МУНІЦИПАЛЬНА загальноосвітній середній школі № 6

Реферат на тему:

«Принцип роботи і призначення телескопа»

Проверила:
Малахова Галина Миколаївна

Виконав:

Учень 11 «Б» класу

Віталій Фомін

Старий Оскол 2001

Зміст:

1. З історії створення перших телескопів

2. Створення рефракторів

3. Створення рефлекторів

4. Дзеркально-лінзовий системи телескопів

5. Радіотелескопи

6. Можливості радіотелескопів

7. Додаток

8. Список літератури

З історії створення перших телескопів

Важко сказати, хто першим винайшов телескоп. Відомо, що ще стародавнівживали збільшувальне скло. Дійшла до нас легенда про те, що нібито
Юлій Цезар під час набігу на Британію з берегів Галлії розглядав впідзорну трубу туманну британську землю. Роджер Бекон, один з найбільшчудових учених і мислителів XIII століття, в одному зі своїх трактатівстверджував, що він винайшов таку комбінацію лінз, за допомогою якоївилучені предмети на відстані здаються близькими.

Чи так це було насправді - невідомо. Безперечно, однак, що всамому початку XVII століття в Голландії майже одночасно про винахідпідзорної труби заявили три оптика: Ліперсчей, Меунус, Янсен. Як би там небуло, до кінця 1608 перший підзорні труби були виготовлені і чутки процих нових оптичних приладах швидко розповсюджувалися по Європі.
У Падуї в цей час уже був широко відомий Галілео Галілей, професормісцевого університету, красномовний оратор і палкий прихильник навчання
Коперника. Почувши про новий оптичному інструменті, Галілей вирішиввласноруч побудувати підзорну трубу. 7 січня 1610 назавждизалишиться пам'ятною датою в історії людства. Увечері того ж дня
Галілей вперше направив побудований ним телескоп на небо. Він побачив те,що раніше було неможливо. Місяць, поцяткована горами і долинами, виявиласясвітом, подібним хоча б по рельєфу з Землею. Юпітер, постав перед очимаздивованого Галілея крихітним диском, навколо якого оберталися чотиринезвичайні зірочки - його супутники. При спостереженні в телескоп планета
Венера опинилася схожа на маленьку Місяць. Вона змінювала свої фази, щосвідчило про її зверненні навколо Сонця. На самому Сонце (помістившиперед очима темне скло) вчений побачив чорні плями, спростувавши тимсамим загальноприйняте вчення Арістотеля про «недоторканною чистоті небес».
Ці плями зміщалися по відношенню до краю Сонця, з чого зробив правильнийвисновок про обертання Сонця навколо осі. У темні ночі, коли небо було чистим,в поле зору галілеївських телескопа було видно безліч зірок,недоступних неозброєним оком. Недосконалість перших телескопа недозволило вченому розглянути кільце Сатурна. Замість каблучки він побачив пообидві сторони Сатурна два якихось дивних придатка. Відкриття Галілеяпоклали початок телескопічною астрономії. Але його телескопи, що ухвалилиостаточно світогляд Коперніка, були дуже недосконалі. Вже прижиття Галілея на зміну прийшли телескопи дещо іншого типу. Винахідникомнового інструменту був Іоганн Кеплер. У 1611 році в трактаті «Діоптріка» віндав опис телескопа, що складається з двох двоопуклою лінз. Сам Кеплер,будучи типовим астрономом - теоретиком, обмежився лише описом схеминового телескопа, а першими, хто його збудував, був Шейнер, опонент Галілеяв їх гарячих суперечках. Розглянемо оптичні схеми і принцип діїгілілеевского і кеплеровского телескопів.

