Astronomia

Systemy do pomiaru promieniowania

Są trzy podstawowe składniki współczesnego systemu do pomiaru promieniowania ze źródeł astronomicznych. Po pierwsze, jest to teleskop, który służy jako „wiadro” do zbierania światła widzialnego (lub promieniowania o innych długościach fali, jak pokazano na rysunku 1. Tak jak można złapać więcej deszczu za pomocą kontenera na śmieci niż za pomocą filiżanki do kawy, tak duże teleskopy zbierają znacznie więcej światła niż nasze oko. Po drugie, do teleskopu dołączony jest instrument, który sortuje przychodzące promieniowanie według długości fali. Czasami sortowanie jest dość proste. Na przykład, możemy po prostu chcieć oddzielić światło niebieskie od czerwonego, aby móc określić temperaturę gwiazdy. Innym razem chcemy zobaczyć poszczególne linie widmowe, aby określić, z czego zbudowany jest obiekt, lub zmierzyć jego prędkość (jak wyjaśniono w rozdziale Promieniowanie i widma). Po trzecie, potrzebujemy pewnego rodzaju detektora, urządzenia, które wykrywa promieniowanie w wybranych przez nas regionach długości fali i trwale rejestruje obserwacje.

Rysunek 1: Region Oriona przy różnych długościach fali. Ta sama część nieba wygląda inaczej, gdy jest obserwowana za pomocą instrumentów czułych na różne pasma widma. (a) Światło widzialne: przedstawia część regionu Oriona tak, jak widzi go ludzkie oko, z dodanymi liniami przerywanymi, aby pokazać sylwetkę mitycznego myśliwego Oriona. (b) Promieniowanie rentgenowskie: tutaj widok uwydatnia punktowe źródła promieniowania rentgenowskiego znajdujące się w pobliżu. Kolory są sztuczne, zmieniają się od żółtego przez biały do niebieskiego wraz ze wzrostem energii promieniowania rentgenowskiego. Jasne, gorące gwiazdy w Orionie są nadal widoczne na tym obrazie, ale podobnie jak wiele innych obiektów znajdujących się w bardzo różnych odległościach, w tym inne gwiazdy, ciała gwiezdne i galaktyki na krańcach obserwowalnego wszechświata. (c) Promieniowanie podczerwone: tutaj widzimy głównie świecący pył w tym regionie. (kredyt a: modyfikacja pracy Howard McCallon/NASA/IRAS; kredyt b: modyfikacja pracy Howard McCallon/NASA/IRAS; kredyt c: modyfikacja pracy Michael F. Corcoran)

Historia rozwoju teleskopów astronomicznych dotyczy tego, jak nowe technologie zostały zastosowane do poprawy wydajności tych trzech podstawowych komponentów: teleskopów, urządzeń sortujących długość fali i detektorów. Przyjrzyjmy się najpierw rozwojowi teleskopu.

Wiele starożytnych kultur zbudowało specjalne miejsca do obserwacji nieba (Rysunek 2). W tych starożytnych obserwatoriach można było mierzyć położenie obiektów niebieskich, głównie po to, by śledzić czas i datę. Wiele z tych starożytnych obserwatoriów pełniło również funkcje religijne i rytualne. Oko było jedynym dostępnym urządzeniem do zbierania światła, wszystkie kolory w świetle były obserwowane jednocześnie, a jedyny trwały zapis obserwacji był dokonywany przez istoty ludzkie zapisujące lub szkicujące to, co widziały.

Rysunek 2: Dwa obserwatoria przedteleskopowe. (a) Machu Picchu to piętnastowieczne miejsce Inków położone w Peru. (b) Stonehenge, prehistoryczne miejsce (3000-2000 BCE), znajduje się w Anglii. (kredyt a: modyfikacja pracy Allarda Schmidta)

While Hansowi Lippersheyowi, Zacchariasowi Janssenowi i Jacobowi Metiusowi przypisuje się wynalezienie teleskopu około 1608 roku – składając wnioski patentowe w ciągu kilku tygodni od siebie nawzajem – to Galileusz w 1610 roku użył tej prostej rurki z soczewkami (którą nazwał okularem szpiegowskim) do obserwacji nieba i zebrania większej ilości światła, niż mogły to zrobić jego oczy. Nawet jego mały teleskop – używany przez wiele nocy – zrewolucjonizował poglądy na temat natury planet i położenia Ziemi.

