İlginizi Çekebilir
  1. Ana Sayfa
  2. TEKNOLOJİ
  3. Teleskop Nedir?

Teleskop Nedir?

ilk-teleskop

KISA CEVAP:

Teleskop uzak kaynaklardan yayılan radyasyonu toplayan ve analiz eden bir araçtır. En yaygın tür, izleyicinin uzaktaki objeleri büyüterek daha net görebilmesi veya soluk bir nesnenin etkin parlaklığını arttırması için kullanılan bir mercek ve / veya ayna koleksiyonu olan optik teleskoptur.

Teleskop Nedir?
Teleskop Nedir?

Teleskop uzak kaynaklardan yayılan radyasyonu toplayan ve analiz eden bir araçtır. En yaygın tür, izleyicinin uzaktaki objeleri büyüterek daha net görebilmesi veya soluk bir nesnenin etkin parlaklığını arttırması için kullanılan bir mercek ve / veya ayna koleksiyonu olan optik teleskoptur. Daha geniş bir anlamda teleskoplar, elektromanyetik spektrumun çoğu frekansında, radyo dalgalarından gama ışınlarına kadar çalışabilir. Tüm teleskopların ortak bir özelliği, uzaktaki nesnelerin daha yakın görünmesini sağlama kabiliyetidir.

İlk optik teleskop muhtemelen 1608’de Hollandalı mercek öğütücü Hans Lippershey tarafından yapılmıştır. Ertesi yıl Galileo Galilei, ilk astronomik teleskopu, tek bir eksen üzerinde hizalanmış farklı odak uzaklığına sahip iki mercek içeren bir tüpten yapmıştır. bu teleskop Floransa, İtalya’da hala sergilenmektedir). Bu teleskop ve takip eden birkaç versiyonla Galileo, gökyüzünün ilk teleskopik gözlemlerini yaptı ve ay dağlarını, Jüpiter’in dördüncü aylarını, güneş lekelerini ve Samanyolu’nun yıldızlı doğasını keşfetti. O zamandan beri, teleskopların boyutu artmış ve görüntü kalitesi artmıştır. Bilgisayarlar şimdi büyük, karmaşık teleskop sistemlerinin tasarımında yardımcı olmak için kullanılmaktadır.

Teleskopun temel işlevi, ışık toplama işlevidir. Aşağıda görüleceği gibi, teleskoplardaki çözünürlük sınırları yaklaşık 30 inç’ten (76 cm) daha büyük bir açıklık gerektirmez. Bununla birlikte, dünyada birkaç kez çapları olan birçok teleskop var. Bunun nedeni daha büyük teleskopların daha fazla görebilmeleridir çünkü daha fazla ışık toplayabilirler. Örneğin, Mt’deki teleskopu yansıtan 200 inç (508 cm) çap. Palomar, California, dünyanın en büyük refrakter teleskopu olan Wisconsin Körfezi’ndeki 40 inçlik (102 cm) Yerkes teleskopundan 25 kat daha fazla ışık toplayabilir. Bir teleskop ne kadar hafif toplanırsa, algılayabildiği nesneler o kadar uzak olur ve bu nedenle daha büyük teleskoplar gözlemlenebilir evrenin boyutunu arttırır.

Ne yazık ki, bilim adamları sadece ışık toplama açıklığının boyutunu gerektiği kadar büyük bir boyuta yükselterek bir teleskopun çözünürlüğünü arttıramazlar. Atmosferdeki düzensizlikler ve düzensizlikler, teleskopların konumuna bağlı olarak teleskopların çözünürlüğünü 0,5 – 2 ark saniye aralığında sınırlar. Dağların tepesindeki teleskop manzaraları popülerdir, çünkü cihaza ulaşan ışığın daha az havada seyahat etmesi gerekir ve dolayısıyla görüntünün çözünürlüğü artar. Bununla birlikte, 0,5 ark saniye sınırı, görünür ışık için yalnızca 30 cm (12 inç) olan bir açıklığa karşılık gelir: daha büyük teleskoplar daha fazla çözünürlük sağlamaz, ancak yalnızca daha fazla ışık toplar.

