DALEKOHLEDY
Refraktory (čočkové dalekohledy)
Poprvé
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)
 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.

|
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.
  
|
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.
  

|
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.

|

|