2. Em que elementos ópticos consiste um microscópio? Explique a finalidade da lente e da ocular.

3. Explique a trajetória dos raios em um microscópio. Escreva uma expressão para a ampliação angular do microscópio. Dentro de que limites isso pode mudar?

Varia de 15 a 1200.

A lente cria uma imagem ampliada do objeto na frente da ocular e, em seguida, a ocular amplia essa imagem. (Fig. 222 b livro didático.)

4. Em que elementos ópticos consiste um telescópio refrator? Explique a finalidade da lente e da ocular.

Um telescópio refrator consiste em uma lente e uma ocular.

A ocular atua como uma lupa, proporcionando ampliação angular de um objeto. Os pontos focais da lente e da ocular são quase idênticos. Uma imagem direta, virtual e ampliada é formada na ocular.

5. Explique a trajetória dos raios em um telescópio refrator. Escreva uma expressão para a ampliação angular de um telescópio refrator. Quais são as limitações do uso de tais telescópios?

A ocular fornece ampliação angular do objeto. Os pontos focais da lente e da ocular são quase idênticos. Uma imagem direta, virtual e ampliada é formada na ocular.

A operação correta de um dispositivo de ampliação é a chave para a conclusão bem-sucedida de tarefas no campo da biologia, zoologia e botânica. Compreendendo o princípio de operação, você poderá dominar rapidamente as técnicas de microscopia, aplicá-las na prática e ensinar seu filho. Neste artigo você aprenderá por que precisa microscópio ocular e lente, como usá-las para obter uma imagem nítida, como alterá-las. Estes são os elementos mais importantes do design óptico, sem os quais o equipamento de observação não pode funcionar.

Em um microscópio ocular desempenha a função de transmitir a imagem construída aos órgãos de visão do observador. Um olho é aproximado quase dele, enquanto o segundo se fecha. Quando a luz de fundo é ligada, o pesquisador vê um campo brilhante em forma de círculo. A iluminação deve ser ajustada para que seja confortável, porque... Muita luz pode causar brilho e distorção. Agora, se um microslide for colocado no centro da mesa, uma pessoa poderá examinar seus detalhes detalhadamente. Isso é possível devido à capacidade da luz de contornar obstáculos ou refletir em uma superfície opaca.

Cada ocular é caracterizada por um determinado ângulo de visão, dependendo da taxa de zoom. Por exemplo, 10x oferece a visão mais ampla, permitindo cobrir a área máxima da amostra que está sendo visualizada. Está marcado com a abreviatura WF, que significa “grande angular”.

O diâmetro da lente e da borda do corpo determina a correspondência com o orifício de montagem nos acessórios monoculares ou binoculares. Os valores padrão para este parâmetro são:

• Para microscópios biológicos - 23,2mm e 30,0mm;
• Para estereoscópico - 30,5 mm.

Lente necessário para coletar informações visuais primárias sobre a estrutura do objeto em estudo. Deve ser direcionado a uma microamostra. A combinação de elementos ópticos nele contidos transforma o feixe de luz - aumenta as dimensões lineares e angulares da imagem e a redireciona para o prisma para posterior passagem pelo tubo da ocular. Erros causados ​​pelo sistema óptico são chamados de “aberrações”. Eles alteram ligeiramente a renderização real devido ao efeito de dispersão. Portanto, uma lente de alta qualidade é sempre projetada levando em consideração a eliminação (ou minimização) da influência do cromatismo, daí o nome “acromático” ser atribuído a ela. Eles estão equipados com microscópios escolares, laboratoriais e médicos.

Marcações de lentes:

• Acro - “acromático”;
• S - com mola (a mola evita que o slide e as lentes quebrem com pressão descuidada);
• Petróleo – para pesquisas em imersão em óleo;
• DIN - significa "Deutsches Institut Normung" na classificação alemã. Possuem uma grande distância parfocal de 45 milímetros, obtida pela colagem repetida de lentes. Isto melhora a qualidade da imagem renderizada;
• PLAN - "planacromatas" corrigidos "até o infinito" - corrigem até 90 por cento do campo visível. São considerados os mais progressivos e aumentam muito o custo dos microscópios.

As lentes são aparafusadas em um dispositivo giratório - este é um tambor de metal girando sobre rolamentos com soquetes, roscas e uma trava. Para alterar a ampliação, você precisa segurar o anel do revólver com dois dedos e girá-lo suavemente até ouvir um leve clique.

Se precisar de conselhos adicionais, ligue para a loja ou escreva por e-mail.

em física

“Projeto, finalidade, princípio de operação, tipos e história do telescópio”

Eu fiz o trabalho:

aluno 8vaula

Riga ShlolaNº. 66

Iuri Kruglov

RIGA

ano de 2005

Dispositivo telescópio

Qualquer tipo de telescópio tem lente E ocular.

A lente voltada para o objeto de observação é chamada Lente , e a lente na qual o observador aplica seu olho é Ocular.

Pode haver uma lupa adicional que permite aproximar o olho do plano focal e visualizar a imagem de uma distância menor, ou seja, de um ângulo de visão maior.

Assim, um telescópio pode ser feito colocando duas lentes - uma objetiva e uma ocular - no mesmo eixo, uma após a outra. Para observações de objetos terrestres próximos, a distância focal total deve ser aumentada. Ao trocar de ocular, você pode obter ampliações diferentes com a mesma lente.

Se uma lente for mais espessa no meio do que nas bordas, ela é chamada Coletando ou Positivo , de outra forma - Espalhamento ou Negativo.

A linha reta que conecta os centros dessas superfícies é chamada Eixo óptico lentes. Se tal lente for atingida por raios paralelos ao eixo óptico, eles, refratados na lente, serão coletados em um ponto do eixo óptico chamado Foco lentes. A distância do centro da lente ao seu foco é chamada de distância focal. Quanto maior for a curvatura das superfícies da lente convergente, menor será a distância focal. No foco de tal lente sempre acontece real imagem de um objeto.

Um telescópio é geralmente caracterizado pela ampliação angular γ. Ao contrário de um microscópio, os objetos observados através de um telescópio estão sempre distantes do observador.

Objetivo do telescópio

Os telescópios são muito diferentes - ópticos (fins astrofísicos gerais, coronógrafos, telescópios para observação de satélites artificiais da Terra), radiotelescópios, infravermelhos, neutrinos, raios-X. Apesar de toda a sua diversidade, todos os telescópios que recebem radiação eletromagnética resolvem dois problemas principais.

A primeira tarefa do telescópio- criar a imagem mais nítida possível e, durante as observações visuais, aumentar as distâncias angulares entre os objetos (estrelas, galáxias, etc.); coletar o máximo de energia de radiação possível, aumentar a iluminação da imagem dos objetos.

A segunda tarefa do telescópio– aumentar o ângulo em que o observador vê o objeto. A capacidade de aumentar o ângulo é caracterizada pela ampliação do telescópio. É igual à razão entre as distâncias focais da lente e da ocular

O princípio de funcionamento do telescópio

O princípio de um telescópio não é ampliar objetos, mas coletar luz. Quanto maior o tamanho do seu principal elemento coletor de luz - uma lente ou espelho, mais luz ele coleta. É importante ressaltar que é a quantidade total de luz coletada que determina o nível de detalhe visto – seja uma paisagem distante ou os anéis de Saturno. Embora a ampliação, ou potência, para um telescópio seja importante, não é crítica para atingir o nível de detalhe.

Tipos de telescópios

Todos os telescópios são divididos em três classes ópticas.

Telescópios refratores, ou refratores, uma grande lente objetiva é usada como principal elemento de captação de luz.

Todos os modelos de refratores incluem lentes objetivas acromáticas (dois elementos), reduzindo ou praticamente eliminando a cor falsa que afeta a imagem resultante quando a luz passa através da lente. Existem vários desafios envolvidos na criação e instalação de grandes lentes de vidro; Além disso, as lentes grossas absorvem muita luz. O maior refrator do mundo, com lente objetiva de 101 cm de diâmetro, pertence ao Observatório Yerkes.

Todos os grandes telescópios astronômicos são refletores. Os telescópios refletores também são populares entre os amadores porque não são tão caros quanto os refratores. Estes são telescópios refletores e usam um espelho primário côncavo para coletar luz e formar uma imagem. Nos refletores do tipo newtoniano, um pequeno espelho secundário plano reflete a luz na parede do tubo principal.

Lente espelhada Os telescópios (catadióptricos) usam lentes e espelhos para obter excelente qualidade de imagem de alta resolução a partir de tubos ópticos portáteis muito curtos.

História do telescópio

O primeiro telescópio foi construído em 1609 pelo astrônomo italiano Galileo Galilei. O telescópio tinha dimensões modestas (comprimento do tubo 1245 mm, diâmetro da lente 53 mm, ocular 25 dioptrias), design óptico imperfeito e ampliação de 30x. No entanto, permitiu fazer toda uma série de descobertas notáveis ​​(fases de Vênus, montanhas na Lua, satélites de Júpiter, manchas no Sol, estrelas na Via Láctea).
A péssima qualidade da imagem dos primeiros telescópios obrigou os oftalmologistas a procurar formas de resolver este problema. Descobriu-se que aumentar a distância focal da lente melhora significativamente a qualidade da imagem.
Em 1663, Gregory criou um novo projeto para um telescópio refletor. Gregory foi o primeiro a sugerir o uso de um espelho em vez de uma lente em um telescópio.

O primeiro telescópio refletor foi construído por Isaac Newton em 1668. O esquema segundo o qual foi construído foi denominado “esquema Newton”.
O comprimento do telescópio era de 15 cm.
Em 1672, Cassegrain propôs um sistema de dois espelhos, que logo se tornou o mais popular. O primeiro espelho era parabólico, o segundo tinha o formato de um hiperbolóide convexo e estava localizado na frente do foco do primeiro.
Atualmente, quase todos os telescópios são espelhos.
O maior telescópio refletor do mundo, em homenagem a Keck, tem um diâmetro de 10 m e está localizado nas ilhas havaianas. Na Rússia, um telescópio de 6 m opera no Cáucaso.

No século XX, os astrônomos fizeram muitos avanços no estudo do universo.

Estas etapas não teriam sido possíveis sem o uso de telescópios grandes e complexos localizados em laboratórios de grande altitude e operados por um grande número de especialistas qualificados.

Finalidade do telescópio.

Os telescópios são muito diferentes - ópticos (fins astrofísicos gerais, coronógrafos, telescópios para observação de satélites), radiotelescópios, infravermelhos, neutrinos, raios-X. Apesar de toda a sua diversidade, todos os telescópios que recebem radiação eletromagnética resolvem dois problemas principais:

1) criar a imagem mais nítida possível e, durante as observações visuais, aumentar as distâncias angulares entre os objetos (estrelas, galáxias, etc.)

2) coletar o máximo possível de energia de radiação, aumentar a iluminação da imagem dos objetos.

Telescópios ópticos - tipos e design.

Raios de luz paralelos (por exemplo, de uma estrela) incidem sobre a lente. A lente produz uma imagem no plano focal. Os raios de luz paralelos ao eixo óptico principal são coletados em um foco F situado neste eixo. Outros feixes de luz são coletados próximos ao foco - acima ou abaixo. Esta imagem é vista por um observador usando uma ocular. Os diâmetros dos feixes de entrada e saída são muito diferentes (a entrada tem o diâmetro da lente e a saída tem o diâmetro da imagem da lente construída pela ocular). Num telescópio devidamente ajustado, toda a luz captada pela lente entra na pupila do observador.

Neste caso, o ganho é proporcional ao quadrado da razão entre os diâmetros da lente e da pupila. Para grandes telescópios este valor é dezenas de milhares de vezes maior. Isto resolve uma das principais tarefas de um telescópio - coletar mais luz dos objetos observados. Se estamos falando de um telescópio fotográfico - um astrógrafo, então a iluminação da chapa fotográfica aumenta. A segunda tarefa de um telescópio é aumentar o ângulo em que um observador vê um objeto. A capacidade de aumentar o ângulo é caracterizada pela ampliação do telescópio. É igual à razão entre as distâncias focais da lente F e da ocular f. O primeiro telescópio apareceu no início do século XVII. História do telescópio. O primeiro telescópio foi construído em 1609 pelo astrônomo italiano Galileo Galilei. O telescópio tinha dimensões modestas (comprimento do tubo 1245 mm, diâmetro da lente 53 mm, ocular 25 dioptrias), design óptico imperfeito e ampliação de 30x. Ele tornou possível fazer toda uma série de descobertas notáveis ​​(fases de Vênus, montanhas na Lua, satélites de Júpiter, manchas no Sol, estrelas na Via Láctea). A péssima qualidade da imagem dos primeiros telescópios obrigou os oftalmologistas a procurar formas de resolver este problema. Descobriu-se que aumentar a distância focal da lente melhora significativamente a qualidade da imagem.

Telescópios de Galileu (Museu de História da Ciência, Florença). Dois telescópios estão montados num suporte de museu. No centro da vinheta está uma lente quebrada do primeiro telescópio de Galileu.

Telescópio Hevelius. O telescópio Hevelius tinha 50 m de comprimento e estava suspenso por um sistema de cordas em um poste. O telescópio de Ozu tinha 98 metros de comprimento. Além disso, não possuía tubo, a lente estava localizada em um poste a uma distância de quase 100 metros da ocular, que o observador segurava nas mãos (o chamado telescópio aéreo). Foi muito inconveniente observar com tal telescópio. Ozu não fez uma única descoberta. Christiaan Huygens, observando através de um telescópio aéreo de 64 metros, descobriu os anéis de Saturno e seu satélite, Titã, e também notou listras no disco de Júpiter. Outro grande astrônomo da época, Jean Cassini, usando telescópios aéreos, descobriu mais quatro satélites de Saturno (Jápeto, Reia, Dione, Tétis), uma lacuna no anel de Saturno (lacuna de Cassini), “mares” e calotas polares em Marte . Em 1663, Gregory criou um novo projeto para um telescópio refletor. Gregory foi o primeiro a sugerir o uso de um espelho em vez de uma lente em um telescópio. A principal aberração das objetivas da lente - cromática - está completamente ausente em um telescópio espelho.

O primeiro telescópio refletor do mundo.

O primeiro telescópio refletor foi construído por Isaac Newton em 1668. O esquema segundo o qual foi construído foi denominado “esquema Newton”. O comprimento do telescópio era de 15 cm.

O telescópio Schmidt-Kassergen (ver imagem à direita) é muito popular entre os astrónomos amadores. Em 1672, Cassegrain propôs um sistema de dois espelhos, que logo se tornou o mais popular. O primeiro espelho era parabólico, o segundo tinha o formato de um hiperbolóide convexo e estava localizado na frente do foco do primeiro. Atualmente, quase todos os telescópios são espelhos. No início, os espelhos eram feitos de peças metálicas. Hoje em dia são feitos de vidro e depois é aplicada na superfície uma fina camada de prata (usada principalmente por hobbyistas) ou alumínio, que é pulverizada a vácuo.

Telescópio com o nome Keck é um projeto conjunto entre o Instituto de Tecnologia da Califórnia e a Universidade da Califórnia. O maior telescópio refletor do mundo. Keka tem um diâmetro de 10 m e está localizada nas ilhas havaianas. Na Rússia, um telescópio BTA de 6 m opera no Cáucaso.

O dispositivo de um telescópio refrator.

