Ďalekohľady
Ďalekohľady
Keplerov ďalekohľad
Na princíp ďalekohľadu prišiel ako prvý v roku 1608 Holanďan Hans Lippershey. Jeho ďalekohľad mal ako objektív (prednú šošovku) spojku a ako okulár (zadnú šošovku) rozptylku.
Tento typ ďalekohľadu (Holandský ďalekohľad) si v roku 1609 postavil taliansky astronom Galileo Galilei pričom jeho zväčšenie zväčšil na dvadsaťnásobné. Objavil ním Saturnove prstence, Jupiterove mesiace, popísal krátery na Mesiaci a spálil si oči pri nesprávnom pozorovvaní Slnečných škvŕn.
Ďalšie zvyšovanie zväčšenia Holandského ďalekohľadu nemalo zmysel, pretože sa obraz vďaka okulárovej rozptylke stále viac rozostroval.
Vtedy prišiel k slovu nemecký astronóm Johannes Kepler.
KEPLER v roku 1611 vymyslel ďalekohľad, v ktorom rozptylku v okulári nahradil spojnou šošovkou.
Tým sa síce obraz pozorovateľovi obrátil hore nohami, bol však ostrejší a umožňoval teda väčšie zväčšenie. Okrem toho, prevrátený obraz pri pozorovaní hviezd, planét alebo mesiaca vôbec neprekáža.
Newtonov ďalekohľad
Základné konštrukcie šošovkových ďalekohľadov (refraktorov) sa prejavujú optickými chybami šošoviek objektívov, ktoré spôsobujú skreslenie obrazu.
Nejedná so o fyzické vady ale o fyzikálne vlastnosti - rozdielne lámanie svetelnách lúčov prechádzajúcich šošovkou v rôznych miestach či pod rôznymi uhlami. Taktiež ohnisková vzdialenosť farieb svetelného spektra je rozdielna, čo spôsobuje tzv. farebnú chybu šošoviek.
V snahe zbaviť sa práve tejto farebnej chyby šošoviek, zostrojil roku 1668 anglický fizyk Isaac NEWTON úplne nový typ ďalekohľadu. Šošovku objektivu nahradil parabolickým zrkadlom, ktoré bolo umiestnené na konci tubusu teleskopu. V hornej polovici tubusu bolo pod 45° uhlom umiestnené malé zrkadielko, ktoré sústredené lúče odrážalo do okuláru na boku ďalekohľadu. Do Newtonovho ďalekohľadu sa teda nepozeráme zo zadu, ale z boku.
Teleskopy tejto konštrukcie sa nazývajú aj reflektory a sú základom pre všetky výkonnejšie ďalekohľady. Taktiež ich konštrukcia je pomerne lacná.
Cassegreinov ďalekohľad
Newtonov ďalekohľad sa stal základom pre komplikovanejšie konštrukcie, z ktorých prvou a najznámejšou je CASSEGREINOV ďalekohľad, vyrobený vo Francúzsku roku 1672.
Má taktiež parabolické zrkadlo na konci tubusu, ale s dierou uprostred. Lúče odrazené od zrkadla mieria na malé zrkadielko v tvare obrátenej paraboly, ktoré je umiestnené uprostred hornej časti tubusu. Odtiaľ sa zväzok lúčov odráža späť a dierou v hlavnom zrkadle prechádza k okuláru.
Všetky súčasné ďalekohľady sú postavené na princípe niektorých z týchto troch príkladov (KEPLER, NEWTON, CASSEGREI). Rozdiel je iba v používaní počítačov a rôznych spektrometrov, ktoré sú súčasťou niektorých kombinovaných ďalekohľadov.
Montáž a parametre ďalekohľadov
Pre nerušené pozorovanie hviezd je dôležité mať pod ďalekohľadom robustný stativ s dobrou montážou.
Najbežnejšia je montáž AZIMUTOVÁ, pri ktorej sa dá ďalekohľadom otáčať v dvoch osách - horizontálne do strán (v azimute) a vertikálne do výšky. Táto montáž sa ale nehodí k dlhodobému pozorovaniu, pretože pozorovaný objekt v dsôsledku otáčania Zeme zo zorného poľa skôr či neskôr utečie.
Preto je vhodnejšia montáž PARALAKTICKÁ. V nej je hlavná osa namierená k severnému pólu (k Polárke) a druhá os je k nej kolmá. Potom už ďalekohľad stačí iba namieriť a otáčať ním podľa polárnej osy. Objekt tak zo zorného poľa neunikne.
U výkonnejších ďalekohľadov sa k polárnej ose pripevňuje motorček, ktorý ďalekohľadom otáča rýchlosťou zhodnou so Zemskou rotáciou.
U astronomického ďalekohľadu sú dva najdôležitejšie parametre. Priemer objektivu a Zväčšenie.
