Teleskopi

Andreja Gomboc

2 Teleskopi

Andreja Gomboc

2.1 Zbiranje svetlobe in nastanek slike

Astronomska telesa so zelo daleč od Zemlje, zato so videti majhna in svetloba z njih (izjema sta Sonce in Luna) zelo šibka. Glavni nalogi teleskopa sta, da zbere več svetlobe, kot je zmorejo zbrati naše oči, in da poveča sliko opazovanega telesa.

Glavni sestavni del teleskopa je objektiv. Namenjen je zbiranju svetlobe in v goriščni ravnini ustvari sliko nebesnega telesa. Kot objektiv (zbiralna površina) lahko služi leča ali zrcalo. Na podlagi tega ločimo dve osnovni vrsti teleskopov:

če je objektiv leča, je to lečni ali refraktorski teleskop (ker deluje na osnovi loma oz. refrakcije svetlobe);
če je objektiv zrcalo, je to zrcalni ali reflektorski teleskop (ker deluje na osnovi odboja oz. reflekcije svetlobe).

Nastalo sliko v goriščni ravnini objektiva lahko opazujemo z okularjem, ki ga prislonimo k očesu (slika 2.1). Razdaljo okularja od goriščne ravnine pri tem spreminjamo, da izostrimo sliko oz. teleskop fokusiramo. Za okular uporabljamo lečo. Namesto okularja lahko uporabimo kamero, ki jo namestimo v goriščno ravnino objektiva, in z njo posnamemo sliko.

Mejni sij

Teleskop si smemo predstavljati kot lijak, ki zbira svetlobo, jo usmeri v oči ali kamero in tako omogoči, da vidimo šibkejše zvezde (in druge objekte), kot jih lahko vidimo s prostim očesom (slika 2.1).

Naj bo gostota svetlobnega toka, ki ga dobimo z nekega astronomskega objekta, $j_1$ . Skozi objektiv teleskopa, ki ima premer $D$ (in presek $S_1=\pi ({{D}\over 2})^2$ ), gre v tem primeru svetlobni tok (količina energije v obliki svetlobe na enoto časa): $P_1=j_1\cdot S_1= j_1 \cdot \pi ({{D}\over 2})^2$ . Teleskop to svetlobo zbere in gostoto svetlobnega toka $j_2$ usmeri na očesno zenico, ki ima premer $D_{\rm zenice}$ . Svetlobni tok, ki vpada na naše oči, je: $P_2=j_2\cdot \pi ({{D_{\rm zenice}}\over 2})^2$ . Ob predpostavki, da je teleskop idealen in se v njem nič svetlobe ne absorbira in je nič ne nastane, iz zakona o ohranitvi energije sledi, da sta svetlobna tokova enaka: $P_2=P_1$ . Sledi, da je gostota svetlobnega toka, ki pada na oči: $j_2={{j_1} \bigl({{D}\over {D_{\rm zenice}}}\bigr)^2}$ .

Kako temno zvezdo še lahko vidimo s tem teleskopom oz. kolikšen je mejni sij teleskopa pri vizualnih opazovanjih? Spomnimo se, da naše oči še vidijo svetlobni tok, ki ustreza siju 6 mag. Zanima nas torej sij, ki ustreza $j_1$ , da bo $j_2$ ravno ustrezala $m_2=6\, {\rm mag}$ . Z uporabo Pogsonovega zakona (enačba (7) iz 1. poglavja), dobimo, da je mejni sij teleskopa:

(1) $\begin{equation*} m_{\rm mejni}= 6-5\log {{D_{\rm zenice}}\over {D}} \approx 2+5\log_{10} D[{\rm mm}] \end{equation*}$

Pri tem smo v zadnjem koraku za premer zenice ob nočnih opazovanjih vstavili $D_{\rm zenice}= 6$ mm in na koncu podali približno, a uporabno in lahko zapomnljivo obliko. Na primer, s teleskopom, ki ima objektiv s premerom 100 mm, lahko vidimo zvezde do sija: $2+5\cdot 2 \approx 12$ mag, z 200-mm objektivom pa do sija $2+5\cdot 2,3\approx 13,5$ mag.

Večji kot je premer objektiva teleskopa, več svetlobe zbere in šibkejše zvezde lahko z njim vidimo. Če namesto v oči svetlobo usmerimo v kamero in jo zbiramo dalj časa (vzamemo daljši čas osvetlitve), lahko ob ugodnih razmerah posnamemo tudi šibkejše zvezde ali druge nebesne objekte.

Ločljivost

Preden si podrobneje ogledamo pot svetlobe skozi teleskop, poglejmo, kako majhne kote lahko s teleskopom razločimo.

Svetloba se na odprtinah uklanja. Znan primer je uklon svetlobe na uklonski mrežici, ob katerem nastane interferenčna slika. Podobno se svetloba ukloni na okrogli odprtini (vstopni odprtini teleskopa ali objektivu) in nastanejo Airyjevi diski: točkasto svetilo daje sliko, ki je sestavljena iz več svetlih koncentričnih krogov (ojačitev), med katerimi so temni kolobarji (minimumi oz. oslabitve, slika 2.1).

Slika 2.2. Dve zvezdi še lahko ločimo kot posamezna izvora svetlobe, če glavni maksimum druge zvezde pade v prvi uklonski minimum prve zvezde. Vir: prirejeno po Spencer Bliven.

