какая оптическая система называется телескопической

5.3. Схемы телескопических систем

Рассмотрим несколько типовых схем телескопических систем.

5.3.1. Схема Кеплера

В схеме Кеплера объективом и окуляром является положительная оптическая система (рис. 5.2). Объектив создает перевернутое действительное изображение в своей задней фокальной плоскости, которое можно наблюдать с помощью окуляра. Задняя фокальная плоскость объектива совпадает с передней фокальной плоскостью окуляра, так что падающий на объектив параллельный пучок лучей выходит из окуляра также параллельным.

Рис. 5.2. Схема Кеплера.

Одним из недостатков схемы Кеплера является большая длина оптической системы (), причем чем больше увеличение, тем длиннее должна быть система Кеплера. Например, при фокусном расстоянии окуляра и увеличении , фокусное расстояние объектива , а общая длина системы .

Еще одним недостатком системы Кеплера является перевернутое изображение. Это не имеет особого значения для исследования небесных тел, но представляет неудобство для наблюдения земных объектов. Поэтому в биноклях и зрительных трубах приходится применять оборачивающие системы, которые обычно ставятся между объективом и окуляром (рис. 5.3). Оборачивающие системы могут быть линзовые или призменные. Линзовые оборачивающие системы (рис. 5.3) еще больше увеличивают длину всей системы.

Рис. 5.3. Применение линзовых оборачивающих систем.

Призменные оборачивающие системы состоят из стеклянных призм, действующих, как зеркала (рис. 5.4). Они сокращают длину всей системы, но при этом увеличивается масса прибора, к тому же возникают трудности технологического характера, связанные с изготовлением и юстировкой призм. Такие системы обычно используются в биноклях большого увеличения.

Рис. 5.4. Призменная оборачивающая система.

Одним из главных достоинств системы Кеплера является наличие промежуточного изображения в фокусе объектива, куда можно поставить сетку (прозрачную пластинку со шкалой) и с ее помощью производить точные измерения углов и расстояний.

Оптические системы, построенные по схеме Кеплера, используются для телескопов, подзорных труб, дальномеров, морских биноклей большого увеличения (до ), а также для измерительных систем.

5.3.2. Схема Галилея

В телескопической системе по схеме Галилея в качестве объектива используется положительная оптическая система, а в качестве окуляра – отрицательная (рис. 5.5). Задний фокус положительного объектива совпадает с передним фокусом отрицательного окуляра. При таком расположении промежуточное изображение отсутствует.

Рис. 5.5. Схема Галилея.

Достоинствами схемы Галилея являются прямое изображение и меньшая длина по сравнению со схемой Кеплера. В такой схеме общая длина вычисляется не как сумма, а как разность (по модулю) фокусных расстояний объектива и окуляра: . Однако у этой схемы есть и свои недостатки. Во-первых, у системы Галилея малое поле зрения, причем чем больше увеличение телескопа, тем меньше поле зрения. Во-вторых, в системе Галилея отсутствует промежуточное изображение (некуда поставить сетку), поэтому использовать такую систему в измерительных приборах нельзя.

Использование системы Галилея (малая длина и прямое изображение) особенно удобно для театральных биноклей с увеличением от двух до трех крат. Система Галилея также применяется для систем сумеречного и ночного наблюдения и в видоискателях фотоаппаратов и видеокамер.

5.3.3. Схема Кассегрена

Зеркальные телескопические системы образуют изображение путем отражения света от зеркальной поверхности сферической или параболической формы. Наибольшее распространение получила двухзеркальная схема Кассегрена (рис. 5.5). После отражения на главном зеркале пучок лучей попадает на вспомогательное зеркало, которое направляет его обратно – через отверстие в главном зеркале. Фокальная плоскость в этой системе располагается за оправой главного зеркала.

Рис. 5.5. Схема Кассегрена.

В фокальной плоскости зеркала могут быть помещены фотопластинки для фотографирования небесных объектов или любая другая светоприемная аппаратура: спектрографы, фотометры и так далее. Изображение либо получается непосредственно на фотографической пластинке, либо исследуется визуально через окуляр.

Эта система широко применяется в телескопах, установлена она и в Большом Телескопе Азимутальном (БТА). БТА – самый большой оптический телескоп в мире (находится на Северном Кавказе) с главным зеркалом диаметром 6 метров (его вес 650 тонн). Телескоп установлен в башне высотой 53 м с диаметром купола 45,2 м. В настоящее время телескоп обеспечивает выполнение важнейших научных программ.

