تلسکوب های نجومی

 گرچه تلسکوب را دانشمندان دیگری اختراع کردند ٰاما گالیله اولین دانشمندی بود که دریافت

ابزاری که از ترکیب  دو عدسی با انحنایهای متفاوت ساخته می شود ٰ در اخترشناسی قابل استفاده

است و میتوان با آن اجسام دوردست آسمان را نزدیکتر دید . اولین تلسکوب جگالیه متشکل بود

از یک عدسی بزرگ مثبت ( ضخیمتر در مرکز )که در یک سرلوله جای داشت  و یک عدسی

منفی کوچکتر و کاملا خمیده ( نازکتر در مرکز ) که در سردیگر لوله قرار گرفته بود . او با

نگاه کردن از عدسی کوچکتر ٰ اجسام دوردست را نزدیکتر دید و توانست به درشتنمایی زیادی

دست یابد . چون کج شدن نور را هنگام عبور از ماده شکست مینامند ٰ تلسکوب گالیله تلسکوب

شکستی نامیده شد .

برای تغییر جهت نور ٰ از آینه هم می توان استفاده کرد . مسلما ٰ همه می دانند که آینه تخت چنین می کند  و تصویری که در آینده دیده می شود ٰ نتیجه بازتاب نور اجسام از آن است . شاید بیشتر مردم به درستی ندانند که میتوان آینه های خمیده ای  ساخت که خواص مشابه با خواص عدسیها داشته باشند  آینه صورت یتراشی ٰ معمولاً انحنایی دارد که تصویر صورت را بزرگتر از آنچه که در آینه تخت دیده می شود ٰ نشان میدهد . اختر شناسان ٰبه ویِه نیوتون ف دریافته بودند که با آینه ای خمیده ٰ که مرکز آن نازکتر و لبه هایش ضخیمتر است ٰ میتوان تلسکوپی بسیار شبیه به تلسکوپ گالیله ساخت . چون در این نوع تلسکوپها ٰبه عوض شکست نور ٰ کار اصلی را بازتاب نور انجام میدهد ٰ آنها را تلسکوپهای  بازتابی  می نامند .

 تلسکوپ شکستی

 دو راه برای طراحی تلسکوپهای شکستی وجود دارد . در هر دو طرح ٰ عدسی مثبت بزرگی به کارمی رود که جزء اصلی برایگرد اوری نور است و شیئی نامیده می شود . تفاوت این دو طرح ٰ در ماهیت عدسی دیگری است که در سر دیگر لوله تلسکوب جای می گیرد  و چشمی نام دارد . این وظیفه چشمیاست که پرتوهای نور گرد آوری و خمیده شده به وسیله شیئی را بگیرد ٰ و آنها را دوباره در مسیری مستقیم در اورد ٰ به طوری که چشم  پرتوهای نور را چنان مشاهده کند که گویی موازی هم هستند . چشمی میتواند عدسی منفی باشد ٰکه گالیله هم از چنین عدسی استفاده کرد ٰ یا می توان عدسی مثبت باشد . در صورت استفاده از عدسی منفی ٰ می باید آنرا در فاصله مناسبی از شیئی قرار داد .به طوری که نور را پیش از جمع شدن در یک نقطه ( یعنی کانون یا نقطه شیئی ) موازی کند . هنگامی که چشمی ٰ عدسی مثبت است ، آن را پس از نقطه کانونی شیئی  قرار می دهند ٰ یعنی پس از آن که نور در یک نقطه جمع شد و شروع به پخش شدن کرد ٰ به چشمی می رسد ٰ عدسی مثبت ٰ پرتوهای نور را دوباره  می شکند به طوری که پرتوها موازی هم بیرون می آیند .

هر کدام از این طرحها که ٰ در آنها عدسیهای ساده ای به کار می رود ، عیبهای دارند . عیب تلسکوب گالیله ای این است که میدان دید آن ( مساحت تصویری که یدده می شود ) محدود به اندازه کوچکی است اگر تلسکوب بزرگی از این نوع بسیازیم  ومثلا  با آن ماه را نگاه کنیم در هر لحظه تنها بخش کوچکی از ماه را می توانیم ببینیم . این مسئله کاملاً مهمی است که در ساختن تلسکوپهای  بزرگی ازنوع گالیله ای وجود دارد و به همین دلیل تاکنون تعداد بسیار کم توان از این تلسکوپها ساخته شده است . امروزه از این طرح تنها در ساختن تلسکوپهای بسیار کم توان یا دوربینهای تماشاخانه استفاده  می کنند .

