Các nghiên cứu vật lý thiên văn về các thiên thể bắt đầu một cách nghiêm túc vào thế kỷ 18, khi các nhà nhãn khoa Hà Lan phát minh ra "ống phóng đại". Người đầu tiên đánh giá cao vai trò của phát minh này đối với thiên văn học là Giáo sư Galileo Galilei của Đại học Padua. Với bàn tay của chính mình, ông đã làm ra ba chiếc kính thiên văn với độ phóng đại từ 3 đến 30 lần. Nhân tiện, cái tên "kính thiên văn" sau đó được đặt cho các ống phóng đại.
Vào mùa thu năm 1609, Galileo bắt đầu quan sát, điều này sau đó được mô tả trong tác phẩm thiên văn nổi tiếng của ông "Sứ giả ngôi sao". Ấn tượng từ bức tranh được tiết lộ đối với Galileo thật phi thường. "Tôi đang ở bên cạnh mình với sự ngạc nhiên," anh ấy viết, "vì tôi đã cố gắng đảm bảo rằng Mặt trăng là một vật thể tương tự như Trái đất." Trên bề mặt của mặt trăng, Galileo nhìn thấy những ngọn núi và thung lũng. Sao Kim hóa ra giống như một mặt trăng nhỏ, và sự thay đổi trong các pha của nó chứng tỏ sự quay của Sao Kim xung quanh mặt trời. Hành tinh sao Mộc xuất hiện trước sự ngạc nhiên của Galileo như một chiếc đĩa nhỏ, xung quanh đó là những ngôi sao nhỏ quay - các vệ tinh của ông. Do đó, Sao Mộc với hệ thống các mặt trăng của nó hóa ra là một dạng thu nhỏ của hệ Mặt trời. Tại Sao Thổ, Galileo nhận thấy một số phần phụ kỳ lạ - dấu vết của chiếc nhẫn nổi tiếng của ông. Trên bề mặt Mặt trời, những đốm đen hiện rõ, điều này bác bỏ những lời dạy của Aristotle về "sự trong sạch bất khả xâm phạm của thiên đàng." Sự xuất hiện vật lý của các thiên thể quen thuộc hóa ra lại khác thường.
Điều đầu tiên đập vào mắt của bất kỳ ai khi quan sát bầu trời đầy sao là sự khác biệt về độ sáng biểu kiến của các ngôi sao, hay chính xác hơn là độ rực rỡ của chúng. Độ sáng của ngôi sao được hiểu là độ chiếu sáng mà ngôi sao tạo ra trên bề mặt Trái đất. Ngôi sao xuất hiện càng sáng, thông lượng bức xạ cảm nhận của nó càng lớn.
Ngay cả trong thời cổ đại, các nhà thiên văn học đã "phân loại" các ngôi sao theo độ sáng biểu kiến (độ sáng biểu kiến) của chúng. Sao sáng nhất trong số các sao được gọi là sao có cường độ 1, sao mờ hơn 2,5 (chính xác hơn là 2,512) lần được gọi là sao có cường độ 2, v.v ... Những ngôi sao ít sáng nhất có thể nhìn thấy bằng mắt thường là sao 6 độ. Có thể dễ dàng tính toán rằng các ngôi sao cường độ thứ 6 mờ hơn chính xác 100 lần so với các ngôi sao cường độ 1.
Thuật ngữ "độ lớn", tất nhiên, không phải đặc trưng cho kích thước của các ngôi sao, mà chỉ thông lượng bức xạ của chúng. Ngôi sao càng mờ thì độ lớn của nó càng lớn.
Sau đó, để mô tả chính xác hơn các đặc điểm của các ngôi sao, cần phải đưa ra các cường độ phân đoạn, và đối với các sao đặc biệt sáng - độ lớn bằng 0 và thậm chí âm.
Trong tầm quan sát của kính thiên văn của mình, Galileo đã nhìn thấy nhiều ngôi sao có cường độ thứ 7 và 8 mà mắt thường không thể tiếp cận được. Một số "tinh vân 2" trên bầu trời đầy sao hóa ra được cấu tạo bởi nhiều ngôi sao. Dải Ngân hà hóa ra cũng là một cụm sao mờ lớn.
Kính thiên văn nào cũng có thấu kính và thị kính. Thấu kính thu thập các tia từ ánh sáng và tạo ra hình ảnh của nó trong tiêu điểm của nó. Hình ảnh này được quan sát qua một kính lúp mạnh gọi là thị kính.
