Телеско́п (від — «далеко» + — «бачити, дивитися»), також заст. далекогля́д, далекозо́р, далеви́д— прилад для спостереження віддалених об'єктів, найчастіше — астрономічних. Перші телескопи мали збільшення всього в 30 разів, сучасні любительські телескопи мають збільшення в 170—760 разів. Неозброєним оком людина може бачити близько 9000 зір, найпростішими телескопами — від 500 тисяч до 100 мільйонів зір, телескопами в обсерваторіях — порядку мільярда.
Перші прототипи телескопа створили незалежно один від одного у 1608 році три винахідники: Ганс Ліпперсгей, Захарій Янсен та The Gallileo Project. The Telescope. . 1609 року конструкцію вдосконалив Галілео Галілей. Ці телескопи були оптичними, і за наступні понад 400 років створено багато оптичних схем та їх модифікацій. Деякі з них використовують систему лінз (рефрактори), інші — систему дзеркал (рефлектори), а частина є комбінованими.
Спостереження за допомогою телескопів у XVI—XVIII століттях були виключно візуальними, оскільки інші методи реєстрації зібраного телескопом світла на той момент ще не були винайдені. Наприкінці XIX століття з розповсюдженням фотографії почали використовуватися фотопластинки, які були розповсюдженим інструментом до 1990-х років . Потужний поштовх до розвитку нових типів телескопів відбувся з середини XX століття з винайденням напівпровідникових матеріалів, які призвели до створення ПЗЗ-камер. Також, починаючи з 1960-х років, почалися запуски телескопів на навколоземну орбіту, завдяки чому виник окремий клас космічних телескопів.
Нині термін «телескоп» вживається не тільки для позначення оптичних телескопів. Радіотелескопи є антенами і призначені для спостережень у діапазонах електромагнітних хвиль, невидимих для людського ока: гамма, рентгенівському, ультрафіолетовому, інфрачервоному та радіодіапазоні. Подекуди термін «телескоп» застосовують і для детекторів інших типів, таких як нейтринний телескоп , гравітаційно-хвильовий телескоп, черенковський телескоп (для реєстрації космічних променів) .
Станом на 2024 рік найбільшим дзеркальним телескопом був 10,4-метровий Великий телескоп Канарських островів, а найбільшим лінзовим — 102-сантиметровий рефрактор в Єркській обсерваторії.
Призначення Основне призначення будь-якого оптичного телескопа, незалежно від конструкції — збирати світло від віддалених об'єктів. Світло фокусується за допомогою системи дзеркал або лінз та потрапляє до детектора — людського ока, фотопластинки, ПЗЗ-камери, спектрографа тощо.
Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло й будує зображення об'єкта або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з іншими частинами телескопа за допомогою корпусу. Механічна конструкція, яка підтримує корпус й забезпечує його поворот у двох площинах для наведення на певну ділянку неба, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (під час візуальних спостережень), то обов'язково потрібен окуляр, через який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. Для фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр не потрібен. Фотографічну пластинку, вхідну діафрагму електрофотометра, щілину спектрографа тощо встановлюють безпосередньо у фокальній площині телескопа.
Назва
Галілео Галілей, один з винахідників телескопа, використовував латинський термін perspicillum.
Термін «телескоп» придумав грецький поет-богослов Джованні Демісіані на бенкеті, що відбувся 14 квітня 1611 року. Слово утворено шляхом об'єднання (далеко) і (спостерігати, розглядати), тобто «телескоп» дослівно означає «далекоглядний». Серед архаїзмів української мови є далекогля́д, далековид.
Історія
Найперші відомі робочі телескопи з'явилися 1608 року; їх створення приписують Гансу Ліпперсгею, він же першим подав заявку на патент винаходу телескопаThe history of the telescope Henry C. King, Harold Spencer Jones Publisher Courier Dover Publications ISBN 0-486-43265-3, ISBN 978-0-486-43265-6. Серед багатьох інших, які стверджували, що винайшли телескоп, були Захарій Янсен — голландський окулярний майстер із Мідделбурга, і з Алкмара. Конструкція цих ранніх рефракторів складалася з опуклої лінзи об'єктива й увігнутого окуляра. Галілео Галілей застосував таку конструкцію наступного року. У 1611 році Йоганн Кеплер описав, як можна зробити телескоп з опуклою лінзою об'єктива й опуклою лінзою окуляра, а в 1655 році астрономи, включно з Християном Гюйгенсом, почали будувати безкорпусні телескопи з цією оптичною схемою. Найсуттєвішим недоліком ранніх рефлекторів була хроматична аберація, внаслідок якої зображення світил мали веселкову облямівку, що обмежувало роздільну здатність приладу.
