OBSAHSouřadnice a časomíraOrientace na oblozeAtlas oblohy

 DALEKOHLEDY

Na této stránce naleznete kapitoly:
     Refraktory (čočkové dalekohledy)
     Reflektory (zrcadlové dalekohledy)
     Astronomie neviditelna
     Montáže dalekohledů


Refraktory (čočkové dalekohledy)

První Galileovy dalekohledyPoprvé obrátil dalekohled k noční obloze údajně Galileo Galilei v 17. století. Objevil tak úžasný svět, dosud skrytý lidským očím. Od těch dob jsou dalekohledy jednou z nezbytných pomůcek astronomů jak profesionálních, tak i amatérských. Dalekohledy nejenom, že "přibližují" vzdálené objekty Vesmíru, ale, a to je především jejich výhoda, sbírají mnohem více fotonů - světla než sítnice lidského oka a umožňují nám tak spatřit objekty pro nás jinak neviditelné. 

První dalekohledy byly jednoduché soustavy čoček. První z nich - objektiv - byla čočka spojná, která soustřeďovala světlo do okuláru, zpravidla čočky spojné. Jak rostla potřeba zachytit co nejvíce světla, tedy zvětšit průměr objektivu, začaly se objevovat i nevýhody těchto dalekohledů. Byly to především vady čoček. Světelné paprsky procházející optickou soustavou nezobrazují předměty přesně, protože průchodem optickou soustavou mění svoji strukturu. Projevovaly se vady astigmatické, kulové a koma. U jasnějších objektů se projevovaly také vady barevné. Většina vad optických soustav se dala odstranit s pomocí korekčních čoček, ale výroba takových "dokonalých" soustav byla neobyčejně složitá a jejich cena neúměrně vzrůstala. Základní dalekohled zkonstruovaný ze dvou spojných čoček se dnes nazývá Keplerův dalekohled.

Reflektory (zrcadlové dalekohledy)

Newtonův zrcadlový dalekohled (1671)Z výše uvedených důvodů bylo výhodnější pro dalekohledy s velkým průměrem objektivu zvolit takovou optickou soustavu, u které k soustředění světla do ohniska světlo nemusí projít čočkou, ale odráží se na zakřiveném zrcadle. Takových typů zrcadlových dalekohledů (reflektorů) je celá řada. Jedním z nejjednodušších je typ Newtonův. Světlo se zde odráží od parabolického zrcadla a ještě před průchodem ohniska je odkloněno stranou do okuláru. Podobně je řešen i typ Huygensův, který je technologicky náročnější. Primární zrcadlo je sice také parabolické, ale osa paraboloidu není ve středu zrcadla, ale blízko jeho okraje. Primární ohnisko se potom nenachází v tělese dalekohledu, ale vně a odpadají problémy s odklonem paprsků do okuláru. Zrcadla dalekohledů se odlévají ze speciálních skel, která se potom brousí do správného tvaru a nakonec pokoví vhodnou odraznou vrstvou.

Skotský matematik James Gregory navrhl v roce 1663 první zrcadlový dalekohled s vrtaným primárním zrcadlem a konkávním sekundárním zrcadlem za primárním ohniskem. Světelný svazek se odráží od sekundárního zrcadla a vrací se pak v ose dalekohledu otvorem v primárním zrcadle do okuláru. Výhoda tohoto typu spočívá v tom, že má podstatně delší ohniskovou vzdálenost a umožňuje tak větší rozlišení - zvětšení. Bohužel technologie výroby nebyla v té době natolik kvalitní, aby z návrhu vzešel okamžitě funkční dalekohled. Později se však Gregoryho systém ujal a stal se základem mnoha dalekohledů. Na rozdíl od jiných dalekohledů není obraz převrácený. 

Téměř neznámý francouzský sochař a vědec Sieur Cassegrain navrhl v roce 1672 obdobný systém s konvexním sekundárním zrcadlem před primárním ohniskem. Obraz v tomto dalekohledu je převrácený. Cassegrainův systém se stal standardem většiny zrcadlových dalekohledů.

Pro zvětšení ohniskových vzdáleností a pro odstranění některých vad se při vstupu do dalekohledu kladou světelným paprskům do cesty korekční desky. Poprvé korekční desku použil estonský astronom a optik Bernard Schmidt v roce 1930 u tzv. Schmidtovy komory určené výhradně k fotografování na fotografické desky. Fotografická deska umístěná do jednoho z ohnisek může zaznamenat i světlo objektů, od kterých k nám fotony doletí jen zřídka a pro lidské oko jsou nezaznamenatelné. U větších dalekohledů se s výhodou fotografická deska klade do primárního ohniska a zde, protože deska je rovinná, jsou korekční desky nezbytné. 

Sovětský astronom z Moskvy Dmitrij Maksutov nahradil Schmidtovu korekční desku v roce 1941 zakřivenou čočkou, tzv. meniskem. Výrobně je tento systém jednodušší než Schmidtova korekční deska s komplikovanou geometrií.

Schmidtova i Maksutovova komora se často kombinuje s klasickým Cassegrainovým systémem s provrtaným primárním zrcadlem. Vzniklé dalekohledy se nazývají Schmidt-Cassegrainův a Maksutov-Cassegrainův.

