Aktualności,  Astronomia

HISTORIA OBSERWACJI ASTRONOMICZNYCH – teleskopy. Soczewka? Zwierciadło? A może to i to? ( CZ.II)

Od dwóch miesięcy śledzimy historię, a nawet prehistorię, dostępnych mieszkańcom Ziemi sposobów poznawania nieba – od czasów, gdy wprawdzie jedynym narzędziem były ludzkie oczy, wpatrujące się jednak w zdecydowanie ciemniejsze niż najczęściej dziś niebo, do XVII wieku, kiedy coraz powszechniejszym stawały się soczewkowe teleskopy, dalece jeszcze niedoskonałe, ale pozwalające już odkryć wiele dotąd niedostrzegalnych szczegółów otaczającego nas Kosmosu.

W poprzednim odcinku tych historycznych rozważań, na chwilę wybiegliśmy o 2–3 stulecia do przodu, prezentując dwa współczesne teleskopy soczewkowe – największy na
świecie, o ogniskowej 20 m i średnicy obiektywu (aperturze) 102 cm oraz w Polsce: 4,5 m/30 cm, którym pod względem konstrukcyjnym oraz uzyskiwanej jakości obrazów nie były
w stanie dorównać XVII-wieczne, nawet 50–60-metrowe, konstrukcje. Główne różnice dotyczą stosowanych w nich układów optycznych – zarówno obiektywów, jak i okularów, którymi w dawnych refraktorach były pojedyncze soczewki. Jednak już w drugiej połowie XVIII wieku zaczęto stosować układy soczewek, niwelujące wady optyczne pojedynczej soczewki. Zanim przyjrzymy się temu bliżej, przypomnijmy pokrótce podstawowe wady soczewek.
Stopień załamania promieni świetlnych na granicy dwóch ośrodków, wyrażany liczbowo jako współczynnik załamania, czyli stosunek prędkości fali w obu tych ośrodkach, zależy od
długości fali świetlnej – zjawisko to nosi nazwę dyspersji. Gdy zatem na soczewkę pada światło białe, stanowiące mieszaninę barw od głębokiej czerwieni po fiolet, poszczególne barwy składowe załamują się w różnym stopniu – najsilniej krótkofalowy fiolet, najsłabiej długofalowa czerwień. Wskutek tego, ognisko soczewki, w którym skupiają się promienie świetlne jest
„rozciągnięte” – najbliżej soczewki dla fioletu, najdalej dla czerwieni. Efektem takiego rozszczepienia barw jest np. obraz białej gwiazdy, który w zasadzie powinien być białym punktem, w rzeczywistości staje się rozmyty i otoczony barwnymi obwódkami. Ta wada, nosząca nazwę aberracji chromatycznej, przy obserwacjach astronomicznych występuje powszechnie; wolne od niej mogłyby być jedynie obrazy obiektów emitujących światło jednobarwne (monochromatyczne).
Dokuczliwa jest również druga wada załamania światła w soczewkach – aberracja sferyczna, objawiająca się nawet w przypadku światła monochromatycznego. Z powodu krzywizny przynajmniej jednej powierzchni soczewki, praktycznie równoległa wiązka światła odległych obiektów, padając na bliższe czy dalsze od centrum jej rejony pod różnymi kątami, ulega załamaniu w różnym stopniu. I tak, np. w soczewce wypukłej, promienie trafiające bliżej jej środka padają niemal prostopadle, załamując się najsłabiej, a im bliżej brzegów, tym pod większym kątem padają na powierzchnię soczewki, załamując się silniej (kąt padania mierzy się względem prostopadłej do powierzchni w punkcie padania promienia świetlnego).
Dodatkowo, na ostateczny kierunek promienia załamanego ma również wpływ zmienna grubość soczewki i ponowne załamanie na jej drugiej powierzchni. Głównym ujemnym
skutkiem aberracji sferycznej jest rozmycie ostrości, co wraz z aberracją chromatyczną znacząco psuje jakość otrzymywanych obrazów. Z czasem jednak znaleziono na to sposób.

