Historia teleskopu i astrofotografii

Niedawna udana misja NASA „Artemis 1 – Orion” zainspirowała mnie do napisania tej notki. Popatrzcie na to zdjęcie poniżej. Kamery umieszczone na „Orionie” uchwyciły obraz Ziemi i Księżyca. Takiego ujęcia nikt wcześniej nie wykonał, bo „Orion” ustanowił rekord oddalenia się od Ziemi statku przeznaczonego do lotów załogowych. 

Inspiracja wynikała stąd, że to powyższe zdjęcie przypomniało mi inne, które widzicie poniżej. Jest ono najczęściej publikowanym zdjęciem w historii fotografii. Zostało wykonane z pokładu „Apollo 8”znajdującego się na orbicie wokołoksiężycowej w Wigilię Bożego Narodzenia 1968 roku.

Wzruszona widokiem wyłaniającej się zza księżycowego horyzontu Ziemi załoga „Apollo 8”, niedługo po wykonaniu tej fotografii, włączyła spontanicznie do Bożonarodzeniowej transmisji radiowej pierwsze strofy księgi Genesis, czytane z obecnej na pokładzie statku kosmicznego Biblii. Tych słów nie mogłem usłyszeć.

Choć byłem już na świecie, jako bardzo mały chłopczyk, w polskiej telewizji i radio tej transmisji nie było. Słowa czytanej przez załogę Biblii usłyszałem wiele lat później, bo w komunistycznej Polsce żadna historia astronautyki o tym nie wspominała, wszak postęp techniczny miał hodować jedynie obywateli o „naukowym światopoglądzie”, jak eufemistycznie nazywano wtedy ateizm wyrosły na marksistowskim podłożu.

Kiedy w 1969 roku widziałem w TV lądowanie Apollo 11, nie miałem żadnych podstaw, aby wyobrażać sobie, że dożyję chwili, kiedy obrazy z Księżyca będą obecne na ekranie w moim domu, w czasie rzeczywistym i w tak wysokiej rozdzielczości, jakiej nie osiągały wtedy obrazy z „chemicznych” aparatów.

O tym, że te obrazy pojawią się na ekranie komputera i to jeszcze tak małego jak laptop, nie marzył chyba nawet Stanisław Lem, ani specjalista o cybernetyki i autor dobrych opowiadań SF Konrad Fiałkowski.

Kiedy w szkole średniej korzystałem z książki Fiałkowskiego „Wprowadzenie do informatyki” i dumny zasiadłem za konsolą sytemu „Odra”, mogłem dla znajomych drukować bardzo pożądane wtedy „komputerowe” obrazy. Polegały one na zadrukowywaniu przez drukarki łańcuchowe papieru w taki sposób, że z dużej odległości widać było coś w rodzaju mozaiki ułożonej ze znaków klawiaturowych. Oczywiście te „obrazy“, na których widać było jedynie proste sylwetki rakiet, samolotów lub samochodów, wywoływały u obdarowanych nimi niekłamany zachwyt.

Misja „Artemisa” przypomniała mi jeszcze jeden hit, jaki mieliśmy w oprogramowaniu naszej „Odry”, to był 8 bitowa wstążka papieru z wydziurkowanym programem opisanym, jako lądowanie na Księżycu.

Plotka głosiła, że to było z oryginalnego IBM-owskiego symulatora lądownika LM. Czy to była prawda? Nie mam pojęcia, ale pokolenia programistów i operatorów grały w to, kiedy długie programy drukujące godzinami niekończące się wstęgi papieru, pozwalały temu programikowi nadać priorytet na poziomie 2 lub 3. „Odra” miała prymitywny i bardzo wolny monitor w postaci elektrycznej maszyny do pisania i nie poznałem nikogo, komu udało się wylądować na Księżycu. Na koniec maszyna kłapiącymi wolno ramionami czcionek niemal szyderczo oznajmiała – fatal landing accident – co doprowadzało niektórych na skraj załamania nerwowego. Cuda zręczności tu nic nie pomagały, bo po prostu komunikacja z komputerem była zbyt wolna, ale ludziska i tak stale próbowały dokonać cudu.

Kiedy po odebraniu świadectwa maturalnego, dyrektor szkoły za dobre wyniki w nauce wręczył mi książkę-nagrodę „Astronomia współczesna” Ludwiga Ostera, nie mogłem marzyć, że kiedyś będę przy pomocy własnego małego teleskopu robił zdjęcia planet i księżyca o ostrości i rozdzielczości czasem lepszej, niż zamieszczone w tej dopiero sprezentowanej mi książce, a pochodzące przecież z ogromnych instrumentów astronomicznych. I bynajmniej nie chodziło tu o możliwości PRL-owskiej poligrafii, bo jak na owe czasy książka ta była wydana bardzo starannie, o czym mogłem się przekonać robiąc niedawno kwerendę na potrzeby tej notki, w cyfrowych archiwach zawierających oryginalne klisze fotografii zamieszczonych w tamtej książce.

Czy to możliwe? - zapytacie. Tak, to możliwe! O tym jak rozwój teleskopów do tego doprowadził będzie ta notka.

O czułości ludzkiego oka słów kilka.

Skala jasności obiektów astronomicznych nazywana jest magnitudo (oznaczane małym m) – im większa wartość tym obiekt ciemniejszy. Tu wyjaśnię, że miejscu gdzie nie ma „zanieczyszczenia” światłem sztucznym, gołym okiem możemy dostrzegać obiekty do 6m. Aby to sobie lepiej uzmysłowić poszukajcie na niebie Galaktykę „Andromedy”. Pomyślcie, kiedy będziecie oglądać ten gołym okiem widoczny, jako malutki ledwo dostrzegalny świetlisty obłoczek obiekt, że on ma 3,44^m! Granicą powszechnie stosowaną do oceny jakości wzroku obserwatora jest obserwacja na całkiem ciemnym niebie „Galaktyki w Trójkącie”, w katalogu Messnera oznaczonej symbolem M33. Galaktyka ta ma jasność 5,7^m i dla 99,99% populacji stanowi absolutną granicę możliwości nieuzbrojonego w potężne instrumenty astronomiczne oka ludzkiego.

Ale choć teleskopy zbierają o wiele więcej światła niż może zebrać nasza siatkówka każdy, kto przyłożył oko do okularu nawet dużych maszyn wie, że widoczny gołym okiem obraz bywa bardzo rozczarowujący. W zasadzie widzimy go, jako czarnobiały. Spowodowane jest to niewielką powierzchnią naszych siatkówek i brakiem zdolności do kumulowania światła w czasie. Przykładowo - teleskop o średnicy zwierciadła 203mm zbudowany w systemie Schmidt-Cassegrain zbiera 840 razy więcej światła niż przepuszcza na siatkówkę rozszerzona do średnicy 7mm źrenica ludzkiego oka. Pozwala to, aby patrząc przez taki teleskop móc gołym okiem dostrzegać obiekty o magnitudo 13, ale jedynie gwiazdy będą miały wyraźnie rozpoznawalne barwy, galaktyki i mgławice wydawać się będą niemal czarnobiałe.