تلسکوپ شکستی نوع دوم ٰ که در آن از دو عدسی مثبت استفاده می شودٰ عیب دیگری دارد که کاملاً متفاوت است . این تلسکوپها ٰ حتی نهایی که بیار بزرگند و درشتنماییهای بالایی دارند ف میدان دید وسیعی می توانند داشته باشند . اما در آنها عیبی وجود دارد که در تلسکوپهای گالیه ای نیست . مقدار کج شدن مسیر امواج نورٰ هنگام ورود به عدسی ٰ تا اندازه ای به طولموج نور بستگی دارد . به همین دلیل ، عدسی شیئی تلسکوپ ٰ رنگها ی مختلف نور را تحت زوایای مختلف کج می کند ، بنابراین تصویر تشکیل شده به وسله تلسکوپی که تنها ازدو عدسی مثبت درست شده ٰ تصویری است که در آن رنگهای مختلف در مکانهای نسبتاً متفاوت کانونی شده اند . در این صورت ، اگر به تصویر ستاره دوردستی نگاه کنیم و چشممان به بخش آبی نور میزان شده باشد . ٰ بخش  قرمز تصویر محو دیده خواهد شد . در تلسکوپ گالیله ای ٰ چنین مسئله ای وجود ندارد ٰ زیرا عدسی منفی چشمی این اثر را تقریبا حذف می کند . اما در تلسکوپ متشکل از عدسیها مثبت ٰ اثر گفته شده خود را نشان  می دهد . این عیب بیراهی رنگی نامیده میشود و محدودیتی جدی در طراحی تلسکوپهای شکستی  ایجاد می کند .

در سالهای دهه 1800 میلادی کشف شد که با استفاده از دو عدسی ساخته شده از دو نوع شیشه متفاوت که خواص شکستی متفاوت دارند ٰ می توان اثر ابیراهی رنگی را به مقدار زیادی کاهش داد .شیئی چنین تلسکوپی مشتکل از یک عدسی مثبت از یک نوع شیشه ٰ و یک عدسی منفی ( با انحنای کم ) از یک نوع شیشه دیگراست که به هم چسبیده اند . عدسی منفی را چنان انتخاب می کنند که نسبت به عدسی مثبت اثر شکستی کمتری داشته باشد         ( یعنی شاخص شکست آن پایین باشد ) .

عدسی منفی تاثیر ناچیز برکج شدن نور می گذارد و از این رو ٰضخامت آن برای تصحیح ابیراهی رنگی کافی است . تلسکوپی که شیئی آناز این نوع است ٰ تلسکوپ آکروماتیک ( بی رنگ یا نافام ) نامیده می شودو عملا تمام تلسکوپهای نجومی نوع شکستی ٰ تلسکوپهای آکروماتیک هستند .

بزرگترین تلسکوپهای شکستی در جهان دارای شیئی هایی به قطر 90 تا 100 سانتیمتر هستند ٰ که چشمیهای آنها در فاصله حدود 12 تا 15 متر از شیئی ٰ در سردیگر یک لوله بسیار دراز قرار گرفته اند بزرگترین تلسکوپ از این نوع در رصد خانه یزکیز ٰ وابسته به داشنگاه شیگاگو ٰ در ویسکانس امریکاقرار دارد که قطر شیئی آن حدود 1 متر ( 40 اینچ ) است . این شیئی آکروماتیک استو رنگهای مختلف نور را تقریباً به طور دقیق در یک کانون گرد می آورد . تلسکوپهای شکستی بزرگتر از این تاکنون ساخته نشده اند ٰزیرا معلوم شده است که شیئی تلسکوپ یرکیز ٰ تقریباًبزرگترین شیئی ای است که عملا میتوان ساخت.

اگر شیئی بزرگتر از این اندازه باشد ٰ وزن شیشه آن سبب می شود که عدسی تاب بر دارد  و به اعوجاج تصویر بینجامد . از طرف دیگر تلسکوپهای بازتابی مشابه یا دارای اندازه ٰبزرگتر از این ٰارزانتر و به راحتی نیز ساخته می شوند .

