This site is not complete. The work to converting the volumes of സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം is on progress. Please bear with us
Please contact webmastersiep@yahoo.com for any queries regarding this website.
Reading Problems? see Enabling Malayalam
ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രോപകരണങ്ങള്‍
സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം സംരംഭത്തില്‍ നിന്ന്
ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രോപകരണങ്ങള്‍
ജ്യോതിര്‍ഗോളവസ്തുക്കള്‍ നിരീക്ഷിക്കുന്നതിനും പഠിക്കുന്നതിനും ഉപയോഗിക്കുന്ന ഉപകരണങ്ങള്‍. നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ടുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങളിലെ പരിമിതികള്‍ മറികടക്കുന്നതിനും നിരീക്ഷിതഫലങ്ങളെ സാങ്കേതികമികവോടെ വിശകലനം ചെയ്യുന്നതിനും ഉതകുന്ന ദൂരദര്‍ശിനികള്‍, ഛായാഗ്രാഹികള്‍, സ്പെക്ട്രോമീറ്ററുകള്‍, ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്ററുകള്‍ എന്നിവയെല്ലാം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രോപകരണങ്ങളില്‍ ഉള്‍പ്പെടുന്നു. ഭൂമിയില്‍ നിന്നു മാത്രമല്ല, ഉപഗ്രഹങ്ങളുപയോഗിച്ച് ബഹിരാകാശത്തുനിന്നും ഇപ്പോള്‍ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ നടത്തുന്നുണ്ട്. വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ ദൃഷ്ടിഗോചരമായ ഭാഗം (വയലറ്റു മുതല്‍ ചുവപ്പു വരെ) ഉപയോഗിച്ചാണ് പ്രാചീന കാലങ്ങളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെയും ഗ്രഹങ്ങളെയും നിരീക്ഷിച്ചിരുന്നത്. എന്നാല്‍ ആധുനിക നിരീക്ഷണോപാധികള്‍ വഴി സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ ദ്യശ്യേതരഭാഗങ്ങളിലും-ചുവപ്പിനെക്കാള്‍ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കൂടിയ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ്, മൈക്രോവേവ്, റേഡിയോവേവ് തുടങ്ങിയ ഭാഗങ്ങളിലും വയലറ്റിനെക്കാള്‍ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കുറഞ്ഞ അള്‍ട്രാവയലറ്റ്, എക്സ്-റേ, ഗാമാ-റേ തുടങ്ങിയ ഭാഗങ്ങളിലും-ഇപ്പോള്‍ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ നടത്തിവരുന്നു.
ചരിത്രം. മനുഷ്യന്‍ ശിലായുഗം മുതല്ക്കേ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ നടത്തിയിരുന്നതായി തെളിവുകളുണ്ട്. ഋതുക്കളുടെയും സൂര്യചന്ദ്രഗ്രഹണങ്ങളുടെയും പ്രവചനമായിരുന്നു അന്നു ലക്ഷ്യം. നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ടുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ സഹായത്തിനായി ചില സങ്കേതങ്ങള്‍ ഉള്‍ക്കൊള്ളിച്ചുകൊണ്ടുള്ള നിലയങ്ങള്‍ ശിലാക്ഷേത്രങ്ങളുടെ രൂപത്തില്‍ അന്നു സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടിരുന്നു. ഇംഗ്ലണ്ടിലുള്ള സ്റ്റോണ്‍ഹെഞ്ച് ആണ് ഇവയില്‍ ഏറ്റവും പ്രസിദ്ധം. ചൈന, ഗ്രീസ്, റോം എന്നിവിടങ്ങളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഗ്രഹങ്ങളുടെയും സ്ഥാനം സാമാന്യം സൂക്ഷ്മമായി രേഖപ്പെടുത്തി വച്ചിരുന്നതിനു രേഖകളുണ്ട്. ഇത്തരം നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് സമയവും കോണീയ അന്തരാളവും അളക്കാനുള്ള ഉപകരണങ്ങള്‍ അത്യാവശ്യമായിരുന്നു.
ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്കു കാര്യമായ പുരോഗതി ഉണ്ടായതു ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ കണ്ടുപിടിത്തത്തോടെയാണ്. ഹാന്‍സ് ലിപ്പര്‍ഷെ, ഗലീലിയോ ഗലീലി (1564-1642), ടൈക്കോ ബ്രാഹെ (1546-1601), ജൊഹാനെസ് കെപ്ളര്‍ (1571-1630) എന്നിവരുടെ സംഭാവനകള്‍ ഈ രംഗത്തുണ്ടായി. പ്രത്യേക പഠനങ്ങള്‍ നടത്തുന്നതിനു സഹായിക്കുന്ന മറ്റനേകം ഉപകരണങ്ങള്‍ പില്ക്കാലത്തു നിര്‍മിക്കപ്പെട്ടു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും മറ്റും ചിത്രമെടുക്കുന്നതിനുള്ള ഛായാഗ്രാഹി, വളരെ മങ്ങിയ വസ്തുക്കളെ രേഖപ്പെടുത്തുന്നതിനു സഹായിക്കുന്ന സി.സി.ഡി. (Charge Coupled Device) ക്യാമറ, ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ ഘടിപ്പിച്ചു സ്പെക്ട്രം നിരീക്ഷിക്കുന്നതിന് ഉപകരിക്കുന്ന സ്പെക്ട്രോമീറ്റര്‍, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വലുപ്പത്തെയും ഭ്രമണത്തെയും മറ്റും പഠിക്കാന്‍ സഹായിക്കുന്ന ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്റര്‍ എന്നിവ ഇക്കൂട്ടത്തിലുള്‍പ്പെടുന്നു.
ദൂരദര്‍ശിനികള്‍'. ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തില്‍, ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ ഉപയോഗിക്കുന്നതിലൂടെ രണ്ടു കാര്യങ്ങള്‍ നേടുന്നു: (i) തീരെ മങ്ങിയ വസ്തുക്കളെ ദൃശ്യമാക്കാനായി കഴിയുന്നത്ര പ്രകാശം ശേഖരിക്കുക, (ii) അടുത്തടുത്തു സ്ഥതിചെയ്യുന്ന (കോണിക അന്തരാളം വളരെ കുറഞ്ഞ) രണ്ടുവസ്തുക്കളെ വേര്‍തിരിച്ചു കാണാനുള്ള കഴിവു വര്‍ധിപ്പിക്കുക. ഈ രണ്ടു കാര്യങ്ങള്‍ക്ക് ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ വ്യാസം (പ്രകാശം ശേഖരിക്കുന്ന ലെന്‍സിന്റെയോ ദര്‍പ്പണത്തിന്റെയോ വ്യാസം) വര്‍ധിപ്പിക്കേണ്ടതുണ്ട്.
ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ രണ്ടു തരത്തിലുണ്ട്: ലെന്‍സുകള്‍ ഉപയോഗിച്ച് പ്രകാശത്തിന്റെ അപവര്‍ത്തനത്തെ (refraction) ആശ്രയിച്ചുള്ളവയും ദര്‍പ്പണം ഉപയോഗിച്ച് പ്രകാശത്തിന്റെ പ്രതിഫലനത്തെ (convex) ആശ്രയിച്ചുള്ളവയും.
അപവര്‍ത്തക ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ പ്രവര്‍ത്തനരീതി ചിത്രം (1)-ല്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.
സമാന്തരപ്രകാശരശ്മികളെ അഭിസരണം ചെയ്യാനുള്ള ഉന്മധ്യ (convex) ലെന്‍സുകളുടെ കഴിവാണ് ഇവിടെ ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്. അടുത്തടുത്ത് കാണപ്പെടുന്ന രണ്ടു നക്ഷത്രങ്ങള്‍ തമ്മിലുള്ള കോണിക അന്തരാളം θ
യും ഒബ്ജക്റ്റീവ് ലെന്‍സിന്റെ ഫോക്കല്‍ ദൈര്‍ഘ്യം F-ഉം ആണെങ്കില്‍ അത് ഫോക്കല്‍ പ്രതലത്തില്‍ സൃഷ്ടിക്കുന്ന പ്രതിബിംബങ്ങള്‍ തമ്മിലുള്ള ദൂരം s = F tan θ ആണ്. θ ചെറുതാകുമ്പോള്‍ s ≈ F θ ആകുന്നു. അവകലനം വഴി 
എന്നു കാണാം. ഇതിന് 'പ്ളേറ്റ് സ്കെയില്‍' എന്നു പറയുന്നു. θ -യെ കോണിക സെക്കന്‍ഡ് ആയും s
s -നെ മി.മീ. ആയും എഴുതുമ്പോള്‍ 
