V prejšnjem poglavju smo obravnavali, kaj se dogaja s svetlobo nebesnih teles na poti skozi Zemljino ozračje. Ko svetloba naposled doseže Zemljino površje, jo moramo zbrati in zaznati.

Tisočletja so ljudje svetlobo zvezd in planetov opazovali — zbirali in zaznavali — zgolj s prostim očesom. Človeške oči so se razvile prav za opazovanje vidne svetlobe (o delovanju očesa več v poglavju Barve v astronomiji). Imajo relativno majhno zbiralno površino, zato z njimi ne moremo videti manj svetlih nebesnih teles. Oko za vsako ustvarjeno sliko v naših možganih svetlobo zbira zelo kratek čas (približno desetinko sekunde), kar še dodatno omeji možnost opazovanja manj svetlih (pogovorno tudi temnih ali šibkih) teles.

Pravo revolucijo v astronomiji je prineslo odkritje teleskopa (slika 6.1). Večina tega poglavja je namenjena opazovanju s teleskopi za vidno svetlobo. Opisali bomo osnovne lastnosti teleskopov, vrste teleskopov in montaž. Na koncu bomo na kratko omenili tudi teleskope, s katerimi opazujemo v drugih delih elektromagnetnega spektra.

Zbiralna površina

Teleskop si lahko poenostavljeno predstavljamo kot lijak za svetlobo. Objektiv zbira svetlobo in jo usmerja na goriščno ravnino, od koder gre naprej v detektor (oko ali kamero). Večji objektiv oziroma zbiralna površina zajame več svetlobe. Več svetlobe omogoči opazovanje temnejših nebesnih teles. Zbrani svetlobni tok (količina zbrane svetlobne energije na enoto časa) je sorazmeren površini zbiralne površine . Če je objektiv krog s polmerom , je svetlobni tok .

Primerjajmo oko in teleskop z okroglo zbiralno površino premera 10 cm. Normalna človeška zenica ima ponoči, ko je oko že prilagojeno na temo, premer od 4 do 8 mm — privzemimo srednjo vrednost 6 mm. Razmerje med količino svetlobe, ki jo na enoto časa zbere omenjeni teleskop, in količino svetlobe, ki jo zbere oko, je:

(1)  

Majhen teleskop, s premerom zbiralne površine 10 cm, torej zbere 70-krat več svetlobe kot oko.

Nastanek slike

Teleskop zbere svetlobo in ustvari sliko opazovanega telesa, ki jo nato opazujemo z očesom ali kamero.

Prvemu delu teleskopa, ki zbira svetlobo in ustvari sliko, pravimo objektiv. Za objektiv lahko uporabimo zbiralno lečo ali konkavno (vbočeno) zrcalo. Glede na objektiv poznamo dva osnovna tipa teleskopov^[1]: lečni teleskop ali refraktor ima za objektiv lečo, zrcalni teleskop ali reflektor ima za objektiv zrcalo. Velikost objektiva določa velikost zbiralne površine teleskopa in ji rečemo tudi odprtina teleskopa. Običajno je objektiv okrogle oblike in velikost odprtine podajamo s premerom objektiva .

Koncept nastanka slike, ki jo daje objektiv, je prikazan na sliki 3.2. Privzemimo, da opazujemo dve točkasti telesi, ki sta na nebu za kot narazen. Za astronomsko opazovanje lahko privzamemo, da so opazovana telesa neskončno daleč in da so žarki svetlobe, ki prihajajo z vesoljskih teles v teleskop (telesa jih bodisi oddajajo bodisi odbijajo), med seboj vzporedni^[2].

Svetlobni žarki vstopijo v odprtino oziroma objektiv teleskopa, ki jih zbere in ustvari sliko na goriščni ravnini. Razdaljo med objektivom in goriščno ravnino imenujemo goriščna razdalja .

Merilo slike

S pomočjo slike 6.2 lahko ugotovimo velikost slike v goriščni ravnini . Če sta opazovani točkasti telesi na nebu za kot narazen oz. če je kotna velikost opazovanega nebesnega telesa , sledi, da je :

(2)  

Pri tem smo v zadnjem koraku upoštevali, da je kot običajno zelo majhen in smemo uporabiti približek , pri čemer je izražen v radianih. Iz tega izraza lahko sklepamo naslednje: če želimo dobro videti podrobnosti (želimo čim večjo sliko pri danem kotu ), potrebujemo teleskop z veliko goriščno razdaljo .