تلسکوپهای بازتابی

تلسکوپهای بازتابی اساسا‍ً شبیه به تلسکوپهای شکستی هستند . بازتابی انواع گوناگون دارند  که تفاوت آنها در نحوه بیرون آوردن کانون از لوله تلسکوپ است . در نوع نیوتونی ٰ از یک آینه تخت کوچک استفاده می شود که در دهانه لوله تلسکوپ با زاویه 45 درجه قرار دارد . این آینه ٰ پرتوهای نور باز تابیده از آینه شیئی یا اصلی را از یک سمت لوله خارج می کند ، که در انجا می توان با چشمی یا ابزارهای نجومی دیگر ٰ نور را دریافت و بررسیکرد . این نوع ، ساده ترین و ارزانترین نوع تلسکوپ شکستی است و اغلب اخترشناسان آماتوراز چنین تلسکوپهایی استفاده می کنند . در سراسر جهان چندین هزار عدد از این تلسکوپها وجود دارد و بیشتر در دست کسانی دیده می شود که کاوش ستارگانو سیارات ع سرگرمی آنان  است . 

بزرگترین تلسکوپ نیوتونی جهان ، در رصد خانه مونت ویلسونٰ در کالیفرنیا قرار دارد و قطر آینه آن در حدود 5/2 متر ( 100 اینچ ) است . این رصد خانه درسال 1918 تاسیس شد . ضخامت آینه تلسکوپ مونت ویلسون به 45 سانتیمتر می رسد . این تلسکوپ چنان سنگین است که آن را در درون مخزنی از جیوه شناور ساخته اند تا حرکت یکنواخت و همواری داشته باشد . وزن کل قسمتهای متحرک تلسکوپ 100 اینچی ٰچندین تن است . کانون نیوتونی در انتهای بالایی لوله تلسکوپ واقع است و فاصله آن از کف رصد خانه – هنگامی که تلسکوپ در حالت عمودی قرار دارد – به اندازه ارتفاع یک ساختمان سه طبقه است . اختر شناسان با قرار گرفتن در یک سکوی متحرک که توسط چند کابل از سقف گنبد رصد خانه آویزان است ع خود را به کانون آینه می رسانند .

متداولترین نوع تلسکوپهای بازتابی که امروزه مورد استفاده اند ، با تلسکوپهای نیوتونی تفاوت دارند در این تلسکوپها به جای استفاده از آینه تخت در کانون ، از یک آینه خمیده استفاده می شود که تصوری رابه سوی آینه اصلی باز می تاباند . در این حالت ٰ آینه اصلی ٰ حفره ای در مرکز دارد که نوربازتابیده از آینه خمیده دوم از داخل آن می گذرد و در انتهای تحتانی لوله تلسکوپ کانونی می شود تا به وسیله عدسی چشمی یا ابزارهای نجومی دیگر بررسی شود . حفره ای که در آینه اصلی ایجاد شده است ، تاثیری بر تصویر اجسام ندارد ، جزآنکه تا حدی مساحت کل آینه را کاهش می دهد . از این رو تصویرنهایی اندکی کم نورتر می شود . همین طور ، آینه دوم که معمولا محدب است ( و در این صورت تلسکوپ را کاسگرنی می نامند چون نخستین سازنده این نوع تلسکوپ یک فرانسوی به نام کاسگرن بود

که در سده هفدهم می زیست ) جلوی بخشی از نور را می گیرد . تلسکوپ کاسگرنی از این جهت بر تلسکوپ نیوتونی برتریدارد که در آن ، تصویر در انتهای تحتانی تلسکوپ تشکیل می شود و به راحتی در اختیار اختر شناس قرار می گیرد . همچنین تجهیز تلسکوپ با ابزارهای کمکی ( مثلا طیفنما) راحت تر است .

نوعسوم تلسکوپهای بازتابی  ، نوع است که در آن آینه دوم به کار نرفته و خود اختر شناس درکانون اصلی ، یعنی در نقطه کانون آینه اصلی در انتهای فوقانی تلسکوپ قرار دارد  می گیرد . این طرح فقط برای تلسکوپهای بسیار بزرگ مناسب است ،زیرا در غیر این صورت محفظه ای که اختر شناسدر آن قرار می گیرد ، جلوی ورود درصدی بیشتری از نور را می گیرد . همه تلسکوپها بزرگ جهان – یعنی تلسکوپ200 اینچی مونت پالومار در آمریکا ، تلسکوپ دارند که اخترشناس در آن جای می گیرد .