Väčší objektív dokáže zachytiť viacej svetla zo vzdialených telies, čím sú tieto lepšie viditelné Taktiež udáva aj maximálne efektívne zväčšenie (to závisí od množstva zachyteného svetla - ďalekohľad síce zväčší aj viac, rozptyl svetla však spôsobuje jeho slabnutie až ho nakoniec ľudské oko nezachytí).
Zväčšenie je pomer medzi ohniskovými vzdialenostami objektivu a okuláru. Konštrukcie ďalekohľadou sú zväčša také, že objektív je pevný a mení sa len optika okuláru, čím sa určuje najvhodnejšie zväčšenie.
Adaptívna optika
Svetlo, ktoré pozorujeme cez ďalekohľad a prechádza atmosférou je skreslené vďaka vlneniu vzduchu a rozličnými tepelnými vrstvami(deformácie vlnového frontu), ktoré (pôvodne priamočiare) svetelné lúče zalamujú rozličnými smermi (tzv. atmosférický (alebo vonkajší) seeing).
Až donedávna bolo jedinou možnosťou ako sa tomuto skresleniu vyhnúť postavenie ďalekohľadu vo vesmíre (teda mimo atmosféru - a tak dosiahnuť teoretické rozlíšenie ďalekohľadu). Pokrok v technológiách a výpočtovej technike však už priniesol aj pozemské riešenie - a to v podobe adaptívnej optiky. Táto môže byť použitá na špeciálne upravené zrkadlové ďalekohľady rôznych základných konštrukcií.
Srdcom adaptívnej optiky je práve špeciálne hlavné zrkadlo. To netvorí jediná parabola, ale je poskladané z množstva menších zrkadiel (zväčša v tvare šesťuholníka), takže hlavné zrkadlo vyzerá ako "včelí plást". Každá jedna z týchto "zrkadlových buniek" má svoj vlastný riadiaci mechanizmus ovládaný počítačom, ktorý dokáže danú bunku ovládať v osi "X" a osi "Y", a zároveň dokáže riadiť aj jej vypuklosť (nie som si istý či sú to skutočne všetky tri možnosti, ale mám pocit že áno). Každá bunka je ovládaná samostatne, takže v prípade potreby môže byť niektorá riadená v osi "X" iná v osi "Y" a ďalšia nemusí byť korigovaná vôbec. Tak sa dosiahne to, že "zalomené" lúče svetla sa vyrovnajú, a ďalej sú optikou spracovávané tak, akoby k zalomeniu v atmosfére nedošlo.
Spôsobov zisťovania nutnosti a spôsobu opravy hlavného zrkadla je zrejme niekoľko. Jedným z nich je tzv. senzor vlnoplochy v mieste ohniska hlavného zrkadla (často ako súčasť hlavnej ohniskovej clony). Senzory na tomto "terčíku zachytia skreslenie a počítač potom zariadi opravu jednotlivých častí hlavného zrkadla.
Vďaka adaptívnej optike sa v súčasnosti pozemské ďalekohľady dokážu vyrovnať tým vesmírnym a v niektorých prípadoch ich aj predčiť. To by bez nej nebolo nikdy možné.
Výpočet vlastného ďalekohľadu
Políčka so šedým podkladom sú určené pre zadávanie Vami zvolených hodnôt. Ostatné údaje sa vypočítajú automaticky.
Hodnoty, ktoré sa vypočítajú sú tzv. "ideálne", čo znamená, že ich neupravuje žiadna nechcená veličina. V skutočnosti však treba rátať zo skreslením šošoviek a zrkadiel, s používaním clon a tým pádom zníženiu max. efektívneho zväčšenia atď. Samozrejme, výkon ďalekohľadu najviac ovplyvňuje chvenie atmosféry, čo síce nemá vplyv na nastavené zväčšenie ďalekohľadu, avšak môže (a aj to robí)rádovo znižovať maximálnu veľkosť pozorovateľného objektu na telese.
Napríklad prvotné hodnoty pri výpočte sú nastavené približne na pozorovanie Mesiaca a približná veľkosť pozorovateľného objektu je cca 1km. Keby sme však vzali do úvahy aj skreslenie šošovkami a hlavne skreslenie atmosférou, výsledný najmenší možný pozorovateľný objekt (teda v ďalekohľade by sa nám javil ako nepatrná bodka) by nám vyšiel rádovo v desiatkach možno až stovkách kilometrov.
Aby som povedal pravdu, výsledná hodnota najmenšieho pozorovateľného objektu na telese nie je nijak podchytená žiadnym vedeckým vzorcom (nikde som naňho nenatrafil ani pre "ideálny" ďalekohľad). Zväčša by išlo o kvalitu zraku pozorovateľa a jeho schopností. Napriek tomu však tento výsledok nie je úplne "vycucaný s palca" (ako sa hovorí), ale došiel som k nemu odvodením rôznych siahodlhých úvach a použitím čiastkových informácií od jedného pomerne dosť známeho spisovateľa. Ak by vás náhodou zaujímalo jeho meno, tak je ním J. Verne :-)
Fotografovanie exoplanét
Doteraz objavené exoplanéty (je ich asi 240), majú hmotnosť od 5 do 4.000 násobkov hmotnosti Zeme. Sú to väčšinou joviánske či saturnické planéty, podobné našim obrím planétam. Tie najmenšie, neptunické, z ktorích niektoré majú pevný povrch, sú príliš horúce či príliš chladné na to, aby sa na nich vyvinul život.
