Astronomide mesafe ve gözlem araçları.

•  Antik yunan zamanında, yunanlı astronomlar, gezegenlerin gökyüzündeki hareketlerinin, yıldızlardan çok daha yakın olmaları olgusuyla açıklanabileceğini anlamışlardı. Bununla birlikte, yıldızların çok uzaklarda olduğu bilincine daha antikçağlarda varılmış olsa da, bunların uzaklık derecesini öğrenmek için 19.yüzyılın ortalarına kadar beklemek gerekti. Orta çağın sonuna gelinceye kadar, tüm yıldızların, Evren'in sınırını simgeleyen bir küreye asılı oldukları hayal ediliyordu. Gökkürenin bir yanılsamadan başka bir şey olmadığı ve yıldızların evrenin derinlerine uzandığı, ancak 16.yüzyılda kırmalı teleskoplarla yapılan ilk gözlemlerin, çıplak gözle görülemeyen yıldızların varlığını ortaya koymasından sonra anlaşıldı. 18. yüzyılın ikinci yarısında, Alman kökenli astronom William Herschel, Güneş sistemi'nin gökyüzündeki görünür izi Samanyolu olan çok büyük bir yıldız kümesi olduğunu, yani gökada içinde yer aldığını ortaya koydu. Çeşitli doğrultularda yapılan yıldız sayımı sonunda, gene bu bilgin 1785 yılında, Gökada'nın yapısına ve yassı biçimine ilişkin ilk betimlemeyi bile yaptı; ayrıca burada Güneş'in işgal ettiği çevresel konumu açıkladı. Herschel'in yanı sıra İngiliz Thomas Wright  gibi bilim adamları ve Alman İmmanuel Kant gibi filozoflar da, bizim Gökada'mızın tek başına Evren'i oluşturmadığını ve uzayın, benzer sistemlerle dolu olduğunu sezinlediler. 

• Bu gerçeği ancak 1924 yılında Amerikalı Edwin Hubble, Wilson dağı Gözlemevi'nde büyük andromeda bulutsusu/nebulası içinde bireysel yıldızların varlığını ortaya koyarak kanıtladı. Böylece birçok astronomun, yalnızca çok büyük bir gaz bulutu olarak düşündüğü  bu oluşumun dev bir yıldız kümesi ve yıldızlar arası maddeden oluştuğu ortaya çıktı. O zamandan bu yana, çeşitli biçim ve boylarda, milyonlarca gökada bulundu. Çoğu kez kümeler ve hatta küme kümeleri veya süperkümeler halinde gruplanan bu gökadalar, Evren'in mimarisini büyük ölçüde açıklamaktadır.

Astronomik Uzaklıklar

• Gökcisimleri arasındaki mesafeler çok büyüktür. O kadar ki, bunları kilometre cinsinden ifade etmek pek mümkün değildir. Çoğu zaman bunların ışık zamanı ölçeğinde belirtilmesi tercih edilir. Boşlukta ışık 300.00 km/sn'ye çok yakın, değişmez bir hızda yayılır; böylece belli bir zaman aralığında daima aynı uzaklığı kat eder ve bu, ölçek olarak alınabilir. Yıldız uzaklıklarını ifade edebilmek için yaygın olarak kullanılan birim, ışığın bir yılda aldığı yola eşdeğer olan ışık yılı'dır (simgesi:ıy). Bir ışık yılı, 10 trilyon km'ye yakın uzaklığı gösterir. Güneş sistemi'ne en yakın yıl olan erboğa takımyıldızından proksima yıldızı 4,22, yani 40 trilyon km'den daha uzakta yer alır. Uzaklığı 10ıy'nın altında, yalnızca 11 yıldız ve uzaklığı 15ıy'nın biraz altında, 40 kadar yıldız bilinmektedir. Gökada, çapı 100.00ıy olan bir disktir ve burada, iki yıldız arasındaki ortalama uzaklık 3ıy'dır. Nitekim en yakın komşumuz ay, sadece 1,25 ışık-saniye, Güneş 8 ışık-dakika Güneş sistemi'nin en uzak gezegeni olarak bilinen Neptün, 4,4 ışık saatlik bir uzaklıktadır. Işık yılıyla birlikte, astronomlar tarafından kullanılan bir diğer uzaklık ölçeği, Dünya'nın Güneş'e olan ortalama uzaklığıdır. Astronomi birimi (simgesi:AB) adı verilen bu uzaklık biriminin yaklaşık değeri, 149,6 milyon km'dir. Uzak gökcisimleri için uzmanlar genellikle parsek'i (simgesi:pc) ve katları olan kiloparsek (1kpc=1000pc) ile megaparsek'i (1Mpc=10^6pc) kullanır. Parsek'in ne olduğunu bir başka alt başlıkta inceleyeceğimizden şimdilik ne olduğunu konuşmayacağuz; ama bilmelisiniz ki 1 parsek, 3,26 ıy'na, 206,265 AB'e veya yaklaşık 30 trilyon kilometreye eşdeğerdir. Çıplak gözle görülebilen yıldızların bir çoğu 20-30 parsekle yüzlerce parsek arasında değişen uzaklıklarda bulunmaktadır. Güney gök yarımküresinde yer alan, görülebilir en büyük gökada büyük Macellan Bulutsusu, 50 kpc'lik (yaklaşık 170.00ıy) bir uzaklıktadır.

