Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Dalekohledy Překonat současné hranice vědění znamená překonat současné hranice techniky.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "Dalekohledy Překonat současné hranice vědění znamená překonat současné hranice techniky."— Transkript prezentace:

1 Dalekohledy Překonat současné hranice vědění znamená překonat současné hranice techniky

2 Proč? Princip vědy, téměř její definice, je následující: Prověrkou všech našich vědomostí je experiment. Richard P. Feynman

3 1. Trocha historie Za naši současnou představu o vesmíru vděčíme prvním velkým dalekohledům z počátku minulého století.

4 Honba za světlem  Hlavní díl tubusu téměř 100 let starého dalekohledu o průměru 2,5 m je 28. října 1916 vezen z Pasadenské továrny speciálně vyrobeným tahačem.

5 Velké refraktory na ústupu Dalekohled, místoPrůměr, světelnost VýrobceRok Yerks 40", Williams Bay, WI, USA1,016 m, f/19,04 Alvan Clark1897 Yerks 36", Mount Hamilton, CA, USA0,895 m, f/19,7 Alvan Clark1888 Grande Lunette, Meudon, Francie0,83 m, f/19,5 P. & P. Henry 1889 Potsdam Refractor, Potsdam, Nemecko 0,80 m, f/15,0 C. A. Steinheil 1899 Thaw Refractor, Pittsburgh, PA, USA0,76 m, f/18,6 J. A. Brashear 1914 Lunette Bischoffscheim, Mont Gros, Francie 0,74 m, f/24,2 P. & P. Henry 1886 Greenwich Refractor, Greenwich, Anglie 0,711 m, f/11,9 Howard Grupp 1893

6 Problémy velkých čoček  Objektiv čočkového dalekohledu (refraktoru) se dvěma čočkami má 4 optické povrchy. Zrcadlo má jen jeden povrch.  Zrcadlo je možné zespodu podepřít a tak omezit jeho deformace. Velká čočka upevněná po obvodu se bortí vlastní vahou.  Aby vady čoček neznehodnotily obraz, světelnost je poměrně malá, což činí problémy při fotografování.  Tubusy, montáže i kopule jsou velmi těžké a rozměrné.

7 Hvězdárna na hoře Mt. Wilson  V roce 1902 získal Carnegie Institution of Washington v té době nesmírnou sumu 10 miliónů dolarů na „podporu vědeckého výzkumu ve prospěch lidstva“.  Astronom G.E.Hale po vítězných bitvách s výbory dohlížejícími na rozdílení peněz i s konzervativními astronomy své doby založil hvězdárnu na hoře Mt. Wilson vysoké 1742m.  Hvězdárna měla kombinovat sluneční dalekohled a velký reflektor pro výzkum hvězd (Slunce je také hvězda).

8 „60-inch“  V roce 1908 je na Mt. Wilson postaven dosud největší ekvatoreálně montovaný zrcadlový dalekohled o průměru 60 palců (152,4cm).

9 Světla není nikdy dost  Úspěch 60 palcového dalekohledu vedl k úvahám o ještě větším stroji.  Nebylo to poprvé ani naposled, kdy až privátní sponzorský dar pana Hookera umožnil realizaci ještě většího dalekohledu o průměru 100 palců (254 cm). Dalekohled je po něm pojmenován.

10 Na hranici technických možností své doby…  Hodinový stroj  Stříbření zrcadla

11 „100-inch“  Od roku 1917 je slavný 2,5 metrový dalekohled po 30 let největší dalekohled světa a zcela zásadním způsobem přispěl je vzniku dnešních kosmologických modelů – teorie velkého třesku a rozpínajícího se vesmíru.

12 Potřeba většího dalekohledu roste  Výsledky z 2,5m dalekohledu vedly k řadě nových otázek, na něž mohl nalézt odpověď pouze ještě větší dalekohled.  G.E.Hale s kolegy se pustil do shánění prostředků na nový dalekohled o průměru 200 palců.  V roce 1928 obdržel příslib na 6 miliónů dolarů, z nichž byl 5m dalekohled postupně postaven.

13 Nejslavnější dalekohled  Pro nový dalekohled byla vybrána hora Mt.Palomar v Kalifornii, vysoká 1706m.  Průměr 200 palců (5,08m) vedl ke konstrukci nového žebrovaného zrcadla namísto plného disku. Žebrování snižuje hmotnost zrcadla a urychluje jeho tepelné vyrovnání.  Zrcadlo bylo odlito z 20 tun nízkoroztažného pyrexu v roce Dva měsíce bylo udržováno roztavené a poté bylo 10 měsíců chlazeno.

14 5-m na Mt. Palomaru  Dalekohled byl dokončen v roce  Hmotnost pohyblivých částí je 530 tun.  Dalekohled kryje kopule o průměru 41 m, vážící 1000 tun.  Tubus má průměr 6,5m a délku 18m.  Pozorovatel pracující v primárním ohnisku sedí přímo v konstrukci dalekohledu.

15 Podkovová montáž

16 Převratná konstrukce tubusu

17 Serrurierův tubus je používán dodnes  65 cm dalekohled v Ondřejově používá stejně jako tisíce dalších dalekohledů stejné konstrukce tubusu. Tato konstrukce zajišťuje zachování polohy zrcadel a detektorů i při průhybu nosných tyčí.

18 Bolšoj Těleskop Azimutalnyj  Až po r je na Kavkaze u stanice Zelenčukskaja postaven dalekohled o průměru 6m – BTA.  BTA zahájil éru azimutálních montáží velkých dalekohledů.  Jeho optická kvalita je ale velmi špatná. První zrcadlo nebylo vůbec použitelné, druhé zrcadlo pracovalo jen zacloněné na průměr 4m.  Umístění BTA na místě se špatnými klimatickými podmínkami (musel být na území SSSR) mu rovněž neprospělo.  BTA byl tedy největší jen tabulkově, Mt.Palomar stále zůstával nejvýkonnějším přístrojem.

19 Je průměr 5 metrů nepřekonatelná hranice?  Ačkoliv to nebylo žádným tajemstvím, příliš se nerozhlašovalo, že kvalita obrazu 5m dalekohledu není zcela ideální.  Obrovské technické potíže při stavbě palomarského dalekohledu a neúspěch BTA vedly mnohé odborníky k názoru, že 5m je technická hranice, za kterou nelze jít.  Primát 5m dalekohledu byl překonán až v roce 1991, kdy byl na hoře Mauna Kea na Hawaji uveden do provozu Keckův dalekohled o průměru 9,8m.

20 Zbytek světa jen těžko dohání  Keckův dalekohled představoval první skutečný průlom ve výkonu pozorovací techniky po více jak 40 letech.  Keck by ale nevznikl, kdyby na celém světě nebyly vyvíjeny další velké dalekohledy, sice menší než 5m, ale testující moderní technologie stavby velkých astronomických přístrojů.

21 Další velké dalekohledy  Na hoře Kitt Peak v Arizoně, USA, je roku 1973 dokončen dalekohled Mayall se zrcadlem o průměru 3,8m.  Na hoře Siding Spring v Austrálii vzniká roku 1974 první velký dalekohled na jižní polokouli — 3,9m Anglo-Australian Telescope.  Evropská jižní observatoř (ESO) dokončila roku ,6m dalekohled na hoře La Silla v Chile.

22  První velký dalekohled na hoře Mauna Kea na Hawaii je 3,6m Kanadsko-francouzsko- havajský dalekohled z roku  Ve Španělsku na hoře Calar Alto je roku 1984 dokončen dalekohled se zrcadlem 3,5 m.  O sovětském 6m BTA jsme se již zmiňovali. Pres všechny potíže přinesl BTA jeden revoluční koncept — odboural mechanicky náročné rovníkové montáže a nahradil je počítačem řízenou azimutální montáží.  V roce 1976 následuje 4m dalekohled Inter – American Observatory na hoře Cerro Tololo v Chile.

23  V roce 1976 je postaven 4m dalekohled Inter – American Observatory na hoře Cerro Tololo v Chile.  Až v roce 1987 je na Kanárských ostrovech na hoře La Palma postaven William Herschel Telescope se zrcadlem 4,2m, který má také azimutální montáž.  V roce 1989 je na observatoři ESO v La Silla v Chile postaven 3,5m NTT (New Technology Telescope). Technologickým převratem u NTT je tzv. aktivní zrcadlo, podepřené 78 akčními členy, které neustále korigují tvar zrcadla a bez ohledu na teplotní a rozdíly a deformace zrcadla i konstrukce dalekohledu mu dávají optimální tvar.

24 2. Velké dalekohledy současnosti Pojem „velký dalekohled“ se neustále mění. Dalekohled na Mt. Palomaru dnes náleží k přístrojům střední třídy.

25 Keckův dalekohled  V roce 1991 byl uveden do provozu první dalekohled s průměrem primárního zrcadla 9,8m na hoře Mauna Kea na Hawai.  Po dokončení prvního přístroje byl postaven ještě jeden identický, nazvaný Keck II.  Stavbu financovala nadace W. M. Kecka celkovou sumou 140 miliónů dolarů.

26  Keckův dalekohled je první přístroj s primárním zrcadlem složeným ze 36 šestihranných segmentů. Řeší tím problém výroby velmi velkých homogenních zrcadel.

27

28

29

30 VLT (Very Large Telescope)  Evropská organizace pro astronomický výzkum (ESO – European Southern Observatory) provozovala na hoře La Silla v Chile hvězdárnu, kde od roku 1977 pracuje 3,6m dalekohled a od roku ,5m NTT.  Potřeba nového velkého přístroje vedla k projektu nové hvězdárny na hoře Cerro Paranal. Hlavními přístroji je čtveřice technologicky neobyčejně pokročilých dalekohledů s primárními zrcadly o průměru 8,2m.

31  Za 8 let vznikla na Cerro Paranal jedna z největších a nejmodernějších hvězdáren na zemi.

32

33  Podobně jako u NTT jsou dalekohledy VLT vybaveny aktivní optikou korigující tepelné a mechanické deformace zrcadla.

34

35

36 Gemini  Dvojice dalekohledů se zrcadly o průměru 8,1m. Cílem bylo vybudovat jeden dalekohled na severní polokouli, který by mohl pozorovat současně s identickým dalekohledem na jižní polokouli.  První dalekohled Gemini North na Mauna Kea na Hawaii byl dokončen v roce  Druhý blíženec Gemini South byl dokončen na hoře Cerro Pachón v Chile v roce 2001.

37

38  Kopule dalekohledů Gemini jsou vybaveny ventilačními štěrbinami.

39

40 Subaru  Japonský projekt dalekohledu o průměru 8,2m na Mauna Kea.

41

42

43

44  Infračervená kamera  CCD kamera chlazená tekutým dusíkem

45 MMT telescope  Technologické problémy výroby velkých zrcadel se snažil vyřešit dalekohled MMT (Multiple-mirror Telescope) na hoře Mt.Hopkins v Arizoně, USA.  Dalekohled tvořilo 6 samostatných dalekohledů o průměru 1,8m. Ekvivalentní průměr měl být 4,5m, ale problémy se slučováním paprsků silně komplikovaly pozorování.

46  V roce 2000 bylo pro MMT vyrobeno jediné nové zrcadlo o průměru 6,5m (větší se do tubusu nevešlo). Název MMT ztratil původní význam (dalekohled již nemá více zrcadel), přesto ale zůstal zachován.

47 Magellan I a Magellan II  Na projektu Magellan spolupracují Carnegie Institution of Washington (OCIW), University of Arizona, Harvard University, University of Michigan a Massachusetts Institute of Technology (MIT).  Cílem je konstrukce dvou 6,5m dalekohledů na jižní polokouli, na hvězdárně Las Campanas, ve výšce 2660m v Andách v Chile.  První světlo zachytil dalekohled Magellan I, pojmenovaný Walter Baade telescope, dne 15. září  Magellan II pojmenovaný Landon Clay telescope má být uveden do provozu v roce 2002.

48

49 3. Velké dalekohledy budoucnosti Průměr zrcadel se stále zvětšuje

50 GTC (Gran Telescopio Canaris)  Projekt španělského Instituto de Astrofísica de Canaris postavit na La Palma na Kanárských ostrovech dalekohled velmi podobný Keckovu dalekohledu (taktéž ze segmentovým zrcadlem složeným ze 36 šestihranných segmentů), ale s ekvivalentním průměrem 10,4m.

51  S termínem dokončení na konci roku 2005 se GTC stane největším dalekohledem v Evropě.

52 LBT (Large Binocular Telescope)  „Velký triedr“ se bude skládat ze dvou celistvých zrcadel o průměru 8,4m.  Je stavěn na hoře Mount Graham v Arizoně, USA.  Oba dalekohledy jsou umístěny na společné montáži a pokud budou použity společně jako jeden interferometr, průměr vzroste na 23m.  Projekt stojí 84 miliónů dolarů a je výsledkem spolupráce italských, amerických a německých institucí.

53

54

55

56

57 4. Přehledové dalekohledy V každém okamžiku je na obloze nepoměrně více objektů, které nevidíme, než objektů které sledujeme

58 Co s malým zorným polem?  Dalekohled se zrcadlem o průměru 10m je skvělý, pokud se sleduje detail nějaké galaxie, ale šance že s ním bude objeven nový objekt (supernova, planetka, optický protějšek GRB, gravitační mikročočka, objekt Kuiperova pásu, …) je mizivá.  K vyhledávání těchto objektů je zapotřebí dalekohledů úplně jiné konstrukce, s jinými detektory.

59 Existující projekty  DENIS (Deep Near-Infrared Survey of the southern sky) pracuje s 1m zrcadlem.  Infračervená přehlídka oblohy 2MASS (2 Micron All-Sky Survey) mapuje oblohu na vlnové délce 2μm. Používá zrcadlo o průměru 1,3m.  SDSS (Sloan Digital Sky Survey) na Apache Point v Novém Mexiku je dosud největší přehlídka čtvrtiny severní oblohy.

60 SDSS (Sloan Digital Sky Survey)  SDSS katalogizuje a mapuje všechny galaxie s mezní jasností 23 mag na asi čtvrtině severní oblohy.  Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva.  Navíc asi pro milión galaxií a quasarů budou pořízena spektra.  Získaný katalog zmapuje 1000x větší oblast než současné mapy.

61  SDSS za provozu generuje 5MB dat za sekundu.  Výsledná databáze by měla po redukci (!) obsahovat 12 TB (12x10 12 byte).  Vlastní dalekohled je vybaven zrcadlem o průměru 2,5m.  Kamera obsahuje 30 (v matici 5x6) CCD čipů s rozlišením 2048x2048 bodů. Řady jsou překryty 6 barevnými filtry.  Dalekohled pracuje v tzv. Drift-scan režimu. Každá řada CCD čipů obsahuje ještě pomocné čipy umožňující detekci přechodu velmi jasných hvězd.

62  Hvězdárna na Apache Point.  SDSS dalekohled je těsně obklopen „kopulí“, chránící jej před větrem.

63

64 Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA).  Britský projekt zahrnující dalekohled o průměru 4m na hoře Paranal v Chile (hvězdárna ESO).  Zorné pole by mělo zahrnovat 1,7°, což je neobvykle mnoho na tak velký dalekohled.  VISTA je iniciativou 18 britských univerzit a bude stát 40 miliónů dolarů.

65 Large Sky Area Multi-Object Spectroscopic Telescope (LAMSOT)  Neobvyklý čínský projekt na hvězdárně Xinlong Station blízko Velké čínské zdi.  Dalekohled se 4m zrcadlem by měl mít zorné pole 5°. Plně pohyblivé zrcadlo by mělo odrážet světlo na pevně uchycené primární zrcadlo.  LAMSOT bude schopen pořizovat spektrum až 4000 objektů současně.  20 spektrografů bude obsluhovat robotický manipulátor.

66 Large-aperture Synoptic Survey Telescope (LSST)  Velmi ambiciózní projekt dalekohledu se zrcadlem 6,5m a zorným polem několik stupňů.  LSST je jeden z hlavních projektů doporučených k realizaci v následující dekádě americkým výborem pro astronomické projekty.  Dalekohled dokáže prohlédnout celou oblohu každý týden s mezní jasností 24 m. Očekává se, že dokáže objevit 90% všech NEO větších než 300m.  Cena LSST včetně 5 let provozu je 170 miliónů dolarů.

67 5. Superobři Kdy budeme o Keckově 10m dalekohledu mluvit jako o malém přístroji?

68 Jak říkat dalekohledům 100x větším než ty „velké“?  Současný stav technologie zřejmě dovoluje výrobu dalekohledů dramaticky větších než je Keckův dalekohled nebo plánovaný GTC.  Jaký je průměr budoucího krále pozemské astronomie? 30 či 50 metrů?

69 California Extremly Large Telescope (CELT)  Dalekohled s plánovaným průměrem 30m a se segmentovaným zrcadlem.  CELT je projekt kalifornské techniky (CalTech), která provozuje i slavný 5m dalekohled na Mt.Palomar.  Potřebná částka 400 miliónů dolarů dosud není zajištěna, prosakují zvěsti že významný kalifornský výrobce čipů bude CELT sponzorovat.

70

71  Porovnání dalekohledu CELT s baseballovým hřištěm.

72 Giant Segmented Mirror Telescope (GSMT)  Stejně jako CELT má GSMT plánovaný průměr 30m.  GSMT je ale americkým celonárodním projektem, nikoliv projektem jediné univerzity.  Pokud se polovina ceny zajistí jako privátní sponzorský dar, druhou polovinu zaplatí National Science Foundation.

73 Extremly Large Telescope (XLT)  Dalekohled XLT má plánovaný průměr segmentového zrcadla 50m.  Ideovým otcem XLT je Torben Andersen z hvězdárny v Lundu ve Švédsku.  XLT je podobný CELT, ale primární zrcadlo má téměř 600 segmentů.  Odhadovaná cena je 750 miliónů dolarů.

74 Maximum Aperture Telescope (MAXAT)  MAXAT je projekt National Optical Astronomy Observatory (NOAO) v Tusconu v Arizoně.  Průměr by měl být mezi 30 a 50 metry.  Primární zrcadlo vy mělo být extrémně světelné (f/1), sekundární zrcadlo extrémně malé (2m).  Cena 50m dalekohledu je odhadována na 1 miliardu dolarů.

75 metrů je jen 40x více než 100 palců Ale plocha je 1600x větší…

76 Krize názvu  Organizace ESO uvažuje o plně pohyblivém dalekohledu o průměru zrcadla 100m.  Jak jej ale nazvat, když dalekohledy se zrcadly 30 či 50 metrů jsou nazývány „extrémně“ či „maximálně“ velké?  100m je prostě „ohromně velký dalekohled“.

77 Overwhelmingly Large Telescope (OWL)  OWL by měl stát asi jen 1 miliardu dolarů, což je polovina ceny HST.  Primární zrcadlo se má skládat z více jak 2000 segmentů, masově vyráběných přímo na místě.  Dalekohled ale bude použitelný i z ne zcela hotovým zrcadlem. Dokončení celého zrcadla by trvalo 15 až 17 let.

78 Optický návrh  Primární zrcadlo OWL je kulové, sférickou vadu koriguje systém pěti zrcadel, sám větší než celý Keckův dalekohled.

79 Kopule chybí, nahradí ji plachta

80 Proč to?  Příslibem OWL je nesmírný nárůst rozlišení i mezní jasnosti pozorovaných objektů.  Mezní magnituda je asi 35 (po 10 hod. expozici).  Rozlišení je asi 100x lepší než HST.  OWL detekuje cefeidy v galaxiích se z=0,8.  Supernovy jsou zachytitelné do asi z=10. Podle dnešních kosmologických modelů žádné starší supernovy nejsou.

81  Simulace planety velikosti Jupiteru ve vzdálenosti 10pc fotografované OWL.

82  Simulace galaxie z HDF snímané OWL

83  OWL není žádný drobeček

84 7. Adaptivní optika Bez použití adaptivní optiky má i ten největší dalekohled stejné rozlišení, jako kvalitní amatérský dalekohled o průměru 25cm.

85 Na dně vzdušného oceánu  Každý amatérský astronom zná pojem „seeing“, vyjadřující míru neklidu vzduchu.  Neklid vzduchu je způsoben mísením vrstev vzduchu s různou teplotou, tedy i různou hustotou a různým indexem lomu.  Běžně je rozlišení limitováno na 2 až 3 úhlové vteřiny. Ideálně na 0,5 až 1 úhlovou vteřinu.  Už v roce 1950 Horace Babcock z Hale Observatory naznačil ideu korekce neklidu vzduchu, v té době ovšem nerealizovatelnou.

86 Bez adaptivní optiky nemají dalekohledy větší jak 10m smysl  Adaptivní optika (nezaměňovat s aktivní optikou) je opticko-mechanicko-elektronické zařízení snažící se eliminovat neklid atmosféry.  Ačkoliv všechny moderní dalekohledy se zrcadly kolem 8m jsou vybavovány adaptivní optikou, stále se nejedná o rutinní záležitost.  Zařízení adaptivní optiky pracují na hranicích současných technologických možností.  Adaptivní optika (zatím) není použitelná pro všechna pozorování.

87 Poprvé na Keckově dalekohledu  26. listopadu 1999 chtěl Scott Acton testovat AO systém na dalekohledu Keck II. Obloha ale byla zatažena vysokou oblačností a znemožnila pozorování průvodce trpasličí hvězdy Glise 569. Jen Jupiter sliboval dostatečně jasný cíl pro zataženou oblohu.  AO systém byl zaměřen na Io. K nesmírnému údivu pozorovatelů snímky ukázaly nejen detaily povrchu Io velké 150km, ale i právě aktivní vulkán známý již ze snímků sondy Voyager.

88 Io z Keckova dalekohledu

89

90 Jak AO pracuje?  AO musí zajistit dvě věci: Musí určit křivost vlnoplochy světla přicházející od pozorovaného objektu (hvězdy). Pomocí „gumového zrcadla“ musí deformovat tuto vlnoplochu právě opačně, aby deformaci způsobenou neklidem vzduchu eliminoval.  To vše musí proběhnout ~1000krát za sekundu.

91

92 A výsledek…  Vlevo rozložení intenzity obrazu hvězdy bez AO, vpravo s AO na dalekohledu Keck I.

93 A ještě praktický výsledek…

94 Jak detekovat tvar vlnoplochy?  Dělič paprsků oddělí vlnové délky používané pro vědecká pozorování od „technologických“ vlnových délek.  Ty jsou přivedeny na Shack-Hartmannův detektor vlnoplochy.

95

96 Shack-Hartmannův detektor vlnoplochy  Pole desítek objektivů (čoček) s individuálními detektory.  Pokud je dopadající vlnoplocha rovinná, všechno detektory vyhodnotí obraz ve středu.  Pokud je vlnoplocha deformovaná, jednotlivé detektory vyhodnotí obraz posunutý od středu, podle stupně deformace vlnoplochy.  Signál z detektoru vlnoplochy vyhodnocuje velmi rychlý počítač a nastavuje akční členy „gumového zrcadla“.

97 „Gumové zrcadlo“  Zrcátko korigující vlnoplochu bývá velmi tenké, na desítkách až stovkách bodů podepřeno piezoelektrickými krystaly, které mění mechanické rozměry (tloušťku) podle velikosti elektrického proudu krystalem procházejícího.  U dalekohledu MMT je jako „gumové“ vyrobeno přímo sekundární zrcátko. Akční členy ale nejsou piezo-krystaly, ale cívky v permanentních magnetech.  LBT má taktéž „gumová“ přímo sekundární zrcátka.

98 Potíže AO  Detektor vlnoplochy je naneštěstí velmi náročný na množství světla.  V případě Keckova dalekohledu tak lze AO použít jen pokud je v technologickém poli hvězda alespoň 13 mag.  Tato podmínka je ale splněna pro méně než 1% oblohy!  Kde chybí přírodní hvězdy, musíme si udělat hvězdy umělé!

99 Laser dělá umělou hvězdu  Řešením je použití laseru, který ionizuje atomy sodíku asi 90km nad zemí a vytvoří tak umělou hvězdu.  První AO systém s umělou hvězdou generovanou laserem ALFA (Adaptive Optics For Astronomy) byl instalován na 3,5m dalekohledu na Calar Alto.

100 ALFA pod dalekohledem

101 Laserový paprsek systému ALFA…

102 …pozorovaný o 270m vedle

103 Tak jednoduché to ale není  Laser musí být laděn na 589nm, aby rozsvítil atomy sodíku ve vysoké atmosféře. Výroba takového laseru je ale velmi náročná – ladí se pomocí kmitočtových násobičů z etanolu s organickými molekulami.  Aby byla hvězda patrná, musí být kontinuální výkon laseru 20W, což odpovídá příkonu 50000W.  Takový laser je nesmírně drahý.

104  20W kontinuálního výkonu může oslepit piloty letadel. Proto je s dalekohledem spojena infračervená kamera, která detekuje letadla přelétající přes zorné pole a automaticky zháší laser.  Rovněž satelity (zejména ty špionážní) jsou v ohrožení. Proto je každé pozorování s laserovou AO nutno konzultovat s NORAD (velitelství protivzdušné obrany USA), které schvaluje pozorovací okna.  Tyto potíže způsobují, že (s výjimkou vojenských zařízení) pracují jen 2 laserové AO systém, ALFA a systém na Lick Observatory.

105 Obraz hvězdy  „Přírodní“ hvězda, 60Hz  „Laserová“ hvězda, 60Hz

106 Bez laseru by to nešlo?  Třetí cestu řešení AU hledají na Hawajské univerzitě. Tzv. „křivostní AO“ využívá rozdílu ve tvaru obrazu hvězdy před a za ohniskem.  Křivostní systém nazvaný „Hokupa“ (havajsky nehybná hvězda neboli Polárka) byl instalován na dalekohledu Gemini North, kde pracuje s gumovým zrcadlem s 36 akčními členy (Keck používá 349 akčních členů). Brzy bude inovován na 85 akčních členů.  Limit křivostních systémů je 15 až 16 mag.

107  Vlevo obraz bez AO, rozlišení 0,6”. Vpravo a AO, rozlišení 0,09”. Dalekohled Gemini North.

108 AO stále není vyzrálá technologie  Spory o výhody či nevýhody jednotlivých AO systémů přetrvávají.  Zatímco některé týmy odsuzují křivostní systémy AO jako zcela nevhodné pro velké dalekohledy, jiné týmy se snaží dokázat pravý opak.

109 Pro ilustraci  AO systém dalekohledu VLT na Cerro Paranal.

110 Atmosférická tomografie  Systémy s umělou hvězdou jsou nevhodné pro velmi velké systémy: Umělá hvězda prosvětluje jen kužel se základnou odpovídající primárnímu zrcadlu, kdežto světlo hvězdy prochází odpovídajícím válcem vzduchu. Protože světlo laseru prochází nahoru i dolů, nedetekuje pohyby celé hvězdy, jen její deformace.  Atmosférická tomografie využívá řady laserů (až 6) k mapování stavu ovzduší v několika vrstvách atmosféry.

111 AO je budoucnost pozemské astronomie  Projekty jako CELT nebo OWL jsou bez AO naprosto nerealizovatelné.  Ve skutečnosti je AO jediný principiální dosud nevyřešený problém těchto projektů.

112 8. Kosmické dalekohledy Dokáží uhájit své prvenství?

113 HST je symbol moderní astronomie  Ačkoliv má HST průměr jen 2,4m, jeho výkon převyšuje všechny ostatní pozemské dalekohledy. HST není omezován atmosférou a dosahuje tedy plného teoretického rozlišení. HST není omezován počasím a střídáním dne a noci.  Cena 2 miliardy dolarů je ale obrovská.  Otázkou je, jestli pozemské dalekohledy s AO dokáží nahradit kosmické dalekohledy.

114 První oprava HST

115

116 New Generation Space Telescope (NGST)  NASA již schválila projekt NGST, vypuštěn má být v roce  Původní průměr 8m byl z úsporných důvodů zredukován na 6m.  Protože je NGST zaměřen na nejvzdálenější vesmír, kde červený posun roztáhl vlnovou délku viditelného světla, NGST je konstruován pro infračervený obor.  Dosud neexistuje definitivní vítěz soutěže o stavbu NGST.

117 Návrh TRW – Ball Aerospace

118 Návrh Lockheed - Martin

119 Návrh GSFC


Stáhnout ppt "Dalekohledy Překonat současné hranice vědění znamená překonat současné hranice techniky."

Podobné prezentace


Reklamy Google