Nasz mózg przetwarza też każdy impuls na bieżąco w czasie realnym i kiedy receptory wyłapują niewielką liczbę fotonów, szczególnie w zakresach barw niedominujących po prostu ich nie zauważamy. Dodatkowo tak naprawdę widzimy niewiele, mgławice i galaktyki pojawiają się, jako ledwo zarysowane mgiełki lub plamki.

Z tego powodu w drugiej części notki opowiem o tym, w jaki sposób pokonano te ograniczenia wyznaczane możliwościami naszych oczu budując urządzenia przekraczające wielokrotnie nasze biologiczne bariery.

Teleskopy soczewkowe

Pierwszy teleskop astronomiczny w historii zbudowany został przez Galileusza (1564-1642) i był teleskopem soczewkowym. Pierwszy jego teleskop powiększał obraz 2 do 3 razy. Ostatnie wersje, jakie Galileusz zbudował po 1610 roku, osiągały już powiększenia dwudziesto i trzydziestokrotne. Osiągnięto to dzięki stałemu doskonaleniu techniki szlifowania szkła.

Warto przypomnieć, że wcześniej – przed Galileuszem - eksperymenty z zastosowaniem instrumentów optycznych do obserwacji kosmosu przeprowadzał Johannes Kepler (1571-1630).

Przykładowo do obserwacji tranzytów Merkurego na tle tarczy słonecznej używał on starego wynalazku, jakim była camera obscura, co było bardzo pomysłowe, a w 1604 roku przy pomocy prymitywnych okularów obserwował kometę Halleya. W 1611 roku, już po Galileuszu opublikował on plany podobnego teleskopu, ale z wykorzystaniem soczewek innego typu. Teleskop ten został zbudowany przez jezuitę astronoma i fizyka Christiana Scheinera (1575-1650) w 1615 roku. Cechował się dużo lepszymi parametrami od teleskopu Galileusza i to ten teleskop stanowi podstawę budowy refraktorów do dziś.

Szaleństwo na budowę coraz większych teleskopów opanowało świat. Jednym z najbardziej spektakularnych był teleskop powietrzny Jana Heweliusza (1611-1687). Heweliusz postanowił na szkieletowej konstrukcji rozmieścić soczewki obiektywu i okularu. Teleskop nie posiadał na 80% swojej długości żadnej osłony w postaci tubusu i z tego powodu nazywany jest powietrznym. Szkielet teleskopu miał długość aż 46 metrów! Tak długa ogniskowa przy bardzo małej średnicy zastosowanej soczewki obiektywu miała swój cel. Heweliusz próbował w ten sposób zmniejszyć aberrację chromatyczną.

Aż do roku 1729 choćby najstaranniej oszlifowane, soczewki nie dawały zadowalającego obrazu. Refraktory - bo tak nazywamy fachowo ten typ teleskopów – cierpiały na przewlekłą chorobę zwaną aberracją chromatyczną. Uciążliwa tęcza barw otaczała każdy jasny obiekt utrudniając obserwacje.

Niestety mimo ogromnych rozmiarów teleskop ten nie dawał lepszego obrazu niż mniejsze zbudowane przez Galileusza. Powodów było bardzo wiele.

Pierwszy powód, to brak tubusu, który powodował, że powietrze pomiędzy soczewką obiektywu i okularu było zawsze w ruchu i jego turbulencje wydatnie zaburzały obraz.

Drugi powód, to mało sztywna, a w zasadzie giętka konstrukcja, której dokładne justowanie skazane było na porażkę. Obserwator mógł liczyć na całkowity brak wiatru, ale i tak zmieniająca się temperatura i wilgotność powietrza wpływała na olinowanie i „odrutowanie” mające teoretycznie usztywnić ten teleskop. Dodatkowo każde poruszenie tej konstrukcji powodowało długotrwałe jej oscylacje i obserwator mógł widzieć w okularze jedynie pojawiający się i szybko znikający mocno zniekształcany obraz.

Konstrukcja Heweliusza była ślepym zaułkiem rozwoju teleskopów i choć znalazła naśladowców szybko została zapomniana. Same dane pomiarowe dotyczące ruchu Księżyca zamieszczone przez Heweliusza w jego dziele „Selenographia” (1647), być może z tych wymienionych wyżej powodów, obarczone były większymi błędami, niż zamieszone przez Galileusza i Thomasa Harriota (1560-1621) trzydzieści lat wcześniej, a także współczesnego mu Johana Mayr’a (1723-1762).

Dzięki badaniom angielskiego adwokata i optyka amatora Chestera Moor Halla (1703-1771), udało się ten problem przezwyciężyć, wprowadzając od 1733 roku do użycia coraz doskonalsze teleskopy achromatyczne.

Wiek XIX był okresem rozkwitu refraktorów. W tym czasie po uruchomieniu teleskopu z Yerkes Observatory w USA, osiągnięto kres możliwości budowy dużych teleskopów soczewkowych, uznając rozmiary 1 metra średnicy soczewki obiektywu za ostatnią sensowną z punktu widzenie mechaniki i fizycznych właściwości szkieł granicę. Większych soczewek nie opłacało się budować, bo ich powiększanie nie poprawiłoby możliwości optycznych tak ogromnych teleskopów. 

Ale czasy teleskopów soczewkowych nie przeminęły. Dzięki pracom fizyka i dyrektora obserwatorium w Jenie, a także właściciela firmy Carl Zeis Ernsta Abbe (1840-1905), możliwe stało się matematyczne modelowanie i obliczanie układów optycznych i własności pojedynczych soczewek. Zaowocowało to powstaniem najdoskonalszych refraktorów nazywanych apochromatycznymi. 

Współczesne refraktory budowane są do średnicy soczewek dużo, dużo mniejszych niż największe możliwe do zbudowania, ale z tak ogromną precyzją, że dają zachwycające obrazy pełne czystych barw, jakimi wypełniony jest Wszechświat bez jakichkolwiek zauważalnych ich zniekształceń. Najdoskonalsze z nich są arcydziełami sztuki wytwarzania szkła, oraz projektowania i obróbki soczewek optycznych.

Teleskopy zwierciadlane

Już Newton (1643-1727) zauważył ograniczenia zastosowania soczewek i zastosował zamiast soczewek skupiających paraboliczne zwierciadło. Było ono wykonane ze stopu metali kolorowych zwanych speculum-metall znanego od starożytności.

