Optika a světelné jevy

1. Čočky

Obrázky v jsou převzaty z programu Optika 2.1, komentář je napsaný přímo v obrázcích, proto zde uvedeme jen stručný obsah: 1.1 Druhy čoček a základní pojmy, 1.2 Spojka, rozptylka, 1.3 Optické vady čoček: sférická, geometrické zkreslení, zklenutí pole, koma, astigmatismus, barevná vada, 1.4 Základní parametry čoček, čočková rovnice, Newtonova rovnice, dioptrie.

2. Zrcadla

2.1 Druhy zrcadel a základní pojmy, 2.2 Zobrazování pomocí zrcadel: rovinné, sférické duté a vypuklé, 2.3 Optické vady zrcadel.

3. Lidské oko

Stavba oka, čípky, tyčinky, vidění centrální, periferní, Purkyňův jev, adaptace.

4. Optické přístroje

a) Lupa, b) Okuláry: Huygensův, Ramsdenův, Kellnerův, ortoskopický, c) Objektivy: dírková komora, spojka, krajinářská čočka, periskop, aplanát, anastigmát, Tessar, světelnost, optická mohutnost a ohnisková dálka d) Mikroskop, e) Dalekohled.

5. Dalekohledy

Základní typy: refraktory, reflektory, Galileův, Keplerův, Newtonův, Cassegrainův, Gregoryův, Maksutovův, Schmidtův.

Koronograf

Velmi důležitým přístrojem v astronomii je koronograf, určený ke sledování koróny, slabě zářící atmosféry Slunce. Koróna bývá pozorovatelná při úplných zatměních Slunce, kdy Měsíc zakrývá sluneční fotosféru, která jinak září asi miliónkrát jasněji.

Přístroj vynalezl Bernard Lyot až v roce 1930, stále původní Lyotův koronograf je umístěn na observatoři Pic du Midi ve francouzských Pyrenejích. Optické schéma si však žádá bližšího vysvětlení.

Objektiv O₁ s clonou C₁ zobrazuje obraz Slunce do ohniskové roviny F'₁. V této rovině je umístěna clona C₂ zvaná též umělý měsíc. Šikmá zrcadlová plocha clonky odráží světlo mimo tubus. Bezprostředně za rovinou F'₁ je polní čočka O₂, která zobrazuje vstupní otvor C₁ do roviny kruhové clony C₃. Její otvor je o něco menší než obraz clony C₁. Odstraňuje světlo, které se ohýbá na okraji clony C₁. Za ní je umístěna neprůhledná kruhová clonka C₄. Jejím úkolem je zakrýt obraz Slunce, který vznikne v místě A po dvojitém odrazu na optických plochách objektivu O₁. Objektiv O₃ zobrazuje rovinu F'₁ do výsledného ohniska F'₂, kde můžeme obraz pozorovat okulárem, zaznamenat na fotografickou emulzi nebo v něm umístit štěrbinu spektrografu.

Koronální stanice Astronomického ústavu SAV, na Lomnickém štítě (+20°13,2', +49°11,8', 2632 m n. m.) je vybavena dvojitým Zeissovým koronografem Lyotova typu s objektivem 200 mm / 3000 mm. Pozorují se sluneční protuberance a emisní spektrální čáry koróny.

Obrázek sluneční koróny z 23. XII. 1994, 4:44 UT byl pořízen sondou SOHO, konkrétně přístrojem LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph). Ukazuje vnitřní pás okolo slunečního rovníku, kde vzniká sluneční vítr nízkých šířek a kde je urychlován. Nad polárními oblastmi až k okraji snímku je vidět polární výtrysky. Obrázek byl vybrán kvůli kometě, jež dostala jméno po svém objeviteli SOHO - 6. Kometa se nakonec přiblížila ke Slunci natolik, že se rozpadla a narazila na jeho povrch.

Tentýž přístroj na téže sondě zachytil 8. 10. 1999 událost zvanou "coronal mass ejection", čili výtrysk hmoty z koróny (zkráceně CME). Hmota opouští Slunce rychlostí 650 000 km/h, což je podprůměrná hodnota - již jsme pozorovali desetkrát rychlejší.

Událost nebyla pozorovatelná kamerou EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope), z čehož soudíme, že se odehrála na odvrácené straně Slunce a promítala se směrem od Země.