Телескоп Галілея.
Лінза А, звернена до об'єкта спостереження, називається об'єктивом, а лінза
В, до якої прикладає своє око спостерігач - Окуляр. Якщо лінза товщіпосередині, ніж на краях, вона називається збирає або Позитивною, вІнакше - розсіює або Негативної. У телескопі Галілеяоб'єктивом служила плоско - опукла лінза, а окуляром - плоско - увігнута.
По суті, галілеївських телескоп був прообразом сучасного театральногобінокля, в якому використовувалися двоопуклі і двояковогнутие лінзи. Утелескопі Кеплера і об'єктив, і окуляр були позитивними двоопуклоюлінзами.
Уявімо собі найпростішу двоопуклої лінзи, сферичні поверхніякої мають однакову кривизну. Пряма, що з'єднує центри цихповерхонь, називається Оптичної віссю лінзи. Якщо на таку лінзупотрапляють промені, що йдуть паралельно оптичної осі, вони, заломлюючись в лінзі,збираються в точці оптичної осі, званої Фокусом лінзи. Відстань відцентру лінзи до її фокуса називають фокусною відстанню. Чим більшекривизна поверхонь збирає лінзи, тим менше фокусна відстань. Уфокусі такої лінзи завжди виходить дійсне зображення предмета.
Інакше поводяться розсіюють, негативні лінзи. Потрапляє на нихпаралельно оптичної осі пучок світла вони розсіюють і в фокусі такийлінзи сходяться не самі промені, а їх продовження. Тому що розсіюють лінзимають, як кажуть, Уявний фокус і дають уявне зображення. На (рис. 1)показаний хід променів в галілеївських телескопі. Так як небесні світила,практично кажучи, знаходяться «в нескінченності», то їхні зображеннявиходять в фокальній площині, тобто у площині, що проходить через фокус
F і перпендикулярній оптичної осі. Тим фокусом і об'єктивом Галілейпомістив розсіюють лінзу, яка давала уявне, пряме і збільшенезображення MN. Головним недоліком галілеївських телескопа було дужемале поле зору (так називають кутовий поперечник гуртка тіла, відомого втелескоп). Через це наводити телескоп на небесне світило і спостерігатийого дуже важко. З тієї ж причини галілеївських телескопи після смерті їхтворця в астрономії не вживалися.

