Реферат: Принцип работы и назначение телескопа

МУНИЦИПАЛЬНАЯ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНАЯ СРЕДНЯЯ ШКОЛА №6

Реферат

на тему:

«Принцип работы и назначение телескопа»

Проверила:

Малахова Галина Николаевна

Выполнил:

Ученик 11 «Б» класса

Виталий Фомин

Старый Оскол 2001 г.

Содержание:

1. Из истории создания первых телескопов

2. Создание рефракторов

3. Создание рефлекторов

4. Зеркально-линзовые системытелескопов

5. Радиотелескопы

6. Возможности радиотелескопов

7. Приложение

8. Список литературы

Из истории создания первых телескопов

Трудно сказать, кто первый изобрел телескоп.Известно, что еще древние употребляли увеличительные стекла. Дошла до наслегенда о том, что якобы Юлий Цезарь во время набега на Британию с береговГаллии рассматривал в подзорную трубу туманную британскую землю. Роджер Бекон,один из наиболее замечательных ученых и мыслителей XIIIвека, в одном из своих трактатов утверждал, что он изобрел такую комбинациюлинз, с помощью которой удаленные предметы на расстоянии кажутся близкими.

Так ли это было в действительности – неизвестно.Бесспорно, однако, что в самом начале XVII века вГолландии почти одновременно об изобретении подзорной трубы заявили три оптика:Липерсчей, Меунус, Янсен. Как бы там ни было, к концу 1608 года первыеподзорные трубы были изготовлены и слухи об этих новых оптических приборахбыстро распространялись по Европе.

В Падуе в это время уже был широко известен ГалилеоГалилей, профессор местного университета, красноречивый оратор и страстныйсторонник учения Коперника. Услышав о новом оптическом инструменте, Галилейрешил собственноручно построить подзорную трубу. 7 января 1610 года навсегдаостанется памятной датой в истории человечества. Вечером того же дня Галилейвпервые направил построенный им телескоп на небо. Он увидел то, что ранее былоневозможно. Луна, испещренная горами и долинами, оказалась миром, сходным хотябы по рельефу с Землей. Юпитер, предстал перед глазами изумленного Галилеякрошечным диском, вокруг которого вращались четыре необычные звездочки – егоспутники. При наблюдении в телескоп планета Венера оказалась похожа намаленькую Луну. Она меняла свои фазы, что свидетельствовало об ее обращениивокруг Солнца. На самом Солнце (поместив перед глазами темное стекло) ученыйувидел черные пятна, опровергнув тем самым общепринятое учение Аристотеля о«неприкосновенной чистоте небес». Эти пятна смещались по отношению к краюСолнца, из чего сделал правильный вывод о вращении Солнца вокруг оси. В темныеночи, когда небо было чистым, в поле зрения галилеевского телескопа было видномножество звезд, недоступных невооруженному глазу. Несовершенство первоготелескопа не позволило ученому рассмотреть кольцо Сатурна. Вместо кольца онувидел по обе стороны Сатурна два каких-то странных придатка. Открытия Галилеяположили начало телескопической астрономии. Но его телескопы, утвердившиеокончательно мировоззрение Коперника, были очень несовершенны. Уже при жизниГалилея на смену пришли телескопы несколько иного типа. Изобретателем новогоинструмента был Иоганн Кеплер. В 1611 году в трактате «Диоптрика» он далописание телескопа, состоящего из двух двояковыпуклых линз. Сам Кеплер, будучитипичным астрономом – теоретиком, ограничился лишь описанием схемы новоготелескопа, а первым, кто его построил, был Шейнер, оппонент Галилея в ихгорячих спорах. Рассмотрим оптические схемы и принцип действия гилилеевского икеплеровского телескопов.

Телескоп Галилея.

Линза А, обращенная к объекту наблюдения,называется Объективом, алинза В, к которой прикладывает свой глаз наблюдатель – Окуляр.Если линза толще посередине, чем на краях, она называется Собирающейили Положительной, в противном случае – Рассеивающейили Отрицательной. В телескопе Галилея объективом служила плоско- выпуклая линза, а окуляром – плоско – вогнутая. По существу, галилеевскийтелескоп был прообразом современного театрального бинокля, в которомиспользовались двояковыпуклые и двояковогнутые линзы. В телескопе Кеплера и объектив,и окуляр были положительными двояковыпуклыми линзами.

