Teleskopets historie - History of the telescope
Den historie av teleskopet kan spores tilbake til før oppfinnelsen av de tidligste kjente teleskop , som dukket opp i 1608 i Nederland , da et patent ble presentert av Hans Lipperhey , en brille maker. Selv om Lippershey ikke mottok sitt patent, spredte nyheter om oppfinnelsen seg snart over Europa. Utformingen av disse tidlige Refraktor besto av en konveks objektiv linse og en konkav okularet . Galilei forbedret dette designet året etter og brukte det på astronomi. I 1611 beskrev Johannes Kepler hvordan et langt mer nyttig teleskop kunne lages med en konveks objektiv og et konveks okular. I 1655 bygde astronomer som Christiaan Huygens kraftige, men uhåndterlige Keplerian -teleskoper med sammensatte okular.
Isaac Newton får æren for å ha bygd den første reflektoren i 1668 med et design som inneholdt et lite flatt diagonalt speil for å reflektere lyset til et okular montert på siden av teleskopet. Laurent Cassegrain beskrev i 1672 utformingen av en reflektor med et lite konvekt sekundært speil for å reflektere lys gjennom et sentralt hull i hovedspeilet.
Det akromatiske objektivet , som kraftig reduserte fargeavvik i objektive linser og muliggjorde kortere og mer funksjonelle teleskoper, dukket først opp i et 1733 -teleskop laget av Chester Moore Hall , som ikke offentliggjorde det. John Dollond fikk vite om Halls oppfinnelse og begynte å produsere teleskoper ved bruk av det i kommersielle mengder, fra 1758.
Viktige utviklinger i reflekterende teleskoper var John Hadleys produksjon av større paraboloidale speil i 1721; prosessen med sølvfargede glassspeil introdusert av Léon Foucault i 1857; og adopsjon av langvarige aluminiserte belegg på refleksspeil i 1932. Ritchey-Chretien- varianten av Cassegrain-reflektor ble oppfunnet rundt 1910, men ble ikke tatt i bruk før etter 1950; mange moderne teleskoper inkludert Hubble romteleskop bruker denne designen, som gir et bredere synsfelt enn et klassisk Cassegrain.
I perioden 1850–1900 led reflektorer problemer med speil av metallspeil, og et betydelig antall "Great Refractors" ble bygget fra 60 cm til 1 meter blenderåpning, som kulminerte med Yerkes Observatory refractor i 1897; Fra begynnelsen av 1900-tallet ble det imidlertid bygget en serie stadig større reflektorer med glassspeil, inkludert Mount Wilson 60-tommers (1,5 meter), 100-tommers (2,5 meter) Hooker-teleskop (1917) og 200-tommers (5 meter) Hale -teleskop (1948); stort sett alle store forskningsteleskoper siden 1900 har vært reflektorer. En rekke 4 meter lange (160 tommer) teleskoper ble bygget på overlegne steder i høyere høyde, inkludert Hawaii og den chilenske ørkenen i perioden 1975–1985. Utviklingen av det datamaskinstyrte alt-azimut-fjellet på 1970-tallet og aktiv optikk på 1980-tallet muliggjorde en ny generasjon enda større teleskoper, med 10-meters (400 tommer) Keck-teleskoper i 1993/1996, og en rekke 8-meter teleskoper inkludert ESO Very Large Telescope , Gemini Observatory og Subaru Telescope .
Epoken med radioteleskoper (sammen med radio astronomi ) ble født med Karl Guthe Jansky 's serendipitous oppdagelsen av en astronomisk radio kilde i 1931. Mange typer teleskoper ble utviklet i det 20. århundre for et bredt spekter av bølgelengder fra radio til gamma- stråler . Utviklingen av romobservatorier etter 1960 tillot tilgang til flere bånd som var umulig å observere fra bakken, inkludert røntgenstråler og lengre bølgelengde infrarøde bånd.
Optiske teleskoper
Optiske fundamenter
Objekter som ligner linser dateres tilbake til 4000 år, selv om det er ukjent om de ble brukt til deres optiske egenskaper eller bare som dekorasjon. Greske beretninger om de optiske egenskapene til vannfylte kuler (5. århundre f.Kr.) etterfulgt av mange århundrer med skrifter om optikk, inkludert Ptolemaios (2. århundre) i sin optikk , som skrev om lysets egenskaper inkludert refleksjon , brytning og farge , fulgte av Ibn Sahl (900-tallet) og Ibn Al-Haytham (1000-tallet).
Faktisk bruk av linser stammer fra den utbredte produksjonen og bruken av briller i Nord -Italia fra slutten av 1200 -tallet. Oppfinnelsen for bruk av konkave linser for å korrigere nærsynthet tilskrives Nicholas of Cusa i 1451.
Oppfinnelse
Den første rekorden for et teleskop kommer fra Nederland i 1608. Det er i et patent innlevert av Middelburg brilleprodusent Hans Lippershey til Nederlandene General 2. oktober 1608 for instrumentet hans " for å se ting langt borte som om de var i nærheten ". Noen uker senere søkte en annen nederlandsk instrumentprodusent, Jacob Metius, også om patent. Statens general ga ikke patent siden kunnskapen om enheten allerede syntes å være allestedsnærværende, men den nederlandske regjeringen ga Lippershey kontrakt med kopier av designen hans .
De originale nederlandske teleskopene var sammensatt av en konveks og en konkav linse - teleskoper som er konstruert på denne måten, snur ikke bildet. Lippersheys originale design hadde bare 3x forstørrelse . Teleskoper ser ut til å ha blitt gjort i Nederland i et betydelig antall like etter denne datoen for "oppfinnelsen", og fant raskt veien over hele Europa.
Krav fra tidligere oppfinnelse
I 1655 prøvde den nederlandske diplomaten William de Boreel å løse mysteriet om hvem som oppfant teleskopet. Han hadde en lokal sorenskriver i Middelburg som fulgte opp Boreels barndom og erindringer fra voksne om en brilleprodusent ved navn "Hans" som han husket som oppfinneren av teleskopet. Magistraten ble kontaktet av en da ukjent fordringshaver, Middelburg brilleprodusent Johannes Zachariassen, som vitnet om at hans far, Zacharias Janssen oppfant teleskopet og mikroskopet allerede i 1590. Dette vitnesbyrdet virket overbevisende for Boreel, som nå husket at Zacharias og faren hans , Hans Martens, må ha vært den han husket. Boreels konklusjon om at Zacharias Janssen oppfant teleskopet litt foran en annen brilleprodusent, Hans Lippershey , ble vedtatt av Pierre Borel i boken De vero telescopii inventore fra 1656 . Uoverensstemmelser i Boreels etterforskning og Zachariassens vitnesbyrd (inkludert Zachariassen som gir en feilaktig fremstilling av hans fødselsdato og rolle i oppfinnelsen) har fått noen historikere til å anse denne påstanden som tvilsom. "Janssen" -kravet vil fortsette gjennom årene og bli lagt til med Zacharias Snijder i 1841 med fire jernrør med linser i som hevdet å være 1590 eksempler på Janssens teleskop og historiker Cornelis de Waards 1906 påstand om at mannen som prøvde å selge et ødelagt teleskop til astronomen Simon Marius på bokmessen i Frankfurt i 1608 må ha vært Janssen.
