Lustra, soczewki, refraktory i reflektory

Najważniejszym elementem optycznym refraktora (czyli potocznie zwanej lunety) jest soczewka obiektywu, zbierająca światło z całej swojej powierzchni i tworząca w ognisku obraz obserwowanych obiektów (zdjęcie 1). Przystępując do rozważań nad zdolnością zbierającą soczewki, wyobraźmy sobie źródło światła, takie jak gwiazda, będące w istocie pojedynczym, świecącym punktem.

Zdjęcie 1. Zasada działania soczewki skupiającej.

Ponieważ gwiazda znajduje się praktycznie w nieskończoności, promienie świetlne docierające od niej na Ziemię są prawie równoległe. Idealna soczewka skupiłaby te równoległe promienie w jednym punkcie - w ognisku. Ów punkt jest, oczywiście, obrazem naszej wyidealizowanej gwiazdy. W praktyce jednak światło składa się z promieniowania o różnych kolorach. Światło niebieskie jest uginane w szkle silniej niż światło czerwone, co prowadzi do aberracji chromatycznej. Obrazy tworzone na kliszy fotograficznej umieszczonej w ognisku niebieskim będą nieostre w barwie czerwonej i odwrotnie.






Zdjęcie 2. Zasada działania okularu.

Pomomijając problem aberracji chromatycznej zajmijmy się zdolnością soczewki do zbierania światła. Jest oczywiste, że można używać soczewki odwrotnie do sytuacji opisanej powyżej. Promienie wysyłane przez obiekt (lub jego obraz), który zostałby umieszczony w ognisku, po przejściu przez soczewkę utworzą wiązkę równoległą (zdjęcie 2).


Zdjęcie 3. Prosty refraktor.

Ludzkie oko położone za soczewką spostrzeże ten obiekt (lub obraz) jako znajdujący się w nieskończoności. Dla obserwacji wizualnych jest to najwygodniejsza sytuacja. A zatem układ złożony z dużej soczewki obiektywowej i okularu (zdjęcie 3) działa jako teleskop astronomiczny (refraktor), umożliwiając astronomom zbieranie światła gwiazd z powierzchni o wiele większej, niż mogłoby to zrobić ich własne oko. Układy elektronicznego wzmacniania obrazu, kamery CCD, pozwalają astronomom obserwować znacznie słabsze obiekty, niż byłoby to możliwe przy spostrzeżeniach prowadzonych gołym okiem, nawet przy użyciu teleskopów o bardzo dużych średnicach obiektywów (zdjęcie 4).

Zdjęcie 4. Rok 1921: Albert Einstein pozuje do fotografii wraz z grupą pracowników obserwatorium Yerkesa. W tle największy na świecie refraktor o średnicy 102 cm.

Różnice w wielkości (powiększeniu) końcowego obrazu (na przykład odległości między obrazami gwiazd w układach podwójnych) wynikają z użycia różnych okularów. Niemniej zdolność zbierania światła zależy od kwadratu średnicy obiektywu, a nie zależy od okularu. W przypadku rozciągłego obiektu, chociażby Księżyca, rozłożenie tej samej ilości światła na większej powierzchni (przez duże powiększenie) zmniejsza jasność powierzchniową obserwowanego obiektu. Jeśli jednak obiekt jest dostatecznie jasny, może się to opłacać, gdy prowadzi do większej wyrazistości szczegółów. Duże powiększenie może więc być celowe przy obserwacjach obiektów w Układzie Słonecznym, ale na ogół nie jest potrzebne w innego typu badaniach astronomicznych.
Różnice w wielkości (powiększeniu) końcowego obrazu (na przykład odległości między obrazami gwiazd w układach podwójnych) wynikają z użycia różnych okularów. Niemniej zdolność zbierania światła zależy od kwadratu średnicy obiektywu, a nie zależy od okularu. W przypadku rozciągłego obiektu, chociażby Księżyca, rozłożenie tej samej ilości światła na większej powierzchni (przez duże powiększenie) zmniejsza jasność powierzchniową obserwowanego obiektu. Jeśli jednak obiekt jest dostatecznie jasny, może się to opłacać, gdy prowadzi do większej wyrazistości szczegółów. Duże powiększenie może więc być celowe przy obserwacjach obiektów w Układzie Słonecznym, ale na ogół nie jest potrzebne w innego typu badaniach astronomicznych.