• Işık sonlu bir hızla yayıldığından, bir gök cismi ne kadar uzaktaysa, ışığı bize ulaşmak için o kadar çok zaman harcar. Bu süre, Güneş için birkaç dakikadan ve Güneş Sistemi'nin en uzak gezegenleri için birkaç saatten ibarettir; ancak yıldızlar için bu süre yıllara, hatta yüzyıllara ulaşır; gökadalar içinse daha uzun süreler gerekir. Bu durum Evren'i belli bir andaki konumunda görmenin imkansız olduğu anlamına gelir. Mesala kutup yıldızı, 650ıy'lık bir uzaklıktadır: öyleyse biz söz konusu yıldızın 14.yüzyıl'daki yani Yüz Yıl Savaşları'nın başladığı yıllardaki haliyle görmekteyiz. Çünkü ışınları günümüze 323 ila 433 yıl sonra ulaşmaktadır. Çıplak gözle görülebilen en uzak gökcismi, Andromeda'dan M31 gökadası için geçmişe doğru bu sıçrama, çok daha olağanüstü boyutlar kazanır; aynı nedenle en yakın gökada olan M31, bize bundan yaklaşık 2 milyon yıl önceki, yani Dünya'da australopithecusun yaşadığı dönemdeki haliyle görünmektedir. Çünkü günümüzdeki en güçlü teleskoplar 10 milyar ışık yılını aşan uzaklıklara kadar Evren'i taramaktadır. Bunlar, geçmişe yolculuk yapmamızı sağlayan gerçek zaman makineleridir; dolayısıyla bize çok eski dönemlere tanıklık eden gökcisimlerini gösterir ve Evren'in tarihini yeniden yazmamıza yardımcı olur.

Yıldız Paralaksı

Yıldız paralaksının temsili bir resmi.

• Paralaks, basitçe tanımlamak gerekirse, gözlemcinin konumuna bağlı olarak bir nesnenin görünen konumunun değişmesi olayıdır. Elimize bakarken sırasıyla gözlerimizi kapadığımızda elimizin görünür konumunun değişmesi bir paralaks örneğidir. Astronomlar bu etkiyi kullanarak, yani gök cisimlerinin görünen konumlarındaki değişimi bulabilirsek bize olan mesafelerini de anlayabileceğimizi düşünmüşlerdir. El örneğindeki gibi, gökyüzündeki yıldızlar da dünyanın güneş etrafındaki yörüngesine bağlı olarak görünür konumlarında bir değişim yaşar. Yıldız paralaksı adını verdiğimiz bu durum, Dünya'nın yörüngesinden kaynaklanan özel bir paralaks türüdür. Resimde de görüldüğü gibi mesafesi ölçülmeye çalışılan yıldızın 6 ay arayla mesafesi gözlenir, bunun sebebi paralaksa dayalı görünen konumdaki kaymayı tam zıt iki açıdan kayda alabilmektir. Üstteki örnek verdiğimiz gibi bir resimde eğer dünyadan gözlenen yıldıza ve oradan da güneşe bir çizgi çekersek, adına "Paralaks açısı" verdiğimiz, yıldızın mesafesini ölçmemize yarayan açı öğrenilir. Bu açının tam olarak ne olduğunu bilmenin yolu, iki zıt konumdan çekilmiş fotoğraftaki yıldızın çevresindeki diğer sönük yıldızları referans noktası olarak kullanmaktır. Elde ettiğimiz bu paralaks açısını kullanmanın yolu "p=d/a" ( d = yıldızın dünyaya olan uzaklığı, P= Paralaks açısı, a = 1 Astronomik birim) formülünü kullanmaktır, bu sayede yıldızın uzaklığı elde edilir.