Представим себе простейшую двояковыпуклую линзу,сферические поверхности которой имеют одинаковую кривизну. Прямая, соединяющаяцентры этих поверхностей, называется Оптической осью линзы. Еслина такую линзу попадают лучи, идущие параллельно оптической оси, они,преломляясь в линзе, собираются в точке оптической оси, называемой Фокусомлинзы. Расстояние от центра линзы до её фокуса называют фокусным расстоянием.Чем больше кривизна поверхностей собирающей линзы, тем меньше фокусноерасстояние. В фокусе такой линзы всегда получается действительноеизображение предмета.

Иначе ведут себя рассеивающие, отрицательные линзы.Попадающий на них параллельно оптической оси пучок света они рассеивают и в фокусетакой линзы сходятся не сами лучи, а их продолжения. Потому рассеивающие линзыимеют, как говорят, Мнимый фокус и дают мнимоеизображение. На (рис. 1) показан ход лучей в галилеевском телескопе. Так какнебесные светила, практически говоря, находятся «в бесконечности», тоизображения их получаются в фокальной плоскости, т.е. вплоскости, проходящей через фокус F иперпендикулярной оптической оси. Между фокусом и объективом Галилей поместилрассеивающую линзу, которая давала мнимое, прямое и увеличенное изображениеMN. Главным недостатком галилеевскоготелескопа было очень малое поле зрения (так называют угловойпоперечник кружка тела, видимого в телескоп). Из-за этого наводить телескоп нанебесное светило и наблюдать его очень трудно. По той же причине галилеевскиетелескопы после смерти их создателя в астрономии не употреблялись.

Телескоп Кеплера.

В кеплеровском телескопе (рис. 2) изображение CD получается действительное, увеличенное и перевернутое.Последнее обстоятельство неудобно для наблюдения земных предметов, в астрономиинесущественно, ведь в космосе нет какого-то абсолютного верха или низа, апотому небесные тела не могут быть повернутыми телескопом «вверх ногами».

Первое из двух главных преимуществ телескопа – этоувеличение угла зрения, под которым мы видим небесные объекты. Человеческийглаз способен в отдельности различать две части предмета, если угловоерасстояние не меньше одной минуты дуги. Поэтому, например, на Луненевооруженный глаз различает лишь крупные детали, поперечник которых превышает100 километров. В благоприятных условиях, когда Солнце затянуто дымкой, на егоповерхности удается рассмотреть самые крупные из солнечных пятен. Никакихдругих подробностей невооруженный глаз на небесных телах не видит. Телескопыувеличивают угол зрения в десятки и сотни раз.

Второе преимущество телескопа по сравнению с глазомзаключается в том, что телескоп собирает гораздо больше света, чем зрачокчеловеческого глаза, имеющий даже в полной темноте диаметр не более 8 мм.Очевидно, что количество света, собираемого телескопом, во столько раз больше,во сколько площадь объектива больше площади зрачка. Это отношение равноотношению квадратов диаметров объектива и зрачка.

Собранный телескопом свет выходит из его окуляраконцентрированным световым пучком. Наименьшее его сечение называется выходнымзрачком. В сущности, выходной зрачок – это изображение объектива,создаваемое окуляром. Можно доказать, что увеличение телескопа равно отношениюфокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра. Казалось бы,увеличивая фокусное расстояние объектива и уменьшая фокусное расстояниеокуляра, можно достичь любых увеличений. Теоретически это так, но практическивсё выглядит иначе. Во-первых, чем больше употребляемое в телескопе увеличение,тем меньше его поле зрения. Во-вторых, с ростом увеличения становятся всезаметнее движения воздуха Неоднородные воздушные струи размазывают, портятизображение и иногда то, что видно при малых увеличениях, пропадает длябольших. Наконец, чем больше увеличение, тем бледнее, тускнее изображениенебесного светила (например, Луны). Иначе говоря, с ростом увеличения хотя ивидно больше подробностей на Луне, Солнце и планетах, но зато уменьшаетсяповерхностная яркость их изображений. Есть и другие препятствия, мешающиеприменять очень большие увеличения (например, в тысячи и десятки тысяч раз).Приходится находить некоторый оптимум, и потому даже в современных телескопахувеличения не превосходят нескольких сотен раз.

