Astronomie

Systémy pro měření záření

Existují tři základní součásti moderního systému pro měření záření astronomických zdrojů. Za prvé je to dalekohled, který slouží jako „vědro“ pro sběr viditelného světla (nebo záření jiných vlnových délek, jak je znázorněno na obrázku 1.). Stejně jako do popelnice zachytíte více deště než do šálku na kávu, velké dalekohledy shromáždí mnohem více světla, než dokáže vaše oko. Za druhé je k dalekohledu připojen přístroj, který třídí přicházející záření podle vlnové délky. Někdy je třídění poměrně hrubé. Například můžeme jednoduše chtít oddělit modré světlo od červeného, abychom mohli určit teplotu hvězdy. Jindy však chceme vidět jednotlivé spektrální čáry, abychom mohli určit, z čeho je objekt složen, nebo změřit jeho rychlost (jak je vysvětleno v kapitole Záření a spektra). Za třetí potřebujeme nějaký typ detektoru, zařízení, které snímá záření v námi zvolených oblastech vlnových délek a trvale zaznamenává pozorování.

Obrázek 1: Oblast Orionu při různých vlnových délkách. Stejná část oblohy vypadá jinak při pozorování přístroji citlivými na různá pásma spektra. (a) Viditelné světlo: zobrazuje část oblasti Orionu, jak ji vidí lidské oko, s přidanými tečkovanými čarami, které znázorňují postavu bájného lovce Oriona. (b) Rentgenové záření: zde pohled zdůrazňuje bodové zdroje rentgenového záření v blízkosti. Barvy jsou umělé, mění se od žluté přes bílou až po modrou s rostoucí energií rentgenového záření. Na tomto snímku jsou stále vidět jasné, horké hvězdy v Orionu, ale také mnoho dalších objektů nacházejících se ve velmi různých vzdálenostech, včetně jiných hvězd, hvězdných těles a galaxií na okraji pozorovatelného vesmíru. (c) Infračervené záření: zde vidíme především zářící prach v této oblasti. (kredit a: úprava práce Howarda McCallona/NASA/IRAS; kredit b: úprava práce Howarda McCallona/NASA/IRAS; kredit c: úprava práce Michaela F. Corcorana)

Historie vývoje astronomických dalekohledů je o tom, jak se nové technologie uplatňovaly při zlepšování účinnosti těchto tří základních součástí: dalekohledů, zařízení pro třídění vlnových délek a detektorů. Podívejme se nejprve na vývoj dalekohledu.

Mnoho starověkých kultur vybudovalo speciální stanoviště pro pozorování oblohy (obrázek 2). Na těchto starověkých observatořích mohli měřit polohy nebeských objektů, většinou za účelem sledování času a data. Mnohé z těchto starověkých observatoří měly také náboženskou a rituální funkci. Oko bylo jediným dostupným zařízením pro sběr světla, všechny barvy světla byly pozorovány najednou a jediný trvalý záznam pozorování byl pořízen lidmi, kteří si zapisovali nebo kreslili, co viděli.

Obrázek 2: Dvě předteleskopické observatoře. (a) Machu Picchu je incké naleziště z patnáctého století nacházející se v Peru. (b) Stonehenge, prehistorické naleziště (3000-2000 př. n. l.), se nachází v Anglii. (kredit a: úprava práce Allarda Schmidta)

Ačkoli se Hans Lippershey, Zaccharias Janssen a Jacob Metius zasloužili o vynález dalekohledu kolem roku 1608 – přihlásili si patenty v rozmezí několika týdnů – byl to Galileo, kdo v roce 1610 použil tuto jednoduchou trubici s čočkami (kterou nazval spyglass) k pozorování oblohy a shromáždil více světla, než dokázaly jeho oči samotné. I jeho malý dalekohled – používaný po mnoho nocí – způsobil revoluci v představách o povaze planet a poloze Země.