I 1682 noterte protokollen fra Royal Society i London Robert Hooke Thomas Digges ' Pantometria fra 1571 (en bok om måling, delvis basert på faren Leonard Digges ' notater og observasjoner) syntes å støtte en engelsk påstand om oppfinnelsen av teleskopet , som beskrev Leonard som å ha en billettpris på glass på midten av 1500 -tallet basert på en idé av Roger Bacon . Thomas beskrev det som " i proporsjonale briller som var behørig plassert i praktiske vinkler, ikke bare oppdaget ting langt borte, leste bokstaver, nummererte pengesedler med selve mynten og overskriften av disse, kastet av noen av hans venner med hensikt på nedturer i åpne felt, men også syv mil unna erklærte hva som har blitt gjort i det øyeblikket på private steder . " Kommentarer om bruken av proporsjonale eller "perspektivglass" er også gitt i skrifter av John Dee (1575) og William Bourne (1585). Bourne ble bedt i 1580 om å undersøke Diggs -enheten av dronning Elizabeth Is hovedrådgiver Lord Burghley . Bourne's er den beste beskrivelsen av det, og fra hans forfatterskap så det ut til å bestå av å kikke inn i et stort buet speil som reflekterte bildet som ble produsert av et stort objektiv. Ideen om et "elisabethansk teleskop" har blitt utvidet gjennom årene, inkludert astronom og historiker Colin Ronan som på 1990 -tallet konkluderte med at dette reflekterende/brytende teleskopet ble bygget av Leonard Digges mellom 1540 og 1559. Dette "bakover" reflekterende teleskopet ville ha vært uhåndterlig, det trengte veldig store speil og objektiv for å fungere, observatøren måtte stå bakover for å se på opp -ned -utsikten, og Bourne bemerket at det hadde et veldig smalt synsfelt som gjorde det uegnet for militære formål. Den optiske ytelsen som kreves for å se detaljene om mynter som ligger i felter eller private aktiviteter syv miles unna, ser ut til å være langt utover datidens teknologi, og det kan være at "perspektivglasset" som ble beskrevet var en langt enklere idé, med opprinnelse med Bacon, om å bruke et enkelt objektiv holdt foran øyet for å forstørre et fjernt syn.
Oversettelser av notatbøkene til Leonardo da Vinci og Girolamo Fracastoro viser både bruk av vannfylte krystaller eller en kombinasjon av linser for å forstørre månen, selv om beskrivelsene er for skisserte til å avgjøre om de var arrangert som et teleskop.
Et forskningsoppslag fra 1959 av Simon de Guilleuma hevdet at bevis han hadde avdekket pekte på den franskfødte brilleprodusenten Juan Roget (død før 1624) som en annen mulig byggmester av et tidlig teleskop som gikk foran Hans Lippersheys patentsøknad.
Spredning av oppfinnelsen
Lippersheys søknad om patent ble nevnt på slutten av en diplomatisk rapport om en ambassade til Holland fra kongeriket Siam sendt av den siamesiske kongen Ekathotsarot : Ambassades du Roy de Siam envoyé à l'Excellence du Prince Maurice, arrivé à La Haye le 10. september. 1608 ( ambassaden til kongen av Siam sendt til sin eksellanse prins Maurice, ankom Haag 10. september 1608 ). Denne rapporten ble utgitt i oktober 1608 og distribuert over hele Europa, noe som førte til eksperimenter av andre forskere, for eksempel italieneren Paolo Sarpi , som mottok rapporten i november, og den engelske matematikeren og astronomen Thomas Harriot , som brukte et seksdrevet teleskop av sommeren 1609 for å observere trekk på månen.
Den italienske polymaten Galileo Galilei var i Venezia i juni 1609 og hørte der om det "nederlandske perspektivglasset", et militært spyglass , ved hjelp av hvilke fjerne objekter dukket opp nærmere og større. Galileo uttaler at han løste problemet med konstruksjonen av et teleskop den første natten etter at han kom tilbake til Padua fra Venezia og laget sitt første teleskop dagen etter ved å bruke en konveks objektiv i en ende av et blyrør og et konkavt okularobjektiv i den andre enden, et arrangement som kom til å bli kalt et galileisk teleskop . Noen dager etterpå, etter å ha lyktes med å lage et bedre teleskop enn det første, tok han det med til Venezia hvor han formidlet detaljene om oppfinnelsen til offentligheten og presenterte selve instrumentet for dogen Leonardo Donato , som satt i full råd. Den Senatet i retur oppgjør ham for livet i sin foreleser på Padova og doblet lønnen hans.
Galileo brukte tiden sin på å forbedre teleskopet, og produserte teleskoper med økt kraft. Hans første teleskop hadde en 3x forstørrelse, men han lagde snart instrumenter som forstørret 8x og til slutt, en nesten en meter lang med et 37mm objektiv (som han ville stoppe ned til 16mm eller 12mm) og en 23x forstørrelse. Med dette siste instrumentet begynte han en rekke astronomiske observasjoner i oktober eller november 1609, og oppdaget satellittene til Jupiter , åser og daler på månen , Venus -fasene og observerte flekker på solen (ved bruk av projeksjonsmetoden i stedet for direkte observasjon) . Galileo bemerket at revolusjonen av Jupiters satellitter, Venus-fasene, solens rotasjon og den vippede banen dens flekker fulgte en del av året, pekte på gyldigheten av det solsentrerte kopernikanske systemet fremfor andre jord-sentrerte systemer som som den som ble foreslått av Ptolemaios .
Galileos instrument var det første som fikk navnet "teleskop". Navnet ble oppfunnet av den greske poeten/teologen Giovanni Demisiani på en bankett som ble holdt 14. april 1611 av prins Federico Cesi for å gjøre Galileo Galilei til medlem av Accademia dei Lincei . Ordet ble opprettet fra det greske tele = 'langt' og skopein = 'å se eller se'; teleskopos = 'langsiktig'.
