Obserwacje w zakresie światła widzialnego
fragmenty artykułu "Przyjrzeć się gwiazdom", Świat nauki, maj 2001
(autorzy Arsen R. Hajian, J Thomas Armstrong, tłum. Zbigniew Loska)
Rozdzielczości teleskopów i wielkość obiektów
Przy największym zbliżeniu do Ziemi sierp Wenus osiąga rozmiary kątowe około minuty łuku, czyli 1/600 stopnia. Nieuzbrojonym okiem jesteśmy w stanie dostrzec jako rozciągłe cała niebieskie o średnicy co najmniej minuty łuku (tzn. widzieć je jako tarczą, a nie punkt). Przez teleskop ze zwierciadłem 15cm widać sześćdziesiąt razy lepiej niż nieuzbrojonym okiem w najdoskonalszych warunkach, dlatego, że jego apertura (otwór wejściowy) jest mniej więcej tyle razy większa od źrenicy oka. Przez taki teleskop gwiazda niezależnie od swych rzeczywistych rozmiarów wygląda jak rozmyta tarcza o średnicy około sekundy łuku, ponieważ nie może on wytworzyć mniejszych obrazów. Rozmycie to wywołane jest dyfrakcją światła przechodzącego przez aperturę teleskopu. Im mniejsza apertura, tym większy obraz.
Sekunda łuku to mniej więcej rozmiary komara widzianego z odległości kilometra lub największych księżyców Jowisza widzianych z Ziemi. Jednakże Betelgeza, gwiazda o największej, nie licząc Słońca, tarczy na ziemskim niebie, ma średnicę kątową 15 razy mniejszą – około 60 milisekund łuku. Rozmiary większości gwiazd widocznych gołym okiem nie przekraczają kilku milisekund łuku.
Zakłócenia atmosferyczne
Przeszkodę w uzyskiwaniu wyraźnych obrazów gwiazd stanowi ograniczona średnica teleskopu oraz turbulencje ziemskiej atmosfery. Zdolność rozdzielcza teleskopu wzrasta proporcjonalnie do jego apertury, należy więc używać jak największego teleskopu.
Skoro przez 15-centymetrowy teleskop dostrzegamy obiekt rozciągły o rozmiarach jednej sekundy łuku, to za pomocą 2.5 metrowego instrumentu moglibyśmy ujrzeć tarczę Betelgezy, a przez któryś z dziesięciometrowych teleskopów Kecka na Mauna Kea na Hawajach obserwowalibyśmy szczegóły jej powierzchni i tarcze wielu innych jasnych gwiazd. Niestety, w praktyce zwiększanie średnicy teleskopu powyżej 15 cm nic nie daje, dopóki nie wyeliminuje się wpływu turbulencji atmosferycznych. Sytuacja przypomina próbę odczytania napisów na dnie basenu kąpielowego podczas silnego wiatru – wzburzona powierzchnia zakłóca bieg promieni świetlnych odbijających się od dna basenu. Podobnie jest w przypadku obserwacji światła gwiazd poprzez ziemską atmosferę.
Świtało rozchodzi się w postaci fali. Do zewnętrznych warstw atmosfery fale świetlne od gwiazdy dochodzą w postaci szeregu płaskich powierzchni niczym gładkie karki papieru. Chaotyczne turbulencje atmosfery zaburzające fale na ich drodze do teleskopu upodabniają je do kartek, które ktoś zmiął, a następnie starał się rozprostować.
Sumaryczny wpływ tych zaburzeń na końcowy obraz okazuje się w zasadzie taki sam, jak gdyby zniekształcona fala składała się z płaskich fragmentów, z których każdy nachylony jest pod nieco innym kątem. W przypadku światła w zakresie fal widzialnych fragmenty te mają typowe rozmiary od 5 do 20 cm, w zależności od pogody, a zatem wycinek fali docierający do 10-metrowego teleskopu zawiera tysiące takich fragmentów. Te z nich, które mają e same nachylenie, składają się na obraz gwiazdy, "plamkę" – inną dla każdego nachylenia. W rezultacie powstaje mnóstwo plamek poruszających się chaotycznie w rytmie drgań atmosfery. Jeżeli czas naświetlania nie jest dużo krótszy od sekund, obraz gwiazdy staje się rozmytą tarczą, która nawet w dobrych warunkach obserwacyjnych jest niewiele mniejsza od uzyskiwanej w 15-centymetrowym teleskopie.
W interferometrii plamkowej eliminuje się wpływ turbulencji atmosferycznych, stosując konwencjonalny teleskop i czasy naświetlania rzędu 0,01s, pozwalające uchwycić plamki w bezruchu. Technika ta sprawdziła się przy pomiarach orbit gwiazd podwójnych, lecz otrzymanie za jej pomocą obrazów okazało się o wiele trudniejsze, niż początkowo sądzili jej entuzjaści.
Optyka adaptacyjna
W innej metodzie – optyce adaptacyjnej – czujniki mierzą zniekształcenie przychodzącej fali, a komputer dostosowuje profil odkształcanego zwierciadła tak, , by je w jak największym stopniu skompensować. Korekcja zwierciadła musi odbywać się na bieżąco w skali czasowej milisekund. Technika ta przyniosła rewolucyjne wyniki w dużych teleskopach – otrzymano niezwykle ostre obrazy o rozdzielczości kątowej dochodzącej do granicy teoretycznej, wyznaczonej przez średnicę zwierciadła.
To jednak wciąż za mało, by zaobserwować rozciągłe obrazy większości gwiazd. Nawet gdyby udało się całkowicie wyeliminować wpływ atmosfery, przez 10-metrowy teleskop można by dostrzec tarcze jedynie kilkudziesięciu gwiazd, których rozmiary kątowe przekraczają 10 milisekund łuku. Pomiar średnic, powiedzmy, wszystkich gwiazd widocznych gołym okiem wymagałby teleskopu o średnicy 500m. Wykonanie tak olbrzymiego zwierciadła z niezbędną dokładnością ułamków mikrometra oraz zamontowanie go tak, aby się nie odkształcało i dało się je kierować na konkretne gwiazdy, wykracza daleko poza nasze możliwości techniczne i ekonomiczne, zarówno obecnie, jak i w najbliższej przyszłości.
Interferometria optyczna
Okazuje się jednak, że wcale nie potrzeba całej powierzchni takiego zwierciadła. Interferometria pozwala na trik polegający na umieszczeniu dwóch znacznie mniejszych teleskopów w odległości 500m od siebie, skompensowaniu ruchów obrazu powodowanych przez atmosferę i połączenie obu wiązek światła jednym punkcie centralnym. |