Телескоп Кеплера.
У кеплеровском телескопі (рис. 2) зображення CD виходитьдійсне, збільшене і перевернуте. Остання обставинанезручно для спостереження земних предметів, в астрономії несуттєво, аджев космосі немає якогось абсолютного верху або низу, а тому небесні тілаНе вдається повернути телескопом «догори ногами».
Перше з двох головних переваг телескопа - це збільшення кутазору, під яким ми бачимо небесні об'єкти. Людське око здатне вокремо розрізняти дві частини предмета, якщо кутове відстань не меншеоднієї хвилини дуги. Тому, наприклад, на Місяці неозброєний око розрізняєлише великі деталі, поперечник яких перевищує 100 кілометрів. Усприятливих умовах, коли Сонце затягнуте серпанком, на його поверхнівдається розглянути найбільші з сонячних плям. Ніяких іншихподробиць неозброєний око на небесних тілах не бачить. Телескопизбільшують кут зору в десятки і сотні разів.
Друга перевага телескопа в порівнянні з оком полягає в тому,що телескоп збирає набагато більше світла, ніж зіниця людського ока,має навіть в повній темряві діаметр не більше 8 мм. Очевидно, щокількість світла, що збирається телескопом, в стільки разів більше, у скількиплоща об'єктива більше площі зіниці. Це відношення дорівнює відношеннюквадратів діаметрів об'єктиву і зіниці.
Зібраний телескопом світ виходить з його окуляра концентрованимсвітловим пучком. Найменша його перетин називається вихідним зіницею. Усуті, вихідне вічко - це зображення об'єктива, що створюєтьсяокуляром. Можна довести, що збільшення телескопа дорівнює відношеннюфокусної відстані об'єктива до фокусної відстані окуляра. Здавалося б,збільшуючи фокусна відстань об'єктива і зменшуючи фокусна відстаньокуляра, можна досягти будь-яких збільшень. Теоретично це так, алепрактично все виглядає інакше. По-перше, чим більше вживається втелескопі збільшення, тим менше його полі зору. По-друге, із зростаннямзбільшення стають все помітніше руху повітря Неоднорідні повітряніструменя розмазують, псують зображення і іноді те, що видно при малихзбільшеннях, пропадає для великих. Нарешті, чим більше збільшення, тимблідіше, тускнее зображення небесного світила (наприклад, Місяця). Інакшекажучи, зі зростанням збільшення хоча і видно більше подробиць на Місяці,
Сонце і планетах, але зате зменшується поверхнева яскравість їхзображень. Є й інші перешкоди, що заважають застосовувати дуже великізбільшення (наприклад, в тисячі і десятки тисяч разів). Доводиться знаходитидеякий оптимум, і тому навіть у сучасних телескопах збільшення неперевершують декількох сотень разів.
При створенні телескопів з часів Галілея дотримуються наступногоправила: вихідне вічко телескопа не повинен бути більше зіниціспостерігача. Легко здогадатися, що в іншому випадку частина світла,зібраного об'єктивом, буде марно втрачена. Дуже важливою величиною,характеризує об'єктив телескопа, є його відносний отвір,тобто відношення діаметра об'єктива телескопа до його фокусної відстані.
Світлосилою об'єктива називається квадрат відносного отвору телескопа.
Чим «світлосильні» телескоп, тобто чим більше його світлосила об'єктиву, тимяскравіші зображення він дає. Кількість же світла, що збираєтьсятелескопом, залежить лише від його діаметра об'єктива (але не від світлосили!).
Із-за явища, що іменується в оптиці дифракцією, при спостереженнях в телескопияскраві зірки здаються невеликими дисками, оточеними декількомаконцентричними райдужними кільцями. Зрозуміло, до справжніх дисків зірокдифракційні кола ніякого відношення не мають.