Układ lustrzany pozbawiony był głównej wady teleskopu Galileusza, jaką była aberracja chromatyczna. Oczywiście nowy teleskop nie był całkowicie wolny od wad. Ale choć nie potrafiono wtedy korygować głównej wady, jaka towarzyszyła takiemu rozwiązaniu, a była to aberracja sferyczna dająca efekt komy. Na szczęście otaczającej obraz tylko na jego brzegach. Postęp był tak duży, że zwierciadła przyjęły się na dobre i do dzisiaj zdominowały budowę teleskopów.

Tuż po Newtonie szkocki matematyk i astronom James Gregory (1938-1675) zaproponował budowę bardzo pomysłowego teleskopu umożliwiającego skrócenie długości tubusu i wygodne umieszczenie okularu na jego końcu. Ten system zdobył w XVII i XVIII wieku dużą popularność i dopiero po skonstruowanie teleskopu Przez Laurenta Cassegraina wyparło ten rodzaj teleskopu z użycia.

Ogromne zasługi w rozwoju teleskopów zwierciadlanych miał William Herschel (1738-1822), który od 1773 r. wyprodukował ich ponad 400 dla różnych klientów. Herschel przy pomocy jednego z tych teleskopów odkrył planetę Uran. Było to wtedy ogromne osiągnięcie, bo od czasów starożytnych pierwsze tego typu. Jego syn John Herschel (1792-1891) cierpliwie katalogował obserwowane obiekty dzięki stale ulepszanym urządzeniom. Największy teleskop jaki Herschelowie zbudowali miał zwierciadło o średnicy 1,2 metra. 

William Herschel badając widmo słoneczne dokonał też ważnego odkrycia. W 1800 roku odkrył promieniowanie podczerwone, oświetlając widmem słonecznym zestaw termometrów. Warto o tym pamiętać, bo współczesne astronomia prowadzi też obserwacje w tym zakresie, ale o tym będzie w dalszej części notki.

John Herschel z kolei pozostawił po sobie ogromny dorobek precyzyjnego i cierpliwego badacza. Cieszył tak się ogromnym autorytetem wśród współczesnych mu ludzi, że został uznany za jednego z największych naukowców w XIX wieku i zaszczytnie pochowano go obok Isaaka Newtona i Darwina.

Największym teleskopem wyposażonym w zwierciadło metalowe był słynny „Lewiatan” zbudowany przez Williama Parsonsa hrabiego Rosse w Irlandii w 1845 roku. Parsons przez pięć lat próbował odlać blok metalu pozwalający zbudować zwierciadło o średnicy 187 centymetrów. Kiedy piąta próba zakończyła się powodzeniem okazało się, że lustro po szlifowaniu ważyło 3,8 tony i pod wpływem własnego ciężaru odkształcało się tak, że wymagało dodatkowych wzmocnień w postaci żelaznej ramy. 

Z powodu ogromnego ciężaru Parsons musiał zbudować montaż teleskopu bardzo ograniczający prowadzenie obserwacji. Urządzenie pozwalało obserwować jedynie bardzo wąski obszar nieba tak, że pojedynczy obiekt znajdował się w polu widzenia teleskopu nie dłużej niż jedną godzinę! 

„Lewiatan” do uruchomienia teleskopu „Hookera” na Mount Willson w Kalifornii w 1918 roku był największym teleskopem na Ziemi. Przy pomocy „Lewiatana” pracującego do 1908 roku, zaobserwowano po raz pierwszy spiralną strukturę galaktyk, ale nie zdawano sobie sprawy, że są to odległe galaktyki klasyfikując je, jako mgławice, czyli obiekty naszej Drogi mlecznej zbudowane z gazu!

Poniżej widzicie słynny szkic ukazujący M51 na podstawie obrazu uzyskanego przy pomocy „Lewiatana”. Rozdzielczość „Lewiatana” nie pozwalała na dostrzeżenie pojedynczych gwiazd w obserwowanych „mgławicach”, ale kości zostały rzucone i spiralna struktura tych mgławic rozbudziła ciekawość i dyskusję nad jej przyczynami. Dyskusja ta doprowadziła do największego przełomu w astrofizyce, ale o tym w przeczytacie nieco dalej.

Metalowe zwierciadło wykonane dla „Lewiatana” pokazało kres możliwości budowy jeszcze większych urządzeń opartych na tej technologii.

Zwierciadła szklane wprowadzono dopiero w drugiej połowie XIX wieku. Aby wykonać takie zwierciadło potrzebna była ogromna wiedza z zakresu nie tylko optyki, ale w pierwszej kolejności technologii odlewania bloków szklanych. To zadanie było na tyle skomplikowane, że na zawsze w zapomnienie odeszły teleskopy budowane przez amatorów. Szkło pokrywano początkowo tradycyjnie odbijającą światło warstwą rtęci lub srebra. Dopiero na początku XX wieku opracowano technologię pozwalającą na nanoszenie warstw aluminiowych, cechujących się o wiele lepszymi własnościami optycznymi i trwałością niż rtęć i srebro.

Na wykresie poniżej możecie zobaczyć krzywe pokazujące charakterystyki refleksji różnych materiałów w funkcji długości fali elektromagnetycznej.

Pamiętacie zapewne z fizyki, że światło, które odbierają nasze siatkówki jest właśnie falą elektromagnetyczną. Ale posiada też inne własności, nadające mu bardzo „magiczne” cechy. Otóż wyjaśniając najprościej światło zachowuje się jednocześnie jak fala i cząstka!

Ta pierwsza własność pozwala na refrakcję, czyli załamanie przebiegu światła, poprzez wykorzystanie ośrodków o zmiennych cechach fizycznych. Dzięki tej naturze możemy budować soczewki skupiające światło lub rozpraszające je, czyli ta własność jest podstawą budowy każdego teleskopu. Dzięki tej naturze możemy obserwować tęcze barw zarówno w naturze jak i w optycznych instrumentach.

Ale światło zachowuje się też jak cząstka. Zatem pojedynczy foton potrafi zmienić stan energetyczny całego atomu wybijając z jego orbity elektrony lub zmieniając ich poziomy energetyczne! Ta cecha umożliwia efekt fotochemiczny wykorzystywany w klasycznej fotografii, ale też efekt fotoelektryczny odkryty przez Heinricha Herza w 1887 roku, umożliwiający wiele lat potem budowę matryc CCD doskonalszych niż ludzkie oczy.

Wyjaśnienie korpuskularno-falowych własności światła i wspomnianego efektu fotoelektrycznego doprowadziło do rewolucji w fizyce i było pierwszym sukcesem Alberta Einsteina, który je opisał i wyjaśnił.