• Bugünkü yıldız paralaksı hesaplamalarına benzer denebilecek ilk hesaplamayı M.ö.189'da Hipparchus'un yaptığı düşünülmektedir. Tahminlere göre Hipparchus'un temelde yaptığı şey, Güneş tutulmasının Dünya üzerindeki farklı konumlara göre değişen görünen konumunu yani paralaksını ölçerek Ay’ın uzaklığını hesaplamaktı. Bulduğu sonuç olan 563,300 kilometre, Ay'ın bize olan gerçek uzaklığından yaklaşık %50 daha yüksektir. Hatası, Ay'ın Dünya'nın hemen yukarısında bulunduğunu farz ederek, Çanakkale Boğazı ve İskenderiye arasındaki açı farkını yanlış hesaplamasıydı. Hipparchus'dan sonra uzun bir süre paralaks hesaplaması göremeyiz. 1672 yılında gelindiğinde İtalyan astronom Giovanni Cassini ve Jean Richer, biri Paris'te ve diğeri Fransız Guyanası'nda olmak üzere marsa dair eşzamanlı gözlemler yaparlar. Yapılan gözlemler ve onlara dayanan hesaplamaların bir sonucu olarak Cassini ve Richer marsın dünyaya olan uzaklığını doğru hesaplamayı başarmıştı. Bu sonuç, Güneş Sistemi'nin boyutlarını tahmin etmede ilk girişimlerdendi. 1838'de ise  Friedrich Bessel ilk defa bir yıldızın yıldız paralaksını hesaplamayı başarabilmişti, o zaman kadar gezegenlerin yıldız paralaksı konum olarak bize yakın olmalarından dolayı hesaplanabiliyordu, ancak aynısı yıldızlar için geçerli değildi. Yıldız paralaksını hesapladığı yıldız olan 61cygni yıldız sisteminin paralaks açısını 0.28 ark saniye, yani uzaklığı 3.57 pc olarak bulmuştur. Pc (Parsek), Dünya'dan uzaklığı 1 astronomik birim olan ve paralaks açısı 1 yay saniye olan gök cisimlerinin uzaklığıdır. (1pc=1AB/1'')

Astronomide Gözlem Ve Gözlem Araçları

• 

  Polomar gözlemevi (Polomar dağı, güney Kaliforniya).

  Gözlem Astronomide önemli bir rol oynar. Yorumlamaya imkan veren kuramlardan yola çıkarak, gök cisimlerinin belirgin niteliklerini ve Evren'den kaynaklanan olayları açıklığa kavuşturur; aynı zamanda, kuramcıların varsayımlarını doğrulayan veya çürüten de gözlemdir. Temel Astronomik bilgi kaynağı, gökcisimlerinden gelen çeşitli elektromanyetik ışımalardan oluşur. Dünya yüzeyinde, oldukça sınırlı iki gözlem yönteminden faydalanılır; ilki optik gözlem yöntemidir ve görünür ışıkla buna çok yakın ışımaları(yakın morötesi, yakın kızılaltı) kapsar; ikincisiyse radyo dalgasıyla gözlem yöntemidir ve dalga boyu 0,1mm ile 15m arasında değişen Hertz dalgalarından oluşur. Astronomide çeşitli aletlerin kullanılmasının amacı, ışımayı toplamak ve bunu, kaydedildiği bir alıcı üzerinde yoğunlaştırmaktır. Daha sonra, kayıtlar uygun bir şekilde işlenerek kullanılan teknikten kaynaklanan hatalar azaltılır ve nihayet yorumlanmaya açık bir sonuç elde edilir. Gözlemevleri, hiç değilse enlem olarak dünya yüzeyine düzenli bir şekilde dağılsaydı, astronomi açısından  büyük yarar sağlanmış olurdu. Gerçekte bunlar, Kuzey yarıküre'de ve özellikle uzun ve köklü bir bilimsel geçmişe sahip ülkelerde toplanmıştır. Bu nedenle, Güney yarıküre'deki (şili, Avusturya) gözlemevlerini geliştirmek için büyük çaba harcanmıştır. Gözlemevi kurmaya en uygun yerler, kentlerden uzak yükseltiler, yani tepelerdir.
  