Расстояние от последней поверхности (от большого зеркала) до фокуса значительно меньше фокусного расстояния, поэтому длина системы Кеплера с таким объективом может быть в несколько раз короче, чем если бы использовался обычный линзовый объектив.

Для того, чтобы обеспечить как можно большее увеличение при стандартном размере выходного зрачка, необходимо применение объективов с предельно большим диаметром. Увеличение диаметра входного зрачка позволяет увеличить и светосилу, и разрешающую способность, что необходимо, скажем, для наблюдения очень слабых звезд. Технически изготовить зеркало большого диаметра легче, чем линзу, так как оптические неоднородности в толще стекла для зеркала не имеют значения, поэтому применение зеркальных систем позволяет увеличить диаметр входного зрачка, а тем самым – увеличение, светосилу и разрешающую способность телескопической системы. К тому же в зеркальных объективах хроматические аберрации намного меньше, чем в линзовых.

Для получения новых научных данных о звездах и галактиках требуется увеличение размеров телескопа. Но чем больше телескоп, тем труднее добиться безукоризненного по качеству изображения. На качество изображения влияют земная атмосфера, остаточные аберрации оптической системы, погрешности оптических поверхностей, термические и весовые деформации оптики, погрешности юстировки телескопа и многое другое.

Самые крупные телескопы мира имеют диаметр зеркала 5-6 метров. Это считается пределом конструкторских возможностей: дальнейшее увеличение диаметра зеркала, осложнив как его изготовление, так и создание самого телескопа, лишь немногим увеличит его разрешающую способность.

Одним из факторов, наиболее сильно воздействующих на разрешающую способность телескопа, является влияние земной атмосферы. Величина размазывания изображения, вызванного атмосферной турбулентностью (неоднородностью показателя преломления атмосферы), составляет несколько секунд даже в самых лучших с точки зрения астроклимата местах. Это, по крайней мере, в 10 раз больше того, что может дать телескоп, зеркало которого изготовлено с точностью, близкой к теоретическому пределу.

Одним из способов повышения разрешающей способности телескопов является вынос его за пределы земной атмосферы. В космических телескопах на качество изображения не влияет неоднородность атмосферы, кроме того, с их помощью возможно проводить исследования в области ультрафиолетовых и рентгеновских лучей, которые земная атмосфера пропускает слабо. Все это позволяет повышать разрешающую способность телескопа в десятки и сотни раз.

Источник

Телескопическая оптическая система

Смотреть что такое «Телескопическая оптическая система» в других словарях:

Афокальная оптическая система — Афокальная оптическая система, телескопическая оптическая система оптическая система, преобразующая параллельный световой пучок в параллельный же. Предназначена главным образом для наблюдения удалённых объектов. Состоит из объектива, обращённого… … Википедия

телескопическая система — Оптическая система, у которой входящий пучок лучей из точки предмета на оптической оси, находящегося в бесконечности, и соответствующий ему выходящий пучок лучей параллельны. [ГОСТ Р 50701 94] Тематики оптика, оптические приборы и измерения … Справочник технического переводчика

телескопическая система Галилея — Оптическая система, состоящая из объектива с положительным фокусным расстоянием и окуляра с отрицательным фокусным расстоянием. [ГОСТ Р 50701 94] Тематики оптика, оптические приборы и измерения … Справочник технического переводчика

телескопическая система Кеплера — Оптическая система, состоящая из объектива и окуляра с положительными фокусными расстояниями. [ГОСТ Р 50701 94] Тематики оптика, оптические приборы и измерения … Справочник технического переводчика

Телескоп — Внешние ссылки в этой статье не соответствуют правилам Википедии. Вы можете улучшить эту статью, удалив из неё ссылки, не соответствующие правилам … Википедия

Источник

Основные оптические характеристики телескопических систем

Белорусский национальный технический университет

Приборостроительный факультет

Кафедра «Лазерная техника и технология»

ЛАБОРАТОРНАЯ РАБОТА № 3

«Телескопические системы»

Габаритный расчет телескопических систем

По дисциплине «Прикладная оптика»

Цель работы –приобрести практические навыки габаритного расчета простой телескопической системы и её основных оптических характеристик.