Jak dalekohledy fungují

Dalekohledy urazily od Galileových dob dlouhou cestu. Nyní to bývají obrovská zařízení; ty nejdražší stojí stovky milionů až miliardy dolarů. (Abychom však měli nějaký referenční bod, mějme na paměti, že jen renovace univerzitních fotbalových stadionů obvykle stojí stovky milionů dolarů – přičemž nejdražší nedávná renovace Kyleova hřiště Texaské A&M univerzity stála 450 milionů dolarů). Důvodem, proč astronomové staví stále větší a větší dalekohledy, je skutečnost, že nebeské objekty – jako jsou planety, hvězdy a galaxie – vysílají k Zemi mnohem více světla, než je schopno zachytit lidské oko (s jeho malým otvorem), a větší dalekohledy mohou odhalit slabší objekty. Pokud jste někdy pozorovali hvězdy se skupinou přátel, víte, že světla hvězd je dostatek; každý z vás může vidět každou z hvězd. Kdyby se dívalo tisíc dalších lidí, každý z nich by také zachytil kousek světla každé hvězdy. Přesto, pokud jde o vás, je světlo, které nesvítí do vašeho oka, promarněné. Bylo by skvělé, kdyby se část tohoto „promarněného“ světla dala také zachytit a přivést do vašeho oka. Právě k tomu slouží dalekohled.

Nejdůležitějšími funkcemi dalekohledu jsou (1) shromažďování slabého světla z astronomického zdroje a (2) soustředění veškerého světla do bodu nebo obrazu. Většina objektů, které zajímají astronomy, je extrémně slabá: čím více světla dokážeme shromáždit, tím lépe můžeme takové objekty studovat. (A nezapomeňte, že i když se nejprve zaměříme na viditelné světlo, existuje mnoho dalekohledů, které shromažďují i jiné druhy elektromagnetického záření.)

Dalekohledy, které shromažďují viditelné záření, používají ke shromažďování světla čočku nebo zrcadlo. Jiné typy dalekohledů mohou používat sběrná zařízení, která vypadají zcela jinak než čočky a zrcadla, které známe, ale plní stejnou funkci. U všech typů dalekohledů je schopnost sběru světla určena plochou zařízení, které funguje jako „vědro“ pro sběr světla. Protože většina dalekohledů má zrcadla nebo čočky, můžeme jejich světelnou sběrnou schopnost porovnat porovnáním apertur neboli průměrů otvorů, kterými světlo prochází nebo se odráží.

Množství světla, které dalekohled dokáže shromáždit, roste s velikostí apertury. A telescope with a mirror that is 4 meters in diameter can collect 16 times as much light as a telescope that is 1 meter in diameter. (The diameter is squared because the area of a circle equals πd2/4, where d is the diameter of the circle.)

Poté, co dalekohled vytvoří obraz, potřebujeme nějaký způsob jeho detekce a záznamu, abychom mohli obraz různými způsoby měřit, reprodukovat a analyzovat. Před devatenáctým stoletím astronomové jednoduše pozorovali obrazy očima a psali popisy toho, co viděli. To bylo velmi neefektivní a nevedlo to k příliš spolehlivým dlouhodobým záznamům; z televizních kriminálních pořadů víte, že výpovědi očitých svědků jsou často nepřesné.

V devatenáctém století se rozšířilo používání fotografie. Tehdy fotografie představovaly chemický záznam obrazu na speciálně upravené skleněné desce. Dnes je obraz zpravidla snímán pomocí senzorů podobných těm v digitálních fotoaparátech, zaznamenáván elektronicky a ukládán do počítačů. Tento trvalý záznam lze pak použít pro podrobné a kvantitativní studie. Profesionální astronomové se do velkých dalekohledů, které používají pro svůj výzkum, dívají jen zřídka.

Tvorba obrazu pomocí čočky nebo zrcadla

Obrázek 3: Vznik obrazu pomocí jednoduché čočky. Rovnoběžné paprsky ze vzdáleného zdroje jsou vypouklou čočkou ohýbány tak, že se všechny spojí v jednom místě (ohnisku) a vytvoří obraz.

Ať už nosíte brýle, nebo ne, svět vidíte prostřednictvím čoček; jsou to klíčové prvky vašich očí. Čočka je průhledný kus materiálu, který ohýbá světelné paprsky, jež jím procházejí. Pokud jsou světelné paprsky při vstupu rovnoběžné, čočka je spojí do jednoho místa a vytvoří obraz (obrázek 3). Pokud je zakřivení povrchů čočky správné, jsou všechny rovnoběžné paprsky světla (například z hvězdy) ohnuty nebo lomeny tak, že se sbíhají do bodu, který se nazývá ohnisko čočky. V ohnisku se objeví obraz zdroje světla. V případě rovnoběžných světelných paprsků se vzdálenost od čočky k místu, kde se světelné paprsky za čočkou soustředí, neboli k obrazu, nazývá ohnisková vzdálenost čočky.

