Телескоп

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Телескоп (значення).
50 сантиметровий телескоп у Ніцці, Франція

Телеско́п (від грец. τῆλε — «далеко» + σκοπεῖν — «бачити, дивитися») — прилад для спостереження віддалених (частіше за все – астрономічних) об'єктів[1]. Був уперше сконструйований у 1608 році трьома винахідниками: Гансом Ліпперсгеєм, Захарієм Янсеном та Якобом Метьюсом[en][2]. Значно вдосконалений Галілео Галілеєм у 1609 році. Термін «телескоп» також вживається для позначення астрономічних приладів для спостережень у діапазонах електромагнітних хвиль, невидимих для людського ока: інфрачервоному, ультрафіолетововому, рентгенівському, гамма та радіодіапазоні. Різні типи телескопів мають різне призначення, можливі способи монтування та типи об'єктів, які за їх допомогою спостерігають.

Потужний поштовх до розвитку нових типів телескопів відбувся з середини 20 століття з винайденням напівпровідникових матеріалів, які призвели до створення ПЗЗ-матриці і інших напівпровідникових приладів та початку космічної ери, завдяки чому стало можливим функціонування гамма, рентгенівських та ультрафіолетових космічних телескопів.

Історія[ред. | ред. код]

Докладніше: Історія телескопа

XVII-XIX століття[ред. | ред. код]

Найперші відомі робочі телескопи з'явилися 1608 року; їх створення приписують Гансу Ліпперсгею, він же першим подав заявку на патент винаходу телескопа[3]. Серед багатьох інших, які стверджували, що винайшли телескоп, були Захарія Янссен — голландський окулярний майстер із Мідделбургу, і Джейкоб Метьюз з Алкмару. Конструкція цих ранніх заломлюючих телескопів складалася з опуклої лінзи об'єктива й увігнутого окуляра. Галілей використовував цю конструкцію в наступному році. У 1611 році Йоганн Кеплер описав, як можна було б зробити телескоп з опуклою лінзою об'єктива і опуклою лінзою окуляра, а в 1655 році астрономи, включно з Християном Гюйгенсом, будували потужні, але неповороткі телескопи Кеплера зі з'єднаними окулярами.

Ісааку Ньютону приписують будівництво першого «практичного» рефлектора в 1668 році. Він складався з увігнутого дзеркала об'єктива та невеликого плоского діагонального дзеркала для відбиття світла в окуляр, встановлений з боку телескопа. Лоран Кассегрен у 1672 році описав конструкцію рефлектора з невеликим опуклим вторинним дзеркалом для відбиття світла через центральний отвір у головному дзеркалі. Ахроматичні лінзи, які значно знижували колірні аберації в об'єктиві, дозволили зробити телескоп меншим і функціональнішим. Такий телескоп з'явився в 1733 році; його створив Честер Мур Голл, але не оприлюднив. Джон Доллонд дізнався про винахід Голла та почав виготовляти телескопи і використовувати їх у комерційних цілях з 1758 року[4][5].

Важливими подіями в історії рефлекторних телескопів було створення Джоном Гедлі великих параболічних дзеркал у 1721 році; процес сріблення дзеркал, який запровадив Леон Фуко в 1857 році[6]; прийняття довгострокового алюмінізованого покриття на дзеркала рефлекторів у 1932 році[7].

До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль відігравали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Усі ці спостереження здійснювалися візуально, і рефрактор із дволінзовим об'єктивом задовольняв потреби астрономів.

XX та XXI століття[ред. | ред. код]

Докладніше: Космічний телескоп та Список космічних телескопів
Орбітальний телескоп «Габбл» після сервісного обслуговування 1997 року, під час відокремлення від шатлу «Дискавері».

Починаючи з кінця XIX ст. і особливо у XX ст. характер астрономічної науки зазнав органічних змін. Більшість досліджень зсунулася в галузь астрофізики й зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зір, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання — фотографічна пластинка і фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопія. У результаті змінилися й вимоги до телескопів.

Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера й так дуже обмежує його. Проте скло, з якого виготовляються лінзи, поглинає ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання. Фотографічні емульсії та фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація під час роботи з цими приймачами позначається сильніше[8][9].

Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібен рефлектор. Майже всі великі оптичні дослідні телескопи, що використовуються сьогодні , є рефлекторними. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж дволінзовий ахромат: потрібно обробити з оптичною точністю[1 1] одну поверхню дзеркала (замість чотирьох поверхонь лінз), і при цьому особливих вимог до однорідності скла не висувається. Усе це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики[10][8][9].

В астрометричних роботах, як і раніше, застосовують рефрактори, оскільки в астрометрії необхідно вимірювати положення світил із максимальною точністю. Справа в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту відбивання, то поворот дзеркала на деякий кут α зміщує зображення на кут 2α. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув[9][8].

Рефлектор із параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко; щоправда, зображення можна вважати ідеальним, доки воно залишається поблизу оптичної осі. При віддаленні від осі з'являються викривлення. Тому рефлектор з одним тільки параболічним дзеркалом не дозволяє фотографувати великі ділянки неба, а це необхідно для дослідження зоряних скупчень, галактик і галактичних туманностей. Тому для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, у яких аберація дзеркала виправляється тонкою лінзою — меніском, виготовленим зі скла, прозорого для ультрафіолетових променів[10][9].

Дзеркала рефлекторів у XVIII — XIX століттях робили металевими зі спеціального сплаву[11], проте згодом із технологічних причин оптики перейшли на скляні дзеркала, які після механічної обробки вкривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт відбивання (найчастіше — алюмінієм), шляхом напилення в спеціальній камері[12].

Епоха радіотелескопів (разом з радіоастрономією) зародилася з випадкового відкриття Карлом Янським космічного радіовипромінювання у 1931 році[13][14]. У 20 столітті було розроблено багато видів телескопів у широкому діапазоні довжин хвиль – від радіо до гамма-променів. Оскільки земна атмосфера не є прозорою для гамма, рентгенівського та ультрафіолетового випромінювання, телескопи, що працюють у цих діапазонах, є виключно космічними, а перші з них були запушені на навколоземну орбіту в 1965[15], 1970[16][17] та 1968[18][19] роках відповідно.

Назва[ред. | ред. код]

Вперше термін "телескоп" був придуманий грецьким поетом-богословом Джованні Демісіані на бенкеті, що відбувся 14 квітня 1611 р. Слово було створено шляхом об'єднання грецького tele = «далеко» і skopein = «подивитися»; тобто teleskopos дослівно означає «далекоглядний»[20].

Серед архаїзмів української мови є далекогля́д[21], далековид[22].

Класифікація телескопів[ред. | ред. код]

Типи телескопів розрізняють за характеристиками, що наведені нижче.

За типом оптичної системи:

  1. Рефлектор (дзеркальний)
  2. Рефрактор (лінзовий)
  3. Комбінований

За діапазоном довжин хвиль:

  1. Оптичний
  2. Інфрачервоний
  3. Субміліметровий
  4. Мікрохвильовий
  5. Радіотелескоп
  6. Ультрафіолетовий
  7. Рентгенівський
  8. Гамма-телескоп

За місцем розташування:

  1. Наземні
  2. Повітряні
  3. Космічні

Типи оптичних систем телескопів[ред. | ред. код]

Дзеркальні телескопи (рефлектори)[ред. | ред. код]

Докладніше: Рефлектор (телескоп)
Порівняння розмірів головних дзеркал астрономічних телескопів (реалізованих і запланованих).

Об'єктив рефлектора являє собою сферичне, параболічне або навіть гіперболічне первинне порожнисте дзеркало, поверхня якого визначає світлосилу телескопа. Зображення предмета відбивається так званим вторинним дзеркалом, а потім спостерігається через окуляр[23][24].

Основні переваги рефлекторів — відсутність хроматичної аберації, простіше виготовлення великих дзеркал і зручніше розташування труби. Це пояснюється тим, що світло відбивається в них дзеркалами, тому труба теоретично має лише половину довжини, а важке дзеркало розміщене з боку спостерігача, а не на зовнішньому кінці труби, як лінза рефрактора.

Первинне дзеркало параболічної форми має порівняно малу площу та велику фокусну відстань. Поверхня сферичної форми забезпечує достатнє наближення зображення, хоча його якість дещо нижча. Проте сферичне дзеркало має перевагу з точки зору більш простих вимог при його створенні, а отже, нижчих виробничих витрат[24].

Телескоп Кассегрена[ред. | ред. код]

Дзеркальний телескоп Кассегрена

Телескоп Кассегрена — це різновид дзеркального телескопа, розробленого французьким астрономом Лораном Кассегреном у 1672 році. Цей тип телескопа є модифікацією телескопа Ньютона і має особливості, які дають змогу усунути деякі відомі аберації (викривлення) оптичних систем, що робить його особливо корисним для астрономії[25]. У рефлекторі Кассегрена паралельні промені світла, що потрапляють у телескоп, відбиваються від великого увігнутого дзеркала в напрямку до фокусної точки цього дзеркала, яка називається головним фокусом телескопа. Перш ніж потрапити в головний фокус, промені світла знову відбиваються від маленького опуклого гіперболічного дзеркала, яке фокусує їх біля маленького отвору в центрі головного дзеркала; саме тому основне дзеркало повинно мати отвір посередині[26][27].

Телескоп Ньютона[ред. | ред. код]

Докладніше: Ньютонівський телескоп
Рефлекторний телескоп Ньютона.

На відміну від конструкції Кассегрена, ньютонівський телескоп використовує плоске вторинне дзеркало, яке відбиває промені в окуляр збоку від приладу[27].

