Технології для телескопів

Від початку його винаходу 400 років тому, астрономічний телескоп перетворився із малого ручного приладу для візуальних спостережень у великий складний інструмент із комп'ютерним управлінням та повним цифровим виходом. Протягом усього цього розвитку, дві його властивості були особливо важливими: прониклива здатність, або перетин головного дзеркала телескопа (дозволяє виявлення слабких та більш віддалених об'єктів), та "гострота зору" телескопа, або кутова роздільна здатність, що дозволяє добре реєструвати малі та слабкі об’єкти.

Європейська Південна Обсерваторія (ESO), як світовий лідер на ниві астрономії, створила кілька передових технологій, які дозволили будівництво ще більших дзеркал телескопів при збереженні їх оптичної точності.

ESO розробила систему активної оптики, котра наразі використовується у більшості сучасних середніх та великих телескопів. Вона зберігає оптимальну якість зображення шляхом поєднання відносно гнучких дзеркал із соленоїдами, які активно регулюють форму їх поверхні під час спостережень.

Чим більше дзеркало, тим більше його теоретична роздільна здатність, але навіть у найкращих для астрономічних спостережень місцях, великі наземні телескопи у діапазоні видимого світла не можуть досягти кращої різкості зображень, ніж телескопи з діаметрами від 20 до 40 см, у зв'язку із спотвореннями, котрі вносить тремтіння атмосфери. Для телескопа 4 м, атмосферні спотворення погіршують роздільну здатність більш ніж у десять разів у порівнянні з тим, що для нього теоретично можливо, а інтенсивність світла зорі у центральній частині її зображення знижується у 100 та більше разів. Однією з головних причин запуску Космічного Телескопа Хаббл (NASA/ESA) було бажання уникнути цього розмиття зображень. Ефекти впливу атмосфери можуть бути компенсовані на деяких сучасних телескопах завдяки технології адаптивної оптики. VLT ESO також лідирує в технологіях адаптивної оптики, яка зробила революцію у наземній астрономії.

Поєднання світла, зібраного двома або більше телескопами, завдяки технології, що опирається на явище інтерферометрії, може підвищити роздільну здатність понад межу, що досяжна для одного телескопа. ESO є піонером у цій галузі із її Дуже Великим Телескопом-інтерферометром (VLTI) в обсерваторії на Параналі.

На додаток до атмосферної турбулентності, телескопи самі можуть вносити помилки в астрономічні спостереження. Помилки під час виробництва та порушення в обладнанні, починаючи від дзеркал і до вузлів телескопа, можуть зіпсувати прийняті види космосу. Протягом багатьох років, інженери зробили ряд поліпшень для мінімізації помилок від зносу та пошкоджень, викликаних механічним рухом телескопа, та тепловими ушкодженнями. Покращились фігурування та полірування робочих поверхонь телескопічних дзеркал, поряд з проектуванням нових жорстких опорних конструкцій та зменшенням деформацій дзеркал. Застосування скла із низьким коефіцієнтом теплового розширення також знизило спотворення поверхонь дзеркал під час коливання їх температур. Для зменшення невеликої, проте помітної турбуленції всередині башти телескопа, втрати тепла від двигунів та електронного устаткування скорочуються протягом ночі, а купол, який захищає телескоп від вітру, охолоджується протягом дня.