Створення рефракторів.
При створенні нового рефрактора дві обставини визначають успіх:висока якість оптичного сікла і мистецтво його шліфування. За почином
Галілея багато з астрономів самі займалися виготовленням лінз. В одномуособі тоді мали поєднуватися таланти оптика, механіка та астронома. Зоптиків того часу слід згадати, перш за все, П'єра гіна,швейцарського робітника, який розпочав у XVIII столітті свою кар'єру оптика звиготовлення окулярів і примітивних рефракторів з картонними тубуса. Одного разуйому вдалося побачити англійський «доллонд», і гіна вирішив сам навчитисявиготовляти такі рефрактор. Протягом семи років він пробував самостійновідливати оптичні скла, проте спочатку успіху не мав. Але гіна бувлюдиною дуже наполегливим, і невдачі тільки підбурювали його до новихдослідам. Він побудував нову велику плавильну піч, у якій можна булоплавити до 80 кг скла. На це пішли майже всі його кошти, і багато роківйого родині довелося жити впроголодь. Врешті-решт, завзятість буловинагороджено. У 1799 році Гінану вдалося відлити кілька відмінних дисківпоперечником від 10 до 15 см - успіх на той час нечуваний. У 1814 р.
Гіна винайшов дотепний спосіб для знищення струменистий будівлі вскляних болванках: відлиті заготовки розпилювали і, після видаленняшлюбу, знову споювали. Тим самим, відкриваючи шлях до створення великихоб'єктивів. Нарешті Гінану вдалося відлити диск діаметром 18 дюймів (45 см.),який у 1823 році французький оптик Кошу відшліфував для Дублінськоїобсерваторії. Це був останній успіх П'єра гіна. Над подальшоїрозробкою рефракторів працював знаменитий американський оптик Альван Кларк.
Об'єктиви виготовлялися в американському Кембриджі, причому випробування їхоптичних якостей проводилося на штучної зірку в тунелі довжиною
70м. Вже до 1853 року Альван Кларк досяг значних успіхів: увиготовлені їм Рефрактори вдалося спостерігати ряд невідомих раніше подвійнихзірок.
У 1862 році на Дірборнской обсерваторії в штаті Міссісіпі був встановлений
18-дюймовий рефрактор Кларка. Вперше його оптичні якості проявилисяповною мірою, коли син Кларка Джордж виявив у Сіріуса слабенькузірочку - супутник, як виявилося згодом, перший білий карлик.
Одинадцять років потому, на Морської обсерваторії почав діяти ще більшевеликий інструмент - 25-дюймовий рефрактор фірми «Альван Кларк і сини».
За допомогою цього інструменту Асаф Холл в 1877 році відкрив два супутники
Марса: Фобос і Деймос. У тому ж пам'ятному році весь світ облетіла повідомлення
Джовані Скіапареллі про відкриття на поверхні Марса загадкових «каналів».
Розмови про марсіанської цивілізації захоплювали багатьох і в 1894-му році в штаті
Арізона Персіваль Ловелл, колишній дипломат, побудував на свої коштивелику обсерваторію, головним завданням якої було рішення проблеми пронаселеність Марса. У 1896 році на цій обсерваторії з'явився черговийчудовий рефрактор Кларка з поперечником об'єктива в 24 дюйми.
Але ще раніше, в 1885 році Альван Кларк побив сови колишні досягнення. У
1878 Пулковська обсерваторія звернулася до фірми Кларка із замовленням навиготовлення 30-дюймового рефрактора, найбільшого в світі. Навиготовлення цього телескопа російський уряд асигнував 300000рублів. Замовлення було виконано за півтора року, причому об'єктив виготовив сам
Альван Кларк з стекол паризької фірми Фейль, а механічна частинателескопа була зроблена німецькою фірмою Репсальд.
Новий Пулковських рефрактор виявився чудовим, одним з кращихрефракторів світу. Але вже в 1888 році на горі Гамільтон в Каліфорнії початкусвою роботу Лікская обсерваторія, оснащена 36-дюймовим рефракторів
Альвана Кларка. Відмінні атмосферні умови поєднувалися тут зчудовими якостями інструменту.
Рефрактори Кларка зіграли величезну роль в астрономії. Вони збагатилипланетарну й зоряну астрономію відкриттями першорядного значення.
Успішна робота на цих телескопах продовжується і понині.