تا به کانون اصلی دسترسی داتشه باشد . برای رسیدن به این قفس اختر شناس از طریق نردبان یا آسانسوربالا می رود ، درون قفس قرار می گیرد و همراه با تلسکوپ به سوی جسمی که می خواهدبررسی یا عکسبرداری کند ، به منظور انکه از تیرگی بیشتر ناشی از وجود این قفس جلوگیری شود آن را تا حد ممکن کوچک می سازند .

چهارمین طریق انتقال نقطه کانونی اصلی در تلسکوپهای بازتابی ع طریقه ای است کاملا خاص و نیازمند چندین بازتابنده و آینه اضافی ، آن را کانون می نامند . کوده می نامند . کوده در زبان فراسنوی به معنی زانو  است مزیت این روش آن است که کانون هموراه در کی نقطه  ثابت  است . یک سری اینه در تلسکوپ و در قید های استقرار  آن کانون را به بیرون تلسکوپ منتقل می کنند و آن را به اتاق زیرین گنبد رصد خانه می رسانند . در این صورتمی توان ابزارهای بسیار بزرگ و سنگین را برای تجزیه و تحلیل تصویر به کار برد ، بدون اینکه این ابزارها به تلسکوپ متصل باشند . معمولاً طیف نگارهای بزرگ که حجیمتر و سنگینتراز آنند که همراه با تلسکوپ حرکت کنند ، در اتاقی که دمای آن تحت کنترل است قرار داده می شوند و نور کانونی شده توسط تلسکوپ به این اتاق هدایت می شودتنها تلسکوپهای بسیاربرزگ دارای کانون کوده هستند .کوچکترین تلسکوپ بازتابی دارای کانون کوده به ناسا تعلق دارد و در کالیفرنیا واقع است . قطر آینه اصلی این تلسکوپ 24 اینچ است و تلسکوپ مخصوصا‍ برای مطالعات طیفنمایی سیارات پر نور طراحی شده است . 

بیشتر تلسکوپهای بسیار بزرگ جهان که کانون کوده دارند ، چنان طراحی شده اند که با تغییر دادن چند آینه می توان آنها را به صورت کاسگرن یا کانون اصلی در آورد .

 تلسکوپهای بازتابی ، کاملا آکروماتیک هستند ، تمام رنگهای نور از سطح آینه ، تحت زاویای یکسانبازتابیده می شوند . از اینرو در این تلسکوپها خطای رنگ ، که از معایب تلسکوپهای شکستی است ، وجود ندارد . با وجود این محدودیتی در میدان دید این تلسکوپهاوجود دارد . تصویرٰ در کناره های میدان مورد مشاهده ، اعوجاج پیدا می کند . این اعوجاج که کما نامیده می شود ، ناشی از این امر است که نور لبه های میدان، با هم در یک کانون گرد نمی آید . عدسیهای تصحیح کننده که آکروماتیک هستند ٰ برای تصحیح خطای کما به طور موثری به کار می آيند.

بهترین نمونه این روش ، به توسط برنارد اشمیت در سال 1930 تکمیل شد. او یک عدسی بسیار نازک تصحیح کننده ٰکه دقیقاً برای تصحیح ابیراهی کروی آینه اصلی انحنا یافته بود . در انتهای فوقانی تلسکوپ بازتابی قرار داد . طرح اشمیت عمدتا‍ در تلسکوپهای عسکبرداری بسیار بزرگ به کار می رود . این تلسکوپها را معمولا دوربین اشمیت می نامند و با آنها عکسبرداری سریع از بخشهای بزرگ از آسمان به راحتی امکان پذیر است ٰ بزرگترین تلسکوپ اشمیت ، با آینه ای به قطر 52 اینچ در آلمان فدرال قرار دارد .

