy); jej średnica wynosi około 100 m (zdjęcie).

  >>>
Największy radioteleskop o całkowicie ruchomej czaszy (średnica 100 m) w Effelsbergu pod Bonn. Fot. Instytut Radioastronomii im. Maxa Plancka w Bonn.

Największa czasza - o średnicy blisko 300 m - jest głównym lustrem nieruchomego radioteleskopu pracującego w Arecibo w Puerto Rico. Czaszę tę zbudowano w odpowiedniej kotlinie na wyspie i jej oś skierowana jest w zenit. Anteny zawieszone są nad kotliną w pobliżu ogniska czaszy, a ich przesuwanie na linach zapewnia teleskopowi ograniczoną "ruchomość". Dzięki radioastronomii dokonano wielu fundamentalnych odkryć, np. promieniowania radiowego Galaktyki (K. Jansky, 1931), kosmicznego promieniowania tła (A. Penzias i r. Wilson, 1965) i jego fluktuacji (satelita COBE, 1989), kwazarów (1963).

  >>>
Czasza największego radioteleskopu (ok. 300 m) spoczywa w Arecibo (Puerto Rico) w naturalnym zagłębieniu gruntu. Fot. D. Parker/Arecibo Observatory.

Nawet dla największych radioteleskopów stosunek /D jest tak duży, że zdolność rozdzielcza pojedynczego radioteleskopu nie dorównuje zdolności rozdzielczej teleskopów optycznych. Dzięki jednak możliwości porównywania sygnałów, odbieranych jednocześnie przez dwa radioteleskopy rozdzielone odległością nawet tysięcy kilometrów, uzyskuje się efekt, jakby te dwa przyrządy były fragmentami fikcyjnego radioteleskopu o średnicy właśnie tysięcy kilometrów (patrz Instrumenty pomocnicze i techniki obserwacyjne). W rezultacie w radioastronomii można uzyskać stosunek /D mniejszy niż w astronomii optycznej, a więc lepszą zdolność rozdzielczą.

 [ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]   [ 4 ]   [ 5 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach