¿Hay alguna esperanza para las gafas en el mundo?
Bloque de madera
Un telescopio es un instrumento óptico que utiliza lentes cóncavas y convexas para observar objetos distantes. La luz que pasa a través de la lente es refractada o reflejada por el espejo cóncavo y entra en el pequeño orificio para formar una imagen concentrada, y luego se ve a través del ocular de aumento. También conocido como "Telescopio". La primera función de un telescopio es ampliar el ángulo de objetos distantes para que el ojo humano pueda ver detalles con distancias angulares más pequeñas. La segunda función del telescopio es enviar el haz de luz recogido por la lente del objetivo, que es mucho más grueso que el diámetro de la pupila (máximo 8 mm), al ojo humano, permitiendo al observador ver objetos tenues que antes eran invisibles. En 1608, el holandés Hans Likanru inventó el primer telescopio. En 1609, Galileo Galilei Ray, originario de Florencia, Italia, inventó y fabricó un telescopio de 40x, que fue el primer telescopio práctico con aplicación científica.
Recubrimientos en telescopios: mantenimiento de telescopios 14 de los telescopios más famosos durante 400 años.
1. Telescopio refractor galileano 2. Telescopio reflector newtoniano 3. Telescopio Herschel 4. Telescopio refractor Yerkes 5. Telescopio Mount Wilson de 60 pulgadas 6. Telescopio Hooke de 100 pulgadas 7. Telescopio Hale de 200 pulgadas 8 , antena de bocina 9, radiotelescopio Very Large Array 10, telescopio espacial Hubble 11. Hay ocho telescopios espaciales principales: 12 telescopios de la serie Keck, 13 telescopios Sloan de 2,5 m, 14 satélites Wilkinson Cosmic Microwave Anisotropy Explorer y satélites de observación Swift.
Telescopio espacial Hubble Telescopio espacial de rayos gamma Compton Telescopio espacial de rayos X Chandra Telescopio espacial de rayos X XMM-Newton Detector de anisotropía de microondas Wilkinson Telescopio espacial Spitzer Telescopio espacial Fermiga Horse Ray Telescopio espacial James Webb Empezar a editar este telescopio (telescopio/binocular).
Un día, a principios del siglo XVII, Hans Lippershey, propietario de una óptica en un pequeño pueblo holandés, alineó una lente convexa y una lente cóncava para comprobar la calidad de las lentes esmeriladas. Mirando a través de la lente, descubrió que la aguja de la iglesia en la distancia parecía estar cada vez más cerca, por lo que accidentalmente descubrió el secreto del telescopio. En 1608 solicitó una patente para el telescopio que fabricó y, cumpliendo con los requisitos de las autoridades, construyó un par de binoculares. Se dice que decenas de ópticos de la localidad afirmaron haber inventado el telescopio.
Edite la definición de este párrafo
El principio básico de un telescopio es un instrumento óptico visual utilizado para observar objetos distantes. Puede ampliar el pequeño ángulo de apertura de objetos distantes en una cierta proporción para que tengan un ángulo de apertura mayor en el espacio de la imagen, aclarando objetos que originalmente eran invisibles o poco claros a simple vista. Por tanto, los telescopios son herramientas indispensables en la astronomía y la observación terrestre. Es un sistema óptico que permite que el haz de luz incidente paralelo pase a través de la lente objetivo y el ocular y aún salga en paralelo. Según el principio de los telescopios, generalmente se dividen en tres tipos. Telescopio Bosma Tube Wave
Instrumento que recoge ondas electromagnéticas para observar objetos distantes. En la vida diaria, los telescopios se refieren principalmente a telescopios ópticos. Pero en la astronomía moderna, los telescopios astronómicos incluyen radiotelescopios, telescopios infrarrojos, telescopios de rayos X y telescopios de rayos gamma. En los últimos años, el concepto de telescopios astronómicos se ha ampliado aún más a campos como las ondas gravitacionales, los rayos cósmicos y la materia oscura. O mire a través del ocular de aumento. Los telescopios ópticos en la vida diaria también se denominan "telescopios". Incluyen principalmente telescopios astronómicos de aficionados, telescopios de zonas de guerra y binoculares militares.
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Los binoculares de uso común también necesitan agregar un sistema de prismas para reducir el tamaño e invertir la imagen. Según las diferentes formas, el sistema de prismas se puede dividir en sistema RoofPrism (es decir, sistema de prismas de techo Schmidt) y sistema PorroPrism (es decir, sistema de ontología). Los principios y aplicaciones de los dos sistemas son similares. Los telescopios portátiles pequeños para uso personal no deben utilizar un aumento excesivo, generalmente de 3 a 12 veces. Si el aumento es demasiado grande, la claridad de la imagen se deteriorará y la inquietud será grave. Los telescopios con un aumento de 12 veces o más generalmente se fijan sobre trípodes.