Os telescópios ópticos incluem, em primeiro lugar, refratores e refletores. A parte principal do refrator mais simples é a objetiva - uma lente biconvexa instalada na frente do telescópio. A lente coleta radiação. Quanto maior a lente objetiva D, mais radiação o telescópio coleta e mais fontes fracas ele pode detectar. Para evitar a aberração cromática, as lentes são compostas. Porém, nos casos em que é necessário minimizar o espalhamento no sistema, é necessária a utilização de uma única lente. A distância da lente ao foco principal é chamada de distância focal principal F. O maior refrator do mundo, localizado no Observatório Yerkes, nos EUA, possui uma lente com diâmetro de 1 m. Uma lente com diâmetro maior seria muito pesado e difícil de fabricar.

Refrator do Observatório Yerkes nos EUA.

O dispositivo de um telescópio refletor.

O elemento principal do refletor é um espelho - uma superfície refletora de formato esférico, parabólico ou hiperbólico. Geralmente é feito de um pedaço redondo de vidro ou quartzo e depois revestido com um revestimento reflexivo (uma fina camada de prata ou alumínio). A precisão de fabricação da superfície do espelho, ou seja, os desvios máximos permitidos de uma determinada forma dependem do comprimento de onda da luz no qual o espelho irá operar. A precisão deve ser melhor que λ/8. Por exemplo, um espelho operando em luz visível (comprimento de onda λ = 0,5 mícron) deve ser fabricado com precisão de 0,06 mícron (0,00006 mm). O sistema óptico voltado para o olho do observador é chamado de ocular. No caso mais simples, a ocular pode consistir em apenas uma lente positiva (neste caso obteremos uma imagem fortemente distorcida pela aberração cromática). As características mais importantes de um telescópio (além do design óptico, diâmetro da lente e distância focal) são o poder de penetração, o poder de resolução, a abertura relativa e a ampliação angular. O poder de penetração de um telescópio é caracterizado pela magnitude máxima m da estrela mais fraca que pode ser vista com um determinado instrumento nas melhores condições de observação. Para tais condições, a força de penetração pode ser determinada pela fórmula: m = 2,1 + 5 lgD, onde D é o diâmetro da lente em milímetros.

Diâmetro da lente, mmMagnitude máxima

Resolução é o ângulo mínimo entre duas estrelas vistas separadamente. Se a olho nu é possível distinguir duas estrelas com uma distância angular de pelo menos 2", então o telescópio permite reduzir este limite em Γ vezes. O limite da ampliação máxima é imposto pelo fenômeno da difração - a curvatura das ondas de luz ao redor das bordas da lente. Devido à difração, em vez de uma imagem de um ponto, são obtidos anéis. Para comprimentos de onda visíveis em λ = 550 nm em um telescópio com diâmetro D = 1 m, o ângulo angular teórico a resolução será igual a δ = 0,1". A resolução angular prática de grandes telescópios é limitada pelo jitter atmosférico. Nas observações fotográficas, a resolução é sempre limitada pela atmosfera terrestre e pelos erros de orientação e nunca é melhor que 0,3". Ao observar com os olhos, pelo facto de se poder tentar captar o momento em que a atmosfera está relativamente calma (um bastam alguns segundos), a resolução de telescópios com diâmetro D superior a 2 m, pode estar próxima do valor teórico. Um telescópio é considerado bom se coletar mais de 50% da radiação em um círculo de 0,5".

Telescópio.

Para telescópios visuais, a taxa de abertura típica é 1/10 ou menos. Nos telescópios modernos é 1/4 ou mais. Muitas vezes, em vez de uma abertura relativa, é utilizado o conceito de abertura igual a (D/F)2. A abertura caracteriza a iluminação criada pela lente no plano focal.

