Science Academy - kritický způsob myšlení a praktické aplikace přírodovědných a technických poznatků v reálném životě reg.č. CZ.1.07/2.3.00/45.0040
Metodika práce s astronomickými přístroji 2
Zrcadlové dalekohledy Vývoj zrcadlových dalekohledů započal ve druhé polovině 17. století, několik desítek let poté, co astronomii ovládly čočkové přístroje. Na rozdíl od čočkových dalekohledů je objektiv těch zrcadlových tvořen vybroušeným zrcadlem se zakřiveným povrchem. Protože na objektivu dochází k odrazu (reflexi) světelných paprsků, nazývají se dalekohledy se zrcadlovým objektivem reflektory. S myšlenkou zrcadlového dalekohledu přišel v roce 1663 skotský matematik a astronom James Gregory. Navrhoval použít kruhové zrcadlo, které by mělo tzv. konkávní tvar (takovému zrcadlu se také někdy říká duté). A podobně jako u čoček můžeme i u konkávního zrcadla definovat jeho ohnisko a ohniskovou vzdálenost. Obraz v konkávním zrcadle může být zvětšený či zmenšený, záleží na tom, v jaké vzdálenosti od zrcadla se zobrazovaný objekt nachází. Pokud je tato vzdálenost větší než dvojnásobek ohniskové vzdálenosti zrcadla, což je případ všech astronomických pozorování, vzniká stranově i výškově převrácený a zmenšený obraz. James Gregory pouze nastínil princip zrcadlového dalekohledu, o jeho reálnou konstrukci se však nepokusil. První zrcadlový dalekohled postavil až anglický přírodovědec Isaac Newton v roce 1668. Objektivem jeho dalekohledu bylo konkávní zrcadlo, které bylo umístěno na spodní straně válcovitého tubusu (zrcadlo, které plní roli objektivu, je v případě zrcadlových dalekohledů označováno jako primární). Světelné paprsky odražené od tohoto primárního zrcadla nechal Newton dopadat na menší (tzv. sekundární) zrcátko s rovným povrchem, které umístil před primární zrcadlo. Toto zrcátko bylo vůči dopadajícím paprskům skloněno pod úhlem 45° a mělo jediný účel – vyvést svazek paprsků z válcovitého tubusu. Paprsky se od sekundárního zrcátka odráží, odklánějí se o 90° a vycházejí z dalekohledu otvorem na boku tubusu, jenž je umístěn přímo naproti sekundárnímu zrcátku.
1
Vzdálenost sekundárního zrcátka od primárního zrcadla nebyla náhodná, ale byla zvolena tak, aby obraz pozorovaného předmětu vznikal až vně tubusu, kousek za zmíněným otvorem. Do těchto míst umístil Newton okulár tvořený spojnou čočkou, kterým sledoval obraz vytvořený primárním zrcadlem. V tomto ohledu se Newtonův zrcadlový dalekohled vlastně příliš nelišil od Keplerova čočkového dalekohledu.
Newtonův dalekohled se skládá z primárního zakřiveného zrcadla (napravo) a rovinného sekundárního zrcátka (nalevo). Chod světelných paprsků uvnitř tubusu je naznačen oranžovými šipkami. Při pozorování hledí pozorovatel do okuláru, který je umístěn na boku dalekohledu. V astronomické hantýrce se tento typ přístroje označuje jednoduše jako „newton“. Teoreticky by se Newtonův dalekohled bez sekundárního zrcátka obešel. V takovém případě by se ovšem ohnisko zrcadlového objektivu nacházelo přímo před dalekohledem a pozorovatel by si při pozorování stínil vlastním tělem. Proto je nezbytné paprsky odklonit a vyvést po straně tubusu. Sekundární zrcátko sice primární zrcadlo také zastiňuje, ale jen málo, při pozorování tudíž nijak nevadí.
Zrcadlové dalekohledy měly oproti čočkovým jednu obrovskou výhodu. Jejich zrcadlové objektivy totiž netrpěly barevnou vadou. Ta se objevuje u jednoduchých čočkových objektivů, ve kterých se paprsky různých barev (různých vlnových délek) lámou při průchodu čočkou pod různými úhly a nesbíhají se přesně v jednom bodě. Výsledkem jsou pak barevné, zpravidla modrofialové kontury kolem pozorovaných objektů. U zrcadlových dalekohledů ovšem nic takového nenastává. Jinými slovy, paprsky různých barev dopadající z jednoho směru se od plochy zrcadla odrážejí pod stále stejným úhlem a není tedy důvod, aby se nesetkaly přímo v ohnisku.
