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Message n°23,
| Original : | The largest refracting telescope in the world is at the <firstterm>Yerkes Observatory</firstterm> in Williams Bay, Wisconsin. Built in 1897, it has a 1.02-m (40-in) objective and a focal length of 19.36 m. |
|---|---|
| Traduction : | Le plus grand télescope réfracteur dans le monde est celui de <firstterm>l'observatoire Yerkes</firstterm> à Williams Bay, Wisconsin. Construit en 1897, il possède un objectif de 1,02 m (40 pouces) et une longueur de focale de 19,36 m. |
Message n°24,
| Original : | <firstterm>Reflecting Telescopes</firstterm>, on the other side, use mirrors instead of lenses in order to obtain the final image. By replacing the objective lens with a mirror, we obtain a focal point that lies on the path of the incoming light. An observer situated at this point could see an image, but he would block part of the incoming light. The focal point of the principal mirror is called <firstterm>prime focus</firstterm>, and this is also the name of the first category of reflecting telescopes. Thus, prime focus telescopes use a mirror in order to collect light from a celestial object and by reflection the image of the object may be observed from the prime focus of the telescope. Other types of reflecting telescopes are <firstterm>Newtonian</firstterm>, <firstterm>Cassegrain</firstterm> and <firstterm>Coude</firstterm>. |
|---|---|
| Traduction : | Les <firstterm>télescopes réflecteur</firstterm>, d'un autre coté, utilisent des miroirs au lieu de lentilles pour obtenir l'image finale. En remplaçant la lentille de l'objectif avec un miroir, le point focal est obtenu sur le trajet de la lumière entrante. Un observateur situé sur ce point pourrait voir une image, mais il ne pourrait recevoir qu'une partie de la lumière entrante. Le point focal du miroir principal est appelé <firstterm>foyer primaire</firstterm> et ceci est aussi le nom de la première catégorie de télescopes à réflecteurs. Ainsi, les télescopes à foyer primaire utilisent un miroir pour collecter la lumière d'un objet céleste et, par réflexion, l'image de l'objet peut être observée à partir du foyer principal du télescope. Les autres types de télescopes réflecteurs sont <firstterm>Newtonien</firstterm>, <firstterm>Cassegrain</firstterm> et <firstterm>Coude</firstterm>. |
Message n°26,
| Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
|---|---|
| Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°26,
| Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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| Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°26,
| Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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| Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°26,
| Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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| Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°26,
| Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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| Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°26,
| Original : | <firstterm>The Cassegrain</firstterm> telescope is similar to the Newtonian one but this time the secondary mirror reflects light to the bottom of the telescope. There is a hole at the center of the primary mirror that lets the reflected light to go on its way until it converges to the focal point. The secondary mirror needs to be convex, as it is increasing the focal length of the optical system. The primary mirror of a Cassegrain Telescope is a paraboloid. By replacing it with a hyperboloid we obtain a Ritchey-Chretien telescope. The advantage of using a <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> telescope is that it removes the coma of the classical reflectors. |
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| Traduction : | Le télescope de <firstterm>Cassegrain</firstterm> est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm>Ritchey-Chretien</firstterm> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. |
Message n°28,
| Original : | <firstterm>Catadioptrics</firstterm> are types of telescopes that use systems of both lenses and mirrors for making the light to converge. The most popular catadioptric is the <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm> telescope. It has the advantage of providing a large angle field of view. In order to minimize coma, it uses a primary spheroidal mirror with a thin correcting lens that removes spherical aberrations. The secondary mirror is placed in the center of the correcting lens, reflecting light through a hole made in the primary mirror. Not as famous as the Schmidt-Cassegrain telescope but common though is the <firstterm>Maksutov</firstterm> telescope that also uses a correcting lens with the primary mirror, this time their surfaces being concentric. |
|---|---|
| Traduction : | Les télescopes <firstterm>catadioptriques</firstterm> sont des types de télescopes qui utilisent des systèmes avec à la fois des lentilles et des miroirs pour permettre de faire converger la lumière. Le plus connu des télescopes catadioptriques est le télescope de <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm>. Son avantage est de fournir un grand angle de champ de vision. Pour réduire le coma, il utilise un miroir primaire sphérique avec une fine lentille de correction qui supprime les aberrations sphériques. Le second miroir est placé au centre de la lentille de correction, réfléchissant la lumière à travers un trou fait dans le miroir principal. Moins connu que le télescope de Schmidt-Cassegrain, mais aussi commun, il y a le télescope de <firstterm>Maksutov</firstterm> qui utilise aussi une lentille de correction avec le miroir primaire, mais cette fois-ci les surfaces deviennent concentriques. |
Message n°28,
| Original : | <firstterm>Catadioptrics</firstterm> are types of telescopes that use systems of both lenses and mirrors for making the light to converge. The most popular catadioptric is the <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm> telescope. It has the advantage of providing a large angle field of view. In order to minimize coma, it uses a primary spheroidal mirror with a thin correcting lens that removes spherical aberrations. The secondary mirror is placed in the center of the correcting lens, reflecting light through a hole made in the primary mirror. Not as famous as the Schmidt-Cassegrain telescope but common though is the <firstterm>Maksutov</firstterm> telescope that also uses a correcting lens with the primary mirror, this time their surfaces being concentric. |