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Al mismo tiempo, el astrónomo alemán Kepler comenzó a estudiar los telescopios. En "Bent Optics" propuso otro telescopio astronómico compuesto por dos lentes convexas. A diferencia del telescopio de Galileo, su campo de visión es más amplio que el del telescopio de Galileo. Pero Kepler no fabricó el telescopio que presentó. Sajjana construyó este telescopio por primera vez entre 1613 y 1617. También construyó un telescopio con una tercera lente convexa basándose en las sugerencias de Kepler, convirtiendo la imagen invertida del telescopio compuesto por dos lentes convexas en una imagen erecta. Sajana construyó ocho telescopios, uno de los cuales se utilizó para observar el sol. No importa cuál, podía ver manchas solares de la misma forma. Por lo tanto, disipó la idea errónea de muchas personas de que las manchas solares pueden ser causadas por el polvo en la lente y demostró que efectivamente se observan. Al observar el sol, Sagena instaló un vidrio especial que protege la luz, pero Galileo no agregó este dispositivo protector. Como resultado, se lastimó el ojo y terminó casi ciego. Huygens de los Países Bajos construyó un telescopio con un tubo de casi 6 metros de longitud en 1665 para explorar los anillos de Saturno, y más tarde construyó un telescopio con un tubo de casi 41 metros de longitud. Los telescopios que utilizan espejos que cortan lentes se denominan telescopios refractores. Incluso si se alarga el cilindro del objetivo y las lentes se procesan con precisión, no se puede eliminar la aberración cromática. Newton alguna vez creyó que la aberración cromática de los telescopios refractores era irremediable, pero los resultados resultaron ser demasiado pesimistas.
En 1668 inventó el telescopio reflector, que resolvió el problema de la aberración cromática. El primer telescopio reflector era muy pequeño. El diámetro del espejo del telescopio era de sólo 2,5 centímetros, pero se podían ver claramente las lunas de Júpiter y las fases de Venus. En 1672, Newton construyó un telescopio reflector más grande y se lo regaló a la Royal Society. Todavía se conserva en la biblioteca de la Royal Society. En 1733, el inglés Hal construyó el primer telescopio refractor acromático. En 1758, Boland de Londres también construyó el mismo telescopio. Usó gafas con diferentes índices de refracción para crear lentes convexas y cóncavas para compensar los bordes coloreados que creaban. Sin embargo, lograr un gran éxito no es fácil. Actualmente, el telescopio refractor más grande del mundo tiene un diámetro de 102 cm y está instalado en el Observatorio de Addis. Monocular
En 1793, el británico William Herschel construyó un telescopio reflector. El reflector tiene un diámetro de 130 centímetros, está fabricado de una aleación de cobre y estaño y pesa 1 tonelada. Telescopio reflector construido por el británico William Parsons en 1845. El diámetro del reflector es de 1,82 metros. En 1917, se construyó el Telescopio Hooker en el Observatorio Mount Wilson en California, Estados Unidos. La apertura de su espejo principal es de 100 pulgadas. Edwin Hubble utilizó este telescopio para descubrir el sorprendente hecho de que el universo se está expandiendo. En 1930, Bernhard Schmidt de Alemania combinó las ventajas de los telescopios refractores y los telescopios reflectores (los telescopios refractores tienen una pequeña aberración pero tienen aberración cromática, y cuanto mayor es el tamaño, más caros son; los telescopios reflectores no tienen aberración cromática y son de bajo costo). y los reflectores pueden ser muy grandes, pero tienen aberración cromática), construyó el primer telescopio reflector plegable. Después de la guerra, los telescopios reflectores se desarrollaron rápidamente en las observaciones astronómicas. En 1950, se instaló el telescopio reflector Hale de 5,08 metros de diámetro en la montaña Palomar. En 1969, se instaló un reflector de 6 metros de diámetro en la montaña Pastukhov, en el Cáucaso Norte de la antigua Unión Soviética. En 1990, la NASA puso en órbita el Telescopio Espacial Hubble. Sin embargo, debido a una falla en el espejo, el Telescopio Espacial Hubble no comenzó a funcionar completamente hasta que los astronautas completaron las reparaciones espaciales en 1993 y reemplazaron la lente. Debido a que no está interferido por la atmósfera terrestre, la claridad de la imagen del Hubble es 10 veces mayor que la de telescopios similares en la Tierra. En 1993, Estados Unidos construyó el telescopio Keck de 10 metros de diámetro en Mauna Kea, Hawaii. Su espejo consta de 36 espejos con un diámetro de 1,8 metros. En 2001, el Observatorio Europeo Austral en Chile desarrolló el "VLT", que consta de cuatro telescopios de 8 metros con una capacidad de captación de luz equivalente a un telescopio reflector de 16 metros. Ahora, un grupo de telescopios en construcción ha comenzado a atacar a los hermanos gigantes blancos en Mauna Kea. Estos nuevos competidores incluyen el California Extremely Large Telescope (CELT) de 30 m de diámetro, el Giant Magellan Telescope (GMT) de 20 m de diámetro y el Overwhelmingly Large Telescope (OWL) de 100 m de diámetro. Sus partidarios señalan que estos nuevos telescopios no sólo proporcionarán imágenes del espacio con una calidad de imagen mucho mejor que el Hubble, sino que también recogerán más luz y aprenderán más sobre las estrellas iniciales y el gas cósmico cuando las galaxias se formaron hace 654,38+ mil millones de años, y verán claramente. Planetas alrededor de estrellas distantes.
Edita este párrafo sobre el Telescopio Espacial Hubble
Telescopio Espacial Hubble
(Hubble Space Telescope, HST), el primer telescopio espacial de la humanidad, longitud total Se acabó 13 metros y tiene una masa de más de 11 toneladas. Orbita a unos 600 kilómetros sobre el suelo en el borde exterior de la atmósfera terrestre. Orbita la Tierra aproximadamente cada 100 minutos. El Hubble fue puesto en órbita en 1990 por la NASA y la Agencia Espacial Europea. El Telescopio Hubble lleva el nombre del astrónomo Edwin Hubble. Está previsto que sea reemplazado por el Telescopio Espacial James Webb en 2013. Hubble tiene una resolución angular de menos de 0,1 segundos y puede adquirir de 3 a 5 gigabytes de datos por día. Debido a que opera en el espacio exterior, las imágenes obtenidas por el Hubble no se ven afectadas por las perturbaciones y refracciones atmosféricas, y puede obtener imágenes espectrales infrarrojas que generalmente son absorbidas por la atmósfera. Los datos del Hubble son analizados y procesados por astrónomos y científicos del Instituto del Telescopio Espacial. El instituto está afiliado a la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, Maryland, EE. UU.
Historia
La idea del Telescopio Espacial Hubble se remonta a 1946. El telescopio fue diseñado, construido y lanzado en 1970 d.C. con un costo total de 2 mil millones de dólares. El Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA diseña, desarrolla y construye el Telescopio Espacial Hubble. El Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA es responsable del equipo científico y del control terrestre. Perkin Elmer produjo el metraje. Lockheed construye el espejo del telescopio.
Tome el cielo
El telescopio fue lanzado a bordo del transbordador espacial Discovery el 24 de abril de 1990. Su lanzamiento estaba previsto inicialmente para 1986, pero la fecha de lanzamiento se pospuso tras la explosión del Challenger en enero de ese año. Las primeras imágenes enviadas a la Tierra decepcionaron a los astrónomos y a muchos otros. Debido a que la lente fabricada por Perkin Elmer tiene el grosor incorrecto, provoca una aberración esférica severa y la imagen es borrosa.
Tarea de mantenimiento (1)
Las imágenes claras tomadas después de reemplazar el equipo son mucho más claras que antes.
La primera misión se llamó STS-61. Se agregaron muchos instrumentos nuevos en 1993 (65438+2 meses), incluido el reemplazo del fotómetro de alta velocidad (HSP) por COSTAR. Reemplace las cámaras WFPC con cámaras WFPC2. Reemplace el colector solar. Reemplazo de dos rsu incluyendo cuatro giroscopios. La misión de cambio de órbita se declaró completada el 13 de octubre de 1994 65438+, y se tomó y envió el primer lote de imágenes claras a la Tierra.
Misión de Mantenimiento (2)
La segunda misión, STS-81, comenzó en febrero de 1997. Se reemplazaron dos de los instrumentos del telescopio y gran parte de su hardware.
Tarea de mantenimiento (3)A
La tarea 3A se denominó STS-103 y comenzó en febrero de 1999.
Tarea de Mantenimiento (3)B
La misión 3B denominada STS-109 comenzó en marzo de 2002.