Če opazujemo dve svetili (dve zvezdi), ki na nebu ležita dovolj blizu drugo drugemu, se njuni krogi prekrivajo. Praktično pravilo je, da zvezdi še lahko ločimo (prepoznamo kot dva izvora svetlobe), če pade glavni vrh svetlobe ene zvezde v prvi minimum druge zvezde. To privede do pogoja, da mora biti kot med zvezdama na nebu večji od $\theta$ , za katerega velja:

(2) $\begin{equation*} \theta = 1,22 {{\lambda}\over D} \end{equation*}$

Pri tem je $\lambda$ valovna dolžina svetlobe, pri kateri opazujemo, $D$ premer objektiva in $\theta$ kot, izražen v radianih. Če je kot med zvezdama manjši od $\theta$ , se sliki zvezd zlijeta v eno in ju vidimo kot en sam izvor svetlobe.

Enačba (2) pove, da s teleskopom, ki ima vstopno odprtino premera $D$ in s katerim opazujemo svetlobo valovne dolžine $\lambda$ , lahko ločimo zvezde, podrobnosti na planetu ipd., ki so večje od kota $\theta$ . To je torej kotna ločljivost teleskopa. Pri opazovanjih želimo videti čim manjše podrobnosti, torej želimo čim manjšo številsko vrednost ločljivosti (boljša ločljivost je tista, pri kateri je kot $\theta$ manjši).

Primer: če opazujemo s teleskopom premera $D = 1$ m v vidni svetlobi (z valovno dolžino okrog $\lambda = 550$ nm) dobimo kotno ločljivost $\theta = 0,2''$ . Desetmetrska radijska antena, ki opazuje pri frekvenci 1420 MHz oz. $\lambda = 21$ cm, ima kotno ločljivost $\theta = 1,5^{\rm \circ}$ .

Vendar v praksi na površju Zemlje z ostrino slike nikoli ne pridemo do meje kotne ločljivosti teleskopa (razen v primeru majhnih teleskopov). Sliko nam veliko bolj pokvarijo motnje v Zemljinem ozračju. Svetloba zvezd gre na poti do nas skozi različne dele ali zaplate Zemljinega ozračja, ki imajo lahko različno temperaturo in gostoto (s tem imajo nekoliko drugačen lomni količnik) ter hitrost (zlasti, kadar je ozračje turbulentno), zato se svetloba z neke zvezde v dveh zaporednih trenutkih lomi pod različnim kotom in posledično nekoliko spreminja smer. Slika zvezde zaradi teh motenj v ozračju navidezno pleše in mežika; posledično je na posnetku s kamero razpacana. (Planeti za razliko do zvezd ne plešejo in mežikajo, ker na nebu niso točkasta svetila tako kot zvezde, ampak so majcene ploskvice. Nekoliko migota le njihov rob. Če je ozračje zelo nemirno, pa lahko mežikajo tudi planeti.) Širino “packe”, ki jo dobimo na posnetku zvezde, uporabimo kot mero za seeing, to je mirnost opazovanj oz. razpacanost slike (manjša vrednost, ostrejša slika). Dobra astronomska opazovališča imajo seeing okrog 1”.

Nastanek slike in povečava

Poglejmo pot svetlobe skozi teleskop. Obravnavali bomo lečni teleskop, izpeljave so podobne tudi za zrcalni teleskop in dajo enake rezultate. Svetlobni žarek, ki pada vzporedno z optično osjo, se v objektivu (zbiralni leči) lomi tako, da gre na nasprotni strani skozi gorišče. Žarek, ki gre na vstopni strani skozi gorišče, se lomi tako, da je po prehodu skozi objektiv vzporeden z optično osjo. Žarku, ki gre skozi središče leče, se smer ne spremeni. Vsi trije žarki (in tudi drugi žarki z iste točke predmeta) se sekajo v eni točki in tam nastane slika predmeta (slika 2.3).

Slika 2.3. Pot svetlobnih žarkov skozi zbiralno lečo.

Označimo oddaljenost predmeta od objektiva z $a$ , oddaljenost slike z $b$ in goriščno razdaljo s $f$ ter napišimo enačbo leče:

(3) $\begin{equation*} {1\over f} = {{1\over a} + {1\over b}} \end{equation*}$

Pri astronomskih opazovanjih leži predmet zelo daleč od objektiva in gre $a\rightarrow \infty$ . Iz zgornje enačbe v tem primeru sledi, da gre $b\rightarrow f$ , torej slika predmeta nastane v gorišču (slika 2.4).

Slika 2.4. Pot svetlobnih žarkov skozi teleskop in nastanek slike. Dve različici teleskopa z lečami: zgornja izvedba ima za okular zbiralno lečo in daje obrnjeno sliko predmetov, spodnja ima za okular razpršilno lečo in daje pokončno sliko predmetov (to je v svojem teleskopu uporabil Galileo Galilei).

Označimo navidezno velikost predmeta s kotom $\varphi$ in velikost nastale slike v gorišču s $s$ . Potem velja (glej sliko 2.4):

(4) $\begin{equation*} \tan \varphi = {{s}\over {f}} \end{equation*}$

Ker gre običajno za majhne kote, lahko zapišemo tudi $\varphi \approx \tan \varphi = {s}/{f}$ , pri čemer je $\varphi$ izražen v radianih.