Trong kính thiên văn Galileo, vật kính là một thấu kính hội tụ plano-lồi, và thị kính là một thấu kính plano-lõm tán xạ. Về thiết kế quang học, chúng giống như ống nhòm sân khấu.
Johannes Kepler năm 1611 đề xuất một sơ đồ khác, trong đó cả vật kính và thị kính đều là thấu kính hai mặt lồi. Điều này đã mở rộng phạm vi quan sát, và do đó hệ thống kính thiên văn Keplerian nhanh chóng trở nên thống trị. Ưu điểm của kính thiên văn là gấp đôi: chúng thu thập nhiều ánh sáng hơn mắt người và tăng góc nhìn từ đó quan sát được một vật thể.
Những chiếc kính thiên văn đầu tiên cực kỳ không hoàn hảo. Các ống kính của họ làm biến dạng hình ảnh, tức là, nói cách khác, tạo ra quang sai. Những cái chính là hình cầu và quang sai màu. Thứ nhất là các cạnh của thấu kính khúc xạ ánh sáng nhiều hơn phần trung tâm của chúng.Vì lý do này, các tia từ thấu kính hội tụ tại các điểm khác nhau (tiêu điểm) và hình ảnh trở nên không rõ ràng, mờ. Quang sai màu được thể hiện theo một cách khác: các chùm tia có màu sắc khác nhau bị thấu kính khúc xạ một cách khác nhau - hầu hết là màu tím, màu đỏ yếu nhất. Kết quả là hình ảnh trong kính thiên văn đầu tiên không chỉ mờ mà còn có "cầu vồng" với nhiều màu sắc khác nhau.
Độ dài tiêu cự của thấu kính càng dài (đối với cùng đường kính) thì quang sai càng ít. Do đó, những người theo Galileo đã chế tạo kính thiên văn tiêu cự dài, cồng kềnh bất thường và khó kiểm soát. Tình trạng này tiếp tục diễn ra trong gần một thế kỷ rưỡi, và một số kính thiên văn thấu kính thời đó đã đạt chiều dài 40 m. Với sự trợ giúp của một hệ thống các khối phức tạp, chúng đã được cố định trên các cột buồm cao. Và thị kính của kính thiên văn được để trên mặt đất. Đôi khi họ không có một ống (ống) nào cả và sử dụng một hệ thống "không khí" - ống kính được gắn trên một cột cao, và thị kính được cầm trên tay.
Bất chấp tất cả những thủ thuật này, kính thiên văn thấu kính tiêu cự dài cho hình ảnh kém và sắp xảy ra nhu cầu tái cấu trúc triệt để hệ thống quang học của chúng. Đến giữa thế kỷ 18. Kính thiên văn một thấu kính đã trở nên lỗi thời và một giải pháp đã được tìm thấy trong các vật kính và thị kính nhiều thấu kính.
Hãy tưởng tượng một thấu kính phức tạp bao gồm thấu kính hai mặt lồi và thấu kính lõm. Nếu chúng ta chọn độ cong của bề mặt thấu kính và loại kính của chúng, quang sai của một thấu kính sẽ bù cho quang sai “ngược lại” của thấu kính kia, và kết quả là thấu kính không gây biến dạng. Về mặt lý thuyết, khả năng này đã được chứng minh sớm nhất vào năm 1695 bởi nhà nhãn khoa người Anh J. Gregory, và vào năm 1733 C. Hall đã tìm ra loại kính cho một vật kính phức tạp. Người kế nhiệm ông là J. Dollond vào năm 1758 bắt đầu chế tạo thấu kính "achromatic" không cho hình ảnh cầu vồng. Tất nhiên, không có sự bù trừ hoàn toàn trong chúng, và các nhà nhãn khoa thường để lại một vầng sáng xanh xung quanh hình ảnh, điều này không gây trở ngại cho việc quan sát.
Dollond đã đưa ra sự kết hợp 3 thấu kính mang lại kết quả tốt hơn so với achromat hai thấu kính. Đây là cách "apochromats" xuất hiện, tạo ra hình ảnh có chất lượng tuyệt vời.
Đầu TK XIX. Nhà thiên văn học và nhãn khoa người Đức J. Fraunhofer đã bắt đầu chế tạo các apochromats, cả về kích thước và chất lượng, đều vượt trội so với kính thiên văn của Dollond. Năm 1839, các học trò của ông là Merz và Mahler đã chế tạo một kính thiên văn (kính thiên văn thấu kính) 15 inch tuyệt đẹp cho Đài quan sát Pulkovo mới, trong 8 năm vẫn là kính thiên văn lớn nhất thế giới.