I 1626 hadde kunnskap om teleskopet spredt seg til Kina da den tyske jesuitten og astronomen Johann Adam Schall von Bell publiserte Yuan jing shuo ( forklaring på teleskopet ) på kinesisk og latin.
Ytterligere forbedringer
Brytende teleskoper
Johannes Kepler forklarte først teorien og noen av de praktiske fordelene ved et teleskop konstruert av to konvekse linser i sin Catoptrics (1611). Den første personen som faktisk konstruerte et teleskop av denne formen var jesuitten Christoph Scheiner som gir en beskrivelse av det i sin Rosa Ursina (1630).
William Gascoigne var den første som hadde hovedfordelen med teleskopformen som Kepler foreslo: at en liten materiell gjenstand kunne plasseres ved objektets og okularets felles fokusplan . Dette førte til hans oppfinnelse av mikrometeret , og hans anvendelse av teleskopiske severdigheter på astronomiske presisjonsinstrumenter. Det var først på midten av 1600 -tallet at Keplers teleskop ble brukt generelt: ikke så mye på grunn av fordelene Gascoigne påpekte, men fordi synsfeltet var mye større enn i det galileiske teleskopet .
De første kraftige teleskopene for Keplerian -konstruksjonen ble laget av Christiaan Huygens etter mye arbeid - der broren hjalp ham. Med en av disse: en objektivdiameter på 2,24 tommer (57 mm) og en brennvidde på 12 fot (3,7 m), oppdaget han den lyseste av Saturns satellitter ( Titan ) i 1655; i 1659 publiserte han sitt " Systema Saturnium " som for første gang ga en sann forklaring på Saturns ring - basert på observasjoner gjort med det samme instrumentet.
Refraktorer med lang brennvidde
Den skarpheten av bildet i Kepler teleskop var begrenset av kromatisk aberrasjon innført av den ikke-jevne brytningsegenskapene for objektivlinsen. Den eneste måten å overvinne denne begrensningen ved høy forstørrelseseffekt var å lage mål med svært lange brennvidder. Giovanni Cassini oppdaget Saturns femte satellitt ( Rhea ) i 1672 med et teleskop som var 11 meter langt. Astronomer som Johannes Hevelius konstruerte teleskoper med brennvidder på hele 46 meter. I tillegg til å ha virkelig lange rør, trengte disse teleskopene stillaser eller lange master og kraner for å holde dem oppe. Verdien som forskningsverktøy var minimal siden teleskopets ramme "rør" bøyde og vibrerte i den minste bris og noen ganger kollapset helt.
Luftteleskoper
I noen av de veldig lange brytningsteleskopene som ble konstruert etter 1675, ble det ikke brukt noe rør i det hele tatt. Målet ble montert på en svingbar kuleledd på toppen av en stolpe, et tre eller en hvilken som helst tilgjengelig høy struktur og rettet ved hjelp av snor eller forbindelsesstang. Okularet ble håndholdt eller montert på et stativ i fokus, og bildet ble funnet ved prøving og feiling. Disse ble følgelig kalt luftteleskoper . og har blitt tilskrevet Christiaan Huygens og hans bror Constantijn Huygens, Jr. selv om det ikke er klart at de oppfant det. Christiaan Huygens og broren hans laget mål på opptil 220 mm i diameter og 64 fot brennvidde og andre som Adrien Auzout laget teleskoper med brennvidder på opptil 180 fot. Teleskoper av så stor lengde var naturlig vanskelig å bruke og må ha beskattet observatørenes dyktighet og tålmodighet ytterst. Antall teleskoper ble ansatt av flere andre astronomer. Cassini oppdaget Saturns tredje og fjerde satellitter i 1684 med luftteleskopmål laget av Giuseppe Campani som var 100 og 136 fot (30 og 41 m) i brennvidde.
Reflekterende teleskoper
Evnen til et buet speil til å danne et bilde kan ha vært kjent siden Euklides tid og hadde blitt grundig studert av Alhazen på 1000 -tallet. Galileo, Giovanni Francesco Sagredo og andre, ansporet av deres kunnskap om at buede speil hadde lignende egenskaper som linser, diskuterte ideen om å bygge et teleskop ved hjelp av et speil som bildedannende mål. Niccolò Zucchi , en italiensk jesuittisk astronom og fysiker, skrev i boken Optica philosophia fra 1652 at han prøvde å bytte ut linsen til et brytende teleskop med et bronse konkavt speil i 1616. Zucchi prøvde å se seg inn i speilet med en håndholdt konkav linse, men gjorde det ikke få et tilfredsstillende bilde, muligens på grunn av den dårlige kvaliteten på speilet, vinkelen det ble vippet mot, eller det faktum at hodet hans delvis hindret bildet.
I 1636 foreslo Marin Mersenne et teleskop bestående av et paraboloidalt primærspeil og et paraboloidalt sekundært speil som spretter bildet gjennom et hull i primæren, og løser problemet med å se på bildet. James Gregory gikk nærmere inn på i sin bok Optica Promota (1663), og påpekte at et reflekterende teleskop med et speil som var formet som delen av en kjeglesnitt , ville korrigere sfærisk aberrasjon så vel som den kromatiske aberrasjonen som ble sett hos refraktorer. Designet han kom med, bærer navnet hans: " gregoriansk teleskop "; men ifølge sin egen tilståelse hadde Gregory ingen praktisk dyktighet, og han fant ingen optiker som var i stand til å realisere ideene sine, og etter noen resultatløse forsøk var han forpliktet til å forlate alt håp om å ta teleskopet i bruk.