Nastala slika v goriščni ravnini je velika

(5) $\begin{equation*} s= \varphi \cdot f. \end{equation*}$

Primer: če ima teleskop $f$ = 200 cm, potem kotna velikost 1′ ustreza 0,6 mm veliki sliki v goriščni ravnini. Nastalo sliko $s$ lahko gledamo skozi okular ali zajamemo s kamero.

Poglejmo najprej vizualna opazovanja skozi okular, ki naj ima goriščno razdaljo $f'$ . Okular ustvari navidezno sliko $s'$ (slika 2.4), ki nastane tam, kjer se sekajo podaljški svetlobnih žarkov (podobno kot pri objektivu: tisti, ki gre skozi središče leče, se ne lomi; tisti, ki je vzporeden optični osi, se lomi tako, da gre na nasprotni strani skozi gorišče; tisti, ki gre skozi gorišče, je na drugi strani vzporeden z optično osjo). Slika, ki jo vidimo skozi okular, bo največja, če je predmet opazovanja (slika, ki jo daje objektiv) v bližini gorišča okularja. Takrat navidezna slika $s'$ nastane v neskončnosti.

Tangens kota, pod katerim vidimo navidezno sliko skozi okular, je:

(6) $\begin{equation*} \tan \varphi ' = {{s}\over {f'}}. \end{equation*}$

Kolikokrat večji vidimo predmet skozi teleskop v primerjavi z gledanjem s prostim očesom – kolikokrat večji je kot, pod katerim vidimo predmet? Povečavo $M$ definiramo kot razmerje tangensov (ki je približno enako kot razmerje kotov, saj so koti majhni):

(7) $\begin{equation*} M={{\tan \varphi '}\over {\tan \varphi}} \end{equation*}$

Upoštevajmo enačbi (4) in (6) in dobimo, da je povečava teleskopa enaka razmerju goriščnih razdalj objektiva in okularja:

(8) $\begin{equation*} M={{\tan \varphi '}\over {\tan \varphi}} = {{f}\over {f'}} \end{equation*}$

Povečava pri opazovanju zvezd ni bistvenega pomena, saj so zvezde tudi skozi dobre teleskope in pri velikih povečavah še vedno videti točkaste. Pomembnejša je pri opazovanju teles v našem Osončju (Lune, planetov). Z zamenjavo okularja (s krajšo goriščno razdaljo okularja $f'$ ) lahko povečavo izboljšamo. Vendar to ne gre do poljudno visokih vrednosti. Gotovo nima smisla iti čez teoretično limito ločljivosti teleskopa (2) oz. čez seeing. Pri vizualnih opazovanjih predstavlja mejo že človeško oko, ki pri nočnem vidu (ko je popolnoma prilagojeno na temo) še lahko loči podrobnosti, velike okrog $e\approx 2'$ . Maksimalna povečava pri vizualnih opazovanjih je torej tista, pri kateri bi kotno oddaljenost dveh zvezd, ki ju teleskop teoretično še lahko loči (enačba (2)), povečali na kot, ki ga še loči oko. Če uporabimo večjo povečavo, se slika ne bo izboljšala, ker smo na meji teleskopove ločljivosti – slika bo sicer večja, ampak nejasna. Z drugimi besedami: maksimalna povečava, ki je še uporabna, je tista, pri kateri ločljivost očesa ravno ustreza ločljivosti teleskopa. Iz (8) in (2) dobimo (upoštevamo $\lambda = 550$ nm za vidno svetlobo in da gre za majhne kote, za katere velja $\tan x \approx x$ ):

(9) $\begin{equation*} M_{\rm max} = {{f}\over {f'}} = {{\tan e}\over {\tan \theta}} \approx {e\over \theta} = {{eD}\over {1,22 \lambda}}\approx {D\over {1 {\rm mm}}} = D [{\rm mm}] \end{equation*}$

Zapomnimo si lahko pravilo, da je največja uporabna povečava teleskopa kar približno enaka premeru njegovega objektiva v milimetrih.

Slika 2.5. Izstopna odprtina $L$ je slika objektiva, ki jo ustvari okular.

Obstaja tudi najmanjša povečava, ki je uporabna pri vizualnih opazovanjih. Skozi okular prihaja svetloba iz objektiva. Na izstopu iz okularja torej vidimo sliko objektiva, ki naj bo široka $L$ ( $L$ je širina izstopne odprtine, slika 2.5). Iz povečave (8) in slike 2.5 dobimo:

(10) $\begin{equation*} M= {{f}\over {f'}} = {{D}\over {L}} % \end{equation*}$

$L$ mora biti manjši ali kvečjemu enak širini zenice očesa (saj sicer svetloba ne gre v oko): iz tega pogoja $L\leq D_{\rm zenice}$ sledi, da je minimalna povečava:

(11) $\begin{equation*} M_{\rm min}= {{D}\over {D_{\rm zenice}}} \end{equation*}$

Ponoči je $D_{\rm zenice}=6$ mm, tako da je za $D=100$ mm najmanjša povečava okrog 17.

