1. Ćwiczenia Astronomiczne ESA/ESO

Astronomia jest nauką obrazową i przystępną, co czyni ją idealną dla celów edukacyjnych. Przez ostatnie kilka
lat NASA (Narodowa Agencja Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej, ang. National Aeronautics and Space
Administration), ESA (Europejska Agencja Przestrzeni Kosmicznej, ang. European Space Agency), HST
(Teleskop Kosmiczny Hubble'a, ang. Hubble Space Telescope) oraz teleskopy ESO (Europejskie
Obserwatorium Południowe, ang. European Southern Observatory) znajdujące się w chilijskich obserwatoriach
La Silla i Paranal w pustynnych Andach dostarczyły nam głębokich i spektakularnych obrazów Wszechświata.
Jednakże teleskop Hubble'a czy teleskopy ESO nie dostarczają jedynie niezwykle pięknych zdjęć, lecz są
przede wszystkim wspaniałymi narzędziami do badań astronomicznych. Teleskopy te mają bardzo wysoką
kątową zdolność rozdzielczą (ostrość obrazu) i umożliwiają astronomom obserwacje tak głębokiego
Wszechświata jak nigdy dotąd, pozwalając na znalezienie odpowiedzi na długo nie wyjaśnione pytania.

Analiza tychże obserwacji, choć często wysokozaawansowana w szczegółach, jest w zasadzie wystarczająco
prosta, aby uczniowie szkół średnich mogli analizę tę powtórzyć.

Europejska Agencja Przestrzeni Kosmicznej ESA, która ma udział w projekcie HST i wraz z ESO ma
zarezerwowane 15% czasu obserwacyjnego na teleskopie Hubble'a, zaproponowała serię ćwiczeń dotyczących
analizy nowoczesnych danych astronomicznych.

Celem tej serii jest przedstawienie różnorakich, niewielkich zagadnień problemowych, dzięki którym
uczniowie będą mogli zasmakować przyjemności dochodzenia do odkryć naukowych. Używając
elementarnych fizycznych i geometrycznych rozważań, uczniowie będą w stanie dojść do wyników
porównywalnych z wynikami dużo bardziej skomplikowanych metod opisywanych w literaturze naukowej.

W tym Wprowadzeniu przedstawimy w skrócie motywację i idee stojące za takimi projektami jak teleskop
Hubble'a czy Europejskie Obserwatorium Południowe. Zaprezentujemy opis samych teleskopów, instrumentów
z nimi sprzężonych czy tryb ich pracy, w postaci wystarczającej do zrozumienia metod obserwacji
przedstawionych w naszych ćwiczeniach.

Oryginalnym językiem, w którym napisano Ćwiczenia Astronomiczne ESA/ESO jest angielski. Jest kilka
powodów dla wyboru języka angielskiego - przede wszystkim jest to język używany w kontaktach naukowców.
Dobra znajomość i praktyczne doświadczenie w posługiwaniu się tym językiem jest umiejętnością cenną dla
każdego ucznia, a w szczególności przy czytaniu tekstów po części technicznych, jak ten tutaj przedstawiany.

W nowoczesnym podejściu do edukacji ważne jest przekraczanie granic pomiędzy różnymi obszarami wiedzy i
łączenie ich w sposób interdyscyplinarny, dzięki czemu można zdobywać i rozwijać swoje umiejętności
równocześnie w kilku dziedzinach. Patrzmy zatem na tekst przedstawionych tutaj problemów jako służący
ć

wiczeniom z praktycznego użycia języka angielskiego. Czynimy wysiłki aby przedstwić nasze ćwiczenia w

kilku innych językach państw-członków społeczności ESA/ESO (zobacz na stronę internetową

http://www.astroex.org

). Jeśli czynione są starania do przetłumaczenia tych ćwiczeń na inne języki,

będziemy wdzięczni za informacje w tej sprawie (zobacz na ostatnią stronę ćwiczeń, gdzie podane są adresy
kontaktowe).

Ć

wiczenia składają się z tekstu wprowadzającego w zagadnienie, a następnie przedstawione są pytania,

pomiary i obliczenia. Mogą być one używane w tradycyjnej formie w klasie lub, dzięki temu, że tworzą one
zamknięte całości, jako zagadnienia do pracy samodzielnej w grupach, w formie pracy nad dobrze

Orion | Ćwiczenia > Wprowadzenie

Strona 1 z 6

sprecyzowanym projektem.

Każde ćwiczenie tworzy niezależną część, więc istnieje możliwość ich dowolnego doboru w zależności od
przeznaczonego na nie czasu, jednakże sugerujemy, aby istotne zagadnienia zawarte w obu Niezbędnikach były
przerobione z uczniami zanim przejdą oni do pracy nad właściwymi ćwiczeniami, chyba że treści tam zawarte
są już im znane.