Телескоп складається з труби, у якій розміщено головне та вторинне дзеркала. Первинне дзеркало має параболічну форму і розміщене в нижній частині труби. Воно приймає вхідне світло і відбиває його у свою точку фокусування, де розміщено невелике вторинне дзеркало, яке відбиває промені в окуляр. Оптична система з двох дзеркал та окуляра переміщає точку фокусування за бічну поверхню труби телескопа, звідки спостерігати за зображенням набагато зручніше. У такій системі зображення є переверненим, але для більшості астрономічних спостережень це не має значення. Однак, окуляр можна доповнити призмами, які розвертають зображення.

Телескоп Грегорі[ред. | ред. код]

Докладніше: Грегоріанський телескоп

Оптична схема Грерогі була опублікована в 1663 році, за 5 років до рефлектора Ньютона. Однак сам Джеймс Грерогі не створив робочого прототипу за своїми кресленнями, це зробив Роберт Гук в 1673 році[28]. Сам Грегорі не мав ані практични навичок, а не знайомих оптиків, щоб створити робочу версію телескопа. Конструкція має ряд переваг над схемою Ньотона, однак пізніше була майже повністю витіснена системою Кассегрена.

Тридзеркальний анастигмат[ред. | ред. код]

Більш складна оптична схема, що містить одразу 3 дзеркала - два увігнуті і 1 опукле. Ця схема дозволяє мінімізувати три основні оптичні аберації — сферичну аберацію, кому та астигматизм[29][30]. Серед прикладів телескопів, в яких використовується саме ця схема, багато космічних обсерваторій: Джеймс Вебб, Евклід, Обсерваторія ім. Вери Рубін, телескоп Ненсі Грейс Роман. Серед великих наземних телескопів - Надзвичайно великий телескоп, будівництво якого станом на 2024 рік ще триває[31][32][33].

Існує ще декілька інших оптичних схем для телескопів рефлекторів, зокрема Гершеля (Ломоносова), Річі-Кретьєна, Шварцшильда. Окремим типом є рідкодзеркальний телескоп, в якому параболічне дзеркало формується за рахунок швидкого обертання циліндричної осудини з ртуттю.

Лінзові телескопи (рефрактори)[ред. | ред. код]

Докладніше: Рефрактор

Рефрактор — це телескоп, об'єктив якого складається з лінзи або системи лінз[23].

Оскільки кут заломлення світла в лінзі залежить від довжини хвилі, недоліком рефракторів є хроматичні аберації (дефекти кольору). Однак їх можна скоригувати за допомогою додаткових систем лінз, таких як ахромати чи апохромати.

Апертура об'єктива визначає світлосилу телескопа, фокусну відстань максимально можливого збільшення. Кутове збільшення рефрактора задано формулою[34]:

,

де  — фокусна відстань об'єктива,  — фокусна відстань окуляра. Отже, об'єктив рефратора повинен мати більшу фокусну відстань, ніж окуляр.

Телескоп Kepler — рефрактор із шукачем. У нижній частині показано окремі лінзи та механізм фокусування.

Телескоп Кеплера[ред. | ред. код]

Прикладом конструкції рефрактора є так званий телескоп Кеплера[34]. Цей телескоп складається з двох комплектів сполучених лінз, які мають спільну оптичну вісь. Фокуси об'єктива та окуляра мають перебувати в одній точці.

Зображення дуже віддаленого об'єкта, сформоване об'єктивом, є реальним, зменшеним і переверненим. Це зображення потім спостерігається через окуляр.

Перевернене зображення є недоліком цього типу телескопа, але не принциповим для астрономічних спостережень. Якщо перевернуте зображення небажано, застосовується модифікація телескопа, яка називається тригранником. У триграннику зображення перевертається за допомогою набору з чотирьох плоских дзеркал, які зазвичай утворюють стінки двох скляних призм.

Глазок — телескоп Галілея

Телескоп Галілея[ред. | ред. код]

Дещо інший принцип використовується у так званому телескопі Галілея[35]. Фокус зображення об'єктива в цьому типі телескопа зливається з фокусом зображення окуляра. Цей тип конструкції використовується, наприклад, як театральне вічко, яке забезпечує приблизно чотирикратне збільшення[36].

Безкорпусні телескопи[ред. | ред. код]

Безкорпусний телескоп — це тип рефракторного телескопа з дуже великою фокусною відстанню, у якому не використовувалася труба. Замість цього об'єктив встановлювали на стовп, вежу чи іншу конструкцію на кульовий шарнір, що обертається. Астроном стояв на землі і тримав окуляр, який з'єднувався з об'єктивом з допомогою мотузки або дроту. Натягнувши мотузку і маневруючи окуляром, астроном міг навести телескоп на об'єкт у небі[37].

У 1675 році Християн Гюйгенс і його брат Константин Гюйгенс-молодший вирішили застосувати об'єктиви з дуже великою фокусною відстанню, повністю відмовившись від зовнішньої труби, яка служила для захисту об'єктива від зовнішніх впливів, таких як світло, вологість і бруд. У безкорпусному телескопі Гюйгенса об'єктив встановлювався всередині залізного кільця, розташованого на кульовому шарнірі для забезпечення можливості обертання. Потім цю конструкцію встановлювали на вежу чи будівлю. Окуляр зазвичай тримав у руці астроном, який задля стійкості спирав свої лікті на дерев'яну опору. Об'єктив і окуляр фіксувалися на одній лінії за допомогою натягнутої з'єднувальної мотузки (дроту)[38]. Християн Гюйгенс у 1684 році опублікував опис безкорпусного телескопа у своїй книзі «Astroscopia Compendiaria», і цей винахід приписували йому і його братові Константину, хоча подібні конструкції застосовував Адрієн Озу; також ідею іноді приписують Крістоферу Рену[39].

Декілька великих відкриттів було зроблено саме за допомогою безкорпусних телескопів. У 1684 році астроном Джованні Доменіко Кассіні використав один із своїх безкорпусних телескопів, який він встановив на території Паризької обсерваторії, щоб знайти Діону і Тефію, два супутники Сатурна[40]. У 1722 році Джеймс Бредлі виміряв діаметр Венери за допомогою безкорпусного телескопа, фокусна відстань якого становила 212 футів (65 м)[41]. У 1726 році Франческо Б'янкіні намагався створити карту поверхні Венери і визначити період її обертання за допомогою безкорпусного телескопа з діаметром об'єктива 2,6 дюйма (66 мм) і фокусною відстанню 100 футів (30,5 метрів)[42].

Безкорпусні телескопи швидко втратили свою популярність. На початку 18 століття їх замінили телескопи-рефлектори завдяки своїй компактній конструкції та якіснішому зображенню. Остаточна відмова від цих телескопів відбулася наприкінці 1750-х років, коли стався прорив у виробництві лінз, який дозволив створювати лінзи з короткою фокусною відстанню, таким чином потіснивши винаходи Гюйгенса. Безкорпусні телескопи швидко припинили використовувати через складність роботи з ними[43].

У травні 2014 року в Лейденській обсерваторії в Лейдені була представлена робоча копія безкорпусного телескопа Гюйгенса. Його замовив Ганс де Рейк, голландський популяризатор науки. Телескоп представили під час першої щорічної весняної лекції Kaiser Lente Lezingen — місцевих лекцій з астрономії. На відміну від оригінальних телескопів, цей має лише 4-метрову фокусну відстань, що значно полегшує роботу з ним[43]

Комбіновані типи[ред. | ред. код]

Телескоп Шмідта—Кассегрена[ред. | ред. код]

Телескоп Шмідта — Кассегрена

Має передню коригувальну пластину (меніск) дуже складної форми в площині вторинного дзеркала (по суті тороїдальний дифузор, кругла центральна частина плоска для розміщення вторинного дзеркала), яка виправляє різні дефекти телескопа. Пластина розташована навпроти головного дзеркала, тому промені спочатку проходять крізь неї, а лише потім потрапляють на головне дзеркало. Завдяки складній формі меніск тонший за систему Максутова—Кассегрена[44].

Телескоп Максутова—Кассегрена[ред. | ред. код]

Телескоп Максутова - Кассегрена

Історично спадкоємець телескопа Шмідта-Кассегрена. Для спрощення оптичні поверхні коригуючої пластини (меніска перед основним дзеркалом) мають сферичну форму, тому їх відносно легко виготовити. Головне дзеркало також сферичне. У результаті виходить відносно дешева продукція. Систему Максутова—Кассегрена можна застосовувати для фотографування великих ділянок неба, і вона дуже популярна серед астрономів-аматорів через свою простоту. Цей тип також придатний для наземного спостереження. Система обмежена саме масивністю меніска, тому телескопи, як правило, мають відносно менші діаметри і, отже, мають меншу проникну здатність[45].

Телескоп Шмідта—Ньютона[ред. | ред. код]

Має в площині вторинного дзеркала фронтальну коригуючу пластину (меніск) дуже складної форми – таку ж, як і в системі Шмідта—Кассегрена, – із подібними функціями: мінімізувати деякі аберації, пов'язані зі стандартним ньютонівським об'єктивом. До того ж, конструкція мінімізує кому, яка є аберацією, властивою ньютонівській схемі, що робить її ідеальною для фотографії глибокого неба. Коректорна лінза має тонку конструкцію і дозволяє телескопу вирівнювати температуру навколишнього середовища швидше, ніж коректор меніска в системі Максутова—Ньютона[46]. Вторинне дзеркало перебуває в одній структурній одиниці з меніском, але відхиляє промінь із труби перпендикулярно осі об'єкта, як класичний ньютонівський телескоп. Телескоп Шмідта—Ньютона має головне дзеркало без отвору, що спрощує його конструкцію. Однак це призводить до того, що головна труба майже вдвічі довша порівняно з оптичною довжиною (фокусною відстанню)[47].