توان درشتنمایی

سه مشخصه که تلسکوپ را وسیله سودمند در اختر شناسی می سازند عبارتند از توانایی بزرگ کردن اندازه ظاهری یک جسم دوردست ( توان درشتنمایی ) توانایی نورانیتر نشان دادن اجسام  ( توان گرد آوری نور )و توانایی مشخص کردن نمودها کوچک مقیاس در اجسام دور ( توان تفکیک در شتنمایی تلسکوپ به میزان کج شدن نور در عدسی شیئی آن بستگی دارد . این را میتوان از میزان انحنای عدسی به دست آورد ، یا به طور مرسوم از فاصله ای که عدسیدر آن فاصله تصویر را تشکیل را میدهد (که به آنفاصله کانونی می گویند ) اگر انحنای سطوح عدسی کم باشد ٰ فاصله کانونی بیشتر است . برای مثال ،اگر عدسی اصلا‍ انحنا نداشته باشد ٰ یعنی درواقع تکه شیشه ای تخت باشد . هیچ تصویری تشکیل نمی شود . در این صورت فاصله کانونی بی نهایت است از طرف دیگر ، اگر انحنای عدسی خیلی زیاد باشد ، تصویر در فاصله بسیار کوتاهی از  از آن تشکیل می شودو در نتیجه ،فاصله کانونی آن کوتاه است . به منظور رسیدن به درشتنمایی زیاد ،تلسکوپ باید کاری کند که چشم ،جسم مورد نظر را  تحت زاویه بزرگتریببیند . با استفاده از یک چشمی پرتوان ( یعنی با فاصله کانونی کوتاه ) می توان به این هدف رسید . اما باید فاصله کانونی عدسی شیئی نیز نسبتاً بزرگ باشد . وقتی که فاصله کانونی شیئی بزرگ باشد ، تصویر جسم را تحت زاویه کوچکتری ایجاد می کند . اگر چشمی و شیئی فاصله کانونی یکسانی داشته باشند ، آنگاه شیئی نور را به مقداری معین کج میکند و چشمی نیز به همان مقدار نور را باز می کند . نتیجه آن می شود که تلسکوپ اصلاً درشتنمایی نداشته باشد . برای دست یافتن به حداکثر درشتنمایی ، فاصله کانون شیئی تلسکوپ باید تا حد ممکن بلند و فاصله کانونی چشمی تا حد ممکن کوتاه باشد.

تلسکوپی که فاصله کا نونیشیئی آن 100 سانتیمتر و فاصله کانونی چشمی آن 1 سانتیمتر باشد، دارای درشتنمایی 100 است . هنگام رصد کهکشانهای دوردست با تلسکوپ 200 اینچی مونت پالومار که فاصله کانونی آینه اصلی آن 700 اینچ، معادل 1764 سانتیمتر است ) از عدسی چشمی ای با فاصله کانونی 1 اینچ ( 5/2 سانیتمتر ) استفاده می کنند . در انی صورت ، درشتنمایی تلسکوپ به 700 می رسد . برای محاسبه توان درشتنمایی هر تلسکوپ کافی است که فاصله کانونی شیئی را برفاصله کانونی چشمی تقسیم کنیم .

توان درشتنمایی ،لزوما‍  مهمترین توان تلسکوپ نیست . اصولا ساختن تلسکوپی با توان درشتنمایی تلسکوپ مونت پالومار ، حتی برای یک دانش آموز امکان پذیر است . کافی است که یک عدسی شیئی مثلا به قطر 3 اینچ و فاصله کانونی 700 اینچ بخریم یا بسازیم و آن رادر سر یک لوله 700 اینچی نصب کنیم اگر یک عدسی چشمی با فاصله کانونی 1 اینچ در سر دیگر لوله قرار دهیم و سپس به ماه نگاه کنیم، تصویر ماه را 700 بار درشتر می بینیم . اما مشکلات زیادی در سر راه این کار وجود دارد که کاربرئ عملی چنین تلسکوپهای را ناممکن میکند . حتی اگر بتوانیم لوله این تلسکوپ را به خوبی بسازیم و اثر چرخش زمین به دور محورش را حذف کنیم ( یعنی لوله تلسکوب را در خلاف جهت چرخش زمین جابه جا کنیم تا میدان دید در اثر چرخش زمین تغییر نکند بزرگترین مایه یاس نورانیت تصویری است که ازتلسکوپ می بینیم . در تلسکوپی که قطر شیئی آن بسیار کم اما فاصله کانونی آن بسیار زیاد است ٰ تصویر ایجاد شده چنان کم نور است که اصلاً قابل مقایسه با تصویر ایجاد شده در تلسکوپ 200 اینچی نیست . این واقعیت را با آوردن مثال دیگری بهتر می توان فهمید. فرض کنید که تلسکوپی ساخته  شده است که قطر شیئی آن به همان اندازه بسیار زیاد باشد  مثلا اجسام را 700 بار بزرگ نشان دهد ، چشم از طریق آن بهمان اندازه نور دریافت می کند که بدون استفاده از آن . اما در این حالت ٰ نور به چنان درشتنمایی می رسد که بخش بسیار بزرگی از میدان دید ظاهری را در بر می گیرد ، یعنی مساحت میدان دید 700 بار بیشتر از میدان دید بدون تلسکوپ است . بنابراین ، اگر با این تلسکوپ به ماه نگاه کنیم ، تصویر ماه 000/500 بار کم نورت از تصویری است که بدون تلسکوپ می بینیم . با چنین کاهشی در  نورانیت اصلا گمان نمی رود که تصویری دیده شود .