Fotografia

Zatem zanim przejdziemy do omówienia następnego etapu w rozwoju teleskopów musimy pochylić się nad omówieniem fotografii, która znalazła zastosowanie w nowoczesnych obserwacjach Wszechświata.

Tuż po wynalezieniu samej fotografii, zastosowano klisze fotograficzne i fotografii ciał niebieskich. W 1838 roku pierwsze zdjęcie Księżyca wykonał sam Louis Daguerre. Potem fotografowano Słońce i najjaśniejsze gwiazdy, takie jak Vega, ale przez wiele lat nie czyniono większych postępów. Powodem takiego zastoju był brak precyzyjnych mechanizmów zegarowych, które potrafiłyby sterować teleskopem w taki sposób, aby doskonale kompensować ruch obrotowy Ziemi.

To nie jest proste zadanie zbudować precyzyjny i stabilny montaż teleskopu. Przez wiele lat mechanizmy te potrafiły utrzymać gwiazdy w miarę „zamrożone” w obiektywie na kilka lub najwyżej kilkadziesiąt sekund.

Przełom spowodowało wynalezienie tzw. montażu niemieckiego będącego odmianą montażu paralaktycznego. Polega on na tym, że główna oś obrotu teleskopu nachylona jest równolegle do nachylenia osi ziemskiej. Taki teleskop, aby śledzić gwiazdę musi jedynie kompensować ruch obrotowy Ziemi. Wystarczy, zatem precyzyjny mechanizm zegarowy napędzający obrót teleskopu wokół tej osi, aby utrzymać gwiazdę w centrum widzenia obiektywu. Poniżej widzicie refraktor o obiektywie średnicy 24 cm, zbudowany przez Fraunhofera w 1826 roku umieszczony na paralaktycznym montażu typu niemieckiego. Ewolucja tych układów doprowadziła do zbudowania napędów teleskopów spełniających potrzeby astrofotografii.

Emulsja fotograficzna poddana długotrwałemu naświetlaniu rejestrowała padające na nią fotony, dając na końcu efekt kumulacji. Oczywiście taka emulsja wtedy rejestrowała też każde drgnienie teleskopu, każdą nierównomierność prowadzenia maszyny, każde zniekształcenie obrazu spowodowane turbulencjami atmosferycznymi.

Do tego dochodziły zaburzenia powodowane turbulencją atmosferyczną, w efekcie dodatkowo rozmywające ostrość obrazu. Z tego głównie powodu dawniej zdjęcia wykonane nawet przez duże teleskopy, o średnicy zwierciadeł mierzonej w wielu metrach, dawały zawsze niedoskonale ostry obraz. Ten efekt nie był tak poważnym problemem w przypadku fotografii odległych gwiazd, mgławic i galaktyk, ale w przypadku planet Układu Słonecznego i Księżyca bardzo wyraźnie ograniczał ostrość obrazu.

Ale mimo wad, zastosowanie klisz fotograficznych umożliwiło ogromny postęp, rejestrując obrazy, jakich nigdy nasze oczy nie byłyby w stanie dostrzec.

Warto wspomnieć, że to na potrzeby astrofotografii wspomniany już genialny John Herschel – syn Williama Herschela - opracował emulsję umożliwiającą przenoszenie utrwalonych na kliszy obrazów na papier. Czyli pojawiły się pojęcia negatywu i pozytywu.

Na przełomie dziewiętnastego i dwudziestego wieku skonstruowano już montaże teleskopów umożliwiające prowadzenie największych urządzeń z wielką precyzją. Poprawiło to możliwości długotrwałego naświetlania klisz, ale oczywiście nie usunęło wpływu turbulencji atmosferycznych.

W 1880 roku chemik i astronom amator Henry Draper (1837-1882) sfotografował Wielką Mgławicę w Orionie. Kontynuował on w ten sposób rodzinną pasję swojego ojca Williama, znanego profesora i pioniera chemii fotograficznej, który w 1840 roku wykonał pierwszą dagerotypię Księżyca. Poniżej widzicie to bardzo jeszcze niewyraźne zdjęcie Mgławicy w Orionie. Ale już w 1883 roku wykonano zdjęcie tego samego obiektu o wiele lepszej jakości, co pokazuje błyskawiczny niemal postęp w tej dziedzinie.

Te zdjęcia udowodniły, że każdy następny i doskonalszy teleskop musi zostać wyposażony w możliwość fotografowania Wszechświata. Powodów było wiele. Precyzyjna dokumentacja nieba, obserwacja obiektów, których nasze oczy nie były w stanie dostrzec, obserwowanie subtelnych zmian umożliwiające nowe odkrycia i wiele innych zastosowań, jak choćby fotografia widm spektroskopowych dokumentujących skład chemiczny atmosfery gwiazd.

Tu pora na pewien skok w czasie i pokazanie dwóch obrazów. Ukazują one wyraźnie do czego doprowadził rozwój fotografii i jak ogromną ma ona przewagę nad obserwacjami prowadzonymi gołym okiem.

Poniżej widzicie obraz-szkic słynnej mgławicy „Krab” wykonany w 1848 roku, jaki widział obserwator przez teleskop „Lewiatan”. Jak widzicie jest to jedynie szkic, bo teleskop ten nie umożliwiał wykonywania zdjęć.

Jeszcze niżej widzicie moje zdjęcie wykonane nowoczesnym teleskopem amatorskim „Meade” LX90, wyposażonym w lustro zaledwie 203 milimetrowej średnicy i kolorową kamerę cyfrową „Omegon veTEC” z matrycą CMOS „Sony” IMX571. Widzicie, że ledwo widoczna dla obserwatora używającego „Lewiatana” struktura „Kraba”, wygląda zupełnie inaczej na zdjęciu przeze mnie wykonanym. Zwróćcie uwagę na kolory gwiazd i samej mgławicy ukrywającej w swym centrum gwiazdę neutronową. Te kolory są wyskalowane spektralnie zgodnie z danymi zebranymi przez satelitę GAIA, dla każdej gwiazdy osobno. Tak, więc kolory, jakie widzicie są naturalnymi barwami tych gwiazd, podobnie jak barwy samej mgławicy. Oryginalny format zdjęcia ponad 180 Mb musiałem zmniejszyć wstawiając na Salon24 ponad stukrotnie, co oczywiście wpływa na utratę szczegółów. Na oryginalnym zdjęciu widocznych jest ponad 30 000 gwiazd do jasności 21m ! Zauważcie, że wiele gwiazd tworzy układy wielokrotne, katalogowaniem, których zajmował się przez całe życie wspomniany już powyżej John Herschel.

Teraz wracamy do końca XIX i początku XX wieku.

Mount-Wilson-Observatorium, czyli święta góra astronomów

Można powiedzieć, że postępy technologiczne w rozwoju teleskopów i fotografii spotkały się w jednym miejscu na świecie, dając nadzwyczajne efekty eksploracyjne i zmieniając nasz obraz Wszechświata. Tym miejscem była Mount Wilson w Kalifornii.