2. Teleskop Kosmiczny Hubble'a

Teleskop Kosmiczny Hubble'a (w skrócie: HST) został umieszczony na orbicie wokółziemskiej 26 kwietnia
1990 roku za pomocą promu kosmicznego Discovery. Stało się to w sześćdziesiąt siedem lat po tym, jak
niemiecki inżynier zajmujący się lotami rakietowymi H.Oberth wskazał na wiele dodatnich stron
przeprowadzania obserwacji astonomicznych z przestrzeni kosmicznej, poza jakimkolwiek wpływem ziemskiej
atmosfery. Pierwszy poważny projekt budowy dużego teleskopu kosmicznego dotarł do NASA na początku lat
sześćdziesiątych. Po całej serii studiów nad faktycznymi możliwościami budowy takiego instrumentu, wspólny
projekt NASA i ESA został w końcu zaaprobowany i rozpoczął pracę w 1977 roku. Jeśłi chodzi o rozdzielczość
kątową, teleskop Hubble'a nie ma sobie równych wśród naziemnych teleskopów pomimo tego, że przy średnicy
zwierciadła głównego 2.4 metra nie należy on do dużych teleskopów.

Obrazy pochodzące z teleskopów naziemnych są zawsze zniekształcone z powodu tego, że światło obiektów
astronomicznych musi na swojej drodze przedostać się przez turbulentne warstwy ziemskiej atmosfery. Bez
względu na wielkość teleskopu, nieuniknione rozmycie obrazów obiektów powoduje ograniczenie zdolności
rozdzielczej teleskopów, która dla obserwacji naziemnych może wynosić co najwyżej ok. 0.5 sekundy łuku (1
sekunda łuku to 1/3600 stopnia). Natomiast w przestrzeni kosmicznej światło rozchodzi się bez zakłóceń, a
więc gwiazdy nie 'mrugają', skąd wynika, że jedyne ograniczenia na zdolność rozdzielczą teleskopu wynikają z
jakości zastosowanych układów optycznych oraz z dokładności utrzymywania stałej pozycji teleskopu
względem obserwowanego obiektu przez cały czas trwania ekspozycji. Mamy więc sytuację, że obrazy
uzyskiwane przez teleskop Hubble'a zawierają około pięć razy więcej szczegółów obiektów niż obrazy tych
obiektów uzyskiwane z Ziemi. Rozdzielczość osiągalna przez teleskopy naziemne jest porównywalna do
możliwości czytania nagłówków artykułów gazet z odległości kilometra, ale za pomocą teleskopu Hubble'a
możemy przeczytać także sam tekst artykułu!

Właśnie ta dramatyczna, pięciokrotna poprawa zdolności rozdzielczej w teleskopie kosmicznym czymi go
narzędziem wyjątkowym. HST nie tylko pozwala na badania znanych dotąd obiektów na dużo wyższym
poziomie rozróżnialnych szczegółów, lecz także na odkrywanie i obserwacje obiektów dotąd nieznanych,
słabszych kilkadziesiąt razy niż te możliwe do zaobserwowania z Ziemi. W ten sposób teleskop Hubble'a
zwiększył obszar Wszechświata dostępnego obserwacjom astronomicznym.

Teleskopy działające w przestrzeni kosmicznej mają możliwość odbioru promieniowania wysyłanego przez
obiekty astronomiczne w znacznie szerszym zakresie promieniowania elektromagnetycznego niż instrumenty
naziemne, które są ograniczone do fal o długościach niepochłanianych w atmosferze. Zakresy fal
pochłanianych przez atmosferę są pokazane na rys.1.

Strona 2 z 6

Oznacza to, że teleskop Hubble'a jest w stanie dokonywać obserwacji nie tylko w świetle widzialnym, ale
również w ultrafioletowym i podczerwonym. Szczególnym zainteresowaniem cieszy się ultrafioletowa część
widma, ponieważ właśnie tam umiejscowiona jest większość linii widmowych będących wynikiem tzw. przejść
atomowych dla najbardziej rozpowszechnionych pierwiastków. Wszystkie pierwiastki chemiczne mają
charakterysyczną tylko dla siebie zdolność pochłaniania lub emitowania światła o ściśle określonych
długościach fali, dzięki czemu po zidentyfikowaniu przejść atomowych w widmach obiektów astronomicznych
możemy określić ich skład chemiczny, temperaturę czy inne fizyczne własności.