Jak działają teleskopy

Teleskopy przeszły długą drogę od czasów Galileusza. Obecnie są to ogromne urządzenia; najdroższe kosztują od setek milionów do miliardów dolarów. (Aby jednak dać jakiś punkt odniesienia, pamiętajmy, że sama renowacja stadionów futbolowych w college’u zazwyczaj kosztuje setki milionów dolarów – najdroższy z ostatnich remontów, na Kyle Field Uniwersytetu Texas A&M, kosztował 450 milionów dolarów). Powodem, dla którego astronomowie budują coraz większe teleskopy, jest fakt, że obiekty niebieskie – takie jak planety, gwiazdy i galaktyki – wysyłają w kierunku Ziemi znacznie więcej światła niż ludzkie oko (z jego maleńkim otworem) jest w stanie wychwycić, a większe teleskopy mogą wykryć słabsze obiekty. Jeśli kiedykolwiek obserwowałeś gwiazdy z grupą przyjaciół, wiesz, że światła gwiazdowego jest bardzo dużo; każdy z was może zobaczyć każdą z gwiazd. Gdyby obserwowało je jeszcze tysiąc osób, każda z nich również złapałaby odrobinę światła każdej z gwiazd. Jednak, jeśli chodzi o ciebie, światło, które nie świeci ci w oczy, jest marnowane. Byłoby wspaniale, gdyby część tego „zmarnowanego” światła można było przechwycić i dostarczyć do oka. To właśnie robi teleskop.

Najważniejsze funkcje teleskopu to (1) zbieranie słabego światła ze źródła astronomicznego i (2) skupianie całego światła w punkt lub obraz. Większość obiektów interesujących astronomów jest bardzo słaba, dlatego im więcej światła uda nam się zebrać, tym lepiej będziemy mogli je badać. (I pamiętaj, że choć najpierw skupiamy się na świetle widzialnym, istnieje wiele teleskopów, które zbierają inne rodzaje promieniowania elektromagnetycznego.)

Teleskopy, które zbierają promieniowanie widzialne, używają soczewek lub zwierciadeł do zbierania światła. Inne typy teleskopów mogą wykorzystywać urządzenia zbierające, które wyglądają zupełnie inaczej niż znane nam soczewki i zwierciadła, ale pełnią tę samą funkcję. We wszystkich rodzajach teleskopów zdolność zbierania światła zależy od powierzchni urządzenia pełniącego rolę „kubełka” zbierającego światło. Ponieważ większość teleskopów ma zwierciadła lub soczewki, możemy porównać ich zdolność zbierania światła, porównując apertury, czyli średnice otworów, przez które przechodzi lub odbija się światło.

Ilość światła, jaką może zebrać teleskop, rośnie wraz z wielkością 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.)

Po tym, jak teleskop utworzy obraz, potrzebujemy jakiegoś sposobu na jego wykrycie i zapisanie, abyśmy mogli mierzyć, odtwarzać i analizować obraz na różne sposoby. Przed XIX wiekiem astronomowie po prostu oglądali obrazy oczami i pisali opisy tego, co widzieli. Było to bardzo nieefektywne i nie prowadziło do bardzo wiarygodnego długoterminowego zapisu; z telewizyjnych programów kryminalnych wiadomo, że relacje naocznych świadków są często niedokładne.

W XIX wieku rozpowszechniło się użycie fotografii. W tamtych czasach fotografie były chemicznym zapisem obrazu na specjalnie przygotowanej szklanej płycie. Dziś obraz jest zazwyczaj wykrywany za pomocą czujników podobnych do tych w aparatach cyfrowych, rejestrowany elektronicznie i przechowywany w komputerach. Ten trwały zapis może być następnie wykorzystany do szczegółowych i ilościowych badań. Profesjonalni astronomowie rzadko patrzą przez duże teleskopy, których używają do swoich badań.

Formowanie obrazu przez soczewkę lub lustro

Rysunek 3: Tworzenie obrazu przez prostą soczewkę. Równoległe promienie z odległego źródła są zginane przez soczewkę wypukłą tak, że wszystkie spotykają się w jednym miejscu (ognisko), tworząc obraz.

Czy nosisz okulary, czy nie, widzisz świat przez soczewki; są one kluczowymi elementami Twoich oczu. Soczewka to przezroczysty kawałek materiału, który zakrzywia promienie światła przechodzące przez nią. Jeśli promienie świetlne są równoległe, soczewka łączy je w jednym miejscu, tworząc obraz (rysunek 3). Jeśli krzywizny powierzchni soczewki są odpowiednio dobrane, wszystkie równoległe promienie światła (np. z gwiazdy) są zginane lub załamywane w taki sposób, że zbiegają się w kierunku punktu zwanego ogniskiem soczewki. W ognisku pojawia się obraz źródła światła. W przypadku promieni świetlnych równoległych odległość od soczewki do miejsca, w którym promienie świetlne skupiają się, czyli obrazu, za soczewką, nazywa się ogniskową soczewki.