A distância focal relativa de um telescópio (indicada por uma letra A invertida) é o inverso da abertura relativa: =F/D. Na fotografia, esse valor é frequentemente chamado de abertura. A ampliação angular (ou simplesmente ampliação) mostra quantas vezes o ângulo em que um objeto é visível quando observado através de um telescópio é maior do que quando observado a olho nu. A ampliação é igual à razão entre as distâncias focais da lente e da ocular: Γ = Fob/fok. A distorção da imagem causada por imperfeições no sistema óptico é chamada de aberração. As aberrações dos sistemas ópticos podem ser físicas ou geométricas. A aberração física é cromática. Aberrações geométricas - esféricas, coma, astigmatismo, curvatura de campo e distorção.

A aberração cromática cria um halo de arco-íris ao redor da estrela. A aberração cromática é característica de todos os instrumentos ópticos refrativos. Ocorre porque o índice de refração de um meio depende do comprimento de onda da luz. Os raios azuis são desviados pela lente com mais força do que os vermelhos e, portanto, as posições focais dos raios de diferentes comprimentos de onda não coincidem. Como resultado, a imagem da estrela aparece como uma série de anéis de arco-íris. Os primeiros telescópios de Galileu já apresentavam forte aberração cromática. A primeira pessoa que decidiu “se livrar” da aberração cromática foi Newton. Ele primeiro decidiu experimentar duas lentes em telescópios, com potências ópticas negativas e positivas, mas não conseguiu criar um telescópio livre de aberração cromática. É por isso que Newton começou a fazer telescópios com espelhos côncavos. Somente em 1747, Euler comprovou matematicamente a existência de uma lente composta por dois meniscos de vidro, desprovidos de aberração cromática. Os sistemas ópticos nos quais a aberração cromática é eliminada em lentes feitas de vidros com diferentes índices de refração são chamados de acromatas. A aberração cromática está completamente ausente em sistemas de espelhos. A aberração esférica ocorre devido ao fato de que os raios de luz paralelos ao eixo óptico principal da lente, caindo na superfície esférica de uma lente ou espelho, não se cruzam em um ponto após a refração ou reflexão. As bordas da lente enquadram a imagem mais perto da lente e a parte central mais distante. Como resultado, a imagem fica com uma aparência borrada no plano focal. Nos refratores, a aberração esférica, juntamente com a aberração cromática, é eliminada pela seleção de lentes. Nos refletores, o espelho tem uma forma parabólica em vez de esférica. Um sistema no qual a aberração esférica é corrigida é denominado estigmático.

A aberração esférica é corrigida tornando o espelho parabólico.

Coma é uma aberração fora do eixo associada à inclinação dos raios de luz provenientes de uma fonte em direção ao eixo óptico do telescópio. Nesse caso, a imagem da estrela tem a aparência de uma gota ou de um cometa com núcleo brilhante e cauda grande - daí o nome da aberração. As dimensões lineares da mancha coma são proporcionais à distância da estrela ao eixo óptico e ao quadrado da abertura relativa da lente. Um sistema livre de aberração esférica e coma é chamado de aplanático.

Astigmatismo.

O astigmatismo consiste em esticar uma imagem pontilhada em uma linha. Os raios de luz de um objeto viajando em planos diferentes não podem focar em um plano de imagem. O tamanho da imagem astigmática aumenta proporcionalmente ao quadrado da distância angular da estrela ao centro do sistema óptico. Os sistemas ópticos que corrigem o astigmatismo são chamados de anastigmáticos. Finalmente, a distorção está associada à distorção da escala da imagem. A imagem da estrela é coletada em um ponto, mas esse ponto não coincide com a imagem da estrela em um telescópio ideal. Por causa disso, a imagem do quadrado parecerá um travesseiro ou um barril. Os sistemas ópticos livres de distorção são chamados de ortoscópicos.

Distorção de almofada e barril. A imagem não distorcida é mostrada à esquerda. Em 1929, Bernhardt Schmidt resolveu o problema de criar um telescópio livre de coma e astigmatismo e com grande campo. A câmera Schmidt usa um espelho esférico côncavo e uma placa de correção Schmidt, que é um vidro óptico quase plano que é devidamente retocado em um dos lados. A parte central da placa atua como uma lente positiva fraca, a parte externa da placa atua como uma lente negativa fraca. Esses sistemas ópticos são chamados de câmeras Schmidt ou sistemas Schmidt.