Izračunamo lahko merilo slike , ki je razmerje med kotom in velikostjo slike in pove, kolikšnemu kotu na nebu ustreza ena enota slike. Merilo slike običajno podajamo v kotnih sekundah na milimeter:

(3)  

Pri tem smo v zadnjem koraku pretvorili radiane v kotne sekunde.

Goriščno razmerje

Goriščno ali fotografsko razmerje (t.i. f-ratio) je razmerje med goriščno razdaljo f in velikostjo odprtine D:

(4)  

Običajno je podano v obliki f/n (npr. f/8). V fotografskih krogih govorijo o goriščnem razmerju kot o “hitrosti objektiva”. Večje ko je goriščno razmerje, počasnejši je teleskop. V tem primeru bo namreč merilo slike (enačba 3) manjše in slika v goriščni ravnini večja. Posledično bo svetloba razporejena prek večje površine in količina svetlobe, ki bo padla na določen del slike, bo manjša. Zato bo za dosego dobre slike nekega nebesnega telesa (da dobimo dovolj svetel posnetek) le-to treba opazovati dalj časa v primerjavi s teleskopom, ki ima manjše goriščno razmerje.

Ločljivost teleskopa

V začetku 19. stoletja so opazili, da slika, ki jo pri opazovanju svetle zvezde ustvari teleskop, ni točka, kot bi morda naivno pričakovali. Namesto svetle točke so videli majhen svetel disk, obkrožen z več koncentričnimi kolobarji (slika 6.3). Osrednji disk imenujemo Airyjev disk, po Georgeu Biddellu Airyju, ki je prvi pojasnil pojav. Airyjev disk in obroči so preslikava okrogle odprtine na goriščno ravnino (odprtina drugačne oblike preslika točko v drugačen vzorec), kar je posledica uklona svetlobe.

Koncentrični obroči so temnejši od osrednjega diska. Teoretično je v osrednjem disku zbrano 84 svetlobe, ki jo oddaja točkasto telo. Prvi obroč vsebuje le okoli 2 svetlobe, naslednji še manj.

Velikost Airyjevega diska vpliva na ločljivost teleskopa. Ločljivost pove, kolikšna mora biti razdalja med dvema točkama na nebu, da ju še vedno lahko razločimo na sliki. Odprtina dve točki na nebu preslika v dva Airyjeva diska s pripadajočimi obroči. Dve točki na nebu še lahko razločimo, če vrh Airyjevega diska prve točke pade na temno mesto med vrhom drugega Airyjevega diska in njegovim prvim obročem — glej sliko 6.4.

Matematično se da pokazati, da velja:

(5)  

Pri tem je valovna dolžina opazovane svetlobe, D pa premer objektiva (oboje v metrih). Kot je teoretična (uklonska) ločljivost teleskopa, podana v radianih.

Žal že malo večji teleskopi na površju Zemlje ne morejo doseči teoretične ločljivosti. Vzrok je seeing, o katerem smo govorili v prejšnjem poglavju. Zaradi spreminjanja razmer v ozračju se pot svetlobe skozi ozračje na zelo kratki časovni skali malenkost spreminja. Ko pogledamo skozi teleskop ali posnamemo sliko s kamero, je zaradi seeinga (migotanja ozračja) slika neostra oziroma razmazana. Merilo za seeing je kot, za katerega je razmazana oziroma povečana slika točkastega svetila (zvezde) na nebu. Razmazanost na najboljših astronomskih lokacijah na svetu (v puščavi Atacama v Čilu, na vrhovih ognjeniških otokov) redko preseže 0,5. Na malo slabših, a še vedno dobrih lokacijah je točkasto svetilo razmazano za okoli .

Vizualno opazovanje

Mnogi se z astronomskimi teleskopi prvič srečajo na šolskem ali javnem astronomskem opazovanju. Tedaj nebesna telesa opazujejo tako, da prislonijo oko k okularju teleskopa in pogledajo vanj. Pri vizualnem opazovanju s teleskopom ne opazujemo slike v goriščni ravnini, ampak sliko, ki jo iz goriščne ravnine okular preslika v naše oči. Koncept je prikazan na sliki 6.5, kjer smo za primer vzeli zelo preprost lečni teleskop.

