Ďalekohľad

Ďalekohľad

1.1 História ďalekohľadu
Prvý ďalekohľad bol vynájdený v roku 1608 v Holandsku. Krátko nato sa o tomto vynáleze dozvedel Galileo Galilei a v roku 1609 zostrojil podľa návodu prvý astronomický ďalekohľad, s ktorým spravil prvé objavy. Odvtedy sa objavili viaceré typy najrôznejších viac menej úspešných konštrukcií

1.2 Ako funguje?
V astronómií patria ďalekohľady medzi najpoužívanejšie prístroje. Všetky spája základná funkcia: sústrediť do oka pozorovateľa viac svetla, približovať vzdialené predmety, tz. umožniť ich pozorovať pod zdanlivo väčším uhlom ako pod ktorým sú viditeľné prostým okom.

Podľa použitého okuláru môžeme rozlíšiť dva typy ďalekohľadov- Galileho a Keplerov. Galileho okulár je tvorený objektívom-spojkou a okulárom-rozptylkou (šošovkou so zápornou ohniskovou vzdialenosťou). Obrazové ohnisko objektívu a predmetové ohnisko okuláru sú totožné (predmetové a obrazové ohnisko rozptylky je vzájomne vymenené, tzn. predmetové ohnisko je vpravo od šošovky). Vďaka tomu je konštrukčná vzdialenosť Galileho ďalekohľadu menšia ako Keplerovho. Objektív láme dopadajúci rovnobežný zväzok tak, aby vytvoril výškovo a stranovo obrátený obraz vo svojej ohniskovej rovine. Skôr ako je obraz vytvorený, zachytí ho okulár, ktorý ho láme tak, že vychádza rovnobežne. Pri tomto type ďalekohľadu je obraz výškovo aj stranovo správne orientovaný. Objektív síce vytvára obraz stranovo a výškovo prevrátený, ale okulár ho opäť prevráti do správnej polohy.  Pri Keplerovom ďalekohľade je objektív i okulár spojená šošovka. Na objektív dopadá rovnobežný zväzok svetla zo vzdialeného objektu. V súlade zo zobrazovacou rovnicou je za objektívom vytvorený jeho výškovo a stranovo prevrátený obraz. Pre hviezdu, ktorá je z tohto pohľadu prakticky v nekonečne, je obraz vytvorený v ohniskovej rovine objektívu. V tomto prípade okulár plní tú istú funkciu ako lupa. Ak vstupuje do takejto sústavy rovnobežný lúč, bude aj vystupujúci lúč rovnobežný. Ide o tzv. afokálnu sústavu.

Základným parametrom každého ďalekohľadu je relatívny otvor jeho objektívu. Pre objekt v nekonečne to je pomer jeho priemeru k jeho ohniskovej vzdialenosti. Čím je jeho hodnota väčšia, tým je daný objektív svetelnejší ( tým je obraz jasnejší). Pri dvojnásobnej ohniskovej vzdialenosti je pozorovaný objekt zobrazovaný v obrazovej rovine objektívu na štvornásobok plochy. Ďalšou vlastnosťou je svetelnosť objektívu. Svetelnosť na rozdiel od objektívu závisí aj od ďalších faktorov (počtu jednotlivých aktívnych plôch, stratách svetla absorpciou vo vnútri šošovky a odrazoch na optických rozhraniach..). Dôležitým parametrom je i rozlišovacia schopnosť. Ide o uhol, o ktorý musia byť vzdialené 2 body, aby boli rozlíšiteľné. Bodový obraz hviezdy nie je zobrazený ako bod, ale ako kruhová plocha – Airyho disk, okolo ktorého sú pri veľkých zväčšeniach sústredné kružnice. Na rozlíšenie dvoch bodov existuje  tzv. Raygleiho kritérium, ktoré udáva uhol ,kedy by sa 2 blízke body dotýkali svojimi Airyho diskmi. Pri kvalitných optických sústavách sa však dajú rozlíšiť aj dva prekryté objekty. V tomto prípade uvažujeme o tzv. Dawesovom kritériu. Z neho vyplýva, že rozlišovacia schopnosť nezávisí od zväčšenia ďalekohľadu. Zásadnou podmienkou je, aby celková rozlišovacia schopnosť na výstupe z ďalekohľadu mala väčšiu hodnotu, ako je aktuálna rozlišovacia schopnosť oka. Zdanlivú uhlovú veľkosť detailu zistíme ľahko. Pri malých uhloch stačí vynásobiť uhlový rozmer pozorovaného detailu použitým zväčšením prístroja. Napr. pri pozorovaní detailu 5“ a zväčšení 100x sa bude na výstupe tento detail javiť pod uhlom 500“. Rozlišovacia schopnosť oka za bežných podmienok má strednú hodnotu cca 60“. Pri poklese jasu odrazu vzrastá na dvoj- až päťnásobok svojej hodnoty.Z toho vyplýva, že zväčšenie musí byť úmerné pozorovanému objektu i aktuálnej rozlišovacej schopnosti.