Thị kính cũng trở nên phức tạp hơn. Kể từ thế kỷ 18. chúng trở thành thấu kính kép và đôi khi nhiều thấu kính.
Cuộc chiến chống quang sai trong gương phản xạ tiếp tục trong suốt thế kỷ 19. Nhà nhãn khoa người Mỹ Alvan Clark và các con trai của ông đã đạt được thành công đặc biệt trong vấn đề này. Theo lệnh của chính phủ Nga vào năm 1885, Clark đã chế tạo một vật liệu khúc xạ 30 inch cho Đài quan sát Pulkovo, thật không may, nó đã bị thất lạc trong Chiến tranh Vệ quốc Vĩ đại. Kỷ lục tuyệt đối trong cuộc thi về khúc xạ đã đạt được vào năm 1897. Với chi phí của triệu phú Yerkes, Alvan Clark và Sons đã chế tạo một dụng cụ khổng lồ - một khúc xạ với vật kính 102 cm (40 inch). Vật liệu khúc xạ 40 inch của Đài thiên văn Yerkes vẫn là vật liệu khúc xạ lớn nhất trên thế giới. Không ai dám chế tạo các thấu kính ống kính lớn hơn nữa - những khó khăn khi tạo ra chúng rất lớn và hiệu quả thấp: sự hấp thụ của các thấu kính dày hơn phủ nhận lợi ích của việc tăng khẩu độ. Ngoài ra, trọng lượng quá lớn của thấu kính khiến chúng bị uốn cong, làm hỏng hình ảnh. Trong giải quán quân về kính thiên văn, gương phản xạ đã dẫn đầu.
Ý tưởng về kính thiên văn gương, hay kính phản xạ, lần đầu tiên được đề xuất vào thời Galileo bởi N. Tsuki (1616) và M. Mersen (1638). Một thời gian sau, các sơ đồ tương tự về gương phản xạ đã được phát triển về mặt lý thuyết bởi D. Gregory (1663) và Cassegrain (1672). Năm 1664, R. Hooke thậm chí còn chế tạo một vật phản xạ theo sơ đồ của Gregory, nhưng chất lượng của nó quá thấp nên việc quan sát với nó không được thực hiện.
Chỉ trong năm 1668Isaac Newton nổi tiếng đã chế tạo chiếc gương phản xạ hoạt động đầu tiên. Đó là một dụng cụ quang học rất nhỏ, một gương cầu lõm bằng đồng có đường kính chỉ 2,5 cm, tiêu cự 6,5 cm. Các tia từ gương chính bị một gương phẳng nhỏ phản xạ vào thị kính bên. Ba năm sau, Newton đã chế tạo một vật phản xạ lớn hơn một chút với đường kính gương là 3,4 cm ở tiêu cự 16 cm Như vậy, vật kính trong vật phản xạ không phải là thấu kính mà là một tấm gương.
Trong hệ thống Gregory, gương chính có một lỗ ở tâm, nơi các tia phản xạ từ gương hình elip lõm hướng tới. Nếu chúng ta thay thế gương hình elip này bằng một gương hypebol, chúng ta thu được hệ Cassegrain.
Vật phản xạ so sánh thuận lợi với vật khúc xạ ở chỗ chúng không có quang sai màu. Nếu gương chính có dạng hình parabol, nó sẽ thu tất cả các tia vào một tiêu điểm, và do đó quang sai cầu sẽ bị triệt tiêu. Làm gương dễ hơn thấu kính - bạn chỉ phải mài một bề mặt. Những ưu điểm này và những ưu điểm khác đã đảm bảo sự phát triển nhanh chóng của các tấm phản xạ.
Vào giữa thế kỷ 18. Nhà nhãn khoa người Anh D. Short đã tổ chức một nhà máy sản xuất các gương phản xạ chất lượng cao, trong đó lớn nhất có đường kính gương là 55 cm. Ông đã chế tạo rất nhiều và đôi khi là rất lớn vào thế kỷ 18. nhà sáng lập nổi tiếng của thiên văn học sao, William Herschel, người đã làm việc phần lớn cuộc đời của mình ở Anh. Gương phản xạ lớn nhất của nó có một gương kim loại đường kính 122 cm, nặng khoảng 10.000 N và bị võng xuống đáng kể dưới trọng lượng của chính nó, điều này làm cho hình ảnh xấu đi. Hệ thống các khối và dây thừng, với sự trợ giúp của công cụ được thiết lập trong chuyển động, gây khó khăn cho công việc. Tuy nhiên, William Herschel đã cố gắng thực hiện nhiều khám phá cùng với anh ta.