Svetlobo objektiv najprej preslika v goriščno ravnino. Žarki za ravnino divergirajo. V sistem je postavljen okular, to je leča, ki divergentne žarke pretvori v vzporedne. Žarki nato potujejo skozi lečo v očesu, ki ustvari sliko na mrežnici. Tako okular kot objektiv sta v praksi sestavljena iz več leč, s čimer popravimo določene nepravilnosti leč.

Pri vizualnem opazovanju s teleskopom je v uporabi izrazoslovje, ki ga boste nedvomno slej ko prej srečali. Pogosto je omenjena povečava. S slike 6.5 razberemo, da je velikost slike v goriščni ravnini enaka . Ker je to tudi velikost “predmeta”, ki ga opazujemo skozi okular, sledi . Opazovalka skozi teleskop torej dve točki na nebu vidi ločeni za kot . Slika je povečana. Povečavo definiramo kot razmerje teh dveh kotov:

(6)  

Omenjanja povečave v profesionalni astronomiji ne boste našli, temveč le v ljubiteljski astronomiji. To izkoriščajo tudi nekateri prodajalci teleskopov, ki med drugim kot kvaliteto teleskopa navajajo njegovo povečavo. A zmogljivost teleskopa določajo le velikost zbiralne površine, goriščna razdalja in njegov tip; povečavo samo lahko spremenimo z uporabo različnih okularjev.

Lečni teleskopi

Prvi teleskopi so bili lečni (refraktorski). Lečni teleskopi imajo za objektiv lečo, ki sliko oddaljenega predmeta zaradi loma svetlobe (refrakcije) preslika v gorišče. Leče imajo dve veliki omejitvi:

• Lomni količnik stekla je odvisen od valovne dolžine svetlobe. To pomeni, da je goriščna razdalja odvisna od valovne dolžine (goriščna razdalja se povečuje z valovno dolžino), čemur pravimo barvna aberacija. Slika zvezde v tem primeru ne bo nikoli povsem izostrena, razen če jo opazujemo s filtrom v zelo ozkem območju valovne dolžine. Če goriščno ravnino vzamemo za goriščno ravnino modre svetlobe, bomo dobilo sliko, na kateri imajo zvezde rdeč halo. Aberacijo lahko delno odpravimo s postavitvijo dodatnih leč za objektivom.
• Druga vrsta težav je povezana s tem, da želimo imeti čim večje odprtine teleskopov in s tem velike leče. Težko je izdelati veliko lečo, ki ne bi imela takšne ali drugačne napake v materialu. Da gre svetloba lahko skozi lečo, je lahko leča podprta le na robovih. Ker imajo velike leče veliko maso, se povešajo pod lastno težo, kar privede do popačenja slike in aberacije. Večja leča je tudi debelejša, s tem pa absorbira več svetlobe.

Velike leče

Največjo lečo na svetu je do nedavnega uporabljal Švedski teleskop za opazovanje Sonca na La Palmi. Njegova leča ima premer 109 cm, a le 98 centimetrov se uporablja za zbiranje svetlobe. Zato se običajno kot največji lečni teleskop omenja teleskop observatorija Yerkes v Wisconsinu (ZDA), ki se ponaša s 102 cm veliko lečo. Teleskop je prikazan na spodnji sliki. Od pred kratkim je največja optična leča s premerom 1,57 metra, ki je del kamere Observatorija Vere Rubin.

 

Zrcalni teleskopi

V 20. stoletju so primat profesionalnih teleskopov prevzeli zrcalni teleskopi. Zrcala so lahko iz lažjih snovi in imajo le na eni površini tanek sloj materiala, ki odbija svetlobo (aluminij, zlato ali srebro). Tako imajo lahko pri enakem premeru vstopne odprtine manjšo maso. Ker svetloba ne potuje skozi zrcala, jih je mogoče podpreti s spodnje strani in se zato manj ukrivljajo zaradi lastne teže. Čeprav niso brez optičnih napak, nimajo barvne aberacije. Običajno so narejena iz materiala, ki se pri spremembi temperature razmeroma malo razteza ali krči.

Ukrivljeno krogelno zrcalo odbije svetlobo in ustvari sliko v gorišču. Če želimo, da je gorišče za vse svetlobne žarke v isti točki^[3], mora biti oblika zrcala parabolična. Pri zrcalih in lečah poznamo še aberacije, povezane s sliko teles, ki niso na optični osi (koma, astigmatizem, popačenje polja), o katerih tukaj ne bomo govorili.