Задание по работе:

1. В соответствии с исходными данными к лабораторной работе №2 подобрать объектив и окуляр для телескопической системы по таблицам, выданным преподавателем на лабораторных работах с учетом п.3.1.1 и 3.1.2.

2. Выполнить расчет основных оптических характеристик телескопической системы и её габаритный расчёт.

3. Составить схему зрительной трубы, указав расстояния между её компонентами.

Теоретическая часть

Оптические системы классифицируются в зависимости от расположения предмета и его изображения. Выделяют четыре группы оптических систем.

1. Предмет далеко, но на конечном расстоянии, изображение близко (как правило, в фокусе) – объектив.

2. Предмет близко – изображение далеко, но на конечном расстоянии – проектор.

3. Предмет близко, изображение в бесконечности – микроскоп.

4. Предмет и его изображение в бесконечности – телескоп.

Действие первых трех систем можно свести к действию одного компонента – линзы либо зеркала, телескопическая система может быть представлена двумя компонентами.

Телескопическими(ТС)называются оптические системы, преобразующие входящие в них от предметных точек пучки параллельных между собой лучей так же в пучки взаимно параллельных лучей, но другого диаметра и углами наклона к оптической оси. Телескопические системы также называются афокальными (фокусы в таких системах расположены в бесконечности, а оптическая сила равна нулю).

Телескопические системы предназначены:

– для наблюдения удаленных предметов (геодезические (теодолиты и нивелиры), астрономические и стереоскопические приборы, оптические дальномеры, прицелы, перископы, бинокли и т.д.);

– для дискретного изменения увеличения системы (вращающиеся телескопические насадки;

– для формирования излучения лазеров (афокальные насадки, представляющие собой обратную телескопическую систему Галилея, предназначенную для увеличения диаметра лазерного пучка и уменьшения его расходимости; для концентрации лазерного излучения на площадке малого размера, например для сварки, резки, спекания, гравировки, восстановления изношенных поверхностей деталей трения, хирургии, стоматологии и т.п.) и т.д.

Телескопические системы, предназначенные для визуального наблюдения удаленных предметов, называются зрительными тубами.

Если предмет в бесконечности, то изображение получается в фокальной плоскости. Если предмет находится на конечном расстоянии, то изображение будет за фокальной плоскостью. Если это смещение изображения невелико, то благодаря ограниченной разрешающей способности глаза наблюдатель не ощущает размывания изображения. Наименьшее конечное расстояние до предметов, когда труба сфокусирована на бесконечность, а изображение этих предметов остается резким, называют началом бесконечности или кажущейся бесконечностью р= 206265*D*Г/60. Для бинокля с шестикратным увеличение и диаметром входного зрачка 30 мм – р = 600 м. Фактически оно меньше из-за аккомодации глаза в пределах в 2-3 диоптрии в соответствии с формулой р=Г 2 /(2-3) получаем 12–18 м.

Если труба сфокусирована на бесконечность, а предмет на конечном расстоянии, то положение сетки и изображения не совпадают. В этом случае возникает ошибка визирования. Изображение предмета смещается относительно сетки при перемещении глаза перпендикулярно оптической оси. Это явление называют параллаксом. Аккомодация глаза при таком попеременном наведении составляет 0,2-0,3 дптр, значит, ближайшая точки визирования находится на расстоянии р=Г 2 /(0.2-0.3). Для шестикратного увеличения это составит 120-180 м.

Поэтому в трубах большого увеличения, геодезических приборах, некоторых прицелах требуется фокусировка объектива. Она может производиться двумя способами – перемещением сетки вместе с окуляром и изменением фокусного расстояния объектива. Первый способ требует точного изготовления направляющих и имеет недостаток из-за втягивания внутрь трубы пыли при перемещении окулярного колена. Поэтому чаще используется внутренняя фокусировка. В этом случае объектив состоит из положительного и отрицательного компонентов, при фокусировке перемещается отрицательный компонент.

В простейшем виде оптическая схема телескопической системы состоит из объектива и окуляра, которые расположены таким образом, чтобы задний фокус объектива совпадал с передним фокусом окуляра, т.е. оптический интервал D равен нулю (Приложение 1). Объектив создает действительное перевернутое изображение предмета в своей задней фокальной плоскости, а окуляр позволяет рассматривать это изображение, например глазом (рис.3.1).