Na początku XX wieku technologiczne warunki wiodące do tego celu były spełnione.

- Firma Saint Gobain opanowała odlewanie wielkich bloków szkła.

- Naukowcy z Pasadeny opracowali mozolną procedurę bardzo dokładnego szlifu wielkich luster sferycznych. Aby to było możliwe warstwy szkła podlegające szlifowaniu musiały być całkowicie pozbawione pęcherzyków gazu. Na zdjęciu poniżej widzicie, że te bloki szkła zawierają miliony pęcherzyków, ale blok w obrębie szlifu jest absolutnie jednolity! Osiągnięcie takiego efektu było wtedy majstersztykiem technologii produkcji szkła.

- Powszechnie przyjęto stosowanie wielkich montaży opartych na koncepcji montażu niemieckiego, czyli jedną z osi obrotu teleskopu ustawiano równolegle do osi ziemskiej. Taki montaż nazywamy paralaktycznym.

 - Opanowano w wystarczającym stopniu techniki fotografii na potrzeby astronomii.

Ale spełnił się jeszcze jeden warunek decydujący, aczkolwiek bardzo przyziemny, bo całkowicie materialny. Nie jest tajemnicą, że astronomia osiągnęła pod koniec XIX wieku statut nauki wyznaczającej skalę postępu technologicznego i poziomu naukowego poszczególnych krajów. To w połączeniu z tęsknotą za odkryciem, które uwieczni w historii na stałe nazwiska darczyńców, zapewniło projektom astronomicznym znakomite finansowanie. Już nie zapaleńcy budowali teleskopy, ale organizacje i stowarzyszenia naukowe wyznaczały coraz ambitniejsze cele. Co więcej, do dyspozycji naukowców stały otworem bogate prywatne fundacje, których właściciele marzyli aby ich imiona nie zostały zapomniane. Drogę do tego celu stały się odkrycia dokonane dzieki finansowemu wsparciu badaczy ich dokonujących.

W 1902 roku fundacja należąca do szkockiego pochodzenia amerykańskiego przemysłowca Andrew Carnegie, dysponująca kapitałem 10 000 000 dolarów, umożliwiła realizację budowy obserwatorium na szczycie położonej na północ od Los Angeles góry Mount Wilson o wysokości 1742 metrów. Obserwatorium to wyposażono w kompleks teleskopów słonecznych i do obserwacji głębokiego kosmosu. Projekt tego kompleksu, pomysłu George Ellery Hale (1868-1938), utalentowanego astronoma i konstruktora teleskopów, miał szczęście do hojnych darczyńców.

Jeszcze przed uruchomieniem na Mount WIlson teleskopu o średnicy zwierciadła 152 centymetry, Hale wraz z niemniej utalentowanym konstruktorem i optykiem Georgiem Willis Ritchey’em (1864-1945) zaprojektował teleskop o średnicy zwierciadła 213 centymetrów. Ale kiedy o tym projekcie dowiedział się bogaty biznesmen z Los Angeles John D. Hooker, zaproponował, że sfinansuje budowę jeszcze większego zwierciadła o średnicy 100 cali, czyli 254 centymetrów. Ritchey i Hale byli zachwyceni tym pomysłem i szybko przeprojektowali swój teleskop.

"Saint Gobain" podjął się wtedy karkołomnego zlecenia, aby za 45 000 Dolarów wykonać blok szkła dla zwierciadła o ponad metr większego, od 152 centymetrowego „potwora”, który wymagał ponad 4 lat produkcji. Napotkane problemy technologiczne w odlaniu 5080 kilogramowego „małego” bloku dla zwierciadła 152 centymetrowego teleskopu z Mount Wilson, budziły przerażenie technologów firmy, kiedy podejmowali się odlania 100 calowego kolosa, ale zlecenie przyjęto.

Kiedy surowy blok szkła przybył do Passadeny w celu oszlifowania, Ritschey i Hale byli zrozpaczeni, bo zauważyli morze pęcherzyków powietrza, tworzących efektowne zastygłe wiry w bloku szkła. Blok ten został uznany za nieprzydatny i we Francji zamówiono następny. Niestety mimo zbudowania nowego pieca i zastosowania różnych metod odlewu każde z kolejnych trzech luster pękało podczas stygnięcia lub tuż po wystygnięciu. W międzyczasie niektórzy technolodzy Saint Gobain zapewnili, że pierwsze lustro spełni oczekiwania technologiczne i należy je oszlifować, bo w warstwie podlegającej obróbce pęcherzyków nie ma.

Nie było wyboru, fiasko następnych prób odlania odpowiedniego bloku zmusiło konstruktorów do podjęcia ryzyka i przyjęcia zapewnień technologów Saint Gobain’a. W ten sposób w 1910 roku rozpoczęto trwające siedem lat szlifowanie pierwszego i wcześniej odrzuconego bloku. To zadanie powiodło się z dokładnością do dwóch milionowych części cala! Gotowe zwierciadło spełniło wszystkie oczekiwania jego projektantów. Okazało się, że Francuzi mieli rację. Powierzchnia lustra wyznaczała nowe standardy konstrukcji teleskopów, zamiast powierzchni sferycznej Ritchey zastosował paraboliczną podobnie jak we wcześniejszym 60 calowym teleskopie.

Nowy teleskop, nazwany od nazwiska fundatora lustra „Teleskopem Hookera” wymagał skonstruowania montażu umożliwiającego bardzo dokładne prowadzenie go podczas fotografowania nieba. Gigant ważył ponad 100 ton! Decydowano się na zastosowania montażu siodłowego, który jest odmianą montażu paralaktycznego. Taki montaż – przypominam – posiada dwie osie obrotu. Jedna – azymutalna - kompensująca ruch obrotowy Ziemi nachylona jest tak, że jest równoległa do osi ziemskiej. Druga - pozwala na pochylanie teleskopu i służy do celowania nim w obiekty obserwowane – oś wysokości astronomicznej. Kiedy według tej osi uchwycimy nasz cel, nie jest już podczas obserwacji poruszana. Jedyną odpowiedzialną za utrzymanie celu w obiektywie staje się oś azymutalna, której obrotem steruje precyzyjny zegar.

Nowe zwierciadło ważyło po oszlifowaniu 4,5 tony i zostało pokryte warstwą srebra, która wymagała co kilka lat całkowitej wymiany. W 1935 roku lustro zostało pokryte warstwą aluminium w specjalnie do tego celu przetransportowanej na szczyt góry komorze.

