Gli strumenti dell' astronomia

Strumenti dell'astronomia
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Le scienze astronomiche sono supportate da strumenti in grado di aiutare l'uomo nella misura e nella rilevazione di dati. Il primo strumento usato è senza dubbio l'occhio umano e le intuizioni ad occhio nudo. Tuttavia ad oggi la tecnologia astronomica consente un ampio uso di strumentazione.
Storia
I primi strumenti dell'astronomia

Sfera armillare
Agli albori dell’astronomia l’unico "strumento" che l’uomo aveva a disposizione era l’occhio nudo, affiancato ad esso venivano usati strumenti semplici atti a misurare la posizione degli astri. Gli egiziani usavano il merkhet, costituito da due fili a piombo retti da due osservatori: il merkhet serviva per individuare la posizione degli astri.
Nell’isola di Giava per individuare la data della semina, si puntava una mano piena di riso alla sera in direzione della cintura di Orione, se cadevano alcuni chicchi era il momento giusto. La tribù dei Daiacchi nel Borneo invece, usava con lo stesso metodo una canna di bambù piena d’acqua, appena il quantitativo scendeva sotto un certo livello, era giunto il momento per seminare.
Un altro strumento usato nell’antichità era l’asta di Archimede, consistente in un’asta di legno sopra un’estremità nella quale l’osservatore osservando il sole tra le nubi può determinare la distanza angolare del disco solare.
Ipparco usava due armille che rappresentavano i circoli fondamentali della sfera celeste; ciascuna armilla consisteva in un anello di bronzo puntato l’uno sul piano dell’equatore celeste e l’altro verso i poli dell’eclittica; tramite altri cerchi interni movibili era possibile puntare un astro e determinare così le coordinate celesti.

La macchina di Anticitera
La macchina di Anticitera, è uno strumento astronomico che, mosso da ruote dentate, calcola il moto degli oggetti celesti: il sorgere del sole, le fasi lunari, i movimenti dei 5 pianeti conosciuti, gli equinozi, i mesi e i giorni della settimana; esso è databile attorno al 100 - 150 a.C. Questa scoperta conferma il fatto che già in epoca greca le conoscenze erano abbastanza avanzate in ambito astronomico; a Siracusa già dal 213 a.C. Cicerone cita la presenza di una macchina circolare costruita da Archimede con la quale si rappresentavano i movimenti del Sole, dei pianeti e della Luna, nonché delle sue fasi e delle eclissi.
Gli strumenti di Tolomeo

Quadrande usato da Tycho
Tolomeo introdusse il quadrante, uno strumento successivamente perfezionato che constava di un quarto di cerchio finemente graduato e di due aste fisse perpendicolari unenti le estremità del cerchio al suo centro; una terza asta mobile incardinata al centro determinava la distanza zenitale dell’astro, lo strumento ovviamente era munito di un filo a piombo per regolarlo. Per eliminare errori di misura Tolomeo introdusse successivamente il triquetrum o regolo di Tolomeo. Si trattava di un palo verticale e di due regoli incardinati sul palo stesso, il regolo superiore poteva scorrere su quello inferiore che era graduato, e dato che essi formavano un triangolo isoscele, era facile determinare la distanza zenitale. L’ultimo strumento introdotto da Tolomeo era l’astrolabio (probabilmente scoperto da Ipparco e sviluppato poi dagli arabi), esso diverrà un vero gioiello tecnico-matematico. Esso era costituito da un’armilla e da un regolo con due traguardi, ma nei modelli più complessi esso diventava persino un piccolo planisfero celeste. Alcuni modelli avevano diverse funzioni, dalla determinazione delle altezze, sino alla possibilità di prevedere la posizione degli astri in base all’orario. L’astrolabio infatti riportava in piano tutte le coordinate celesti, divenendo ben presto uno strumento fondamentale per lo sviluppo dell’astronomia, paragonabile solo al futuro telescopio.
Altro strumento osservativo antico era l'ottante, di forma simile al sestante e al quadrante, formato da un arco graduato di ⅛ di cerchio, impiegato per misure angolari.

