معرفی تلسکوپ های جهان

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ گران کاناریس

GTC, Gran canaris telescope

این تلسکوپ بزرگ بازتابی 10.4 متری با آیینه 36 تکه وبا فن آوری اپتیک فعال متعلق به اسپانیا ودر جزایر قناری ودر کوهی در ارتفاع 2426 متر از سطح دریا نصب شده است.پروژه رصدخانه با کمک دانشگاه فلوریدا آمریکا از سال 2000 میلادی آغاز شد ، در تاریخ 13 ژولای 2007 کارخود را بصورت آزمایشی آغاز نمودودر 24 ژولای امسال نیز بطور رسمی با حضور پادشاه اسپانیا وحدود 500 ستاره شناس،خبرنگار ومقامات رسمی افتتاح شد.این رصدخانه با هدف بررسی دورترین وکم نورترین اجرام سماوی مانند سیاهچاله ها ،کهکشانهای دوردست وبررسی حوادث بعد از لحظه بیگ بنگ وآفرینش کیهان با هزینه حدود 180 میلیون دلار ساخته شده است.
نوع تلسکوپ، ریچی کرتین(Ritchey-Chretien)است.مساحت آیینه آن 78 مترمربع،فاصله کانونی آن 16.5 متر ونوع استقرار آن سمتی/ ارتفاعی(قابلیت حرکت در دو محور سمت و ارتفاع) بوده ویک شرکت آلمانی قطعات آیینه از جنس سرامیک –شیشه را ساخته است.

ابزارهایی که روی تلسکوپ نصب شده اند عبارتند از یک دوربین چند میلیون دلاری با نام "کاناری کم "(کم به معنای camera یا دوربین)که توسط دانشگاه فلوریدا آمریکا ساخته شده و دیگری دوربینی با نام اختصاری OSIRIS .
دوربین "کاناری کم" یک تصویر بردار درناحیه مادون قرمز میانه است با قابلیت های طیف سنجی،تاج نگاری وقطبیت سنجی.این دوربین در حال حاضر در نقطه کانونی Nasmyth تلسکوپ نصب شده ولی در آینده با کامل شدن کانون کاسگرین تلسکوپ در آن مکان نصب شده وتوانایی های آن چند برابر خواهد شد.این دوربین در محدوده مادون قرمز حرارتی بین طول موجهای 7.5 تا 25 میکرومتر کار می کند.طول موج 7.5 نشاندهنده محدودیت های جو زمین ناشی از وجود بخار آب وطول موج 25 هم ناشی از محدودیتهای دستگاهی است.دمایی که دوربین در آن کار می کند در حدود 265 درجه زیر صفر است که با یک فن آوری جدید در دسترس قرار گرفته است.همین دمای فوق العاده زیر صفر است که طراحی وساخت دوربین را پیچیده می کند.بطورکلی دمای دوربین های مادون قرمز باید آنچنان پایین باشد که حرارت قطعات سازنده دوربین روی تصویر اجرام مورد نظر آسمانی تاثیری نداشته باشد.اندازه گیریهای سرعت شعاعی با هدف یافتن سیارات فراخورشیدی ،مطالعه جو کوتوله های قهوه ای،مطالعه فراوانی مواد شیمیایی ،مطالعه میدان مغناطیسی،مطالعه قرص های حول ستارگان،اندازه گیری سرعت های شعاعی دقیق با هدف بررسی تغییرات شعاعی ستارگان سرد از اهداف طیف سنجی اعلام شده اند.
گفتنی است این دانشگاه بدلیل همکاری در ساخت وطراحی تلسکوپ بویژه این دوربین ومشارکت مالی 5 میلیون دلاری55 شب از تمام شبهای یک سال تلسکوپ را در اختیار خواهد داشت.
ابزار دوم تلسکوپ هم دوربین OSIRIS است که یک طیف سنج تصویر برداری با توان تفکیک پایین است.این دوربین در محدوده 0.365 تا 1.05 میکرومتر کارمی کند واندازه میدان دید آن برای تصویر برداری مستقیم7در 7 دقیقه قوسی و برای طیف سنجی 8در 5.2 دقیقه قوسی است.بکمک این دوربین، فن آوریهای جدیدی مانند **********های تنظیم شونده(Tunable filters)و توانایی های جدید در CCD ها مورد استفاده قرار خواهند گرفت.
این تلسکوپ بانام Gran Telescopio Canaris (به معنای بزرگترین تلسکوپ جزایر قناری)یا GTC ویاGRANTECAN شناخته می شود.