Objektiv zrcalnega teleskopa ustvari sliko v gorišču. Rečemo mu primarno gorišče. Če želimo nastalo sliko posneti ali videti, moramo svetlobo preusmeriti iz teleskopa. Prvi je to uspešno naredil Isaac Newton (slika 6.8) — takšen tip teleskopa sedaj poznamo kot Newtonov teleskop. V tem primeru odbiti svetlobi spremenimo smer tako, da v teleskop vstavimo sekundarno ravno zrcalo, s čimer ji smer spremenimo za 90 stopinj.

Newtonov tip teleskopa je priljubljen med ljubiteljskimi astronomi in astronomkami, a postane za večje teleskope nepraktičen. V večjih teleskopih postavijo v primarno gorišče (hiperbolično ali parabolično) zrcalo, ki svetlobo odbije v sekundarno gorišče, kamor postavimo instrument ali kamero. Takšen tip teleskopa je priljubljen tudi zato, ker omogoča veliko goriščno razdaljo kljub majhni dolžini teleskopa.

Postavitve teleskopov

Na sliki 6.9 sta prikazani dve postavitvi teleskopov, ki se uporabljata v praksi, in sta povezani z dvema osnovnima koordinatnima sistemoma, ekvatorskim in horizontnim.

Ekvatorialna postavitev. Teleskop je postavljen tako, da je ena os usmerjena proti severnemu nebesnemu polu (v bližino Severnice) in druga os pravokotna na prvo. S to postavitvijo teleskop enostavno sledi navideznemu vrtenju neba zaradi vrtenja Zemlje (teleskop se vrti samo okoli osi, poravnane z nebesnim polom). Slabost postavitve je relativno zapleten mehanizem; teleskop za ohranjanje ravnovesja potrebuje tudi utež. Takšen teleskop zavzame veliko prostora, zato mora biti tudi kupola (če jo imamo) velika.

Altazimutna postavitev. Teleskop je vrtljiv okoli dveh osi: navpične in vodoravne. Za sledenje nebesnemu telesu se mora vrteti okoli obeh osi, in to z različno hitrostjo. V dobi računalnikov to ni težko doseči. Danes ima velika večina profesionalnih teleskopov to postavitev, saj zavzame manj prostora, potrebuje manjšo kupolo in je zaradi enostavnejšega mehanizma cenejša od ekvatorialne postavitve.

Lokacije teleskopov

Tako kot sam teleskop je za dobro opazovanje pomembna tudi lokacija teleskopa. Za opazovanje potrebujemo jasno in temno nebo s čim manj svetlobnega onesnaženja (izjemi sta opazovanje Sonca, ki poteka podnevi, in Lune, ki je tako svetla, da jo vidimo tudi iz svetlobno onesnaženih območij). Bolje je, če opazujemo na planoti oziroma na območju brez večjih ovir na obzorju.

Profesionalni observatoriji stojijo na visoki nadmorski višini, na krajih, ki so običajno nad plastjo oblakov. Više ko so, manj ozračja je med njimi in vesoljem, ki bi motilo opazovanje. Tri najboljše lokacije za astronomsko opazovanje so puščava Atacama v Čilu in vršaci Kanarskih otokov in Havajev. V vseh primerih gre za območja, kjer je večino leta jasno vreme in vlažnost zraka nizka.

Kljub številnim tehnološkim rešitvam se teleskopi na površju Zemlje ne morejo izogniti Zemljinemu ozračju in motnjam, ki jih povzroča pri astronomskem opazovanju. Poleg tega svetlobe določenih delov elektromagnetnega spektra ne moremo opazovati skozi ozračje, ker je le-to ne prepušča (glej poglavje Pot svetlobe skozi ozračje). Zato je treba za celovito sliko vesolja teleskope poslati tudi v vesolje, nad ozračje. To nam omogoča sodobna raketna tehnologija. Teleskopi so v vesolju na različnih tirnicah. Nekateri so na tirnicah okoli Zemlje. Tak primer je Vesoljski teleskop Hubble, ki se giblje okoli Zemlje na povprečni višini okoli 540 kilometrov. Nekaj teleskopov je tudi na Mednarodni vesoljski postaji. Nekateri teleskopi so bolj oddaljeni od Zemlje; priljubljena lokacija je tako imenovana druga Lagrangeeva točka, 1,5 milijona kilometrov daleč od Zemlje.