Telescópio Schmidt.

As observações através de um telescópio também estão sujeitas a limitações físicas. Como as estrelas não são pontos absolutos, mas têm um tamanho angular finito (por exemplo, o Sol (R = 7∙108 m) a uma distância d = 10 pc será visível em um ângulo θ = R/d ≈ 6∙10- 4"), é necessário levar em consideração o fenômeno da difração: para uma fonte monocromática com comprimento de onda λ, o tamanho do círculo de difração

Além disso, há outro motivo que limita a resolução máxima do telescópio - a vibração atmosférica. Como resultado, é raro que a imagem seja melhor que 1", que é muito maior que as dimensões angulares do círculo de difração. Em muitos observatórios (especialmente os antigos), uma resolução de 2-3" é considerada um bom resultado . No entanto, este é o tamanho da imagem média no tempo. A qualquer momento, a resolução pode ser menor.

Observatório Mauna Kea à noite. As observações da mais alta qualidade na Terra são realizadas no Observatório Mauna Kea, de alta altitude (4.000 m acima do nível do mar), nas ilhas havaianas. O telescópio espacial está livre da influência da atmosfera e aí o limite de difração é atingido. Um sistema óptico adaptativo não é estacionário, mas pode alterar a forma de suas superfícies constituintes dependendo das mudanças na imagem do objeto. Assim, é possível suprimir significativamente o impacto negativo da atmosfera terrestre. Com isso, é possível obter uma resolução maior e, portanto, obter novos dados sobre os objetos observados. Na década de 70 do século XX, começou a ser utilizado o método de interferometria speckle, que consiste no processamento estatístico de exposições muito curtas (0,01 seg), durante as quais a imagem de difração não é “manchada” pela atmosfera. O primeiro receptor de imagens num telescópio, inventado por Galileu em 1609, foi o olho do observador. Desde então, não só os tamanhos dos telescópios aumentaram, mas também os receptores de imagem mudaram fundamentalmente. No início do século XX, placas fotográficas, sensíveis em diversas regiões do espectro, começaram a ser utilizadas na astronomia. Em seguida, foram inventados os tubos fotomultiplicadores (PMTs) e os conversores eletro-ópticos (EOCs).

Evolução dos parâmetros do telescópio óptico:

Ano de fabricação Diâmetro D, mm Resolução angular δ" Receptor de radiação

16105015Olho

180012004Olho

192025001.5Chapa fotográfica

196050001.0Chapa fotográfica

198060001.0PCS

2000100000.02 PZS

Os telescópios modernos usam matrizes CCD como detectores de radiação. Um CCD consiste em um grande número (1000×1000 ou mais) de células sensíveis a semicondutores, cada uma com vários mícrons de tamanho, nas quais os quanta de radiação liberam cargas acumuladas em determinados locais - elementos de imagem. As imagens são processadas digitalmente usando um computador. A matriz deve ser resfriada a temperaturas de -130°C. As observações em telescópios modernos são realizadas em salas especiais; É aconselhável que as pessoas não estejam no edifício durante o funcionamento dos telescópios, para não criar vibrações e fluxos de calor desnecessários. Alguns telescópios podem transmitir imagens diretamente aos usuários da Internet. Nos telescópios refletores modernos, o espelho principal, via de regra, tem formato parabólico ou hiperbólico. Eles são capazes de obter imagens não apenas nas faixas óptica, mas também nas faixas infravermelha e ultravioleta. Existem mecanismos para compensar as vibrações atmosféricas - óptica adaptativa e interferometria speckle.