La nascita degli strumenti ottici
Il primo passo verso l’astronomia ottica si è avuto grazie alle ricerche di Ruggero Bacone, il quale studiò le proprietà delle lenti piano convesse ottenute sezionando una sfera di vetro con un piano. Bacone notò che l’ingrandimento ottenibile era determinato dalla rifrazione dell’immagine, esso dipendeva dalla lunghezza focale della lente e dalla distanza su cui si poneva l’occhio; difatti di lì a poco le lenti si diffusero assieme ai primi modelli di occhiali da vista. Tuttavia per un uso astronomico si dovrà attendere il 1608, quando gli olandesi costruiranno un modello semplice di telescopio rifrattore, strumento che l’anno successivo fu perfezionato da Galileo. Le scoperte di Galileo sono ben note, così come è ben nota la rivoluzione introdotta: l’astronomia ottica era avviata.
Con l’avvento dell’ottica le tecniche di lavorazione delle lenti migliorarono; il modello galileiano soffriva di difetti insiti nelle proprietà delle lenti. Le lenti infatti non concentrano i fasci luminosi in un unico punto ma lo dividono in fasci che vanno dal rosso al violetto; per questo motivo le immagini soffrono della cosiddetta aberrazione cromatica, per la quale l’immagine ha difficoltà ad essere messa a fuoco perfettamente. Per risolvere questo difetto, conveniva costruire lenti di piccola curvatura e di grande distanza focale. Così Hevelius nel 1647 costruì uno strumento a focale di 3,5 m, ma successivamente, questo valore aumentò giungendo a 7,5 m o ai 50 m dello strumento di Huygens, applicando la cosiddetta montatura aerea, soluzione che comportava l’applicazione di un filo teso su cui centrare l’oculare con la lente primaria.
Nel 1663 James Gregory creò uno strumento che raccoglieva luce in uno specchio paraboloidico il quale rifletteva la luce su di un secondario che la rifletteva al primario attraversandolo tramite un foro centrale. L’idea era buona ma vi erano ancora enormi problemi pratici.

Schema ottico di uno Schmidt-Cassegrain
Nel 1666 Newton facendo passare un fascio di luce solare attraverso un prisma di vetro ottenne uno spettro di colori che egli concepì come costituenti naturali della luce bianca. Concluse anche che l’aberrazione sferica era causa della rifrazione dei colori. Sicché nel 1668 costruì il modello newtoniano, con un primario sferico modificato e un secondario inclinato a 45º. Successivamente Cassegrain costruì il suo celebre modello, modificando quello proposto da Gregory, applicando come secondario un convesso al posto di un concavo.