Рис.3.1. Телескопическая система

Поскольку рассматриваемые предметы находятся бесконечно далеко, то входные пучки лучей считаются параллельными. От осевых предметных точек поступают пучки лучей параллельные оптической оси (рис.3.1), а от внеосевых предметных точек – наклонные (под углом w). Из телескопической системы пучки лучей будут выходить под углом w¢.

Основные оптические характеристики телескопических систем

Видимое(угловое) увеличение ТС:

, ,

– фокусное расстояние объектива, – фокусное расстояние окуляра, – угловое поле оптической системы в пространстве изображений, – угловое поле оптической системы в пространстве предметов, и – диаметр входного и выходного зрачка оптической системы, соответственно.

Если видимое увеличение положительное (Г > 0), то изображение прямое, а если отрицательное (Г x для подзорных труб или биноклей до нескольких сотен и тысяч для астрономических телескопов.

Угловое поле зрения телескопической системы 2w, которое определяет угловую величину резко изображаемого пространства и зависит от углового поля окуляра (2w¢) и видимого увеличения системы:

.

Диаметры входного и выходного зрачков телескопической системы. Диаметр выходного зрачка для визуальных приборов определяется зрачком глаза:

.

Входной и выходной зрачок – это диафрагма, ограничивающая пучок лучей, выходящий из осевой точки предмета. Такая диафрагма определяет количество энергии излучения проходящее через оптическую систему и влияет на освещенность изображения.

При наблюдении объектов через телескопический прибор глаз должен располагаться в плоскости выходного зрачка, согласованного со зрачком глаза, тогда весь свет, входящий в объектив под разными углами к оси, попадет в глаз. Диаметр выходного зрачка системы выбирают в диапазоне 2–4 мм для приборов, используемы днем и 4–7 мм – в сумеречное время.

Диаметры входного и выходного зрачков телескопической системы связаны между собой через видимое увеличение:

.

Применяя это соотношение необходимо учитывать знак увеличения телескопической системы.

Источник

3.2.2. Телескопические системы

Существует большая группа оптических приборов, позволяю­ щих человеку наблюдать удаленные предметы. Это бинокли, зри­ тельные трубы, астрономические наблюдательные телескопы, пе­ рископы, прицелы, геодезические приборы (теодолиты, нивели­ ры и т. п.). Оптические системы таких приборов называются те­ лескопическими (от греч. tele — далеко + греч. scopeo — смотрю).

Так как предмет расположен далеко от оптической системы прибора, то входящие пучки лучей считаются параллельными (диаметр D входного зрачка телескопической системы несоизме­ римо меньше расстояний s, на которых находится предмет, по­ этому волновой фронт на входном зрачке можно считать пло­ ским). Из телескопической системы лучи также должны выйти параллельным пучком, чтобы глаз наблюдателя мог без напряже­ ния рассматривать изображения, образованные оптической сис­ темой прибора. Таким образом, если в оптическую систему вхо­ дят, а из системы выходят параллельные пучки, то передний и задний фокусы всей телескопической системы находятся в беско­ нечности, фокусные расстояния равны бесконечности, а оптиче­ ская сила (Ф = 1 / / ‘ ) равна нулю. Поэтому телескопическую сис­ тему называют еще афокальной (не имеющей фокусов).

На рис. 3.9 приведены оптические схемы телескопических систем: а, б — телескопические линзы; в, г — линзовые телеско­ пические системы, построенные по схемам Кеплера (в) и Гали­ лея (г); д, е — зеркальные телескопические системы типа Мерсенна.

Если телескопическая система работает с глазом, то это зри­ тельная труба, и первый компонент, обращенный к рассматри­ ваемому предмету (объекту), называют объективом, второй, обра­ щенный к глазу наблюдателя, называют окуляром. На рис.3.10 приведены оптические схемы простых зрительных труб.

Телескопическую систему, которая состоит из положительного

Рис. 3.9. Оптические схемы телескопических систем.

объектива if ‘o6 > 0 ) и.положительного окуляра (/ ‘ок > 0 ), называют зрительной трубой Кеплера (рис.3.10, а), а систему, состоящую из положительного объектива if ‘(>б> 0 ) и отрицательного окуляра if ок трубой Галилея (рис.3.10, б), отдавая дань именам их создателей.

расстояние между задним фокусом объектива (m.F’0[) и передним фокусом (т.FgJ окуляра равняется нулю (А = 0).

В соответствии с рис.3.10 расстояние между объективом и оку­ ляром равно d = / ‘о 6 + / ок, а так как в трубе Галилея / ‘ок (а) и Галилея (б).