Teleskop umieszczono w specjalnej kopule tak zbudowanej, aby nie nagrzewała się zbyt mocno w ciągu dnia. Uroczyste uruchomienie i ujrzenie „pierwszego światła” z nowej maszyny nastąpiło 1 listopada 1917 roku.

Kiedy uruchamiano teleskop nikt nie przypuszczał, że sławę przyniosą mu obserwacje dokonane przez badacza, który w tym czasie służył w wojsku. Była to niezwykła osobowość wszechstronnie utalentowana intelektualnie i sportowo, człowiek wielu talentów i multidyscyplinarnie wykształcony.

To Edwin Hubble (1889-1953) badacz, który udowodnił, że nasza galaktyka nie jest jedyną we Wszechświecie, a także pokazał, że nasz Wszechświat stale się rozszerza, co doprowadziło do koncepcji Wielkiego Wybuchu.

Hubble jeszcze podczas I wojny dosłużył się stopnia majora, uwielbiał jazdę konno i nigdy nie zadzierał nosa. W życiu prywatnym spełniony mąż i ojciec, ujmował ludzi otwartością i ciepłem. Uwielbiał paradować w swoich kawaleryjskich butach jeździeckich z nieodłączną fajką, którą zapalał z wielkim namaszczeniem.

Asystentem Hubbla został absolutny fenomen w dziejach astronomii.

Był to Milton Humason (1891-1972) który w wieku 14 lat porzucił szkołę, aby pracować, jako poganiacz mułów transportujących na szczyt góry materiały do budowy obserwatorium. Humason po zbudowaniu drogi pozwalającej zastąpić muły samochodami, dostał pracę dozorcy w obserwatorium. Wyróżniał się zapałem, ciekawością i sumiennością, więc powierzono mu obowiązki nocnego asystenta astronomów podczas obserwacji. Już po krótkim czasie opanował obsługę Teleskopu Hookera do takiej perfekcji, że nie miał sobie równych w technice fotografowania obiektów głębokiego kosmosu. To dzięki jego zdjęciom i pomiarom spektralnym, Hubble mógł dokonać swoich odkryć. Mimo, że nie ukończył żadnej szkoły w roku 1950 otrzymał za swoje osiągnięcia i odkrycia doktorat Honoris Causa prestiżowej szwedzkiej uczelni w Lund. Humason w 1954 roku został oficjalnie mianowany astronomem obserwatoriów na Mount Wilson i Mount Palomar.

Teleskop Hookera miał wystarczającą rozdzielczość, aby z obłoku mgławicy wyłowić pojedyncze gwiazdy, jeśli te wyraźnie różniły się jasnością. Hubble postanowił poddać stałym obserwacjom Wielką Mgławicę w Andromedzie w nadziei, że zaobserwuje charakterystyczne dla gwiazd zwanych cefeidami zmiany jasności. Cefeidy pulsują jednostajnym rytmem i co ważne są dużo jaśniejsze niż wiele innych gwiazd - w porównaniu z naszym Słońcem, cefeidy potrafią świecić od 1000 do 10 000 jaśniej. Najbardziej łatwą do obserwacji gołym okiem cefeidą jest poczciwa Gwiazda Polarna.

Hubble założył, że obserwacja tych gwiazd w strukturze Mgławicy Andromedy będzie wystarczającym dowodem na to, że ten spiralny obłoczek na naszym niebie jest osobnym systemem gwiezdnym, podobnym naszej galaktyce, a nie jak twierdziło wielu astronomów strukturą złożoną wyłącznie z gazu i pyłu.

Cierpliwość i pomysłowość Hubbla przyniosła owoce 6 października 1923 roku. Przeglądając wywołaną kliszę, czerwonym atramentem zaznaczył utrwaloną na negatywie gwiazdę symbolem - VAR! Hubble trzymał w ręku odkrycie, które udowodniło, że na Wszechświat jest znacznie większy niż można to sobie wyobrazić. Co więcej, wykorzystując wiedzę o cefeidach, można było ustalić odległości do obserwowanych galaktyk.

Jeszcze w roku 1929 Hubble razem z Humasonem opublikował wyniki pomiarów spektroskopowych widma światła docierającego z wielu odległych galaktyk i zdjęcia cefeid, w których wykorzystał setki obserwacji dokonanych teleskopem Hookera, a także pomiarów dokonanych przez amerykańskiego astronoma Vesto Slipher’a (1875-1969) i udowodnił, że galaktyki te oddalają się od siebie z prędkościami proporcjonalnymi do odległości od obserwatora. To było dowodem na stałe rozszerzanie się naszego Wszechświata.

Odkrycia dokonane przy pomocy Teleskopu Hookera, spowodowały, że nastała złota era wielkich maszyn obserwacyjnych. Amerykanie wykorzystali swoje doświadczenia i już na początku lat trzydziestych postanowili zbudować teleskop 200 calowy. 

Tym razem przygotowali się do odlania zwierciadła dwa razy większego niż posiadał Teleskop Hookera, wykorzystując własne osiągnięcia technologiczne. Zrezygnowano z wykorzystania szkła kwarcowego, przewidując zastosowanie szkła borowo-krzemowego patent na ten typ szkła posiadała firma Corning z USA. To tej firmie wykonanie lustra zaproponował projektant teleskopu znany już nam George Ellery Hale. Znał on parametry Pyrexu i miał nadzieję, że jego odporność na zmiany temperatury zmniejszy naprężenia wewnętrzne podczas odlewania i studzenia lustra, a jednocześnie ograniczając zniekształcenia powierzchni spowodowane zmianami temperatury podczas eksploatacji zredukuje teleskopu. George McCauley technolog firmy Corning opracował szczegóły konstrukcji lustra. Tajemnica pomysłu tkwiła w tym, że lustro, choć było monoblokiem, miało posiadać strukturę podobną do plastra miodu. Ta struktura nie tylko miała zmniejszyć wagę tak gigantycznego, bloku, ale też zredukować naprężenia wewnętrzne.

Zbudowanie formy dla tego lustra samo w sobie było popisem sztuki odlewniczej, ale same procesy odlewania i studzenia były popisem, przez wielu uznawanym za szczyt możliwości technologicznych w tamtym czasie. Samo roztopienie mieszanki trwało miesiąc, a studzenie odlanego surowego bloku trwało 10 miesięcy. W pierwszej fazie odlew przez ponad miesiąc był utrzymywany w temperaturze wytopu, co miało pozwolić na odgazowanie szkła. Pierwszy odlew się nie udał, ale kolejny był doskonały. Surowy nieoszlifowany blok ważył 20 ton i został wysłany do oszlifowania w Pasadenie. Gotowe zwierciadło waży 14,2 ton, w jego geometrycznym centrum znajduje się okrągły otwór, ponieważ teleskop posiada możliwość pracy w systemie Newtona i Cassegraina. W tym drugim systemie światło wyprowadzanie jest do punktu ogniskowania właśnie przez ten otwór.