L'evoluzione dell'ottica

Lente acromatica
John Dollond possedeva uno dei più famosi laboratori strumentali d'Europa. Egli tentò di realizzare un sistema ottico sulla base degli studi di Newton, ma con risultati insoddisfacenti. Nel 1754 quando Samuel Klingenstierna pubblicò una memoria nella quale, con un’analisi rigorosa, dimostrava l'inconsistenza degli esperimenti di Newton rispetto alle sue ricerche sul cromatismo e ne proponeva di nuovi; Dollond ne ricevette una forte impressione. Decise di far buon uso dei suggerimenti, e intraprese subito nuovi esperimenti. I risultati di queste prove, eseguite con diverse combinazioni di vetri a bassa e alta dispersione, che contraddicevano le esperienze di Newton, lo portarono a realizzare obiettivi acromatici composti da una lente convergente in crown e da una divergente in flint.
Nel 1758 Dollond mise in vendita i primi telescopi acromatici di 1,5 metri di fuoco e nel 1765 suo figlio Peter, che gli era succeduto alla guida del laboratorio, propose un obiettivo a tre lenti, due concave di crown e una convessa di flint. Questa soluzione consentì di ridurre anche l’aberrazione sferica e di produrre obiettivi che a parità di focale avevano dimensioni maggiori.
Nella prima metà dell’800, Fraunhofer sviluppa ulteriormente le lenti acromatiche, lenti che eliminano l’aberrazione cromatica nelle immagini interponendo altre lenti di correzione; in questo modo i telescopi rifrattori cominciano a diffondersi molto più del passato.
Ulteriori passi sono stati compiuti tramite altre configurazioni a riflessione, l’ultima delle quali ad opera di Schmidt che inventò l’omonima combinazione ottica nei primi del ‘900. Egli ebbe l’idea di correggere l’aberrazione sferica degli specchi con una lente posta al centro di curvatura, riuscendo in tal modo ad ottenere un campo corretto di oltre 5 o 6 gradi; inoltre, rispetto ai comuni riflettori, lo Schmidt consentiva un grande campo e una notevole luminosità, tanto da ottenere delle foto con tempi bassi. Successive configurazioni hanno permesso la creazione di modelli misti come lo Schmidt-Cassegrain o il Maksutov-Cassegrain, strumenti adatti alle varie esigenze degli osservatori e degli astrofili.
Altri strumenti
Il planetario è uno strumento ottico-meccanico utilizzato per finalità divulgative, riproduce in modo realistico la volta celeste. Esso è sostanzialmente formato da un particolare tipo di proiettore che utilizza come schermo una cupola semisferica con dimensioni che possono andare dai 3 ai 25 metri di diametro. Il planetario nacque tra il 1919 e il 1923 presso l'azienda tedesca Zeiss, da allora lo sviluppo è stato sempre maggiore in tutto il mondo.
Il coronografo è uno strumento astronomico utilizzato per osservare la corona solare, esso fu introdotto nel 1930 consentendo lo sviluppo di studi dedicati al sole.
Telescopio
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Telescopio riflettore Zeiss-Gautier
Il Telescopio è uno strumento che raccoglie la luce (o altre radiazioni elettromagnetiche) proveniente da un oggetto lontano, la concentra in un punto (detto fuoco) e ne produce un'immagine ingrandita.
Sebbene col termine "telescopio" si indichi solitamente il telescopio ottico, operante nelle frequenze della luce visibile, esistono telescopi sensibili anche alle altre frequenze dello spettro elettromagnetico.
Cenni storici
La nascita del telescopio rifrattore si suol far risalire a Galileo il quale ne mostrò la prima applicazione a Venezia nel 1609. In realtà, le prime lenti furono costruite nel 1607 da occhialai olandesi che le applicarono a strumenti rudimentali di pessimo potere risolutivo. Le proprietà delle lenti, nondimeno, erano note da tempo e a Galileo deve farsi risalire il merito del perfezionamento e del primo uso astronomico.
Le fasce di visibilità dei telescopi
L'atmosfera terrestre assorbe buona parte delle radiazioni elettromagnetiche provenienti dallo spazio, con l'importante eccezione della luce visibile e delle onde radio. Per questa ragione, l'osservazione da terra è limitata all'uso dei telescopi ottici e dei radiotelescopi. I primi sono collocati preferibilmente in luoghi alti o isolati (montagne, deserti, ...), in modo da ridurre l'influenza della turbolenza atmosferica e dell'inquinamento luminoso.
Per l'osservazione nelle rimanenti bande dello spettro elettromagnetico (microonde, infrarosso, ultravioletto, raggi X, raggi gamma), che vengono assorbite dall'atmosfera, si utilizzano quasi esclusivamente telescopi orbitali o collocati su palloni aerostatici ad alta quota.