Телескоп Клевцова[ред. | ред. код]

Має коригувальний елемент, розташований перед вторинним дзеркалом. Вторинне дзеркало конструктивно становить одне ціле з коригуючим меніском. Меніск має форму кільцевої лінзи з центральним отвором, через який проходить промінь від другого дзеркала до окуляра. Промінь проходить через активну частину меніска, перш ніж впасти на вторинне дзеркало[48].

Телескоп Річі—Кретьєна[ред. | ред. код]

Телескоп Річі — Кретьєна структурно подібний до телескопа Кассегрена, але в ньому застосовано більш плоске гіперболічне дзеркало як первинна поверхня та гіперболічне з великим вигином як вторинне дзеркало. Це виправляє значну частину дефектів параболічних відбивачів, один з яких називається комою, і видаляє вставлений меніск. Крім того, у фокусі має бути коригувальний елемент. Однак система вимоглива до виготовлення. Схема Річі—Кретьєна станом на початок 21 століття застосовується в більшості великих телескопів, включаючи космічний телескоп Габбл (він також мав проблеми з виробництвом, коли основне дзеркало було неточно відшліфовано, що унеможливлювало більшість вимірювань, особливо спочатку). Майбутні найбільші наземні оптичні прилади також використовуватимуть цю систему[27].

Система Куде[ред. | ред. код]

Не вид телескопа, а система коригування шляху променя після проходження через вторинне дзеркало — найчастіше говорять про фокус Куде конкретного телескопа. Великі телескопи можуть мати кілька доступних точок фокусування залежно від того, які космічні об'єкти спостерігають та що вимірюють (сфотографувати їх, отримати спектр тощо). Розміщуючи додаткові дзеркала, система Coudé спрямовує промені до фіксованої точки фокусу на полярній осі кріплення телескопа[27].

Система Несміта[ред. | ред. код]

Конструкційно подібна до системи Кассегрена, однак містить діагональне дзеркало, яке виводить пучок світла за межі корпусу телескопу. Така система дозволяє зробити нерухомими деякі елементи телескопу при зміні осі схилень[27].

Аберація[ред. | ред. код]

Телескоп із лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені з різною довжиною хвиль заломлюються неоднаково (це явище має назву дисперсія світла), то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичною аберацією. Хроматичну аберацію значною мірою усунено в об'єктивах, складених із двох лінз, виготовлених зі скла з різними коефіцієнтами заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат)[49][50].

Закони відбивання не залежать від довжини хвилі, і тому природно виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром усього лише 3 см і завдовжки 15 см[відсутнє в джерелі]) побудував Ісаак Ньютон 1671 року[51].

Проте сферичне дзеркало не збирає паралельний пучок променів в одну точку, воно дає у фокусі дещо розмите зображення. Це викривлення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркалу надати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, спрямований на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без викривлень (якщо не брати до уваги неминучого розмиття через дифракцію). Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоїдальної (параболічної) форми[52].

Телескопи за діапазоном довжин хвиль[ред. | ред. код]

Усі небесні об'єкти з температурою вище абсолютного нуля випромінюють певний спектр електромагнітного випромінювання[53]. Для вивчення Всесвіту вчені використовують кілька різних типів телескопів для виявлення цих різних типів випромінювання в електромагнітному спектрі.

Рентгенівський та гамма-телескопи[ред. | ред. код]

Докладніше: Гамма-телескоп та Рентгенівський телескоп
Гамма-обсерваторія Комптона, виведена на орбіту космічним кораблем «Спейс Шаттл» у 1991 році
see caption
Фокусуюче рентгенівське дзеркало телескопа Хітомі, що складається з понад двохсот концентричних алюмінієвих оболонок

Рентгенівські та гамма-телескопи з більшою енергією утримуються від повного фокусування та використовують маски з кодованою апертурою: візерунки тіні, яку створює маска, можна реконструювати для формування зображення.

Рентгенівські та гамма-телескопи зазвичай встановлюються на високолітаючих повітряних кулях[54][55] або супутниках, що обертаються навколо Землі, оскільки земна атмосфера непрозора для цієї частини електромагнітного спектру. Прикладом цього типу телескопа є космічний гамма-телескоп Фермі, який був запущений у червні 2008 року[56][57].

Виявлення гамма-променів дуже високої енергії з меншою довжиною хвилі та вищою частотою, ніж звичайні гамма-промені, потребує подальшої спеціалізації. Прикладом такого типу обсерваторії є наземний телескоп VERITAS[58][59].

Рентгенівські промені набагато важче зібрати та сфокусувати, ніж електромагнітне випромінювання з більшою довжиною хвилі. Рентгенівські телескопи можуть застосовувати дзеркала косого падіння, такі як телескопи Вольтера, що складаються з кільцеподібних «близьких» дзеркал із важких металів. Вони здатні відбивати лише промені, що близькі до дотичних. Дзеркала зазвичай являють собою перетин повернутої параболи та гіперболи або еліпса. У 1952 році Ганс Вольтер описав 3 схеми телескопів із застосуванням таких дзеркал[60][61]. Прикладами космічних обсерваторій, які застосовують цей тип телескопа, є обсерваторія Ейнштейна[en][62], ROSAT[63] і рентгенівська обсерваторія Чандра[64][65]. У 2012 році було запущено рентгенівський телескоп NuSTAR, у якому застосовано оптичну схему Вольтера на кінці довгої щогли, що розгортається, щоб забезпечити фокусування фотонів з енергією 79 кеВ[66][67].

Ультрафіолетовий[ред. | ред. код]

Ультрафіолетовий телескоп — телескоп, який використовується для дослідження ультрафіолетової частини електромагнітного спектра, між частиною, що сприймається як видиме світло, і частиною, зайнятою рентгенівськими променями. Ультрафіолетове випромінювання має довжину хвиль від 10 до 400 нм. Стратосферний озоновий шар Землі поглинає всі хвилі, коротші за 300 нм. Оскільки він лежить на висоті 20—40 км над рівнем моря, астрономи змушені вдаватися до ракет і супутників, щоб проводити спостереження з висоти[68][69].

Оптичний[ред. | ред. код]

Докладніше: Оптичний телескоп
Оптичні телескопи

Оптичні телескопи є основним інструментом для астрономічних досліджень та дозволяють вивчати небесні об'єкти, використовуючи оптичні принципи для збору та фокусування світла з космосу.

Конструктивно оптичний телескоп являє собою трубу (суцільну, каркасну або фермову), встановлену на монтуванні. Основна схема полягає в тому, що первинний світлозбірний елемент — об'єктив — фокусує світло від віддаленого об'єкта у фокальній площині, де воно формує реальне зображення. Це зображення можна переглянути через окуляр, який діє як збільшувальне скло[70]. Оптична система телескопа складається з декількох оптичних елементів (лінз, дзеркал)[71].

Телескопи, побудовані на основі лінзової оптичної системи (діоптричної), називають рефракторами. Телескопи, у яких застосовують дзеркала (катоптрики), називають рефлекторами. Телескопи, що мають змішану оптичну систему (дзеркально-лінзову) називають катадіоптричними[72].

Схема катадіоптричного телескопа Максутова

Першим оптичним приладом для астрономічних спостережень був телескоп-рефрактор який винайшли Ганс Ліппершей і Захаріас Янссен із Мідделбурга, а також оптик Якоб Метіус з Алкмару у 1608 р. у подальшому його вдосконалив Галілео Галілей (1609 р.), якого вважають першим, хто застосував телескоп для астрономічних спостережень[73].

Інфрачервоний[ред. | ред. код]

Було кілька ключових подій, які призвели до винаходу інфрачервоного телескопа:

  • У 1800 році Вільям Гершель відкрив інфрачервоне випромінювання[74].
  • У 1878 році Семюел Пірпойнт Ленглі створив перший болометр[75]. Це був дуже чутливий інструмент, який міг електрично виявляти неймовірно малі зміни температури в інфрачервоному спектрі.
  • Томас Едісон використав альтернативну технологію, свій тазиметр, щоб виміряти тепло в короні Сонця під час сонячного затемнення 29 липня 1878 року[76].
  • У 1950-х роках вчені використовували свинцево-сульфідні детектори для виявлення інфрачервоного випромінювання з космосу. Ці детектори охолоджували рідким азотом[77].
  • Між 1959 і 1961 роками Гарольд Джонсон створив фотометри ближнього інфрачервоного діапазону, які дозволили вченим вимірювати тисячі зірок.
  • У 1961 році Френк Лоу винайшов перший германієвий болометр. Цей винахід, охолоджуваний рідким гелієм, поклав початок розвитку поточного інфрачервоного телескопа[78].

Інфрачервоні телескопи можуть бути наземними, бортовими або космічними. Вони містять інфрачервону камеру зі спеціальним твердотільним інфрачервоним детектором, який необхідно охолоджувати до кріогенних температур[79].

Наземні телескопи першими почали використовувати для спостереження космічного простору в інфрачервоному діапазоні.[80] Їх популярність зросла в середині 1960-х років. Наземні телескопи мають обмеження, оскільки водяна пара в атмосфері Землі поглинає інфрачервоне випромінювання. Наземні інфрачервоні телескопи, як правило, розміщують на високих горах і в дуже сухому кліматі, щоб покращити видимість.