2
První zrcadlový dalekohled Isaaca Newtona vypadal podobně jako ten na obrázku. I v současnosti je přitom charakteristickým rysem těchto dalekohledů okulár umístněný na boku tubusu.
Astronomové i optici, kteří se pustili do výroby zrcadlových dalekohledů, experimentovali především s tvarem a zakřivením odrazných ploch primárního i sekundárního zrcadla (například u Newtonova dalekohledu se povrch primárního zrcadla zakřivuje podle paraboly, zatímco sekundární zrcátko je rovinné). Vzniklo tak mnoho různých typů dalekohledů, které v sobě kombinovaly zrcadla s kulovým, parabolickým či hyperbolickým povrchem (parabola a hyperbola jsou rovinné křivky, které patří mezi tzv. kuželosečky).
Cassegrainův dalekohled a katadioptrické dalekohledy S první významnou inovací přišel v roce 1671 Laurent Cassegrain, který vycházel z do té doby v praxi nerealizované konstrukce navržené roku 1663 Jamesem Gregorym. I v Cassegrainově dalekohledu opouštěly světelné paprsky tubus dírou ve středu primárního zrcadla. Rozdíl spočíval pouze v typu sekundárního zrcátka, které nebylo duté (konkávní), ale vypuklé (konvexní).
3
Světelné paprsky opouští Cassegrainův dalekohled otvorem ve středu primárního zrcadla. Vystupují tedy, podobně jako u refraktorů, okulárovým výtahem v zadní části tubusu.
Největším problémem prvních zrcadel byla nízká kvalita odrazných optických ploch, které rychle ztrácely svou odrazivost. Větší zrcadla se totiž zpočátku vyráběla zejména z kovových slitin. Využití skla bránily zejména problémy při jeho odlévání. Velké a tlusté skleněné bloky při chladnutí často praskaly a jednoduché nebylo ani jejich opracování. Tyto problémy se podařilo úspěšně překonat teprve až ve druhé polovině 19. století, kdy se začala skleněná zrcadla pokrývat vysoce odrazivou vrstvou stříbra. V tom okamžiku předčily zrcadlové dalekohledy svou kvalitou do té doby upřednostňované čočkové přístroje. Důmyslné technologické postupy umožnily vyrábět poměrně tenká a tím pádem i lehká zrcadla, o průměrech přesahujících jeden metr. To bylo velice důležité, protože tak mohla nahradit čočky dalekohledu, které se při průměru přes jeden metr začaly vlastní vahou deformovat a ztrácely na kvalitě. Zrcadla navíc mají ještě jednu výhodu, na rozdíl od čoček nemusí být jejich sklovina dokonale čirá, protože jsou nakonec stejně pokryta odraznou vrstvou. Čočkové objektivy jsou na kvalitu skla naopak mimořádně náročné. Kromě Newtonových dalekohledů jsou mezi amatérskými pozorovateli rozšířeny také tzv. katadioptrické dalekohledy, které jsou vlastně kombinací zrcadlových a čočkových dalekohledů. Obsahují totiž odrazné plochy (zrcadla), ale také optické prvky, jimiž světlo prochází a na nichž se láme (tzv. korekční desky či skleněné menisky). Katadioptrické přístroje se objevily teprve v první polovině 20. století. Ne však jako dalekohledy pro vizuální pozorování, ale jako fotokomory určené výhradně ke snímkování nebe. V roce 1930 sestrojil estonský optik Bernhard Schmidt fotokomoru, která obsahovala zrcadlový objektiv, před nímž byla umístněna speciálně tvarovaná korekční deska. Díky ní byly potlačeny některé přirozené optické vady, jimiž zrcadla trpí a zvýšila se kvalita zobrazení. O jedenáct let později inovoval Schmidtovu fotokomoru ruský astronom Dmitrij Dmitrijevič Maksutov, který nahradil korekční desku jednodušším a snáze vyrobitelným skleněným meniskem.