چون اختر شناسان با اجسام دور و بسیار کم نور سر وکار داریم ، استفاده از تلسکوپهای که توان گرد آوری نور آنها تا حد ممکن زیاد باشد ، بسیار مهم است . توان گرد آورینور از روی مقدار نوری که از اجسام دور دست می رسد  تعیین میشود و به مساحت شیئی تلسکوپ بستگی دارد .

برای مقایسه توان گرد آوری نور در تلسکوپهایی با اندازه مختلف ، مساحت شیئی های آنها را مقایسه می کنیم . به عبارت دیگر توان دوم قطر شیئی آنها را مورد مقایسه قرار می دهیم . برای مثال  توان گرد اوری نور تلسکوپ 200 اینچی در مقایسه  با یک تلسکوپ 3 اینچی  4000 بار بیشتر است ، زیرا 4000 =3 :   200   یعنی اینکه اخترشناسان با تلسکوپ 200 اینچی ، تصویر یک جسم را 4000 بار نوانتیر از تصویری می بیند که تلسکوپ 3 اینچی ایجاد می کند . بیشتر اجسام کیهانی در فواصل بسیار دوردستی قرار دارند که بدون استفاده از تلسکوپهای بزرگ نمی توان آنها را رصد کرد . به همین دلیل است  که اختر شناسان  سعی می کنند تلسکوپهای بسیازند که شیئی های آنها تا حد ممکن بزرگ است .