Pozemské observatoře, družice, atmosféra

Dalekohled VLT (Very Large Telescope aneb polopaticky Velmi velký dalekohled) se zanedlouho stane největším optickým dalekohledem na Zemi. Přístroj se staví na Cerro Paranal, v čilských Andách, v nadmořské výšce 3500 m n. m., v místě kde jsou ideální podmínky pro astronomická pozorování, tj. tma (= nízké světelné znečištění), >360 jasných nocí v roce, nízká vlhkost a nízké chvění vzduchu (říkáme, že je nízký "seeing").

Hlavním investorem je ESO (European Southern Observatory aneb Evropská jižní observatoř). Celá observatoř bude sestávat ze čtyř teleskopů o průměru 8,2 m a tří malých "hledáčků" s průměrem 2 m. Termín dokončení celé stavby je rok 2005.

Dalším oblíbeným místem jsou Havajské ostrovy, vrchol sopky Mauna Kea (asi 4100 m n. m.), kde má své přístroje mnoho světových observatoří (viz popisky na obrázku a tři další dalekohledy). V pozadí je viditelná druhá nejvyšší sopka Havaje jménem Mauna Loa.

Jedním z dalekohledů na Havajských ostrovech je dvojitý Keckův teleskop patřící USA. Každý z nich má průměr primárního zrcadla 10 m, zrcadlo však není jednolité, nýbrž složené z 36 šestiúhleníkových segmentů. Vzdálenost dalekohledů od sebe je 80 m. Při pozorování se využívá funkčního systému adaptivní optiky, buduje se interferometr (viz dále).

Projekt Subaru se původně jmenoval JNLT (Japan National Large Telescope). V současnosti je dalekohled Subaru druhým největším přístrojem na světě (průměrem 8,3 m překonal o 10 cm evropský VLT). Nachází se na hoře Mauna Kea ve výšce 4139 m n. m., v sousedství dvojice Keckových teleskopů. Je také prvním velkým japonským teleskopem umístěným mimo japonské území. První světlo zachytil koncem ledna 1999.

Moderním optickým uspořádáním, které se dnes používá na většině velkých zrcadlových dalekohledů, je systém Ritchey - Chretién (čti [riči-kretién]). Jedná se o kombinaci hyperbolického primáru i sekundáru, která má dobře korigovány všechny hlavní optické vady.

Dalekohled Gemini North je dalším americkým dalekohledem "osmimetrové třídy". Konstrukčně stejný přístroj Gemini South se buduje i na jižní polokouli v Jižní Americe, aby bylo možné pozorovat celou nebeskou sféru.

Architektonicky netradičně je řešená kopule, jejíž boční stěny se při pozorování rozestupují nahoru a dolu, aby bylo umožněno volné proudění vzduchu a rychlejší temperace optiky na teplotu okolí. Pomocí adaptivní optiky se dosahuje rozlišovací schopnosti řádu 0,05".

Před deseti lety, 24. dubna 1990, vynesl raketoplán Discovery na oběžnou dráhu okolo Země Hubblův kosmický dalekohled. Dalekohled, který obíhá nad atmosférou, má proti pozemským observatořím obrovskou výhodu v tom, že jej neruší neklid vzduchu (seeing ~0,5") a může tedy dosahovat vysokého rozlišení obrazu. Platíme za to však poměrně vysokou cenu - vývoj a výroba kosmického teleskopu stála asi 2 miliardy dolarů, při každé závažné poruše nebo údržbě observatoře musíte vyslat raketoplán, jehož jeden let přijde řádově na 300 miliónu USD.

Snímek je až z 21. prosince 1999, kdy byl kosmický teleskop opravován při letu raketoplánu STS-103 Discovery. Observatoř byla zachycena pomocí jeřábového ramene a astronauti posléze vyměnili nefunkční gyroskopy, povrchový pláš» poškozený mikrometeoroidy a palubní magnetofon za digitální záznamník.

Dalo by se říci, že kosmická sonda SOHO (SOlar Heliospheric Observatory) je svým významem Hubblovým dalekohledem sluneční astronomie. Byla vypuštěna 2. XII. 1995 na oběžnou dráhu kolem Slunce. Pohybuje se na spojnici Země-Slunce, 1 milión km od Země v Lagrangeově bodě L1. Telemetrii přijímá GSFC v Marylandu, USA. Hmotnost satelitu je 1850 kg, rozměry 3,65 m × 3,65 m × 9,5 m. Jedná se o společný projekt ESA a NASA.

Důležitým aspektem je, že sonda může pozorovat Slunce 24 hodin denně a tak pořizovat dlouhé nepřetržité pozorovací řady. Právě měření z této sondy, zejména přístrojů GONG a MDI/SOI, umožnila obrovský rozvoje helioseismologie - oboru, který studuje oscilace slunečního povrchu a z nich usuzuje na vnitřní strukturu Slunce.

Na grafu je znázorněna propustnost zemské atmosféry v závislosti na vlnové délce záření, resp. výška, do které musíte umístit detektor, abyste zachytili alespoň polovinu záření, které do atmosféry vstupuje.

Nejlépe atmosféra propouští viditelné světlo (ostatně právě kvůli propustnosti atmosféry a kvůli tomu, že Slunce v tomto oboru vyzařuje nejvíce energie, se lidské oči vyvinuly tak, aby byly nejcitlivější na vlnové délky 400 až 700 nm). Dále dobře propouští dlouhovlnné rádiové záření (vlnové délky 1 mm až 1 km), určitá "okna" jsou otevřena i v infračervené oblasti. Pokud však chceme pozorovat jiné druhy elektromagnetického záření, což je velmi důležité, chceme-li pochopit podstatu kosmických těles, musíme vynést detektory na výškových balónech, nebo ještě lépe na družicích obíhajících okolo Země typicky ve výškách 300 - 500 km.

Aktivní a adaptivní optika

Již výše jsme zmínili, že zemská atmosféra kvůli chvění vzduchu omezuje rozlišovací schopnost pozemských observatoří řádově na 0,5", přestože teoretická rozlišovací schopnost optiky je daleko lepší. Teoretická rozlišovací schopnost (bez vlivu atmosféry) závisí na průměru objektivu dalekohledu, tedy nikoli na zvětšení!

V optickém oboru můžeme rozlišovací schopnost v prvním přiblížení spočíst jako 144"/d, kde d je průměr dalekohledu v milimetrech. Podobný jednoduchý přibližný vzorec existuje i pro vhodné zvětšení malých astronomických dalekohledů, stačí vzít právě průměr objektivu v mm. Nekupujte tedy dalekohled s průměrem čočky 5 cm, u kterého inzerují zvětšení 500×, když vhodné zvětšení je pouze 25 až 100×. Obraz sice bude velký, ale zcela rozmazaný, bez jakýchkoli detailů.

Plocha zrcadla musí být vyrobena s přesností lepší, než je čtvrtina vlnové délky světla, které chceme přístrojem pozorovat. Především je tedy nutné zajistit velmi přesný tvar optických ploch, což je možné řešit buď tlustým optickým sklem a velmi tuhou konstrukcí dalekohledu, což však při průměru 8 m není technicky možné, anebo se naopak vyrobí zrcadlo velmi tenké a využije se systému tzv. aktivní optiky.

V posledních patnácti letech byla dokonce vyvinuta technologie, která dokáže kompenzovat vliv chvění atmosféry - říkáme jí adaptivní optika. Jak vypadá výsledné dramatické zlepšení obrazu, vidíme na příkladu pozorování Saturnova měsíce Titanu 10-m Keckovým dalekohledem. S oběma technologiemi se blíže seznámíme na následujících schématech.

Aktivní optika zabezpečuje přesný tvar optických ploch a jejich uložení v dalekohledu. Musí kompenzovat deformace zrcadel i konstrukce dalekohledu, které vznikají např. nakláněním teleskopu do různých poloh, tepelnou roztažností, apod.

Jednou možností je mít pod zrcadlem detektory, které budou měřit jeho tvar s přesností řádu 10 nm, anebo můžeme (jako na schématu) přes polopropustné zrcátko odvést část záření k senzoru, jenž bude detekovat tvar vlnoplochy. V obou případech je potřeba signál zpracovat výkonným počítačem a rozhodnout, jakou silou a v kterém místě zrcadla/konstrukce zapůsobit, aby se deformace vykompenzovali.

Adaptivní optika je poněkud složitější - nejprve je potřeba dalekohledem vyfotografovat nějakou jasnější hvězdu.

Protože dostatečně jasných hvězd v blízkosti objektů, které chceme pozorovat, je na obloze nedostatek, vytváří se sodíkovým laserem hvězda "umělá". Využívá se přitom mezosférické vrstvy sodíku, jež se nachází ve výšce asi 90 km v zemské atmosféře.

Obraz hvězdy nebude bodový, ale díky neklidu v atmosféře rozmytý. Lze však zpětně spočíst, jak zdeformovat pomocné zrcátko, abychom kompenzovali deformaci vlnoplochy zapříčiněnou atmosférou. Zrcátko tedy příslušně zdeformujeme, zhasneme umělou hvězdu a vyfotíme náš objekt zájmu, ať už je to hvězdokupa, vzdálená galaxie nebo měsíc planety. Toto vše musíme opakovat s frekvencí několika hertzů - na takové časové škále totiž typicky probíhá neklid v ovzduší.

Na příkladu dalekohledu VLT UT3 (Melipal) vidíme, jak vypadá přímo technické provedení uložení hlavního zrcadla. Horní část podložky o průměru 8,2 m obsahuje 150 aktivních prvků zabezpečujících korektní tvar primárního zrcadla.

Vysoká rozlišovací schopnost (v tomto případě 0,09") je důležitá např. při pozorování center kulových hvězdokup, abychom mohli rozlišit a studovat tak jednotlivé hvězdy; aplikací je však samozřejmě bezpočet.

Snímek z observatoře Gemini North zachycuje kulovou hvězdokupu NGC 6934, vyfotografovanou vlevo nejprve v optickém oboru bez adaptivní optiky, vpravo pak v oboru IR již se systémem adaptivní optiky Hokupa'a v činnosti.

Interferometrie

Princip interferometrie umožňuje dosažení velkých rozlišovacích schopností. Již víme, že rozlišení závisí na průměru dalekohledu. Nejsme sice schopni postavit teleskop o průměru 1 km, ale v našich možnostech je vyrobit dva desetimetrové radioteleskopy a umístit je 1 km od sebe. Při složení signálu z obou radioteleskopů se sice nezvýší množství záření, které jsou schopné zachytit, ale rozlišovací schopnost soustavy bude taková, jakou by měl obří teleskop o průměru 1 km.

Tohoto principu se již dlouhou dobu využívá v právě radioastronomii. Na obrázku vidíme radioteleskop VLA (Very Large Array) v Novém Mexiku, USA, tvořený 27 pohyblivými anténami, každá o průměru 25 m, které jsou uspořádané do tvaru písmene Y velkého až 36 km.

Možnosti interferometrie demonstruje tento obrázek jádra galaxie M 87 - vpravo nahoře je obrázek z HST, čili jednoduchého optického dalekohledu o průměru 2,4 m (zřetelný je výtrysk rychlých elektronů produkovaných černou dírou o hmotnosti 3 miliard Sluncí).

Vlevo nahoře je pro srovnání snímek z VLA, ale zajímavější je detail jádra galaxie se >100× vyšším rozlišením pořízený radioteleskopem VLBA (Very Long Baseline Array), který má asi 100-m antény rozmístěné na různých kontinentech a základnu tedy srovnatelnou s rozměrem Země.

V optickém oboru je astronomická interferometrie podstatně obtížnější než v případě rádiového záření, neboť světlo není možné vést na dlouhé vzdálenosti, ani jej není možné zaznamenat a provést složení později, jako v případě elektrického signálu z radioteleskopu.

Velký interferometr VLTI se buduje na observatoři ESO, o které jsme již hovořili výše. Tunely, kterými se povede světlo do interferometrické laboratoře jsou vidět v popředí, za nimi pak čtyři kopule 8,2-m dalekohledů, ke kterým ještě později přibudou tři menší dalekohledy o průměru 1,8 m. Vzdálenosti dalekohledů dosahují 120 m. Spuštění zkušebního provozu, prozatím jen na dvou dalekohledech, se očekává již v roce 2001.

Schéma interferometru VLT vypadá poněkud nepřehledně, cílem je však skutečně jen přivedení světla z obou dalekohledů do jednoho místa a vykompenzování dráhového rozdílu (bez ohledu na to, kam jsou dalekohledy namířeny) pomocí mechanicko-optického systému pohyblivých zrcadel. Opět se tak musí dít s přesností několikrát lepší než je vlnová délka zachycovaného záření (1000 nm).