Dla w miarę pełnego obrazu niedoskonałości optyki soczewkowej, warto wymienić jeszcze jedną wadę nie tylko pojedynczych soczewek, tym razem wpływającą na wierność odwzorowania kształtu obiektu na jego obrazie. Jest nią dystorsja, powstająca wówczas, gdy występują wyraźne rozbieżności pomiędzy odległościami różnych miejsc obrazu obiektu od osi optycznej instrumentu. W przypadku teleskopu, w zauważalnym stopniu może ona dotyczyć okularu, dla którego obiektem jest pierwotny obraz wytworzony przez obiektyw, a obraz powstający za okularem – za pośrednictwem soczewki ludzkiego oka, ostatecznie tworzy się na siatkówce oka obserwatora. Typowymi zniekształceniami geometrii obrazu są deformacje o kształcie poduszkowatym lub beczkowatym.
Pozostając nadal jeszcze przy refraktorach, czyli teleskopach w pełni soczewkowych, po holenderskich, włoskich i niemieckich konstrukcjach Lippersheya i Galileusza oraz Keplera, warto jeszcze wspomnieć pierwszą polską konstrukcję lunety. Optyka tego instrumentu, stworzonego w 1613 roku przez kaliskiego duchownego, Aleksego Sylwiusza (Sylviusa), oparta była na układzie lunety Galileusza, jednak novum w jego konstrukcji było usadowienie całości na skrzyni ze skośnym wierzchem, pochylonym pod kątem około 52°, równym szerokości geograficznej Kalisza, co ułatwiało śledzenie oglądanych obiektów w ślad za ich ruchem na niebie (prototyp powszechnie dziś stosowanego montażu paralaktycznego teleskopów). Luneta kaliska, jak zwykło się ją dziś nazywać, służyła flamandzkiemu uczonemu i jezuicie Charlesowi Malapertowi do prowadzenia w Kaliszu obserwacji plam słonecznych, do czego pomocna była specjalna
półka za okularem, służąca do mocowania kartonika, na którym odrysowywano wizerunek Słońca.

Największy, 38-calowy teleskop Williama Herschela.
Źródło: wikimedia.org

Choć konstrukcja lunety Keplera, ze skupiającymi soczewkami zarówno w roli obiektywu, jak i okularu przedstawiona została już w 1611 roku, powszechniej zaczęła być stosowana dopiero w latach 40. XVII wieku. Na kolejną, jakże ważną nowość przyszło czekać jeszcze ponad sto lat, do połowy XVIII wieku, gdy angielski optyk, John Dollond jako pierwszy znalazł sposób na częściowe zniwelowanie aberracji chromatycznej. Wykorzystując w tym celu fakt, że różne gatunki szkła wykazują odmienne współczynniki załamania światła, w 1757 roku skonstruował pierwszy teleskop z obiektywem dwusoczewkowym. Zastosował w nim dwuwypukłą soczewkę skupiającą wykonaną ze szkła kronowego, o niższym współczynniku załamania i niższej dyspersji
oraz obustronnie wklęsłą soczewkę rozpraszającą ze szkła flintowego, charakteryzującego się wyższym współczynnikiem załamania i wyższą dyspersją. Po przejściu wiązki światła białego przez taki układ soczewek – zwany achromatem – składowe czerwona i niebieska ogniskują się w tym samym punkcie, co eliminuje wywołane aberracją chromatyczną zabarwienia brzegów obrazu. Sześć lat później, Peter Dollond, syn Johna, za pomocą układu trzech soczewek, również ognisko barwy żółtozielonej (o średniej długości fali względem skrajnych czerwonej i niebieskiej) sprowadził w ten sam punkt, tym samym praktycznie usuwając aberrację chromatyczną. W bliższych nam czasach, za pomocą układów czterech i więcej soczewek, powstały konstrukcje jeszcze doskonalszych obiektywów – superachromatów.
Do wszystkich wymienionych tu wad optycznych układów soczewek teleskopu dochodzi jeszcze jeden czynnik psujący ostrość obrazu. To dyfrakcja, czyli ugięcie światła na przeszkodach – w tym wypadku zwłaszcza na krawędzi obiektywu, tym bardziej dające się we znaki, im mniejsza jest apertura, czyli średnica obiektywu.
Jednym z najważniejszych parametrów obiektywu teleskopu jest jego światłosiła, wyrażająca się stosunkiem średnicy do długości ogniskowej. Dla największego refraktora świata w Yerkes Observatory wynosi ona 1:19, zaś dla największego w Polsce refraktora w Planetarium Śląskim 1:15, co wynika wprost z ich parametrów: 102 cm/19,4 m oraz 30 cm/4,5 m.