Omenimo še vidno (ali zorno) polje teleskopa, ki je odvisno od vidnega polja okularja. Spomnimo se, da okular poveča sliko, ki jo daje objektiv. Če imamo okular z vidnim poljem ${\rm FoV_{ok}}$ (Field of View – FoV), ob predpostavki majhnih kotov iz (7) sledi, da je vidno polje objektiva oz. teleskopa:

(12) $\begin{equation*} {\rm FoV_{teleskopa}}={{\rm FoV_{ok}}\over M} \end{equation*}$

Pri teleskopih pogosto srečamo tudi podatek o fotografskem razmerju ali f-številu, ki je podano v obliki $f/n$ (npr. $f/8, f/15$ ), pri čemer je $n=f/D$ in pove, kolikokrat je goriščna razdalja (objektiva) teleskopa $f$ daljša od širine njegove vstopne odprtine $D$ . Po tem, kar smo povedali doslej, vemo, da pri astronomskih opazovanjih zvezd želimo predvsem čim več svetlobe (čim večji $D$ ), povečava (ki se veča z večjim $f$ ) ni tako pomembna. Za opazovanje zvezd torej želimo teleskop z majhnim številom $n$ . Drugače je pri opazovanju svetlih planetov, ko želimo čim večjo povečavo (in s tem čim večjo goriščno razdaljo $f$ ), da bomo bolje videli podrobnosti na njih. Za opazovanje planetov so torej primernejši teleskopi z velikim $n$ .

Sliko $s$ , ki nastane v goriščni ravnini teleskopa, lahko namesto z okularjem in očesom zajamemo z digitalno kamero.

Slika 2.6. Sliko oddaljenega predmeta, ki nastane v goriščni ravnini, zajamemo s kamero CCD, ki naj ima NxN slikovnih elementov, vsak je velikosti $x_0$ . Fotografska ločljivost je $\theta_{\rm f}$ . S kamero zajamemo polje velikosti $\alpha$ .

Naj slika $s$ nebesnega telesa, ki ga vidimo pod kotom $\varphi$ , pade na čip kamere na $N'$ slikovnih elementov (angl. pixels), ki imajo obliko kvadrata s stranico $x_0$ . Sledi, da je $s=N'\cdot x_0$ in iz (5), da vsakemu slikovnemu elementu ustreza na nebu kot

(13) $\begin{equation*} \theta_{\rm f} = {{\varphi}\over N'} = {{x_0}\over f}, \end{equation*}$

ki mu pravimo fotografska ločljivost. S kamero ne moremo razločiti podrobnosti, manjših od tega kota. Vidimo, da je fotografska ločljivost boljša ( $\theta_{\rm f}$ manjši), če so slikovni elementi manjši in/ali goriščna razdalja objektiva daljša.

S kamero, ki ima čip kvadratne oblike s stranico $d=N\cdot x_0$ , pri čemer je $x_0$ velikost slikovnega elementa in $N$ število slikovnih elementov, lahko na nebu zajamemo polje velikosti

(14) $\begin{equation*} \alpha = N \theta_{\rm f} = {{d}\over f}. \end{equation*}$

Definiramo lahko tudi merilo slike kot razmerje med kotno velikostjo predmeta $\varphi$ in velikostjo slike $s$ . Ta količina pove, kolikšnemu kotu na nebu ustreza ena enota slike. Merilo slike običajno podajamo v kotnih sekundah na milimeter:

(15) $\begin{equation*} p = {{\varphi}\over s} = {1\over f}={{206.265}\over {f[{\rm mm}]}} \end{equation*}$

Pri tem smo v zadnjem koraku pretvorili radiane v kotne sekunde in priporočili, da naj bo $f$ izražen v milimetrih.

2.2 Tipi in postavitve teleskopov

Glede na to, kako postavimo objektiv in okular ter kako svetloba izstopa iz teleskopa, poznamo različne izvedbe teleskopov. Za lečni teleskop je očitno, da postavimo okular za objektivom in gledamo skozi njiju. Pri zrcalnih teleskopih nastane slika, ki jo da objektiv – primarno zrcalo –, pred njim. Če bi jo opazovali tam, bi zastirali svetlobo, ki vstopa v teleskop. Zato moramo svetlobo privesti iz teleskopa drugje. Izvedb je več in so prikazane na sliki 2.7. Zrcalu, ki usmeri svetlobo iz teleskopa, rečemo sekundarno zrcalo.

Slika 2.7. Osnovne vrste lečnih in zrcalnih teleskopov.

Teleskop je postavljen na stojalo, ki mora biti dovolj trdno, da se teleskop ne trese. Poznamo dva osnovna tipa postavitve ali montaže teleskopa. Povezana sta s tem, da mora opazovani objekt ostati v zornem polju teleskopa, kar pomeni, da mora teleskop slediti dnevnemu vrtenju neba, ki je posledica vrtenja Zemlje.

Slika 2.8. Ekvatorialna (levo) in altazimutna (desno) montaža ali postavitev teleskopa.