труба Галилея короче трубы Кеплера. Кроме того, она дает пря­ мое изображение предмета, в отличие от трубы Кеплера.

Чтобы превратить наблюдательный прибор в измерительный,

необходимо в плоскости действительного изображения (если та­ ковая есть) установить шкалу (сетку). Так как в трубе Галилея нет плоскости действительного изображения, то эту схему нельзя ис­ пользовать в измерительных приборах. Обычно схему Галилея ис­ пользуют в наблюдательных системах, визирах фотоаппаратов, те­ атральных биноклях и т. д.

Рассмотрим ограничение пучков лучей в зрительной трубе Ке­ плера, схема которой используется в геодезических приборах.

Из рис.3.12 видно, что:

Источник

Телескоп

В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей.

Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра:

Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн.

Содержание

История

Первым, кто направил зрительную трубу в небо, превратив её в телескоп, и получил новые научные данные стал Галилей. В 1609 году он создал свою первую зрительную трубу с трёхкратным увеличением. В том же году он построил телескоп с восьмикратным увеличением длиной около полуметра. Позже им был создан телескоп, дававший 32-кратное увеличение: длина телескопа была около метра, а диаметр объектива — 4,5 см. Это был очень несовершенный инструмент, обладавший всеми возможными аберрациями, тем не менее, с его помощью Галилей сделал ряд открытий.

Оптические телескопы

По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на:

Кроме того, для наблюдений Солнца профессиональные астрономы используют специальные солнечные телескопы, отличающихся конструктивно от традиционных звездных телескопов.

Характеристики оптических телескопов

Также при помощи телескопа можно наблюдать за объектами Солнечной системы. Как и в предыдущем пункте для наблюдений объектов Солнечной системы подходит ЛЮБОЙ телескоп.

где — угловое разрешение в угловых секундах, а — диаметр объектива в миллиметрах.

где и — фокусные расстояния объектива и окуляра.

В случае использования оборачивающей системы или линзы Барлоу это увеличение должно быть умножено на их кратность.

Относительное отверстие телескопа и светосила являются важной характеристикой объектива телескопа. Это обратные друг другу величины. Чем больше светосила — меньше относительное отверстие, тем ярче формирует изображение в фокальной плоскости объектив телескопа. Но при этом получается меньшее увеличение, которое даёт данный объектив.

Так же в литературе встречается другая, упрощённая формула:

.

Проницающая сила рефлекторов на 1-2 m выше, чем у рефракторов. Проницающая сила телескопа сильно зависит от качества оптики, яркости неба, прозрачности атмосферы и её спокойствия. Уровень и тип оптических искажений (аберраций) зависит от конструкции телескопа, и физических свойств его оптических компонентов — линз, зеркал, призм и стеклянных корректоров.

где — диаметр диска Солнца в фокусе в миллиметрах, а — фокусное расстояние объектива в миллиметрах.

где — масштаб в угловых минутах на миллиметр (‘/мм), а — фокусное расстояние объектива в миллиметрах. Если известны линейные размеры ПЗС матрицы, её разрешение и размер её пикселов, то тогда отсюда можно вычислить разрешение цифрового снимка в угловых минутах на пиксел.

Радиотелескопы

Для исследования космических объектов в радиодиапазоне применяют радиотелескопы. Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр — чувствительный радиоприемник, перестраиваемый по частоте, и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона. В длинноволновой области (метровый диапазон; десятки и сотни мегагерц) используют телескопы составленные из большого числа (десятков, сотен или, даже, тысяч) элементарных приемников, обычно диполей. Для более коротких волн (дециметровый и сантиметровый диапазон; десятки гигагерц) используют полу- или полноповоротные параболические антенны. Кроме того, для увеличения разрешающей способности телескопов, их объединяют в интерферометры. При объединении нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, в единую сеть, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). Примером такой сети может служить американская система VLBA (англ. Very Long Baseline Array ). С 1997 по 2003 год функционировал японский орбитальный радиотелескоп HALCA (англ. Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy ), включенный в сеть телескопов VLBA, что позволило существенно улучшить разрешающую способность всей сети. Российский орбитальный радиотелескоп Радиоастрон также планируется использовать в качестве одного из элементов гигантского интерферометра.