I 1666 oppfattet Isaac Newton , basert på hans teorier om brytning og farge, at feilene ved brytningsteleskopet mer skyldtes et objektivs varierende brytning av lys i forskjellige farger enn et objektivets ufullkomne form. Han konkluderte med at lys ikke kunne brytes gjennom en linse uten å forårsake kromatisk avvik, selv om han feilaktig konkluderte med noen grove eksperimenter at alle brytningsstoffer ville avvike fra de prismatiske fargene i en konstant proporsjon med deres gjennomsnittlige brytning. Fra disse forsøkene konkluderte Newton med at det ikke kunne gjøres noen forbedring i brytningsteleskopet. Newtons eksperimenter med speil viste at de ikke led av linsers kromatiske feil, for alle lysfarger var innfallsvinkelen reflektert i et speil lik refleksvinkelen , så som et bevis på teoriene hans satte Newton seg for å bygge et reflekterende teleskop. Newton fullførte sitt første teleskop i 1668, og det er det tidligste kjente funksjonelle reflekterende teleskopet. Etter mye eksperiment valgte han en legering ( speculum metal ) av tinn og kobber som det mest passende materialet for sitt objektive speil. Senere utviklet han midler for sliping og polering av dem, men valgte en sfærisk form for speilet i stedet for en parabel for å forenkle konstruksjonen. Han la til reflektoren sin det som er kjennetegnet ved utformingen av et " Newtonsk teleskop ", et sekundært "diagonal" speil nær primærspeilets fokus for å reflektere bildet i 90 ° vinkel mot et okular montert på siden av teleskopet. Dette unike tillegget tillot bildet å bli sett med minimal hindring av objektivspeilet. Han lagde også alt rør, feste og beslag. Newtons første kompakte reflekterende teleskop hadde en speildiameter på 1,3 tommer og et fokalforhold på f/5. Med den fant han ut at han kunne se de fire galileiske månene til Jupiter og halvmånefasen på planeten Venus . Oppmuntret av denne suksessen, laget han et andre teleskop med en forstørrelse på 38x som han presenterte for Royal Society of London i desember 1672. Denne typen teleskop kalles fortsatt et Newtonsk teleskop .
En tredje form for reflekterende teleskop, " Cassegrain -reflektoren " ble utviklet i 1672 av Laurent Cassegrain . Teleskopet hadde et lite konvekt hyperboloidalt sekundært speil plassert nær hovedfokuset for å reflektere lys gjennom et sentralt hull i hovedspeilet.
Ingen ytterligere praktiske fremskritt ser ut til å ha blitt gjort i utformingen eller konstruksjonen av de reflekterende teleskopene i ytterligere 50 år før John Hadley (best kjent som oppfinneren av oktanten ) utviklet måter å lage presisjon asfæriske og paraboliske speil av metallspeil. I 1721 viste han den første parabolske Newton -reflektoren til Royal Society. Den hadde en 6-tommers (15 cm) diameter, 62+3 ⁄ 4 -tommers (159 cm) objektivspeil i brennvidde i spekulummetall. Instrumentet ble undersøkt av James Pound og James Bradley . Etter å ha bemerket at Newtons teleskop hadde ligget neglisjert i femti år, uttalte de at Hadley hadde vist tilstrekkelig at oppfinnelsen ikke besto av bare teori. De sammenlignet ytelsen med et luftteleskop på 190 mm i diameter som opprinnelig ble presentert for Royal Society av Constantijn Huygens, Jr. og fant ut at Hadleys reflektor "vil bære en slik kostnad at det får det til å forstørre objektet så mange ganger som sistnevnte med sin skyld ", og at den representerer objekter som distinkte, men ikke helt så klare og lyse.
Bradley og Samuel Molyneux , etter å ha blitt instruert av Hadley i sine metoder for å polere spekelmetall, lyktes i å produsere egne reflekterende teleskoper, hvorav det ene hadde en brennvidde på 2,4 m. Disse metodene for å lage speil ble videreført av Molyneux til to optikere i London - Scarlet og Hearn - som startet en virksomhet som produserte teleskoper.
Den britiske matematikeren, optiker James Short begynte å eksperimentere med å bygge teleskoper basert på Gregorys design på 1730 -tallet. Han prøvde først å lage speilene sine av glass som foreslått av Gregory, men han byttet senere til speil av metallspeil som skapte gregorianske teleskoper med originale designere paraboliske og elliptiske figurer. Short adopterte deretter teleskopfremstilling som sitt yrke som han praktiserte først i Edinburgh, og deretter i London. Alle Shorts teleskoper var av gregoriansk form. Short døde i London i 1768, etter å ha tjent en stor formue på å selge teleskoper.
Siden sekundære speil av metallspeil eller diagonale speil reduserte lyset som nådde okularet sterkt, prøvde flere reflekterende teleskopdesignere å gjøre opp med dem. I 1762 presenterte Mikhail Lomonosov et reflekterende teleskop for forumet for Russian Academy of Sciences . Det hadde sitt primære speil vippet i fire grader til teleskopets akse, slik at bildet kunne sees via et okular montert foran på teleskoprøret uten at observatørens hode blokkerte det innkommende lyset. Denne innovasjonen ble ikke publisert før i 1827, så denne typen ble kalt Herschelian teleskop etter en lignende design av William Herschel .
Omtrent år 1774 begynte William Herschel (den gang lærer i musikk i Bath , England ) å bruke fritiden med konstruksjonen av reflektorteleskopspeil, og til slutt viet seg helt til konstruksjon og bruk i astronomisk forskning. I 1778 valgte han en 6+1 ⁄ 4 -tommers (16 cm) reflektorspeil (det beste av rundt 400 teleskopspeil som han hadde laget) og med det bygde et 7 fot (2,1 m) brennvidde -teleskop. Ved hjelp av dette teleskopet gjorde han sine tidlige strålende astronomiske funn. I 1783 fullførte Herschel en reflektor på omtrent 18 tommer (46 cm) i diameter og 6,1 m brennvidde. Han observerte himmelen med dette teleskopet i tjue år, og skiftet speilet flere ganger. I 1789 var Herschel ferdig med å bygge sitt største reflekterende teleskop med et speil på 120 cm og en brennvidde på 40 fot (vanligvis kjent som hans 40 fot teleskop ) på sitt nye hjem, på Observatory House i Slough , England. For å redusere lystapet fra den dårlige reflektiviteten til datidens speilspeil, eliminerte Herschel det lille diagonale speilet fra designet og vippet sitt primære speil slik at han kunne se det dannede bildet direkte. Dette designet har blitt kalt det Herscheliske teleskopet . Han oppdaget Saturns sjette kjente måne, Enceladus , den første natten han brukte den (28. august 1789), og 17. september, den syvende kjente månen, Mimas. Dette teleskopet var verdens største teleskop på over 50 år. Imidlertid var dette store omfanget vanskelig å håndtere og dermed mindre brukt enn hans favoritt 18,7-tommers reflektor.
I 1845 bygde William Parsons, 3. jarl av Rosse sin 72-tommers (180 cm) Newton-reflektor kalt " Leviathan of Parsonstown " som han oppdaget spiralformen av galakser med .
Alle disse større reflektorene led av den dårlige refleksjonsevnen og raske flekken av deres speil -metallspeil. Dette betydde at de trenger mer enn ett speil per teleskop siden speil måtte fjernes ofte og poleres på nytt. Dette var tidkrevende siden poleringsprosessen kunne endre kurven til speilet, så det måtte vanligvis " re-figureres " til riktig form.
Akromatiske brytningsteleskoper
Fra tidspunktet for oppfinnelsen av de første brytningsteleskopene var det generelt antatt at kromatiske feil sett i linser ganske enkelt oppsto fra feil i den sfæriske figuren på overflatene. Optikere prøvde å konstruere linser med forskjellige former for krumning for å rette opp disse feilene. Isaac Newton oppdaget i 1666 at kromatiske farger faktisk oppsto fra lysets ujevne brytning da det passerte gjennom glassmediet. Dette førte til at optikere eksperimenterte med linser konstruert av mer enn en type glass i et forsøk på å avbryte feilene som produseres av hver type glass. Man håpet at dette ville skape en " akromatisk linse "; et objektiv som ville fokusere alle farger til et enkelt punkt, og produsere instrumenter med mye kortere brennvidde.
Den første personen som lyktes med å lage et praktisk akromatisk brytningsteleskop var Chester Moore Hall fra Essex, England . Han argumenterte for at de forskjellige humørene i det menneskelige øyet bryter lysstråler for å produsere et bilde på netthinnen som er fritt for farge, og han argumenterte rimelig for at det kan være mulig å produsere et lignende resultat ved å kombinere linser sammensatt av forskjellige brytningsmedier. Etter å ha brukt litt tid på undersøkelsen fant han ut at ved å kombinere to linser dannet av forskjellige typer glass, kunne han lage en akromatisk linse der effekten av de ulik brytningene av to lysfarger (rød og blå) ble korrigert. I 1733 lyktes han med å konstruere teleskoplinser som viste mye redusert kromatisk aberrasjon . Et av instrumentene hans hadde en objektivmåling 2+1 / 2 inches (6,4 cm) med en forholdsvis kort brennvidde på 20 inches (51 cm).
Hall var en mann med uavhengige midler og synes å ha vært uforsiktig med berømmelse; i det minste tok han seg ingen problemer med å formidle oppfinnelsen sin til verden. Under en rettssak i Westminster Hall om patentrettighetene som ble gitt til John Dollond (Watkin v. Dollond), ble Hall innrømmet å være den første oppfinneren av det akromatiske teleskopet. Imidlertid ble det styrt av Lord Mansfield at det ikke var den opprinnelige oppfinneren som burde tjene på en slik oppfinnelse, men den som brakte den frem til fordel for menneskeheten.
I 1747 sendte Leonhard Euler et papir til det prøyssiske vitenskapsakademiet der han prøvde å bevise muligheten for å korrigere både den kromatiske og sfæriske aberrasjonen av et objektiv. Som Gregory og Hall, hevdet han at siden de ulike humours av det menneskelige øyet ble så kombinert som å produsere et perfekt bilde, bør det være mulig ved egnede kombinasjoner av objektiver med forskjellige brytnings medier for å bygge en perfekt teleskop objektiv . Ved å anta en hypotetisk lov om spredning av ulik fargede lysstråler, beviste han analytisk muligheten for å konstruere et akromatisk objekt bestående av glass og vannlinser.
Alle Eulers forsøk på å produsere et faktisk formål med denne konstruksjonen var resultatløse - en fiasko som han bare tilskrev vanskeligheten med å skaffe linser som fungerte nøyaktig til de nødvendige kurvene. John Dollond var enig i nøyaktigheten i Eulers analyse, men bestred hans hypotese med den begrunnelse at det utelukkende var en teoretisk antagelse: at teorien var i motsetning til resultatene av Newtons eksperimenter med lysets brytning, og at det var umulig å bestemme en fysisk lov fra analytisk resonnement alene.
I 1754 sendte Euler til Berlin Academy et ytterligere papir der utgangspunkt i hypotesen om at lys består av vibrasjoner opphisset i en elastisk væske av lyslegemer - og at forskjellen i lysets farge skyldes større eller mindre frekvens av disse vibrasjoner på en gitt tid - han utledet sine tidligere resultater. Han tvilte ikke på nøyaktigheten av Newtons eksperimenter sitert av Dollond.
Dollond svarte ikke på dette, men like etterpå mottok han et sammendrag av et papir av den svenske matematikeren og astronomen, Samuel Klingenstierna , som fikk ham til å tvile på nøyaktigheten av resultatene som ble utledet av Newton om spredningen av brytet lys. Klingenstierna viste ut fra rent geometriske betraktninger (fullt ut verdsatt av Dollond) at resultatene av Newtons eksperimenter ikke kunne bringes i harmoni med andre universelt aksepterte brytningsfakta.
Som praktisk mann satte Dollond straks sin tvil på prøve av eksperimentet: han bekreftet konklusjonene fra Klingenstierna, oppdaget en forskjell langt utover hans håp i brytningsegenskapene til forskjellige glass med hensyn til divergens av farger, og var førte dermed raskt til konstruksjon av linser der først den kromatiske aberrasjonen - og deretter - den sfæriske aberrasjonen ble korrigert.
Dollond var klar over betingelsene som er nødvendige for å oppnå akromatisme ved brytning av teleskoper, men stolte på nøyaktigheten av eksperimenter gjort av Newton. Skriftene hans viser at han, med unntak av bravaden hans , ville ha kommet frem til en oppdagelse som hans sinn var fullt forberedt på. Dollonds papir forteller om de påfølgende trinnene der han kom til sin oppdagelse uavhengig av Halls tidligere oppfinnelse - og de logiske prosessene som disse trinnene ble foreslått for sinnet hans.
I 1765 introduserte Peter Dollond (sønn av John Dollond) det tredobbelte objektivet, som besto av en kombinasjon av to konvekse linser av kronglass med en konkav flintlins mellom dem. Han laget mange slike teleskoper.
Vanskeligheten med å skaffe glassplater (spesielt av flintglass) med passende renhet og homogenitet begrenset diameteren og lyssamlingskraften til linsene som finnes i det akromatiske teleskopet. Det var forgjeves at det franske vitenskapsakademiet ga premier for store perfekte disker med optisk flintglass.
Vanskelighetene med de upraktiske metallspeilene til reflekterende teleskoper førte til konstruksjonen av store brytningsteleskoper. I 1866 hadde brytningsteleskoper nådd 46 cm i blenderåpning, og mange større " Great refractors " ble bygget på midten til slutten av 1800 -tallet. I 1897 nådde refraktoren sin maksimale praktiske grense i et forskningsteleskop med konstruksjonen av Yerkes Observatorys 40-tommers (100 cm) refraktor (selv om et større refraktor Great Paris Exhibition Telescope fra 1900 med et mål på 1,25 m ) diameter ble midlertidig utstilt på utstillingen i Paris 1900 ). Ingen større refraktorer kunne bygges på grunn av tyngdekraftens effekt på linsen. Siden et objektiv bare kan holdes på plass ved kanten, vil midten av et stort objektiv synke på grunn av tyngdekraften, og forvride bildet det produserer.