Uno schema dello spettro elettromagnetico e del relativo assorbimento atmosferico. Sono raffigurati i diversi tipi di telescopi operanti nelle diverse bande dello spettro.
Telescopi ottici

Moderno telescopio riflettore da 1.5 metri
I telescopi ottici si dividono principalmente in due classi in base al tipo di elementi ottici utilizzati: i rifrattori e i riflettori.
• Il telescopio rifrattore, grazie ad un insieme di lenti, sfrutta il fenomeno della rifrazione per focalizzare l'immagine.
• Il telescopio riflettore, grazie ad un insieme di specchi, sfrutta il fenomeno della riflessione per focalizzare l'immagine.
Esistono tuttavia molti schemi ottici misti che, pur utilizzando come elemento principale uno specchio (specchio primario) e per questo rientrano nei telescopi riflettori, sono dotati di elementi correttivi a lenti.
Le grandi aperture oltre i due metri sono di dominio incontrastato dei telescopi riflettori. Oltre una certa dimensione infatti le lenti diventano talmente costose e pesanti da rendere tecnicamente ed economicamente impraticabile il loro utilizzo.
Radiotelescopi

Un radiotelescopio
I radio telescopi sono antenne radio che, al pari degli specchi dei telescopi che lavorano in ottico, focalizzano la radiazione amplificandola nel fuoco geometrico dell'antenna (dove è posto il detector) che raccoglie il segnale radio. Le antenne sono a volte costituite da una griglia di fili conduttori, le cui aperture sono più piccole della lunghezza d'onda osservata.
I radio telescopi sono spesso usati a coppie, o in gruppi più numerosi, per ottenere diametri "virtuali" proporzionali alla distanza tra i telescopi (vedi la voce sull'interferometria). I gruppi più grandi hanno collegato telescopi sui lati opposti della Terra.
I radiotelescopi lavorano sulle frequenze radio degli oggetti celesti, compiendo osservazioni in questo settore dell'astronomia che presenta il vantaggio di non dipendere (come nel settore ottico) né dalle condizioni meteorologiche, né dall'alternanza giorno-notte.
Telescopi gamma e raggi X
I telescopi per raggi X e raggi gamma hanno altri problemi, principalmente derivanti dal fatto che questi raggi possono attraversare il metallo e il vetro. Usano in genere degli specchi a forma di anello, messi quasi paralleli al fascio di luce incidente, che viene riflessa di pochi gradi: questa caratteristica determina una differenza qualità costruttiva e tecnica del telescopio. Gli specchi sono in genere una sezione di parabola ruotata.
Telescopio Cerenkov
Il telescopio Cerenkov rivela la caratteristica radiazione emessa da particelle gamma che attraversano l'atmosfera. Queste particelle assorbite dall'alta atmosfera terrestre originano un segnale che è da considerare l'equivalente del "bang" supersonico per le onde sonore, le particelle infatti viaggiano ad una velocità maggiore rispetto a quella della luce (della luce nell'aria, ma comunque a velocità inferiore di quella della luce nel vuoto). Il lampo Cerenkov viaggia nella stessa direzione dello sciame, e può essere rivelato dai telescopi Cerenkov. Esso consta di uno specchio primario e di un secondario dove è posta la strumentazione di rivelazione. Questi telescopi vengono denominati IACT (Imaging Air Čerenkov Telescopes). Tra gli esperimenti attualmente in funzione che sfruttano tale tecnica spiccano le collaborazioni MAGIC, HESS, CANGAROO e VERITAS.
Interferometrica ottica e radio

Schema di un sistema di interferometria ottica
L'esigenza di aumentare sempre più le dimensioni dei rivelatori (ottici e radio) e quindi di migliorare la risoluzione delle immagini dei corpi celesti, ha sviluppato un sistema che supera i limiti fisici degli strumenti a disposizione. Questo metodo è quello dell'interferometria. Esso sfrutta la possibilità di integrare i segnali di due strumenti posti ad una certa distanza, di elaborarli e di ottenere un'unica immagine contenente le caratteristiche di entrambi gli strumenti: con il vantaggio di considerare la loro distanza come il diametro dell'obiettivo o del rivelatore.
Il metodo interferometrico viene applicato sia in radioastronomia e quindi sulle lunghezze radio, che in campo ottico. Quest'ultimo è un campo di applicazione più recente, più complesso di quello radio, ma che trova già le prime applicazioni pratiche nei nuovi telescopi.