توان تفکیک

سومین توان تلسکوپ که اهمیت زیادی در اخترشناسی دارد ، توان تفکیک است . سه اثر عمده توان تفکیک را محدود می کنند . اولین آنها کیفیت عدسی یا آینه است . وجود عیب در شکل یا نحوه صیقل دادن قطعات نوری تلسکوپ سبب اعوجاج تصویر و کاهش توان تفکیکموثر تلسکوپ می شود . اگر با تلسکوپیکه چنین عیبی دارد به قسمت کوچکی از ماه ٰ مثلا یه یک گودال ، نگاه کنیم ، آن را محو و شاید غیر قابل تشخیص ببینیم . در حالی که همین گودال ماه با یک تلسکوپ بی عیب به خوبی دیده می شود . تلسکوپهای حرفه ای نجومی ، قطعات نوری تقریباً کاملی دارند واز این رو در آنها محدودیتی از این نظر وجود ندارد . در مواردی استثنایی مثلا در شبی سرد بعد ازیک روز گرم ، به علت تغییر سریع دما ؛شکل تلسکوپ اندکیاعوجاج پیدا می کند . اختر شناسان به ویِژه نگران چنین آثاریهستند مواظبند که از بروز آنها پیشگیری کنند . خنک کردن محوطه تلسکوپ ، ساختن آینه تلسکوپ ها از موارد بخصوصیکه در اثر تغییر دما تغییر شکل بسیار ناچیز دارند ( مثلا پیرکس ) و گشودن دریچه گنبد رصد خانه بلافاصله بعد از غروب آفتاب و تعدیل دمای رصد خانه از جمله اقدامات پیشگیری کننده است تلاطم جوی برر فراز رصد خانه ، دومین عاملی است که توان تفکیک تلسکوپ را محدود می کند . البته چنین محدودیتی در تلسکوپهاواقع بر ایستگاهها ی فضایی وجود ندارد ،اما در درصد خانه های زمین مهمترین عامل محدوده کننده  توان تفکیک تلسکوپ های بزرگ  است . به سبب اختلاف دما و حرکتها تلاطمی  هوا ، هم در نزدیکی سطح زمین و هم در ارتفاعات بالا ، حرکتهای در جو پدید می آید  که تصویر ایجاد شده در تلسکوپ را ، به ویژه هنگام استفاده از درشتنمایی های زیاد ، محومی کند . هرکس که ماه را ، با تلسکوپی که توان درشتنمایی زیادی دارد ، نگاه کرده باشد با این مسئله آشناست . اغلب تصویر ماه به آرامی می رقصدو در نتیجه جزیئات آن به طور نامشخص دیده می شود . این حالت ع در شبهای مختلف به طور متفاوتی بروز می کند ، گاه تصویری تقریبا ثابت  و کامل  می توان به دست آورد  و گاه تصویری بسیاربد. اختر شناسان این شرایط جوی رصد خانه را دید می نامند و حل مسائل نجومی بسیار مهمی در گروه میسر شدن دید مطلوب است .  رصد خانه های معینی در جهان وجود دارند که دید آنها بهتر از رصد خانه های دیگر است . از میان بهترین آنها دو رصد خانه را می توان نام برد : رصد خانه شیلی ( که مشترکا توسط ایالات متحد امریکا و شیلی در ارتفاع 2400 متری دامنه های آند در سرو تولولو ،در شیلی ساخته شده )و رصد خانه مونت کی که توسط دانشگاهها وایی ارتفاع 4100 متری کوه آتشفشانی کی بنا شده است ) در رصدخانه ای که دید متوسط دارد ، مشاهده جزئیات تصویر به حدود 2 ثانیه قوسی محدود می شود .این معادل است با اندازه زاویه ای یک سکه 5 ریالی که بدون تلسکوپ از فاصله 3 کیلومتری مشاهده شود .

سومین عامل محدوده کننده توان تفکیک تلسکوپ را باید در ماهیت نور جست . چون نور از بعضی جهات خواص موج را دارد ، در کناره های محیطی که از آن یگذرد ، - مانند امواج آب ، می شکند . اینپدیده را تفرق یا پراش می گویند  که در تلسکوپ سبب محدودیت وضوح تصویر می شود . و به قطر شیئی تلسکوپ و طول موج نور بستگی دارد . به سبب این محدودیت ، تلسکوپهای با دهانه بزرگ ، در نوری با طول موج کوتاهتر فواصل کوچکتری را می توانند تفکیک کنند . به طور نظری ، یک تلسکوپ 5 اینچی می تواند دو ستاره را که در فاصله 1 ثانیه قوسی  از هم قرار دارند ، تفکیک کند ، در حالی که توان تفکیک نظری تلسکوپ 200 اینچی 5 400   بار بیشتر است ( معادل 25٪ ثانیه قوسی ) این ارقام در مورد نور مرئی است . اما در نور فرابنفش فواصل کوچکتر از این را هم میتوان تفکیک کرد . حال اگر همین دو ستاره را در طول موجهای بلندتر ، مثلا درنور قرمزیا فروسرخ بررسی کنیم ، توان تفکیک کاهش می یابد و به زحمتم یتوان آنها را از هم تمیز داد . در مورد امواج رادیویی که طول موجشان میلیونها برابر طول موج نور مرئی است ، توان تفکیک    از هم فاصله دارند .

تلسکوپ رادیوی

تلسکوپهای مورد استفاددر اختر شناسی رادیویی و تلسکوپهای نوری اساس مشابهی دارند ، اما شکل آنها متفاوت است . طرح مناسب یک تلسکوپ رادیویی بستگی زیادی به طول موجهای مورد مطالعه دارد و تلسکوپ رادیویی که برای مطالعه طول موج های کوتاهتر ( در حدود میلیمتر ) ساخته م یشود از ، نظر شکل به تلسکوپهای بزرگ نوری شبیه است . این تلسکو پها ، به دولیل ، بزرگتر ساخته می شوند .