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En primer lugar, el telescopio refractor
El telescopio refractor es un telescopio con un cortador de lentes. Hay dos tipos: el telescopio galileano con lente cóncava como ocular y el telescopio Kepler con lente convexa como ocular. Debido a que la aberración cromática y la aberración esférica de los objetivos de una sola lente son bastante graves, los telescopios refractores modernos generalmente usan dos o más grupos de lentes. Entre ellos, los objetivos de doble lente son los más utilizados. Consiste en una lente convexa de vidrio corona y una lente cóncava de vidrio sílex, colocadas muy juntas. Puede eliminar completamente la aberración cromática posicional de dos longitudes de onda específicas y, en consecuencia, debilitar la aberración cromática posicional de otras longitudes de onda. Cuando se cumplen ciertas condiciones de diseño, también se pueden eliminar la aberración esférica y el coma. Debido a la influencia de aberraciones como la aberración cromática residual, la apertura relativa de un objetivo de doble lente es pequeña, generalmente 1/15-1/20, rara vez mayor que 1/7, y el campo de visión utilizable no es grande. . Un objetivo de doble lente con un diámetro inferior a 8 cm, en el que se pueden pegar dos lentes, se denomina objetivo de doble cementación, y un objetivo de doble separación con un espacio determinado se denomina objetivo de doble cementación. lente. Para aumentar la apertura relativa y el campo de visión, se pueden utilizar grupos de objetivos de múltiples lentes. Para el telescopio Galileo, la estructura es muy simple y la pérdida de energía luminosa es pequeña. El cilindro del objetivo es corto y ligero. Sigue siendo una imagen positiva, pero el aumento es pequeño y el campo de visión estrecho. Generalmente se utiliza en espejos de teatro y telescopios de juguete. Para el telescopio Kepler, es necesario agregar un grupo de prismas o un grupo de lentes detrás del objetivo para rotar la imagen de modo que los ojos puedan observar la imagen vertical. Los telescopios refractores generalmente adoptan la estructura kepleriana. Debido a que la calidad de las imágenes de los telescopios refractores es mejor que la de los telescopios reflectores, el campo de visión es mayor y es más fácil de usar y mantener. La mayoría de los telescopios astronómicos pequeños y medianos y muchos instrumentos especiales utilizan sistemas refractivos, pero la fabricación de grandes telescopios refractores es mucho más difícil que la de los telescopios reflectores. Debido a que es muy difícil fundir lentes de gran apertura de alta calidad y existe un problema con la absorción de luz del vidrio, todos los telescopios de gran apertura son reflectantes (se describe en detalle a continuación).
Telescopio Galileo
Un telescopio en el que la lente objetivo es una lente convergente y el ocular es una lente divergente. La imagen real formada por la refracción de la luz a través de la lente del objetivo se encuentra en el punto focal detrás del ocular (cerca de la parte posterior de la lente del objetivo para los humanos). Esta imagen es una imagen virtual para el ocular, por lo que el ocular la refracta para formar una imagen virtual vertical ampliada. El aumento de un telescopio galileano es igual a la relación entre la distancia focal de la lente del objetivo y la longitud focal del ocular. Su ventaja es que el cilindro del objetivo es corto y puede estar en posición vertical, pero el campo de visión es relativamente pequeño. Un dispositivo que coloca dos telescopios galileanos de bajo aumento uno al lado del otro y utiliza un botón de perno en el medio para ajustar su claridad se llama "visor de teatro" porque es fácil de transportar y se usa a menudo para ver representaciones; El telescopio inventado por Galileo jugó un papel importante en la historia de la comprensión humana de la naturaleza. Consta de una lente cóncava (ocular) y una lente convexa (lente objetivo). Su ventaja es que tiene una estructura simple y puede formar directamente una imagen vertical.
Telescopio Kepler
El principio consiste en dos lentes convexas. Dado que hay una imagen real entre los dos, la retícula es fácil de instalar y el rendimiento es excelente, esta estructura se utiliza actualmente en telescopios militares, pequeños telescopios astronómicos y otros telescopios profesionales. Sin embargo, la imagen de esta estructura está invertida, por lo que se debe agregar un sistema vertical en el medio. Hay dos tipos de sistemas de imágenes: sistemas de imágenes de prismas y sistemas de imágenes de lentes. Nuestros binoculares típicos, que son anchos por delante y estrechos por detrás, utilizan un sistema de imágenes de prisma de doble ángulo recto. La ventaja de este sistema es que el eje óptico se pliega dos veces al mismo tiempo, lo que reduce considerablemente el tamaño y peso del telescopio. Se utiliza un complejo conjunto de lentes para invertir la imagen, lo cual es costoso. El telescopio monocular clásico ruso de tres secciones 20×50 no sólo utiliza un sistema de montaje de lentes cuidadosamente diseñado.
Historia
En 1611, el astrónomo alemán Kepler utilizó dos lentes biconvexas como objetivo y ocular respectivamente, aumentando significativamente el aumento. Más tarde, la gente llamó a este sistema óptico telescopio Kepler. La gente todavía utiliza estos dos tipos de telescopios refractores, y el telescopio astronómico utiliza el tipo kepleriano. Cabe señalar que en ese momento, debido a que el telescopio usaba una sola lente como objetivo, había una grave aberración cromática. Para obtener buenos efectos de observación, se requiere una lente con una curvatura muy pequeña, lo que conducirá inevitablemente al alargamiento del cuerpo del espejo. Por eso, los astrónomos llevan mucho tiempo soñando con construir telescopios más largos, y muchos intentos han fracasado. En 1757, Dulong estableció la base teórica de las lentes acromáticas estudiando la refracción y dispersión del vidrio y el agua, y fabricó lentes acromáticas con vidrio corona y vidrio de pedernal. Desde entonces, los telescopios refractores acromáticos han sustituido por completo a los telescopios de lentes largas. Sin embargo, es difícil fundir vidrios de pedernal de gran tamaño debido a limitaciones técnicas.