Store reflekterende teleskoper
I 1856–57 introduserte Karl August von Steinheil og Léon Foucault en prosess for å avsette et lag med sølv på glassteleskopspeil. Sølvlaget var ikke bare mye mer reflekterende og lengre varig enn finishen på speilspeil, det hadde fordelen av å kunne fjernes og deponeres på nytt uten å endre formen på glassunderlaget. Mot slutten av 1800 -tallet ble det bygd veldig store sølv på glass speilreflekterende teleskoper.
På begynnelsen av 1900-tallet ble den første av de "moderne" store forskningsreflektorene konstruert, designet for presisjonsfotografisk avbildning og plassert på fjerntliggende steder med klar himmel, for eksempel 60-tommers Hale-teleskopet fra 1908 og 100-tommers (2,5 m) Hooker -teleskop i 1917, begge plassert ved Mount Wilson Observatory . Disse og andre teleskoper av denne størrelsen måtte ha bestemmelser som gjorde det mulig å fjerne hovedspeilene for sølvfarging med noen måneders mellomrom. John Donavan Strong, en ung fysiker ved California Institute of Technology , utviklet en teknikk for å belegge et speil med et mye lengre varig aluminiumsbelegg ved hjelp av termisk vakuumfordampning . I 1932 ble han den første personen som "aluminiserte" et speil; tre år senere ble 60-tommers (1500 mm) og 100-tommers (2500 mm) teleskoper de første store astronomiske teleskopene som fikk speilene sine aluminisert. I 1948 ble Hale-reflektoren på 200 tommer (510 cm) ferdigstilt ved Palomar-fjellet, som var det største teleskopet i verden fram til ferdigstillelsen av den massive 605 cm (238 tommer) BTA-6 i Russland tjue-syv år senere. Hale-reflektoren introduserte flere tekniske innovasjoner som brukes i fremtidige teleskoper, inkludert hydrostatiske lagre for svært lav friksjon, Serrurier-fagverket for like nedbøyninger av de to speilene når røret faller under tyngdekraften, og bruk av Pyrex -glass med lav ekspansjon for speilene. Ankomsten av vesentlig større teleskoper måtte vente på innføring av andre metoder enn glassets stivhet for å opprettholde riktig speilform.
Aktiv og adaptiv optikk
På 1980 -tallet ble det introdusert to nye teknologier for å bygge større teleskoper og forbedre bildekvaliteten, kjent som aktiv optikk og adaptiv optikk . I aktiv optikk registrerer en bildeanalysator avvikene til et stjernebilde noen ganger i minuttet, og en datamaskin justerer mange støttekrefter på primærspeilet og plasseringen av det sekundære speilet for å opprettholde optikken i optimal form og justering. Dette er for tregt til å korrigere for atmosfæriske uskarphetseffekter, men muliggjør bruk av tynne enkeltspeil opp til 8 m diameter, eller enda større segmenterte speil. Denne metoden ble banebrytende av ESO New Technology Telescope på slutten av 1980 -tallet.
På 1990 -tallet så en ny generasjon gigantiske teleskoper dukke opp med aktiv optikk, som begynte med konstruksjonen av det første av de to 10 m (390 tommer ) Keck -teleskopene i 1993. Andre gigantteleskoper som ble bygget siden den gang inkluderer: de to Gemini -teleskopene , de fire separate teleskoper fra Very Large Telescope , og Large Binocular Telescope .
Adaptiv optikk bruker et lignende prinsipp, men ved å bruke korreksjoner flere hundre ganger i sekundet for å kompensere for effekten av raskt skiftende optisk forvrengning på grunn av bevegelse av turbulens i jordens atmosfære. Adaptiv optikk fungerer ved å måle forvrengninger i en bølgefront og deretter kompensere for dem ved raske endringer av aktuatorer påført et lite deformerbart speil eller med et flytende krystallfilter . AO ble først sett for seg av Horace W. Babcock i 1953, men kom ikke i vanlig bruk i astronomiske teleskoper før fremskritt innen data- og detektorteknologi på 1990 -tallet gjorde det mulig å beregne kompensasjonen som trengs i sanntid . I adaptiv optikk betyr de høyhastighets korreksjonene som trengs at en ganske lys stjerne er nødvendig veldig nær målet for interessen (eller en kunstig stjerne er laget av en laser). Også med en enkelt stjerne eller laser er korreksjonene bare effektive over et svært smalt felt (titalls buesekunder), og nåværende systemer som opererer på flere 8-10m teleskoper fungerer hovedsakelig i nær-infrarøde bølgelengder for enkeltobjektobservasjoner.
Utviklingen av adaptiv optikk inkluderer systemer med flere lasere over et bredere korrigert felt, og/eller arbeider over kiloHertz -hastigheter for god korreksjon ved synlige bølgelengder; disse pågår for øyeblikket, men er ikke i rutinemessig drift fra 2015.
Andre bølgelengder
I det tjuende århundre ble det konstruert teleskoper som kunne produsere bilder med andre bølgelengder enn synlig lys fra 1931 da Karl Jansky oppdaget at astronomiske objekter avgav radioutslipp; Dette førte til en ny æra med observasjonsastronomi etter andre verdenskrig, med teleskoper som ble utviklet for andre deler av det elektromagnetiske spekteret fra radio til gammastråler .
Radioteleskoper
Radioastronomi begynte i 1931 da Karl Jansky oppdaget at Melkeveien var en kilde til radioemisjon mens han forsket på terrestrisk statikk med en retningsantenne. Basert på Janskys arbeid, bygde Grote Reber et mer sofistikert spesialbygd radioteleskop i 1937, med et fat på 9,4 m (31,4 fot); ved å bruke dette oppdaget han forskjellige uforklarlige radiokilder på himmelen. Interessen for radioastronomi vokste etter andre verdenskrig da mye større retter ble bygget, inkludert: 250 fot (76 m) Jodrell bankteleskop (1957), 300 fot (91 m) Green Bank Telescope (1962) og 100 meter (330 fot) Effelsberg- teleskop (1971). Det enorme 300 meter lange Arecibo-teleskopet (1963) var så stort at det ble festet til en naturlig forsenkning i bakken; den sentrale antennen kan styres slik at teleskopet kan studere objekter opp til tjue grader fra senit . Imidlertid er ikke hvert radioteleskop av paraboltypen. For eksempel var Mills Cross Telescope (1954) et tidlig eksempel på en matrise som brukte to vinkelrette linjer med antenner på 460 m i lengde for å undersøke himmelen.