Patrząc na rysunek 3, można zapytać, dlaczego dwa promienie świetlne pochodzące od tej samej gwiazdy miałyby być do siebie równoległe. Przecież jeśli narysujemy gwiazdę świecącą we wszystkich kierunkach, promienie światła pochodzące od gwiazdy wcale nie wyglądają na równoległe. Pamiętaj jednak, że gwiazdy (i inne obiekty astronomiczne) są bardzo odległe. Zanim te kilka promieni światła skierowanych w naszą stronę dotrze do Ziemi, są one już praktycznie równoległe do siebie. Innymi słowy, wszystkie promienie, które nie były równoległe do tych skierowanych na Ziemię, zmierzają teraz w zupełnie innym kierunku we wszechświecie.

Aby zobaczyć obraz utworzony przez soczewkę w teleskopie, używamy dodatkowej soczewki zwanej okularem. Okular skupia obraz w odległości, która jest albo bezpośrednio widoczna dla człowieka, albo w miejscu dogodnym dla detektora. Używając różnych okularów, możemy zmieniać powiększenie (lub rozmiar) obrazu, a także przekierować światło w bardziej dostępne miejsce. Gwiazdy wyglądają jak punkty światła i powiększenie ich nie robi większej różnicy, ale obraz planety lub galaktyki, który ma strukturę, może często skorzystać z powiększenia.

Wiele osób, myśląc o teleskopie, wyobraża sobie długą tubę z dużą szklaną soczewką na jednym końcu. Taka konstrukcja, wykorzystująca soczewkę jako główny element optyczny do formowania obrazu, jest znana jako refraktor (rysunek 4), a teleskop oparty na tej konstrukcji nazywany jest teleskopem refrakcyjnym. Teleskopy Galileusza były refraktorami, podobnie jak dzisiejsze lornetki i okulary polowe. Istnieje jednak granica wielkości teleskopu refrakcyjnego. Największym teleskopem, jaki kiedykolwiek zbudowano, był 49-calowy refraktor zbudowany na wystawę w Paryżu w 1900 roku, który został zdemontowany po wystawie. Obecnie największym teleskopem refrakcyjnym jest 40-calowy refraktor w Obserwatorium Yerkesa w Wisconsin.

Rys. 4: Teleskopy załamujące i odbijające. Światło wpada do teleskopu refrakcyjnego przez soczewkę na górnym końcu, która skupia je w dolnej części teleskopu. Następnie okular powiększa obraz tak, że może on być oglądany przez oko, lub w miejscu ogniska można umieścić detektor, taki jak płyta fotograficzna. Górna część teleskopu zwierciadlanego jest otwarta, a światło przechodzi przez nią do zwierciadła znajdującego się w dolnej części teleskopu. Zwierciadło skupia światło na górnym końcu, gdzie może zostać wykryte. Alternatywnie, jak na tym szkicu, drugie zwierciadło może odbijać światło do miejsca poza konstrukcją teleskopu, gdzie obserwator ma do niego łatwiejszy dostęp. Teleskopy profesjonalnych astronomów są bardziej skomplikowane, ale działają na tych samych zasadach odbicia i załamania.

Jednym z problemów z teleskopem refrakcyjnym jest to, że światło musi przechodzić przez soczewkę refraktora. Oznacza to, że szkło musi być idealne przez całą drogę, a okazało się, że bardzo trudno jest wykonać duże kawałki szkła bez wad i pęcherzyków powietrza. Ponadto właściwości optyczne materiałów przezroczystych zmieniają się nieco w zależności od długości fal (lub kolorów) światła, dlatego występują pewne dodatkowe zniekształcenia, znane jako aberracja chromatyczna. Każda długość fali skupia się w nieco innym miejscu, powodując, że obraz wydaje się nieostry.

Dodatkowo, ponieważ światło musi przechodzić przez soczewkę, soczewka może być podtrzymywana tylko na jej krawędziach (podobnie jak oprawki naszych okularów). Siła grawitacji spowoduje, że duża soczewka będzie się uginać i zniekształcać drogę promieni świetlnych przechodzących przez nią. Wreszcie, ponieważ światło przechodzi przez soczewkę, obie jej strony muszą być wykonane w dokładnie takim samym kształcie, aby uzyskać ostry obraz.

Inny typ teleskopu wykorzystuje jako główny element optyczny wklęsłe zwierciadło główne. Zwierciadło jest zakrzywione jak wewnętrzna powierzchnia kuli i odbija światło, tworząc obraz (rysunek 4). Zwierciadła teleskopów są pokryte błyszczącym metalem, zwykle srebrem, aluminium lub, czasami, złotem, dzięki czemu są bardzo refleksyjne. Jeśli zwierciadło ma odpowiedni kształt, wszystkie równoległe promienie są odbijane z powrotem do tego samego punktu, czyli ogniska zwierciadła. W ten sposób obrazy są wytwarzane przez lustro dokładnie tak samo jak przez soczewkę.