Montature per telescopi

Telescopio per impieghi amatoriali con puntamento computerizzato
Per montatura di un telescopio s'intende la struttura meccanica che si occupa di sostenere la componente strumentale ottica e la relativa strumentazione osservativa: fotometro, spettrografo, CCD ecc.
La montatura ha anche la fondamentale funzione di compensare il moto di rotazione della Terra e dunque il moto apparente degli astri da Est verso Ovest, eseguendo un moto di rotazione in senso opposto a quello apparente del cielo. In questo modo l'oggetto da osservare rimarrà sempre al centro del campo d'osservazione.
Una montatura per essere considerata efficiente deve soddisfare i seguenti requisiti:
1. requisito meccanico, la montatura deve essere improntata alla massima rigidità; esente da flessioni o vibrazioni, che mantenga una velocità costante nel suo moto di inseguimento in modo da mantenere sempre al centro del campo visivo l'oggetto inquadrato senza fughe. Infine deve essere costituita da una meccanica precisa ed esente da giochi meccanici che possano precludere la sua precisione.
2. requisito elettronico, un elemento importante per un telescopio è oramai la presenza di un controllo elettronico dei movimenti, in modo da poter gestire tramite una pulsantiera o persino un computer la gestione e il puntamento dei corpi celesti.
3. requisito informatico, ossia il software che sia in grado di comunicare con l'elettronica e la meccanica dello strumento. Questo requisito consente non solo di puntare un oggetto, ma anche di annullare gli errori strumentali tramite correzioni del moto e persino la possibilità di gestire lo strumento per via remota, via internet ad esempio.
Tipi di montature
Le montature per telescopi si dividono in due categorie principali: montature altazimutali e montature equatoriali.
Montatura altazimutale
È la montatura più semplice da costruire, costituita dal moto dei due assi principali azimut ed elevazione. Il telescopio, per mantenere l'oggetto osservato al centro del campo, deve eseguire dei moti nei due assi: l'orizzontale e il verticale. Inoltre è presente un altro inconveniente: la rotazione del campo. Tutto questo è risolto da un sistema di motori controllati da un computer, il quale provvede a mantenere sempre perfetto il puntamento. Questo tipo di montatura è utilizzato nei telescopi amatoriali più economici oppure per i telescopi professionali di grandi dimensioni, a causa della maggior semplicità e leggerezza della stessa: requisito indispensabile per sostenere specchi del diametro di alcuni metri, sorretti da strutture pesanti diverse tonnellate.
La generazione attuale di telescopi presenta diametri di 8-10 metri, ma sono in progetto telescopi da 30, 50 e anche 100 metri[1]: tutti questi telescopi usano montature altazimutali o, in alcuni casi, montature di derivazione altazimutale.
Montature equatoriali
Esistono diversi tipi di montature equatoriali, accomunati però dalla caratteristica fondamentale di avere uno degli assi di rotazione inclinato in funzione della latitudine del luogo. Questa inclinazione consente (a fronte di un puntamento della montatura rispetto al Polo Nord Celeste) di "inseguire" i corpi celesti mediante un solo movimento, semplificando rispetto ad una montatura altazimutale la modalità di inseguimento. La presenza di un solo moto, infatti, consente anche per i telescopi amatoriali di raggiungere il medesimo scopo, senza dover avere l'ausilio di sofisticata attrezzatura e software di supporto: un semplice motorino con un tempo di rotazione di 24 ore è sufficiente. Il più grande telescopio a montatura equatoriale è il famoso Telescopio Hale presso l'Monte Palomar, del diametro di 5 metri.
Le tipologie di montature equatoriali sono:
• Montatura alla tedesca o di Fraunhofer;
• Montatura inglese;
• Montatura a forcella;
• Montatura fotografica;
• Montatura Porter od a ferro di cavallo.
Queste montature si differenziano in base ad alcune differenze costruttive e tecniche, utilizzabili di volta in volta in base alle esigenze. Questo tipo di montatura è la più diffusa in campo amatoriale, per la sua semplicità costruttiva e per la precisione di inseguimento.
La montatura altitude-altitude (alt-alt)
Un tipo particolare di montatura è la montatura detta alt-alt mount o, più tecnicamente altitude-altitude. Essa si colloca a metà strada fra la montatura equatoriale e la montatura altazimutale. Si tratta di una montatura all'inglese modificata la cui culla principale (la struttura meccanica ove è alloggiato il telescopio) anziché puntare al Nord celeste, è parallela al suolo. La montatura presenta il vantaggio di scaricare le masse al centro ideale gravitazionale dello strumento distribuendole in maniera equivalente su due assi (nella montatura inglese tutto il peso gravita sull'asse che punta al Polo Sud) senza dar luogo alle flessioni tipiche della montatura a forcella.
Per contro si ha, come nella montatura altazimutale, la rotazione di campo che è in funzione sia della declinazione strumentale che della latitudine locale ove si trova lo strumento. Tuttavia, quando lo strumento lavora su oggetti che si trovano in prossimità dell'equatore celeste, la rotazione di campo è pressoché eguale a zero. In via teorica la montatura può non essere allineata, ma un allineamento degli assi Nord-Sud o Est-Ovest è essenziale per ridurre il fenomeno della rotazione di campo sopra accennato. Una descrizione tecnica abbastanza approfondita di questa montatura si trova a questo sito, ove è scaricabile anche un piccolo programma che consente di scegliere l'allineamento ottimale della montatura in funzione della latitudine. Nell'articolo sono presenti inoltre numerose immagini di montature alt-alt.
Montature per telescopi solari