Astronomide Optik Gözlem Ve Araçları

• 

  Poznan Gözlemevindeki
  bir kırılmalı teleskop.

  Optik astronomide iki tür ışık toplayıcısı vardır: kırılmalı (refraktör) teleskop ve yansıtmalı (reflektör) teleskop. Bu aletler temel olarak bir objektif ve bir göz merceği taşı: Objektif, gözlemlenen gökcisimlerinden gelen ışık ışınlarını toplar ve bunları, kuramsal olarak bir nokta halinde (uygulamada küçük bir leke halinde) yoğunlaştırır; sonra göz merceği bir büyüteç gibi davranarak büyütülmüş bir görüntü verir. Kırılmalı teleskopta, objektif, ışığı kıran bir mercek veya çoğu zaman, renksemez türden bir mercekler topluluğudur; oysa yansıtmalı teleskopta ışık ışınları bir aynaya gelir ve yansır. Bundan dolayı, kırılmalı teleskoplara kırıcılar ve yansıtmalı teleskoplara yansıtıcılar adı verilir.

24 İnş çevrilebilir bir Newton/Cassegrain
 aynalı teleskobu. (Franklin Enstitüsü)

• Çağdaş bütün büyük optik toplayıcılar yansıtmalı teleskoplardan oluşur, çünkü aynaları merceklere kıyasla birçok bakımdan daha iyi sonuç verir: renkser sapma görülmez, dolayısıyla morötesi ile kızılaltı arasındaki bölgede kullanılabilir; ayrıca, aynalar, büyük çaplı optik parçalar üretmek açısından merceklerden daha avantajlıdır. 19.yüzyıl'ın ortalarına kadar teleskop aynaları bronzdan yapılıyordu. Günümüzde, ince bir gümüş veya alüminyum katmanlarıyla kaplı cam kullanılır. Büyük aynalar genellikle, genleşme katsayısı çok düşük bir malzeme olan seramik camdan yapılır ve bu nitelik, sıcaklık değişimlerinin etkisiyle ortaya çıkabilecek şekil bozukluklarını azaltır. Kırmalı teleskoplar artık küçük çaplarda yapılmakta ve özellikle, büyük teleskopları yöneltmek veya kılavuzlamak için kullanılmaktadır. Bu arada, 19. yüzyılın sonlarında veya 20. yüzyılın başında yapılan kimi büyük kırıcılar hala çalışmaktadır; bunlar daha çok, çift yıldızların gözleminde kullanılır. Bu aletlerde, objektif, biri crown'dan (yayıcılığı az, hafif cam) diğeri flint'ten (ağır ve yayıcı kristal) ıraksak iki mercek düzeninden oluşur ve bu nedenle hemen hemen renksemez nitelik kazanır.

Görüntüleri alma ve kaydetme

• 

  Hubble'ın 1924'te Mount Wilson Gözlemevi'nde
  bulunan 100 inçlik Hooker teleskobu ile yaptığı
  Andromeda'nın fotografik plakasının dijital baskısıdır.
  
  

  insanın gözü uzun bir süre, astronomi gözlem aletlerinin verdiği görüntüler için tek alıcı olarak kaldı. Gözün, çok duyarlı olma ve düşük ışıltı farklarını ayırt edebilme gibi üstünlükleri vardır. Ancak, ışık işaretlerini uzun süre bütünleştirmesi zordur. Bu nedenle insan gözü, çağdaş astrofiziğin incelediği çok zayıf ışıltılı cisimler için ideal bir algılayıcı (detektör) değildir. Fotoğraf camının veya emülsiyonun göze göre büyük bir üstünlüğü vardır: zaman içinde ulaşan fotonları biriktirir. Böylece, uzun süreli pozlar verilirse, en güçlü teleskoplarla bile görünmeyen gökcisimlerinin görüntüsü kaydedilebilmiş olur. Ancak bu arada, fotoğraf camında hiç hata olmadığı da söylenemez: bir kere, ona ulaşan ışık akışı çok zayıf veya çok yeğin olduğunda hiçbir kayıt yapmaz; ikincisi de fotoğraf camının duyarlılığı çok zayıftır.
  