Rysunek 5. Układy ogniskowania w teleskopach zwierciadlanych: Teleskopy zwierciadlane mają różne możliwości wyboru miejsca, w którym światło jest doprowadzane do ogniska. W przypadku ogniskowania pierwotnego, światło jest wykrywane w miejscu, w którym się skupia po odbiciu od zwierciadła głównego. W przypadku ogniskowania newtonowskiego światło jest odbijane przez małe zwierciadło wtórne z jednej strony, gdzie może zostać wykryte (patrz również ). Większość dużych teleskopów profesjonalnych ma ognisko Cassegraina, w którym światło jest odbijane przez zwierciadło wtórne w dół przez otwór w zwierciadle głównym do stanowiska obserwacyjnego znajdującego się pod teleskopem.

Teleskopy wyposażone w zwierciadła pozwalają uniknąć problemów związanych z teleskopami refrakcyjnymi. Ponieważ światło jest odbijane tylko od powierzchni czołowej, skazy i pęcherzyki powietrza w szkle nie mają wpływu na drogę światła. W teleskopach zwierciadlanych tylko przednia powierzchnia musi być precyzyjnie wykonana, a zwierciadło może być podtrzymywane od tyłu. Z tych powodów większość współczesnych teleskopów astronomicznych (zarówno amatorskich, jak i profesjonalnych) do tworzenia obrazu wykorzystuje zwierciadło, a nie soczewkę; ten typ teleskopu nazywany jest teleskopem zwierciadlanym. Pierwszy udany teleskop zwierciadlany został zbudowany przez Isaaca Newtona w 1668 roku.

W teleskopie zwierciadlanym zwierciadło wklęsłe jest umieszczone na dnie tuby lub otwartej ramy. Zwierciadło odbija światło z powrotem w górę tuby, tworząc obraz w pobliżu przedniego końca, w miejscu zwanym ogniskiem głównym. Obraz może być obserwowany w ognisku głównym lub dodatkowe zwierciadła mogą przechwytywać światło i przekierowywać je do miejsca, gdzie obserwator może je łatwiej zobaczyć (Rysunek 5). Ponieważ astronom znajdujący się przy głównym ognisku może zablokować dużą część światła docierającego do głównego zwierciadła, zastosowanie małego zwierciadła wtórnego pozwala na przedostanie się większej ilości światła przez system.

Teleskop zbiera słabe światło ze źródeł astronomicznych i doprowadza je do ogniska, gdzie instrument może posortować światło według długości fali. Światło jest następnie kierowane do detektora, gdzie dokonywany jest jego trwały zapis. Moc zbierająca światło w teleskopie zależy od średnicy jego apertury, czyli powierzchni największej lub głównej soczewki lub zwierciadła. Podstawowym elementem optycznym w teleskopie jest soczewka wypukła (w teleskopie refrakcyjnym) lub zwierciadło wklęsłe (w teleskopie zwierciadlanym), które skupia światło. Większość dużych teleskopów to teleskopy zwierciadlane; łatwiej jest produkować i obsługiwać duże zwierciadła, ponieważ światło nie musi przechodzić przez szkło.

Słowniczek

Aparat: średnica głównej soczewki lub zwierciadła teleskopu

Aberracja chromatyczna: zniekształcenie, które powoduje, że obraz wydaje się rozmyty, gdy każda długość fali docierająca do przezroczystego materiału skupia się w innym miejscu

Detektor: urządzenie czułe na promieniowanie elektromagnetyczne, które dokonuje zapisu obserwacji astronomicznych

Okular: soczewka powiększająca używana do oglądania obrazu wytwarzanego przez obiektyw lub zwierciadło pierwotne teleskopu

Ognisko: (w teleskopie) punkt, w którym zbiegają się promienie świetlne zwierciadła lub soczewki

Główne ognisko: punkt w teleskopie, w którym soczewka obiektywu lub zwierciadło główne skupia światło

Teleskop odbijający: teleskop, w którym głównym zbieraczem światła jest zwierciadło wklęsłe

Teleskop załamujący: teleskop, w którym głównym zbieraczem światła jest soczewka lub układ soczewek

Teleskop: przyrząd do zbierania światła widzialnego lub innego promieniowania elektromagnetycznego

Teleskop: przyrząd do zbierania światła widzialnego lub innego promieniowania elektromagnetycznego