V preteklosti so uporabljali ekvatorialno postavitev (slika 2.8): pri tej je ena os teleskopa usmerjena proti nebesnemu polu, druga je nanjo pravokotna. Ta postavitev je ugodna za sledenje dnevnemu vrtenju Zemlje, zaradi katerega nebesna telesa navidezno krožijo okoli nebesnega pola. Če teleskop ne bi sledil temu vrtenju, bi opazovani objekt kaj hitro pobegnil iz zornega polja teleskopa. Pri tej postavitvi je za sledenje objektov potrebna le počasna rotacija okoli osi, usmerjene proti polu. Slabost postavitve je, da je treba v začetku opazovanja teleskop natančno poravnati v tej smeri. Poleg tega stalno postavljeni teleskopi v tej postavitvi zahtevajo veliko prostora in s tem velike kupole.

Druga vrsta postavitve je altazimutna. V široko rabo je prišla šele z dostopnostjo računalnikov, saj je v tem primeru sledenje vrtenju neba nekoliko bolj zapleteno. Pri altazimutni postavitvi je teleskop postavljen na vodoravni podstavek in je vrtljiv okrog dveh osi, navpične in vodoravne. Postavitev je enostavnejša, manj podvržena neželenim povesom in potrebuje manj prostora v kupoli. Za sledenje navideznemu vrtenju nebesnih teles se mora teleskop vrteti z različnima hitrostma okoli obeh osi, poleg tega se slika suka. Za sledenje torej ni dovolj le en motorček, ampak potrebujemo miniračunalnik, ki pa je v sodobne ljubiteljske teleskope GO-TO že vgrajen.
Večina novejših velikih teleskopov ima altazimutno postavitev, medtem ko so v preteklosti uporabljali ekvatorialno postavitev.

2.3 Razvoj teleskopov za vidno svetlobo

Poleti leta 1609 je Thomas Harriot izvedel prva astronomska opazovanja s teleskopom. Nekaj mesecev kasneje mu je sledil Galileo Galilei. S tem se je začelo novo obdobje opazovalne astronomije. V dobrih 400 letih od 1609 do danes so teleskopi doživeli pravcati razcvet.

Sprva so poznali le teleskope za vidno svetlobo. Da bi zbrali čim več svetlobe, so poskušali narediti vedno večje. Pri razvoju lečnih teleskopov so naleteli na oviro, saj so imele velike leče nepravilnosti v zgradbi (npr. mehurčki v steklu), za povrh so bile še zelo težke, zato so se povešale in spreminjale obliko, kar je popačilo sliko. Ker je morala svetloba skozi lečo, so lečo lahko pritrdili le ob robu. Največji lečni teleskop v zgodovini je bil dokončan leta 1897 in stoji v Yerkesovem observatoriju blizu Chicaga v ZDA. Njegova glavna leča ima premer nekaj čez en meter, njegova cev je dolga kar 18 metrov. (Pred nekaj leti je leča s premerom 1,57 metra, ki je del kamere Observatorija Vere Rubin, postala največja doslej izdelana optična leča.)

Zaradi težav z lečnimi teleskopi so pri gradnji večjih teleskopov začeli uporabljati zrcala: ta so bila lahko tanjša od leč in podprta tudi od zadaj, da so bolje ohranjala obliko. Zrcalni teleskopi so tako dosegali večje premere. Grof Rosse je na Irskem zgradil največji teleskop 19. stoletja: imel je kovinsko zrcalo s premerom 1,8 metra in je postal znan kot “pošast iz Parsonstowna”.

Konec 19. stoletja je vizualna opazovanja in risanje videnega z roko zamenjalo slikanje na fotografske plošče, kar je bilo pomemben korak naprej. Poleg tega, da je bil to bolj objektiven način beleženja opazovanj, so lahko fotografske plošče osvetljevali dalj časa – tako zbiranje svetlobe je razkrilo šibkejše objekte in več podrobnosti.

V začetku 20. stoletja so v ZDA postavili observatorij na gori Mt. Wilson v bližini Los Angelesa. Tam so leta 1908 postavili 1,5-metrski (60-palčni) zrcalni teleskop in leta 1917 2,5-metrski (100-palčni) Hookerjev teleskop, ki je bil nadaljnjih 30 let največji teleskop na svetu. Z njim je, med drugim, Edwin Hubble izmeril razdaljo do spiralne meglice v ozvezdju Andromeda in ugotovil, da obstajajo še druge galaksije onkraj naše, kar je bilo eno temeljnih astronomskih odkritij 20. stoletja.

Leta 1948 je največji postal 5,1-metrski (200-palčni) Halov teleskop v observatoriju Palomar, prav tako v Kaliforniji. Njegovo zrcalo je imelo kar 40 ton. Halov teleskop je bil največji učinkoviti teleskop vse do leta 1993 (ruski 6-metrski BTA-6, dokončan 1975, ni nikoli dobro deloval) in deluje še danes.

Nadaljnji razvoj zrcalnih teleskopov je z novimi tehnologijami šel v tanjšanje zrcal, ki so imela tudi precej manjšo maso. Z razvojem računalnikov je postalo sledenje vrtenju neba v altazimutni postavitvi laže izvedljivo. Taka postavitev je bila ugodnejša, ker je potrebovala manj prostora in s tem manjše kupole.