Laurent Cassegrain (1629-1693) był skromnym katolickim księdzem i nauczycielem fizyki w szkole w Chartres i w roku 1672 zaproponował nowy system optyczny poprawiający parametry teleskopu Gregory’ego. Jednak pomysł ten nie spodobał się jednemu z wielkich uczonych tamtych czasów Christiaan’owi Huygens’owi (1629-1695), który dokonał niesprawiedliwej, ale miażdżącej krytyki Cassegraina. To spowodowało, że jego imię zostało zapomniane, choć z powodzeniem budowano teleskopy przez niego zmodyfikowane. Dziś ten typ teleskopu jest bardzo popularny w różnych konfiguracjach, często mieszanych z pomysłami innych wynalazców.

Rozmiary teleskopu są tak ogromne, że postanowiono zrezygnować ze skomplikowanego układu platformy obserwacyjnej, zastępując ją jedynie kabiną dla obserwatora umieszczonego w samym wnętrzu teleskopu. Kabina obserwacyjna używana jest w konfiguracjach, kiedy teleskop pracuje w systemie Newtona. Do zadań obserwatora należało naprowadzanie teleskopu i obsługa kamery fotograficznej lub spektrometru. Poniżej widzicie zdjęcie pokazujące wnętrze teleskopu, a jeszcze niżej pracę operatora w kabinie, niczym obserwatora żaglowca w bocianim gnieździe

Wielki teleskop był szczytem możliwości poprawy, jakości obrazu uzyskiwanego przy wykorzystaniu tradycyjnych monoblokowych zwierciadeł. Wprawdzie Związek Radziecki zbudował większą maszynę o średnicy lustra 6 metrów, ale jakość obrazu z tego teleskopu ustępuje dożo mniejszym. Powodem były naprężenia wewnętrzne prowadzące do pęknięcia podczas eksploatacji pierwszego lustra, a po jego wymianie i tak mimo zastosowania wentylatorów do stabilizacji termicznej lustro nigdy nie osiągnęło znaczących postępów w rozdzielczości obrazu.

Amerykanie uznali teleskop Hale’a za ostatnie stadium rozbudowy tego systemu i zaczęli zastanawiać się nad zupełnie nowymi rozwiązaniami.

Teleskop zbierał oczywiście dużo światła, która to cecha pozwoliła mu sfotografować pierwsze kwazary, dokładnie pomierzyć wartości przesunięcia ku czerwieni widm odległych galaktyk. Jednak we znaki dawał się stary problem atmosferycznych turbulencji, rozmywający ostrość uzyskiwanego obrazu. Pokażę to Wam na przykładzie zdjęcia Jowisza i Wielkiej Mgławicy w Orionie wykonanych pięciometrowym „potworem” z Mount Palomar i moim malutkim teleskopem o średnicy lustra zaledwie 203 milimetrów. Proszę zauważyć, że ilość szczegółów na powierzchni atmosfery planety w przypadku małego teleskopu jest dużo większa! Poniżej tych zdjęć pokazuję wam zdjęcia z 1966 r., uznawane wtedy za dobre zdjęcie amatorskie wykonane małym teleskopem.

Od uruchomienia wielkich teleskopów wiedziano, że aby poprawić, jakość zdjęć należy usunąć kilka przyczyn ich nieostrości. Pamiętacie już z mojej notki, że wprowadzając precyzyjne zegarowe sterowanie teleskopami, pokonano ważną przyczynę rozmywania obrazu, jaką były nierównomierności ich ruchu podczas śledzenia gwiazd.

Usunięcie drugiej, związanej z turbulencją atmosferyczną było pierwotnie uznawane za niemożliwe. Jedynym sposobem wydało się wtedy wyniesienie teleskopów w przestrzeń kosmiczną. Ale pomysłowość badaczy nie ma granic i postanowiono rozwijać teleskopy wielokierunkowo.

Kierunek pierwszy - poprawa technik fotograficznych. Efekt tego rozwoju już widzicie na przykładzie moich dalece niedoskonałych zdjęć amatorskich.

Kierunek drugi - budowa luster o dużej powierzchni, złożonych z wielu segmentów i badania nad aktywną kompensacją turbulencji atmosferycznych przy pomocy takich luster.

Kierunek trzeci – wyniesienie teleskopów w przestrzeń kosmiczną.

Kiedy w kosmos zaczęto wysyłać pierwsze zaawansowane roboty, lądowniki i sondy międzyplanetarne, zdjęcia przesyłane przez te sondy były bardzo słabej jakości. Ale możliwości, jakie dostrzegano w technologii zdalnych badań niemal geometrycznie przyśpieszyły rozwój.

Program lądowania na Księżycu przyniósł pierwsze transmisje na żywo prowadzone z kosmosu. Tamte kamery zastosowane w misjach „Apollo” – oparte na tradycyjnych lampach vidiconowych - nie potrafiły sobie radzić z ogromnymi kontrastami oświetlenia na powierzchni Księżyca. Poruszające się postaci astronautów widoczne były, jako półprzeźroczyste „duchy”. Przyczyną tego stanu był błąd operatora konwersji obrazu, ale też efekt „pamięci” pierwszych lamp vidikonowych. Jednak poprawa, jakości obrazu następowała niemal z misji na misję, a od „Apollo 15” widzowie mogli oglądać nawet start załogi z powierzchni Księżyca w kolorze. Były to transmisje tradycyjne, czyli analogowe.

Proces fotografowania stosowany w sondach był bardzo niedoskonały, choć bardzo pomysłowy. Przykładowo sonda „Lunar Orbiter” naświetlała najpierw tradycyjną błonę fotograficzną, wywoływała ją, suszyła i potem obrazy powoli przesyłała na Ziemię, skanując je na specjalnej lampie elektronopromieniowej. Powoli oznaczało, że na jedno zdjęcie sonda potrzebowała 40 minut czasu.

 Ogromnym sukcesem były misje „Pioneer” 10 i 11, choć kamery telewizyjne odpowiedzialne za robienie zdjęć planet korzystały z bardzo małego zapasu pamięci, jakim dysponowała sonda. Kamery w tych sondach umieszczono, jako drugorzędne oprzyrządowanie, nie spodziewając się spektakularnych efektów.

Ale efekty przekroczyły oczekiwania wielokrotnie i zdjęcia z sond „Pioneer” 10 i 11 spowodowały, że stwierdzono, iż następne sondy „Voyager” będą wyposażone w najnowsze zdobycze technik fotografii elektronicznej, które potraktowano, jako jedne z głównych przyrządów badawczych. Czasu do okna startowego nie było dużo, ale zrobiono, co się w tamtych czasach dało. Nie wymyślono nic przełomowego, poprawiono jedynie jakość kamer, choć wciąż opartych na pochodzącej z 1950 roku telewizyjnej technologii lamp widiconowych.