Osservatorio solare, notare le dimensioni del complesso
Le montature per telescopi solari differiscono per vari particolari da quelle costruite per i telescopi destinati all'osservazione della volta celeste. I telescopi solari posseggono focali lunghissime ed è impossibile movimentare un tubo ottico di tali dimensioni; lo specchio inoltre non è parabolizzato, ma sferico. La montatura di un telescopio solare è la parte ottica meccanica che serve ad indirizzare la luce del Sole in un tubo che è o coricato sul terreno, o perpendicolare ad esso, o leggermente inclinato e che presenta dimensioni che variano da 30 metri a qualche centinaio di metri.
Tramite un sistema di specchi si opera il rinvio della sorgente luminosa solare all'interno del tubo ottico ove l'immagine subisce il consueto trattamento: ingrandimento, focalizzazione, osservazione e studio. Lo strumento destinato a raccogliere l'immagine del Sole e ad indirizzarla nel tubo ottico prende il nome di eliostato.
L'eliostato è composto da uno specchio piano inclinato equatorialmente che ruota per inseguire il Sole e che dirige l'immagine catturata su di un secondo specchio piano che rinvia l'immagine allo specchio principale sferico, che a sua volta provvede ad amplificarla e focalizzarla nel fuoco geometrico dello specchio principale dove si trova la strumentazione.
A motivo della doppia riflessione lo specchio primario (equatorialmente inclinato) non compie un'intera rotazione su se stesso in 24 ore (circa), bensì in 48 ore (circa). Lo specchio principale va spostato durante i diversi periodi dell'anno a motivo della diversa altezza del Sole sull'orizzonte in inverno, primavera, ed estate.