Dla siedemnastowiecznych konstruktorów teleskopów, jedynym w zasadzie sposobem na zmniejszenie zwłaszcza aberracji sferycznej i chromatycznej było zwiększanie ogniskowej (a tym samym długości lunety), bo wraz ze zmniejszeniem światłosiły maleje nasilenie tych wad.
Stosunkowo płaska, o małej krzywiźnie, soczewka takiego długoogniskowego obiektywu nie wykazywała ich w takim stopniu, jak soczewki o większej wypukłości i krótszej przez
to ogniskowej. Było o tym już wspomniane w artykule sprzed miesiąca, na przykładzie 45-metrowej lunety Jana Heweliusza. Takie, rzec można, monstrualnie długie konstrukcje nie
sprawdzały się jednak w praktycznym użytkowaniu, jako ciężkie i bardzo niestabilne.

Refraktory są dziś najpowszechniej w użyciu jako amatorskie teleskopy, o stosunkowo niedużych aperturach i ogniskowych, zapewniające powiększenia w granicach zazwyczaj od kilkudziesięciu do 100–150 razy. Stosowanie w nich krótkoogniskowych okularów umożliwiających uzyskiwanie wyższych powiększeń, mija się z celem, ponieważ wraz ze zwiększeniem powiększenia gwałtownie spada jasność, a ujawniają się wady optyczne uzyskiwanych obrazów (podrzędni producenci niekiedy nieuczciwie oferują nawet 500-krotne powiększenie niewielkich lunetek).
Powróćmy jednak raz jeszcze do XVII wieku, czasu narodzin nie tylko soczewkowych teleskopów. Już bowiem w połowie tego stulecia powstawały pierwsze koncepcje, by soczewki, obarczone tyloma uciążliwymi wadami optycznymi, zastąpić zwierciadłem wklęsłym, mającym również właściwości skupiania padającego na nie światła i, tym samym, tworzenia obrazów. Promienie świetlne docierające do idealnie gładkiej, lustrzanej powierzchni zwierciadła – czy to płaskiego, czy kulistego – podlegają wyłącznie odbiciu, pod takim samym kątem, pod jakim na nią padały. Przede wszystkim nie ma miejsca rozszczepienie światła, będące przyczyną tak uciążliwej w soczewkach aberracji chromatycznej. W zwierciadle o powierzchni kulistej mamy jednak nadal do czynienia z aberracją sferyczną, co jednak nietrudno wyeliminować, nadając mu kształt paraboloidy. Przez pierwsze 200 lat zwierciadła teleskopów (podobnie jak lustra „kosmetyczne”) wykonywano ze specjalnego stopu brązu, którego wadą były duże straty światła w stosunku do niemal bezstratnych pod tym względem, przeźroczystych soczewek.

Dopiero w połowie XIX wieku zastąpiono je odpowiednio ukształtowanymi płytami szklanymi, pokrywanymi metaliczną warstwą – srebrną, później również aluminiową, co zapewnia znacznie wyższy współczynnik odbicia światła, a także bez porównania większą odporność na korozję. Dużą zaletą lustrzanej konstrukcji obiektywu jest fakt, że konieczne jest precyzyjne ukształtowanie tylko jednej powierzchni, zaś tylna strona może być skutecznie usztywniona, co ma znaczenie zwłaszcza przy dużych średnicach zwierciadła, które w przeciwieństwie do cienkich, długoogniskowych soczewek, nie ulegają odkształceniom pod wpływem własnego ciężaru.