I u tři sta let starého a osvědčeného systému je někdy možné vymyslet něco nového. Dokázal to v roce 1957 optik John Gregory, který malou osovou část Maksutovovy korekční čočky (menisku) pokovil a využil jako sekundárního zrcadla. Shoda příjmení s vynálezcem prvního dalekohledu s provrtaným primárním zrcadlem je náhodná.

Astronomie neviditelna

Astronomická pozorování se ale nekonají pouze v úzkém oboru viditelného světla. Mnohem více informací astronomové dostávají i v oborech elektromagnetického záření od tvrdého γzáření až po dlouhé vlny rádiové. Přístroje pro pozorování kratších vlnových délek, než má světlo viditelné jsou úzce specializované podle té které vlnové délky. Naopak pro pozorování rádiových vlnových délek se používají radioteleskopy, které jsou založeny na podobných principech jako zrcadlové dalekohledy. Největší radioteleskop je postaven ve vyhaslém kráteru sopky v Arecibu v Portoriku a má průměr 300 metrů.
Arecibo - radioteleskop

Montáže dalekohledů

Všechny dalekohledy, byť sebedokonalejší, by nám byly k ničemu, pokud by nebyly pevně upevněny. Každé zachvění by u dalekohledu, který dokáže rozlišit několik úhlových vteřin, vedlo k naprostému znehodnocení pozorování. Proto se stejná pozornost jako výrobě optické soustavy, věnuje také montážím dalekohledů - jejich upevnění k pevnému základu. Jenže naše planeta Země se otáčí, a tak zase tak pevné být nemůže, ale musí umět sledovat zdánlivý pohyb oblohy. Používají se dva základní typy -  montáž azimutální a paralaktická.
Montáž azimutální, někdy tzv. alt-azimutální. Její jedna osa je svislá a druhá je na ni kolmá. Pohybem v jedné ose měníme výšku nad obzorem (altitude) a v druhé ose azimut (azimuth). Odtud název alt-azimutální.  Nevýhodou této montáže je obtížnost sledování objektu po obloze, protože je nutné sledovat polohu objektu pohybem obou os. Tato obtíž se ale v době, kdy i pračku řídí počítač již jeví jako dávno přežitý anachronizmus.
  • Stativ s vidlicí: nejjednodušší alt-azimutální montáží je obyčejný stativ, zpravidla trojnožka, na které je umístěn dalekohled, který má pomocí otočné vidlice umožněn pohyb ve v obou osách. Jde o nenáročnou montáž zejména vhodnou pro amatérskou astronomii.
  • Dobsonova montáž: Jednoduchá montáž, kterou vynalezl John Dobson (*1915, Čína). Od roku 1927 John Dobson žije v San Francisku. Tubus je připevněn k na zemi umístěné krabicové kolébce (často dřevěné). Vhodné zejména pro montáž Newtonova refraktoru v amatérské astronomii.
Stativ s vidlicí (Meade)Dobson (Celestron)Dobson (Meade)Dobson (amatérská konstrukce)
Montáž paralaktická neboli polární či rovníková. Pevná osa nasměrována rovnoběžně se Zemskou osou (míří přibližně k Polárce) a okolo ní se otáčí přístroj dalekohledu v hodinovém úhlu (podél světového rovníku). Pohyb hvězd stačí sledovat v jediné ose, otáčení je zajištěno tzv. hodinovým strojem. Kolem polární osy se dalekohled musí otočit za 24 hodin, aby kompenzoval rotaci Země.
  • Německá montáž: Klasická paralaktická montáž se poprvé začala používat v Německu. Hmotnost tubusu je kompenzována protizávažím, které je pro tuto montáž typické. Montáž je vhodná pro malé (zde je dražší než alt-azimutální montáž) i velké dalekohledy. Obtíže se projeví až tehdy, kdy váha dalekohledu dosáhne několika tun. To není nic neobvyklého pro dalekohledy s průměrem skleněného zrcadla několika metrů. Kloub směřující se Zemskou osou by pak váhu přístroje neudržel. Zde se volí montáž azimutální. 
  • Vidlicová paralaktická montáž: Tubus dalekohledu je držen v těžišti jednou či dvěma vidlicemi. Odpadá protizávaží německé montáže. Často se používá pro dalekohledy typu Schmidt-Cassegrain.
Dvouvidlicová paralaktická montážDvouvidlicová paralaktická montážJednovidlicová paralaktická montáž

Německá montážNěmecká montáž

 
Přes všechny nástrahy a jejich řešení je nám ale stále největším nepřítelem naše životodárná atmosféra. Paprsek dopadající na zrcadlo je již dávno zohýbán průchodem atmosférou, která s výškou i časem mění svojí hustotu. Částečně tyto problémy můžeme odstranit tím, že observatoře postavíme co nejvýše, abychom snížili délku průchodu atmosféry paprskem. Například observatoř ESO v Chile se nalézá ve výšce nad 4000 m n.m. Problém atmosféry poněkud řeší systém adaptivní optiky, kterým jsou dnes osazovány všechny větší dalekohledy světa. Jde o opticko mechanický systém, který sleduje poruchy atmosféry pomocí světla přicházejícího z referenčních hvězd a kompenzuje je velmi rychlými deformacemi malého zrcátka umístěného před detektory světla. Další variantou je vypouštění dalekohledů na oběžnou dráhu Země, kde můžeme nikým a ničím nerušeně sledovat klidný, tichý, krásný a studený Vesmír kam až skleněné oko dohlédne.




OBSAHSouřadnice a časomíraOrientace na oblozeAtlas oblohy