У 1960-х роках вчені використовували повітряні кулі, щоб підняти інфрачервоні телескопи на велику висоту. За допомогою повітряних куль вони змогли піднятися на висоту приблизно 25 миль (40 кілометрів). У 1967 році інфрачервоні телескопи були встановлені на ракетах[81]. Це були перші повітряні інфрачервоні телескопи. Відтоді такі літальні апарати, як повітряна обсерваторія Койпера (KAO), були пристосовані для перенесення інфрачервоних телескопів. Останнім повітряним інфрачервоним телескопом, який досяг стратосфери, стала Стратосферна обсерваторія інфрачервоної астрономії NASA (SOFIA) у травні 2010 року. Разом вчені США та Німецького аерокосмічного центру розмістили 17-тонний інфрачервоний телескоп на реактивному літаку Boeing 747[82].

Розміщення інфрачервоних телескопів у космосі повністю виключає перешкоди з боку земної атмосфери. Одним із найбільш значущих проектів інфрачервоних телескопів був інфрачервоний астрономічний супутник (IRAS), запущений у 1983 році. Він розкрив інформацію про інші галактики, а також інформацію про центр нашої галактики Чумацький Шлях[83]. NASA зараз має в космосі космічний корабель на сонячних батареях з інфрачервоним телескопом під назвою Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Він був запущений 14 грудня 2009 року[84].

Субміліметровий телескоп та радіотелескоп[ред. | ред. код]

Докладніше: Радіотелескоп, Радіоастрономія та Субміліметрова астрономія

Радіотелескопи[85] — це науковий інструмент, що використовує радіохвилі для спостереження за небесними об'єктами[86]. Він допомагає астрономам вивчати електромагнітне випромінювання, яке є частиною електромагнітного спектра, відмінного від видимого світла. Радіотелескопи дають змогу вивчати різні феномени, як-от галактики, космічні магнітні поля та інші об'єкти і явища, які випромінюють радіохвилі. Такі телескопи являють собою направленні антени, найчастіше параболічної форми. Оскільки їх радіодіапазон набагато ширший від оптичного, конструкції радіотелескопів можуть значно відрізнятися. До прикладу, тарілку іноді виготовляють із провідної дротяної сітки, отвори якої менші за довжину хвилі, яка спостерігається[87].

На відміну від оптичного телескопа, який створює збільшене зображення ділянки неба, що спостерігається, традиційна антена радіотелескопа містить один приймач і записує один змінний у часі сигнал, характерний для спостережуваної області. Цей сигнал може дискретизуватися на різних частотах. У деяких нових конструкціях радіотелескопів одна «тарілка» містить масив із кількох приймачів (також відомий як решітка фокальної площини).

Збираючи та співвідносячи сигнали, отримані одночасно кількома тарілками, можна обчислити зображення високої роздільної здатності. Такі багатотарілкові матриці відомі як астрономічні інтерферометри, а техніка називається апертурним синтезом. «Віртуальні» отвори цих масивів подібні за розміром до відстані між телескопами[88].

Синтез апертури тепер також застосовується до оптичних телескопів з використанням оптичних інтерферометрів (матриць оптичних телескопів) та інтерферометрії з маскуванням апертури на телескопах з одним відбивачем.

Радіотелескопи також використовуються для збору мікрохвильового випромінювання, перевага якого полягає в тому, що воно може проходити крізь атмосферу та міжзоряні газопилові хмари.

Монтування телескопів[ред. | ред. код]

Радіотелескоп Very Large Array, Нью-Мексико, США.
Докладніше: Монтування телескопа

Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і відстеження його. Адже внаслідок обертання Землі зорі та інші небесні об'єкти здійснюють видимий добових рух на небесній сфері[89].

Монтування телескопа завжди має дві взаємно-перпендикулярні осі, поворот довкола яких дозволяє навести його практично на будь-яку ділянку неба.

Азимутальне[ред. | ред. код]

Азимутальне монтування, що складається з вертикальної осі та горизонтальної осі, є найпростішим у конструкції та балансуванні. Його головний недолік полягає в тому, що він не здатний природним чином забезпечити екваторіальне відстеження (якщо тільки не було вирішено встановити телескоп на полюсі Землі): необхідна композиція рухів на двох осях, а швидкості, які потрібно надрукувати на кожній з осей, є сильно нелінійними. Проте вибір цього типу монтування сьогодні є систематичним для великих телескопів національних і міжнародних обсерваторій: тригонометричні розрахунки, які дозволяють забезпечити екваторіальне відстеження та компенсацію результуючого обертання поля, можуть здійснюватися будь-яком сучасном комп'ютером, тоді як розробка екваторіального монтера еквівалентного розміру була б дуже дорогою. Шляхом розрахунку та компенсації обертання вони також дають змогу стежити за об'єктами у відносному зміщенні відносно далеких зірок, а також компенсувати зміщення небесних полюсів через прецесію рівнодення. Телескопи Keck, VLT, LBT, Subaru та інші, а також такі проекти, як E-ELT, використовують азимутальне монтування[90].

В альт-азимутальному монтуванні[91] одна з осей спрямована в зеніт, інша лежить у горизонтальній площині. Для того, щоб на азимутальному монтуванні утримати небесне тіло у полі зору, доводиться виконувати обертання навколо обох осей монтування (горизонтальної та вертикальної), до того ж цей рух має бути нерівномірним.

Але для телескопів великої маси вертикальне та горизонтальне розташування осей значно спрощує конструкцію та розрахунок деформацій. Тому найбільші земні телескопи застосовують саме таку схему (попри складніше керування задля відстеження руху світил). Серед великих телескопів таке монтування вперше було застосовано 1976 року в СРСР для 6-метрового рефлектора, який отримав назву БТА (рос. Большой Телескоп Азимутальный)[92].

Монтування Добсона — є одним з підтипів альт-азимутального монтування і є дуже популярним, зокрема серед аматорів, оскільки його легко та дешево побудувати[93]. Для астрономів-аматорів азимутальне монтування просте у використанні, але не підходить для тривалих спостережень або великих збільшень[94]. Ручний поворот телескопа зазвичай використовується лише на астрономічних телескопах малого діаметру. Моторизоване  може використовуватися для відстеження небесного тіла, якщо ним керує бортовий або наземний комп'ютер. Оскільки вони відносно прості у використанні, саме азимутальні монтування з автоматичним позиціонуванням на небесному тілі, відомі як функція «Йти до» (англ. Go to) стали популярними, хоча ці системи також доступні на екваторіальних монтуваннях вищого класу. Алгоритми керування цих монтувань дозволяють налаштувати телескоп після наведення на щонайменше дві опорні зірки на початку сеансу спостережень. Це кріплення часто використовується на телескопах Кассегрена та похідних телескопах і зокрема традиційно асоціюється з Шмідтом-Кассегреном. Любителі фотографування з довгою експозицією можуть у більшості випадків оснастити ці прилади пристроєм компенсації обертання поля — «де-ротатором»[95].

Екваторіальне[ред. | ред. код]

Докладніше: Екваторіальне монтування
Екваторіальний телескоп факультету астрономічних і геофізичних наук Національного університету Ла-Плати
.

Основна проблема з використанням альт-азимутального кріплення полягає в тому, що обидві осі необхідно постійно регулювати, щоб компенсувати обертання Землі. Навіть якщо робити це під керуванням комп'ютера, зображення обертається зі швидкістю, яка змінюється залежно від схилення. Цей ефект (відомий як обертання поля) робить альт-азимутальне монтування непрактичним для фотографування з довгою експозицією за допомогою невеликих телескопів.

Найкращим рішенням для малих астрономічних телескопів є нахил альт-азимутального монтування так, щоб вісь азимута була паралельна осі обертання Землі; це називається екваторіальним монтуванням, скорочено EQ.

Більшість телескопів встановлюється на екваторіальному монтуванні, одна з осей якого спрямована на полюс світу (полярна вісь), а інша лежить у площині небесного екватора (вісь прямого сходження). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається екваторіалом. Перевага екваторіального монтування полягає у тому, що відстеження світила в полі зору телескопа (після наведення) здійснюється обертанням лише навколо однієї осі, тож обертання є рівномірним[96]. Для такого обертання можна застосовувати простий механізм на зразок годинникового. Це особливо важливо під час тривалих спостережень, фотографування слабких об'єктів тощо.

Існує кілька типів екваторіального кріплення, серед яких можна виділити німецьке і вилкове[97].

Телескопи на літаках[ред. | ред. код]

Телескопи, встановлені на літальних апаратах, являють собою аерокосмічні оптичні або радіотелескопи, розміщені на спеціальних платформах на борту літаків. Вони виконують функції астрономічних інструментів, забезпечуючи можливість спостерігати небесні об'єкти і збирати дані в умовах, близьких до космічних, завдяки тому, що вони перебувають вище атмосфери Землі. Телескопи на літаках є важливими інструментами в астрономічних дослідженнях, доповнюючи спостереження, що проводяться на земних телескопах та космічних обсерваторіях. Вони дозволяють астрономам здійснювати нові відкриття та збирати цінні дані про Всесвіт. Яскравим прикладом такого телескопа є SOFIA, стратосферна обсерваторія для астрономічних спостережень у інфрачервоному діапазоні[98].

Телескопи на повітряних кулях[ред. | ред. код]

Телескопи на повітряній кулі — це унікальні телескопи, які розташовані в стратосфері над поверхнею Землі.

