Реферат: Принцип работы и назначение телескопа

МУНИЦИПАЛЬНАЯ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНАЯСРЕДНЯЯ ШКОЛА №6

Реферат

на тему:

«Принцип работы и назначение телескопа»

Проверила:

Малахова Галина Николаевна

Выполнил:

Ученик 11 «Б» класса

Виталий Фомин

СтарыйОскол 2001 г.

Содержание:

1. Из историисоздания первых телескопов

2.Создание рефракторов

3.Создание рефлекторов

4.Зеркально-линзовые системы телескопов

5.Радиотелескопы

6.Возможности радиотелескопов

7.Приложение

8.Список литературы

Из истории создания первыхтелескопов

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 XIII века, в одном из своих трактатовутверждал, что он изобрел такую комбинацию линз, с помощью которой удаленныепредметы на расстоянии кажутся близкими.

Так ли это было в действительности – неизвестно.Бесспорно, однако, что в самом начале XVII века в Голландии почти одновременно об изобретении подзорнойтрубы заявили три оптика: Липерсчей, Меунус, Янсен. Как бы там ни было, к концу1608 года первые подзорные трубы были изготовлены и слухи об этих новыхоптических приборах быстро 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 было невозможно. Луна, испещреннаягорами и долинами, оказалась миром, сходным хотя бы по рельефу с Землей.Юпитер, предстал перед глазами изумленного Галилея крошечным диском, вокругкоторого вращались четыре необычные звездочки – его спутники. При наблюдении втелескоп планета Венера оказалась похожа на маленькую Луну. Она меняла своифазы, что свидетельствовало об ее обращении вокруг Солнца. На самом Солнце(поместив перед глазами темное стекло) ученый увидел черные пятна, опровергнувтем самым общепринятое учение Аристотеля о «неприкосновенной чистоте небес».Эти пятна смещались по отношению к краю Солнца, из чего сделал правильный выводо 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,называетсяОбъективом,а линза В, к которойприкладывает свой глаз наблюдатель – Окуляр. Если линза толще посередине,чем на краях, она называется Собирающей или Положительной, впротивном случае – Рассеивающей или Отрицательной.В телескопе Галилея объективом служила плоско — выпуклая линза, а окуляром –плоско – вогнутая. По существу, галилеевский телескоп был прообразомсовременного театрального бинокля, в котором использовались двояковыпуклые идвояковогнутые линзы. В телескопе Кеплера и объектив, и окуляр былиположительными двояковыпуклыми линзами.

Представим себе простейшую двояковыпуклую линзу,сферические поверхности которой имеют одинаковую кривизну. Прямая, соединяющаяцентры этих поверхностей, называется Оптической осью линзы. Если на такуюлинзу попадают лучи, идущие параллельно оптической оси, они, преломляясь влинзе, собираются в точке оптической оси, называемой Фокусом линзы. Расстояниеот центра линзы до её фокуса называют фокусным расстоянием. Чем больше кривизнаповерхностей собирающей линзы, тем меньше фокусное расстояние. В фокусе такойлинзы всегда получается действительное изображение 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 мнимое изображение. На (рис. 1)показан ход лучей в галилеевском телескопе. Так как небесные светила,практически говоря, находятся «в бесконечности», то изображения их получаются вфокальнойплоскости, т.е. в плоскости, проходящей через фокус F и перпендикулярнойоптической оси. Между фокусом и объективом Галилей поместил рассеивающую линзу,которая давала мнимое, прямое и увеличенное изображениеMN. Главнымнедостатком галилеевского телескопа было очень малое поле зрения (так называютугловой поперечник кружка тела, видимого в телескоп). Из-за этого наводитьтелескоп на небесное 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 получаетсядействительное, увеличенное и перевернутое. Последнееобстоятельство 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 выходным зрачком. В сущности,выходной зрачок – это изображение объектива, создаваемое окуляром. Можнодоказать, что увеличение телескопа равно отношению фокусного расстоянияобъектива к фокусному расстоянию окуляра. Казалось бы, увеличивая фокусноерасстояние объектива и уменьшая фокусное расстояние окуляра, можно достичьлюбых увеличений. Теоретически это так, но практически всё выглядит иначе.Во-первых, чем больше употребляемое в телескопе увеличение, тем меньше его полезрения. Во-вторых, с ростом увеличения становятся все заметнее движения воздухаНеоднородные воздушные струи размазывают, портят изображение и иногда то, чтовидно при малых увеличениях, пропадает для больших. Наконец, чем большеувеличение, тем бледнее, тускнее изображение небесного светила (например,Луны). Иначе говоря, с ростом увеличения хотя и видно больше подробностей наЛуне, Солнце и планетах, но зато уменьшается поверхностная яркость ихизображений. Есть и другие препятствия, мешающие применять очень большиеувеличения (например, в тысячи и десятки тысяч раз). Приходится находитьнекоторый оптимум, и потому даже в современных телескопах увеличения непревосходят 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 звезды кажутсянебольшими 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 свою карьеру оптика с изготовления очков и примитивныхрефракторов с картонными тубусами. Однажды ему удалось увидеть английский«доллонд», и Гинан решил сам научиться изготовлять такие рефракторы. В течениесеми лет он пробовал самостоятельно отливать оптические стекла, однако поначалууспеха не имел. Но Гинан был человеком очень настойчивым, и неудачи толькоподстрекали его к новым опытам. Он построил новую большую плавильную печь, вкоторой можно было плавить до 80 кг стекла. На это ушли почти все его средства,и много лет его семье пришлось жить впроголодь. В конце концов, упорство быловознаграждено. В 1799 году Гинану удалось отлить несколько отличных дисковпоперечником от 10 до 15 см – успех по тем временам неслыханный. В 1814 г.Гинан изобрел остроумный способ для уничтожения струйчатого строения встеклянных болванках: отлитые заготовки распиливались и, после удаления брака,снова спаивались. Тем самым, открывая путь к созданию крупных объективов. Наконец Гинану удалосьотлить диск диаметром 18 дюймов(45 см.), который в 1823 году французский оптикКошуа отшлифовал для Дублинской обсерватории. Это был последний успех Пьера Гинана. Над дальнейшей разработкой рефракторовработал знаменитый американский оптик Альван Кларк. Объективы изготовлялись вамериканском Кембридже, причем испытание их оптических качеств производилось наискусственной звезде в тоннеле длиной 70м. Уже к 1853 году Альван Кларк достигзначительных успехов: в изготовленные им рефракторы удалось наблюдать ряднеизвестных ранее двойных звезд.