Genelde düşünüldüğü gibi büyütme teleskopların en önemli özelliği değildir. Teleskopun büyütme gücü kullanılan göz merceğinin tipine ve kalitesine bağlıdır. Büyütme, yalnızca objektif ve mercek odak uzunluklarının oranıyla verilir. Bu nedenle, 39 inç (100 cm) odak uzaklığı hedefi ile birlikte kullanılan 0,8 inç (2 cm) odak uzaklığı merceği 50 büyütme sağlar. Vizörün görüş alanı 20 ° ise, gerçek görüş alanı 0.4 ° olacak.

Yirminci yüzyıldan önce inşa edilen büyük teleskopların çoğu, mercekleri cilalamak için teknikler mevcut olduğu için kırılmakta olan teleskopları kırmaktadır. On dokuzuncu yüzyılın son kısmı, büyük yansıtıcı teleskopların yapımına izin veren büyük aynaları kaplamak için geliştirilen teknikler değildi.

Kırılmakta olan teleskoplar, yani mercek kullanan teleskoplar, görüntünün kalitesini düşüren kromatik ve diğer sapma problemlerinden muzdarip olabilir. Bunları düzeltmek için, bir kamera lens ünitesindeki çoklu lens sistemleri gibi, çoklu lensler gerekir. Kırılan teleskopun avantajları arasında, teleskopa girerken ışık yolunda hiçbir merkezi “durdurma” ya da başka kırıcı eleman bulunmaması ve hizalama ve aktarma özellikleri uzun bir süre boyunca kararlıdır. Bununla birlikte, kırılma teleskopu, tüm optik elemanların yüzeyindeki yansıma nedeniyle düşük genel iletime sahip olabilir ve şimdiye kadar yapılmış en büyük refraktör, sadece 40 inç (102 cm) çapa sahiptir: daha büyük çaplı lensler bozulma eğilimindedir. kendi ağırlığı altında ve zayıf bir görüntü verir. Ek olarak, her bir merceğin her iki tarafının da mükemmel şekilde parlatılması ve tüm hacmi boyunca oldukça düzgün optik kalitede olan malzemeden yapılması gerekir.

Var olan ve planlanan tüm büyük teleskoplar yansıtıcı çeşitliliktedir. Yansıtıcı teleskoplar, kırılma tasarımlarına göre birçok avantaja sahiptir. İlk olarak, cilalı bir yüzeye bırakılan yansıtıcı malzemenin (genellikle alüminyum) kromatik sapmaları yoktur. İkincisi, aşağıdaki Newtonian ve Cassegrain tasarımlarında gösterildiği gibi, ışık yolunu katlayarak tüm sistem nispeten kısa tutulabilir. Üçüncüsü, yüksek tolerans için cilalanacak tek bir optik yüzey olduğundan, ayna substratının optik kalitesi önemsiz olduğu ve bükülmeyi önlemek için ayna arkadan desteklenebildiği için hedefler çok geniş tutulabilir. Yansıtıcı sistemlerin dezavantajları şunlardır:

  • Aynaları hizalamak için karmaşık ayarların kullanılması ve ısıya hassas olmayan ayna alt tabakalarının kullanımı
  • İkincil veya diğer yardımcı aynaların üzerine monte edilmesiyle sonuçlanan hizalama, kırılma sistemlerinden daha önemlidir Birincil aynanın bir kısmını tıkayan ve kırılmaya neden olan bir destek yapısı.

Catadioptric teleskopları, her ikisinin de avantajlarından bazılarını elde etmek için lens ve ayna kombinasyonunu kullanır. En iyi bilinen katadioptrik tipi, genellikle geniş alan aramalarında geniş bir görüş alanı elde etmek için kullanılan Schmidt teleskopu veya kamerasıdır. Bu sistemdeki lens çok zayıftır ve genellikle bir düzeltme plakası olarak adlandırılır.