• Günümüzde, çok daha duyarlı diri ışık algılayıcıları kullanılır durumdadır. Bunlara örnek olarak verebileceğimiz fotoelektrik fotometriler, fotoelektrik etkiye dayanır. Ancak bu düzenekler, yalnız ışık akışı kaydedicileridir. Oysa fotoğraf camı, görüntüleri, yani aydınlanma dağılımlarını kaydedebilir. 1936 yılında Francis André Lallemand tarafından geliştirilen elektron kamerası, ışık görüntüsüne özdeş elektron görüntüsü oluşturmaya olanak verir. Bu görüntü daha sonra doğrudan doğruya elektronlara duyarlı özel bir emülsiyon üzerine kaydedilebilir ve bu işleme elektronografi adı verilir. Bu teknik sıradan fotoğraf tekniğine oranla poz sürelerini 50 ila 1500 kat azaltmaya imkan verir. Ancak kullanımı titizlik gerektirir.

CCD'ye örnek bir resim. 

• 

  Başta bahsedilen 
  fotosayaçlı düzenek:
  Photomultiplier tube.

  Daha yakın bir geçmişte de fotoğraf camı yerine bir televizyon tüpü kullanan fotonsayaçlı düzenekler geliştirildi. Bu arada entegre devre teknolojisindeki ilerlemeler kolayca minyatürleşebilen yeni bir algılayıcı türünün yapılmasını sağladı. CCD'nin (Charge Coupled Device [yer eşlemeli öğe]) çalışma ilkesi, ışıl iletim etkisine dayanır. CCD'lerin verimi yüksektir; gelen 100 fotondan 60 ila 80 arasına değişen sayıda fotonu kaydeder ve geniş bir dalga boyu aralığında kullanabilir.

Geleceğin teleskopları

• 

  Altazimutal kundak, yatay
  ve dikey eksenlerde hareketi
  sağlayan teleskop için bir 
  tutacaktır.

  Uzaydaki gözlem evlerinin gündeme gelişi, dünyadaki astronominin sonu geldiği anlamını taşımaz. Uzaydaki teleskopların üstünlüğü, bunların gücünün, dünya atmosferiyle sınırlı olmayışıdır. Ancak daha düşük bir maliyetle dünyada kurulan teleskoplar, daha yıllarca, çok geniş bir tarama imkanları sağlayabilir. Dolayısıyla, dünyadaki büyük teleskoplar arasındaki yarış, daha uzaklarda bulunan, daha az ışıltılı gök cisimlerini incelemek için sürecektir. Maliyeti düşürmek için kütlelerin ve hacimlerin küçültmesine çalışılmaktadır. Çözümler özellikle, altazimutal kundağın benimsenmesine ve etkin optik tekniğinin kullanılmasına dayanmaktadır: Birincil ayna, sağlamlığını azaltma pahasına hafifleştirilmiştir, ama bunun biçim değişimleri bir bilişim sistemiyle sürekli olarak denetlenir ve düzeltilir; böylece optik yüzey en iyi durumda tutulur.
  

• 

  Dört yardımcı teleskopla birlikte VLT'yi
  oluşturan dört Teleskop Ünitesi (sağda VST).

  Metalden yapılan döner bir yarıküre ve beton bir silindirden oluşan klasik kubbe yerine, teleskopla birlikte dönen tek bir metal yapı veya şişirilip söndürülebilen bir kubbe kullanılır. Birincil aynalar konusunda, birçok açıdan, çeşitli araştırmalar ve deneyler yürütülmektedir: 7 ila 8m'yi aşmayan çaplar için, çok ince (10 ile 40cm kalınlığında), tek parça ayna yapıldı; orta boyda bir öğeler mozağinden oluşan, bölmeli ayna üretildi; mesela 1991'de, Hawaii, Mauna Kea Gözlemevi'nde hizmete giren keck teleskopu için, 10m çapında bir bölmeli ayna gerçekleştirildi; bu aynada 1,80m çapında 36 altıgen ayna kullanıldı; yansıyan ışık demetlerini ortak bir odakta toplayan, paralel eksenli birçok aynaya başvuruldu; ayrı kundaklar üzerine yerleştirilmiş teleskoplardan oluşan bir ağ tasarlandı; Avrupa birliğinin, şili'de kuracağı VLT (Very Large Telescope) için, aynı hizada yer alacak 8m çapında 4 teleskop (1994-1998) yapılmıştır. 
  

Radyoastronomi: Astronomide radyo dalgalarıyla gözlem.

• 

  64 m çaplı radyo teleskop, Parkes Gözlemevi.
  