En los primeros tiempos de los telescopios acromáticos, las lentes sólo podían rectificarse hasta un máximo de 10 cm. A finales del siglo XIX, con la mejora de la tecnología de fabricación, fue posible fabricar telescopios refractores de gran diámetro y se produjo un apogeo en la fabricación de telescopios refractores de gran diámetro. Entre los ocho telescopios refractores de más de 70 cm existentes en el mundo, 7 fueron construidos entre 1885 y 1897. Los más representativos son el Telescopio Yekeshit de 102 cm construido en 1897 y el telescopio LIKE de 91 cm de 1886. Los telescopios refractores tienen las ventajas de una longitud focal larga, una escala negativa grande y una insensibilidad a la flexión del tubo, y son los más adecuados para mediciones astronómicas. Sin embargo, siempre habrá una aberración cromática residual y, al mismo tiempo, la absorción de radiación en las bandas ultravioleta e infrarroja es muy fuerte. La fundición de cristales ópticos de gran tamaño también es muy difícil. Cuando se construyó el Telescopio Yeckshi en 1897, el desarrollo de los telescopios refractores alcanzó su punto máximo y durante los siguientes cien años no apareció ningún telescopio refractor más grande. Esto se debe principalmente a que es técnicamente imposible moldear una pieza de vidrio perfecta como lente. Una lente de gran tamaño se deformará de manera muy evidente debido a la gravedad, perdiendo así un enfoque nítido.
En segundo lugar, el telescopio reflector
Se trata de un telescopio con un reflector cóncavo y un espejo de recorte. Se puede dividir en telescopio Newtoniano, telescopio Cassegrain y otros tipos. La principal ventaja de los telescopios reflectores es la ausencia de aberración cromática. Cuando la lente objetivo es parabólica, se puede eliminar la aberración esférica. Sin embargo, para reducir los efectos de otras aberraciones, el campo de visión disponible es menor. El material utilizado para fabricar la superficie del espejo sólo requiere un pequeño coeficiente de expansión, baja tensión y fácil pulido. Generalmente, los espejos pulidos están recubiertos con una película de aluminio. La reflectividad de la película de aluminio es superior al 80% en el rango de 2000-9000 Angstroms. Por lo tanto, además de las bandas ópticas, los telescopios reflectantes también son adecuados para estudiar el infrarrojo cercano y. bandas casi ultravioleta. La apertura relativa de un telescopio reflector se puede aumentar. La apertura relativa de un telescopio reflector de foco principal es de aproximadamente 1/5-1/2,5, o incluso mayor. A excepción de los telescopios newtonianos, la longitud del tubo es mucho más corta que la distancia focal del sistema. Además, sólo es necesario procesar una superficie del espejo principal, lo que reduce en gran medida el coste y la dificultad de fabricación. Entonces la apertura actual es mayor que 1,34 metros. Para telescopios reflectores de mayor diámetro, reemplazando diferentes espejos secundarios, se pueden obtener sistemas de enfoque primario (o sistemas newtonianos), sistemas Kasserine y sistemas de ejes plegables. De esta manera, el telescopio puede obtener varias aperturas relativas y campos de visión diferentes. Los telescopios reflectores se utilizan principalmente en astrofísica.