Malé terestrické planéty sa klasickými ďalekohľadmi detekujú ťažko, lebo zanikajú v žiare materskej hviezdy. V Jet Propulsion Laboratory (NASA) vyvinuli v posledných rokoch nové techniky, ktoré dokážu eliminovať svetlo materských hviezd a detekovať terestrické exoplanéty s miliárdkrát menšou jasnosťou ako hviezdy, okolo ktorých obiehajú.
Problém, ktorý museli vyriešiť spôsobovala difrakcia (ohyb) a rozptyl svetla. Zariadenie High Contrast Imaging Testbed (HCIT) dokáže tieto prekážky zmierniť pomocou flexibilných zrkadiel a špeciálneho difraktora.
Keď svetlo dopadne na primárne zrkadlo ďalekohľadu, ohyb svetla sa prejaví celým radom malých prstenčekov a hrotov, medzi ktorými obraz malej planéty zanikne. Tento problém vyriešili hviezdne koronografy, podobné prístroju, pomocou ktorého pozorovatelia Slnka zatienia žiarivý kotúč, aby mohli študovať procesy nad fotosférou.
Stelárny koronograf má dve masky. Prvá maska sa nastaví tak, aby presne prekrila hviezdu. Difraktor ohne svetlo hviezdy a nasmeruje ho k druhej maske, tmavému štítu, ktorý oslabí žiaru. Svetlo, ktoré prejde obomi maskami, prichádza zo stredu skúmaného objektu, pred ktorým môže prechádzať terestrická planéta. Tento systém je 1.000-krát citlivejší ako hociktorý iný.
Masku tvoria úzke doštičky tmavého skla, uložené na priezračnom skle. tak sa efektívne vyblokuje červené svetlo a potlačia sa aj iné farby. Vedci však vyvinuli aj masku s kovovými doštičkami, ktoré dokážu vyblokovať aj svetlo na ostatných vlnových dĺžkach. Pomocou masiek dokážu pozorovatelia pozorovať planéty v plnej farbe, čo umožní astronómom študovať vlastnosti atmosféry, napríklad prítomnosť kyslíka.
Navyše: nepatrné ryhy na zrkadle ďalekohľadu dokážu rozptyľovať svetlo. Vedci tak získajú jemné kópie hviezdy, z ktorých dokážu vyčítať aj prítomnosť normálne neviditeľnej planéty. Difraktor poslednej generácie je štvorček s priemerom 32mm potiahnutý tenučkou špeciálnou vrstvou skla (hrúbka 150mikrometra).
Za týmto zrkadlom je zostava 32 piestikov (každý kontrolovaný osobitným počítačom), pričom každý z nich dokáže pohnúť "svoju plôšku zrkadla" smerom nahor, alebo dole o 12 picometrov, čo je bilióntina metra. Táto neuveriteľná flexibilita kompenzuje nežiadúce efekty po dopade svetla na zrkadlo. Väčšie zrkadlo, vybavené väčším množstvom piestikov, bude pracovať ešte precíznejšie.
Pri skúškach, kde hviezdu simuloval laser, nasadili do "systému" tri "falošné planéty". Jednu jasnú ako Jupiter, druhú s polovičnou jasnosťou Jupitera, tretiu ako slabo svetielkujúcu terestrickú planétu. Skúška dopadla nad všetko očakávanie. Prístroj môžu namontovať na ľubovoľný vesmírny teleskop, čo lovcov exoplanét poteší, pretože špeciálny Terrestrial Planet Finder, sonda zameraná na objavovanie a štúdium exoplanét, bude vypustený (vzhľadom na problémy s financovaním) oveľa neskôr ako sa očakávalo. Ukazuje sa, že zdokonaľovanie pozorovacej techniky, použiteľnné na hocijakom vesmírnom teleskope, bude v najbližších rokoch oveľa efektívnejšie ako veľké, špecializované misie.
Vedci očakávajú, že High Contrast Imaging Testbet (HCIT) bude jedným z prístrojov aj na palube vesmírneho ďalekohľadu Kepler, ktorý vypustia v roku 2008. Kepler bude registrovať nepatrné, ale pravidelné zoslabovanie vytipovaných hviez, čo môže byť príznak existencie planéty. Ďalekohľad zmonitoruje 100.000 Slnku podobných hviezd. Očakáva sa, že objaví prinajmenšom 1.000 exoplanét.
Vesmírny ďalekohľad Kepler vybavený zariadením HCIT, by mohol byť ešte úspešnejší. Exoplanéty by dokázal objavovať aj priamo - fotografovaním okolia vytipovaných hviezd.
NASA Press Release