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 ]

Astronomia zajmuje się obiektami, których nie można badać w sposób bezpośredni. Obserwacje wykonywane gołym okiem, z natury rzeczy bardzo niedokładne i ograniczone, prowadzone przez długi czas i właściwie zinterpretowane, doprowadziły jednak już w starożytności do odkrycia kulistości Ziemi, wysunięcia hipotezy ruchu Ziemi, a nawet do opisania tak subtelnego zjawiska, jak precesja. Niemniej dopiero wynalazek teleskopu i jego świadome użycie do obserwacji nieba (Galileusz, 1609) spowodował wielki przełom w astronomii, dzięki bowiem nowej technice znacznie wzrosła dokładność obserwacji pozycyjnych i stało się zarazem możliwe prowadzenie obserwacji typu astrofizycznego.

Warto od razu podkreślić, że obecne środki techniczne umożliwiają rejestrację promieniowania elektromagnetycznego o każdej długości fali, od promieniowania gamma do fal radiowych, ale ziemska atmosfera przepuszcza małe tylko fragmenty całego widma tego promieniowania. Z niewielkimi stratami do powierzchni Ziemi dociera promieniowanie o długości fali w zakresach 300-2000 nm, czyli nanometrów, (jest to tzw. optyczne okno atmosferyczne, w nim mieści się zakres widzialny), część zakresu podczerwonego (8-13 mikometrów; m) oraz krótkofalowe promieniowanie radiowe o długości fali od 1 mm do 20 m (okno radiowe). Dlatego po uruchomieniu sztucznych satelitów, sond kosmicznych i teleskopów orbitalnych nastąpił niemal lawinowy wzrost informacji o Wszechświecie, w tym wielu o fundamentalnym znaczeniu (patrz Badania kosmiczne). Mimo to, choć zakres widzialny jest drobnym fragmentem całego widma promieniowania, ciągle jeszcze w nim i w jego sąsiedztwie (podczerwień, nadfiolet) prowadzi się większość obserwacji, ponieważ technologia konstruowania klasycznych teleskopów jest dobrze opanowana, a zbudowanie nawet dużego teleskopu optycznego kosztuje mniej niż wysłanie aparatury na orbitę.

Teleskop ma przede wszystkim za zadanie zebrać jak najwięcej promieniowania emitowanego przez odległe, a więc z reguły bardzo słabe obiekty, dlatego podstawowym parametrem charakteryzującym jego możliwości jest średnica jego obiektywu. Od średnicy zależy też możliwość rozróżniania szczegółów obrazu tworzonego przez teleskop, co wynika z falowej natury światła. Mianowicie zdolność rozdzielcza teleskopu o średnicy D odbierającego falę o długości wynosi w przybliżeniu /D radianów (średnica i długość fali w jednakowych jednostkach), co dla światła widzialnego daje 15"/D, gdzie D jest wyrażone w centymetrach. Tę teoretyczną zdolność rozdzielczą może osiągnąć tylko teleskop pracujący poza atmosferą (np. Kosmiczny Teleskop Hubble'a).

Obraz utworzony przez obiektyw w ognisku można np. oglądać przez okular, spełniający tu rolę lupy. Jest to klasyczny układ tzw. teleskopu Keplera (1611).


>>>
Bieg światła w lunecie Keplera.

Kątowe powiększenie takiego teleskopu jest równe stosunkowi ogniskowej obiektywu do ogniskowej okularu. O wyborze okularu decyduje obserwator, zatem powiększenie nie jest ustalonym parametrem teleskopu. Obecnie rzadko prowadzi się profesjonalne obserwacje wizualne, gdyż zazwyczaj istotne jest utrwalenie obrazu tworzonego przez teleskop, często w zakresie promieniowania niedostępnym dla oka (bezpośrednio na kliszy fotograficznej lub w obrazowym urządzeniu elektronicznym), albo wykonanie fizycznych badań światła skupianego przez teleskop (natężenia, składu widmowego), do czego służą fotometry i spektrografy umieszczane w ognisku teleskopu.

Obiektyw klasycznego teleskopu optycznego utworzony jest ze skupiającego układu soczewek lub wklęsłego lustra. W pierwszym przypadku teleskop nazywa się refraktorem, w drugim - reflektorem. Pojedyncza soczewka skupiająca nie może stanowić obiektywu dobrego teleskopu, gdyż właściwe jej wady (aberracja sferyczna i chromatyczna) czyniłyby taki teleskop urządzeniem praktycznie bezwartościowym dla profesjonalnej astronomii. Obiektyw refraktora składa się zazwyczaj z co najmniej trzech soczewek, w których odpowiedni dobór krzywizn, współczynników załamania szkła i usytuowania zapewnia znaczne zmniejszenie wspomnianych wad całego układu. Obiektyw lustrzany z natury rzeczy nie ma aberracji chromatycznej, brak aberracji sferycznej zapewnia kształt lustra (zazwyczaj paraboloida obrotowa), a gięcie się szkła pod własnym ciężarem eliminuje się, podpierając tylną ścianę lustra w tylu punktach, w ilu potrzeba (co jest wykluczone w przypadku soczewek). Dlatego największe współczesne teleskopy to reflektory. Ich niedogodnością jest jedynie konieczność odnawiania co jakiś czas aluminiowej powierzchni odbijającej światło.

Każdy teleskop musi mieć możliwość zwracania się w dowolnym kierunku i śledzenia obiektu przez długi czas. Zapewnia to tzw. montaż teleskopu. Jest to mechaniczne zawieszenie tubusu teleskopu, umożliwiające obracanie go wokół dwóch wzajemnie prostopadłych osi. Jeżeli główna oś jest pionowa (a więc druga pozioma), to montaż nazywamy horyzontalnym lub azymutalnym, a śledzenie wybranego obiektu wymaga stałego obracania teleskopu wokół obu osi. Tak są budowane największe teleskopy, a ich obrotami sterują komputery. Teleskopy mniejsze mają zazwyczaj główną oś równoległą do osi ziemskiej (a zatem druga leży w płaszczyźnie równika niebieskiego) i taki montaż nazywamy równikowym lub paralaktycznym. Dla długotrwałego śledzenia wybranego obiektu wystarcza tu obracanie teleskopu wokół jednej, głównej osi, tak by skompensować obrót Ziemi, a pozwala to robić jeden silnik o stałych obrotach, kontrolowanych ewentualnie przez zegar. Każdy teleskop ze zrozumiałych powodów musi stać na fundamencie gwarantującym stabilność całej konstrukcji i mieć osłonę przed wpływem atmosfery. Osłoną tą zazwyczaj jest częściowo otwierana obrotowa kopuła, która wraz z zapleczem techniczno-bytowym tworzy tzw. obserwatorium astronomiczne.

 [ 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