Technologie dalekohledů

Již od doby svého vynálezu před 400 roky se astronomické dalekohledy vyvinuly od  malých, manuálně pointovaných zařízení pro vizuální pozorování až k velkým, sofistikovaným, počítačem řízeným s plně digitálním výstupem. I přes tento vývoj, stále platí, že dvě vlastnosti jsou zvláště důležité: schopnost zachycovat světo, tedy průměr zrcadla (umožňuje nám zachycovat slabší a vzdálenější objekty) a ostrost obrazu, neboli úhlové rozlišení (umožňuje vidět menší a slabší objekty).

Evropská Jižní observatoř (ESO), světový lídr v oboru astronomie, vyvinula několik pokročilých technologií, která umožnila konstrukci ještě větších zrcadel dalekohledů se zachováním optické přesnosti.

ESO vyvinula techniku aktivní optiky, která se nyní používá ve většině moderních středně-vekých a velkých dalekohledech. Ta umožňuje zachovat optimální optický obraz díky spojení fexibilního zrcadla s aktuatory, které aktivně přizpůsobují tvar zrcadla během pozorování.

Čím větší zrcadlo, tím větší je teoretické rozlišení, ale ani v těch nejlepších podmínkách pro astronomii, pozemní dalekohledy pozorující v oblasti viditelných délek nemohou dosáhnout lepší ostrosti obrazu lepší než 20 až 40 centimetrové dalekohledy v průměru, v důsledku zkreslení způsobeného zemskou atmosférou. U 4-metrových dalekohledů atmosférické zkreslení znehodnocuje rozlišení dalekohledu více než o řád v porovnání s tím co by bylo teoreticky možné, přičemž intenzita světla v centru hvězdy je snížena řádově 100krát a více. Jeden z hlavních důvodů vypuštění Hubleova vesmírného dalekohledu NASA/ESA bylo vyhnutí se problémům se zemskou atmosférou. Efekty způsobené zemskou atmosférou mohou být v některých moderních dalekohledech částečně kompenzované  s použitím technologie adaptivní optiky. Dalekohled ESO VLT plnil vůdčí roli i v této oblasti adaptivní optiky, která způsobila revoluci v pozemní astronomii.

Kombinováním světla ze dvou a více dalekohledů collected metodou známou jako interferometrie můžeme zvětšit rozlišení za daleko za hranice dosažitelné jednotlivým dalekohedem. ESO je pionýrem interferometrie díky interferometru VLTI umístěnému na observaotoři Paranal.

Ke vlivu atmosférickým turbulencím je třeba ještě připočíst chyby způsobené během pozorování dalekohledem samotným. Výrobní chyby a nepravidelnosti v zařízeních, počínaje zrcadly a konstrukčními prvky konče mohou znehodnotit pohled na vesmír. Během let inženýři navrhli a provedli řadu zlepšení sloužící k minimalizaci problémů s opotřebením zůsobených mechanickými pohyby dalekohledu a teplem. Broušení a leštění zrcadel bylo zdokonaleno spolu se způsoby uchycení zrcadla a dalších komponent za účelem minimalizace deformace Sklo s velmi malým vnitřním pnutím také redukuje změny zrcadla v důsledku změny teploty.  K redukci malé ale znatelné turbulence uvnitř pozorovací kopule dalekohledu, jsou tepelné ztráty z motoru a dalších elektronických komponent během pozorování sníženy a kopule samotná, která chrání dalekohled před povětrnostními vlivy je vychlazena během dne.