Historia
El primer telescopio reflector nació en 1668. Después de muchos fracasos en el pulido de lentes asféricas, Newton decidió utilizar un espejo esférico como espejo primario. Puso a tierra un espejo cóncavo con un diámetro de 2,5 cm y colocó un reflector con un ángulo de 45° frente al foco del espejo primario, de modo que la luz concentrada reflejada por el espejo primario se reflejara desde el cilindro de la lente hacia el ocular en un ángulo de 90°. Este sistema se llama telescopio reflector newtoniano. Aunque su espejo esférico producirá algunas aberraciones, el uso de reflectores en lugar de refractores tiene mucho éxito. En 1663, James Gregory propuso una solución: utilizar un espejo primario y un espejo secundario, ambos espejos cóncavos. El espejo secundario se coloca fuera del foco del espejo primario y se deja un pequeño orificio en el centro del espejo primario, de modo que la luz se refleja dos veces en el espejo primario y el espejo secundario y luego emerge del pequeño orificio para llegar al ocular. El propósito de este diseño es eliminar la aberración esférica y la aberración cromática al mismo tiempo, lo que requiere un espejo primario parabólico y un espejo secundario elipsoidal. Teóricamente es correcto, pero el nivel de fabricación en ese momento no podía cumplir con este requisito. Gregory no pudo proporcionárselo. Consigue un espejo útil. En 1672, el francés Segrin propuso un tercer diseño de telescopio reflector. La estructura es similar al telescopio gregoriano, excepto que el espejo secundario es convexo frente al foco del espejo primario. Este es el telescopio reflector Cassegrain más utilizado. Esto hace que la luz reflejada por el espejo secundario diverja ligeramente, reduciendo el aumento, pero eliminando la aberración esférica, de modo que el telescopio también puede acortar mucho la distancia focal. Los espejos primarios y secundarios de los telescopios Segrin pueden tener muchas formas diferentes y sus propiedades ópticas también son diferentes. Debido a la larga distancia focal del telescopio Seglin, el cuerpo corto del espejo y el gran aumento, las imágenes obtenidas son claras, el enfoque Seglin se puede utilizar para estudiar objetos celestes en un campo de visión pequeño, mientras que el enfoque Newton se puede configurar; para fotografiar una gran superficie de objetos celestes. Por ello, los telescopios Segrin se han utilizado ampliamente. Herschel era un maestro de los telescopios reflectores. Fue músico en sus primeros años. Debido a su amor por la astronomía, comenzó a afilar telescopios en 1773 y fabricó cientos de telescopios a lo largo de su vida. En el telescopio fabricado por Herschel, la lente del objetivo se colocaba oblicuamente en el tubo de la lente de modo que la luz paralela se reflejaba y se concentraba en un lado del tubo de la lente. En los casi 200 años transcurridos desde la invención del telescopio reflector, los materiales reflectantes han sido un obstáculo para su desarrollo: el bronce utilizado para fundir el espejo es propenso a la corrosión y debe pulirse periódicamente, lo que requiere mucho dinero y tiempo, y Los metales con mejor resistencia a la corrosión son mejores que el bronce. Densos y más caros. En 1856, el químico alemán Justus von Liebig inventó un método para recubrir el vidrio con una fina capa de plata, que se pulía para reflejar la luz de manera eficiente. Esto permitiría fabricar telescopios reflectores mejores y más grandes. A finales de 1918, Haier puso en funcionamiento y construyó el telescopio Hooke con un diámetro de 254 cm. Los astrónomos han utilizado este telescopio para revelar por primera vez el verdadero tamaño de la Vía Láctea y nuestro lugar dentro de ella. Más importante aún, la teoría de Hubble sobre la expansión del universo fue el resultado de observaciones realizadas con el Telescopio Hooker. En las décadas de 1920 y 1930, el éxito del telescopio Hooker inspiró a los astrónomos a construir telescopios reflectores más grandes.
En 1948, Estados Unidos construyó un telescopio con un diámetro de 508 centímetros. Para conmemorar a Haier, un destacado fabricante de telescopios, se le dio el nombre de Telescopio Haier. Los telescopios Haier se diseñan y fabrican desde hace más de 20 años. Aunque tiene un campo de visión más lejano y una resolución más fuerte que el Telescopio Hooker, no ha brindado a la humanidad una comprensión actualizada del universo. Como dijo Asimov: "El Telescopio Hale (1948), al igual que el Telescopio Yeckstone (1897) hace medio siglo, parece indicar que cierto tipo de telescopio casi ha llegado a su fin". En 1976, la antigua Unión Soviética construyó un telescopio de 600 centímetros, pero su funcionalidad no era tan buena como la del telescopio Hale, lo que también confirmó lo dicho por Asimov. Los telescopios reflectores tienen muchas ventajas, por ejemplo, no tienen aberración cromática, pueden registrar información de los cuerpos celestes en una amplia gama de luz visible y son más fáciles de fabricar que los telescopios refractores. Sin embargo, debido a sus deficiencias inherentes, como que cuanto mayor es la apertura, menor es el campo de visión y la lente del objetivo requiere un recubrimiento regular.