Ісаак Ньютон побудував один з перших рефлекторів в 1668 році. Він складався з увігнутого сферичного дзеркала та невеликого плоского діагонального дзеркала для відбиття світла в окуляр, встановлений збоку телескопа. Рефлектор Ньютона був позбавлений хроматичної аберації, але натомість страждав від сферичної аберації, внаслідок якої зображення все ж були розмитими. Оптичні схеми рефлекторів, позбавлені сферичної аберації, запропонували Джеймс Грегорі (1663) і Лоран Кассегрен (1672). В їх конструкціях первинне дзеркало було увігнутим параболічним, а вторинне дзеркало відбивало світло в отвір у центрі головного дзеркала. У схемі Кассегрена вторинне дзеркало було опуклим гіперболоїдом і формувалося перевернуте зображення. У схемі Грегорі вторинне дзеркало було увігнутим еліпсоїдом і зображення було прямим (неперевернутим).
Ахроматичні об'єктиви з двох лінз із різними показниками заломлення, які значно знижували хроматичну аберацію, дозволили зробити рефрактори меншими. Перший такий об'єктив спроєктував і замовив виготовлення Честер Мур Голл 1733 року, але він не публікував своїх результатів. Джон Доллонд відтворив винахід Голла 1754 року й запатентував його 1758 року. Його сімейне підприємство почало виготовляти й продавати ахроматичні дублетиLovell, D. J.; 'Optical anecdotes', pp.40-41Wilson, Ray N.; 'Reflecting Telescope Optics: Basic design theory and its historical development', p.14..
Важливими подіями в історії рефлекторних телескопів було створення параболічного дзеркала діаметром 15 см у 1721 році.
У XVIII — XIX століттях дзеркала рефлекторів виготовляли зі спекулуму (олов'яної бронзи). 1857 року Леон Фуко винайшов процес сріблення дзеркал«Inventor Biographies — Jean-Bernard-Léon Foucault Biography (1819—1868)» . madehow.com. Retrieved 2013-08-01. й оптики почали переходити на скляні дзеркала, які після механічної обробки вкривали тонкою плівкою срібла, що має кращий коефіцієнт відбиття. Із 1930-х років замість срібла почали використовувати покриття з дешевшого й довговічнішого алюмінію«Bakich sample pages Chapter 2» (PDF). p. 3. Retrieved 2013-08-01. «John Donavan Strong, a young physicist at the California Institute of Technology, was one of the first to coat a mirror with aluminum. He did it by thermal vacuum evaporation. The first mirror he aluminized, in 1932, is the earliest known example of a telescope mirror coated by this technique.».
До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль відігравали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Усі ці спостереження здійснювалися візуально, і рефрактор із дволінзовим об'єктивом задовольняв потреби астрономів.
Починаючи з кінця XIX ст., і особливо у XX ст. характер астрономічної науки зазнав суттєвих змін. Більшість досліджень зсунулася в галузь астрофізики й зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зір, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання — фотографічна пластинка і фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопія. Були відкриті нові діапазони електромагнітного спектра. Як наслідок, з'явилися нові типи телескопів.
Зокрема, було виявлено, що окрім наявності хроматичних аберацій, лінзи в телескопах-рефракторах поглинають ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання. Фотографічні емульсії та фотоелементи чутливі в ширшій області спектра, ніж око, і тому хроматична аберація під час роботи з цими приймачами позначається сильніше. Як наслідок, набули розповсюдження телескопи-рефлектори, де замість лінз використовується система дзеркал.