  İkinci dünya savaşının sona ermesinden bu yana, radyoelektrik dalgaları yayımlayan gökcisimlerinin incelenmesi önem kazandı. Söz konusu bu inceleme, Dünya'dan 0,1m ile yaklaşık 15m arasında değişen bir dalga boyu aralığında gerçekleşir. Gözlemler, bulutluluk düzeyi ne olursa olsun, hem gündüz hem de gece yapılabilir. Işımayı toplamak için kullanılan ve radyo teleskop adı verilen aletler temel olarak, optik teleskoplardan farklı değildir ve bunlar da, benzer ilkelere göre çalışır. Dalgaları, yansıtıcı bir yüzey toplar ve odağında yer alan bir anten üzerine yoğunlaştırır. Görünür alana oranla çok daha zayıf olan bu ışıma yükseltilerek, çözümlemek ve kaydetmek için bir alıcıya gönderilir. Radyo dalgaları, görünür ışımalara oranla çok daha büyük bir dalga boyuna sahip olduğundan, süreklilik gösteren yansıtıcı bir yüzey gerekmez ve incelenen dalga boyu ne kadar büyükse, o ölçüde küçük aralıkları olan bir ızgarayla yetinilebilir: aynanın yüzey düzensizlikleri dalga boyunun 1/10'undan düşük olmalıdır. Buna karşılık, eşit çapta radyo teleskopların ayırma gücü, aynı çaplı optik teleskoplarınkinden çok daha düşüktür. Ayırma gücü, yansıtıcı yüzeylere büyük boyutlar (30-40m'ye kadar) verilerek ve özellikle girişimölçüm (İnterfometri) tekniğine başvurularak iyileştirilir. Bu teknik bir gökcismini, birbirinden uzakta, kimi zaman aralarında binlerce kilometre olan birçok aletle aynı anda gözlemlemeye dayanır (çok büyük tabanlı girişimöçlüm). Bu son gözlem turunda, işaretler, manyetik batlar üzerine kaydedilir ve sonra karşılaştırılır. Yansıtıcılar, çeşitli biçimlerde olabilir. En yaygın tip, yönlendirebilen parabolik yansıtıcılardır. Öte yandan kısmen hareket edebilen radyo teleskoplar da vardır. Bunlarda yatay bir eksen çevresinde hareket eden düzlem bir ayna bulunur. İncelenen kaynaktan gelen dalgaları bu ayna toplar ve dönel paraboloit veya küre parçası biçiminde, sabit bir aynaya yansıtır; bu ayna da düzlem aynadan aldığı dalgaları kendi odağında yer alan bir anten üzerinde yoğunlaştırır.

Astronomik gözlemlerde kilometre taşları

1609: Kırmalı teleskopla ilk astronomi gözlemleri gerçekleştirildi.

1671: İlk aynalı teleskop. (Isaac Newton, İngiltere)

1757:İlk renksemez objektif. (J. Dollond, İngiltere)

1845:1,83m Çapında ilk teleskop (W. Parsons, İrlanda), İlk astronomi fotoğrafı (H. Fizeau ve L. Foucault, Fransa)

1857: Gümüş kaplanmış cam aynalı ilk teleskop (W. Herschel, ingiltere)

1897: Yerkes Gözlemevi'nde (ABD) 1,02 m çapındaki dünyanın en büyük kırmalı teleskopu hizmete girdi

1917: 2,54m çapındaki ilk teleskop yapıldı. (Wilson dağı Gözlemevi, ABD)

1935: Türkiye'de ilk teleskop (odak uzaklığı 3,05m) hizmete girdi.

1936: İlk radyoteleskop (G. Reber, Abd) ve elektron kamerası icat edildi. (Alallemand, Fransa).

1948: Polomar dağı gözlemevi'nde (ABD) 5,08m çapında teleskop hizmete girdi.

1975:CCD'Lİ (Charge Coupled Device) bir algılayıcı (detektör), ilk kez astronomide kullanıldı (ABD)

1979: Hopkins dağı Gözlemevi'nde (ABD) çok aynalı ilk teleskop hizmete girdi.

1988: Etkin optik sistemli NTT (New Technology Telescope) Güney avrupa gözlem evi'nde (Lasilla, Şili) hizmete girdi.

1991:Hawaii'de (ABD), 10m çapına eşdeğer aynalı teleskop hizmete girdi. 
...

Kaynaklar                                          
1. Thema larousse Tematik ansiklopedi (üçüncü cilt)
2. Ankara Üni.: Yıldızların uzaklığının paralaks yöntemiyle tespiti
3. Evrim ağacı: Paralaks nedir?