Profesionalni teleskopi, zgrajeni v zadnjih desetletjih, so postavljeni v altazimutni postavitvi, njihova zrcala so v primerjavi s premerom zelo tanka. Zrcali teleskopov Gemini North (v observatoriju Mauna Kea na Havajih) in Gemini South (v observatoriju Cerro Pachón v Čilu) imata premer 8,1 metra, debelino 20 centimetrov in tehtata 24 ton. Tudi zrcala štirih enot Zelo velikega teleskopa (Very Large Telescope) Evropskega južnega observatorija ESO na planoti Paranal v Čilu so iz enega kosa in imajo premer 8,2 metra in debelino zgolj 17,5 centimetrov. Zrcali dveh Keckovih teleskopov v observatoriju Mauna Kea na Havajih, ki v premeru merita 10 metrov, sta sestavljeni iz 36 šesterokotnih kosov oz. segmentov (premer vsakega je 1,8 metra), ki so položeni drug zraven drugega in spominjajo na satovje ter delujejo kot eno samo zrcalo. Podobno je iz 36 kosov sestavljeno tudi 10,4-metrsko zrcalo Velikega kanarskega teleskopa (Gran Telescopio Canarias) v obervatoriju Roque de los Muchachos na kanarskem otoku La Palma, ki ima ta trenutek največji premer zrcala med optičnimi teleskopi. Zrcalo je sestavljeno iz 36 šesterokotnih segmentov s stranico 0,9 metra in debelino 8 centimetrov iz posebne steklokeramike zerodur, na katero je naparjena zelo tanka plast aluminija (ki odbija svetlobo).
V Čilu, na Cerru Armazones, Evropski južni observatorij ESO gradi Izjemno velik teleskop (Extremely Large Telescope – ELT), ki bo imel premer primarnega zrcala kar 39 metrov. Sestavljeno bo iz 798 šesterokotnikov, vsak s premerom okrog 1,4 metra in debelino 5 centimetrov.

Slika 2.9. Levo: Teleskop Symonyi v observatoriju Vere Rubin ima posebno optično zasnovo s tremi zrcali – primarno in terciarno zrcalo sta na isti osnovi (spodaj), sekundarno je zgoraj, okrog kamere, ki jo vidimo na sredini. Desno: Primerjava med velikostjo zornega polja teleskopa Symonyi in navidezno velikostjo polne Lune. Observatorij Vera Rubin bo v enem posnetku zajel za 40 polnih Lun velik del neba. Vir: Rubin Obs/NSF/AURA.

Nekateri teleskopi imajo poleg primarnega in sekundarnega zrcala tudi terciarno (tretje) zrcalo. Tak primer je teleskop Symonyi v Observatoriju Vere Rubin v Čilu. Posebno optično oblikovanje omogoča, da ima obenem velik premer zrcala (8,4 metra) in veliko zorno polje (9,6 kvadratnih stopinj). Z enim posnetkom pokrije del neba, v katerega bi lahko spravili približno 40 polnih Lun.

Konec 70. let 20. stoletja so v astronomiji pričeli uporabljati kamere CCD (CCD – Charge Coupled Device), podobne tistim v digitalnih fotoaparatih, a z več svetlobnimi elementi, boljšo občutljivostjo in manjšim šumom. Te imajo veliko boljši svetlobni izkoristek kot fotografske plošče (emulzije na njih), saj zaznajo tako rekoč vsak foton svetlobe. Kar so nekoč ob pregledu neba v observatoriju Palomar dosegli z enournim osvetljevanjem fotografskih plošč, lahko sedaj s CCD-jem naredijo v nekaj kratkih minutah. Prednost CCD-jev je tudi, da imajo (drugače kot fotografske emulzije) linearni odziv (npr., 2-krat več svetlobe da 2-krat višji signal), da je rezultat opazovanj viden takoj (ne šele po razvijanju fotografske plošče) in da so posnetki že takoj v digitalni obliki, primerni za nadaljnjo obdelavo in analizo z računalniškimi orodji.

Kamere CCD uporabljamo za slikanje astronomskih teles ter merjenje njihovih položajev (astrometrijo) in njihovih navideznih sijev (fotometrijo). Uporabljajo jih tudi v spektrometrih, ki, podobno kot steklena prizma, razcepijo svetlobo na valovne dolžine, da z njimi posnamejo spekter svetlobe. Iz njega lahko izvemo na primer temperaturo zvezde, njeno kemijsko sestavo, hitrost približevanja ali oddaljevanja.

Sodobni profesionalni teleskopi so postavljeni na posebej izbranih krajih. Daleč od svetlobnega onesnaženja naseljenih območij in na visoki nadmorski višini, kjer so nad inverzijsko plastjo (nad oblaki) in je več jasnega vremena. Na visoki nadmorski višini je med teleskopom in astronomskimi objekti tanjša plast Zemljinega ozračja in manj turbulenc v zraku, ki kvarijo kakovost opazovanja (seeing).
Pomembno je tudi, da je ozračje suho (ob tem je manj absorpcije svetlobe zaradi vodne pare v zraku) in mirno (stabilni vetrovi, brez turbulenc). Taki kraji so običajno visoki vrhovi vulkanskih otokov (npr. Mauna Kea na Havajih, Tenerife in La Palma na Kanarskih otokih) in kamnite puščave na višji nadmorski višini (npr. puščava Atacama v Čilu).

2.4 Teleskopi za različne valovne dolžine svetlobe

Dandanes vesolje opazujemo ne samo v vidni svetlobi, ampak tudi v drugih valovnih dolžinah elektromagnetnega valovanja. Tako dobimo celovitejšo sliko vesolja.