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ گریگورین


Gregorian telescope

این نوع تلسکوپ در سال 1663 توسط یک ریاضیدان اسکاتلندی بنام جیمز گریگوری طراحی شد . در این تلسکوپ سطح آیینه ثانویه مقعر و از نوع بیضوی بوده و سطح آیینه اصلی نیز سهموی است .
آیینه ثانویه درون لوله تلسکوپ و در خارج از فاصله کانونی نصب می شود و مکان عدسی چشمی نیز در انتهای لوله تلسکوپ قرار می گیرد .
سرعت این تلسکوپ در عکسبرداری سریع یعنی دارای نسبت کانونی پایین بوده و با توجه به اینکه میدان دید آن زیاد و تخت است برای عکاسی نیز بیسار مناسب است . بعلت آسان بودن ساخت آیینه ثانویه آن که سطح آن بیضی شکل می باشدنسبت به کاسگرین که آیینه ثانویه آن هذلولوی است ، استفاده از آن در قرنهای 17 ، 18 بسیار رایج بود . اما امروزه بعلت کوچکتر بودن اندازه تلسکوپهای کاسگرین کمتر استفاده می شود . جالب است بدانید که خود جیمز گریگوری دارای هیچ گونه مهارت فنی نبود و هیچ اقدامی در جهت ساخت این تلسکوپ انجام نداد .
جهت درک اصول کار این نوع تلسکوپ از شکل زیر کمک می گیریم
بر اساس خواص سطوح بیضوی پرتویی که از یک نقطه کانونی بیضی عبور کند بعد از بازتاب از سطح بیضی به نقطه کانونی آن به نقطه کانونی دیگر بیضی بازتاب خواهد شد . بنابراین اگر آیینه اصلی تلسکوپ را در وضعیتی قرار بدهیم که نقطه کانونی آن بر نقطه کانونی اول بیضی منطبق باشد تصویری که در این نقطه توسط آیینه اصلی ایجاد می شود بعد از بازتاب از آیینه ثانویه بدون هیچ گونه ابیراهی کروی و تغییر شکل به نقطه کانونی دوم بیضی در خارج از بدنه تلسکوپ منتقل می شود و بکمک عدسی چشمی می توان تصویر را به صورت مستقیم و با بزرگنمایی دلخواه مشاهده کرد . مزیت عمده این تلسکوپ فاصله کانونی مؤثر زیاد ، بدون احتیاج به بدنه ای با ابعاد بزرگ است . حفره ای که در آیینه اصلی ایجاد شده است تأثیری بر تصویر اجسام ندارد جز آنکه تا حدی مساحت مؤثر آیینه را کاهش می دهد . با توجه به اینکه آیینه اصلی تلسکوپ سوراخ است و عدسی چشمی در امتداد تلسکوپ قرار می گیرد تجهیز تلسکوپ با ابزار کمکی و تحقیقاتی مثلاً طیف نما راحتتر است .
در طراحی این نوع تلسکوپ به یک ضریب بنام M نیاز داریم که در واقع رمز کوچک بودن ابعاد تلسکوپ با داشتن فاصله کانونی مؤثر زیاد است . در تلسکوپهای گریگورین M معمولاً عددی بین 4 تا 6 انتخاب می شود و هر چه M بزرگتر باشد طول بدنه تلسکوپ نیز بزرگتر است و برعکس .
در صورتیکه سوراخ کردن آیینه اصلی تلسکوپ دشوار باشد می توان پرتوهای نور را قبل از رسیدن به سطح آیینه بکمک یک آیینه تخت45 درجه به بیرون از لوله تلسکوپ منتقل کرد .

حال به کمک شکل زیر به محاسبات ریاضی مورد نظر در طراحی گریگورین می پردازیم .

فرض کنیدقطر آیینه اصلی D ،فاصله کانونی آن Fو نسبت کانونی آن کم مثلاً بین F / 2 تا F / 8 باشدو M ضریب افزایش فاصله کانونی آیینه اصلی باشد ، اگر بخواهیم تصویر نهایی در فاصله C از پشت آیینه اصلی تشکیل بشود (عددی کهتعیین کننده طول لوله نگهدارنده عدسی چشمی است ) آیینه ثانویه باید در فاصله A از نقطه کانونی آیینه قرار بگیرد که مقدار آن از فرمول زیر بدست می آید .
A=(F+C)/(M-1)

فاصله B یعنی فاصله بین آیینه ثانویه تا تصویر نهایی مطابق فرمول زیر بدست می آید .
B = A *M
اما فاصله کانونی آیینه ثانویه باید چقدر باشد ؟ برای بدست آوردن آن از فرمول زیر استفاده می کنیم .
F=B/(M+1)
با این ویژگیها ، فاصله کانونی مؤثر آیینه اصلی به صورت F * M . طول لوله تلسکوپ نیز برابر با F + A خواهد بود .
قطر آیینه ثانویه نیز باید بگونه ای باشد که بیشتر از 25% از نور ورودی را کم نکند یعنی مساحت آن حداکثر 4/1مساحت آیینه اصلی تلسکوپ باشد .
مثال : اگر از یک آیینه با قطر 6 اینچ و فاصله کانونی" 30(نسبت کانونیf /5 )در ساخت یک تلسکوپ گریگورین استفاده کنیم بطوریکه در آن ضریب افزایش فاصله کانونی آیینه اصلی یعنی M برابر با 5 باشد ، فاصله کانونی آیینه ثانویه باید چقدر باشد ؟ فرض کنید فاصله بین تصویرنهایتا "پشت آیینه اصلی یعنی c برابر"ً6 باشد .
ابتدا مقدار A را پیدا می کنیم . A=(30+6)/(5-1)=9”
مقدار B نیز برابر با 9* 5 یعنی 45 خواهد شد .
فاصله کانونی آیینه ثانویه نیز اینگونه بدست می آید .
7.5” F = B /(M+1) = 45/6 =
بدین ترتیب فاصله کانونی مؤثر تلسکوپ برابر با30*5=150” ، نسبت کانونی تلسکوپ F/25 و طول لوله تلسکوپ نیز برابر با F+A یعنی۵/۱۶ اینچ خواهد شد . توجه کنید که طول لوله تلسکوپ حدود 4/1 فاصله کانونی مؤثر تلسکوپ است ، در حالیکه در تلسکوپ نیوتنی طول لوله تلسکوپ تقریباً برابر با فاصله کانونی تلسکوپ است .