نخست به دلیل اینکه طول موج مورد مطالعه  نسبتاً  بلند است (1 یک هزارم متر به جای 5 ده میلیونیم متر ) لزومی ندارد  که همچون تلسکوپهای نوری بسیار دقیق و دارای سطوح کاملا پایدار باشند . برای طول موجهای میلیمتری می توان از صفحات فلزیی استفاده کرد کهسطح کاملا صیقل خورده  ندارند و سنگین هم نیستند . دلیل دوم بزرگی تلسکوپهای رادیویی ایناست که توان تفکیک این نوع تلسکوپه بسیار ناچیز است . یک تلسکوپ نوری 200 اینچی میتواند  یک سکه 5 ریالی راغ ( در شرایط مناسب ) از فاصله 15 کیلومتری تشخیص دهد ،اما تلسکوپ  رادیویی 200 اینچی از همین فاصله ، قادر به تشخیص یک زمین فوتبال نیست . اختر شناسان در تلاشند که بزرگترین رادیویی ، تجهیزات مکانیکی و پایه های مناسب آنها را بسازند . در تلسکوپهای رادیویی موج کوتاه ، قطر آینه گرد آورنده معمولا بیشتر از 10 متر است . این مقدار بزرگتر از قطر بزرگترین تلسکوپهای نوری جهان است .

در تلسکوپهای رادیویی ، که از آینه ای مشابه آینه های بازتابگر استفاده می شود ، نورسنج یا عدسی چشمی در کانون اصلی آینه قرار ندارد ، بلکه یک گیرنده رادیویی وجود دارد که سیگنالهای رادیوییرا می گیرد و آنها را با سیم به دستگا ههای  مختلف انتقال می دهد تا تجزیه و تحلیل شوند  بیشتر تلسکوپهای رادیویی جدید  قادرند که به طور همزمان طول موجهای تابش مختلفی را دریافت و تجزیه و تحلیل کنند و بیشترین بازده را داشته باشند . بسیاری از تلسکوپهای رادیویی استقرار معدالنهار دارند ، اما این روش استقرار ، برای تعداد از بزرگترین آنها ( با قطر 70 تا 100 متر ) مناسب نیست  و بنابراین تلسکوپهای رادیویی بسیار بزرگ به روش سمت ارتفاعی مستقر شده اند .

مسئله تفکیک در طول موجهای بلند ، مسئله ای بسیار جدی است . اخترشناسان    رادیویی برای حل این مشکل چندین تلسکوپ را در مساحتی تا حد ممکن بزرگ ، به ترتیب خاص برپا می کنند . چنین آرایه هایی را تداخلسنج می نامند . اگر چندین تلسکوپ رادیویی به طور همزمان سیگنالهای را دریافت کنند و این سیگنالها به طور همزمان تجزیه و تحلیل شوند ٰ توان  تفکیک زیادی به دست می آید .   

در بزرگترین آرایه هعای دائمی ، تلسکوپهای رادیویی به فاصله چند کیلو متر از هم قرار داده می شوند . اما اخیرا اختر شناسان به روشی روی آورده اند که در آن دو تلسکوپ رادیویی در فاصله هزاران کیلو متر از هم ، به طورهمزمان ، به رصد می پردازند و سیگنالهای دریافت شده مورد تجزیه و تحلیل قرار می گیرد  این روش مه تداخلسنجی بین المللی نامیده می شود توان تفکیکی در طول موجها رادیویی به دست می دهد که ده تا صد بار بهتر از توان تفکیک  در طول موجهای نوری است . به عنوان مثال ، رصد منابع رادیویی پرتوانی که کوازار نام دارند توسط تلسکوپهای رادیویی واقع در کالیفرنیا و استرالیا به طور همزمان انجام شده است .

تصویری که تلسکوپهای رادیویی از آسمان تهیه می کنند شباهتی به تصویر های حاصل از تلسکوپهای نوری ندارد . این تلسکوپهای به نقطه ای از آسمان نشان میروند و شدن سیگنالها را در طول موجهای مختلف اندازه گیری می کنند . با حرکت آرام تلسکوپ رادیویی نسبت به یک جسم آسمانی ، تصویر رادیویی آن ( به قیاس تصویری نوری ) به دست می آید . سپس ، اختر شناسان رادیویی ، این تصویر را برحسب انرژی گسیل شده در طول موجهای مختلف از نقاط مختلف ، تجزیه و تحلیل می کنند .