Slika 2.10. Spekter elektromagnetnega valovanja. Prirejeno po: Wikimedia Inductiveload, Nasa.

Vidna svetloba je zelo ozek del elektromagnetnega spektra (slika 2.10). V njej lahko proučujemo na primer zvezde, ki so podobne Soncu. Svetlobi, ki ima daljšo valovno dolžino (nižjo frekvenco) od vidne, rečemo infrardeča (IR) svetloba. Infrardeča svetloba razkriva hladne zvezde, nastajajoče planete in oddaljene galaksije. Še daljše valovne dolžine ( $\sim$ cm) imajo mikrovalovi in še daljše (m–km) radijski valovi. Prvi razkrivajo prasevanje, drugi nekatere aktivne galaksije in hladen, medzvezdni plin.

Krajše valovne dolžine od vidne svetlobe (višje frekvence) imajo ultravijolična (UV) svetloba, rentgenska svetloba in svetloba (ali tudi sevanje) gama (γ). Ultravijolično svetlobo oddajajo na primer vroče, mlade zvezde, rentgensko svetlobo aktivne galaksije, supernove, pulzarji in dvojni sistemi zvezd in črnih lukenj. Svetlobo gama oddajajo nekateri pulzarji in najmočnejše eksplozije masivnih zvezd – izbruhi sevanja gama. Na srečo (za življenje na Zemlji) Zemljino ozračje zadrži tovrstno svetlobo, saj bi sicer visokoenergijski fotoni UV, rentgenske svetlobe in svetlobe gama poškodovali celice. Za astronomijo to pomeni, da moramo za detekcijo teh vrst svetlobe, ki prihajajo iz vesolja, poslati ustrezne instrumente nad Zemljino ozračje.

Slika 2.11. Prepustnost Zemljinega ozračja: ozračje prepušča vidno svetlobo, del ultravijolične in del infrardeče (temu območju valovnih dolžin rečemo optično okno) in radijske valove (radijsko okno). Prirejeno po: Nasa.

Slika 2.11 prikazuje, do katere nadmorske višine uspe prodreti določeni vrsti elektromagnetnega valovanja. Vidimo lahko, da poleg vidne svetlobe skozi ozračje do površja pride tudi radijska svetloba (razen radijskih valov z valovno dolžino nad 30 m, ki se odbijajo od Zemljine ionosfere nazaj v vesolje). Na površju Zemlje zato postavljajo teleskope za vidno svetlobo in posebne radijske teleskope ali antene.

Ker ozračje prepušča radijsko svetlobo, se je razvoj radijske astronomije lahko pričel že pred začetkom vesoljske dobe (ki se je pričela z izstrelitvijo Sputnika, prvega Zemljinega umetnega satelita, leta 1957). Karl Jansky je z radijsko anteno leta 1933 zaznal radijske valove iz središčnega dela naše Galaksije. Grote Reber, ki ga je spodbudilo Janskyjevo odkritje, je leta 1937 postavil 9-metrski radijski teleskop in z njim opravil prvi pregled neba v radijskih frekvencah. Sledila je kopica radijskih teleskopov. Več kot 50 let je bil največji radijski teleskop 305-metrski Arecibo, zgrajen v vrtači v Portoriku (leta 2020 se je podrl). Od leta 2016 je največji radijski teleskop FAST na Kitajskem, ki ima premer zbiralnega krožnika 500 m.

Kotna ločljivost radijskih teleskopov je razmeroma slaba (glej enačbo (2) za $\lambda \sim 1$ m), zato signal sestavijo iz več radijskih anten z interferometrijo in tako povečajo kotno ločljivost. Interferometrično povezan niz anten deluje (kar se tiče ločljivosti) kot ena velika antena s premerom, ki ustreza največji razdalji med antenami v nizu. Primeri takih nizov so: LOFAR (LOw-Frequency Array for Radio astronomy), ALMA v Čilu (ALMA – Atacama Large Millimeter/submillimeter Array – Veliko milimetrsko/podmilimetrsko polje v Atacami) in EHT (Event Horizon Telescope).

Skozi vrhnje plasti ozračja vse do visokih nadmorskih višin uspe prodreti bližnji infrardeči svetlobi (slika 2.11), pri čemer se “bližnja” nanaša na to, da je po valovni dolžini blizu vidni svetlobi. Teleskopi za bližnjo infrardečo svetlobo se tako v observatorijih na visokih in suhih krajih (kjer je malo vodne pare, ki absorbira infrardečo svetlobo).

Za detekcijo drugih vrst elektromagnetnega valovanja moramo poslati detektorje nad Zemljino ozračje. Do višine 35 km jih lahko ponesejo baloni, za kratek čas (za nekaj minut, preden padejo spet nazaj na tla) tudi rakete.
Najboljša rešitev so instrumenti in detektorji na satelitih. Nekatere astronomske satelite postavijo v nizko tirnico okoli Zemlje (npr. Hubblov vesoljski teleskop na višini 570 km nad površjem), druge na višje (XMM-Newton), nekatere v tirnico okoli Sonca (STEREO, SOHO v posebni Lagrangeevi točki L1), nekatere (Gaia, Vesoljski teleskop Jamesa Webba) v Lagrangeevo točko L2, ki je 1,5 milijona kilometrov daleč “za” Zemljo (na nasprotni strani Zemlje kot Sonce). Danes imamo satelite za detekcijo vseh vrst elektromagnetnega valovanja iz vesolja, saj se je tudi za tiste, ki sicer pridejo do Zemljinega površja, ugodno izogniti motnjam, ki jih povzroča Zemljino ozračje, in jih opazovati nad njim.