Так, наприклад, телескоп для отримання зображень на повітряній кулі надвисокого тиску SuperBIT[99] — це телескоп, який працює не в космосі чи на землі, а в стратосфері на висоті 33,5 кілометрів над поверхнею нашої планети. Телескоп використовує гелій як паливо і має парашутну систему для повернення на Землю. Над проєктом працювали фахівці з Торонтського університету, Принстонського університету, Даремського університету та NASA[100]. Фінальні випробування SuperBIT були проведені у 2019 році, а вартість телескопа склала близько 5 мільйонів доларів[101].

Телескоп SuperBIT був запущений у стратосферу з Нової Зеландії за допомогою масивного стратостата[102]. Він розпочав свою роботу наприкінці квітня 2023 року; подорожуючи навколо південної півкулі нашої планети, здійснює спостереження Всесвіту і створює відповідні зображення. Телескоп працює вночі, а вдень  він заряджає свої сонячні батареї. Учені також планують використовувати SuperBIT для вимірювання гравітаційного лінзування і сподіваються зрозуміти природу темної матерії. Вони сподіваються, що телескоп допоможе їм визначити, чи можуть частинки темної матерії відштовхуватися одна від одної. Телескоп створить карту скупчень темної матерії, реєструючи викривлення світлових променів[103].

21 квітня 2023 року на офіційному сайті Торонтського університету опубліковані перші зображення, виконані телескопом SuperBIT, серед яких туманність Тарантул і зіткнення двох галактик[104].

Запуск нової космічної обсерваторії Extreme Universe Space Observatory 2 (EUSO-2) в рамках програми наукових аеростатів NASA було здійснено в ніч на 13 травня 2023 року (за київським часом) з новозеландського аеропорту Ванака (англ. Wanaka). Проте приблизно через добу після запуску в повітряній кулі надвисокого тиску (Super pressure balloon, SPB) сталася аномалія та раптово з'явився витік. Після його виявлення та безрезультатних спроб усунення проблеми команда приблизно через півтори доби після старту припинила місію над Тихим океаном. Аеростат ніс корисне навантаження космічної обсерваторії EUSO-2, яке було призначене для виявлення міжгалактичних частинок космічних променів надвисоких енергій, що проникають крізь атмосферу Землі. Походження цих типів частинок значною мірою до цього часу вислизає від дослідників. На жаль, EUSO-2 припинила місію, і нових запусків аналогічних повітряних куль в 2023 році NASA вже не планує[105].

Використання телескопів[ред. | ред. код]

Телескоп має три основні призначення:

  1. Збирати слабке випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф та ін.), що дозволяє побачити тьмяні об'єкти;
  2. Будувати у фокальній площині зображення об'єкта або певної ділянки неба, що дозволяє зафіксувати його;
  3. Розрізняти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані один від одного, що зливаються під час спостережень неозброєним оком.

Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло й будує зображення об'єкта або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм – трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу й забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (під час візуальних спостережень), то обов'язково потрібен окуляр, через який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. Для фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр не потрібен. Фотографічну пластинку, вхідну діафрагму електрофотометру, щілину спектрографа та ін. встановлюють безпосередньо поблизу фокальної площини телескопа[106].

Найбільші телескопи у світі[ред. | ред. код]

Рефрактори[ред. | ред. код]

Розташування й апертури найвідоміших телескопів-рефракторів:

Рефлектори[ред. | ред. код]

Космічні телескопи[ред. | ред. код]

Космічні телескопи[ред. | ред. код]

Атмосфера Землі пропускає випромінювання в оптичному (0,3-0,6 мкм), ближньому інфрачервоному (0,6-2 мкм) і радіо (1 мм-30 м) діапазонах. Однак зі зменшенням довжини хвилі прозорість атмосфери суттєво знижується, тому спостереження в ультрафіолетовому, рентгенівському і гамма-діапазонах можливо проводити лише з космосу[125]. Винятком є реєстрація гамма-випромінювання надвисоких енергій — тут підходять методи астрофізики космічних променів: високоенергійні гамма-фотони в атмосфері породжують вторинні електрони, які реєструються наземними установками з допомогою черенківського випромінювання[126]. Прикладом такого методу є телескоп CACTUS.

В інфрачервоному діапазоні також наявне значне поглинання в атмосфері, однак у межах 2-8 мкм є певна кількість вікон прозорості (як і в міліметровому діапазоні), які і дозволяють проводити спостереження. Крім того, оскільки більшість ліній поглинання в інфрачервоному діапазоні належить молекулам води, інфрачервоні спостереження проводяться в сухих районах Землі (зрозуміло, на тих довжинах хвиль, де утворюються вікна прозорості у зв'язку з відсутністю води). Прикладом такого розміщення телескопа може бути Південнополярний телескоп на Південному географічному полюсі, котрий працює в субміліметровому діапазоні[127].

В оптичному діапазоні атмосфера прозора, проте через релеївське розсіювання вона по-різному пропускає світло різної частоти, що призводить до викривлення спектру світил (спектр зміщується у червоний бік). До того ж атмосфера завжди неоднорідна, у ній постійно наявні течії (вітри), що призводить до викривлення зображення. Тому роздільна здатність земних телескопів обмежена приблизно однією кутовою секундою, незалежно від апертури телескопа. Цю проблему можна частково вирішити, застосувавши адаптивну оптику, що дозволяє суттєво знизити вплив атмосфери на якість зображення, і піднявши телескоп на значну висоту, де атмосфера більш розріджена, — в гори або в повітря за допомогою літака чи стратостата. Але найкращі результати отримують при розміщенні телескопів у космосі[128]. Поза межами земної атмосфери викривлення повністю відсутнє, тому максимальна роздільна здатність телескопа теоретично визначається лише дифракційною межею: φ=λ/D (кутова роздільна здатність у радіанах дорівнює відношенню довжини хвилі до лінійної апертури)[129]. Наприклад, теоретична роздільна здатність космічного телескопа із дзеркалом діаметром 2,4 метра (як у телескопа Хаббл) на довжині хвилі 555 нм становить 0,05 кутової секунди (реальна роздільна здатність Хаббла вдвічі гірша — 0,1 секунди, проте все одно краща, аніж у земних телескопів).

Виведення телескопа в космос дозволяє збільшити роздільну здатність і для радіотелескопів, але з іншої причини. Кожний радіотелескоп сам по собі має дуже малу роздільну здатність. Це пояснюється тим, що довжина радіохвиль значно більша, ніж у видимого світла, тому дифракційна межа набагато більша. Навіть попри те, що розмір радіотелескопа у десятки разів перевищує розмір оптичного телескопа. Наприклад, при апертурі 100 метрів (у світі існує лише два радіотелескопи таких розмірів) роздільна здатність на довжині хвилі 21 см (лінія нейтрального водню) становить усього 7 кутових мінут, а на довжині хвилі 3 см — 1 кутова мінута, що недостатньо для астрономічних досліджень (для порівняння, роздільна здатність людського ока — 1 мінута, видимий діаметр Місяця — 30 мінут). Однак, об'єднавши два радіотелескопи в радіоінтерферометр, можна значно підвищити роздільну здатність. Якщо відстань між двома радіотелескопами (так звана база радіоінтерферометра) дорівнює L, то кутова роздільна здатність визначається вже не за формулою , а . Наприклад, при L=4200 км і λ=21 см максимальна роздільна здатність становитиме приблизно одну соту кутової секунди. Однак для земних телескопів максимальна база не може перевищувати діаметр Землі. Якщо ж запустити один із телескопів у далекий космос, можна значно збільшити базу, а отже, і роздільну здатність. Наприклад, роздільна здатність радіоінтерферометра із космічного телескопа Радіоастрон під час роботи разом із земним радіотелескопом (база 390 тис. км) мала становити від 8 до 500 кутових мікросекунд залежно від довжини хвилі (1,2—92 см)[130][відсутнє в джерелі]. Для порівняння — під кутом 8 мкс видно об'єкт розміром 3 м на відстані Юпітера чи об'єкт розміром із Землю на відстані в 4,5 світлових роки, тобто приблизно як до системи Альфа Центавра.

Проєкти майбутніх великих телескопів[ред. | ред. код]

Докладніше: Список найбільших оптичних телескопів

Оптично-інфрачервоні телескопи нового покоління, спостереження на яких планують почати до 2030 року:

Відомі виробники телескопів[ред. | ред. код]

Список відомих виробників телескопів[134]

  • CELESTRON (США)
  • Meade (США)
  • SKY WATCHERS (Тайвань)
  • Orion (США)
  • Explore Scientific (США)
  • William Optics (Тайвань)

У культурі[ред. | ред. код]

Астрономія загалом широко представлена в культурі різних народів. Зокрема телескопи, як найбільш поширений астрономічний прилад, трапляються в кінематографі, літературі, музиці, іграх і архітектурі[135]. Серед витворів мистецтва різних типів, у яких наявні телескопи у вигляді зображень, предметів, які використовують головні герої, тощо[135]:

Окремий факт зв'язку телескопів з місцевою культурою пов'язаний з будівництвом одного з найбільших телескопів у світі. Починаючи з 2014 року, релігійні переконання місцевих мешканців Гаваїв спричинили конфлікт інтересів з астрономами та інженерами, які почали будівництво Тридцятиметрового телескопу на горі Мауна-Кеа[136]. Цей сплячий вулкан займає важливе місце в культурі Гаваїв: вважається, що саме там зустрілися бог неба Вакеа та богиня землі Папа Ханау Моку, внаслідок чого виникли і ці острови[137]. Незважаючи на те, що функціонування інших телескопів обсерваторії Мауна-Кеа приносить додатковий прибуток в економіку регіону, місцеві мешканці розпочали довготривалу серію протестів проти будівництва саме цього телескопу[136][137].