При создании телескопов со времен Галилеяпридерживаются следующего правила: выходной зрачок телескопа не должен бытьбольше зрачка наблюдателя. Легко сообразить, что в противном случае частьсвета, собранного объективом, будет напрасно утеряна. Очень важной величиной,характеризующей объектив телескопа, является его относительное отверстие,т.е. отношение диаметра объектива телескопа к его фокусному расстоянию. Светосилойобъектива называется квадрат относительного отверстия телескопа. Чем«светосильнее» телескоп, т.е. чем больше светосила его объектива, тем более яркиеизображения он дает. Количество же света, собираемого телескопом, зависит лишьот диаметра его объектива (но не от светосилы!). Из-за явления, именуемого воптике дифракцией, при наблюдениях в телескопы яркие звездыкажутся небольшими дисками, окруженными несколькими концентрическими радужнымикольцами. Разумеется, к настоящим дискам звезд дифракционные круги никакогоотношения не имеют.

Создание рефракторов.

При создании нового рефрактора два обстоятельстваопределяют успех: высокое качество оптического секла и искусство его шлифовки.По почину Галилея многие из астрономов сами занимались изготовлением линз. Водном лице тогда должны были сочетаться таланты оптика, механика и астронома.Из оптиков того времени следует вспомнить, прежде всего, Пьера Гинана,швейцарского рабочего, начавшего в XVIII веке своюкарьеру оптика с изготовления очков и примитивных рефракторов с картоннымитубусами. Однажды ему удалось увидеть английский «доллонд», и Гинан решил самнаучиться изготовлять такие рефракторы. В течение семи лет он пробовалсамостоятельно отливать оптические стекла, однако поначалу успеха не имел. НоГинан был человеком очень настойчивым, и неудачи только подстрекали его к новымопытам. Он построил новую большую плавильную печь, в которой можно было плавитьдо 80 кг стекла. На это ушли почти все его средства, и много лет его семьепришлось жить впроголодь. В конце концов, упорство было вознаграждено. В 1799году Гинану удалось отлить несколько отличных дисков поперечником от 10 до 15см – успех по тем временам неслыханный. В 1814 г. Гинан изобрел остроумныйспособ для уничтожения струйчатого строения в стеклянных болванках: отлитыезаготовки распиливались и, после удаления брака, снова спаивались. Тем самым,открывая путь к созданию крупных объективов. Наконец Гинану удалось отлитьдиск диаметром 18 дюймов(45 см.), который в 1823 году французский оптик Кошуаотшлифовал для Дублинской обсерватории. Это был последний успех Пьера Гинана.Над дальнейшей разработкой рефракторов работал знаменитый американский оптикАльван Кларк. Объективы изготовлялись в американском Кембридже, причемиспытание их оптических качеств производилось на искусственной звезде в тоннеледлиной 70м. Уже к 1853 году Альван Кларк достиг значительных успехов: визготовленные им рефракторы удалось наблюдать ряд неизвестных ранее двойныхзвезд.

В 1862 году на Дирборнской обсерватории в штатеМиссисипи был установлен 18-дюймовый рефрактор Кларка. Впервые его оптическиекачества проявились в полной мере, когда сын Кларка Джордж обнаружил у Сириусаслабенькую звёздочку – спутник, как оказалось впоследствии, первый белыйкарлик. Одиннадцать лет спустя, на Морской обсерватории начал действовать ещеболее крупный инструмент – 25-дюймовый рефрактор фирмы «Альван Кларк исыновья». С помощью этого инструмента Асаф Холл в 1877 году открыл два спутникаМарса: Фобос и Деймос. В том же памятном году весь мир облетело сообщениеДжовани Скиапарелли об открытии на поверхности Марса загадочных «каналов».Разговоры о марсианской цивилизации увлекали многих и в 1894-м году в штатеАризона Персиваль Ловелл, бывший дипломат, построил на свои средства крупнуюобсерваторию, главной задачей которой было решение проблемы об обитаемостиМарса. В 1896 году на этой обсерватории появился очередной великолепный рефракторКларка с поперечником объектива в 24 дюйма.

Но еще раньше, в 1885 году Альван Кларк побил совипрежние достижения. В 1878 году Пулковская обсерватория обратилась к фирмеКларка с заказом на изготовление 30-дюймового рефрактора, самого крупного вмире. На изготовление этого телескопа российское правительство ассигновало300000 рублей. Заказ был выполнен за полтора года, причем объектив изготовилсам Альван Кларк из стекол парижской фирмы Фейль, а механическая частьтелескопа была сделана немецкой фирмой Репсальд.