Створення рефлекторів.
Ідея створення дзеркального телескопа, або рефлектора була висловлена прижиття Галілея Н. Цуккі (1616 р.) і М. Мерсенна (1638 р.). Однак вони, якпізніше Д. Грегорі (1663 р.) та Г. Кассегрена (1672 р.) запропонували лишетеоретичні схеми цих телескопів, але жоден зразок виготовлений не був.
У 1664 році Роберт Гук виготовив рефлектор за схемою Грегорі, але якістьтелескопа залишало бажати кращого. Лише в 1668 році Ісаак Ньютон, нарешті,побудував перший діючий рефлектор. Цей крихітний телескоп за розмірамипоступався навіть галілеївських трубах. Головне увігнуте сферичне дзеркало здзеркальної полірованої бронзи мало в поперечнику всього 2.5 см., а йогофокусна відстань становила 6.5 см. Промені від головного дзеркала (рис. 3а)відбивалися невеликим плоским дзеркалом у бічній окуляр, який представлявсобою плоско-опуклу лінзу. Спочатку рефлектор Ньютона збільшував в
41 разів, але, помінявши окуляр і, знизивши збільшення до 25 разів, вчений знайшов,що небесні світила при цьому виглядають яскравіше і спостерігати їх зручніше.
У 1671 році Ньютон спорудив другий рефлектор, трохи більше перший
(діаметр головного дзеркала дорівнював 3.4 см. при фокусній відстані 16см.). Система Ньютона вийшла вельми зручною, і вона успішно застосовуєтьсядо цих пір.
Рефлектор за схемою Грегорі (рис. 3 б) має дещо інший пристрій.
Промені від головного дзеркала падають на невелику увігнуте эллипсоидальноедзеркало, що відображає їх в окуляр, який закріплений в центральному отворіголовного дзеркала. Ця система має деякі переваги перед системою
Ньютона. Так як эллипсоидальное дзеркало знаходиться далі головного фокусутелескопа, зображення в рефлекторі Грегорі прямі (як у театральномубіноклі). При розгляданні земних предметів це зручно, а при спостереженнінебесних тіл - байдуже. Так як эллипсоидальное дзеркало як би подовжуєфокусна відстань телескопа, в рефлектора Грегорі за інших рівнихумовах можна застосовувати великі збільшення, ніж у рефлектора Ньютона.
Крім того, спостерігач дивиться на небесний об'єкт прямо, що при наведенніна світило представляє деяку незручність.
Якщо увігнуте эллипсоидальное дзеркало замінити опуклим гіперболічним,отримуємо систему Кассенгрена (рис. 3в). Так як гіперболічної дзеркалозустрічає промені, відбиті головним дзеркалом до фокуса, кассенгреновскіерефлектори короткі, практичні, що зручно для деяких астрофізичнихспостережень.
Головна перевага рефлекторів - відсутність у дзеркал хроматичноїаберації. Якщо ж головного дзеркала надати форму параболоїда обертання, тотеоретично можна звести до нуля сферичну аберацію (в усякому разі,для променів, що падають на головне дзеркало паралельно його оптичної осі).
Виготовлення дзеркал - справа більш легке, ніж шліфування величезних лінзовихоб'єктивів, і це також вирішили наперед успіх рефлекторів. Через відсутністьхроматичної аберацій рефлектори можна робити дуже світлосильним (до
1:3), що абсолютно немислимо для рефракторів. При виготовленні рефлекториобходяться набагато дешевше, ніж рівні?? про діаметру рефрактор.
Є, звичайно, недоліки і у дзеркальних телескопів. Їх труби відкриті, іструми повітря всередині труби створюють неоднорідності, псують зображення.
Відображають поверхні дзеркал порівняно швидко тьмяніють і потребуютьвідновленні. Для відмінних зображень потрібно майже ідеальна формадзеркал, що важко виконати, тому що в процесі роботи форма дзеркал злегказмінюється від механічних навантажень і коливань температури. І все-такирефлектори виявилися найбільш перспективним видом телескопів.

дзеркально-лінзовий системи телескопів
Прагнення звести до мінімуму всілякі аберації телескопіврефлекторів і рефракторів призвело до створення комбінованих дзеркально -лінзових телескопів. У цих інструментах функції дзеркал і лінз розділенітаким чином, що дзеркала формують зображення, а лінзи виправляютьаберації дзеркал. Перший телескоп такого типу був створений що жив в 1930 роців германии оптиком Б. Шмідтом (естонцем за походженням). У телескопі
Шмідта головне дзеркало має сферичну відбивну поверхню, а значить,тим самим відпадають труднощі, пов'язані з параболізаціей дзеркал.
Природно, що сферичне дзеркало великого діаметру має доситьпомітними абераціями, в першу чергу сферичної. Для того щобмаксимально зменшити ці аберації, Шмідт помістив у центрі кривизниголовного дзеркала тонку скляну корекційну лінзу (рис 4а). На оковона здається звичайним плоским склом, але насправді її поверхнюдуже складна (хоча відхилення від площини не перевищують кількох сотихчасткою мм.). Вона розрахована так, щоб виправити сферичну аберацію, комута астигматизм головного дзеркала. При цьому відбувається як би взаємнакомпенсація аберацій дзеркала і лінзи. Хоча в системі Шмідта залишаютьсяневиправлені другорядні аберації (наприклад, Дисторсія), телескопитакого виду заслужено вважаються кращими для фотографування небесних тіл.
На відміну від рефлекторів, тубус камери Шмідта наглухо закритий корекційноїплатівкою і це виключає виникнення струмів повітря в трубі, якіпсують зображення. Одне з головних достоїнств телескопів Шмідта - величезнеполе зору і світлосила. У більшості таких телескопів діаметр поля зорудоходить до 250, а в деяких і того більше. Але є недоліки і у такихтелескопів. Так як корекційна лінза укріплена на подвійному фокуснійвідстані від дзеркала, тубус Шмідтовське камер виходить порівнянодовгим. Головна ж біда полягає в тому: з-за складної формикорекційної платівки виготовлення її пов'язане з величезними труднощами.
Тому створення великих камер Шмідта - рідкісна подія в астрономічноїтехніці.
У 1941 році відомий радянський оптик Д. Д. Максутов винайшов новий типдзеркально-лінзового телескопа, вільного від головного недоліку камер
Шмідта. У системі Максутова (рис. 4б) як і в системі Шмідта головнедзеркало має сферичну увігнуту поверхню. Однак замість складноїкорекційної лінзи Максутов використовував сферичний меніск - слабкурозсіюють опукло-увігнуту лінзу, сферична аберація якоїповністю компенсує сферичну аберацію головного дзеркала. А так якменіск слабо зігнутий і мало відрізняється від плоско - паралельної пластинки,хроматичну аберацію він майже не створює. У системі Максутова всеповерхні дзеркала і меніска сферичні, що сильно полегшує їхвиготовлення. Центральна частина меніска посріблений і використовується якдругий відображає дзеркало в системі Кассенгрена. Через це максутовскіетелескопи виходять відносно короткими, компактними, зручними взверненні. У інструментах такого типу можна використовувати ньютонівськусистему і систему Грегорі.

Радіотелескопи
У радіотелескопі радіохвилі збирає металеве дзеркало, інодісуцільне, а іноді гратчасте. Форма дзеркала в телескопі, як і врефлекторі, параболічна (або, точніше, параболоідальная) поверхняздатна збирати у фокусі падаюче на неї електромагнітне випромінювання. Якщоб очей міг сприймати радіохвилі, то пристрій радіотелескопу було бне відрізнятись від пристрою телескопа-рефлектора. Насправді приймачемрадіохвиль ви радіотелескопу служить не людське око або фотопластинки,а високочутливий радіоприймач. Дзеркало концентрує радіохвилі намаленької діпальной антені, облуччя її. Ось чому ця антена називаєтьсявипромінювач. Радіохвилі, як і всяке інше випромінювання, несуть в собідеяку енергію. Тому, потрапляючи на випромінювач, вони збуджують у цьомуметалевому провіднику впорядковане переміщення електронів або, інакшекажучи, електричний струм. Радіохвилі з неймовірно великою швидкістю
«Набігають» на випромінювач. Тому в опромінювач виникає бистропеременнийелектричний струм. Від опромінювача до радіоприймача електричний струмпередається по хвилеводів - спеціальним провідникам, що мають форму порожнистихтрубок. Космічні радіохвилі, або точніше, порушені ними електричніструми надходять в радіоприймач. До приймача радіо телескопа приєднуютьсамописний спеціальний прилад, який реєструє потік радіохвильпевної довжини. У радіотелескопів 2 типу установок: одні з них можутьрухатися тільки навколо вертикальної або горизонтальної осей, іншізабезпечені параллактичний установкою. Установки мають дуже важливезначення: як можна точніше націлити дзеркало на об'єкт спостережень ізберегти таку орієнтування під час спостережень.
У деяких радіотелескопу, розрахованих на прийом радіохвиль з довжиною,вимірюється багатьма метрами, дзеркала роблять не суцільними, а сітчастими. Цезначно зменшує масу інструмента, і в той же час, якщо розміри осередківмалі в порівнянні з довжиною радіохвиль, гратчасте дзеркало діє яксуцільне. Інакше кажучи, для радіохвиль отвори в дзеркалі радіотелескопу, всуті, є невідчутними «нерівностями». Особливістю такихтелескопів є те, що вони можуть працювати на різних довжинах хвиль.
Очевидно, що властивість параболічних дзеркал концентрувати випромінювання вфокусі не залежить від довжини хвилі цього випромінювання. Чим більше розміридзеркала, тим більше випромінювання воно збирає. Кількість збираєтьсявипромінювання пропорційно площі дзеркала. Отже, чим більше дзеркало, ніжчутливіші телескоп, тим більш слабкі джерела випромінювання вдаєтьсяспостерігати: чи ведеться прийом на радіохвилях або на променях видимого світла.