Opazovanje izven vidnega dela spektra svetlobe

Svetloba različne valovne dolžine se različno obnaša pri interakciji s snovjo, zato se teleskopi in instrumenti, namenjeni za opazovanje svetlobe v različnih delih elektromagnetnega spektra, med sabo lahko precej razlikujejo.

Začnimo z infrardečo svetlobo, ki ima valovno dolžino, daljšo od rdeče svetlobe. Na Zemlji lahko opazujemo le del infrardečega spektra, preostali del lahko opazujemo nad ozračjem. Teleskopi za infrardečo svetlobo so podobni teleskopom za vidno svetlobo, le da morajo biti njihovi instrumenti hlajeni na nizko temperaturo^[4]. Teleskopi v vesolju za ohranjanje nizke temperature in preprečevanje segrevanja zaradi Sončeve svetlobe običajno uporabljajo velike ščite (tak primer je Vesoljski teleskop James Webb, ki ima ščit, velik kot teniško igrišče).

Teleskopi za opazovanje mikrovalov in radijskih valov so antene, ki zbirajo valove in jih zapišejo v digitalno obliko. Ker ozračje mikrovalove nekoliko absorbira, so teleskopi za opazovanje mikrovalov na veliki nadmorski višini (npr. mreža teleskopov ALMA). Teleskopi za radijsko svetlobo teh težav nimajo. Posebnost radijskih teleskopov je, da lahko z njimi opazujemo dan in noč in tudi v oblačnem vremenu. Težava opazovanja radijskih valov pa je radijsko onesnaženje zaradi človeških aktivnosti in komunikacije. Radijski teleskopi zato stojijo na posebnih območjih, kjer je prepovedno oddajanje radijskih valov (pri določeni frekvenci oziroma valovni dolžini). Žal se radijski teleskopi ne morejo izogniti satelitom, ki z Zemljo komunicirajo z radijskimi valovi in tako predstavljajo hud vir onesnaženja (sateliti so vse večji vir onesnaženja tudi za opazovanje v vidni svetlobi).

Na drugi strani vidnega dela elektromagnetnega spektra je ultravijolična svetloba — to zajamemo s podobnimi teleskopi (in podobnimi kamerami), kot so tisti za vidno svetlobo. Še krajšo valovno dolžino od ultravijolične svetlobe ima rentgenska svetloba. Njena valovna dolžina je tako kratka, da gre svetloba enostavno skozi snov, razen če nanjo pade pod majhnim kotom glede na površino. Za opazovanje v rentgenski valovni dolžini se zato uporablja posebna zrcala, ki svetlobo nežno vodijo do gorišča.

Rentgenske svetlobe najkrajše valovne dolžine in sevanja gama pa ne moremo ujeti s klasičnimi teleskopi, temveč uporabljamo posebne detektorje, ki so bolj podobni detektorjem, ki jih uporabljajo v fiziki osnovnih delcev, kot pa astronomskim teleskopom.

Velja omeniti še lovljenje fotonov najvišje energije ( GeV). Takšni visokoenergijski fotoni so zelo redki in nastanejo pri eksploziji supernov in v bližini aktivnih galaktičnih jeder. Mogoče so povezani tudi s temno snovjo. Visokoenergijske fotone detektiramo sekundarno, to je prek vidne svetlobe. Visokoenergijski foton interagira z molekulami v ozračju, pri čemer nastane veliko delcev. Zaradi visoke energije ti delci skozi ozračje potujejo hitreje od svetlobe (hitrost svetlobe v ozračju je manjša od hitrosti svetlobe v vakuumu) in zato oddajajo šibke in kratke bliske vidne svetlobe. Takšni svetlobi pravimo tudi sevanje Čerenkova. Trenutno je v gradnji mreža teleskopov Čerenkova (CTAO): več kot 60 teleskopov različne velikosti bo stalo na dveh lokacijah, pri Evropskem južnem observatoriju v Čilu in na otoku La Palma. Z mrežo teleskopov bodo astronomi poleg detekcije visokoenergijskih fotonov lahko izmerili tudi položaj na nebu, od koder je foton prišel, kar je bistveno za povezavo posameznih fotonov z astronomskimi pojavi (npr. supernove, supermasivne črne luknje).