Při pohledu na obrázek 3 si možná položíte otázku, proč by dva světelné paprsky ze stejné hvězdy měly být navzájem rovnoběžné. Vždyť když nakreslíte obrázek hvězdy zářící všemi směry, paprsky světla vycházející z hvězdy vůbec nevypadají rovnoběžně. Nezapomeňte však, že všechny hvězdy (a další astronomické objekty) jsou nesmírně daleko. V době, kdy těch několik světelných paprsků namířených k nám skutečně dorazí k Zemi, jsou pro všechny praktické účely navzájem rovnoběžné. Jinak řečeno, všechny paprsky, které nebyly rovnoběžné s paprsky namířenými na Zemi, nyní směřují ve vesmíru úplně jiným směrem.

Chceme-li si prohlédnout obraz vytvořený čočkou v dalekohledu, použijeme další čočku zvanou okulár. Okulár zaostřuje obraz do vzdálenosti, která je buď přímo pozorovatelná člověkem, nebo na vhodném místě pro detektor. Pomocí různých okulárů můžeme měnit zvětšení (nebo velikost) obrazu a také přesměrovat světlo na dostupnější místo. Hvězdy vypadají jako světelné body a jejich zvětšení na tom mnoho nezmění, ale obrazu planety nebo galaxie, který má strukturu, může zvětšení často prospět.

Mnoho lidí si při představě dalekohledu představí dlouhou trubici s velkou skleněnou čočkou na jednom konci. Tato konstrukce, která používá čočku jako hlavní optický prvek pro vytvoření obrazu, jak jsme o ní hovořili, se nazývá refraktor (obrázek 4) a dalekohled založený na této konstrukci se nazývá refrakční dalekohled. Galileovy dalekohledy byly refraktory, stejně jako dnešní dalekohledy a polní brýle. Velikost refrakčního dalekohledu je však omezena. Největší, jaký byl kdy postaven, byl 49palcový refraktor postavený pro pařížskou výstavu v roce 1900, který byl po výstavě demontován. V současnosti je největším refrakčním dalekohledem 40palcový refraktor na Yerkesově observatoři ve Wisconsinu.

Obrázek 4: Lámavý a odrazný dalekohled. Světlo vstupuje do refrakčního dalekohledu přes čočku na horním konci, která zaostří světlo v blízkosti spodní části dalekohledu. Okulár pak obraz zvětší tak, aby jej bylo možné pozorovat okem, nebo lze do ohniska umístit detektor, jako je fotografická deska. Horní konec zrcadlového dalekohledu je otevřený a světlo prochází k zrcadlu umístěnému ve spodní části dalekohledu. Zrcadlo pak zaostří světlo na horním konci, kde ho lze detekovat. Alternativně, jako v tomto náčrtu, může druhé zrcadlo odrážet světlo na místo mimo konstrukci dalekohledu, kde k němu má pozorovatel snazší přístup. Dalekohledy profesionálních astronomů jsou složitější, ale řídí se stejnými principy odrazu a lomu.

Jedním z problémů refrakčního dalekohledu je, že světlo musí projít objektivem refraktoru. To znamená, že sklo musí být po celé délce dokonalé, a ukázalo se, že je velmi obtížné vyrobit velké kusy skla bez vad a bublin. Optické vlastnosti průhledných materiálů se také trochu mění v závislosti na vlnové délce (nebo barvě) světla, takže dochází k dalšímu zkreslení, tzv. chromatické aberaci. Každá vlnová délka se zaostří na trochu jiném místě, což způsobí, že obraz vypadá rozmazaně.

Kromě toho, protože světlo musí procházet čočkou, může být čočka podepřena pouze na svých okrajích (stejně jako obroučky našich brýlí). Gravitační síla způsobí, že se velká čočka prohne a zkreslí dráhu světelných paprsků, které jí procházejí. A konečně, protože jím prochází světlo, musí být obě strany čočky vyrobeny přesně ve správném tvaru, aby byl obraz ostrý.