Odbicie
Promienie świetlne padające na powierzchnię szkła są w części odbijane, ale cześć ulega zaabsorbowaniu. Jeśli powierzchnię szkła pokryjemy cienką warstwą metalu i wypolerujemy, to większość promieni będzie odbijana. Powierzchnia stanie się zwierciadłem.

Zdjęcie 5. Prawo odbicia. Kąt odbicia jest równy kątowi padania.

Znane z życia codziennego zjawisko błyszczenia metali wynika z faktu, że metale zawierają wiele swobodnych elektronów, nie związanych z atomami tworzącymi sieć krystaliczną. Swobodne elektrony natychmiast reagują na obecność fal elektromagnetycznych i nie pozwalają falom elektromagnetycznym o dostatecznie dużej długości przenikać przez metal. Dlatego zwierciadło odbija niemal całe światło widzialne, jakie pada na jego powierzchnię.
Własności geometryczne zwierciadła płaskiego można łatwo wyprowadzić, znając jedynie niektóre proste własności falowe światła. Światło odbija się od płaskiej powierzchni w taki sposób, że kąt odbicia (mierzony od normalnej do powierzchni) jest równy kątowi padania (zdjęcie 5). Jaka część światła jest odbijana, jaka przepuszczana, a jaka pochłaniana, zależy od własności zwierciadła (na przykład od materiału, z którego jest wykonane: aluminium, srebra czy złota) i od długości fali padającego światła (fale radiowe, światło widzialne lub promieniowanie rentgenowskie), ale kąty padania i odbicia są zawsze symetryczne, ponieważ rozchodzenie się fal przed aktem odbicia i po nim odbywa się w tym samym ośrodku.

Zwierciadła paraboliczne i teleskopy zwierciadlane (reflektory)
Wysoka zdolność odbijania światła przez powierzchnie metaliczne pozwala na konstruowanie na tej samej zasadzie teleskopów zwierciadlanych, wykorzystywanych do obserwacji w szerokim zakresie długości fal - od fal radiowych do ultrafioletu. Po to, by tworzyć obrazy dobrej jakości, zwierciadło (czy też czasza radioteleskopu) powinno mieć kształt paraboloidy (to znaczy być elementem powierzchni utworzonej przez obrót paraboli), a na jego powierzchni nie mogą występować nieregularności większe od ułamka długości fali światła, które chcemy zogniskować. Ponieważ długość fali światła widzialnego jest znacznie mniejsza niż fal radiowych, zwierciadła teleskopów optycznych powstają w wyniku napylania cienkiej warstwy metalu na dokładnie uformowany blok szklany. Przy budowie radioteleskopów stosuje się znacznie prostszą metodę bezpośredniego formowania metalowej czaszy, która może nawet mieć niewielkie dziury, aby cała konstrukcja stała się lżejsza.

Zdjęcie 6. Różne typy reflektorów. (a) ognisko główne położone przed zwierciadłem głównym; (b) teleskop Newtona - ognisko obok teleskopu; (c) teleskop Cassegraina - ognisko znajduje się z tyłu, za zwierciadłem głównym; (d) teleskop coude - nieruchome ognisko poniżej teleskopu.

Teleskopy zwierciadlane mają przewagę nad refraktorami pod dwoma ważnymi względami. Po pierwsze, nie występuje w nich aberracja chromatyczna. Po drugie, można budować o wiele większe reflektory niż refraktory. Zwierciadło główne teleskopu może być mechanicznie podtrzymywane na całej swej powierzchni, podczas gdy soczewka refraktora - jedynie na swoim brzegu. Istnieje też wiele innych powodów (na przykład niewielkie pęcherzyki powietrza w szkle zwierciadła nie powodują ujemnych skutków dla jego działania), dla których wszystkie duże konstruowane współcześnie teleskopy są reflektorami, a nie refraktorami.
Wadą reflektorów jest położenie ogniska głównego przed zwierciadłem. W wyniku tego astronom lub instrumenty używane do obserwacji przesłaniają sporą część padającego światła. Problem ten można częściowo rozwiązać - na kilka sposobów. Pierwsze rozwiązanie zostało wynalezione przez Newtona (zdjęcie 6b). W układzie Newtona używa się zwierciadła wtórnego do skierowania wiązki promieni do ogniska położonego poza tubusem teleskopu. Taki układ nie jest dobrze wyważony. Lepsze rozwiązanie zaproponował Cassegrain. W układzie Cassegraina (zdjęcie 6c) zwierciadło wtórne kieruje światło do ogniska znajdującego się za teleskopem poprzez otwór w zwierciadle głównym. Żadne z tych rozwiązań nie wystarcza do prowadzenia bardzo precyzyjnych obserwacji spektroskopowych. Duży i ciężki spektrograf, zawieszony z przodu, z boku lub z tyłu zwierciadła głównego, zdeformowałby sam teleskop. Do takich obserwacji wymyślono układ coude, w którym szereg zwierciadeł wtórnych kieruje światło wzdłuż osi biegunowej teleskopu do nieruchomego ogniska, leżącego w pomieszczeniu poniżej teleskopu (zdjęcie 6d). Można tam na stałe zainstalować duże urządzenia do prowadzenia obserwacji.