(arc-second/millimeter) എന്നു ലഭിക്കുന്നു. പ്രായോഗികമായി സാധാരണ ഉപയോഗിക്കുന്ന ഏകകം ഇതാണ്. f ഫോക്കല്‍ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള 'ഐ-പീസ്' ലെന്‍സ് കൂടി ഘടിപ്പിച്ച ദൂരദര്‍ശിനിക്ക് വസ്തുക്കളെ m ഇരട്ടി വലുതാക്കാമെങ്കില്‍ 
എന്നു കാണാം. m-ന്റെ വില വര്‍ധിപ്പിക്കുന്നതിന് F വലുതാക്കുകയോ f ചെറുതാക്കുകയോ ചെയ്താല്‍ മതി. എങ്കിലും m-ന്റെ വിലയ്ക്ക് സൈദ്ധാന്തികമായ പരിമിതികളുണ്ട്. ഒബ്ജക്റ്റീവിന്റെ വ്യാസം D മി.മീ. ആണെങ്കില്‍ 
-നെക്കാള്‍ വലുതായിരിക്കണം m. ഇല്ലെങ്കില്‍ ദൂരദര്‍ശിനി ശേഖരിക്കുന്ന പ്രകാശം മുഴവനും കണ്ണിലെത്തില്ല. അതുപോലെ 4D-യെക്കാള്‍ കൂടുതലായാല്‍ പ്രതിബിംബത്തിന്റെ വ്യക്തത നഷ്ടപ്പെടും. എന്നാല്‍ ചെറിയ ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ ഇത് 
വരെ വര്‍ധിപ്പിക്കാം.
പ്രതിഫലന ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ ഗോളീയമായ ഒരു നതമധ്യ ദര്‍പ്പണം ഉപയോഗിച്ച് പ്രകാശശേഖരണവും പ്രതിബിംബ സൃഷ്ടിയും നടത്തുന്നു. രണ്ടാമതൊരു ദര്‍പ്പണത്തിന്റെ സഹായത്തോടെ പ്രതിബിംബത്തെ സൗകര്യമായ ഒരു സ്ഥലത്തേക്കു കൊണ്ടു വരാറുണ്ട്. (ചിത്രം-2a).
സര്‍ ഐസക് ന്യൂട്ടന്‍ (1642-1726) രൂപകല്പന ചെയ്ത ഈ മാതൃകയാണ് സാധാരണ ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ സ്വീകരിച്ചിരിക്കുന്നത്. വലിയ ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ പ്രചാരത്തിലുള്ളത് കാസഗ്രേന്‍ സമ്പ്രദായമാണ് (ചിത്രം-2b). ഇതില്‍ ഒരു ഹൈപര്‍ ബൊളോയ്ഡല്‍ ദര്‍പ്പണം സെക്കന്‍ഡറി ആയി ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഭാരമുള്ള ഉപകരണങ്ങള്‍ ഉപയോഗിക്കേണ്ടിവരുമ്പോള്‍ കൂദെ ഫോക്കസ് (Coude focus) ) എന്നൊരു സമ്പ്രദായവും കൈക്കൊള്ളാറുണ്ട്.
മേല്പറഞ്ഞ രണ്ടുതരം ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ക്കും ചില ന്യൂനതകളുണ്ട്. അപവര്‍ത്തക ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ പ്രധാന ന്യൂനതകള്‍ ഇവയാണ്: (i) വര്‍ണ വിപഥനം (chromatic aberration) , (ii) ഗോളീയവിപഥനം (spherical aberration) , (iii) കോമ (coma) , (iv) അസ്റ്റിഗ്മാറ്റിസം, (v) ദൃശ്യമണ്ഡലത്തിന്റെ വക്രത (curvature of field) , (vi) ദൃശ്യമണ്ഡലത്തിന്റെ വൈകല്യം (distortion of field) . ഇവയെല്ലാം ലെന്‍സുകളുടെ പരിമിതികള്‍മൂലമുണ്ടാകുന്നവയാണ്. പലതരം ലെന്‍സുകള്‍ കൂട്ടിവച്ച് വര്‍ണവിപഥനം പൂര്‍ണമായും ഇല്ലാതാക്കാം. ഗോളീയ വിപഥനം പൂര്‍ണമായി ഒഴിവാക്കാന്‍ പറ്റില്ല; കഴിയുന്നത്ര കുറയ്ക്കാം. കോമയും അസ്റ്റിഗ്മാറ്റിസവും തീരെ ഇല്ലാതാക്കാന്‍ പറ്റും. അസ്റ്റിഗ്മാറ്റിസം തീര്‍ത്തും ഒഴിവാക്കുമ്പോള്‍ ദൃശ്യമണ്ഡലത്തിന്റെ വക്രത പ്രകടമായിത്തീരും. അതുകൊണ്ട് രണ്ടും തീരെ ഇല്ലാതാക്കാന്‍ ശ്രമിക്കാതെ പ്രതിബിംബത്തെ കഴിയുന്നത്ര ഭംഗിയാക്കുകയാണു സാധാരണ ചെയ്യുന്നത്. ആവശ്യത്തിനു വലുപ്പമുള്ള ദ്വാരങ്ങളുള്ള തടസ്സങ്ങള്‍ (stops) രശ്മികളുടെ പാതയില്‍ അവിടവിടെയായി സ്ഥാപിച്ച് ദൃശ്യമണ്ഡലവൈകല്യം പരിമിതപ്പെടുത്താം.