Jiný typ dalekohledu používá jako hlavní optický prvek konkávní primární zrcadlo. Zrcadlo je zakřivené jako vnitřní povrch koule a odráží světlo za účelem vytvoření obrazu (obrázek 4). Zrcadla teleskopů jsou potažena lesklým kovem, obvykle stříbrem, hliníkem nebo příležitostně zlatem, aby byla vysoce odrazivá. Pokud má zrcadlo správný tvar, všechny rovnoběžné paprsky se odrážejí zpět do stejného bodu, ohniska zrcadla. Zrcadlo tedy vytváří obraz přesně tak, jako objektiv.

Obr. 5. Dalekohled s Cassegrainovým ohniskem. Uspořádání ohniska pro zrcadlové dalekohledy: Reflexní dalekohledy mají různé možnosti, kam se světlo přivádí do ohniska. Při prvotním zaostření je světlo zachyceno v místě, kde přichází do ohniska po odrazu od primárního zrcadla. U newtonovského ohniska se světlo odráží od malého sekundárního zrcadla stranou, kde může být detekováno (viz také ). Většina velkých profesionálních dalekohledů má Cassegrainovo ohnisko, u kterého se světlo odráží od sekundárního zrcadla dolů otvorem v primárním zrcadle do pozorovací stanice pod dalekohledem.

Dalekohledy konstruované se zrcadly se vyhýbají problémům lomených dalekohledů. Protože se světlo odráží pouze od přední plochy, vady a bubliny ve skle neovlivňují dráhu světla. U dalekohledu navrženého se zrcadly je třeba vyrobit pouze přední plochu v přesném tvaru a zrcadlo lze podepřít zezadu. Z těchto důvodů dnes většina astronomických dalekohledů (amatérských i profesionálních) používá k vytvoření obrazu zrcadlo, nikoli objektiv; tento typ dalekohledu se nazývá zrcadlový dalekohled. První úspěšný zrcadlový dalekohled sestrojil Isaac Newton v roce 1668.

V zrcadlovém dalekohledu je konkávní zrcadlo umístěno na dně tubusu nebo otevřené kostry. Zrcadlo odráží světlo zpět nahoru do tubusu a vytváří obraz v blízkosti předního konce v místě zvaném hlavní ohnisko. Obraz lze pozorovat v základním ohnisku, nebo lze světlo zachytit dalšími zrcadly a přesměrovat je do místa, kde je pozorovatel může snáze pozorovat (obrázek 5). Protože astronom v hlavním ohnisku může blokovat velkou část světla přicházejícího k hlavnímu zrcadlu, použití malého sekundárního zrcadla umožňuje, aby soustavou prošlo více světla.

Dalekohled shromažďuje slabé světlo z astronomických zdrojů a přivádí je do ohniska, kde je přístroj může roztřídit podle vlnové délky. Světlo je pak nasměrováno na detektor, kde je pořízen trvalý záznam. Světelný výkon dalekohledu je určen průměrem jeho apertury neboli otvoru – to znamená plochou jeho největší neboli primární čočky nebo zrcadla. Primárním optickým prvkem dalekohledu je buď konvexní čočka (u refrakčního dalekohledu), nebo konkávní zrcadlo (u reflektoru), které přivádí světlo do ohniska. Většina velkých dalekohledů jsou reflektory; je snazší vyrábět a udržovat velká zrcadla, protože světlo nemusí procházet sklem.

Slovníček

aptura: průměr primární čočky nebo zrcadla dalekohledu

chromatická aberace: zkreslení, které způsobuje, že obraz vypadá rozmazaně, když se každá vlnová délka přicházející do průhledného materiálu zaostří na jiné místo

detektor: Zařízení citlivé na elektromagnetické záření, které pořizuje záznam astronomických pozorování

okulár: zvětšovací čočka sloužící k zobrazení obrazu vytvořeného objektivem nebo primárním zrcadlem dalekohledu

zaostření: (dalekohledu) bod, kde se setkávají paprsky světla sbíhající se zrcadlem nebo čočkou

první ohnisko: bod dalekohledu, kde objektiv nebo primární zrcadlo zaostřuje světlo

reflexní dalekohled: dalekohled, jehož hlavním sběračem světla je konkávní zrcadlo

refrakční dalekohled: dalekohled, jehož hlavním sběračem světla je čočka nebo soustava čoček

dalekohled: přístroj pro sběr viditelného světla nebo jiného elektromagnetického záření