En tercer lugar, el telescopio reflector plegable
Basado en el reflector esférico, se añaden elementos refractivos para corregir las aberraciones, lo que puede evitar el difícil procesamiento de superficies asféricas a gran escala y obtener una buena calidad de imagen. Hay un famoso telescopio Schmidt en el que se coloca una placa correctora Schmidt en el centro del espejo esférico. Es una superficie asférica plana por un lado y ligeramente deformada por el otro, lo que hace que la parte central del haz sea ligeramente convergente y la parte periférica ligeramente divergente, sólo para corregir la aberración esférica y el coma. Otro tipo de telescopio Maksutov puede corregir la aberración esférica y el coma al mismo tiempo agregando una lente de menisco delante del espejo esférico y seleccionando los parámetros y la posición apropiados de la lente de menisco. Así como derivados de estos dos tipos de telescopios, como el Telescopio Super Schmidt, Cámara Baker-Norn, etc. En un telescopio catadióptrico, la imagen se forma mediante un espejo y el refractor se utiliza para corregir aberraciones. Se caracteriza por una apertura relativamente grande (incluso mayor que 1), luz intensa, amplio campo de visión y excelente calidad de imagen. Adecuado para fotografía de estudio del cielo y observación de nebulosas, cometas, meteoros y otros cuerpos celestes. Si se utiliza un sistema catadióptrico Cassegrain en un telescopio visual pequeño, el tubo puede ser muy corto.
Historia
El telescopio catadióptrico apareció por primera vez en 1814. En 1931, el óptico alemán Schmidt utilizó una lente delgada asférica única cerca de una placa paralela como espejo corrector, combinada con una reflexión esférica. El espejo se utiliza para crear un telescopio catadióptrico tipo Schmidt que puede eliminar la aberración esférica y la aberración fuera del eje. Este tipo de telescopio tiene una gran potencia óptica, un gran campo de visión y una pequeña aberración. Es adecuado para tomar fotografías de grandes áreas del cielo, especialmente nebulosas oscuras. Los telescopios Schmidt se han convertido en una importante herramienta para las observaciones astronómicas. En 1940, Maksutov utilizó una lente de menisco como lente correctiva para crear otro telescopio reflector plegable. Sus dos superficies son dos superficies esféricas con diferentes curvaturas. La diferencia no es grande, pero la curvatura y el espesor son muy grandes. Todas sus superficies son esféricas, lo que es más fácil de pulir que la placa correctora del telescopio Schmidt, y el cilindro de la lente es más corto, pero el campo de visión es más pequeño que el del telescopio Schmidt y requiere un vidrio más alto. Debido a que el telescopio catadióptrico puede tener en cuenta las ventajas de los telescopios refractivos y reflectantes, es muy adecuado para la observación astronómica y la fotografía astronómica de aficionados, y es amado por la mayoría de los entusiastas de la astronomía.
Radiotelescopio
Equipo básico para la detección de emisiones de radio de cuerpos celestes. Puede medir la intensidad, el espectro y la polarización equivalente de la radio celeste. Generalmente consta de antena, receptor y equipo terminal. Las antenas recogen las emisiones de radio de los cuerpos celestes y los receptores procesan estas señales y las convierten en un formato que pueda grabarse y mostrarse. El dispositivo terminal registra la señal, realiza algún procesamiento de acuerdo con requisitos específicos y luego la muestra. Los indicadores básicos que caracterizan el desempeño de los radiotelescopios son la resolución espacial y la sensibilidad. El primero refleja la capacidad de distinguir fuentes puntuales de radio que están cercanas entre sí en dos esferas celestes, y el segundo refleja la capacidad de detectar fuentes de radio débiles. Los radiotelescopios suelen requerir una alta resolución espacial y una alta sensibilidad. Según las diferentes estructuras de antena, los radiotelescopios se pueden dividir en dos categorías: apertura continua y apertura discontinua. El primero es un radiotelescopio clásico de antena parabólica de un solo plato y el segundo es un sistema de antenas de combinación múltiple basado en tecnología de interferencia. En la década de 1960 aparecieron dos nuevos tipos de radiotelescopios de apertura discontinua: el interferómetro de base muy larga y el radiotelescopio de apertura sintética. El primero tiene una resolución espacial extremadamente alta y el segundo puede obtener imágenes de radio claras. El radiotelescopio clásico rastreable más grande del mundo tiene un plato parabólico de 100 metros de diámetro instalado en el Instituto Max Planck de Radioastronomía en Alemania. El radiotelescopio de apertura discontinua más grande del mundo es un conjunto de antenas muy grande instalado en el Observatorio Nacional de Radioastronomía. En 1931, en los Laboratorios Bell de Nueva Jersey, el estadounidense KG Jansky, responsable de buscar e identificar señales de interferencia telefónica, descubrió que había una interferencia de radio máxima cada 23 horas, 56 minutos y 4 segundos. Tras un cuidadoso análisis, afirmó en un artículo publicado en 1932 que se trataba de emisiones de radio procedentes de la Vía Láctea. Así, Jansky marcó el comienzo de una nueva era en el uso de ondas de radio para estudiar los cuerpos celestes. En ese momento, utilizó un conjunto de antenas giratorias de 30,5 metros de largo y 3,66 metros de alto, y obtuvo un haz direccional "en forma de abanico" con un ancho de 30 grados y una longitud de onda de 14,6 metros. Desde entonces, la historia de los radiotelescopios ha sido de resolución y sensibilidad cada vez mayores. Desde que Jansky anunció la recepción de señales de radio de la Vía Láctea, el estadounidense G. Rabe se dedicó a la producción de prueba de un radiotelescopio y finalmente logró fabricarlo en 1937. Este fue el único radiotelescopio parabólico del mundo antes de la Segunda Guerra Mundial.