Høyenergiradiobølger er kjent som mikrobølger, og dette har vært et viktig område i astronomien helt siden oppdagelsen av den kosmiske mikrobølge bakgrunnsstrålingen i 1964. Mange bakkebaserte radioteleskoper kan studere mikrobølger. Mikrobølger med korte bølgelengder studeres best fra verdensrommet fordi vanndamp (selv i store høyder) svekker signalet sterkt. The Cosmic Background Explorer (1989) revolusjonerte studiet av mikrobølgeovn bakgrunnsstråling.
Fordi radioteleskoper har lav oppløsning, var de de første instrumentene som brukte interferometri, slik at to eller flere vidt adskilte instrumenter kunne observere samme kilde samtidig. Svært lang baseline interferometri utvidet teknikken over tusenvis av kilometer og tillot oppløsninger ned til noen få milli-buesekunder .
Et teleskop som Large Millimeter Telescope (aktivt siden 2006) observerer fra 0,85 til 4 mm (850 til 4000 μm), som bygger bro mellom de langt infrarøde/ submillimeter teleskopene og radioer med lengre bølgelengde inkludert mikrobølgebåndet fra omtrent 1 mm (1000 μm ) til 1000 mm (1,0 m) i bølgelengde.
Infrarøde teleskoper (700 nm/ 0,7 µm - 1000 µm/ 1 mm)
Selv om mest infrarød stråling absorberes av atmosfæren, kan infrarød astronomi ved visse bølgelengder utføres på høye fjell der det er liten absorpsjon av atmosfærisk vanndamp . Helt siden egnede detektorer ble tilgjengelig, har de fleste optiske teleskoper i store høyder kunnet ta bilder ved infrarøde bølgelengder. Noen teleskoper som 3.8IR (150 in) UKIRT og 3 meter (120 in) IRTF -begge på Mauna Kea -er dedikerte infrarøde teleskoper. Lanseringen av IRAS -satellitten i 1983 revolusjonerte infrarød astronomi fra verdensrommet. Dette reflekterende teleskopet som hadde et speil på 60 centimeter (24 tommer), opererte i ni måneder til tilførselen av kjølevæske ( flytende helium ) gikk tom. Den undersøkte hele himmelen og oppdaget 245 000 infrarøde kilder - mer enn 100 ganger antallet som tidligere var kjent.
Ultrafiolette teleskoper (10 nm-400 nm)
Selv om optiske teleskoper kan avbilde det nær ultrafiolette, absorberer ozonlaget i stratosfæren ultrafiolett stråling kortere enn 300 nm, så den mest ultrafiolette astronomien utføres med satellitter. Ultrafiolette teleskoper ligner optiske teleskoper, men konvensjonelle aluminiumbelagte speil kan ikke brukes, og alternative belegg som magnesiumfluorid eller litiumfluorid brukes i stedet. Den kretsende Solar Observatory satellitt utført observasjoner i den ultra-fiolette så tidlig som i 1962. International Ultrafiolett Explorer (1978) systematisk undersøkt på himmelen for atten år, ved anvendelse av en 45 centimeter (18 tommer) åpning teleskop med to Spektroskopiske . Ekstremt ultrafiolett astronomi (10–100 nm) er en disiplin i seg selv og involverer mange av teknikkene for røntgenastronomi; den ekstreme Ultraviolet Explorer (1992) var en satellitt som drives ved disse bølgelengdene.
Røntgenteleskoper (0,01 nm-10 nm)
Røntgenstråler fra verdensrommet når ikke jordens overflate, så røntgenastronomi må utføres over jordens atmosfære. De første røntgenforsøkene ble utført på sub-orbitale rakettflyvninger som muliggjorde den første oppdagelsen av røntgenstråler fra solen (1948) og de første galaktiske røntgenkildene: Scorpius X-1 (juni 1962) og Krabbetåken (Oktober 1962). Siden den gang har røntgenteleskoper ( Wolter-teleskoper ) blitt bygget ved hjelp av nestede beitefallsspeil som avleder røntgenstråler til en detektor. Noen av OAO-satellittene utførte røntgenastronomi på slutten av 1960-tallet, men den første dedikerte røntgensatellitten var Uhuru (1970) som oppdaget 300 kilder. Nyere røntgensatellitter inkluderer: EXOSAT (1983), ROSAT (1990), Chandra (1999) og Newton (1999).
Gamma-ray teleskoper (mindre enn 0,01 nm)
Gammastråler absorberes høyt i jordens atmosfære, så det meste av gammastråle astronomi utføres med satellitter . Gamma-ray teleskoper bruker scintillasjonstellere , gnistkamre og mer nylig, solid-state detektorer. Vinkeloppløsningen til disse enhetene er vanligvis veldig dårlig. Det var ballongbårne eksperimenter på begynnelsen av 1960 -tallet, men gammastråle -astronomi begynte virkelig med oppskytningen av OSO 3 -satellitten i 1967; de første dedikerte gammastrålesatellittene var SAS B (1972) og Cos B (1975). Den Compton Gamma Ray Observatory (1991) var en stor forbedring på tidligere undersøkelser. Meget høyenergi gammastråler (over 200 GeV) kan detekteres fra bakken via Cerenkov-strålingen som produseres ved at gammastråler passerer i jordens atmosfære. Flere Cerenkov bildeteleskoper har blitt bygget rundt om i verden, inkludert: HEGRA (1987), STACEE (2001), HESS (2003) og MAGIC (2004).
Interferometriske teleskoper
I 1868 bemerket Fizeau at formålet med arrangementet av speil eller glasslinser i et konvensjonelt teleskop var ganske enkelt å gi en tilnærming til en Fourier -transformasjon av det optiske bølgefeltet som kommer inn i teleskopet. Siden denne matematiske transformasjonen var godt forstått og kunne utføres matematisk på papir, bemerket han at ved å bruke en rekke små instrumenter ville det være mulig å måle diameteren på en stjerne med samme presisjon som et enkelt teleskop som var like stort som hele matrisen - en teknikk som senere ble kjent som astronomisk interferometri . Det var først i 1891 at Albert A. Michelson vellykket brukte denne teknikken for måling av astronomiske vinkeldiametre: diametrene til Jupiters satellitter (Michelson 1891). Tretti år senere ble en direkte interferometrisk måling av en stjernediameter endelig realisert av Michelson & Francis G. Pease (1921) som ble påført med deres 6,1 m interferometer montert på 100 tommers Hooker Telescope på Mount Wilson.