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ فضایی گلاست(فرمی)

Fermi Gamma-ray Space Telescope , Glast space telescope

تلسکوپ فضایی پرتو گامای GLAST که نام آن تشکیل یافته از سرنام عبارتی به معنای تلسکوپ فضایی پرتوی گامای زاویه باز است، قرار است ماموریت خود را در ژوئن 2008 آغاز کرده و چشمان خود را به روی آسمان، بگشاید. پیش از این، تلسکوپ های Swift (فعال) و کامپتون (غیرفعال)، عملیات کاوش کیهان در محدوده پرتوهای گاما را به عهده داشتند.
بررسی GRB ها یکی از مهمترین اهداف اخترشناسان در شناخت قوانین کیهانی است، برای نخستین بار این پدیده های زودگذر، زمانی کشف گردیدند که در جریان جنگ سرد مابین آمریکا و شوروی ، ماهواره Vela که برای ردیابی انفجارهای هسته ای شوروی از سوی آمریکا به فضا پرتاب شده بود، به جای تشخیص انفجار اتمی بر روی زمین، انفجاری به مراتب قویتر را در پشت سر خود و در اعماق کیهان یافت.
اهداف این تلسکوپ عبارتند از:
1-کاوش مناطق بسیار پرانرژی جهان( مناطقی در ماورای زمین که انرژی بصورت افسارگسیخته ای آزاد می شود) 2-- جستجو به دنبال قوانین جدید فیزیک و هر آنچه که ماده مرموز تاریک (Dark Matter) را توصیف می کند 3-- توضیح اینکه چگونه سیاهچاله ها، جت هایی از ماده را با سرعت هایی نزدیک به سرعت نور، شتاب می دهند 4-- کمک به رمزگشایی انفجارهای بسیار عجیبی موسوم به انفجارهای پرتو گاما (GRB) 5 - پاسخ به سوالات بی پاسخ بسیاری در زمینه موضوعات بسیاری شامل شراره های خورشیدی، تپ اختر ها و نیز خاستگاه اشعه کیهانی
مهمترین پیشرفت های تکنولوژیکی GLAST نسبت به تلسکوپ کامپتون استفاده از حسگرهای نواری از جنس سیلیکون (به حالت جامد) با مساحت 80 متر مربع است که به ردگیری زوج ماده هایی (الکترون و زوج آن، پوزیترون) کمک می کنند که پس از برخورد پرتوگامای حاصل از GRB ها به لایه ای از تنگستن، تولید می شوند. پیش از این در تلسکوپ کامپتون از ابزار EGRET استفاده شده بود که از یک محفظه جرقه ای و نیز سیستم Time-of-flight(روشی برای محاسبه زمانی است که طول می کشد تا یک ذره، یک جسم و یا یک جریان، از منبعی که فاصله آن تا ناظر، مشخص است، به ناظر برسد.) برای ردیابی و رهگیری پرتوهای گاما استفاده می کرد. تلسکوپ GLAST، عملیات تجدید رهگیری را با استفاده از حدود 1 میلیون کانال الکترونیکی انجام می دهد که روی آن نصب گردیده که همه آنها در کل، فقط 1500 وات انرژی الکتریکی مصرف می کنند؛ یعنی تقریبا" به اندازه یک سشوار معمولی !
واما چگونگی تشکیل تصویر در تلسکوپ های اشعه گاما:
پرتوهای گاما برخلاف پرتوهای X که بروش Grazing incidence (زوایای بسیار حاده) از سطوح فلزی بسیار جلا داده شده، کانونی می شوند ، نمی توانند کانونی شوند. ما در واقع تصاویر را با استفاده از سیگنال های محاسبه شده بوسیله لایه های مختلف ردیاب ها و گرماسنج ها بازسازی می کنیم (برای ابزار LAT - تلسکوپ میدان باز - موجود در تلسکوپ GLAST) پس از آنکه پرتوهای گامای دریافت شده، در فرآیندی موسوم به Pair production، بصورت الکترون و پوزیترون نمایانده می شوند. زمانیکه پرتو گاما که انرژی خالص است، به شدت با لایه ای از تنگستن که در حسگرهای تلسکوپ تعبیه شده است برخورد می کند، این لایه می تواند جفتی از مواد زیر اتمی (الکترون و پادماده متقارن آن، پوزیترون) تولید کند که انرژی آن با توجه به معادله معروف اینشتین یعنیE=mc2 ، بدست می آید.
جهت پرتوی گامای رسیده نیز از طریق شبیه سازی جهت بازتاب همین جفت ماده ها که با استفاده از حسگرهای ردیاب سیلیکونی با دقت بالا، به طرف منبع تابششان بازتاب می شوند، مشخص می گردد. یک حسگر مجزا که Colorimeter (گرماسنج) نام دارد، این ذرات را جذب کرده و انرژی آنها را محاسبه می کند. با توجه به اینکه انرژی موجود در این ذرات، بسته به انرژی منبع پرتو گامای رسیده می باشد، مجموع انرژی این ذرات، برابر با انرژی منبع اصلی پرتو گاما می باشد. با توجه به این موضوع که تلسکوپ اصلی رصدخانه فضایی GLAST(LAT)، بوسیله ذرات بسیاری به غیر از پرتوهای گاما بمباران می شود، این ابزار، با کلاهی پوشیده شده است (حسگر سومی که زمانیکه موج یا ذره ای به غیر از امواج گاما به تلسکوپ برخورد کند، سیگنالی آزاد می کند). با ترکیب داده های حسگر بیرونی و اطلاعات جفت الکترون-پوزیترونی که بوسیله ردیابی درون تلسکوپی صورت می پذیرد، رصدخانه، پرتو گامای دریافت شده را مشخص می کند. رصدخانه همزمان با اینکه مشغول پردازش پرتوهای گاماست، تلسکوپ LAT نیز در حال تهیه تصاویر پرتو گاما از اجرام آسمانی است که همچنین میزان انرژی این امواج را نیز محاسبه می کند.
گفتنی است ،تمامی تصاویر پرتو گاما (و همچنین پرتو X ، امواج رادیویی ، مادون قرمز ، ماورای بنفش و ...)بدست آمده از این تلسکوپ مانند دیگرتلسکوپهای اشعه گاما، بصورت مجازی رنگ آمیزی می شوند. رنگ های متفاوت نور عادی، برای نمایش دادن میزان قدرت پرتوگاما و یا انرژی آنها به کار می روند. اگر چه دانشمندان در واقع اینگونه تصاویر را برای برقراری ارتباط بیشتر با عموم تولید می کنند، تمامی اطلاعاتی که - از طریق این رصدها - به دست می آید، بصورت عددی است که برای استخراج داده های علمی، این اعداد و ارقام هستند که پردازش می شوند. حتی زمانی که دانشمندان، تصاویر را آنالیز می کنند، در واقع به بررسی اعدادی مشغولند که چنین تصاویری را ساخته اند.
همکاری موجود در رصدخانه میدان گسترده GLAST، نمونه ای از گردهمایی بیش از 250 دانشمند از بسیاری از کشورهای جهان با رشته های علمی مختلف (در حوزه فیزیک ذرات و اخترفیزیک) است تا ابزاری جذاب را بسازند که فعالیت علمی عظیمی را به انجام برساند.
منبع:http://www.shafaq.co.cc
برای کسب اطلاعات بیشتر به سایت رسمی تلسکوپ به آدرس زیر مراجعه نمایید:
http://glast.gsfc.nasa.gov/
اکنون ناسا نام تلسکوپ GLASTرا به پاس تلاشهای گسترده انریکو فرمی (1901-1954) که از پیشگامان فیزیک با انرژی بالا بوده است به FermiGamma-ray Space Telescope تغییر داده است.

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ فضایی جیمز وب

James Webb Space Telescope(JWST)

نام یک تلسکوپ فضایی بزرگ(باقطر ۵/۶متر )که در سال ۲۰۱۳ با همکاری ناساو آژانس فضایی اروپا به فضا پرتاب خواهد شد.این تلسکوپ برای مشاهده کهکشانهای دوردست که بعلت دوربودن وبدلیل پدیده انتقال به قرمز بیشتر در ناحیه مادون قرمز دیده می شوند طراحی شده است.تلسکوپ فضایی جیمز وب با داشتن آینه ای ترکیبی به مساحت 269 فوت مربع (25 متر مربع) توانایی گردآوری نور به اندازه حدود 6 برابر تلسکوپ هابل را دارد که آینه غول پیکر آن 46 فوت مربع (4.3 متر مربع) مساحت دارد. دانشمندان انتظار دارند این حساسیت بالا به آنها امکان دهد تا اولین ستاره ها و کهکشانهای کیهان و نیز سیستمهای سیاره ای جوان را ببینند.
تلسکوپ به صورت جمع شده پرتاب می شود. پس از آن آینه های سبک بریلیومی خود را در مداری به فاصله یک میلیون مایل (1.6 میلیون کیلومتر) باز می کند.
برای کسب اطلاعات بیشتر به سایت زیر مراجعه نمایید:
(فقط كاربران عضو مجاز به دیدن لینک ها هستند)

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ فضایی اسپایتزر

Spitzer Space Telescope ( SIRTF)

تلسکوپ فضایی اسپایتزریک تلسکوپ فضایی باقابلیت کار در ناحیه مادون قرمز است که در روز دوشنبه سوم شهریور سال 1382 خورشیدی با یک موشک دلتا ازپایگاه کیپ کاناورال درفلوریدای آمریکاپرتاب شد ودر طول این پیش از 2 سال ماموریت، عکسها وطیف نگاری های مختلفی را با آشکار سازی انرژی مادون قرمز، گرما وتابش اجرام بین طول موجهای 3 و 180 میکرون ( 1 میکرون= یک میلیونیم متر) به انجام رسانده و به زمین ارسال کرده و این درحالی است که از روی زمین جو اجازه چنین مطالعاتی را نمی دهد.
قطر این تلسکوپ فضایی 85 سانتیمتر و سه ابزار پژوهشی این مطالعات را امکان پذیر کرده و اسپایتزر را بزرگترین تلسکوپ مادون قرمز جهان نموده است. این تلسکوپ فضایی به ما امکان می دهد تا با ابزارهای بسیار حساس آن یک نگاه ویژه به کائنات داشته باشیم و آنچه که از دید تلسکوپهای نوری پنهان می ماند را مشاهده کنیم. طبیعی است که بخشهای زیادی از فضا شامل غبار، ابرهای چگال و ذرات است که از دیدگان ما پنهان می ماند و در حقیقت این مناطق جایگاه شکل گیری ستارگان است ویا قلب کهکشانها است . مطالعات مادون قرمز به ما اجازه می دهد تا مناطق سرد فضا را مورد مطالعه قرار دهیم و یا ستارگان کوچکی که بسیار کم نورهستند وبا چشم دیده نمی شوندرا بررسی نماییم.سیارات ورای منظومه شمسی و ابر های غول پیکر ملکولی و حتی ملکولهای ارگانیک را که شاید در فضا موجود باشندمطالعه نماییم. جالب است بدانید چون امواج مادون قرمزبا بررسی گرمایش سر و کار دارد باید تلسکوپ تا نزدیکی صفر مطلق یعنیoC 273- سرد شود تا سیگنالهای مادون قرمز را دریافت نماید. به همین دلیل باید این تلسکوپ را از گرمای خورشید محفوظ نگاه داشت وبدین منظور یک سپر محافظتی در برابر خورشید برای آن تعبیه شده است ودر یک مدار دور از زمین بدور خورشید در چرخش می باشد، تا سریعاً بدون استفاده از مقادیر زیادی خنک کننده های خاص، سرد شود.یکی از کشفیات اسپایتزر شناسایی 21 کوازار بود که دانشمندان را به تعداد واقعی منابع تابش X آسمان که در برآوردهای اولیه بدست می آید،نزدیک می کند،ضمن آنکه مطاله دقیقتر بر روی این بخش پنهان فضا را در پیش روی ما می گذارد.چون کوازارها تابش پرتو ایکس دارند با بررسی این پرتوهادر پس زمینه کیهانیبا استفاده از این تلسکوپ و نظایر آن می توان به وجود کوازارها پی برد .

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ ماکستوف

Maksutov telescope

این تلسکوپ نوع کاملتری از تلسکوپ اشمیت بحساب می آید که در آن خطاهایموجود در تلسکوپ اشمیت به حداقل رسیده اند . این تلسکوپ در اوائل سال 1940 بطور مستقل توسط دیمیتری ماکسوتوف از روسیه و آلبرت بوورز از هلند ابداع شد . در این تلسکوپ بجای عدسیهای تصحیح کننده اشمیت که دارای شکل ویژه ای هستند از عدسیهای با دو سمت کروی که ساخت آن بسیار راحتتر است استفاده می شود . سمت برآمده عدسی باید به سمت آیینه باشد .

در این تلسکوپ بر خلاف تلسکوپ اشمیت احتیاجی نیست که عدسی تصحیح کننده در مرکز انحناء آینه قرار بگیرد . همین مسئله کمک می کند تا تلسکوپهای ماکسوتوف را بتوان در اندازه های کوچکتری نسبت به تلسکوپهای اشمیت ساخت . مثلاً یک تلسکوپ ماکسوتوف با طول بدنه 46 سانتیمتر می تواند دارای یک فاصله کانونی مؤثر به اندازه 254 سانتیمتر باشد . میدان دید این تلسکوپ زیاد بوده و تا نسبت کانونی F /1 بسیار مناسب است .
در نسبتهای کانونی کمتر از این مقدار تلسکوپهای اشمیت بهتر هستند . سطح میدان دیدنیز کروی بوده و برای کارهای عکاسی می توان صفحات فیلم را روی سطح کروی داخلی تلسکوپ قرار داد .
در طرح اولیه این تلسکوپ همانند تلسکوپهای اشمیت نمی توان کارهای دیدگانی انجام داد ، اما به کمک یک آیینه تخت 45درجه مانند تلسکوپهای نیوتنیمی توان تصویر را به بیرون از تلسکوپ منتقل کرد و یا از آیینه های ثانویه با سطوح هذلولوی یا بیضوی مطابق تلسکوپهای کاسگرین یا گریگورین استفاده کرد که این روش به تلسکوپهای کاسگرین ماکسوتوف و گریگورین ماکسوتوف منجر می شود .در این طرحها وسط عدسی تصحیح کننده از سمت داخل تلسکوپ آیینه می باشد. میدان دید تلسکوپهای کاسگرین ماکسوتوف تقریباً تخت است .
یکی از امتیازاتی که در این نوع تلسکوپ و انواع مشابه بچشم می خورد این است که مانند تلسکوپهای شکستی دو سمت تلسکوپ بسته بوده و این مسئله از ایجاد جریانات هوای داخل لوله تلسکوپ که می توانند کیفیت تصویر را پایین بیاورند جلوگیری می کند .
تلسکوپهای ماکسوتوف با اندازه کوچک در میان ستاره شناسان غیر حرفه ای در حال ترویج است . تصویری که این تلسکوپها ایجاد می کنند عاری از کما ، آستیگماتیسم و تقریباً بطور کامل عاری از ابیراهی رنگی در یک میدان دید زیاد است . ابیراهی کرویکه عدسی تصحیح کننده ایجاد می کند ابیراهی کروی آینه اصلی راتا حد قابل ملاحظه ای خنثی می کند .
در مورد تلسکوپهای بزرگ نیز قابل بیان است که ساخت آنها به دلیل برزرگ بودن قطر و در نتیجه زیاد بودن ضخامت و انحناء عدسی تصحیح کننده دشوار است بطوریکه تلسکوپهای معدودی از این نوع تاکنون ساخته شده اند .
اولین تلسکوپ ماکسوتوف بزرگ دارای آیینه ای با قطر 51 سانتیمتر و عدسی تصحیح کننده با قطر 42 سانتیمتر در سال 1950 در شوروی سابق مورد استفاده قرار گرفت . بزرگترین تلسکوپ ماکسوتوف موجود نیز آیینه ای با قطر 28 اینچ و عدسی تصحیح کننده ای با قطر 20 اینچ دارد

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ فضایی کپلر

Kepler space telescope

نام یک تلسکوپ فضایی متعلق به ناسا که به روش نورسنجی و با هدف یافتن سیاراتی مانند زمین حول ستارگان مادر که در تاریخ 5 مارس 2009 از پایگاه فضایی کیپ کاناورال در ایالت فلوریدا به فضا پرتاب شد.این تلسکوپ طی سه سال ونیم به بررسی تغییرات نوری حدود 100000 ستاره خواهد پرداخت.وزن آن در حدود 1039 کیلوگرم، اندازه دهانه ورودی آن 4/1 متر وقطر آیینه اصلی آن 95/0 متر ،میدان دید آن 12 درجه ومساحت ناحیه دید آن 105 درجه مربع است.صفحه کانونی آن از 42 عدد CCD با ظرفیت کلی 95مگاپیکسل وبا حساسیت بالا تشکیل شده است.هزینه پروژه حدود 467 میلیون دلار تخمین زده شده است.
اهداف تلسکوپ
- تعیین اینکه چه تعداد سیاره مانند زمین وبزرگتر درون ویا در نزدیکی ناحیه حیات حول ستارگان از رده های مختلف طیفی خواهد بود.
- تعیین اندازه وشکل مدار سیارات احتمالی کشف شده
- تخمین اینکه چه تعداد سیاره در دستگاههای چند ستاره ای وجود دارد
- تعیین اندازه مدار ،درخشندگی ،ابعاد وچگالی سیارات بزرگتر با دوره تناوب کوتاه
- شناسایی دیگر سیارات احتمالی در مجاورت سیارات کشف شده به روشهای دیگر
- بررسی ویژگیهای ستارگان مادر

روش کشف سیاره فرا خورشیدی

روش مورد استفاده در کشف سیارات فراخورشیدی توسط این تلسکوپ ،عبور احتمالی این اجرام از مقابل قرص ستاره مادر وکاهش نورانیت آن بطور دوره ای، هرچند به مقداربسیار ناچیز است .این تلسکوپ می تواند تغییرات 20 در یک میلیون را کشف کند.برای نمونه اگر تعداد فوتونهای ورودی به تلسکوپ در یک لحظه از یک میلیون عدد به 9999980 برسد توانایی کشف آنرا دارد.
احتمال اینکه مدار یک سیاره در امتداد خط دید باشد( تا بتواند جلوی نور ستاره مادر را بگیرد) برابر است با حاصل تقسیم قطر ستاره بر قطر مدار سیاره.برای یک سیاره هم اندازه زمین با فاصله متوسط یک واحد نجومی که از جلوی ستاره مادر با اندازه خورشید می گذرد این احتمال در حدود 0.47 درصد یا نسبت 1 به 210 است اگر این سیاره فرضی در فاصله 0.72 واحد نجومی(فاصله متوسط سیاره زهره با خورشید) باشد مقدار این احتمال بیشتر ودر حدود 0.65 درصد خواهد بود.اگر ستاره مادر از رده طیفی G (مانند ستاره تاو قیطس )باشد این سیاره می تواند از لحاظ بسیاری جهات مانند زمین باشد.علاوه بر این از آنجاییکه سیارات درون یک دستگاه خورشیدی تمایل به این دارند که در یک صفحه باشند احتمال کشف های چندتایی حول یک ستاره مادر بیشتر خواهد بود.برای مثال اگر یک موجود فرازمینی بتواند عبور زمین از مقابل خورشید را مشاهده کند 12 درصد احتمال مشاهده سیاره زهره هم وجود دارد.
با توجه به اینکه مشاهده 100000 ستاره در برنامه کاری این تلسکوپ وجود دارد وبا توجه به احتمال کشف 1 به 210 در مورد چنین سیاراتی ،این تلسکوپ احتمالا" قادر خواهد بود 480 سیاره مانند زمین را کشف کند.

وضعیت مداری

این تلسکوپ مانند یک ماهواره معمولی دور زمین نمی چرخد بلکه در نقطه ای ثابت ازمداری ویژه نسبت به زمین وخورشید قرار خواهد گرفت.در این حالت تلسکوپ می تواند طی ساعتهای زیادی بدون وجود تاثیرات منفی زمین ونورهای ناشی از جو همین طور اختلالات گرانشی زمین به نورسنجی بپردازد.این تلسکوپ هر 372 روز یکبار دور خورشید می چرخد.از آنجاییکه از لحاظ تئوری دوره چرخش سیاره زمین مانند در منطقه مناسب حیات حول ستاره مادر در حدود یک سال زمینی(365روز) است برای تاییدقطعی وجود این سیاره، تلسکوپ باید طی حداقل سه سال به رصد ستاره مادر بپردازد.به همین دلیل است که یک فعالیت 3 سال ونیمه برای تلسکوپ در نظر گرفته شده است. بعد از کشف سیارات احتمالی تلسکوپهای فضایی هابل واسپایتزر به ادامه مشاهدات از آن سیاره خواهند پرداخت.
تلسکوپ برای بررسی ناحیه ای از آسمان در صورت فلکی دجاجه(ماکیان) که خارج از صفحه منظومه شمسی است برنامه ریزی شده است.دلیل انتخاب این ناحیه این است که اجرام کمربند کوییپر وکمربند سیارکها از این ناحیه عبور نمی کنند که جلوی نور ستارگان مورد بررسی را بگیرند.

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ هرشل

Herschel space telescope

این تلسکوپ فضایی با همکاری آمریکا و آژانس فضایی اروپا در16 آوریل سال 2009توسط موشک آریان 5به فضا فرستاده خواهد شد .وزن آن در هنگام پرتاب 3300 کیلوگرم وابعاد آن 7.5*4*4 متر است. این تلسکوپ مجهز به چند طیف سنج تصویر برداری و نورسنجی بسیار دقیق با نامهای HIFI,SPIRE,PACS می باشد.
مدت زمان عملیات آن بین 2 تا 3 سال در نظرگرفته شده است.آیینه آن دارای 3.5 متر قطر می باشد واز این لحاظ دارای بزرگترین قطردر میان تلسکوپهای موجود فرستاده شده به فضا می باشد.تلسکوپ در طول موجهای بلند به مطالعه شکل گیری عالم به ویژه نقاط سرد و دور دست عالم خواهد پرداخت.این تلسکوپ در محدوده مادون قرمز دور تا ناحیه با طول موج کمتر از میلی متر(از 60 تا 670 میکرومتر) کار می کند وقادر خواهد بود به مطالعه نواحی از عالم بپردازد که توسط غبارهای بین کهکشانی دیدن آنها توسط تلسکوپهای دیگر غیر ممکن است. این تلسکوپ طی دو مرحله و بعد از گذشت حدود 4 تا 6 ماه در نقطه دوم لاگرانژی سیستم خورشید- زمین(L2) در فاصله حدود 1.5 میلیون کیلومتری زمین قرار خواهد گرفت.نهایتا"این تلسکوپ بعد ازگذشت حدود 6 ماه دریافت فرمان از زمین وعملیات تصحیح مداری، در حالت عملیاتی قرار خواهد گرفت.
مشاهده ابرهای گازی وتوده های غباری که محل تولد ستارگان جدید می باشد و بررسی قرصهای گازی اطراف ستارگان که محل وجود سیارات احتمالی می باشد از برنامه های آن اعلام شده است.ظاهر عالم در ناحیه ای که توسط این تلسکوپ بررسی خواهد شد با آنچه که در ناحیه نور دیدگانی مشاهده می شود بسیار متفاوت است.بسیاری از اجرام عالم مانند توده های ابر وغبارآنقدر داغ نیستند که در نواحی دیدگانی یا مثلا" اشعه ایکس یا اشعه گاما تابش کرده وقابل رویت باشند از طرف دیگر، بسیاری از اجرام داغ مانند ستارگان که دارای درخشندگی در ناحیه دیدگانی طیف هستند هم در پشت لایه های تیره کننده ابر وغبار پنهان شده اند.
تلسکوپهای زمینی بدلیل وجود جو اطراف زمین که جذب کننده این پرتوهاست قادر به مشاهده عالم در این بخش از طیف نیستند.
گفتنی است نام این تلسکوپ در ابتدا FIRST ( مخفف کلمات Far InfraRed and

Submillimetre Telescope )بود که اکنون نام هرشل برای آن انتخاب شده است.ویلیام هرشل ستاره شناس انگلیسی است که در حدود سال 1800 میلادی به وجود پرتوهای مادون قرمز به عنوان قسمتی از طیف الکترومغناطیسی پی برد.

برای کسب اطلاعات بیشتر به آدرس زیر مراجعه نمایید:
http://herschel.jpl.nasa.gov/

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ کاسگرین

Cassegrain telescope

تلسکوپهای نوع کاسگرین دومین تجربه موفق در ساخت تلسکوپهای بازتابی بود و توسط م . کاسگرین فرانسوی در سال 1672 ابداع شد . آیینه مقعر اصلی٬ نور را از آسمان گرفته و به سمت آیینه ثانویه که دارای سطحی محدب و هذلولوی و درون فاصله کانونیآینه اصلی است بازتاب می کند . سپس این نور از روی آیینه ثانویه بازتابیده شده به عدسی چشمی می رسد . در این سیستم به دلیل استفاده همزمان از آیینه مقعر و محدب ابیراهی های آیینه ها بویژه ابیراهی کما تقریباً حذف شده است . ویژگی عمده این تلسکوپ میدان دید زیاد است .

در این تلسکوپ نیز لازم است ضریب M یعنی ضریب افزایش فاصله کانونی آیینه تعریف شود که معمولاً عددی بین 2 تا 6 انتخاب می شود .

بر اساس خاصیت سطوح هذلولوی پرتوی نوری که به سمت یکی از نقاط کانونی هذلولی در حرکت باشد در برخورد با سطح هذلولی منعکس شده و بدون هیچ گونه اختلالی به نقطه دوم کانونی هذلولی منتقل خواهد شد . بنابراین اگر آیینه اصلی تلسکوپ را در موقعیتی قرار بدهیم که نقطه کانونی آن بر نقطه کانونی اول هذلولی منطبق باشد تصویری که باید در این نقطه توسط آیینه ایجاد شود بعد از بازتاب از سطح آیینه ثانویه که قسمتی از هذلولی است بدون هیچ گونه ابیراهی یا تغییر شکل به نقطه کانونی دوم هذلولی منتقل می شود . حال به کمک یک عدسی چشمیمی توان تصویر را به صورت وارونه و با بزرگنمایی دلخواه مشاهده کرد .
از لحاظ کار ، آیینه ثانویه بسیار شبیه به عدسی بارلو عمل می کند چون سطح بازتاب دهنده آن از همگرایی پرتوهای نور کاسته و آنها را مجبور به همگرا شدن در نقطه ای دورتر و در سمت دیگر می کند و مانند این است که آیینه ای با فاصله کانونی بیشتری استفاده شده است . در این نوع تلسکوپ نیز همانند تلسکوپ گریگورین می توان یک آیینه تخت 45درجه را جلوی آیینه اصلی قرار داد و تصویر را به بیرون منتقل کرد .
حال به کمک شکل زیر به محاسبات ریاضی لازم در طراحی کاسگرین می پردازیم .

فرض کنید قطر آیینه اصلی D ،فاصله کانونی آن F و نسبت کانونیآن کم مثلاً بین F / 2 تا F / 6 باشد و M ضریب افزایش فاصله کانونی آیینه اصلی باشد . اگر بخواهیم تصویر نهایی در فاصله C از پشت آیینه اصلی تشکیل بشود (که تعیین کننده طول لوله نگهدارنده عدسی چشمی است ) آیینه ثانویه باید در فاصله A از نقطه کانونی آیینه اصلی قرار بگیرد که مقدار آن از فرمول زیر بدست می آید .
A=(F+C)/(M+1)

می توان گفت که فاصله آیینه ثانویه تا آیینه اصلی نیز برابر با F – A می باشد . فاصله B یعنی فاصله بین آیینه ثانویه تا تصویر نهایی مطابق فرمول زیر بدست می آید .
B=A*M
برای بدست آوردن فاصله کانونی آیینه ثانویه نیز از فرمول زیر استفاده می کنیم .
F=B/(M-1)

با این مشخصات فاصله کانونی مؤثر آیینه اصلی برابر با F *M، طول لوله تلسکوپ نیز برابر با F-A خواهد شد .

قطر آیینه ثانویه نیز مشابه تلسکوپ گریگورین نباید به گونه ای باشد که بیشتر از 25% مساحت آیینه اصلی را بپوشاند .
مثال : اگر از یک آیینه با قطر 6 اینچ، فاصله کانونی 30اینچ یعنی با نسبت کانونی F /5 استفاده شود ، با فرض اینکه ضریب M برابر با 4 باشد و فاصله لازم بین تصویر نهایی تا پشت آیینه اصلی ، C ، نیز برابربا6 اینچ باشد مقدار A مطابق فرمول داده شده برابر خواهد شد با :
A=(30+6)/(4+1)=7.2”
مقدار B برابر با A*M =7/2 *4 یعنی8/28 اینچ شده و فاصله کانونی مؤثر آیینه ثانویه ، برابر خواهد شد با F=28.8/(4-1)=9.6”
بنابراین فاصله کانونی مؤثر تلسکوپ برابر با F*M یعنی 120اینچ و نسبت کانونی نیز بصورت F/20 خواهد شد .

[Alireza_Mahan23]

تلسکوپ فضایی کامپتون

رصدخانه اشعه گاما کامپتون

Compton Gamma-Ray Observatory
(CGRO)

کامپتون نام دومین تلسکوپ فضایی است که با شاتل آتلانتیس در سال 1991 میلادی ( جمعه 16 فروردین 1370 خورشیدی) به فضا پرتاب شد .این تلسکوپ با 17 تن وزن سنگین ترین تلسکوپ فضایی جهان است که ماموریت آن بررسی عالم در طول موج گاما بوده وپس از سالها خدمت رسانی به نوع بشر در سال 2000 میلادی ( یکشنبه 15 خرداد1379 خورشیدی)با توجه به ارزش آن به زمین بازگردانده شد . رصد خانه تابش گاما کامپتون 11متر طول و 4 متر قطر دارد. این تلسکوپ در محدوده انرژی ۳۰ کیلوالکترون ولت تا ۳۰ گیگا الکترون ولت کار می کرد.
کشف کهکشانهای با هسته فعال یا بلیزرها از نتایج کار این رصد خانه بوده است.
تمامی تصاویر پرتو گاما (و همچنین پرتو X و امواج رادیویی ، مادون قرمز ، ماورای بنفش و ...)بدست آمده از این تلسکوپ بصورت مجازی رنگ آمیزی می شوند. رنگ های متفاوت نور عادی، برای نمایش دادن میزان قدرت پرتوگاما و یا انرژی آنها به کار می روند. اگر چه دانشمندان در واقع اینگونه تصاویر را برای برقراری ارتباط بیشتر با عموم تولید می کنند، تمامی اطلاعاتی که - از طریق این رصدها - به دست می آید، بصورت عددی است که برای استخراج داده های علمی، این اعداد و ارقام هستند که پردازش می شوند. حتی زمانی که دانشمندان، تصاویر را آنالیز می کنند، در واقع به بررسی اعدادی مشغولند که چنین تصاویری را ساخته اند.


برای کسب اطلاعات بیشتر به آدرس زیر مراجعه نمایید:
(فقط كاربران عضو مجاز به دیدن لینک ها هستند)