വര്‍ണവിപഥനം ഒഴിച്ചുള്ള ന്യൂനതകള്‍ പ്രതിപതന ദൂരദര്‍ശിനിക്കുമുണ്ട്. അവ ദൂരീകരിക്കാനുള്ള മാര്‍ഗങ്ങള്‍ക്കു വ്യത്യാസമുണ്ടെന്നു മാത്രം.
അപവര്‍ത്തക ദൂരദര്‍ശിനിയാണ് സാധാരണ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്കു കൂടുതലായി ഉപയോഗിക്കുന്നത്. പ്രത്യേക ഉദ്ദേശ്യങ്ങള്‍ക്ക് അനുസൃതമായി വിവിധയിനം ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ രൂപകല്പന ചെയ്യാറുണ്ട്.
ഷ്മിറ്റ് ദൂരദര്‍ശിനി (Schmidt telescope). ഛായാഗ്രഹണത്തിനായി ഉപയോഗിക്കുന്ന ഇത് ഷ്മിറ്റ് ക്യാമറ എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. വിസ്തൃതമായ പ്രദേശത്തിന്റെ ഛായാഗ്രഹണം ഉദ്ദേശിച്ചുള്ള ഈ ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ ഗോളീയ വിപഥനം പരിഹരിക്കാന്‍ പ്രത്യേക ആകൃതിയിലുള്ള ഒരു കണ്ണാടി മുഖ്യ ദര്‍പ്പണത്തിനു മുന്നില്‍ സ്ഥാപിപ്പിച്ചിരിക്കും. (ചിത്രം 3)
പ്രത്യേകം നിര്‍മിച്ചെടുത്ത ഫിലിമുകള്‍ ഈ ക്യാമറയ്ക്ക് ആവശ്യമാണ്. ഷ്മിറ്റ് ക്യാമറയുടെ ന്യൂനത പരിഹരിച്ച് രൂപകല്പന ചെയ്തതാണ് മാക്സുട്ടോവ്-ബവേഴ്സ് ക്യാമറ, ഷ്മിറ്റ് ക്യാമറയിലെ അഗോളീയ ശോധക ലെന്‍സിനു പകരം ഗോളീയ പ്രതല ലെന്‍സ് ഉപയോഗിച്ച് വര്‍ണ-ഗോളീയ വിപഥനങ്ങള്‍ വലിയൊരളവില്‍ ഇതില്‍ പരിഹരിക്കുന്നു.
സംക്രമ ദൂരദര്‍ശിനി (Transit telescope). ഒരു നക്ഷത്രം നിരീക്ഷണകേന്ദ്രത്തിന്റെ രേഖാംശം കടന്നുപോകുന്ന സമയം കൃത്യമായി നിര്‍ണയിക്കാനുള്ള ഉപകരണമാണിത്. ആദ്യകാലങ്ങളില്‍ പ്രധാനപ്പെട്ട ഘടികാരങ്ങള്‍ ശരിയായി ഓടുന്നുണ്ടോ എന്നു പരിശോധിക്കാനായി ഇവ ഉപയോഗിച്ചിരുന്നു. ഇപ്പോള്‍, ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണസമയത്തിലെ വ്യതിയാനങ്ങള്‍ മനസ്സിലാക്കാനും ഖഗോളീയ വസ്തുക്കളുടെ നിയതാംഗങ്ങള്‍ കൃത്യമായി തിട്ടപ്പെടുത്താനും ഇവ ഉപയോഗിക്കുന്നു.
സൗരനിരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്കായി വിവിധ ഉപകരണങ്ങള്‍ ഇക്കാലത്തു നിര്‍മിച്ചിട്ടുണ്ട്. സൂര്യബിംബത്തിന്റെ ഔജ്ജ്വല്യംമൂലം കൊറോണ അദൃശ്യമായിരിക്കും. സൂര്യഗ്രഹണസമയത്തു മാത്രമാണ് അതു കാണാന്‍ കഴിയുക. സൂര്യബിംബത്തെ മറച്ച് കൊറോണ മാത്രം ദൃശ്യമാക്കുന്ന ഉപകരണമാണ് കൊറോണോഗ്രാഫ്.
സൂര്യബിംബത്തിന്റെ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് നിശ്ചലമായ പ്രതിബിംബം സൃഷ്ടിക്കുന്നതിനു സഹായിക്കുന്ന ഉപകരണങ്ങളാണ് ഹീലിയോസ്റ്റാറ്റ്, സൈഡിറോസ്റ്റാറ്റ്, കോയ്ലോസ്റ്റാറ്റ് എന്നിവ. സൂര്യനോടൊപ്പം ചലിക്കുന്ന ഒന്നോ അതിലധികമോ ദര്‍പ്പണങ്ങളുടെ സഹായത്തോടെ സൂര്യരശ്മികളെ ഒരു ഒബ്ജക്റ്റീവ് ലെന്‍സിലൂടെ കടത്തിവിട്ട് വലുപ്പമുള്ള ഒരു പ്രതിബിംബം സൃഷ്ടിക്കുകയാണ് ഇവ ചെയ്യുന്നത്.
വളരെ മങ്ങിയ പ്രതിബിംബങ്ങളെ നേരെ ഫിലിമില്‍ പകര്‍ത്താന്‍ സഹായിക്കുന്ന ഉപകരണമാണ് ഇമേജ് ഇന്റന്‍സി ഫയര്‍ ട്യൂബ് (ചിത്രം-4).
ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ നിന്നുള്ള പ്രതിബിംബം ഒരു പ്രത്യേക പ്രതലത്തില്‍ പതിക്കുന്നു. ശൂന്യമാക്കി സീല്‍ ചെയ്ത ട്യൂബിനുള്ളില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഈ പ്രതലം (ഫോട്ടോകാഥോഡ്) അതില്‍ പതിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ തീവ്രതയ്ക്കനുസരണമായി ഇലക്ട്രോണുകള്‍ വികിരണം ചെയ്യുന്നു. ഇവ വൈദ്യുത കാന്തിക മണ്ഡലങ്ങളുടെ സഹായത്താല്‍ ത്വരണം ചെയ്യപ്പെട്ട് ഫോസ്ഫറസ് പിടിപ്പിച്ച രണ്ടാം പ്രതലത്തില്‍ കേന്ദ്രീകരിക്കപ്പെടുകയും തെളിച്ചം കൂട്ടിയ പ്രതിബിംബം സൃഷ്ടിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ രണ്ടാമത്തെ പ്രതലത്തോടു ചേര്‍ത്തുവച്ച ഒരു ഫിലിമില്‍ ചിത്രം പകര്‍ത്താനാകും.
ദീര്‍ഘനേരത്തെ നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ തീരെ മങ്ങിയ വസ്തുക്കളെ ചിത്രീകരിക്കാനുള്ള ഒരുപകരണമാണ് സി.സി.ഡി. ക്യാമറ. 'ചാര്‍ജ് കപ്ള്‍ഡ് ഡിവൈസ്' എന്ന ഇലക്ട്രോണിക് ഉപകരണമാണ് ഇതിന്റെ മുഖ്യഭാഗം. ഫോക്കല്‍ പ്രതലത്തിലെ ഓരോ ബിന്ദുവിലും പതിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന് ആനുപാതികമായി ഇത് വൈദ്യുത ചാര്‍ജുകള്‍ നഷ്ടപ്പെടാതെ ശേഖരിച്ചു വയ്ക്കുന്നു. കുറെ സമയംകൊണ്ട് ഈ ചാര്‍ജുകള്‍ അളന്നു തിട്ടപ്പെടുത്താന്‍ പര്യാപ്തമായിത്തീരും. ഇലക്ട്രോണിക് ഉപകരണങ്ങളുടെ സഹായത്താല്‍ ചിത്രം ഒരു സ്ക്രീനില്‍ പ്രദര്‍ശിപ്പിച്ചോ ആവശ്യമായ രീതിയില്‍ വരച്ചോ അച്ചടിപ്പിച്ചോ എടുക്കാന്‍ കഴിയുന്നു.