Телескопи поза електромагнітним спектром[ред. | ред. код]

Нейтринні телескопи[ред. | ред. код]

Нейтринні телескопи призначені для спостереження астрономічних об'єктів за допомогою нейтринних детекторів у спеціальних обсерваторіях[138]. Вони складаються з сотень і тисяч оптичних модулів, розподілених у великому об'ємі. Нейтрино утворюються в результаті певних видів радіоактивного розпаду, ядерних реакцій, таких як ті, що відбуваються на Сонці, астрофізичних явищ високих енергій, в ядерних реакторах, або коли космічні промені потрапляють на атоми в атмосфері. Оскільки нейтрино взаємодіють слабо, детектори нейтрино повинні мати велику масу мішені (часто тисячі тонн). Детектори також повинні використовувати екранування та ефективне програмне забезпечення для видалення фонового сигналу[139][140].

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ до 1/8 довжини світлової хвилі (0,07 мікрона для візуальних променів)
  2. ↑ Як декоративні елементи іноді використовуються не звичайні телескопи, а декоративні.

Джерела[ред. | ред. код]

  1. ↑ Що таке ТЕЛЕСКОП - УСЕ (Універсальний словник-енциклопедія) - Словники - Словопедія. slovopedia.org.ua. Процитовано 7 січня 2024.
  2. ↑ The Gallileo Project. The Telescope. (англ.)
  3. ↑ The history of the telescope Henry C. King, Harold Spencer Jones Publisher Courier Dover Publications ISBN 0-486-43265-3, ISBN 978-0-486-43265-6
  4. ↑ Lovell, D. J.; 'Optical anecdotes', pp.40-41
  5. ↑ Wilson, Ray N.; 'Reflecting Telescope Optics: Basic design theory and its historical development', p.14.
  6. ↑ «Inventor Biographies — Jean-Bernard-Léon Foucault Biography (1819—1868)» [Архівовано 22 травня 2012 у Wayback Machine.]. madehow.com. Retrieved 2013-08-01.
  7. ↑ «Bakich sample pages Chapter 2» (PDF). p. 3. Retrieved 2013-08-01. «John Donavan Strong, a young physicist at the California Institute of Technology, was one of the first to coat a mirror with aluminum. He did it by thermal vacuum evaporation. The first mirror he aluminized, in 1932, is the earliest known example of a telescope mirror coated by this technique.»
  8. ↑ а б в Ф.Ю. Зігель (1985). Астрономи спостерігають. Наука.
  9. ↑ а б в г А.А. Токовинина (1986). Орбітальні і оптичні телескопи. Журнал «Космонавтика й астрономія».
  10. ↑ а б В.Л. Гінзбург (1970). Сучасна астрофізика. «Наука».
  11. ↑ A Cosmic Journey: A History of Scientific Cosmology. history.aip.org. Процитовано 7 січня 2024.
  12. ↑ Harrington, Phil (27 липня 2021). Explore how telescope mirrors are made. Astronomy Magazine (амер.). Процитовано 7 січня 2024.
  13. ↑ Jansky, K.G. (1933-10). Electrical Disturbances Apparently of Extraterrestrial Origin. Proceedings of the IRE. Т. 21, № 10. с. 1387—1398. doi:10.1109/JRPROC.1933.227458. ISSN 0096-8390. Процитовано 7 січня 2024.
  14. ↑ Karl Jansky Summary (англ.).
  15. ↑ The Proton 1 & 2 satellite missions. web.archive.org. 23 січня 2022. Архів оригіналу за 23 січня 2022. Процитовано 7 січня 2024.
  16. ↑ NASA - NSSDCA - Spacecraft - Details. web.archive.org. Архів оригіналу за 10 серпня 2018. Процитовано 7 січня 2024.
  17. ↑ The Uhuru Satellite. web.archive.org. 15 травня 2019. Архів оригіналу за 15 травня 2019. Процитовано 7 січня 2024.
  18. ↑ Orbiting Astronomical Observatory (OAO). web.archive.org. 4 лютого 2012. Архів оригіналу за 4 лютого 2012. Процитовано 7 січня 2024.
  19. ↑ Orbiting Astronomical Observatory OAO-2. web.archive.org. 2 жовтня 2016. Архів оригіналу за 2 жовтня 2016. Процитовано 7 січня 2024.
  20. ↑ Taylor, F. Sherwood (1949-07). The Naming of the Telescope. Nature (англ.). Т. 164, № 4158. с. 46—46. doi:10.1038/164046a0. ISSN 1476-4687. Процитовано 7 січня 2024.
  21. ↑ Далекогляд // Словарь української мови : в 4 т. / за ред. Бориса Грінченка. — К. : Кіевская старина, 1907—1909.
  22. ↑ https://ra.vnu.edu.ua/wp-content/uploads/2018/06/Bogush-dysertatsiya.pdf "Українська астрономічна термінологія кінця ХІХ — першої третини ХХ століття: ґенеза, структура, системна організація". Дисертація на здобуття наукового ступеня кандидата філологічних наук. Науковий керівник Процик Ірина Романівна, кандидат філологічних наук, доцент
  23. ↑ а б за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь (2003). Астрономічний енциклопедичний словник (PDF). Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка. с. 402.
  24. ↑ а б Telescope - Reflecting, Astronomy, Optics. Britannica (англ.). Процитовано 22 жовтня 2023.
  25. ↑ Cassegrain Telescopes - an overview | ScienceDirect Topics. www.sciencedirect.com. Процитовано 15 жовтня 2023.
  26. ↑ Cassegrain reflector | Optical Telescope, Reflective Optics, Parabolic Mirror. Britannica (англ.). Процитовано 15 жовтня 2023.
  27. ↑ а б в г д Г. З. Бутенко (2005). Оптичні телескопи ХХІ століття. Астрономічний календар. с. 204—208. Процитовано 12 серпня 2023.
  28. ↑ A biographical dictionary of eminent Scotsmen - Robert Chambers - Google Книги. web.archive.org. 21 квітня 2022. Архів оригіналу за 21 квітня 2022. Процитовано 16 січня 2024.
  29. ↑ Baker, James (1969-03). On Improving the Effectiveness of Large Telescopes. IEEE Transactions on Aerospace and Electronic Systems. Т. AES-5, № 2. с. 261—272. doi:10.1109/TAES.1969.309914. ISSN 0018-9251. Процитовано 16 січня 2024.
  30. ↑ Paul-Baker and other three-mirror anastigmatic aplanats. www.telescope-optics.net. Процитовано 16 січня 2024.
  31. ↑ Contreras, James W.; Lightsey, Paul A. (22 жовтня 2004). Sasian, Jose M. (ред.). Optical design and analysis of the James Webb Space Telescope: optical telescope element. с. 30. doi:10.1117/12.559871. Процитовано 16 січня 2024.
  32. ↑ Pasquale, Bert A.; Casey, Thomas M.; Marx, Catherine T.; Gao, Guangjun; Armani, Nerses V.; Content, David A.; Hagopian, John G.; Jurling, Alden S.; Jackson, Clifton E. (17 вересня 2018). Johnson, R. Barry (ред.). Optical design and predicted performance of the WFIRST phase-b imaging optics assembly and wide field instrument. SPIE. с. 18. doi:10.1117/12.2325859. ISBN 978-1-5106-2061-2. Процитовано 16 січня 2024.
  33. ↑ Telescope – Euclid Consortium (en-GB) . Процитовано 16 січня 2024.
  34. ↑ а б М. В. Головко, І. П. Крячко (2018). АСТРОНОМІЯ Навчальний посібник для профільної школи (PDF). м. Київ: "КОНВІ ПРІНТ". с. 69. ISBN 978-617-7724-24-6.
  35. ↑ Galileo and the Telescope | Modeling the Cosmos | Articles and Essays | Finding Our Place in the Cosmos: From Galileo to Sagan and Beyond | Digital Collections | Library of Congress. Library of Congress, Washington, D.C. 20540 USA. Процитовано 15 жовтня 2023.
  36. ↑ Galilean telescope | Optics, Astronomy, Astronomer | Britannica. www.britannica.com (англ.). Процитовано 15 жовтня 2023.
  37. ↑ The The Galileo Project. The Telescope (англійською мовою) .
  38. ↑ King, Henry C. (2003). The history of the telescope. Mineola, NY: Dover Publications. ISBN 978-0-486-43265-6.
  39. ↑ Andrade, E. N. Da C. (1948-09). Christian Huygens and the Development of Science in the Seventeenth Century. Nature (англ.). Т. 162, № 4117. с. 472—473. doi:10.1038/162472a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 13 серпня 2023.
  40. ↑ Tethys (moon) (англійською мовою) .
  41. ↑ James Bradley (англійською мовою) .
  42. ↑ Moore, P, The Mapping of Venus. BRITISH ASTRON. ASSOC. JOURNAL V. 95, NO.2/FEB, P. 50, 1985.
  43. ↑ а б Huygens Aerial telescope, Leiden.
  44. ↑ Abrahams, P. (1 грудня 2004). The Mount Wilson Optical Shop during the Second World War. Т. 205. с. 02.01. Процитовано 13 серпня 2023.
  45. ↑ Dmitri Maksutov. web.archive.org. 22 лютого 2012. Архів оригіналу за 22 лютого 2012. Процитовано 13 серпня 2023.
