Teleskop - das Gerät, ist für die Beobachtung der Himmelskörper. Es gibt Teleskope für alle Bereiche des elektromagnetischen Spektrums: optische Teleskope, Radioteleskope, Röntgen-Teleskope, Gamma-Teleskope. Darüber hinaus, Neutrino-Detektoren oft als нейтринными Teleskopen.Auch, Teleskopen kann als Detektoren für Gravitationswellen .

Optische Teleskop-Systeme verwenden in der Astronomie (für die Beobachtung von Himmelskörpern), in der Optik für die verschiedenen Hilfs-Ziele . Auch, das Teleskop kann als visuelle Rohr , für die Lösung der Aufgaben die überwachung von Remote-O’Objekte. Die ersten Zeichnungen der einfachsten линзового Teleskop entdeckt wurden, die in den Aufzeichnungen von Leonardo da Vinci. Baute Teleskop in 1608 Hans Ліпперсхей . Auch die Schaffung von Teleskop zugeschrieben seine Zeitgenossen Zacharias Янсену .

 

 

Geschichte

 

Das Jahr der Erfindung des Teleskops, und eher visuellen Rohr , glauben 1608, wenn der Niederländische Meister Johannes Липперсгей zeigte seine Erfindung in den Haag . Allerdings ist bei der Erteilung des Patents es wurde ihm verweigert, aufgrund der Tatsache, dass und andere Meister, wie Zacharias Jansen aus Мідделбурга und Jakob Метіус aus Alkmaar, bereits die Instanzen подзорных Rohre, und der Letzte kurz nach Ліпперсгея hat in der Generalstaaten (das Niederländische Parlament ) der Antrag auf ein Patent . Eine neuere Studie zeigte,, was, wahrscheinlich, Fernrohre bekannt waren zuvor, in «Anwendungen Вителлия», veröffentlicht in 1604 G. Kepler untersuchte den Verlauf der Strahlen in der optischen System, aus einer bikonvexen und двоввігнутою Linsen. Die ersten Zeichnungen der einfachsten линзового Teleskop (und wie однолинзового, so und двохлінзового) wurden noch in den Aufzeichnungen von Leonardo da Vinci aus dem Jahr 1509 Jahr.

Der erste, wer schickte Fernrohr in den Himmel, verwandelte Sie in ein Teleskop, und bekam neue wissenschaftliche Daten wurde Galilei . In 1609 er gründete seine erste Fernrohr mit der dreifachen Zunahme. Im gleichen Jahr baute er ein Teleskop mit Achtfache Vergrößerung mit einer Länge von etwa einem halben Meter. Später schuf er Teleskop, дававший 32-fache Vergrößerung: die Länge der Teleskop war etwa einen Meter, und der Durchmesser der O’єктиву - 4,5 cm. Es war ein sehr unvollkommenes Werkzeug, allerdings mit Hilfe von Galilei machte eine Reihe von Entdeckungen.

Der name «Teleskop» angeboten 1611 der Griechische Mathematiker Giovanni Демізіані für eines der Werkzeuge, die Galilei , gezeigt auf dem Bankett in der Accademia dei Lincei . Galilei selbst habe für Ihre Teleskope lateinische Begriff perspicillum.

Optische Teleskope

Das Teleskop ist ein Rohr, die auf монтировке, mit den Achsen für die Führung auf ein Objekt’das Objekt der Beobachtung und überwachung von ihm. Visuelle Teleskop hat’єктив und Okular. Die Rückseite der fokalen Ebene O’єктиву wird mit der vorderen Brennebene des Okulars. In den zentralen Ebene O’єктива anstelle des Okulars kann entweder der Film oder die Matrix-Empfänger-Strahlung . In diesem Fall wird die O’єктив Teleskop, im Hinblick auf die Optik, es gibt фотооб’Linse. Teleskop konzentriert sich mit Hilfe der Okularauszug (фокусувального Gerät).