Епоха радіотелескопів (разом з радіоастрономією) зародилася з випадкового відкриття Карлом Янським космічного радіовипромінювання у 1931 році. У XX столітті розроблено багато видів телескопів у широкому діапазоні довжин хвиль — від радіо до гамма-променів. Оскільки земна атмосфера непрозора для гамма-, рентгенівського та ультрафіолетового випромінювання, телескопи, що працюють у цих діапазонах, є винятково космічними, а перші з них були запушені на навколоземну орбіту в 1965, 1970 та 1968 роках відповідно.
Основні характеристики телескопів Основні характеристики телескопа: апертура, світлосила, збільшення, роздільна здатність і поле зору.
Збільшення дорівнює відношенню фокусної відстані об'єктива та окуляра, розраховується за формулою:
де — фокусна відстань об'єктива, — фокусна відстань окуляра.
Другий телескоп Галілея мав збільшення всього в 30 разів. Сучасні, навіть аматорські, телескопи мають збільшення в 170—760 разів.
Приклади У таблиці наведено деякі телескопи (для аматорських — без застосування ПЗЗ-камери), їхні граничні зоряні величини (ГЗВ) та типи об'єктів, які в них можна спостерігати. Діаметр телескопаГЗВТипи об'єктів (цілі спостережень)ПриміткиНеозброєне око (для порівняння)~6,5Близько 9000 зір, 4 галактики (Велика і Мала Магелланові хмари, M31, M33).Бінокль, діаметр лінз 50 мм~10Потенційно — до 627 000 зірЛюбительський телескоп, D=100 мм~12Потенційно — до 5,3 мільйона зір, усі об'єкти каталогу Мессьє.Любительський телескоп, D=280 мм~15Потенційно — до 130 мільйонів зір, майже всі об'єкти Нового загального каталогу.Космічний телескоп «Кеплер» (0,95 м)~16В рамках розширеної цілі місії були проведені спостереження понад 500 тисяч зір (при максимальній потенційній кількості в 380 мільйонів) з метою пошуку проходження екзопланет.Transiting Exoplanet Survey Satellite, TESS (10 см)~16-17200-400 тисяч зір з метою спостереження транзитів екзопланет. Деякі з астероїдів, комет, відносно яскравих галактик, туманностей та інших об'єктів, які потрапляють в кадр.Великий рефрактор Єркської обсерваторії (102 см)~17Потенційно — до 1 мільярда зір.Оглядовий телескоп Мо-цзи (D=2,5 м)21,5-23,6Наднові в галактиках з червоним зсувом до z~0,1 (~1,3 мільярда світлових років).Великий телескоп Канарських островів (10,4 м)25,8-26,5Галактики з червоним зсувом до z~6,5. Тривалість експозиції становить близько 40 000 секунд (понад 11 годин).Тридцятиметровий телескоп (30 м)27.5Галактики з червоним зсувом щонайменше z=2,5.«Габбл»31,5Галактики з червоним зсувом до z~5,8-6,0 (Hubble Ultra Deep Field).«Джеймс Вебб»>30?Галактики з червоним зсувом до понад z=10. Через великий червоний зсув ці галактики невидимі в оптичному діапазоні, тому цей телескоп одразу проєктували таким чином, щоб він міг проводити спостереження в інфрачервоному діапазоні.
Теоретичні викладки Апертура телескопа визначає потік світла: чим вона більша — тим (при однакових інших умовах) яскравішим буде зображення. Для астрономічних телескопів застосовуються позначення апертури як частки фокусної відстані об'єктива, наприклад f/8.0, що означає апертуру в 1/8 від фокусної відстані об'єктива.
Поза межами земної атмосфери викривлення повністю відсутнє, тому максимальна роздільна здатність телескопа теоретично визначається лише дифракційною межею:
Кутова роздільна здатність у радіанах дорівнює відношенню довжини () хвилі до лінійної апертури (). Наприклад, теоретична роздільна здатність космічного телескопа із дзеркалом діаметром 2,4 метра (як у телескопа Габбл) на довжині хвилі 555 нм становить 0,05 кутової секунди. Потрібно розрізняти кутове збільшення, яке є характеристикою власне телескопа, і роздільну здатність (зокрема, максимальну), яка залежить ще й від довжини хвилі, на якій ведеться спостереження.