4
Schmidt-Cassegrainův dalekohled tvoří skleněná korekční deska a dvojice zrcadel. Sekundární zrcátko je umístěno teprve až za korekční deskou.
V klasickém Maksutov-Cassegrainu je sekundární zrcátko umístěno až za skleněným meniskem. Dnes je ale mnohem rozšířenější konstrukce, kterou navrhnul v roce 1957 americký optik John F. Gregory, který odraznou plochu představující sekundární zrcátko nanesl přímo na druhou stranu korekční desky. Takové uspořádání se pak označuje jako dalekohled typu Maksutov-Gregory.
O něco později byly tyto systémy upraveny tak, aby mohly být využívány také jako pozorovací astronomické dalekohledy. Dnes se s nimi setkáváme především v podobě tzv. SchmidtCassegrainova dalekohledu nebo Maksutov-Cassegrainova dalekohledu. Jedná se v podstatě o přístroje, jejichž základem je Cassegrainův dalekohled s primárním a sekundárním zrcadlem. Na začátku tubusu je však umístěn ještě další optický člen, kterým je buď korekční deska, nebo skleněný meniskus. Tyto přístroje v sobě kombinují výhody čočkových i zrcadlových dalekohledů – netrpí barevnou vadou, jejich tubusy jsou krátké a obrazová kvalita je přitom lepší než u jednoduchého Newtonova dalekohledu. 5
Důležité parametry astronomických dalekohledů Který parametr dalekohledu je ten nejvýznamnější? Na první pohled by se mohlo zdát, že je to maximální dosažitelné zvětšení. Vždyť řada výrobců i prodejců astronomické techniky uvádí právě tento údaj na prvním místě. Vzniká tak dojem, že „čím více, tím lépe“. Jenže tak tomu rozhodně není! Mnohem důležitější je totiž průměr objektivu dalekohledu. Objektiv s větším průměrem (větší sběrnou plochou) je totiž schopen zachytit více světla z pozorovaného objektu a lze s ním tudíž zahlédnout i slabší objekty. Průměr objektivu je tedy to, co by vás u astronomického dalekohledu mělo zajímat ze všeho nejvíce. A co již zmíněné zvětšení dalekohledu? Jak jej vlastně zjistit? V praxi lze zvětšení dalekohledu nejsnáze vypočítat jako poměr ohniskových vzdáleností objektivu a okuláru uvedených ve stejných jednotkách. Dejme tomu, že má dalekohled objektiv s ohniskovou vzdáleností 1000 mm a okulár má ohniskovou vzdálenost 10 mm. Výsledné zvětšení dalekohledu je tedy rovno 1000 / 10 = 100 neboli 100krát. Po přiložení dalekohledu k oku tudíž budete na pozorované objekty nahlížet pod stokrát větším zorným úhlem, než bez dalekohledu. Rozhodně však neplatí, že čím větší zvětšení dalekohledu, tím lepší obraz pozorovaného objektu. I zvětšení totiž má své meze. Pro každý dalekohled lze totiž stanovit tzv. maximální užitečné zvětšení, jež udává, jaké největší zvětšení se ještě vyplatí při pozorování s daným přístrojem použít. Jeho hodnota odpovídá dvojnásobku průměru objektivu v milimetrech. Pro objektiv o průměru 50 mm je tedy maximální únosné zvětšení 100x. A proč vůbec takové omezení? S narůstajícím zvětšením totiž klesá jas a kontrast obrazu. Při překročení tzv. maximálního užitečného zvětšení je obraz sice větší, ale pozorovatel už v něm nezahlédne žádné detaily navíc – říká se, že zvětšení je prázdné. Maximální užitečné zvětšení je však jen teoretický údaj, ve skutečnosti je situace poněkud složitější. Pokud má optika dalekohledu špatnou kvalitu, je maximální užitečné zvětšení, které lze ještě prakticky použít, mnohem menší než dvojnásobek průměru objektivu v milimetrech. Zvětšení navíc vždy závisí na pozorovacích podmínkách, zejména neklidu pozemské atmosféry. Ten je totiž při velkých zvětšeních více patrný a často dokonce pozorování úplně znemožní. V našich zeměpisných šířkách je u velkých dalekohledů s dostačujícími průměry objektivu běžně použitelné zvětšení 150x až 250x. Dalším důležitým parametrem dalekohledu je jeho zorné pole. Je to úsek oblohy nebo krajiny, který v dalekohledu při určitém zvětšení uvidíte. S narůstajícím zvětšením se přitom velikost zorného pole zmenšuje. Chcete-li tedy pozorovat úhlově veliké objekty, například komety či otevřené hvězdokupy, je vhodné použít menší zvětšení, protože pak je zorné pole dalekohledu větší. Velikost zorného pole si můžete jednoduše spočítat. Musíte však znát zvětšení dalekohledu a zorného pole použitého okuláru (společně s ohniskovou vzdáleností je tento údaj zpravidla uveden na obvodu okuláru). Velikost zorného pole dalekohledu je pak rovna podílu zorného pole okuláru a použitého zvětšení.
6
Další podstatnou vlastností dalekohledu je i tzv. rozlišovací schopnost, která je podobně jako všechny předešlé parametry opět svázána s průměrem objektivu. Rozlišovací schopnost udává úhlovou vzdálenost dvou blízkých bodových zdrojů (například dvou hvězd), které je pozorovatel v dalekohledu ještě schopen rozlišit, aniž by mu splývaly dohromady. Mimo jiné vás tedy informuje i o tom, jak malé detaily budete dalekohledem ještě schopni zaznamenat např. na povrchu Měsíce, planet apod. Orientační hodnotu rozlišovací schopnosti dalekohledu v obloukových vteřinách lze vypočítat, pokud vydělíte 120 průměrem objektivu v milimetrech. Triedr s průměrem objektivů 50 mm má tudíž rozlišovací schopnost rovnu 120:50 = 2,4“. Je tedy zřejmé, že rozlišovací schopnost dalekohledu vzrůstá s průměrem objektivu. Praktická hodnota rozlišovací schopnosti se však od té teoretické může výrazně lišit. Velmi ji totiž ovlivňuje kvalita použitých optických elementů dalekohledu, ale také pozorovací podmínky či dokonce vzájemná jasnost pozorovaných objektů (např. dvou hvězd). Dalším parametrem, který byste měli vzít v potaz, je i průměr tzv. výstupní pupily. Výstupní pupilu dalekohledu spatříte v okamžiku, kdy dalekohled namíříte proti světlému pozadí a z dálky se podíváte na světlý kotouček, jenž se zobrazí v okuláru. Průměr výstupní pupily totiž udává průměr světelného svazku, který vystupuje z dalekohledu a dopadá do vašeho oka. Velikost výstupní pupily by proto nikdy neměla překročit průměr vaší dokonale rozevřené zorničky. Pokud by se tak stalo, znamenalo by to, že světelný svazek vystupující z dalekohledu má větší průměr, než vaše zornička a část světla přichází vniveč, neboť se do oka nedostane. Jak vypočítat průměr výstupní pupily? Stačí, když průměr objektivu v milimetrech (objektiv bývá někdy označován jako tzv. vstupní pupila) vydělíte zvětšením dalekohledu. S ohledem na průměrné rozměry lidských zorniček by průměr výstupní pupily neměl přesáhnout 6-7 mm.
Astronomické montáže Ani sebelepší dalekohled nevyužijete naplno, pokud nebude umístěn na kvalitní astronomické montáži. To platí nejen pro velké přístroje, ale dokonce i pro obyčejný triedr. Je jasné, že dalekohled vážící několik desítek kilogramů není možné jen tak držet v ruce. Na montáž si ale určitě vzpomenete i při delším pozorování s již zmíněným lehkým triedrem. Nejen, že budete mít za chvíli pocit, že vám dalekohled doslova těžkne každým okamžikem, ale unavené ruce se budou také více chvět. Pozorování tudíž nebude příliš příjemné, protože v třesoucím se dalekohledu toho mnoho neuvidíte. Tyto problémy dokáže vyřešit astronomická montáž. Toto zařízení má hned několik účelů. V prvé řadě je to nosič samotného dalekohledu, který současně umožňuje jeho natočení do požadovaného směru bez použití větší síly. Druhou podstatnou funkcí montáží je jejich schopnost vést dalekohled za pozorovaným nebeským objektem tak, aby nezmizel ze zorného pole dalekohledu. Hvězdné nebe je samozřejmě v neustálém pohybu a ještě více tento pohyb vnímá pozorovatel, který na oblohu hledí přes dalekohled. V tu chvíli totiž sleduje pouze malý úsek oblohy, ve kterém se pohyb nebeských objektů, vyvolaný otáčením Země kolem osy, znatelně projeví. Během čtyř minut se hvězdná obloha pootočí o jeden úhlový stupeň. Při větších zvětšeních ale nejsou výjimkou zorná pole výrazně menších průměrů. Pozorovaný objekt tak může ze zorného pole zmizet dokonce během pár desítek vteřin. Tento problém řeší montáže vybavené elektrickými pohony, které zajistí, že se dalekohled otáčí společně s hvězdnou oblohou. 7
V praxi se můžete setkat se dvěma základními typy montáží. Tzv. azimutální montáž umožňuje pohyb dalekohledu ve směru azimutálních neboli obzorníkových souřadnic. Jejím základem je dvojice navzájem kolmých os. Pohyb dalekohledu kolem svislé osy souvisí se změnou azimutu, pohyb kolem vodorovné osy zase se změnou výšky nad obzorem. Díky tomu se azimutální montáž velmi snadno a intuitivně ovládá. Nejrozšířenější variantou azimutální montáže je tzv. Dobsonova montáž, která se skvěle osvědčila u newtonových dalekohledů. Obvykle je vyrobena ze dřeva a má podobu nepříliš vysoké kolébky, do níž je usazen tubus Newtonova dalekohledu. Kolébka stojí na zemi a může se celá otáčet kolem svislé osy (změna azimutu), zatímco tubus spočívá ve dvou postranních kluzných ložiscích, jež zajišťují natáčení kolem vodorovné osy ve výšce.
Genialita Dobsonovy montáže spočívá v její jednoduchosti a nízkých pořizovacích nákladech. Díky snadnému ovládání a možnosti rychle měnit natočení dalekohledu (skákat z objektu na objekt) si získala nesmírnou oblibu. Většina newtonových dalekohledů je dnes dodávána právě na této montáži – v takovém případě je pak celá sestava označována jako „dobson“.
Má-li dalekohled umístěný na azimutální montáži sledovat objekt na hvězdné obloze, musí se pohybovat v obou osách současně, navíc v každé ose rozdílnou rychlostí. Z tohoto důvodu jsou azimutální montáže využívány zejména u dalekohledů, u nichž je žádoucí rychlá a snadná změna jejich polohy, ale nevyžadují přesné vedení za pozorovanými objekty (pozorovatel dalekohled průběžně posouvá v obou osách po malých krocích). 8
Azimutální montáž umožňuje dalekohledem pohybovat ve směru obzorníkových souřadnic.
Existují však i montáže, které se při vedení dalekohledu za hvězdami otáčí pouze kolem jedné z os. Jedná se o tzv. ekvatoreální (latinský pojem ekvator znamená rovník) neboli paralaktické montáže. Ekvatoreální montáž umožňuje pohyb dalekohledu ve směru rovníkových souřadnic, tedy v deklinaci a rektascenzi. A právě to může být zpočátku poněkud matoucí. Aby totiž montáž pracovala správně, musí být korektně orientována vůči hvězdnému nebi. Ekvatoreální montáž tvoří dvojice navzájem kolmých os, z nichž se jedna označuje jako deklinační a druhá jako polární. Pokud se dalekohled pohybuje ve smyslu deklinace, otáčí se kolem deklinační osy a jestliže se pohybuje ve smyslu rektascenze, otáčí se kolem polární osy. Orientace obou os v prostoru však nemůže náhodná, ale musí se krýt se systémem rovníkových souřadnic. To je zajištěno jen tehdy, pokud je polární osa montáže rovnoběžná se zemskou rotační osou. Na severní zemské polokouli míří rotační osa Země na severní nebeský pól, který se v současnosti nachází nedaleko hvězdy Polárky. Pokud má být polární osa ekvatoreální montáže rovnoběžná se zemskou rotační osou, je nezbytné, aby také ona mířila na severní nebeský pól. A podobně jako na severní zemské polokouli musí být i na té jižní ekvatoreální montáž správně orientována – její polární osa musí mířit na jižní nebeský pól. 9
Polární osa (v tomto případě německé) ekvatoreální montáže je rovnoběžná se zemskou rotační osou a míří do oblasti nebeského pólu. Na severní polokouli tedy do blízkosti hvězdy Polárky. Při pozorování se dalekohled otáčí pouze v polární ose, sklon dalekohledu v deklinační ose se nemění.
Hlavní výhodou ekvatoreální montáže je způsob, jakým se dalekohled na ní umístěný pohybuje při vedení za sledovaným objektem, například hvězdou. Dalekohled se totiž otáčí pouze kolem polární osy, zatímco kolem deklinační osy se nepohybuje vůbec. Tubus dalekohledu tudíž v prostoru opisuje stejnou křivku, jako hvězda na nebi. Vše vám bude jasnější, pokud si tento pohyb srovnáte s pohybem dalekohledu na azimutální montáži. V takovém případě se totiž dalekohled pohybuje v obou osách současně. Klasickým typem ekvatoreální montáže je tzv. německá montáž. Dalekohled je uchycen k jedné straně deklinační osy, zatímco na druhé straně se nachází protizávaží. Bez něj by nemohl být dalekohled dokonale vyvážen a snadno by se překlopil k zemi. Právě dokonalé vyvážení bývá u německých ekvatoreálních montáží mírně problematické, a pokud není provedeno správně, montáž nemusí pracovat přesně. Velmi oblíbeným typem ekvatoreální montáže je i tzv. anglická montáž. Dalekohled je v tomto případě uchycen do vidlice, která je otočná kolem polární osy.
10
Na anglické paralaktické montáži je dalekohled uchycen ve vidlici, která je otočná kolem polární osy.
Řada pozorovatelů, kteří sledují hvězdné nebe pouze pro zábavu a potěšení, si zpravidla vystačí s jednodušší azimutální montáží a dalekohled posouvají za sledovaným objektem ručně. Profesionální astronomové se ovšem bez velmi přesných montáží s elektrickým pohonem neobejdou. Zejména pořizování fotografií nebeských objektů je v tomto směru velmi náročné. Je totiž potřeba zajistit přesné vedení dalekohledu za fotografovaným objektem po celou dobu exponování snímku. A ta může činit až několik desítek minut. Pokud by byl chod montáže nepřesný, byly by snímky rozmazané. Z tohoto důvodu si profesionální astronomové v minulosti oblíbili zejména ekvatoreální montáže, u nichž je potřeba „hlídat“ pohyb pouze v jedné (polární) ose.
11
Ekvatoreální montáže však byly vhodné jen pro menší přístroje. U velkých dalekohledů s objektivy o průměru několik metrů byl problém s dlouhými deklinačními osami, na kterých bylo umístěno těžké protizávaží. O to větší pak musela být kopule, která kryla takový přístroj. Řešením tohoto problému se stala prostorově mnohem méně náročná a snáze ovladatelná anglická montáž. V současnosti jsou mezi amatérskými astronomy rozšířeny jak azimutální, tak ekvatoreální montáže. Zatímco nejrozšířenější variantou těch azimutálních je Dobsonova konstrukce, mezi ekvatoreálními montážemi s přehledem vede klasická německá montáž. Anglický typ už tolik rozšířený není a lze se s ním setkat především u robotizovaných katadioptrických dalekohledů. Pro všechny montáže platí jedno společné pravidlo – dalekohled umístěný na montáži musí být v obou osách dokonale vyvážen tak, aby po natočení do požadovaného směru samovolně nezměnil polohu (např. se nepřeklopil apod.). Při precizním vyvážení je možné pohybovat i velmi těžkým přístrojem vážícím několik desítek či stovek kilogramů velmi lehce. V případě azimutální montáže se vyvážení dalekohledu provádí poměrně snadno, protože je tubus uchycen ve svém těžišti.
Obrazové materiály: www.garyseronik.com, Robert Dalby, www.vixenoptics.com, www.oneminuteastronomer.com, www.meade.com
12