Космические телескопы

Земная атмосфера хорошо пропускает излучение в оптическом (0,3-0,6 мкм), ближнем инфракрасном (0,6 — 2 мкм) и радиодиапазонах (1 мм — 30 м). Уже в ближнем ультрафиолетовом диапазоне с уменьшением длины волны прозрачность атмосферы сильно ухудшается, вследствие чего наблюдения в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма диапазонах становятся возможными только из космоса. Исключением является регистрация гамма-излучения сверхвысоких энергий, для которого подходят методы астрофизики космических лучей: высокоэнергичные гамма-фотоны в атмосфере порождают вторичные электроны, которые регистрируются наземными установками по черенковскому свечению. Примером такой системы может служить телескоп C.A.C.T.U.S..

В инфракрасном диапазоне также сильно поглощение в атмосфере, однако, в области 2-8 мкм имеется некоторое количество окон прозрачности (как и в миллиметровом диапазоне), в которых можно проводить наблюдения. Кроме того, поскольку большая часть линий поглощения в инфракрасном диапазоне принадлежит молекулам воды, инфракрасные наблюдения можно проводить в сухих районах Земли (разумеется, на тех длинах волн, где образуются окна прозрачности в связи с отсутствием воды). Примером такого размещения телескопа может служить Южнополярный телескоп (англ. South Pole Telescope ), установленный на южном географическом полюсе, работающий в субмиллиметровом диапазоне.

В оптическом диапазоне атмосфера прозрачна, однако из-за Рэлеевского рассеяния она по-разному пропускает свет разной частоты, что приводит к искажению спектра светил (спектр сдвигается в сторону красного). Кроме того, атмосфера всегда неоднородна, в ней постоянно существуют течения (ветры), что приводит к искажению изображения. Поэтому разрешение земных телескопов ограничено значением приблизительно в 1 угловую секунду, независимо от апертуры телескопа. Эту проблему можно частично решить применением адаптивной оптики, позволяющей сильно снизить влияние атмосферы на качество изображения, и поднятием телескопа на большую высоту, где атмосфера более разряженная — в горы, или в воздух на самолетах или стратосферных баллонах. Но наибольшие результаты достигаются с выносом телескопов в космос. Вне атмосферы искажения полностью отсутствуют, поэтому максимальное теоретическое разрешение телескопа определяется только дифракционным пределом: φ=λ/D (угловое разрешение в радианах равно отношению длины волны к диаметру апертуры). Например, теоретическая разрешающая способность космического телескопа с зеркалом диаметром 2.4 метра (как у телескопа Хаббл) на длине волны 555 нм составляет 0.05 угловой секунды (реальное разрешение Хаббла в два раза хуже — 0.1 секунды, но все равно на порядок выше, чем у земных телескопов).

Вынос в космос позволяет поднять разрешение и у радиотелескопов, но по другой причине. Каждый радиотелескоп сам по себе обладает очень маленьким разрешением. Это объясняется тем, что длина радиоволн на несколько порядков больше, чем видимого света, поэтому дифракционный предел φ=λ/D намного больше, даже несмотря на то, что размер радиотелескопа тоже в десятки раз больше, чем у оптического. Например, при апертуре 100 метров (в мире существуют только два таких больших радиотелескопа) разрешающая способность на длине волны 21 см (линия нейтрального водорода) составляет всего 7 угловых минут, а на длине 3 см — 1 минута, что совершенно недостаточно для астрономических исследований (для сравнения, разрешающая способность невооруженного глаза 1 минута, видимый диаметр Луны — 30 минут). Однако, объединив два радиотелескопа в радиоинтерферометр, можно существенно повысить разрешение — если расстояние между двумя радиотелескопами (так называемая база радиоинтерферометра) равна L, то угловое разрешение определяется уже не формулой φ=λ/D, а φ=λ/L. Например при L=4200 км и λ=21 см максимальное разрешение составит около одной сотой угловой секунды. Однако, для земных телескопов максимальная база не может, очевидно, превышать диаметр Земли. Запустив один из телескопов в дальний космос, можно значительно увеличить базу, а следовательно, и разрешение. Например, разрешение космического телескопа Радиоастрон при работе совместно с земным радиотелескопом в режиме радиоинтерферометра (база 390 тыс. км) составит от 8 до 500 микросекунд дуги в зависимости от длины волны (1,2-92 см). (для сравнения — под углом 8 мкс виден объект размером 3 м на расстоянии Юпитера, или объект размером с Землю на расстоянии Альфа Центавра).

Источник