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 в театральномбинокле). При рассматривании земных предметов это удобно, а при наблюдениинебесных тел – безразлично. Так как эллипсоидальное зеркало как бы удлиняетфокусное расстояние телескопа, в рефлекторах Грегори при прочих равных условияхможно применять большие увеличения, чем в рефлекторах Ньютона. Кроме того,наблюдатель смотрит на небесный объект прямо, что при наведении на светилопредставляет 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 некоторых астрофизических 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 зеркальных телескопов. Их трубы открыты, и токи воздухавнутри трубы создают неоднородности, портящие изображение. Отражающиеповерхности зеркал сравнительно быстро тускнеют и нуждаются в восстановлении.Для отличных изображений требуется почти идеальная форма зеркал, что трудноисполнить, так как в процессе работы форма зеркал слегка меняется отмеханических нагрузок и колебаний температуры. И все-таки рефлекторы оказалисьнаиболее перспективным видом 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. Центральнаячасть мениска посеребрена и используется как второе отражающее зеркало всистеме Кассенгрена. Из-за этого максутовские телескопы получаются относительнокороткими, компактными, удобными в обращении. В инструментах такого типа можноиспользовать 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 некоторую энергию. Поэтому, попадая наоблучатель, они возбуждают в этом металлическом проводнике упорядоченноеперемещение электронов или, иначе говоря, электрический ток. Радиоволны сневообразимо большой скоростью «набегают» на облучатель. Поэтому в облучателевозникает быстропеременный электрический ток. От облучателя к радиоприемнику электрический ток передаетсяпо волноводам – специальным проводникам, имеющим форму полых трубок. Космическиерадиоволны, или точнее, возбужденные ими электрические токи поступают врадиоприемник. К приемнику радио телескопа присоединяют специальный самопишущийприбор, который регистрирует поток радиоволн определенной длины. Урадиотелескопов 2 типа установок: одни из них могут двигаться только вокругвертикальной или горизонтальной осей, другие снабжены параллактическойустановкой. Установки имеют очень важное значение: как можно точнее нацелить зеркало на объект наблюдений исохранить 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 еёиспорченное изображение, вызванное несовершенством телескопа. Мы видим,созданное телескопом фокальное пятно. Чем больше диаметр объектива телескопа,тем меньше фокальное пятно. Следовательно, большинство телескопов обладаютбольшей «зоркостью», благодаря большим размерам. Радиотелескопы воспринимаютвесьма длинноволновое излучение. Поэтому фокальное пятно в радиотелескопахогромно. И соответственно разрешающая способность их весьма низка. Оказывается,например, что радиотелескоп с диаметром зеркала 5м. При длине волны 1м способенразделить источники излучения, если они отстоят друг от друга больше чем на 100.Кроме радиотелескопов 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 реагируютна очень малые угловые смещения светила, а значит, позволяют исследовать объекты с небольшими угловыми размерами.Иногда, радиоинтерферометры состоят не из двух, а из нескольких радиотелескопов. При этом разрешающая способность такогоустройства существенно увеличивается. Нужно сказать, что и в отечественнойастрономии используют интерферометры. Их подсоединяют к крупным телескопам,чтобы измерять реальные поперечники звезд. В обоих случаях интерферометрыиграют роль своеобразных «очков», позволяющих рассмотреть важные подробности вокружающей 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.

<img src="/cache/referats/5017/image002.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1029">Приложение

Рис1 Галилеевский телескоп

Рис 3