Rys.1 Pochłanianie promieniowania przez ziemską atmosferę
Obiekty astronomiczne emitują światło w wielu zakresach długości fal, lecz tylko
niektóre z nich mogą penetrować ziemską atmosferę. Pozostałe są absorbowane i
rozpraszane w atmosferze. Rysunek pokazuje przeźroczystość atmosfery w
zależności od długości fali promieniowania. Widać, że promieniowanie
ultrafioletowe jest prawie całkowicie pochłaniane lub rozpraszane, jak również duża
część promieniowania podczerwonego.

Teleskop Kosmiczny Hubble'a

1. Panele słoneczne

2. Zwierciadło wtórne

3. Zaawansowana Kamera do Przeglądów (ACS)

4. Kamera Obiektów Słabych (FOC)

5. Czujniki Prowadzenia Precyzyjnego (FGS)

6. Korektor Optyki Teleskopu Kosmicznego (COSTAR)

7. Kamera Szerokokątna i Kamera Planetarna 2 (WFPC 2)

Strona 3 z 6

3. Bardzo Duży Teleskop ESO (VLT)

Bardzo Duży Teleskop (ang. Very Large Telescope, w skrócie
VLT) należący do ESO jest największym na świecie teleskopem
optyczno-podczerwonym. Inicjatywa zbudowania dużego,
europejskiego teleskopu powstała już w końcu lat
siedemdziesiątych. Podstawowa koncepcja VLT była szeroko
dyskutowana w środowisku astronomicznym Europy na początku
lat osiemdziesiątych. W oparciu o precyzyjnie opracowany projekt
i plan finansowania fazy budowy i poźniejszej fazy operacyjnej
teleskopu, Komitet ESO dał zielone światło do budowy telskopu

8. Zwierciadło główne

9. Spektrograf (STIS)

Instrumenty na pokładzie

Zestaw instrumentów na pokładzie teleskopu kosmicznego - 2 kamery, 2
spektrografy i zestaw 3 czujników prowadzenia - pozwalają na prowadzenie
szerokiego spektrum obserwacji. Kamera Szerokokątna i Planetarna (WFPC
2) jest podstawowym instrumentem teleskopu kosmicznego. Jest ona w stanie
dokonywać obserwacji nieba przy zastosowaniu dużego zestawu dostępnych
filtrów, sięgających od 1000 nm w bliskiej podczerwieni do 115 nm w
ultrafiolecie.

Dane techniczne

Zwierciadło główne (układ optyczny Ritcheya-Chretiena) 2.4 m

Długość całkowita 15.9 m

Ś

rednica (przy złożonych panelach słonecznych) 4.2 m

Rozpiętość paneli słonecznych 12.1 m

Masa 11 110
kg

Precyzja prowadzenia 7
milisekund łuku na 24 h

Orbita

Wysokość (pierwotna) 598 km

Nachylenie do płaszczyzny równika 28.5
stopni

Czas życia teleskopu 20 lat
(do 2010 roku)

Więcej informacji na temat Teleskopu Kosmiczngo Hubble'a NASA/ESA
można znaleźć na stronie internetowej Centrum Informacji ESA (Hubble
European Space Agency Information Center)

http://hubble.esa.int

Strona 4 z 6

VLT w grudniu 1987 roku.

Europejskie Obserwatorium Południowe czyli ESO, będące
międzyrządową organizacją badawczą, zostało utworzone w 1962
przez Belgię, Francję, Holandię, Niemcy i Szwecję w wyniku
"pragnienia utworzenia wspólnego obserwatorium
astronomicznego na południowej półkuli, wyposażonego w
potężne instrumenty, oraz w celu wspierania i koordynacji
współpracy w dziedzinie badań astonomicznych". Od tamtego
czasu do ESO dołączyły: Dania, Portugalia, Szwajcaria i Włochy.
W roku 2002 dołączy do tego grona Wielka Brytania. W ostatnich
latach inne kraje wyraziły chęć dołączenia do ESO.

ESO zarządza dwoma obserwatoriami na najwyższym poziomie
technologicznym: Paranal i La Silla. Cerro Paranal, góra o
wysokości 2635 m n.p.m. (współrzędne geograficzne: 24 stopnie
37 minut szerokości południowej, 70 stopni 24 minuty długości
zachodniej) jest położona w północnej części Chile, 12 km od
wybrzeża Pacyfiku, 130 km na południe od Antofagasty, 1200 km
na północ od Santiago i 600 km na północ od La Silla. Miejsce to
położone jest na jednym z najsuchszych obszarów na Ziemi -
pustyni Atacama. Ponieważ zła pogoda to największy wróg
astronomów, ESO przeprowadziło szerokie badania klimatycze,
aby w końcu wybrać Cerro Paranal jako miejsce posadowienia
teleskopów VLT. W ciągu roku w tym miejscu jest ok. 350 nocy o
czystym niebie.