സ്പെക്ട്രോമീറ്റര്‍. നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രം നിരീക്ഷിക്കുന്ന ഉപകരണമാണ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര സ്പെക്ട്രോമീറ്റര്‍. വില്യം ഹഗ്ഗിന്‍സും പീട്രോ സെച്ചിയും ആണ് നക്ഷത്രപഠനങ്ങള്‍ക്കു സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പി ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയത് (1804). ശ്വാനനക്ഷത്രത്തിന്റെ [സിറിയസ് (ചോതി)] സ്പെക്ട്രം അവര്‍ നിരീക്ഷിക്കുകയും ആ നക്ഷത്രം സൂര്യനില്‍ നിന്ന് അകന്നുകൊണ്ടിരിക്കുന്നതിന്റെ വേഗത കണക്കാക്കുകയും ചെയ്തു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രാസഘടന, ചലനം, നക്ഷത്രാന്തരധൂളീമേഘങ്ങളുടെ ഘടന എന്നിവ സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പിയുടെ സഹായത്താല്‍ മനസ്സിലാക്കാം. ദൂരദര്‍ശിനിയോടു ഘടിപ്പിക്കാവുന്ന ഒരു സ്പെക്ട്രോമീറ്ററിന്റെ ഘടകങ്ങള്‍ ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു (ചിത്രം-5).
ഒബ്ജക്റ്റീവിന്റെ ഫോക്കല്‍ പ്രതലത്തില്‍ സ്ഥാപിക്കുന്ന ഒരു പ്രവേശന ദ്വാരത്തിലൂടെ പ്രകാശ രശ്മികള്‍ കോളിമേറ്റര്‍ എന്ന ഒരു ലെന്‍സില്‍ പതിക്കുന്നു. ഇത് പ്രകാശത്തെ സമാന്തര രശ്മികളായി മാറ്റി ഒരു പ്രിസത്തില്‍ക്കൂടിയോ ഡിഫ്രാക്ഷന്‍ ഗ്രേറ്റിങ്ങില്‍കൂടിയോ കടത്തിവിടുന്നു. പ്രകാശം സ്പെക്ട്രത്തിലെ വിവിധ നിറങ്ങളായി വേര്‍പെട്ടു വരുന്നു. രണ്ടാമതൊരു ലെന്‍സിന്റെ സഹായത്തോടെ ഈ സ്പെക്ട്രത്തെ ഒരു പ്രതലത്തില്‍ കേന്ദ്രീകരിക്കുന്നു. ഇത് ഒരു ഫിലിമില്‍ പകര്‍ത്തുകയോ ഇലക്ട്രോണിക് വിദ്യകളുപയോഗിച്ച് ഒരോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിന്റെയും തീവ്രത തിട്ടപ്പെടുത്തുകയോ ആകാം.
ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്റര്‍. ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ ഒരു ബിന്ദുവായി മാത്രം കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലുപ്പം കണ്ടുപിടിക്കുന്ന ഉപകരണമാണിത്. വൃത്താകൃതിയിലുള്ള നക്ഷത്രബിംബത്തിന്റെ രണ്ടുവശത്തു നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശ രശ്മികളുടെ പരസ്പര വ്യതികരണത്തിലൂടെ ഇതു പ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നു. 1920-കളില്‍ എ.എ. മൈക്കിള്‍സ് വികസിപ്പിച്ചെടുത്ത സ്റ്റെല്ലാര്‍ ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്റര്‍ ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു (ചിത്രം-6).
നക്ഷത്രത്തിന്റെ കോണികവ്യാസം θ, ദര്‍പ്പണങ്ങള്‍ M1-ഉം M4-ഉം തമ്മിലുള്ള അകലം റ, നിരീക്ഷണം നടത്തുന്ന തരംഗദൈര്‍ഘ്യം λ എന്നിവയെ തമ്മില്‍ ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന സമവാക്യമാണ് 
. λ-യും d-യും അറിയാവുന്ന ഘടകങ്ങളായതിനാല്‍ കണക്കാക്കുവാന്‍ ഈ സമവാക്യത്തിലൂടെ സാധിക്കും. എന്നാല്‍ ഇത്തരം ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്ററുകള്‍ പ്രചാരം നേടിയില്ല. നല്ല തിളക്കമുള്ളതും സാമാന്യം വലിയ കോണികവ്യാസം പ്രകടമാകുന്നതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ മാത്രമേ ഇതു പ്രയോഗിക്കാന്‍ പറ്റൂ എന്നതായിരുന്നു കാരണം. 1950-കളില്‍ വികസിപ്പിച്ചെടുത്ത ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്ററാണ് ഇപ്പോള്‍ പ്രായോഗികമായി നിലവിലുള്ളത്. ഇതില്‍ നക്ഷത്രത്തില്‍ നിന്നെത്തുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ തീവ്രത മാത്രമാണ് അളക്കുന്നത്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ വ്യാസം അളക്കാന്‍ സു. 50 മണിക്കൂര്‍ നിരീക്ഷണം ആവശ്യമാണ്. ഒരു കോണിക സെക്കന്‍ഡിന്റെ ആയിരത്തിലൊന്നുവരെ അളക്കാന്‍ ഈ ഉപകരണത്തിനു കഴിയും.
അന്തരീക്ഷവായുവിന്റെ സാന്ദ്രതയിലുണ്ടാകുന്ന മാറ്റങ്ങള്‍ മൂലം ദൂരദര്‍ശിനിയിലെത്തുന്ന പ്രകാശരശ്മികളുടെ തീവ്രതയും നിരന്തരം മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കും. 'സ്പെക്കള്‍ ഇന്റര്‍ഫെറോമെട്രി' സങ്കേതം ഇതിനും പരിഹാരം കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.
റേഡിയോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യങ്ങളില്‍ ഇന്റര്‍ഫെറോമെട്രി സര്‍വസാധാരണമായി ഉപയോഗപ്പെടുത്തുന്നുണ്ട്. രണ്ടോ അതിലധികമോ റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനികളെ പരസ്പരം ബന്ധിച്ചാണ് ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്റര്‍ നിര്‍മിക്കുന്നത്. അപ്പോള്‍ രണ്ടറ്റത്തെയും ആന്റെനകള്‍ തമ്മിലുള്ള ദൂരത്തിനു തുല്യമായ വ്യാസമുള്ള ഒരൊറ്റ റിഫ്ളക്റ്ററിന്റെ അത്രതന്നെ അപഗ്രഥനക്ഷമത ലഭിക്കും. രണ്ടിലധികം ആന്റെനകള്‍ ചേര്‍ത്ത് ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്റര്‍ നിര്‍മിക്കുമ്പോള്‍ അടുത്തടുത്തുള്ള ഈ രണ്ട് അന്റെനകള്‍ കൂട്ടിയിണക്കുകയും അങ്ങനെയുണ്ടാകുന്ന ഈ രണ്ടു സെറ്റുകള്‍ വീണ്ടും കൂട്ടിയിണക്കുകയും അങ്ങനെ ഒരു ശൃംഖലയായി പരസ്പരം ബന്ധിക്കുകയും ചെയ്യുന്ന ഒരു സമ്പ്രദായം വികസിപ്പിച്ചെടുത്തിട്ടുണ്ട് (ചിത്രം-7). ഇതിന് 'ക്രിസ്റ്റ്യന്‍സന്‍ സമ്പ്രദായം' എന്നു പറയുന്നു.
പരസ്പരം ലംബമായ രണ്ടു നേര്‍വരകളില്‍ ആന്റെനകള്‍ സ്ഥാപിച്ച്, ഒരു അധികചിഹ്നത്തിന്റെ ആകൃതിയില്‍ ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്റര്‍ സൃഷ്ടിക്കാറുണ്ട്. 'മില്‍സ് ക്രോസ്' എന്ന ഈ ഇന്റര്‍ഫെറോമീറ്ററിന് ആകാശത്തില്‍ ചതുരാകൃതിയിലുള്ള ചെറിയ പ്രദേശത്തു നിന്നു വരുന്ന രശ്മികളെ വേര്‍തിരിച്ചെടുക്കാന്‍ കഴിയും.
റേഡിയോ സിഗ്നനലുകള്‍ രേഖപ്പെടുത്താവുന്ന പ്രത്യേകതരം ടേപ് റിക്കാഡറുകള്‍ ലഭ്യമായത് റേഡിയോ ഇന്റര്‍ഫെറോമെട്രിയുടെ പ്രയോഗക്ഷമത വളരെ വര്‍ധിപ്പിച്ചിട്ടുണ്ട്. അതിവിദൂര റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകളെപ്പറ്റി വിശദമായി പഠിക്കാന്‍ ഈ സങ്കേതം വളരെ സഹായകമാണ്.