Teleskopun çözünürlüğünün sınırları, yukarıda açıklandığı gibi, ışığın uzak gövdeden, optik olarak tek biçimli olmayan atmosferden geçişinin bir sonucudur. Yıldızlar atmosfer boyunca sürekli değişen optik yollar nedeniyle parıldıyor gibi görünüyor, bu da hem parlaklık hem de görünür konumda bir değişiklikle sonuçlanıyor. Sonuç olarak, gökbilimciler için birçok bilgi kaybedilir, çünkü ölçümlerinden yeterli çözünürlükleri yoktur. Bu sınırlamanın üstesinden gelmenin üç yolu vardır: atmosferi bir bütün olarak önlemek için teleskopu uzaya yerleştirmek, yere dayalı bir teleskop üzerindeki bozulmayı telafi etmek ve / veya yıldız interferometrisi. İlk iki yöntem 1990’ların yenilikleridir ve gözlemsel astronomide yeni bir döneme yol açması beklenmektedir.

Teleskop Nedir?
Teleskop Nedir?

En iyi bilinen ve en büyük yörüngeli optik teleskop 8 ft (2,4 m) birincil aynaya ve uzak cisimlerin çeşitli özelliklerini incelemek için beş ana enstrümana sahip Hubble Uzay Teleskobu’dur (HST). Teleskopun odaklanması ve 1993 yılında bir düzeltici optik paketinin yerleştirilmesiyle ilgili kamuoyuna açık bir sorundan sonra, HST bugüne kadar üretilen tüm teleskopların en iyisi olduğunu kanıtladı. HST’den toplanan veriler, araştırmacıların yıllardır söz konusu olan problemleri genellikle tek bir fotoğrafla çözebilecekleri kadar yüksek kalitededir. HST’nin çözünürlüğü 0,02 ark saniyedir, daha önce mümkün olandan yaklaşık yirmi kat daha iyi bir faktördür ve ayrıca atmosferik bir bozulma olmadığından teorik sınıra yakındır. Uzay temelli sistemlerin verdiği görüntülemedeki kayda değer iyileşmeye bir örnek, HST’den önce az sayıda çok parlak yıldızdan oluştuğu düşünülen Doradus 30 Bulutsusu’dur. HST’nin çektiği bir fotoğrafta şu anda orta bölgenin 3.000’den fazla yıldıza sahip olduğu görülüyor.

Teleskopun yörüngede kullanılmasının bir başka avantajı, teleskopun, ultraviyole ve atmosfer tarafından absorbe edilen ve yer bazlı teleskoplar tarafından tespit edilemeyen çeşitli kızılötesi kısımları gibi dalga boylarını tespit edebilmesidir.

1991 yılında, Birleşik Devletler hükümeti, bir lazer ışınının önemli bir bozulma olmadan atmosfere nüfuz edebilmesi için Stratejik Savunma Girişimi kapsamında geliştirilen uyarlamalı optik sistemlerini (atmosferik etkileri gideren sistemler) sınıflandırdı.

Teleskoptan 56-62 mil bir mezosferik sodyum tabakasına bir lazer ışını iletilir. (90–100 km) rakım. Lazer ışını, uyarılmış sodyum atomlarının hacminden rezonansla geri saçılır ve atmosferik bozulma dışında konumu ve şekli iyi tanımlanmış olan bir kılavuz yıldız olarak işlev görür. Kılavuz yıldızdan gelen ışık teleskop tarafından toplanır ve bir dalga önleyici sensör atmosferin neden olduğu bozulmayı belirler. Bu bilgi daha sonra deforme olabilen bir aynaya veya bozulmayı telafi eden birçok küçük ayna dizisine geri beslenir. Sonuç olarak, kılavuz yıldıza yakın bir yerde bulunan yıldızlar, telafi edilmeden elde edilenden birçok kez daha iyi olan bir odak haline gelir. Teleskoplar, kızılötesi dalga boyları için teorik çözünürlük sınırında çalışmış ve görünür bölgede 10 kattan daha fazla bir gelişme göstermiştir. Atmosferik çarpıtmalar sürekli değişiyor, bu yüzden deforme olabilen aynanın, modern bilgisayar teknolojisi ile kolayca elde edilen her beş milisaniyede bir güncellenmesi gerekiyor.

Teleskoplar iki tür analiz için büyük ölçüde ışık toplar: görüntüleme ve spektrometri, daha iyi bilinen görüntüleme ile. Görüntülemenin amacı basitçe incelenmekte olan nesnelerin kesin bir resmini oluşturmaktır. Geçtiğimiz yıllarda, görüntü kaydetmenin tek yolu fotoğraf çekmek oldu. Uzun pozlama süreleri için teleskop Dünya ile aynı hızda, fakat ters yönde dönerek gökyüzünü takip etmek zorunda kaldı. Bugün hala durum budur, ancak modern teleskop artık fotoğraf filmi değil, yüklü bir bağlı cihaz (CCD) dizisi kullanmaktadır. CCD, fotografik filmden 50 kat daha hassas olan ve tek fotonları tespit edebilen yarı iletken bir ışık dedektörüdür. Yarı iletken teknikler kullanılarak imal edilen CCD, çok küçük yapılabilir ve bir dizi, CCD pikselleri arasında tipik olarak 15 mikron aralığa sahiptir. Teleskoplarda görüntüleme için tipik bir dizi birkaç milyon piksele sahip olacaktır. CCD’yi, geliştirme aşamasının olmaması ve CCD’den çıktının doğrudan bir bilgisayara okunabilmesi ve verilerin nispeten kolay bir şekilde analiz edilip manipüle edilebilmesi dahil, fotografik film veya plakalar üzerinde kullanılmasının pek çok avantajı vardır.

İkinci analiz türü ise spektrometridir, bu, araştırmacının belirli bir nesne tarafından hangi dalga boylarında ışık yayıldığını bilmek istediği anlamına gelir. Bunun arkasındaki neden, farklı atom ve moleküllerin farklı dalga boylarında ışık yaymalarıdır; Bir cisim tarafından yayılan ışık spektrumunun ölçülmesi, bileşenleri hakkında bilgi verebilir. Spektrometri gerçekleştirirken, teleskopun çıkışı, genellikle ışığın dalga boylarını ayırmak için bir kırınım ızgarası içeren bir alet olan bir spektrometreye yönlendirilir. Çıkıştaki kırılan ışık genellikle bir CCD dizisi tarafından tespit edilir ve veriler bir bilgisayara okunur.

Neredeyse 40 yıl boyunca, Mt. Palomar, birincil ayna çapı 200 inç (5,1 m) olan dünyanın en büyüğü idi. Bu süre zarfında, 1980’lerin sonunda temel hassasiyet sınırlarına ulaşan algılama tekniklerinde iyileştirmeler yapılmıştır. Daha soluk objeleri gözlemlemek için, daha büyük teleskoplar inşa etmek zorunlu hale geldi ve böylece yeni nesil teleskoplar geliştiriliyor. Bu teleskoplar, toplama alanını arttırmak için devrim niteliğinde tasarımlar kullanır; Avrupa Güney Gözlemevi için 2.260 ft2 (210 m2) planlanmıştır. Bu yeni nesil teleskoplar, kalınlığı ayna çapının 1/1 / 8’i arasında olan önceki tasarımların sağlam, ağır ana aynasını kullanmayacak, ayna ağırlığını azaltmak ve ısıl işlemlerini iyileştirmek için çeşitli yaklaşımlar kullanacak ve mekanik stabilite. Kuantum sınırlı dedektörler, bozulma azaltma teknikleri ve uyumlu dizi çalışmasıyla birleştirilmiş bu yeni teleskoplar, gökbilimcilerin daha önce gözlemlenenden daha uzak nesneleri görmelerini sağlayacaktır.

Bu yeni jenerasyondan biri olan Hawaii’deki Mauna Loa’da bulunan Keck teleskobu, şu anda en büyük işletme teleskopudur ve 36 ft (1,8 m) altıgen aynalardan inşa edilmiş 32 ft (10 m) etkili çaplı hiperbolik birincil ayna kullanır. Aynalar, dedektörde net bir görüntü elde etmek için aktif sensörler ve aktüatörler kullanılarak 50 nanometreden daha düşük göreceli pozisyonlarda tutulur.

14.000 ft’in (4.270 m) üzerindeki konumu nedeniyle, Keck, 300–1100 nm aralığında ışık toplamak için kullanışlıdır. 1990’ların sonunda, bu teleskop interferometri kullanımıyla 279 ft (85 m) efektif ayna çapı ile sonuçlanan aynı ikiz Keck II ile birleştirildi.

Şimdiye kadarki tartışmaların çoğu, 300–1100 nm aralığında çalışan optik teleskoplarla ilgiliydi. Bununla birlikte, farklı dalga boylarında bize ulaşan radyasyonda değerli bilgiler bulunur ve radyo ve milimetre dalgaları, kızılötesi, ultraviyole, x ışınları ve gama ışınları dahil olmak üzere geniş çalışma aralıklarını kapsayacak şekilde teleskoplar oluşturulmuştur.

Kızılötesi teleskoplar (1-1000 æm arasında çalışır), gaz bulutlarından kaynaklanan emisyonların incelenmesi için özellikle yararlıdır. Atmosferdeki su buharı bu radyasyonun bir kısmını absorbe edebileceğinden, kızılötesi teleskopların yüksek irtifalarda veya uzayda bulunması özellikle önemlidir. 1983 yılında NASA, çok çeşitli kaynakları ortaya çıkaran ve astrofiziksel keşif için yeni yollar açan, tüm gökyüzü taraması yapan son derece başarılı Kızılötesi Astronomik Uydu’yı başlattı. 1980’lerde kızılötesi algılama teknolojisindeki gelişmelerle 1990’lı yıllarda, Mauna Kea, Hawaii’de 26,2 ft (8 m) çapında bir tesis olan Kızılötesi Optimize Edilmiş Teleskop dahil olmak üzere birkaç yeni kızılötesi teleskop göreceksiniz.

Soğutulmuş dedektörlerin kullanımı ve ikincil aynayı dithering de dahil olmak üzere, kızıl ötesi izlemeyi zorlaştıran geniş termal arka planı azaltmak için çeşitli yöntemler kullanılır. Bu ikinci teknik, ikincil aynayı alternatif olarak söz konusu nesneye ve daha sonra bir boş gökyüzü yamasına işaretlemeyi içerir. İkinci sinyalin ilk çıkarılması, gökten ve teleskopun kendisinden alınan arkaplan termal (kızılötesi) gürültüsünün çoğunun çıkarılmasıyla sonuçlanır, böylelikle net bir sinyalin yapımına izin verir.

Radyo gökbilimi, II. Dünya Savaşı’nın topuklarında doğdu ve gökten gelen radyo emisyonlarına bakmak için yeni geliştirilen radyo teknolojisini kullandı. İlk radyo teleskopları anten olarak bir dizi tel kullanarak çok basitti. 1950’lerde, şimdi bilinen toplama kabı tanıtıldı ve o zamandan beri yaygın olarak kullanılıyor.

Radyo dalgaları, optik dalgalar gibi atmosferik rahatsızlıklara duyarlı değildir ve bu nedenle son 40 yılda radyo teleskoplarının gelişimi, hem zayıf kaynakların tespitinde hem de çözünürlükte sürekli bir iyileşme görmüştür. Radyo dalgalarının metre uzunluğundaki dalga boylarına sahip olabilmesine rağmen, elde edilen çözünürlük, en büyükleri Hawaii’den Amerika’ya uzanan bir interferometre dizisinde birlikte çalışan birçok radyo teleskopunun kullanılmasıyla ikinci ark seviyesine getirilmiştir. Birleşik Devletler Virgin Adaları (Çok Uzun Taban Çizgisi Dizisi olarak bilinir).


Kaynak: https://www.encyclopedia.com/science-and-technology/astronomy-and-space-exploration/astronomy-general/telescope

Yorum Yap
Bu Yazıya Tepkiniz Ne Oldu?

Yazar Hakkında

Nedir? - Nasıl Yapılır? gibi sorulara cevap veren konuları sizinle paylaşıp kaliteli ve faydalı bir blog haline getirmek için ultrabilgi.com'u kurdum.

Yorum Yap