Можливості радіотелескопів

Завдяки складним оптичним явищ промені від зірки, уловленітелескопом, сходяться не в одній точці (фокусі телескопа), а в деякійневеликій області простору поблизу фокуса, утворюючи так званефокальної плями. У цьому плямі об'єктив телескопа конденсуєелектромагнітну енергію світила, уловлена телескопом. Якщо поглянути втелескоп, зірка здасться нам не крапкою, а гуртком з помітним діаметром.
Але це не справжній диск зірки, а лише її зіпсоване зображення,викликане недосконалістю телескопа. Ми бачимо, створене телескопомфокальної плями. Чим більше діаметр об'єктива телескопа, тим меншефокальної плями. Отже, більшість телескопів мають більшу
«Пильністю», завдяки великим розмірам. Радіотелескопи сприймають вельмидовгохвильове випромінювання. Тому фокальної плями в радіотелескопувеличезне. І відповідно роздільна здатність їх досить низька.
Виявляється, наприклад, що радіотелескоп з діаметром дзеркала 5м. При довжиніхвилі 1м здатний розділити джерела випромінювання, якщо вони відстоять один відодного більше ніж на 100. Крім радіотелескопів існують щерадіоінтерферометрії. Це 2 однакових радіотелескопу, розділенівідстанню (базою) і сполучені між собою електричним кабелем, досередині якого приєднаний радіоприймач. Від джерела радіовипромінювання наобидва телескопа безперервно приходять радіохвилі. Однак, тим з них, якіпотрапляють на ліве дзеркало, доводиться пройти кілька більший шлях, ніжрадіохвилями, уловлені правим телескопом.
Радіоінтерферометрії набагато «зіркіше» звичайних радіотелескопів, так як вониреагують на дуже малі кутові зміщення світила, а отже, дозволяютьдосліджувати об'єкти з невеликими кутовими розмірами. Іноді,радіоінтерферометрії складаються не з двох, а з декількох радіотелескопів.
При цьому роздільна здатність такого пристрою істотнозбільшується. Потрібно сказати, що і у вітчизняній астрономії використовуютьінтерферометри. Їх приєднують до великих телескопів, щоб вимірюватиреальні поперечники зірок. В обох випадках інтерферометри відіграють рольсвоєрідних «окулярів», що дозволяють розглянути важливі подробиці внавколишнього нас Всесвіту.
Таким чином, нова техніка поставила перед наукою нові проблемипринципового характеру. Досягнута нині роздільна здатністьрадіоінтерферометрії - це ще не межа. В майбутньому, ймовірно,радіотелескопи стануть ще пильніше.

Додаток

Рис1 галілеївських телескоп

Рис 2 Кеплеровскій телескоп

Рис 3

Список літератури

1. Астрономи спостерігають, 1985 р. Ф. Ю. Зигель
2. Телескопи для аматорів астрономії; 1990 Л. Л. Сікорук, М. Р.

Шпальскій
3. Енциклопедичний словник юного астронома, 1988 р.