Bardzo Duży Teleskop (VLT) składa się z czterech teleskopów,
każdy o średnicy 8.2 metra zwanych teleskopami podstawowymi
(Unit Telescopes, w skrócie UT). Mówiąc o średnicy teleskopów
mamy na myśli średnicę ich zwierciadeł głównych. Pierwsze i
drugie zwierciadła wtórne są znacznie mniejsze. Gdy światło
przechodzi przez ziemską atmosferę, obrazy obiektów zostają
zniekształcone - dzięki temu gwiazdy 'mrugają'. Technika Optyki
Adaptacyjnej (Adaptive Optics System, w skrócie AOS) została rozwinięta właśnie po to, aby dokonać korekcji
obrazów i usunąć niepożądane zniekształcenia, dzięki czemu obrazy rejestrowane tymi teleskopami są równie
wyraźne jak gdyby teleskopy położone byly w przestrzeni kosmicznej.

VLT jest wyposażony w różnorodne, najnowocześniejsze instrumenty astronomiczne. Wszystkie cztery
teleskopy o średnicy 8.2 metra były w fazie działania przed końcem 2000 roku. Wiele fascynujących wyników
naukowych już uzyskano od tamtego czasu.

Trzy teleskopy pomocnicze (Auxiliary Telescopes, w skrócie AT), każdy o średnicy 1.8 metra, są w trakcie
budowy. Możliwe jest używanie teleskopów podstawowych każdy z osobna, a po ukończeniu budowy
teleskopów pomocniczych, będzie możliwość połączenia ich w interferometr VLT (VLT Interferometer, w
skrócie VLTI). Instrument VLTI będzie miał zdolność rozdzielczą podobną do tej jaką miałby teleskop o
ś

rednicy 200 metrów. Pierwsze obserwacje przy użyciu VLTI miały miejsce w 2001 roku.

4. Antu i FORS

Prace budowlane na Cerro Paranal rozpoczęły się w 1991 roku i sześć lat później, w 1997 roku, pierwsze z
czwórki zwierciadeł głównych zostało zamontowane. Po instalacji tego teleskopu (UT 1), nazwanego Antu,
pierwsze obserwacje czyli tzw. "pierwsze światło" (z ang. "first light") miały miejsce w nocy z 25 na 26 maja
1998 roku, zgodnie z planem. Antu oznacza Słońce w języku tamtejszych Indian Mapuche. Pozostałe trzy
gigantyczne teleskopy przeprowadziły swoje pierwsze obserwacje w marcu 1999 roku, styczniu 2000 roku i
wrześniu 2000 roku.

Rys. 2 Mapa Chile
Zaznaczono położenie dwóch
obserwatoriów ESO w Chile: La Silla i
Paranal

Strona 5 z 6

Teleskopy podstawowe (UT) mają tzw. montaż azymutalny. Oznacza to, że stelaż (rura) teleskopu obraca się
dookoła osi poziomej (czyli tzw. osi wysokości). Dwa łożyska podtrzymujące stelaż są zamontowane na
olbrzymim uchwycie w kształcie widełek, który może obracać się dookoła osi pionowej (czyli tzw. osi
azymutu). W ten sposób teleskop może być skierowany w dowolne miejsce na niebie.

15 września 1998 roku przeprowadzono pierwsze obserwacje przy użyciu spektrografu FORS1 (z ang. FOcal
Reducer and Spectrograph), zamontowanego na teleskopie Antu, które okazały się być doskonałej jakości.
FORS1 i inne teleskopy VLT otworzyły całe bogactwo nowych możliwości badawczych dla europejskiej
astronomii.

FORS1 oraz jego brat-bliźniak FORS2 są wytworami jednych z najbardziej zaawansowanych i całościowych
badań technologicznych dotyczących naziemnych instrumentów astronomicznych. Instrumenty FORS działają
w trybie multimodalnym czyli są w stanie dokonywać obserwacji w kilku różnych trybach obserwacyjnych.
Dla przykładu, możliwe jest dokonywanie zdjęć w dwóch różnych skalach obrazu (czyli powiększeniach) czy
uzyskiwanie widm obiektów pojedynczych i wielokrotnych z różnymi zdolnościami rozdzielczymi. Zatem
FORS może najpierw dokonać rejestracji obrazu odległej galaktyki i natychmiast potem uzyskać jej widmo
dzięki czemu można wyznaczyć typy i odległości do gwiazd w tej galaktyce.

Więcej informacji o teleskopie VLT można uzyskać na stronie internetowej

http://www.eso.org.

Rys. 3 Schematyczny widok Interferometru VLT (VLTI)

Strona 6 z 6