Ďalekohľad s väčším priemerom objektívu dokáže sústrediť do oka pozorovateľa viac svetla. Ďalekohľad s priemerom 50mm má plochu takmer 20cm2. Úmerne  s týmto rastie i svetelný zisk. Ten sa najčastejšie charakterizuje najslabšou hviezdnou veľkosťou, ktorú za ideálnych podmienok daným prístrojom ešte dokážeme rozpoznať – medzná hviezdna veľkosť prístroja.
 
1.3  Druhy astronomických ďalekohľadov
V zásade môžeme rozdeliť ďalekohľady do troch základných skupín:
– refraktory, reflektory a katadioptrické systémy
 
1.3.1  Refraktory
Refraktory sú ďalekohľady, v ktorých je objektív i okulár zostavený zo šošoviek. Prvé ďalekohľady sa skladali len z dvoch šošoviek. Takéto jednoduché konštrukcie mali viacero optických chýb. Väčšinu týchto chýb môžeme odstrániť zaradením ďalších korekčných prvkov -šošoviek do optickej sústavy. Asi najvážnejšou chybou jednoduchých šošovkových objektívov je ich farebná chyba. Vieme, že rôzne vlnové dĺžky majú rôzny index lomu. To sa využíva napr. pri disperzných hranoloch. Farebnú chybu možno kompenzovať kombináciou dvoch šošoviek vyrobených z rôznych typov skiel (korunového a flintového). Takýto objektív sa nazýva achromatický. Farebná chyba tu je silne potlačená. Napriek tomu je pri veľkých zväčšeniach patrná a môže pôsobiť silno rušivo. Pre lepšiu korekciu farebných chýb môžeme použiť i ďalšiu šošovku. Daný min. trojšošovkový objektív označujeme pojmom triplet alebo apochromát. Takýto prístroj je však veľmi drahý. Súčasné nové druhy skiel sa vyznačujú nízkou disperziou – ich index lomu je pre rôzne vlnové dĺžky veľmi blízky, a preto z nich vyrobené objektívy majú nízku farebnú chybu. Tieto materiály označujeme ako ED alebo LD. Pomocou nich možno vyrobiť i dvojšošovkový objektív s kvalitou blízkou apochromátu.