  46. ↑ Tucker, Scott (29 лютого 2020). Schmidt-Newtonian. Starizona (англ.). Процитовано 22 жовтня 2023.
  47. ↑ Schmidt-Newton telescope. www.telescope-optics.net. Процитовано 13 серпня 2023.
  48. ↑ The Novosibirsk TAL 200K Klevtsov Cassegrain - Ritchey-Chretiens, Dall-Kirkhams, and Other Designs. Cloudy Nights (англ.). Процитовано 13 серпня 2023.
  49. ↑ Geometric Optics. A Modern Course in University Physics—Optics, thermal & modern physics. 2023.
  50. ↑ Refraction and Dispersion of Light.
  51. ↑ GEOMETRIC OPTICS AND IMAGE FORMATION (PDF). This OpenStax book is available for free at http://cnx.org/content/col12067/1.9.
  52. ↑ Spherical Mirrors. farside.ph.utexas.edu. Процитовано 22 жовтня 2023.
  53. ↑ SPACE OBSERVATORY TO STUDY THE FAR, THE COLD AND THE DUSTY, NASA press kit, 2003
  54. ↑ Braga, João; D’Amico, Flavio; Avila, Manuel A. C.; Penacchioni, Ana V.; Sacahui, J. Rodrigo; Santiago, Valdivino A. de; Mattiello-Francisco, Fátima; Strauss, Cesar; Fialho, Márcio A. A. (1 серпня 2015). The protoMIRAX hard X-ray imaging balloon experiment. Astronomy & Astrophysics (англ.). 580: A108. arXiv:1505.06631. Bibcode:2015A&A...580A.108B. doi:10.1051/0004-6361/201526343. ISSN 0004-6361.
  55. ↑ Brett Tingley (13 липня 2022). Balloon-borne telescope lifts off to study black holes and neutron stars. Space.com (англ.). Процитовано 20 серпня 2022.
  56. ↑ Atwood, W. B.; Abdo, A. A.; Ackermann, M.; Althouse, W.; Anderson, B.; Axelsson, M.; Baldini, L.; Ballet, J.; Band, D. L. (1 червня 2009). The Large Area Telescope on Thefermi Gamma-Ray Space Telescopemission. The Astrophysical Journal. 697 (2): 1071—1102. arXiv:0902.1089. Bibcode:2009ApJ...697.1071A. doi:10.1088/0004-637X/697/2/1071. ISSN 0004-637X.
  57. ↑ Ackermann, M.; Ajello, M.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Bastieri, D.; Bellazzini, R.; Bissaldi, E.; Bloom, E. D. (13 липня 2017). Search for Extended Sources in the Galactic Plane Using Six Years ofFermi-Large Area Telescope Pass 8 Data above 10 GeV. The Astrophysical Journal (англ.). 843 (2): 139. arXiv:1702.00476. Bibcode:2017ApJ...843..139A. doi:10.3847/1538-4357/aa775a. ISSN 1538-4357.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  58. ↑ Krennrich, F.; Bond, I. H.; Boyle, P. J.; Bradbury, S. M.; Buckley, J. H.; Carter-Lewis, D.; Celik, O.; Cui, W.; Daniel, M. (1 квітня 2004). VERITAS: the Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System. New Astronomy Reviews. 2nd VERITAS Symposium on the Astrophysics of Extragalactic Sources (англ.). 48 (5): 345—349. Bibcode:2004NewAR..48..345K. doi:10.1016/j.newar.2003.12.050. ISSN 1387-6473. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)
  59. ↑ Weekes, T. C.; Cawley, M. F.; Fegan, D. J.; Gibbs, K. G.; Hillas, A. M.; Kowk, P. W.; Lamb, R. C.; Lewis, D. A.; Macomb, D. (1 липня 1989). Observation of TeV Gamma Rays from the Crab Nebula Using the Atmospheric Cerenkov Imaging Technique. The Astrophysical Journal. 342: 379. Bibcode:1989ApJ...342..379W. doi:10.1086/167599. ISSN 0004-637X.
  60. ↑ Wolter, H. (1952), Glancing Incidence Mirror Systems as Imaging Optics for X-rays, Annalen der Physik, 10 (1): 94—114, Bibcode:1952AnP...445...94W, doi:10.1002/andp.19524450108.
  61. ↑ Wolter, H. (1952), Verallgemeinerte Schwarzschildsche Spiegelsysteme streifender Reflexion als Optiken für Röntgenstrahlen, Annalen der Physik, 10 (4–5): 286—295, Bibcode:1952AnP...445..286W, doi:10.1002/andp.19524450410.
  62. ↑ Giacconi, R.; Branduardi, G.; Briel, U.; Epstein, A.; Fabricant, D.; Feigelson, E.; Forman, W.; Gorenstein, P.; Grindlay, J. (June 1979). The Einstein /HEAO 2/ X-ray Observatory. The Astrophysical Journal (англ.). 230: 540. Bibcode:1979ApJ...230..540G. doi:10.1086/157110. ISSN 0004-637X.
  63. ↑ DLR - About the ROSAT mission. DLRARTICLE DLR Portal (англ.). Архів оригіналу за 16 серпня 2022. Процитовано 20 серпня 2022.
  64. ↑ Schwartz, Daniel A. (1 серпня 2004). The development and scientific impact of the chandra x-ray observatory. International Journal of Modern Physics D. 13 (7): 1239—1247. arXiv:astro-ph/0402275. Bibcode:2004IJMPD..13.1239S. doi:10.1142/S0218271804005377. ISSN 0218-2718.
  65. ↑ Madejski, Greg (2006). Recent and Future Observations in the X‐ray and Gamma‐ray Bands: Chandra, Suzaku, GLAST, and NuSTAR. AIP Conference Proceedings. 801 (1): 21—30. arXiv:astro-ph/0512012. Bibcode:2005AIPC..801...21M. doi:10.1063/1.2141828. ISSN 0094-243X.
  66. ↑ NuStar: Instrumentation: Optics. Архів оригіналу за 1 November 2010.
  67. ↑ Hailey, Charles J.; An, HongJun; Blaedel, Kenneth L.; Brejnholt, Nicolai F.; Christensen, Finn E.; Craig, William W.; Decker, Todd A.; Doll, Melanie; Gum, Jeff (29 липня 2010). The Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR): optics overview and current status. Space Telescopes and Instrumentation 2010: Ultraviolet to Gamma Ray. SPIE. 7732: 197—209. Bibcode:2010SPIE.7732E..0TH. doi:10.1117/12.857654.
  68. ↑ Allen, C. W. (2000). Allen's astrophysical quantities (вид. 4th). New York: AIP Press. ISBN 0-387-98746-0. OCLC 40473741.
  69. ↑ Ortiz, Roberto; Guerrero, Martín A. (28 червня 2016). Ultraviolet emission from main-sequence companions of AGB stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 461 (3): 3036—3046. doi:10.1093/mnras/stw1547. ISSN 0035-8711.
  70. ↑ Optical telescope. Academic Dictionaries and Encyclopedias (англ.). Процитовано 22 жовтня 2023.
  71. ↑ Read "Ground-Based Astronomy: A Ten-Year Program" at NAP.edu (англ.).
  72. ↑ Телескоп оптичний // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 471. — ISBN 966-613-263-X.
  73. ↑ King, Henry C. (1 січня 2003). The History of the Telescope (англ.). Courier Corporation. ISBN 978-0-486-43265-6.
  74. ↑ What is infrared light? – Herschel Space Observatory (en-GB) . Процитовано 15 жовтня 2023.
  75. ↑ Samuel Pierpont Langley. earthobservatory.nasa.gov (англ.). 3 травня 2000. Процитовано 15 жовтня 2023.
  76. ↑ Eclipse Vicissitudes: Thomas Edison and the Chickens. American Scientist (англ.). 6 лютого 2017. Процитовано 15 жовтня 2023.
  77. ↑ Detectors, Infra-red, Ektron | National Air and Space Museum. airandspace.si.edu (англ.). Процитовано 15 жовтня 2023.
  78. ↑ Timeline [Шаблон:Webarchive:помилка: Перевірте аргументи |url= value. Порожньо.] Caltech
  79. ↑ Ask An Infrared Astronomer: Infrared Telescopes. coolcosmos.ipac.caltech.edu. Архів оригіналу за 25 листопада 2003.
  80. ↑ Infrared telescope | Space Exploration, Light Detection & Imaging. Britannica (англ.). Процитовано 15 жовтня 2023.
  81. ↑ Timeline [Шаблон:Webarchive:помилка: Перевірте аргументи |url= value. Порожньо.] Caltech
  82. ↑ Hamilton, J. (2010, July 2) NASA's flying telescope sees early success. National Public Radio. Retrieved from https://www.npr.org/2010/07/02/128015118/nasas-flying-telescope-sees-early-success
  83. ↑ Timeline [Шаблон:Webarchive:помилка: Перевірте аргументи |url= value. Порожньо.] Caltech
  84. ↑ Griggs, B. (2009, December 14) NASA launches infrared telescope to scan entire sky. Cable News Network. Retrieved from http://www.cnn.com/2009/TECH/space/12/14/wise.spacecraft.launch/index.html
  85. ↑ Verschuur, Gerrit (2007). The Invisible Universe: The Story of Radio Astronomy (вид. 2). Springer Science & Business Media. с. 8—10. ISBN 978-0387683607.
  86. ↑ Britannica Concise Encyclopedia. Encyclopædia Britannica, Inc. 2008. с. 1583. ISBN 978-1593394929.
  87. ↑ Marr, Jonathan M.; Snell, Ronald L.; Kurtz, Stanley E. (2015). Fundamentals of Radio Astronomy: Observational Methods. CRC Press. с. 21—24. ISBN 978-1498770194.
  88. ↑ Observatories Across the Electromagnetic Spectrum. imagine.gsfc.nasa.gov. Процитовано 23 серпня 2023.