Den neste store utviklingen kom i 1946 da Ryle og Vonberg (Ryle og Vonberg 1946) fant en rekke nye kosmiske radiokilder ved å konstruere en radioanalog til Michelson -interferometeret . Signalene fra to radioantenner ble lagt til elektronisk for å produsere forstyrrelser. Ryle og Vonbergs teleskop brukte jordens rotasjon til å skanne himmelen i en dimensjon. Med utviklingen av større matriser og datamaskiner som raskt kunne utføre de nødvendige Fourier -transformasjonene, ble snart de første blender -syntese -avbildningsinstrumentene utviklet som kunne oppnå bilder med høy oppløsning uten behov for en gigantisk parabol reflektor for å utføre Fourier -transformasjonen. Denne teknikken brukes nå i de fleste radioastronomiobservasjoner. Radioastronomer utviklet snart de matematiske metodene for å utføre blender -syntese Fourier -avbildning ved bruk av mye større matriser med teleskoper - ofte spredt over mer enn ett kontinent. På 1980 -tallet ble blender -synteseteknikken utvidet til synlig lys så vel som infrarød astronomi, og ga de første optiske og infrarøde bildene med svært høy oppløsning av stjerner i nærheten.
I 1995 ble denne avbildningsteknikken demonstrert på en rekke separate optiske teleskoper for første gang, noe som muliggjorde en ytterligere forbedring i oppløsning, og muliggjorde enda høyere oppløsning av stjerneflater . De samme teknikkene har nå blitt brukt på en rekke andre astronomiske teleskoparrayer, inkludert: Navy Prototype Optical Interferometer , CHARA -arrayet og IOTA -arrayet . En detaljert beskrivelse av utviklingen av astronomisk optisk interferometri finner du her [ https://www.webcitation.org/5kmngkBFy?url=http://www.geocities.com/CapeCanaveral/2309/page1.html
I 2008 foreslo Max Tegmark og Matias Zaldarriaga et " Fast Fourier Transform Telescope " -design der linsene og speilene kunne slippes helt når datamaskiner blir raske nok til å utføre alle nødvendige transformasjoner.
Se også
- 400 år med Telescope -dokumentaren
- Astronomiens historie
- Historie om astronomisk interferometri
- Tidslinje for teleskopteknologi
- Tidslinje for teleskoper, observatorier og observasjonsteknologi
- Internasjonalt år for astronomi , 2009 som markerer 400 -årsjubileet for Galileos første astronomiske observasjoner ved hjelp av teleskopet
- Liste over optiske teleskoper
- Liste over de største optiske brytningsteleskopene
- Liste over romteleskoper
- Liste over teleskoptyper
- Astronomi i synlig lys
Referanser
Kilder
- Denne artikkelen inneholder tekst fra en publikasjon som nå er i offentlig regi : Taylor, Harold Dennis; Gill, David (1911). " Teleskop ". I Chisholm, Hugh (red.). Encyclopædia Britannica . 26 (11. utg.). Cambridge University Press. s. 557–573.
- Crawford, David Livingstone, red. (1966), The Construction of Large Telescopes (International Astronomical Union. Symposium nr. 27 utg.), London, New York: Academic Press, s. 234
- Elliott, Robert S. (1966), Electromagnetics , McGraw-Hill
- Fizeau, H. 1868 CR Hebd. Seanc. Acad. Sci. Paris 66, 932
- King, Henry C., red. (1955), The History of the Telescope , London: Charles Griffin & Co. Ltd.
- Lindberg, DC (1976), Theories of Vision from al-Kindi to Kepler , Chicago: University of Chicago Press
- Michelson, AA 1891 Publ. Astron. Soc. Pac. 3, 274
- Michelson, AA & Pease, FG 1921 Astrophys. J. 53, 249
- Utslått, Roshdi; Morelon, Régis (1996), Encyclopedia of the History of Arabic Science , 1 & 3, Routledge , ISBN 0-415-12410-7
- Ryle, M. & Vonberg, D., 1946 Solstråling på 175Mc/s, Nature 158 s 339
- Wade, Nicholas J .; Finger, Stanley (2001), "Øyet som et optisk instrument: fra camera obscura til Helmholtz perspektiv", Perception , 30 (10): 1157–1177, doi : 10.1068/p3210 , PMID 11721819 , S2CID 8185797
- Van Helden, Albert (1977), "The Invention of the Telescope", Transactions of the American Philosophical Society , vol. 67, nr. 4 - trykt på nytt med korreksjoner i 2008
- Van Helden, Albert; Dupré, Sven; van Gent, Rob & Zuidervaart, Huib, red. (2010), The Origins of the Telescope , Amsterdam: KNAW Press [= History of Science and Scholarship in the Netherlands , vol. 12] pdf -lenke
- Watson, Fred, red. (2004), Star Gazer: The Life and History of the Telescope , Sydney, Cambridge: Allen & Unwin, Da Capo Press
Eksterne linker
- Historie om optikkartikler
- Historie om teleskopartikler
- Galileo -prosjektet - Teleskopet av Al Van Helden
- 400 -årsjubileum for oppfinnelsen av teleskopet
- Artikler om teleskopets historie og relaterte emner
- Forhistorien til oppfinnelsen av teleskopet
- En kort historie om teleskopet og ideer for bruk i klasserommet i fysikk på videregående skole
- En historie om teleskopet
- Fysikk 1040 - Begynnende astronomi - Teleskopet
- En tidlig historie med teleskopet - Fra 3500 f.Kr. til rundt 1900 e.Kr.
- Reflekterende teleskoper Historisk introduksjon - Den tidlige perioden (1608–1672)
- Andre medier
- Andre mulige teleskopoppfinnere
- Leonard Digges (1520–1559) Hadde det reflekterende teleskopet engelsk opprinnelse? Leonard og Thomas Digges av Colin A Ronan, M.Sc., FRAS - opprinnelig publisert i Journal of the British Astronomical Association , 101, 6, 1991
- Juan Roget (død før 1624) - Historikeren Nick Pelling sier Juan Roget, en burgundisk brilleprodusent som døde mellom 1617 og 1624 kunne ha oppfunnet et tidlig teleskop. Kontrovers om teleskopets opprinnelse - BBC News 16. september 2008