Nach seiner optischen Regelung die meisten Teleskope sind unterteilt in:
- Linsen ( рефракторы oder діоптричні) - als O’єктива wird eine Linse oder ein Linsensystem.
- Spiegel ( reflektoren oder катоптричні) - als O’єктива verwendet Hohlspiegel.
- Spiegel-Linsen-Teleskope (катадіоптричні) - als O’єктива verwendet konvex Spiegel, und die Linse, ein System von Linsen oder Meniskus dient zur Kompensation von Abweichungen.

Darüber hinaus, für die Beobachtung der Sonne professionelle Astronomen verwenden spezielle Solar-Teleskope , unterscheiden sich strukturell von den traditionellen Star Teleskope.

Eigenschaften von optischen Teleskopen

Optische Teleskop - es афокальна System ( optische Energie gleich null), bestehend aus O’єктиву und Okular . Teleskop sichtbar erhöht die Ecke, die Größe und die scheinbare Helligkeit der beobachteten Objekte’von. Die wichtigsten Parametern, die bestimmen andere Eigenschaften Teleskop, es gibt: der Durchmesser der O’єктива ( öffnung ) und Brennweite’єктива.
- Die Auflösung hängt von der Blende. Wird durch die Formel r=140/D, wo r - Eck-Auflösung in den Ecken Sekunden, und D - der Durchmesser der O’єктива in Millimeter.
- Der optische Zoom wird durch das Verhältnis von G=F/f, wo F und f - Brennweiten über’єктива und Okular.
- Durchmesser Sichtfeld des Teleskops S (size of visible sky field-Größe des sichtbaren Felder Himmel). Empirisch festgestellt, Durchmesser Sichtfeld des Teleskops, ausgedrückt in Minuten Bogen, abhängig von der verwendeten Vergrößerung, S=2000/G.
- Öffnungsverhältnis des Teleskops A - das Verhältnis der Durchmesser der O’єктива Teleskop-D zu seiner Brennweite F, wo die D-und F-ausgedrückt in Millimetern, A=D/F=1/∇=∇-1.
- Die Leuchtkraft Teleskop ∇, ∇=F/D=1/A=A-1.
Öffnungsverhältnis des Teleskops A und Leuchtkraft ∇ ein wichtiges Merkmal von O’єктива Teleskop. Diese Backlinks sind einander Wert. Je größer die Blendenzahl, desto kleiner die relative öffnung, und dementsprechend heller das Bild entsteht in der Brennebene’єктива Teleskop. Aber dabei stellt sich weniger die Erhöhung der, das gibt diese über die’єктив.
- Die durchdringende Kraft (optische Energie) m - scheinbare schwächsten Sterne, sichtbare mit dem Teleskop bei der Beobachtung in der Mitte . Für die visuelle Teleskop kann geschätzt werden durch die Formel Bowen m=3+2.5 lgD+2.5 lgG. Oder nach der vereinfachten Formel, m=2.1+5lgD.
Die durchdringende Kraft reflektoren auf 1-2 m höher, als рефракторов. Die durchdringende Kraft des Teleskops hängt stark von der Qualität der Optik, die Helligkeit des Himmels, Transparenz der Atmosphäre und die Ruhe. Das Niveau und die Art der optischen Verzerrungen (Aberrationen) hängt von der Konstruktion des Teleskops, und die physikalischen Eigenschaften der optischen Komponenten - Linsen, Spiegel, Prismen und Glas-Korrektoren.
- Die linearen Abmessungen Durchmesser Discs von Sonne und Mond in der Brennebene’єктива Teleskop-berechnet nach der Formel l=F(30/3440), wo l - Durchmesser der Sonne im Fokus in Millimeter, und F - Brennweite’єктива in Millimeter.
- Maßstab фотонегативов oder Matrix u=3440/F , wo u - Maßstab in Bogenminuten pro Millimeter (‘/ mm), und F - Brennweite’єктива in Millimeter. Wenn bekannt, die linearen Abmessungen der Matrix, die Auflösung und die Größe der Pixel, dann von hier aus können Sie berechnen die Auflösung des digitalen Bildes in Bogenminuten pro Pixel.

Radioteleskope

Für die Untersuchung von Objekten im Weltraum’Objekte im Radio verwendet Radioteleskope. Die wichtigsten Elemente der Radioteleskope gibt es die empfangende Antenne und Radiometer - empfindlich Radio, und Host-Instrument. Da радіодіапазон viel breiter optischen, für die Registrierung der Radiostrahlung verwenden verschiedene Entwürfe Radioteleskope, je nach Bereich. Im langwelligen Bereich (Meter Reichweite; Dutzende und Hunderte von Megahertz ) verwenden Teleskope bestehend aus einer großen Anzahl von (Dutzend, hundert oder, auch, tausend) Elementare Empfänger, in der Regel Dipole. Für kürzere Wellen (дециметровый und Zentimeter-Bereich; Dutzende Gigahertz) verwenden halb-oder полноповоротные Parabol-Antenne. Darüber hinaus, zur Erhöhung der Auflösung Teleskope, Ihre O’vereinen in Interferometer . Bei O’Einheit mehreren einzelnen Teleskope, die in verschiedenen teilen der Welt, in einem Netzwerk, sagen радиоинтерферометрию mit сверхдлинного Radstand (РНДБ). Ein Beispiel für ein solches Netzwerk kann dazu dienen, das amerikanische System VLBA ( Very Long Baseline Array). Mit 1997 nach 2003 Jahr funktionierte Japanisch Orbital-Radioteleskop HALCA ( Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), ist im Netz Teleskope VLBA, was erlaubt ist, erheblich verbessern die Auflösung, mit der das gesamte Netzwerk.

 

Weltraum-Teleskope

Die irdische Atmosphäre gut überspringt Strahlung im optischen (0,3-0,6 µm ), nahen Infrarot (0,6 - 2 µm) und Radio (1 mm - 30 m ). Bereits in der nahen UV-Bereich mit Abnehmender Wellenlänge Transparenz der Atmosphäre stark verschlechtert, wodurch die Beobachtung im ultravioletten, Röntgen-und Gamma-Bereichen möglich sind, nur aus dem Weltraum. Die Ausnahme ist die Registrierung Gamma-Strahlung extrem hohe Energien, für den eignen sich die Methoden der Astrophysik der kosmischen Strahlung : високоенергійні Gamma-Photonen in der Atmosphäre erzeugen sekundäre Elektronen, die sich terrestrischen Anlagen. Ein Beispiel für ein solches System kann dazu dienen, Teleskop CACTUS.

Im Infrarot-Bereich auch stark Absorption in der Atmosphäre, jedoch, im Bereich der 2-8 mkm gibt es eine gewisse Anzahl von Fenstern Transparenz (wie im mm-Bereich), in denen die Durchführung der überwachung. Darüber hinaus, da der größte Teil der Absorptionslinien im Infrarot-Bereich gehört Molekülen Wasser , Infrarot-Beobachtungen durchgeführt werden kann in den trockenen Gebieten der Erde(klar, auf diesen Wellenlängen, wo sich die Fenster Transparenz in den Sternen’im Zusammenhang mit dem Mangel an Wasser). Ein Beispiel für eine solche Unterkunft Teleskop kann dazu dienen, South Pole Telescope, angebracht an der südlichen geographischen Nordpol, was funktioniert in субмиллиметровом Bereich.

In einigen Fällen kann das Problem der Atmosphäre Aufstieg Teleskope oder Detektoren in die Luft in Flugzeugen oder stratosphärischen Zylindern . Aber, die besten Ergebnisse werden erzielt mit der Erhebung der Teleskope im Weltraum. Weltraum Astronomie - der einzige Weg, um Informationen über das Universum in короткохвильовому und, vor allem, im Infrarot-Bereich; eine Möglichkeit zur Verbesserung der Auflösung радіоінтерферометрів. Optische Beobachtungen aus dem Weltraum, die nicht so attraktiv sind, im Lichte der modernen Entwicklung adaptiver Optik , was können stark reduzieren den Einfluss der Atmosphäre auf die Bildqualität, und auch die hohen Kosten der Ausgabe auf die Umlaufbahn Teleskop mit einem Spiegel, die die Größe mit großen terrestrischen Teleskopen.