ആധുനികനിരീക്ഷണോപാധികള്‍
റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍. ഇതില്‍ പലരൂപത്തിലുള്ള റിഫ്ളക്റ്ററുകള്‍ ഉപയോഗിച്ച് റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ ഒരു ആന്റെനയിലേക്കു കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നു. റേഡിയോവീചികള്‍ക്ക് ദൃശ്യതരംഗങ്ങളെക്കാള്‍ അനേക ഇരട്ടി തരംഗദൈര്‍ഘ്യമുള്ളതിനാല്‍ വളരെ വ്യാസമുള്ള റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനിക്കേ കൂടിയ അപഗ്രഥനക്ഷമത ലഭ്യമാകൂ. വലുപ്പംകൂടിയ റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ പലതും ആവശ്യമുള്ള ദിക്കിലേക്കു തിരിക്കാന്‍ പറ്റിയവയല്ല. പ്യൂര്‍ട്ടോറിക്കോയിലെ അരെസിബോയിലുള്ള 305 മീ. വ്യാസമുള്ള കൂറ്റന്‍ ദൂരദര്‍ശിനി ഇതിനുദാഹരണമാണ്.
ഊട്ടിയിലെ റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ പ്രതിപതനപ്രതലമായി വര്‍ത്തിക്കുന്നത് 24 പരാബോളിക് ഫ്രെയിമുകളിലായി വലിച്ചുകെട്ടിയിരിക്കുന്ന 530 മീ. വീതം നീളമുള്ള 1100 സ്റ്റെയിന്‍ലെസ്സ്റ്റീല്‍ കമ്പികളാണ്. ഈ ദൂരദര്‍ശിനിയെ ഭൂമിയുടെ അച്ചുതണ്ടിനു സമാന്തരമായ അച്ചുതണ്ടില്‍ കിഴക്കു പടിഞ്ഞാറു ദിശയില്‍ തിരിക്കാന്‍ കഴിയും. എന്നാല്‍ തെക്കുവടക്കു ദിശയില്‍ ചില ഇലക്ട്രോണിക് വിദ്യകളുടെ സഹായത്താല്‍ പരിമിതമായി മാത്രമേ തിരിക്കാനാവൂ. ലോകത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ ഒന്നാണ് പൂണെയിലേത്.
റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സാമാന്യഘടന ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു (ചിത്രം-8).
ആധുനിക റേഡിയോദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ റേഡിയോ സിഗ്നലുകളുടെ തീവ്രതയ്ക്കനുസൃതമായി കംപ്യൂട്ടറുകളുടെ സഹായത്തോടെ നിറങ്ങള്‍ ചേര്‍ത്ത് 'ഫാള്‍സ് കളര്‍' ചിത്രങ്ങള്‍ നിര്‍മിക്കാനുള്ള സംവിധാനമുണ്ട്.
എക്സ്-കിരണ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ (X-ray telescopes).. വിദൂരത്തുള്ള X-കിരണ സ്രോതസ്സുകളില്‍ നിന്നു വരുന്ന പുഞ്ജങ്ങളെ ഫോക്കസ്സുചെയ്യാനായി ഇവ ഉപയോഗപ്പെടുത്തുന്നു. സാധാരണ ലെന്‍സോ ദര്‍പ്പണങ്ങളോ ഉപയോഗിച്ച് X-കിരണങ്ങളെ ഫോക്കസ്സുചെയ്യാന്‍ കഴിയില്ല; കാരണം ഇത്തരം വസ്തുക്കളെയും തുളച്ചുകയറുന്നവയാണ് ഈ വികിരണങ്ങള്‍. X- കിരണ ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ സമാന്തരസുഷിരങ്ങളിട്ട കനം കൂടിയ ലെഡ്പ്ളേറ്റുകള്‍ സംകേന്ദ്രീയമായി (Concentric) അടുക്കി കോളിമേറ്റര്‍ ആയി ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഈ പ്രതലങ്ങള്‍ ആപതിത ദര്‍പ്പണങ്ങളായി പ്രവര്‍ത്തിച്ച് X-കിരണങ്ങളെ ഫോക്കസ്സുചെയ്യാന്‍ സഹായിക്കുന്നു.
(വി. ശശികുമാര്‍; സ.പ.)