Su antena parabólica tiene un diámetro de 9,45 metros y obtiene un haz de lápiz de 12 grados a una longitud de onda de 1,87 metros para medir las ondas de radio emitidas por cuerpos celestes como el sol. Por ello, Leiber es conocido como el fundador del radiotelescopio parabólico. Los radiotelescopios son equipos básicos para observar y estudiar ondas de radio de cuerpos celestes. Incluyen antenas direccionales que recogen ondas de radio, receptores de alta sensibilidad que amplifican señales de radio, sistemas de registro, procesamiento y visualización de información, etc. El principio básico de los radiotelescopios y de los telescopios ópticos reflectores es que las ondas electromagnéticas proyectadas llegan a un foco común en la misma fase después de ser reflejadas por un espejo preciso. Al utilizar un paraboloide giratorio como reflector, es fácil lograr una concentración de luz en fase. Por tanto, las antenas de los radiotelescopios son en su mayoría paraboloides. Las observaciones de radio se llevan a cabo en un amplio rango de frecuencias y la tecnología de radio para la detección y el procesamiento de información es más flexible y diversa que la óptica de Bosch, por lo que existen más tipos de radiotelescopios y varios métodos de clasificación. Por ejemplo, según la forma de la antena receptora, se puede dividir en parabólica, cilindro parabólica, esférica, zona de sección parabólica, tipo de tracción, tipo espiral, tipo de onda viajera, tipo de antena y otros radiotelescopios; El haz direccional se puede dividir en radiotelescopios de haz de lápiz, haz de abanico y multihaz. Según el propósito de la observación, se puede dividir en radiotelescopios como mapeo, posicionamiento, calibración, polarización, espectro e imágenes solares, según el tipo de trabajo, se puede dividir en potencia máxima, barrido de frecuencia, rápido; imágenes y otros tipos de radiotelescopios.
Telescopio Espacial
Un gran telescopio para observaciones astronómicas fuera de la atmósfera terrestre. Debido a que evita la influencia de la atmósfera y no está distorsionado por la gravedad, puede mejorar en gran medida las capacidades y la resolución de observación, e incluso permitir que algunos telescopios ópticos realicen observaciones en el infrarrojo cercano y en el ultravioleta cercano al mismo tiempo. Pero también hay muchos requisitos nuevos y estrictos en la fabricación, como que la precisión del procesamiento del espejo debe ser de 0,01 micrones, y todos los componentes y estructuras mecánicas deben poder soportar la vibración y el sobrepeso durante el lanzamiento, pero deben ser lo más livianos posible para reducir el peso. costos de lanzamiento. El primer telescopio espacial, también conocido como Telescopio Hubble, fue lanzado a una órbita a 600 kilómetros de altura por el transbordador espacial estadounidense Discovery el 24 de abril de 1990. Su forma general es cilíndrica, de 13 m de largo y 4 m de diámetro. La parte delantera es un telescopio y la parte trasera son instrumentos auxiliares. El peso total es de aproximadamente 11 toneladas. El telescopio tiene una apertura efectiva de 2,4 metros y una distancia focal de 57,6 metros. Las longitudes de onda de observación oscilan entre 120 nm en el ultravioleta y 1200 nm en el infrarrojo, con un coste de 1.500 millones de dólares. La resolución del diseño original es 0,005, que es 100 veces mayor que la de los telescopios terrestres. Sin embargo, debido a un pequeño descuido en la fabricación, no apareció una gran aberración esférica en el instrumento hasta el último día, lo que afectó gravemente a la calidad de las observaciones. Del 2 al 13 de diciembre de 1993, el transbordador espacial estadounidense Endeavour, que transportaba a 7 astronautas, reemplazó con éxito 11 piezas del Hubble y completó los trabajos de reparación, creando una historia de reparación humana de grandes naves espaciales en el espacio. El telescopio espacial Hubble, reparado con éxito, seguirá proporcionando información sobre la profundidad del universo durante otros 10 años. En abril de 1991, Estados Unidos lanzó su segundo telescopio espacial, un dispositivo para observar rayos gamma. El peso total es de 17 toneladas, el consumo de energía es de 1,52 vatios, la velocidad de transmisión de la señal es de 17000 bits/segundo, lleva 4 juegos de detectores y la resolución angular es de 5′~65438. Su vida útil es de aproximadamente 2 años.
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