Refletor de cinco metros do Observatório Palomar. A fotografia foi tirada com longa exposição, durante a qual a cúpula da torre com fenda aberta foi girada, o que criou o efeito de sua transparência. No Observatório Palomar, utilizando um telescópio de lente espelhada do sistema Schmidt, foi realizado um levantamento, composto por mil mapas, retratando objetos celestes de até magnitude 21 em duas cores. O telescópio de 5 metros do Observatório Palomar é o mais antigo dos maiores telescópios do mundo.

Um dos maiores telescópios modernos é o refletor BTA no norte do Cáucaso (ver foto à esquerda). O telescópio de 2,5 metros do Observatório Apache Point (EUA), equipado com uma câmera CCD gigante, começou a compilar um novo levantamento, que incluirá objetos em cinco cores até magnitude 25. Dois telescópios com nomes. Keka no topo de Mauna Kea no Havaí (veja foto à direita). No espelho de 10 metros do telescópio Keck-1 nas ilhas havaianas, uma resolução de 0,02 foi obtida por segmentação. O telescópio Keck-2 está localizado lá a uma altitude de 4.150 m acima do nível do mar. No BTA de 6 metros telescópio do Observatório Astrofísico Especial RAS no Norte do Cáucaso, usando uma nova câmera interferométrica speckle, foi possível aumentar a resolução angular para 0,02". O VLT (Very Large Telescope), localizado no norte do Chile, no topo do Monte Paranal, no deserto do Atacama, a uma altitude de 2.635 m acima do nível do mar, é composto por quatro telescópios idênticos, cada um medindo 8,2 m. Todos os quatro telescópios serão capaz de operar no interferômetro de linha de base ultralonga e obter imagens semelhantes a um telescópio com espelho de 200 metros. Todo o sistema está sendo depurado em um interferômetro óptico gigante. O telescópio NE (em homenagem a William Hobby e Robert Eberle), cujo espelho mede 9,1 m, entrou em operação em 1997 em Mount Foulkes (Texas, EUA). Está localizado a uma altitude de 2.002 m acima do nível do mar.

Sistema de telescópio muito grande.

O telescópio Subaru, cujo diâmetro do espelho chega a 8,2 m, entrou em operação em 1999 em Mauna Kea, no Havaí, a uma altitude de 4.139 m acima do nível do mar. Seus sistemas monitoram o formato do espelho primário para reduzir a distorção e combater o tremor atmosférico. A cúpula cilíndrica controlada por computador do telescópio suprime a turbulência térmica do ar. Este telescópio está em fase de ajuste, mas já foi obtida uma resolução de 0,2. As observações neste telescópio são realizadas a partir de salas especiais; as pessoas não podem estar no edifício enquanto o telescópio estiver em funcionamento. As observações também podem ser realizadas através da Internet. O telescópio foi projetado para observações da região ultravioleta ao infravermelho do espectro.

O Telescópio Gemini norte, medindo 8,1 m, entrou em operação em 1999 em Mauna Kea, no Havaí, a uma altitude de 4.214 m acima do nível do mar.

Este é o primeiro dos telescópios Gemini, o segundo está localizado no hemisfério sul (Cerro Pachon, Chile) e entrou em operação em 2001. Está previsto que funcionem como interferômetros. Os telescópios Magellan-1 e Magellan-2, localizados em Las Campanas (Chile) a uma altitude de 2.300 m acima do nível do mar, tornaram-se parcialmente operacionais em 1999. As dimensões dos espelhos destes telescópios são de 6,5 M. O comissionamento total destes telescópios, operando como interferômetros, está previsto para 2002. Não há grandes telescópios entre os refratores. O refrator Yerkes (EUA, 1897) tem lente de 1,02 m, o Lick (Mount Hamilton, EUA, 1888) - 0,9 m, o Meudon (França, 1889) - 0,83 cm. Construído com tecnologia livre de coma e astigmatismo ", Big Schmidt" (Mount Palomar, EUA, 1948) tem um espelho de 48 polegadas. O Telescópio Schmidt Britânico do mesmo tamanho (1973) está localizado na Austrália.