Pierwszą konstrukcję teleskopu zwierciadlanego, czyli reflektora, przedstawił w 1663 roku szkocki matematyk i astronom James Gregory. W tego typu urządzeniach konieczne było zastosowanie dodatkowego lustra, kierującego w stronę okularu promienie odbite od głównego zwierciadła. W teleskopie Gregory’ego, po odbiciu od paraboloidalnego zwierciadła obiektywu, skupiona wiązka światła trafiała na, ustawione poza ogniskiem obiektywu, mniejsze wklęsłe zwierciadło elipsoidalne, które przez otwór w zwierciadle głównym kierowało ją do soczewkowego okularu. Podobną konstrukcję zaproponował w dziewięć lat później francuski duchowny i fizyk Laurent Cassegrain, z tym, że jako lustro wtórne zastosował hiperboloidalne zwierciadło wypukłe. Powszechnie, jako twórcę pierwszego teleskopu zwierciadlanego, niecałkiem słusznie, uznaje się wybitnego angielskiego fizyka, Isaaca Newtona, który jednak swój pomysł przedstawił pięć lat po konstrukcji Gregory’ego. W przeciwieństwie do układów zarówno jego, jak i Cassegraina, Newton nie umieścił okularu w centrum zwierciadła głównego, a za pomocą
płaskiego lustra wtórnego wyprowadzał odbitą od zwierciadła głównego wiązkę światła w bok, blisko wlotu tubusu teleskopu. Systemy Newtona i Cassegraina są dziś jednymi z najpopularniejszych konstrukcji amatorskich, ale również profesjonalnych teleskopów. Ich twórcy poprzestali na fazie projektów, choć do dziś zachował się wykonany przez Newtona model jego teleskopu, który w 1672 roku zademonstrował londyńskiemu towarzystwu naukowemu Royal Society.

Pierwszy użytkowy teleskop systemu Newtona, o aperturze 15 cm i ogniskowej 1,5 m, wykonał dopiero pół wieku później angielski matematyk John Hadley. Jednak na większą popularność zwierciadlanych teleskopów przyszło czekać do połowy XVIII wieku, w czym niebagatelne zasługi miał wybitny angielski astronom niemieckiego pochodzenia, William Herschel, autor odkryć licznych obiektów, konstruktor – czy wręcz producent – w sumie około 400 teleskopów, z których największy, wyposażony w zwierciadło o średnicy 96 cm i ogniskową 12 m, posłużył mu do większości obserwacji, których jednym z najgłośniejszych rezultatów było odkrycie w 1781 roku siódmej planety Układu Słonecznego – Urana. Zwierciadła tych teleskopów nadal były wykonywane ze stopów miedzi z cynkiem, jednak o wyższym już współczynniku odbicia, wciąż jednak daleko im było pod tym względem do szklanych, których zewnętrzną powierzchnię pokrywano cienką, następnie polerowaną, warstwą srebra. Za największy teleskop z jeszcze metalowym zwierciadłem, uznaje się 16,5-metrowej długości konstrukcję irlandzkiego astronoma, Williama Parsonsa (Lorda Rosse), o średnicy obiektywu 183 cm, z 1845 roku, za pomocą którego odkrył m.in. spiralną strukturę „mgławic pozagalaktycznych” (galaktyk).
Od II połowy XIX wieku w roli obiektywów powszechnie stosowano już metalizowane zwierciadła szklane, jednak powlekane srebrem okazały się dość nietrwałe, w związku z czym w latach 30. XX wieku, jako warstwę lustrzaną zaczęto stosować wypolerowaną powłokę aluminiową. Zanim na przełomie wieków XX/XXI nastał prawdziwy boom w oddawaniu do użytku
coraz większych, wielometrowych teleskopów, o często złożonych strukturach zwierciadeł, przez wiele lat przodowały pod względem rozmiarów lustra dwie konstrukcje.