Zdolność rozdzielcza
Możliwość rozpoznania drobnych detali obrazu stanowi ważną przewagę teleskopów w porównaniu z urządzeniami, które zbierałyby tylko światło z dużej powierzchni, nie skupiając go dokładnie w ognisku. Ta cecha jest nazywana zdolnością rozdzielczą. Rycina 2.25 wyjaśnia pojęcie zdolności rozdzielczej w najprostszej sytuacji. Wyobraźmy sobie teleskop skierowany wprost na gwiazdę leżącą na jego osi optycznej. Wyobraźmy sobie inną gwiazdę, położoną w odległości kątowej 8 od pierwszej. Idealne ogniskowanie prowadziłoby do powstania dwóch punktowych obrazów, nieco przesuniętych względem siebie. W praktyce jednak nigdy nie daje się osiągnąć tak precyzyjnego ogniskowania, a to z następujących powodów.
Używając teleskopów optycznych na powierzchni Ziemi, musimy pogodzić się z rozmazywaniem obrazu powodowanym przez turbulencję w atmosferze. Szybkie zmiany współczynnika refrakcji w turbulentnej atmosferze powodują, że zogniskowany obraz źródła wykonuje skomplikowany taniec (seeing) na powierzchni kliszy fotograficznej. Jeśli źródło jest dostatecznie jasne, seria krótkich ekspozycji pozwala częściowo usunąć ten efekt, gdy wykorzysta się metodę zaproponowaną przez Antoine'a Labeyrie, zwaną interferometrią plamkową. W przypadku obiektów słabych metoda ta jest nieprzydatna i nawet w najlepiej położonych obserwatoriach z powodu turbulencji atmosfery średnica obrazu źródła punktowego wynosi co najmniej sekundę kątową. (Sekunda kątowa to 1/3600 stopnia, co odpowiada rozmiarom kątowym pięciogroszówki oglądanej z odległości około 4 km). Innymi słowy, jeśli dwie gwiazdy dzieli mniej niż sekunda kątowa, to na podstawie rozmazanego obrazu obserwator nie może stwierdzić, czy ma do czynienia z więcej niż jednym punktowym źródłem światła.
W przypadku okrągłej powierzchni odbijającej dyfrakcja ogranicza zdolność rozdzielczą teleskopu do:

ograniczenie dyfrakcyjne Ɵ = 1,22λ/D, gdzie λ - długość fali, D - średnica lustra

Teleskopy początku XXI wieku
Dzięki gwałtownemu wzrostowi mocy obliczeniowej komputerów, spadkowi ich ceny oraz opracowaniu nowych technologii konstrukcyjnych po wielu latach nastąpiło skokowe zwiększenia potencjału obserwacyjnego astronomii. Największy do niedawna instrument (nie licząc niezbyt udanego sześciometrowego teleskopu rosyjskiego na Kaukazie) - pięciometrowy teleskop Hale'a na Mount Palomar - powstał w 1936 roku. Dopiero jednak ostatnie dziesięciolecie XX wieku przyniosło istną lawinę wielkich instrumentów: uruchomiono ponad 10 teleskopów o średnicach większych od 6 metrów, a w różnych stadiach budowy znajduje się kilka następnych.
Jeszcze 40 lat temu projektowanie układów optycznych wymagało bardzo żmudnych obliczeń. Analityczny opis zniekształceń obrazu (aberracji), powodowanych przez soczewki i zwierciadła, był jedynie przybliżony, a wielokrotne powtarzanie obliczeń w celu optymalizacji projektu - praktycznie niemożliwe. Podstawowe prawa, określające sposób przechodzenia promieni świetlnych przez układ optyczny (prawo odbicia i załamania), są jednak bardzo proste i łatwe do zaprogramowania. Komputer może więc bez wysiłku śledzić bieg wielu promieni świetlnych, przechodzących przez układ optyczny, i oceniać jakość uzyskiwanego obrazu. Może także optymalizować parametry elementów optycznych w taki sposób, by uzyskiwany obraz spełniał wymagane kryteria. Programy takie jak Zeemax, uwzględniające powierzchnie optyczne o dowolnych kształtach i egzotycznych własnościach optycznych (na przykład soczewki o współczynniku załamania zależnym od odległości od osi optycznej), pozwalają zaprojektować skomplikowany układ optyczny w ciągu zaledwie kilku godzin.