1.3.2  Reflektor
Reflektory nevyužívajú zákon lomu, ale zákon odrazu. Optickými časťami sú totiž zrkadlá. Tu nevzniká farebná chyba, pretože odraz nie je závislý od vlnovej dĺžky. Použitie odrazových častí však má aj nevýhody. Pri bežných konštrukciách dochádza k centrálnemu zatieneniu. Umiestnenie sekundárneho zrkadla pred primárnym spôsobí, že časť svetla je zaclonená a nedopadne za primárne zrkadlo. Neskôr dochádza k strate malého množstva svetla a miernemu zhoršeniu kontrastu pozorovaného objektu. Jedným z najjednoduchších reflektorov je Newtonov, ktorý bol zostrojený v roku 1668. Vlastný objektív je tvorený sférickým alebo parabolickým zrkadlom. Zväzok odrazený späť je odklonený stranou kolmo na optickú os rovinným zrkadlom pootočeným o 45 stupňov. Ohnisko tak leží mimo vlastného tubusu. Nevýhodou je pomerne malé zorné pole nezaberané aberáciami. Pri sférickom zrkadle dochádza k otvorovej chybe. Čím je otvor väčší, tým je táto chyba zreteľnejšia. Najvhodnejšie Newtonove ďalekohľady sú s relatívnym otvorom f/5 až f/6.

Konštrukčne zložitejšie sú Gregoryho a Cassegrainov ďalekohľad. J.Gregory bol škótsky matematik, ktorý svoj ďalekohľad zostrojil v roku 1663. Oba typy majú primárne parabolické zrkadlo s otvorom uprostred. Pri klasickom Cassegrainovom ďalekohľade je na sekundárnom zrkadle zrkadlo vypuklé (hyperbolické). Zväzok odrazený od primárneho parabolického zrkadla dopadá na sekundárne, ktoré mení zbiehavosť dopadajúceho/odrážajúceho zväzku. Výsledná ohnisková rovina sa pri tomto type prístroja nachádza za primárnym zrkadlom v osi prístroja. Cassegrainov ďalekohľad dáva podobne ako Keplerov ďalekohľad výškovo a stranovo obrátený obraz. Keďže sa sekundárne zrkadlo nachádza pred ohniskom primárneho, je jeho konštrukčná dĺžka veľmi krátka. V prípade Gregoryho zrkadla je sekundárne zrkadlo konkávne (duté). Je umiestnené za primárnym zrkadlom, aby obraz premietalo za primárne zrkadlo. Tento typ ďalekohľadu umožňuje navrhnúť sústavu s veľkými ohniskovými vzdialenosťami, keďže jeho celková konštrukčná dĺžka je väčšia ako pri Cassegrainovom ďalekohľade. V súčasnosti je zriedkavý.
 
1.3.3  Katadioptrické systémy
Sú kombináciou ako odrazových prvkov, tak aj prvkov využívajúcich zákon lomu. Prvé praktické pokusy s využitím korekčných prvkov využívajúcich lom v zrkadlových systémoch spravil estónsky optik B. Schmidt v roku 1930. Kombináciou Schmidtovej korekčnej dosky s Cassegrainovým ďalekohľadom vznikol dnes pomerne často využívaný systém Schmidt-Cassegrain. (viď. obr7) Výhodou je, že pri krátkej konštrukčnej dĺžke majú tieto ďalekohľady relatívne veľké ohniskové vzdialenosti vhodné na pozorovanie planét. Keďže ohnisko celej sústavy je za primárnym zrkadlom a pozorovateľ sa díva v smere na objekt, je nutné zabrániť parazitnému svetlu priamemu prechodu do obrazovej roviny. Preto sa používajú clony. Nevýhodou je obmedzenie zorného poľa. Relatívny otvor je f/10 a f/12. Snahu nahradiť zložitú Schmidtovú korekčnú dosku s úspechom zavŕšil v roku 1941 D. Maksutov. Ako základ k pôvodnému systému je zvolené guľaté primárne aj sekundárne zrkadlo. Jeho korekčný člen je omnoho jednoduchší (meniskus). V roku 1957 modifikoval iný J. Gregory konštrukciu Maksutovho prístroja(viď. obr8) náhradou sekundárneho zrkadla pokovaním časti vnútornej plochy menisku. Touto úpravou sa podarilo znížiť výrobné náklady, výrobný postup, hodnotu centrálneho zatienenia.. Dnes je tento Gregory-Maksutov systém najpoužívanejší (viď. obr9).

1.4  Okuláre
Patria medzi najdôležitejšie časti ďalekohľadu. Okrem kvality objektívu je práve okulár druhým najdôležitejším prvkom, od ktorého závisí kvalita pozorovaného obrazu.
 