„Voyagery” 1 i 2 pokazały, że przyszłość wszystkich sond będzie oparta na coraz doskonalszych urządzeniach wizyjnych, a obrazy, które obie sondy przesłały stały się wizytówką amerykańskiej myśli technicznej i wydrukowane na ogromnych banerach dumnie ozdabiały placówki dyplomatyczne USA na całym świecie.

Na zdjęciach zarejestrowano nie tylko zapierające kolorami i strukturami dech w piersiach powierzchnie planet, ale też wybuch wulkanu na księżycu Jowisza Io. Nie byłoby to możliwe bez znajdującego się na pokładzie „Voyagerów” zaawansowanego teleskopu systemu Maksutowa (1896-1964), o ogniskowej 1500 mm, przeznaczonego do obserwacji detali powierzchni mijanych planet i odległych obiektów i pełniącego funkcję obiektywu jednej z kamer. „Voyagery” posiadają dwie kamery, drugą wyposażono w obiektyw o ogniskowej 200 mm. Kamery wyposażono w komplet filtrów na obrotowej tarczy, pozwalających na obserwacje w różnych zakresach widma.

Matryce CCD i fotografia cyfrowa.

W 1969 roku badacze z Bell Laboratories, Willard Boyle (1924-2011) i George Smith zbudowali pierwsze półprzewodnikowe sensory o niewyobrażalnej wcześniej czułości, rejestrujące 90% padających na nie fotonów. Dla porównania, klasyczna chemiczna klisza rejestrowała maksymalnie 10% padających fotonów. Pierwotnym przeznaczeniem tych elementów były kamery astro fotograficzne. Sensory te nazwano charge-coupled device (urządzenie sprzężone ładunkowo) w skrócie CCD. Pierwszą matrycę zawierającą 100x100 elementów światłoczułych uruchomiono w 1973 roku.

Sensory te stanowią dzisiaj podstawę wszystkich urządzeń rejestrujących obrazy i są obecne w różnych odmianach w każdym aparacie cyfrowym, telefonie komórkowym itp.

Nie przesadzę, jeśli napiszę, że od czasu wynalezienia teleskopu, w jego konstrukcji nie było większej rewolucji niż wyposażenie go w kamery oparte na matrycach CCD.

Początkowe niedoskonałości polegające na małej rozdzielczości wynagradzała czułość tych urządzeń. Dziś matryce mają rozdzielczości wielokrotnie przekraczające możliwości, nie tylko chemiczny klisz, ale i naszego oka.

Co więcej, obrazy zapisywane są cyfrowo, co oznacza, że można je kompilować przy pomocy programów komputerowych. Przykładowo z 1000 zdjęć program wybiera automatycznie te najbardziej ostre – przeciętnie takich zdjęć podczas średnio niespokojnej atmosfery jest 200 - i po oznaczeniu obiektów składa zdjęcia w ten sposób, że wybiera jedynie najostrzejsze fragmenty i składa je w całość.

W ten sposób można usunąć częściowo nieostrość obrazu wywołaną turbulentną atmosferą. Ja przy pomocy mojego najmniejszego teleskopu „Meade” ETX-125 (układ Maksutow-Cassegrain, zwierciadło 125 mm, ogniskowa 1900 mm) wykonuję zdjęcia Księżyca. Dawniej tak ostre zdjęcia można było uzyskać jedynie z pokładu statków kosmicznych. Pokazuję wam poniżej zdjęcie wykonane tym bardzo małym teleskopem i czarnobiałą kamerą cyfrową „Omegon” Guide wyposażoną w sensor Sony IMX 290.

Zdjęcie przy pomocy małego teleskopu (lustro 125 mm, ogniskowa 1900 mm) systemu Maksutow-Cassegrain firmy „Meade”, wykonane z odległości ponad 300 000 km, na którym widoczne są detale o rozmiarach 500 m, pokazuje w całej krasie postęp technologiczny, jaki dokonał się w budowie teleskopów i kamer, oraz technik fotograficznych w nawet amatorskich zastosowaniach.

Optyka aktywna, adaptacyjna i lustra o dużej powierzchni, złożone z wielu segmentów.

Pokazany wcześniej „Hale Telescope” z obserwatorium na Mount Palomar, został słusznie uznany przez Amerykanów za szczyt możliwości opartych na klasycznych monoblokowych lustrach szklanych. Pokazałem wam, że powiększanie urządzeń nie miało sensu, bez rozwiązania problemu turbulencji atmosferycznych.

Technologia pozwalająca na taki zabieg pojawiła się już na początku lat siedemdziesiątych w USA, ale utrzymywana była w najściślejszej tajemnicy przez wojsko, które jej używało. Na tamte czasy wymagała zresztą użycia największych dostępnych komputerów. Sam pomysł po raz pierwszy pojawił się w latach pięćdziesiątych na stronach książki fantastyczno-naukowej i wydawał się bardzo daleki od realizacji.

Pomysł opierał się na idei „inteligentnego lustra”, tak kształtującego swoją powierzchnię, aby stale korygować zaburzony i zniekształcony przez atmosferę obraz. Skoro turbulencja powoduje efekty dające się geometrycznie opisać w postaci fali, to należy tę falę odebrać przez zestaw sensorów i odwrócić komputerowo tak, aby wysłana na siłowniki sterujące kształtem lustra, znajdowała się dokładnie w fazie przeciwnej. Potrzebny był też komputer w czasie rzeczywistym analizujący docierającą do sensorów falę, przeliczający ją na przeciwfalę i wypracowujący komendy sterujące siłownikami wyginającymi lustro. Takie rozwiązanie nazwano optyką adaptacyjną.

Do tego na podstawie badań i pomysłu inżyniera z ESO Raymonda Wilsona, postanowiono wyposażyć zwierciadło główne testowego teleskopu w system aktywnie mierzący jego geometrię i w zależności od odkształceń spowodowanych ruchem konstrukcji w polu grawitacyjnym i wpływami temperatury, stale korygujący tę geometrię.

Realizacja pomysłu wymagała wyprodukowania na tyle cienkiego lustra, aby to lustro leżąc na zestawie siłowników – niczym fakir na igłach – potrafiło doskonale reagować na każde najmniejsze wychylenie tych siłowników w przypadku lustra monolitycznego. Pojawił się też pomysł, aby lustro podzielić na elementy, które byłyby możliwe do justowania każdy z osobna. Takie rozwiązanie nazwano optyką aktywną.

Jak wyglądają takie lustra i jak zbudowane są współczesne teleskopy? 

O tym opowiem Wam w następnej notce na ten temat. Zatem CDN