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| Traduction : | Les télescopes <firstterm>catadioptriques</firstterm> sont des types de télescopes qui utilisent des systèmes avec à la fois des lentilles et des miroirs pour permettre de faire converger la lumière. Le plus connu des télescopes catadioptriques est le télescope de <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm>. Son avantage est de fournir un grand angle de champ de vision. Pour réduire le coma, il utilise un miroir primaire sphérique avec une fine lentille de correction qui supprime les aberrations sphériques. Le second miroir est placé au centre de la lentille de correction, réfléchissant la lumière à travers un trou fait dans le miroir principal. Moins connu que le télescope de Schmidt-Cassegrain, mais aussi commun, il y a le télescope de <firstterm>Maksutov</firstterm> qui utilise aussi une lentille de correction avec le miroir primaire, mais cette fois-ci les surfaces deviennent concentriques. |
Message n°28,
| Original : | <firstterm>Catadioptrics</firstterm> are types of telescopes that use systems of both lenses and mirrors for making the light to converge. The most popular catadioptric is the <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm> telescope. It has the advantage of providing a large angle field of view. In order to minimize coma, it uses a primary spheroidal mirror with a thin correcting lens that removes spherical aberrations. The secondary mirror is placed in the center of the correcting lens, reflecting light through a hole made in the primary mirror. Not as famous as the Schmidt-Cassegrain telescope but common though is the <firstterm>Maksutov</firstterm> telescope that also uses a correcting lens with the primary mirror, this time their surfaces being concentric. |
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| Traduction : | Les télescopes <firstterm>catadioptriques</firstterm> sont des types de télescopes qui utilisent des systèmes avec à la fois des lentilles et des miroirs pour permettre de faire converger la lumière. Le plus connu des télescopes catadioptriques est le télescope de <firstterm>Schmidt-Cassegrain</firstterm>. Son avantage est de fournir un grand angle de champ de vision. Pour réduire le coma, il utilise un miroir primaire sphérique avec une fine lentille de correction qui supprime les aberrations sphériques. Le second miroir est placé au centre de la lentille de correction, réfléchissant la lumière à travers un trou fait dans le miroir principal. Moins connu que le télescope de Schmidt-Cassegrain, mais aussi commun, il y a le télescope de <firstterm>Maksutov</firstterm> qui utilise aussi une lentille de correction avec le miroir primaire, mais cette fois-ci les surfaces deviennent concentriques. |
Message n°30,
| Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
|---|---|
| Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
| Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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| Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
| Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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| Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
À la ligne 228
Rapporter un faux positif
Suggestions :
- « Arras »
- « Auray »
- « Ar ray »
- « Ar-ray »
- « Aymara »
Message n°30,
| Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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| Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
| Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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| Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
| Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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| Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
| Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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| Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
| Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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| Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
Message n°30,
| Original : | For a detailed analysis of the sky, observations are also carried in other regions of the electromagnetic spectrum. Very popular and efficient are <firstterm>radio telescopes</firstterm>, developed mostly in the last century. A common problem for both radio and optical telescopes is the need for better resolution. We can derive the resolution of a telescope by using Rayleigh criterion, that states the resolving power is equal to the ratio of the incoming wavelength to the diameter of the aperture (times 1.22 for circular apertures). So for a good resolution we need a diameter as big as possible. The biggest radio telescope in the world is the Arecibo telescope from Puerto Rico that uses a huge dish of 305 m diameter. In order to solve the problem for resolutions, astronomers have developed a new technique called interferometry. The basic principal of interferometry is that by observing the same object with two distinct telescopes we can obtain a final image by "connecting" the two initial ones. Nowadays, the most efficient observatory that uses interferometry is the Very Large Array located near Socorro, New Mexico. It uses 27 telescopes placed in a "Y" shape, with 25 m aperture each. There also exists a technique called Very Long Baseline Interferometry (VLBI) that allows astronomers to resolve images over the size of continents. The biggest project of the century in this domain is the building of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), which will be using 66 telescopes placed in the Atacama desert of northern Chile. |
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| Traduction : | Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm>radio télescopes</firstterm> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote>connectant</quote> les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote>Very Large Array</quote> près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote>Y</quote> ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote>Very Long Baseline Interferometry</quote> (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote>Atacama Large Millimeter Array</quote> (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. |
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Dernière vérification : Tue Aug 20 12:30:48 2024 (actualisée une fois par semaine).
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