1.4.1  Vlastnosti okulárov
Väčšina dnešných astronómových ďalekohľadov má normovaný okulárový výťah, ktorý je určený na doostrovanie objektu. Najčastejším priemerom okuláru je 1,25“ (31,75mm) až 2“(50,8mm). Základnou vlastnosťou okuláru je jeho ohnisková vzdialenosť. Od nej závisí výsledné zväčšenie celej sústavy ( pomer ohniskových vzdialeností objektívu a okuláru), ale i priemer výstupnej šošovky ( podiel objektívu a zväčšenia). Maximálny priemer výstupnej šošovky by nemal byť väčší ako je priemer zrenice oka pozorovateľa. Ak je ohnisková vzdialenosť príliš veľká, je priemer výstupnej šošovky veľký. Na druhej strane ani veľmi krátka ohnisková vzdialenosť nie je výhodná. V prípade ak použijeme zväčšenie väčšie ako dvojnásobok priemeru objektívu, obraz sa rozmaže. Dochádza k tzv. jalovému zväčšeniu.
 
1.4.2  Typy okulárov
Prvé okuláre boli spojivka alebo rozptylka s malou ohniskovou vzdialenosťou. Tento systém mal veľa závad, a preto sa pridali ďalšie šošovky.
Huygensov okulár- (viď. obr 10) zostrojil ho Christian Huygens v roku 1703. Má zväčšené zorné pole a jeho farebné chyby sú obmedzené. Zorné pole tohto okuláru je max. 40 stupňov. Nevýhodou je malá vzdialenosť výstupnej šošovky. Je vhodný pre ďalekohľady s apertúrou okolo f/10 až f/12.
Ramsdenov okulár- (viď. obr 12) navrhol ho Jesse Ramsden v roku 1783. táto konštrukcia umožňuje zorné pole okolo 35 stupňov. Pri použití vhodných fluoritových skiel je možné ho zväčšiť na 60 stupňov a vhodnosti pre apertúry do f/8. Využíva sa najmä v geodetických prístrojoch. V astronómií je však výnimočný.

Kellnerov okulár- (viď. obr11) je tvorený jednoduchou spojivkou a tmeleným dubletkom. Pôvodne bol využívaný v mikroskopoch. Typicky dosahuje zorné pole okolo 45 stupňov pri vzdialenosti šošovky 0.5 až 0.6 f´. Kellnerov okulár sa využíva ako lacná alternatíva namiesto zložitejších okulárov.
Plosslov okulár- (viď. obr13) tvoria ho dva dublety. Je vhodný pre relatívne apertúry až f/4 pri korigovanom zornom poli do 50 st. Pri malých ohniskových vzdialenostiach má pomerne malú vzdialenosť výstupnej šošovky. Tento okulár vyniká vysokou ostrosťou kresby bez väčšieho skreslenia pri relatívne veľkom zornom poli. Pri stredných ohniskových vzdialenostiach patrí medzi univerzálne okuláre. Abbého ortoskopický okulár- dnešná modernizovaná forma má jednu asferickú plochu, umožňuje bezchybné zorné pole cez 50st. Pri stredne veľkom zornom poli majú veľký kontrast a neskreslenosť zobrazenia. Týmito vlastnosťami sa vyrovná zložitejším a drahším konštrukciám a patrí medzi najvhodnejšie okuláre v astronómií.
 
1.5  Hubblov vesmírny ďalekohľad
Hubblov vesmírny ďalekohľad (HST) (viď. obr15) predstavuje jeden z najväčších technologických úspechov 20. storočia. Nie je síce najväčší ďalekohľad, ale je umiestnený mimo rušivých vplyvov atmosféry, a preto jeho prostredníctvom získavame množstvo predtým nedosiahnuteľných záberov. HST je pomenovaný po významnom americkom astronómovi Edwinovi Hubblovi. Pôvodne mal byť Hubblov ďalekohľad vynesený na obežnú dráhu 28. januára 1986 raketoplánom Challengerom. Ten sa však zrútil, a preto sa jeho vynesenie odložilo. Až 24. apríla 1990 ho na obežnú dráhu vyniesol raketoplán Discovery. Hneď po vyslaní sa však zistila vážna chyba. Spočívala v guľovej vade hlavného zrkadla, ktorá spôsobila, že lúče odrazené rôznymi časťami zrkadla sa nestretnú presne v ohnisku. Výsledný obraz hviezdy nebol potom bodový, ale rozmazaný do podložky. Riešení ako ju odstrániť bolo veľa. Konečným rozhodnutím bolo vytvoriť optický člen, ktorý sa na obežnej dráhe vloží pred jednotlivé detektory a bude korigovať skreslený obraz. Pri tomto riešení bolo nutné obetovať jeden z prístrojov, aby sa získalo miesto pre korekčný člen. Bol to vysokorýchlostný fotomer. Korekčný člen sa v preklade nazýva optický člen pre vesmírny ďalekohľad (COSTAR).

Podobne ako u pozemských prístrojoch, aj Hubblov ďalekohľad tvoria dve zrkadlá. Väčším z nich (objektív) sa svetlo odráža na sekundárne zrkadlo na opačnom konci. Toto sekundárne zrkadlo potom odráža svetlo vnútrajškom teleskopu do otvoru uprostred objektívu. Sústredené svetlo smeruje priamo do časti, kde sú kamery a iné zariadenia. Hubblov ďalekohľad je projektovaný na päť detekčných zariadení, z ktorých sú dve kamery. Prístroj pomenovaný kamera pre slabé objekty (Faint Object Camera- FOC) je určený na pozorovanie detailov na veľmi malých plochách. Druhý hlavný detektor- širokouhlá a planetárna kamera (Wide Field and Planetary Camera- WF/PC) je vďaka svojmu širokému zornému poľu určená na snímanie veľkých objektov. Ako doplnok týchto kamier sú tu zabudované dva spektrografy pre výskum chemického zloženia vesmírnych objektov. Pôvodne tu bol spektrograf pre slabé objekty (FOS) a Goddardov spektrograf pre vysoké rozlíšenia (Goddard High Resolution Spectrograph- GHRS). Neskôr boli nahradené kamerou pre blízku infračervenú oblasť s viacnásobným spektrometrom (Near- Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer – NICMOS) a spektrografom pre snímky vesmírneho ďalekohľadu (Space Telescope Imaging Spectrograph – STIS). Piaty prístrojom je vysokorýchlostný fotomer (High Speed Photometer – HSP), ktorý meria zmeny v jasnosti nebeských objektov. Ďalekohľad obieha okolo Zeme vo výške 500km. Ďalekohľad nie je v neustálom spojení s pozemským riadiacim centrom. Každých dvadsať minút počas približne 90-minútového obletu je spojenie prerušené, pretože HST je nad opačnou pologuľou. Ďalekohľad prenáša svoje údaje pomocou dvoch satelitov. Obe spojovacie družice sú na veľmi vysokej dráhe- 35000km. Táto dráha sa nazýva geostacionárna, pretože družica má takú dobu obletu ako je rotácia Zeme. Pomocou satelitov sa informácie prenášajú na základňu White Sands v Novom Mexiku a odtiaľ do Goddardovho strediska vesmírnych letov vo Washingtone. To spracováva technické údaje. Nespracované údaje sú prenášané pomocou telefónnej siete do Vedeckého strediska vesmírneho ďalekohľadu (STScl) v Baltimore. Od apríla 1990 urobil Hubblov vesmírny ďalekohľad 259 tisíc snímok asi 13 tisíc objektov a dal za vznik asi 2400 vedeckým článkom. Teleskop nie je len cennou zbraňou pri poznávaní vzdialených kútov vesmíru, ale aj jeden z najznámejších projektov NASA.