Một tấm phản xạ thậm chí còn lớn hơn với một gương kim loại đường kính 2 m được xây dựng vào năm 1845 bởi William Parsons, quý tộc Ireland, người mang tước hiệu Chúa Ross. "Leviathan" của ông, như những người cùng thời với ông gọi là vật phản chiếu của Chúa Ross, vẫn là lớn nhất cho đến quý đầu tiên của thế kỷ này.
Năm 1917, một gương phản xạ 100 inch mới với gương kính chính có đường kính 258 cm và một ống lưới đã được lắp đặt tại Đài quan sát Mount Wilson (Mỹ). Trong một thời gian dài, nó vẫn là kính thiên văn lớn nhất trên thế giới, cho đến khi, cuối cùng, sau Thế chiến thứ hai, nó đã bị vượt qua bởi tấm phản xạ 5 mét của Đài quan sát Mount Palomar. Thật kỳ lạ, đây là kính thiên văn đầu tiên trong đó cabin của người quan sát được đặt bên trong một ống.
Mong muốn giảm thiểu tất cả các loại quang sai đã dẫn đầu trong thế kỷ XX. để tạo ra kính thiên văn kết hợp sử dụng cả gương và thấu kính. Dụng cụ quang học đầu tiên thuộc loại này được tạo ra vào năm 1930 bởi một nhà nhãn khoa người Đức, gốc Estonia, B. Schmidt. Trong kính thiên văn của ông, gương phản xạ chính có bề mặt hình cầu, nhưng thấu kính mỏng hiệu chỉnh quang sai, đặt ở tâm độ cong của gương chính, có hình dạng rất phức tạp. Ưu điểm chính của kính thiên văn Schmidt là trường nhìn rất lớn (lên đến 25 độ).
Năm 1941, nhà quang học nổi tiếng của Liên Xô DD Maksutov đã phát minh ra một loại kính thiên văn thấu kính gương mới, trong đó, thay vì một thấu kính hiệu chỉnh phức tạp, ông sử dụng một mặt khum hình cầu - một thấu kính lồi-lõm khuếch tán yếu để bù cho quang sai cầu của gương chính. Vì trong kính thiên văn của hệ thống Maksutov, bề mặt của gương và mặt khum là hình cầu, nên việc chế tạo các dụng cụ như vậy dễ dàng hơn nhiều so với kính thiên văn Schmidt. Điều này và những ưu điểm khác giải thích cho việc sử dụng rộng rãi kính thiên văn Maksutov trong thực hành thiên văn.
Hiện tại, kính thiên văn lớn nhất trên thế giới là kính phản xạ 6 mét của Đài quan sát Vật lý Thiên văn Đặc biệt của Viện Hàn lâm Khoa học.
Tháp kính thiên văn sáu mét cao 53 m với đường kính 44 m.trọng lượng của vòm nhôm lên tới 10.000 kN. Tổng trọng lượng của gương phản xạ cùng với việc lắp đặt là 8500 kN, tiêu cự là 24 m. Với tất cả các kích thước thiên văn này, các thiết bị đặc biệt cung cấp chuyển động chính xác nhất của kính thiên văn về chiều cao và phương vị. Hướng kính thiên văn vào đối tượng được thực hiện bằng cách sử dụng các thiết bị tính toán điện tử được đặt trong một bảng điều khiển đặc biệt. Thật đáng ngạc nhiên, lỗi trong việc nhắm mục tiêu tự động đến một đối tượng không vượt quá một phần của giây cung. Bên trong kính thiên văn, ở độ cao của một tòa nhà 15 tầng, một cabin quan sát được cố định.
Kính thiên văn lớn nhất thế giới có khả năng tiếp cận các ngôi sao có độ lớn 24, tức là chúng mờ hơn hàng triệu lần so với những ngôi sao mà Galileo đã kiểm tra qua kính thiên văn của mình.
Mặc dù đã có những dự án cho tấm phản chiếu 10m nhưng vẫn còn một chặng đường dài phía trước. Giới hạn lý thuyết, rõ ràng, có thể được coi là một phản xạ 25 mét. Tuy nhiên, những khó khăn trong việc chế tạo kính thiên văn siêu khổng lồ lớn đến mức các dự án về gương phản xạ đa gương trông thực tế hơn, nơi thay vì một gương thấu kính khổng lồ, nhiều gương nhỏ hơn nhiều được sử dụng, hội tụ các tia từ quang phổ vào một tiêu điểm chung.