Новый Пулковский рефрактор оказался превосходным,одним из лучших рефракторов мира. Но уже в 1888 году на горе Гамильтон вКалифорнии начала свою работу Ликская обсерватория, оснащенная 36-дюймовымрефрактором Альвана Кларка. Отличные атмосферные условия сочетались здесь спревосходными качествами инструмента.

Рефракторы Кларка сыграли огромную роль вастрономии. Они обогатили планетарную и звездную астрономию открытиямипервостепенного значения. Успешная работа на этих телескопах продолжается и поныне.

Создание рефлекторов.

Идея создания зеркального телескопа, или рефлекторабыла высказана при жизни Галилея Н. Цукки (1616 г.) и М. Мерсеном (1638 г.).Однако они, как позже Д. Грегори(1663 г.) и Г. Кассегрен (1672 г.) предложилилишь теоретические схемы этих телескопов, но ни один образец изготовлен не был.В 1664 году Роберт Гук изготовил рефлектор по схеме Грегори, но качествотелескопа оставляло желать лучшего. Лишь в 1668 году Исаак Ньютон, наконец,построил первый действующий рефлектор. Этот крошечный телескоп по размерамуступал даже галилеевским трубам. Главное вогнутое сферическое зеркало изполированной зеркальной бронзы имело в поперечнике всего 2.5 см., а егофокусное расстояние составляло 6.5 см. Лучи от главного зеркала (рис. 3а) отражалисьнебольшим плоским зеркалом в боковой окуляр, представлявший собойплоско-выпуклую линзу. Первоначально рефлектор Ньютона увеличивал в 41 раз, но,поменяв окуляр и, снизив увеличение до 25 раз, ученый нашел, что небесныесветила при этом выглядят ярче и наблюдать их удобнее.

В 1671 году Ньютон соорудил второй рефлектор, чутьбольше первого (диаметр главного зеркала был равен 3.4 см. при фокусномрасстоянии 16 см.). Система Ньютона получилась весьма удобной, и она успешноприменяется до сих пор.

Рефлектор по схеме Грегори (рис 3 б) имеет несколькодругое устройство. Лучи от главного зеркала падают на небольшое вогнутоеэллипсоидальное зеркало, отражающее их в окуляр, который укреплен в центральномотверстии главного зеркала. Эта система имеет некоторые преимущества передсистемой Ньютона. Так как эллипсоидальное зеркало находится дальше главногофокуса телескопа, изображения в рефлекторе Грегори прямые (как втеатральном бинокле). При рассматривании земных предметов это удобно, а принаблюдении небесных тел – безразлично. Так как эллипсоидальное зеркало как быудлиняет фокусное расстояние телескопа, в рефлекторах Грегори при прочих равныхусловиях можно применять большие увеличения, чем в рефлекторах Ньютона. Крометого, наблюдатель смотрит на небесный объект прямо, что при наведении насветило представляет некоторое неудобство.

Если вогнутое эллипсоидальное зеркало заменитьвыпуклым гиперболическим, получаем систему Кассенгрена (рис. 3в). Так какгиперболическое зеркало встречает лучи, отраженные главным зеркалом до фокуса,кассенгреновские рефлекторы короткие, практичные, что удобно для некоторыхастрофизических наблюдений.

Главное преимущество рефлекторов – отсутствие узеркал хроматической аберрации. Если же главному зеркалу придать формупараболоида вращения, то можно теоретически свести к нулю сферическую аберрацию(во всяком случае, для лучей, падающих на главное зеркало параллельно егооптической оси). Изготовление зеркал – дело более легкое, чем шлифовка огромныхлинзовых объективов, и это также предрешило успех рефлекторов. Из-за отсутствияхроматических аберраций рефлекторы можно делать очень светосильными (до 1:3),что совершенно немыслимо для рефракторов. При изготовлении рефлекторы обходятсягораздо дешевле, чем равные по диаметру рефракторы.

Есть, конечно, недостатки и у зеркальныхтелескопов. Их трубы открыты, и токи воздуха внутри трубы создаютнеоднородности, портящие изображение. Отражающие поверхности зеркалсравнительно быстро тускнеют и нуждаются в восстановлении. Для отличныхизображений требуется почти идеальная форма зеркал, что трудно исполнить, таккак в процессе работы форма зеркал слегка меняется от механических нагрузок иколебаний температуры. И все-таки рефлекторы оказались наиболее перспективнымвидом телескопов.