  89. ↑ Bill Keel's Lecture Notes - Astronomical Techniques - Telescope Mountings. web.archive.org. 26 січня 2021. Архів оригіналу за 26 січня 2021. Процитовано 13 серпня 2023.
  90. ↑ Inozemtseva, O. I.; Kapitonov, Yu A. (1 липня 1964). Azimuthal telescope for the investigation of variations of cosmic rays in dependence on the incident direction of the primary radiation (англ.). Процитовано 13 серпня 2023.
  91. ↑ Alt-Azimuth Mounts - an overview | ScienceDirect Topics. www.sciencedirect.com. Процитовано 15 жовтня 2023.
  92. ↑ Л.И.Снежко. Проект БТА: исследование, состояние и перспективы. на сайте Службы эксплуатации комплекса БТА. Архів оригіналу за 30 червня 2013. Процитовано 31 серпня 2010.(рос.)
  93. ↑ Altazimuth Mount. Academic Accelerator.
  94. ↑ Mounting your telescope – British Astronomical Association (en-GB) . Процитовано 15 жовтня 2023.
  95. ↑ ESO - The VLT Adapter-Rotators. www.eso.org. Процитовано 15 жовтня 2023.
  96. ↑ Использование экваториальной монтировки
  97. ↑ A Guide to Choosing an Equatorial Telescope Mount. Nature TTL.
  98. ↑ Lee (20 листопада 2020). Can You Carry a Telescope on a Plane?. Backyard Stargazers (амер.). Процитовано 13 серпня 2023.
  99. ↑ Welcome to SuperBIT — SuperBIT - Balloon-borne Imaging Telescope. sites.physics.utoronto.ca. Процитовано 15 жовтня 2023.
  100. ↑ published, Stefanie Waldek (11 липня 2022). A NASA telescope aboard a high-altitude balloon will float over the South Pole to study a 'star-killer'. Space.com (англ.). Процитовано 15 жовтня 2023.
  101. ↑ Hill, Samantha (2 травня 2023). First image from new balloon-based telescope revealed | Astronomy.com. Astronomy Magazine (амер.). Процитовано 15 жовтня 2023.
  102. ↑ SuperBIT – Super Pressure Balloon. blogs.nasa.gov (амер.). 25 травня 2023. Процитовано 15 жовтня 2023.
  103. ↑ Унікальний телескоп SuperBIT зробив приголомшливі фото туманності Тарантула і зіткнення галактик. // Автор: Михайло Года. 25.04.2023, 20:19
  104. ↑ First space images captured by balloon-borne telescope. April 21, 2023
  105. ↑ Науковий аеростат NASA впав у Тихий океан внаслідок аномалії. // Svitlana Anisimova. 16.05.2023
  106. ↑ І. Mokhun; Yu. Viktorovska; Yu. Galushko (2022). OPTICAL APPROACHES IN INFORMATION TECHNOLOGY (PDF). Chernivtsi National University.
  107. ↑ Barnard, E. E. (1917). Focal length of the 40-inch telescope of the Yerkes Observatory. The Astronomical Journal. 31: 24. Bibcode:1917AJ.....31...24B. doi:10.1086/104239.
  108. ↑ UC Observatories. web.archive.org. 6 травня 2021. Архів оригіналу за 6 травня 2021. Процитовано 13 серпня 2023.
  109. ↑ Veron, Philippe (2003). L'équatorial de la tour de l'est de l'observatoire de Paris / The Paris Observatory's eastern tower's equatorial refracting telescope. Revue d'histoire des sciences. Т. 56, № 1. с. 191—220. doi:10.3406/rhs.2003.2179. Процитовано 13 серпня 2023.
  110. ↑ Observatoire de la Côte d'Azur. web.archive.org. 3 грудня 2007. Архів оригіналу за 3 грудня 2007. Процитовано 13 серпня 2023.
  111. ↑ Förderverein AStW und ZGP Berlin e. V. www.astw.de. Процитовано 13 серпня 2023.
  112. ↑ Wayback Machine. web.archive.org. 14 лютого 2007. Архів оригіналу за 14 лютого 2007. Процитовано 13 серпня 2023.
  113. ↑ StarrySkiesShop. StarrySkiesShop (англ.). Процитовано 13 серпня 2023.
  114. ↑ Griffith Observatory - Southern California’s gateway to the cosmos!. Griffith Observatory. Процитовано 13 серпня 2023.
  115. ↑ а б information@eso.org. ELT. ESO (англ.). Процитовано 13 серпня 2023.
  116. ↑ W. M. Keck Observatory – The Keck Observatory telescopes on Maunakea in Hawaii, are the world’s largest optical and infrared telescopes. Keck Observatory's vision is to advance the frontiers of astronomy and share our discoveries with the world. Процитовано 13 серпня 2023.
  117. ↑ information@eso.org. Very Large Telescope. www.eso.org (англ.). Процитовано 13 серпня 2023.
  118. ↑ Создание Большого. w0.sao.ru. Процитовано 13 серпня 2023.
  119. ↑ Южные Ночи. web.archive.org. 10 червня 2010. Архів оригіналу за 10 червня 2010. Процитовано 13 серпня 2023.
  120. ↑ Agency, Canadian Space (18 лютого 2011). James Webb Space Telescope: What’s New?. Canadian Space Agency. Процитовано 13 серпня 2023.
  121. ↑ ESA Portal - Herschel’s daring test: a glimpse of things to come. web.archive.org. 22 червня 2009. Архів оригіналу за 22 червня 2009. Процитовано 13 серпня 2023.
  122. ↑ Belleville, Michelle (24 вересня 2019). Hubble Space Telescope. NASA. Процитовано 13 серпня 2023.
  123. ↑ Johnson, Michele (31 березня 2015). Kepler and K2 Missions. NASA. Процитовано 13 серпня 2023.
  124. ↑ Cosmos Home - Cosmos. www.cosmos.esa.int. Процитовано 13 серпня 2023.
  125. ↑ Rapti, A. S. (1 січня 2000). Atmospheric transparency, atmospheric turbidity and climatic parameters. Solar Energy. Т. 69, № 2. с. 99—111. doi:10.1016/S0038-092X(00)00053-0. ISSN 0038-092X. Процитовано 15 жовтня 2023.
  126. ↑ Mirzoyan, Razmik (2022-04). Technological Novelties of Ground-Based Very High Energy Gamma-Ray Astrophysics with the Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes. Universe (англ.). Т. 8, № 4. с. 219. doi:10.3390/universe8040219. ISSN 2218-1997. Процитовано 15 жовтня 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  127. ↑ The South Pole Is a Great Place to View Space. Science (англ.). 20 березня 2014. Процитовано 15 жовтня 2023.
  128. ↑ Why a Telescope in Space? - NASA Science. science.nasa.gov (англ.). Процитовано 15 жовтня 2023.
  129. ↑ Wang, Changtao; Tang, Dongliang; Wang, Yanqin; Zhao, Zeyu; Wang, Jiong; Pu, Mingbo; Zhang, Yudong; Yan, Wei; Gao, Ping (18 грудня 2015). Super-resolution optical telescopes with local light diffraction shrinkage. Scientific Reports (англ.). Т. 5, № 1. с. 18485. doi:10.1038/srep18485. ISSN 2045-2322. Процитовано 15 жовтня 2023.
  130. ↑ CSIRO. What is radio astronomy?. www.csiro.au (англ.). Процитовано 15 жовтня 2023.
  131. ↑ TMT International Observatory. TIO. Процитовано 13 серпня 2023.
  132. ↑ Giant Magellan Telescope. Giant Magellan Telescope (амер.). Процитовано 13 серпня 2023.
  133. ↑ See the Universe in action. rubinobservatory.org (амер.). Процитовано 13 серпня 2023.
  134. ↑ Astronomy, Go. All Telescope Brands | 2023 List | GO ASTRONOMY. Go-Astronomy.com (амер.). Процитовано 23 жовтня 2023.
  135. ↑ а б Telescopes In Popular Culture - Telescopemaster (nl-NL) . 21 серпня 2023. Процитовано 9 січня 2024.
  136. ↑ а б Magazine, Smithsonian; Herman, Doug. The Heart of the Hawaiian Peoples' Arguments Against the Telescope on Mauna Kea. Smithsonian Magazine (англ.). Процитовано 9 січня 2024.
  137. ↑ а б Murray, Meghan Miner (22 липня 2019). Why Are Native Hawaiians Protesting Against a Telescope?. The New York Times (амер.). ISSN 0362-4331. Процитовано 9 січня 2024.
  138. ↑ published, Tanya Lewis (20 січня 2014). Neutrino Telescopes Launch New Era of Astronomy. Space.com (англ.). Процитовано 18 лютого 2024.
  139. ↑ Anonymous (12 березня 2020). Neutrino Detectors for National Security. Physics (англ.). Т. 13. с. 36. Процитовано 18 лютого 2024.
  140. ↑ Palladino, Andrea; Spurio, Maurizio; Vissani, Francesco (10 лютого 2020). Neutrino telescopes and high-energy cosmic neutrinos. Universe. Т. 6, № 2. с. 30. doi:10.3390/universe6020030. ISSN 2218-1997. Процитовано 18 лютого 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Телескоп
Ця стаття належить до добрих статей української Вікіпедії.
Ця стаття є кандидатом у вибрані статті. Обговорення номінації відбувається на сторінці пропозицій.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Телескоп&oldid=42334442