Astrofotografia (9)

12 Astrofotografia

Do Polski luneta trafiła w 1613 roku. Kaliski jezuita (narodowości belgijskiej) Karol Mała-pert obserwował przez nią plamy na Słońcu. Tak to się zaczęło.

Jakie zadania obecnie stawia się przed teleskopem, jakie są jego podstawowe parametry?

Zarówno teleskop, jak i luneta zwiększają dokładność pomiarów kątowych, a także umożliwiają obserwowanie subtelnych szczegółów w obiektach rozciągłych, które nie są widoczne gołym okiem. Podstawowe zadanie tych instrumentów to zebranie możliwie dużej ilości światła oraz utworzenie jak najwierniejszego obrazu obserwowanego obiektu. Wiązka światła padająca na obiektyw skupiana jest w ognisku, gdzie tworzy się obraz obiektu. Następnie obraz powiększa okular, który działa jak lupa. Im większą średnicę ma obiektyw teleskopu, tym większa jest powierzchnia zbierająca instrumentu (powierzchnia zwierciadła lub soczewki) i tym więcej światła skupiane jest w ognisku. Oczywiście, im więcej światła dociera od źródła, tym jaśniejszy jest obraz, dzięki czemu możemy widzieć słabsze obiekty (zakładając, że wielkość tworzonego przez obiektyw obrazu nie ulega zmianie). Nie bez znaczenia jest ogniskowa obiektywu, gdyż od jej wielkości zależy skala odwzorowania (rozmiary) obrazu obiektu w płaszczyźnie ogniskowej. Wydłużając ogniskową. otrzymujemy większy obraz, ale jednocześnie zmniejsza się ilość światła przypadająca na jednostkę jego powierzchni, a zatem obraz jest ciemniejszy. Jasność obrazu wyrasta. gdy zwiększa się średnica obiektywu, spada zaś. gdy wydłuża się odległość ogniskowej obiektywu.

Czyżby kwadratura koła?

Otóż tak jak w codziennym życiu, tak i w nauce wyjściem z takich paradoksalnych sytuacji jest kompromis. Przede wszystkim trzeba określić, co chcemy obserwować, i wtedy ustalić priorytety - czy istotniejsza jest jasność oglądanego obrazu, czy też jego wielkość i ilość widocznych szczegółów. Jeśli obserwujemy planety, powierzchnię Księżyca czy Słońce, to mamy dużo światła i możemy stosować duże ogniskowe, interesują nas bowiem szczegóły na powierzchni. Jeśli chcemy obserwować obiekty mgławicowe (mgławice. gromady gwiazd, galaktyki), to ze względu na ich niewielką jasność musimy ograniczyć się do minimalnej (możliwej do zaakceptowania) odległości ogniskowej. Często używane jest pojęcie .jasność" teleskopu, która jest odwrotnością światiosiiy. Gdy mamy np. teleskop o średnicy 10 cm i ogniskowej 200 cm. to jego .jasność' wyraża się stosunkiem 1:20. Teleskopy o światłosile mniejszej niż fi8 nazywamy .jasnymi", a powyżej //12-15 — .ciemnymi".

Utworzyć jasny obraz odpowiedniej wielkości to jedno, ale zbudować taki system optyczny, aby obraz byl jak najlepszym odwzorowaniem obserwowanego pola widzenia, to już inny i dużo trudniejszy do pokonania problem. Niebagatelną rolę w tworzeniu dokładnego obrazu ma zdolność rozdzielcza teleskopu. 1o od niej zależy, jak drobne szczegóły będą roz-różnialne na zdjęciu. Im są mniejsze, tym jest ich więcej, a przecież zależy nam na tym. aby jak najdokładniej widzieć otaczający nas Wszechświat. Gdyby tylko od tego zależała jakość obrazów; wielu techników spałoby spokojnie, lecz tak nie jest! lak jak każdy z nas ma wady. ma je również każdy teleskop. Do wad optycznych teleskopu należą:

Aberracja sferyczna. Promienie, przechodzące przez obiektyw w różnej odległości od osi optycznej, ogniskują się w' różnych miejscach na tej osi (rys. 5). Wada ta występuje w soczewicach lub zwierciadłach sferycznych. Eliminuje się ją. budując refraktory ze złożonymi obiektywami oraz teleskopy z parabolicznymi powierzchniami zwierciadeł.