Tradycyjne rozważania dotyczące sztywności i stabilności zwierciadeł wymagały, by grubość monolitycznego lustra wynosiła przynajmniej 20% jego średnicy. Oznacza to, że zwierciadło o średnicy 5 metrów powinno ważyć około 100 ton, a o średnicy 10 m - blisko 1000 ton! Ponieważ koszt budowy teleskopu jest z grubsza proporcjonalny do jego masy, staje się jasne, dlaczego konstrukcja optycznych gigantów musiała poczekać (prawie 50 lat) na opracowanie technologii "lekkich" luster.
Zwierciadła komorowe zbudowane są najczęściej w technologii "plastra miodu" - wąskich żeberek, tworzących siatkę sześciokątów i rozdzielających przednią oraz tylną powierzchnię lustra. Obecnie struktury takie odlewa się w obrotowych piecach, dzięki czemu powierzchnia zwierciadła uzyskuje od razu paraboloidalny kształt. Zwierciadła tego rodzaju są 50-80% lżejsze od monolitycznych.
Zwierciadła meniskowe są monolitami o bardzo małej grubości. Lustra instrumentów VLT (Very Large Telescope, czyli Bardzo Duży Teleskop) mają ponad 8 m średnicy i zaledwie 17 cm grubości. Gdyby te wymiary podzielić przez sto, otrzymalibyśmy delikatny spodeczek o średnicy 8 cm i grubości niecałych 2 mm. Takie zwierciadło jest wiotkie i bez specjalnego systemu podpór nie mogłoby spełniać swojej funkcji. Waży jednak zaledwie 30 ton i dlatego konstrukcja teleskopu jest lżejsza i tańsza od teleskopu pięciometrowego.
Zwierciadło segmentowe składa się z wielu oddzielnych, ułożonych obok siebie luster, których metalizowane fronty tworzą wspólną powierzchnię optyczną. Poszczególne segmenty są najczęściej sześciokątnymi meniskami o średnicy około 1 m. Największe działające obecnie teleskopy Kecka mają zwierciadła główne, które składają się z 36 segmentów i tworzą układ o średnicy 10 metrów.
Obrotowe zwierciadła rtęciowe nie są pomysłem całkiem nowym. Od dawna bowiem wiadomo, że powierzchnia obracającej się w zbiorniku cieczy przybiera idealny z punktu widzenia optyki kształt paraboloidalny. Ale wirujące zwierciadło musi spoczywać poziomo, ograniczając obszar badań do okolic zenitu, rtęć zaś jest ciężka, trująca i szybko się utlenia, co powodowało, że technologia ta była prawie niewykorzystywana. Obecnie powstaje jednak Large Zenith Telescope (Wielki Teleskop Zenitalny) o średnicy 6 metrów, przeznaczony do badań pozagalaktycznych.