Za zbiranje svetlobe različnih valovnih dolžin potrebujemo različne vrste teleskopov z ustreznimi detektorji. Za zbiranje nizkoenergijske rentgenske svetlobe uporabljamo posebna zrcala, ki je ne odbijajo, ampak postopoma usmerjajo. Za zbiranje visokoenergijskih rentgenske svetlobe in svetlobe gama ne moremo uporabiti kar zrcal ali anten, podobnih radijskim, saj ima ta vrsta svetlobe tako majhno valovno dolžino, da gre kar skozi (med atomi) te snovi. Za detekcijo teh vrst svetlobe potrebujemo posebne vrste detektorjev (polprevodniški, scintilatorji), ki so bolj podobni tistim, ki se uporabljajo pri poskusih v fiziki osnovnih delcev kot v klasični astronomiji.

NASTANEK ASTRONOMSKIH POSNETKOV

Verjetno ste že kdaj občudovali lepo astronomsko fotografijo. Kako nastane?

Že dolgo preden svetloba vstopi v naš teleskop, oko ali kamero, zapusti oddaljeno zvezdo, meglico, galaksijo ali drugo astronomsko telo in se poda na pot do nas oz. naših detektorjev. Na tej poti se lahko sipa in absorbira v medgalaktičnih ali/in medzvezdnih oblakih plina in prahu. Do Zemlje je pride le del – katere valovne dolžine so v tej svetlobi zastopane, je odvisno od prvotnega spektra telesa (katere vrste svetlobe in koliko je oddaja, odbija in absorbira) in od sipanja in absorpcije na poti, ki del svetlobe “odstranita” – katere in koliko, je odvisno od valovne dolžine svetlobe, sestave, količine in velikosti delcev plina in prahu v medgalaktičnih in medzvezdnih oblakih.

Če opazujemo s teleskopi na Zemljinem površju, mora svetloba, preden jo zaznamo, še skozi Zemljino ozračje. V njem se dodatno sipa in absorbira na molekulah zraka, vodni pari in drugih drobnih delcih. Ti procesi so odvisni od valovne dolžine svetlobe, sestave ozračja in velikosti delcev v njem.

S teleskopi za vidno svetlobo zberemo svetlobo in jo usmerimo na ustrezne detektorje. Nekoč je bil detektor človeško oko, zatem fotografske plošče in filmi, danes so to astronomske kamere CCD in CMOS. Le-te so občutljive na svetlobo v določenem razponu valovnih dolžin (a znotraj tega razpona ne ločijo različnih valovnih dolžin) in v nasprotju s kamerami v digitalnih fotoaparatih in pametnih telefonih dajejo le “brezbarvne” oz. črno-bele slike. (Z digitalno kamero v pametnem telefonu, ki jo prislonite k teleskopu, lahko dobite barvno sliko, ker je ta kamera narejena tako, da ločeno zaznava različne barve svetlobe.)

Preden gre svetloba na astronomsko digitalno kamero, ji na pot pogosto nastavimo različne barvne filtre, ki prepuščajo le svetlobo določenih valovnih dolžin (npr. modri, zeleni, rdeči filter). Na ta način izvemo več o barvi in temperaturi opazovanega telesa. “Črno-bele” posnetke, narejene v različnih barvnih filtrih, lahko ustrezno “pobarvamo” (modrega modro, rdečega rdeče itd.) in sestavimo ter tako dobimo barvno sliko (slika 2.12). Na tak način dobijo barvne posnetke s Hubblovim vesoljskim teleskopom; ti so še posebej ostri, ker so narejeni nad ozračjem.

Slika 2.12. Fotografija galaksije NGC 1512 s Hubblovim vesoljskim teleskopom, sestavljena iz posnetkov v različnih barvnih filtrih. Vir: Nasa/ESA

Podobno metodo uporabljajo tudi pri opazovanjih pri valovnih dolžinah, ki jih človeško oko ne zazna. Z ustreznimi detektorji zaznajo npr. gama, rentgensko, ultravijolično, infrardečo ali radijsko svetlobo, ki prihaja z nekega objekta, in nastale podatke prikažejo na sliki, ki jo “pobarvajo” tako, da se čim bolje vidijo podrobnosti in razlike v svetlosti posameznih delov. Posnetke pri različnih valovnih dolžinah velikokrat tudi sestavijo, da pokažejo, kako različno (ali podobno) je videti neko telo v npr. rentgenski, vidni in radijski svetlobi. Nekateri se pritožujejo, da so astronomske slike pobarvane umetno, ampak zunaj vidne svetlobe drugače niti ne gre, saj v valovnih dolžinah, ki jih naše oči ne zaznavajo, “naravnih” barv ni.

License

Icon for the Creative Commons Attribution-ShareAlike 4.0 International License