Зеркально-линзовые системы телескопов

Стремление свести к минимуму всевозможные аберрациителескопов рефлекторов и рефракторов привело к созданию комбинированныхзеркально-линзовых телескопов. В этих инструментах функции зеркал и линзразделены таким образом, что зеркала формируют изображение, а линзы исправляютаберрации зеркал. Первый телескоп такого типа был создан жившим в 1930 году вгермании оптиком Б. Шмидтом (эстонцем по происхождению). В телескопе Шмидтаглавное зеркало имеет сферическую отражающую поверхность, азначит, тем самым отпадают трудности, связанные с параболизацией зеркал.Естественно, что сферическое зеркало большого диаметра обладает весьмазаметными аберрациями, в первую очередь сферической. Для того чтобы максимальноуменьшить эти аберрации, Шмидт поместил в центре кривизны главного зеркалатонкую стеклянную коррекционную линзу (рис 4а). На глаз она кажетсяобыкновенным плоским стеклом, но на самом деле поверхность ее очень сложная(хотя отклонения от плоскости не превышают нескольких сотых долей мм.). Онарассчитана так, чтобы исправить сферическую аберрацию, кому и астигматизмглавного зеркала. При этом происходит как бы взаимная компенсация аберрацийзеркала и линзы. Хотя в системе Шмидта остаются неисправленными второстепенныеаберрации (например, дисторсия), телескопы такого вида заслуженно считаютсялучшими для фотографирования небесных тел. В отличии от рефлекторов, тубускамеры Шмидта наглухо закрыт коррекционной пластинкой и это исключаетвозникновение токов воздуха в трубе, которые портят изображение. Одно изглавных достоинств телескопов Шмидта – огромное поле зрения и светосила. Убольшинства таких телескопов диаметр поля зрения доходит до 250, а внекоторых и того больше. Но есть недостатки и у таких телескопов. Так каккоррекционная линза укреплена на двойном фокусном расстоянии от зеркала, тубусшмидтовских камер получается сравнительно длинным. Главная же беда заключаетсяв том: из-за сложной формы коррекционной пластинки изготовление её сопряжено согромными трудностями. Поэтому создание крупных камер Шмидта – редкое событие вастрономической технике.

В 1941 году известный советский оптик Д. Д. Максутовизобрел новый тип зеркально-линзового телескопа, свободного от главногонедостатка камер Шмидта. В системе Максутова (рис. 4б) как и в системе Шмидтаглавное зеркало имеет сферическую вогнутую поверхность. Однако вместо сложнойкоррекционной линзы Максутов использовал сферический мениск – слабуюрассеивающую выпукло-вогнутую линзу, сферическая аберрация которой полностьюкомпенсирует сферическую аберрацию главного зеркала. А так как мениск слабоизогнут и мало отличается от плоско — параллельной пластинки, хроматическуюаберрацию он почти не создает. В системе Максутова все поверхности зеркала имениска сферические, что сильно облегчает их изготовление.Центральная часть мениска посеребрена и используется как второе отражающеезеркало в системе Кассенгрена. Из-за этого максутовские телескопы получаютсяотносительно короткими, компактными, удобными в обращении. В инструментахтакого типа можно использовать ньютоновскую систему и систему Грегори.

Радиотелескопы

В радиотелескопе радиоволны собирает металлическоезеркало, иногда сплошное, а иногда решетчатое. Форма зеркала в телескопе, как ив рефлекторе, параболическая (или, точнее, параболоидальная) поверхностьспособна собирать в фокусе падающее на нее электромагнитное излучение. Если быглаз мог воспринимать радиоволны, то устройство радиотелескопа было бынеотличимым от устройства телескопа-рефлектора. На самом деле приемникомрадиоволн вы радиотелескопах служит не человеческий глаз или фотопластинка, авысокочувствительный радиоприемник. Зеркало концентрирует радиоволны намаленькой дипальной антенне, облучая её. Вот почему эта антенна называетсяоблучатель. Радиоволны, как и всякое другое излучение, несут в себе некоторуюэнергию. Поэтому, попадая на облучатель, они возбуждают в этом металлическомпроводнике упорядоченное перемещение электронов или, иначе говоря,электрический ток. Радиоволны с невообразимо большой скоростью «набегают» наоблучатель. Поэтому в облучателе возникает быстропеременный электрический ток.От облучателя к радиоприемнику электрический ток передается по волноводам –специальным проводникам, имеющим форму полых трубок. Космические радиоволны,или точнее, возбужденные ими электрические токи поступают в радиоприемник. Кприемнику радио телескопа присоединяют специальный самопишущий прибор, которыйрегистрирует поток радиоволн определенной длины. У радиотелескопов 2 типаустановок: одни из них могут двигаться только вокруг вертикальной илигоризонтальной осей, другие снабжены параллактической установкой. Установкиимеют очень важное значение: как можно точнее нацелить зеркало на объектнаблюдений и сохранить такую ориентировку во время наблюдений.

В некоторых радиотелескопах, рассчитанных на приемрадиоволн с длиной, измеряемой многими метрами, зеркала делают не сплошными, асетчатыми. Это значительно уменьшает массу инструмента, и в тоже время, еслиразмеры ячеек малы в сравнении с длиной радиоволн, решетчатое зеркало действуеткак сплошное. Иначе говоря, для радиоволн отверстия в зеркале радиотелескопа, всущности, являются неощутимыми «неровностями». Особенностью таких телескоповявляется то, что они могут работать на различных длинах волн. Очевидно, чтосвойство параболических зеркал концентрировать излучение в фокусе не зависит отдлины волны этого излучения. Чем больше размеры зеркала, тем больше излученияоно собирает. Количество собираемого излучения пропорционально площади зеркала.Значит, чем больше зеркало, чем чувствительнее телескоп, тем более слабыеисточники излучения удается наблюдать: ведется ли прием на радиоволнах или налучах видимого света.

Возможности радиотелескопов

Благодаря сложным оптическим явлениям лучи отзвезды, уловленные телескопом, сходятся не в одной точке (фокусе телескопа), ав некоторой небольшой области пространства вблизи фокуса, образуя такназываемое фокальное пятно. В этом пятне объектив телескопа конденсируетэлектромагнитную энергию светила, уловленную телескопом. Если взглянуть втелескоп, звезда покажется нам не точкой, а кружком с заметным диаметром. Ноэто не настоящий диск звезды, а лишь её испорченное изображение, вызванноенесовершенством телескопа. Мы видим, созданное телескопом фокальное пятно. Чембольше диаметр объектива телескопа, тем меньше фокальное пятно. Следовательно,большинство телескопов обладают большей «зоркостью», благодаря большимразмерам. Радиотелескопы воспринимают весьма длинноволновое излучение. Поэтомуфокальное пятно в радиотелескопах огромно. И соответственно разрешающаяспособность их весьма низка. Оказывается, например, что радиотелескоп сдиаметром зеркала 5м. При длине волны 1м способен разделить источникиизлучения, если они отстоят друг от друга больше чем на 100. Кромерадиотелескопов существуют еще радиоинтерферометры. Это 2 одинаковыхрадиотелескопа, разделенные расстоянием (базой) и соединенные между собойэлектрическим кабелем, к середине которого присоединен радиоприемник. Отисточника радиоизлучения на оба телескопа непрерывно приходят радиоволны.Однако, тем из них, которые попадают на левое зеркало, приходится проделатьнесколько больший путь, чем радиоволнам, уловленным правым телескопом.

Радиоинтерферометры гораздо «зорче» обычныхрадиотелескопов, так как они реагируют на очень малые угловые смещениясветила, а значит, позволяют исследовать объекты с небольшими угловымиразмерами. Иногда, радиоинтерферометры состоят не из двух, а из несколькихрадиотелескопов. При этом разрешающая способность такого устройства существенноувеличивается. Нужно сказать, что и в отечественной астрономии используютинтерферометры. Их подсоединяют к крупным телескопам, чтобы измерять реальныепоперечники звезд. В обоих случаях интерферометры играют роль своеобразных«очков», позволяющих рассмотреть важные подробности в окружающей нас Вселенной.

Таким образом, новая техника поставила перед наукойновые проблемы принципиального характера. Достигнутая ныне разрешающаяспособность радиоинтерферометров – это ещё не предел. В будущем, вероятно,радиотелескопы станут еще зорче.

/>Приложение

Рис1 Галилеевский телескоп

/>Рис 2 Кеплеровский телескоп