Tradycyjne zawieszenie małych i średnich teleskopów pomyślane jest tak, by jedna z osi obrotu skierowana była równolegle do osi obrotu Ziemi. Obracając teleskop ruchem jednostajnym wokół tej osi, łatwo uzyskujemy nieruchome obrazy gwiazd w ognisku teleskopu. Takie zawieszenie (nazywane montażem paralaktycz-nym) ma jednak tę wadę, że oś nachylona jest pod kątem do lokalnego pionu. W przypadku wielkich instrumentów (ważących setki ton) oznacza to występowanie sił odkształcających oś teleskopu i utrudniających precyzyjne sterowanie nim. Rozwiązaniem jest montaż azymutalny, w którym jedna oś pozostaje pionowa, a druga - pozioma. Siedzenie gwiazd wymaga w tym wypadku jednoczesnego, niejednostajnego ruchu teleskopu wokół trzech osi (ponieważ także obraz obraca się w płaszczyźnie ogniskowej), ale w dobie mikroprocesorów nie stanowi to problemu. Wszystkie teleskopy o średnicach większych od 5 m są wyposażone w taki właśnie montaż.
Nie wszystkie teleskopy mają dwie osie. Teleskop HET (Teleskop Hobby'ego-Eberly) o średnicy 9,2 metrów jest nachylony pod stałym kątem do pionu i może obracać się tylko wokół osi pionowej. Uprościło to znacznie konstrukcję mechaniczną kosztem pewnego ograniczenia możliwych do wykonania projektów badawczych. Jeszcze dalej idą konstruktorzy teleskopów nieruchomych - mogą one obserwować jedynie obiekty znajdujące się w pobliżu zenitu. Niewykluczone, że tak będzie działać MaxAT (Maximum Aperture Telescope, Teleskop o Największej Średnicy) - instrument przyszłości o średnicy sięgającej 100 metrów.
Wielkie teleskopy o delikatnych, cienkich zwierciadłach nie mogłyby funkcjonować bez specjalnych systemów aktywnie podpierających lustra. W konstrukcjach tych lustra spoczywają na siłownikach, których nacisk regulowany te w zadany z góry sposób (pasywnie) korygują kształt me-nisku zwierciadła, zmieniony wskutek odkształcenia konstrukcji teleskopu i ugięcia lustra. W zwierciadłach segmentowych każdy element podparty jest przynajmniej w trzech punktach, a siłowniki wykorzystywane są do regulowania wzajemnego przesunięcia i nachylenia powierzchni sąsiednich segmentów.
Znacznie ciekawsze jest zastosowanie w teleskopach optyki adaptywnej, której zadanie polega na korygowaniu kształtu powierzchni zwierciadła w czasie rzeczywistym w pętli sprzężenia zwrotnego. Korekta ta jest możliwa dzięki zastosowaniu detektora frontu falowego zbudowanego z bloku soczewek, które są umieszczone przed układem CCD. Każda soczewka tworzy na powierzchni detektora punktowy obraz tej samej gwiazdy. Jeżeli docierający do detektora front falowy jest idealnie płaski, to obrazy gwiazd rozłożą się regularnie na powierzchni detektora. Jeśli jednak front falowy uległ odkształceniu, to odpowiednie obrazy gwiazdy będą przesunięte - tym bardziej, im większe jest zniekształcenie. Mierząc wielkość przesunięć, można obliczyć, jaki kształt powinno mieć dodatkowe, wyposażone w kilkaset siłowników lustro (adaptywne), by przywrócić płaski kształt powierzchni falowej. Komputer dokonuje analizy frontu falowego kilkaset razy na sekundę, dzięki czemu możliwe się staje nawet „naprawianie" zniekształceń powstających w atmosferze. Chociaż seeing (rozmycie obrazu wywoływane przez turbulencję atmosfery) sięga 1", teleskop Kecka wyposażony w układy optyki adaptywnej dostarcza obrazy o rozdzielczości 0,04". Seeing ma także wolniej zmieniającą się składową, która powoduje wędrowanie obrazu w płaszczyźnie ogniskowej. Dlatego w mniejszych teleskopach wykorzystuje się prostsze układy, w których aktywnym elementem jest lustro (na przykład zwierciadło wtórne), podparte jedynie w trzech punktach.

Zdjęcie 6. Obraz Neptuna uzyskany przez teleskop Kecka przy seeingu 0,5" i po włączeniu optyki adaptywnej - rozdzielczość wzrosła do 0,04".

Dzięki postępowi w metrologii oraz zastosowaniu optyki aktywnej możemy poważnie myśleć o budowaniu interferometrów optycznych, wykorzystujących wielkie teleskopy. Przedsięwzięcia te mają na celu m.in. uzyskiwanie bezpośrednich obrazów brązowych karłów, gorących planet typu Jowisza oraz wykrywanie mniejszych planet metodami astrometrycznymi. Największym obecnie przedsięwzięciem tego rodzaju jest VLT, składający się z czterech niezależnych teleskopów o średnicy 8 metrów, odległych od siebie o kilkadziesiąt metrów. Światło zebrane przez te instrumenty powędruje do wspólnego koherentnego ogniska. Rozdzielczość uzyskanych w ten sposób obrazów będzie sięgała 0,001".