Sensori

Esempio di sensore CCD
Inizialmente, il sensore usato nei telescopi era l'occhio umano. In seguito, la lastra fotografica prese il suo posto, e fu introdotto lo spettrografo, permettendo agli astronomi di avere informazioni sullo spettro di una sorgente. Dopo la lastra fotografica, varie generazioni di sensori elettronici come i CCD (e ultimamente in campo astrofilo anche le webcam) sono state perfezionate, ognuna con una crescente sensibilità e risoluzione. I sensori CCD permettono di realizzare strumenti con elevata profondità di campo o con elevata risoluzione a seconda delle necessità dello strumento. Il telescopio Pan-STARRS per esempio essendo stato sviluppato per individuare i potenziali asteroidi in rotta di collisione con la Terra necessita di una elevata risoluzione e quindi utilizza una serie di 60 CCD che generano 1.9 gigapixel per scatto.
I telescopi moderni contengono numerosi strumenti tra cui scegliere quello più adatto: camere per immagini, con diversa risposta spettrale. Spettrografi per varie lunghezze d'onda. Polarimetri, che possono rilevare la direzione della luce polarizzata, eccetera.
Telescopi celebri
Telescopi in orbita

Hubble Space Telescope (HST) il famoso telescopio spaziale.
• Il Telescopio Spaziale Hubble si trova in orbita, fuori dall'atmosfera terrestre, per evitare che le immagini siano distorte dalla rifrazione. In questo modo il telescopio lavora sempre al suo limite di diffrazione, e può essere usato per osservazioni nell'infrarosso e nell'ultravioletto.
• Il Telescopio Spaziale Spitzer è un osservatorio spaziale che osserva nell'infrarosso. Costruito dalla NASA, Jet Propulsion Laboratory e il California Institute of Technology e lanciato il 25 agosto 2003, è il quarto ed ultimo del progetto Grandi Osservatori della NASA.
• COROT è una missione dell'agenzia spaziale francese (CNES) in cooperazione con l'Agenzia Spaziale Europea, per lo studio delle superfici stellari e l'individuazione di pianeti extrasolari.
• Il Telescopio Spaziale James Webb è un telescopio spaziale in infrarosso sviluppato come sostituto (parziale) del Telescopio Spaziale Hubble. Verrà costruito e gestito in cooperazione dalla NASA e dall'Agenzia Spaziale Europea. Il lancio del telescopio è previsto per il 2013.
• Il Simbol-X un progetto ASI e CNES inizialmente previsto per il 2014 ma poi cancellato per problemi di budget.
Telescopi ottici
Il complesso Very Large Telescope
• Il Very Large Telescope (VLT) è un complesso composto da quattro telescopi ognuno di 8 metri di diametro. Appartenente all'ESO e costruito nel deserto di Atacama in Cile, può funzionare come quattro telescopi separati o come uno solo, combinando la luce proveniente dai quattro specchi.
• Il più grande specchio singolo è quello del telescopio Keck, con diametro di 10 metri. Il Keck è però composto da 36 segmenti più piccoli.
• Esistono molti progetti per telescopi ancora più grandi, per esempio l'European Extremely Large Telescope (telescopio estremamente grande), in genere chiamato E-ELT, con l'obiettivo di un diametro di 42 metri.
• Il telescopio Hale posto sul Monte Palomar, largo 5 metri, è stato per molto tempo il più grande. Ha un singolo specchio di borosilicato (Pyrex (tm)), che fu notoriamente difficile da costruire. Anche la montatura è unica, una montatura equatoriale senza forcella, che nonostante ciò permette al telescopio di puntare molto vicino al polo celeste.
• Il telescopio del Monte Wilson, da 2,5 metri, fu usato da Edwin Hubble per provare l'esistenza delle galassie, e per analizzare il loro spostamento verso il rosso. È adesso parte di un array assieme ad altri telescopi sullo stesso monte, ed è ancora utile per ricerche avanzate.
• Il rifrattore da 102 centimetri dello Yerkes Observatory nello stato del Wisconsin, USA, è il più grande rifrattore orientabile al mondo.

Radiotelescopi del Very Large Array
Radiotelescopi
• Il Radiotelescopio di Arecibo è il più grande al mondo con i suoi 300 metri di diametro. viene utilizzato per le indagini radio di pianeti e oggetti celesti.
• Very Large Array
• Radiotelescopio di Noto (SR)
• Radiotelescopio di Medicina (BO)

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