W styczniu 1949 roku, po 13 latach od rozpoczęcia budowy, w usytuowanym na wysokości 1700 metrów n.p.m., obserwatorium Kalifornijskiego Instytutu Technologicznego na górze Palomar w pobliżu Pasadeny (Palomar Observatory), oddany został do użytku ponad pięciometrowy Teleskop Hale’a, nazwany imieniem jego projektanta, którym był amerykański astronom George Ellery Hale. Ważące 14,5 tony (po oszlifowaniu) zwierciadło tego teleskopu jest do dziś drugim pod względem wielkości odlanym w całości zwierciadłem szklanym. Jego główne parametry
– średnica 508 cm, ogniskowa 16,75 m, dają wielką światłosiłę 1:3,3 – zapewnia to zasięg 23 magnitudo, umożliwiający obserwację obiektów około 5 milionów razy za ciemnych dla nieuzbrojonego ludzkiego oka. Niejako odpowiedzią na tę konstrukcję, w trwającym przez kilkadziesiąt lat po II wojnie światowej okresie tzw. zimnej wojny, był oddany do użytku w 1975 roku, 6-metrowy radziecki Wielki Teleskop Azymutalny, na kaukaskiej Górze Pastuchowa, 2070 metrów n.p.m. w pobliżu miejscowości Zielenczukskaja.
Przez 18 lat był największym teleskopem zwierciadlanym na świecie, jednak do dziś zachował pierwszą lokatę pośród teleskopów o jednolitej konstrukcji zwierciadła głównego.
Zarówno główne, jak i wtórne jego zwierciadło, mają kształt hiperboloidalny (system Ritchey-Chrétien). Główne parametry to: 605 cm średnicy, ogniskowa 24 m i światłosiła 1:4,
teoretyczny zasięg 26 magnitudo. Liczne niedoskonałości wykonania samego lustra obiektywu zmusiły jednak użytkowników do ograniczenia czynnej powierzchni zwierciadła.

Choć zastosowanie paraboloidalnych lub hiperboloidalnych zwierciadlanych obiektywów uwolniło teleskopy od dwóch głównych aberracji – chromatycznej i sferycznej, szczególnie w konstrukcjach o dużej (w stosunku do długości) średnicy lustra, pojawiła się nowa – aberracja komatyczna, czyli inaczej koma. Występująca również w układach soczewkowych, ale niedająca o sobie w istotny sposób znać przy niezbyt dużych średnicach obiektywu. Wada ta objawia się zwłaszcza w elementach obrazu powstałych w brzegowych partiach zwierciadła, daleko od jego centrum (osi optycznej), wytworzonych przez promienie padające na obiektyw pod dużym kątem. Jej skutkiem jest zniekształcenie obrazu obiektów punktowych – a takimi są praktycznie
gwiazdy – na kształt przecinka (łacińskie coma = przecinek) czy wręcz przypominający kometę. To w znacznym stopniu ogranicza roboczy obszar zwierciadła teleskopu. Tę wadę
udało się znacznie zminimalizować w soczewkowo-zwierciadlanych konstrukcjach teleskopów – Bernharda Schmidta (1930 r., Hamburg) oraz Dmitrija Maksutowa (1941 r., Leningrad, dziś St. Petersburg), stosowanych jako kamery do astrofotografii, w których przed zwierciadłem umieszczono specjalnie uformowane szklane korektory, skutecznie ograniczające aberrację sferyczną i komę. U wlotu kamery Schmidta, w środku krzywizny sferycznego zwierciadła, umieszczono złożonego kształtu, cienką szklaną płytkę korekcyjną niwelującą zarówno aberrację sferyczną, jak i komę w obrazie rzutowanym na wypukłą kliszę lub – współcześnie – matrycę światłoczułą. W nieco podobnej konstrukcji Maksutowa, odpowiednio dopasowany szklany
menisk korekcyjny umieszczono tuż za ogniskiem sferycznego zwierciadła obiektywu, co niemal dwukrotnie skraca długość tubusu; oprócz korekcji tych samych wad optycznych, zapewniono również płaską powierzchnię obrazową.
Tak więc – nawiązując do tytułu – wygląda na to, że najlepsze rezultaty dają zwierciadła, ale zgodnie współpracujące z soczewkami. Ostatnimi dwoma przykładami doszliśmy do konstrukcji nieprzeznaczonych do bezpośredniej obserwacji nieba, w których nie ma gdzie przyłożyć oka, a efekt obserwacji – często zdecydowanie lepszy i utrwalony – możemy obejrzeć dopiero na fotografiach.

 

 

Autor: Jan Desselberger

Artykuł ukazał się w miesięczniku Astronomia nr 54, grudzień 2016

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *