Dalekohledy Překonat současné hranice vědění znamená překonat současné hranice techniky

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

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

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.

Velké refraktory na ústupu Dalekohled, místo Průměr, světelnost Výrobce Rok Yerks 40", Williams Bay, WI, USA 1,016 m, f/19,04 Alvan Clark 1897 Yerks 36", Mount Hamilton, CA, USA 0,895 m, f/19,7 1888 Grande Lunette, Meudon, Francie 0,83 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, USA 0,76 m, f/18,6 J. A. Brashear 1914 Lunette Bischoffscheim, Mont Gros, Francie 0,74 m, f/24,2 1886 Greenwich Refractor, Greenwich, Anglie 0,711 m, f/11,9 Howard Grupp 1893

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.

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).

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

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.

Na hranici technických možností své doby… Hodinový stroj Stříbření zrcadla

„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.

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.

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 1934. Dva měsíce bylo udržováno roztavené a poté bylo 10 měsíců chlazeno.

5-m na Mt. Palomaru Dalekohled byl dokončen v roce 1948. 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.

Podkovová montáž

Převratná konstrukce tubusu

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.

Bolšoj Těleskop Azimutalnyj Až po r. 1976 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.

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.

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.

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 1977 3,6m dalekohled na hoře La Silla v Chile.

První velký dalekohled na hoře Mauna Kea na Hawaii je 3,6m Kanadsko-francouzsko-havajský dalekohled z roku 1979. 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.

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.

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

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.

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

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 1989 3,5m 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.

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

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

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 1999. Druhý blíženec Gemini South byl dokončen na hoře Cerro Pachón v Chile v roce 2001.

Kopule dalekohledů Gemini jsou vybaveny ventilačními štěrbinami.

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

Infračervená kamera CCD kamera chlazená tekutým dusíkem

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.

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.

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 2000. Magellan II pojmenovaný Landon Clay telescope má být uveden do provozu v roce 2002.

3. Velké dalekohledy budoucnosti Průměr zrcadel se stále zvětšuje

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.

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

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.

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

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.

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.

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 100 000 quasarů budou pořízena spektra. Získaný katalog zmapuje 1000x větší oblast než současné mapy.

SDSS za provozu generuje 5MB dat za sekundu. Výsledná databáze by měla po redukci (!) obsahovat 12 TB (12x1012 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.

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

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.

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.

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 24m. Očekává se, že dokáže objevit 90% všech NEO větších než 300m. Cena LSST včetně 5 let provozu je 170 miliónů dolarů.

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

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?

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.

Porovnání dalekohledu CELT s baseballovým hřištěm.

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.

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.

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.

6. 100 metrů je jen 40x více než 100 palců Ale plocha je 1600x větší…

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“.

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.

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

Kopule chybí, nahradí ji plachta

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.

Simulace planety velikosti Jupiteru ve vzdálenosti 10pc fotografované OWL.

Simulace galaxie z HDF snímané OWL

OWL není žádný drobeček

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

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.

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.

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.

Io z Keckova dalekohledu

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.

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

A ještě praktický výsledek…

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.

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“.

„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.

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!

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.

ALFA pod dalekohledem

Laserový paprsek systému ALFA…

…pozorovaný o 270m vedle

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.

20W kontinuálního výkonu může oslepit piloty letadel 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.

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

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.

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

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.

Pro ilustraci AO systém dalekohledu VLT na Cerro Paranal.

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.

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.

Dokáží uhájit své prvenství? 8. Kosmické dalekohledy Dokáží uhájit své prvenství?

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.

První oprava HST

New Generation Space Telescope (NGST) NASA již schválila projekt NGST, vypuštěn má být v roce 2008. 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.

Návrh TRW – Ball Aerospace

Návrh Lockheed - Martin

Návrh GSFC