Technologia dla teleskopów

Od momentu wynalezienie 400 lat temu, teleskop astronomiczny ewoluował od małego, ręcznie kierowanego urządzenia do obserwacji wizualnych, do wielkiego, skomplikowanego, kontrolowanego komputerowo unstrumentu o pełnym cyfrowym zapisie obrazu. W trakcie rozwoju szczególnie ważne były dwie własności: zdolność zbierania światła, albo średnica zwierciadła teleskopu (pozwalając na wykrywanie słabszych i odleglejszych obiektów) oraz ostrość obrazu, albo rozdzielczość kątowa (umożliwiając rozróżnienie mniejszych i słabszych obiektów).

Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO), jako światowy lider w astronomii, opracowało różne zaawansowane technologie, które umożliwiły budowę cooraz większych zwierciadeł teleskopów, przy zachowaniu dobrej jakości optycznej.

ESO opracowało technikę optyki aktywnej, która jest obecnie używana we wszystkich współczesnych średnich i dużych teleskopach. Zachowuje ona optymalną jakość obrazu dzięki odkształcalnemu zwierciadłu z siłownikami, które aktywnie zmieniają ksztalt lustra w trakcie obserwacji.

Im większe zwierciadło, tym większa teoretyczna rodzielczość, ale nawet w najlepszych miejscach do obserwacji astronomicznych duże naziemne teleskopy optyczne nie mogą osiągnąć ostrości obrazy lepszej niż teleskopy o średnicach 20-40 centymetrów. Dzieje się ta kz powodu zaburzeń wprowadzanych przez ziemską atmosferę. W przypadku teleskopu 4-metrowego zaburzenia atmosferyczne degradują rozdzielczość o rząd wielkości w porównaniu do teoretycznych możliwości, a intensywność światła w centrum obrazu gwiazdy jest zmniejszona o czynnik 100 lub więcej. Jednym z podstawowych argumentów za wystrzeleniem Kosmicznego Teleskopu Hubble'a była chęć uniknięcia rozmazywania się obrazu. W niektórych współczesnych teleskopach wpływ atmosfery może być kompensowany za pomocą techniki optyki adaptatywnej. Teleskop VLT jest wiodącym instrumentem w optyce adaptatywnej, która  zrewolucjonizowała astronomię naziemną.

Łączenie światła zebranego przez dwa lub więcej teleskopów jest techniką określaną mianem interferometrii. Umożliwia zwiększenie rozdzielczości poza możliwości pojedynczego teleskopu. ESO było pionierem na tym polu, dzięki interferometrowi VLTI w Paranal.

Oprócz turbulencji atmosferycznych, teleskopy same z siebie także wprowadzają błędy do obserwacji astronomicznych. Błędy materiałów i niedokładności w wyposażeniu, od zwierciadeł do innych komponentów, mogą zepsuć widok kosmosu. Przez lata inżynierowie dokonali wielu ulepszeń w celu mzinimalizowania błędów powodowanych przez mechaniczny ruch elementów oraz ciepło. SPosoby polerowania luster także uległy poprawie, podobnie projekty wsporników dla zwierciadeł. Szkło o powolnym tempie rozszerzaniaa także pozwoliło na zredukowanie zaburzeń przy zmiennej temperaturze. Aby zredukować małe, ale zauważalne turbulencjce wewnątrz kopuły teleskopu, utrata ciepła przez silniki i elektronikę jest odpowiednio zmniejszana podczas nocy, a kopuła osłaniająca teleskop od wiatru jest chłodzona w trakcie dnia.