będą obserwacje w podczer
wieni. Na specjalne życzenie
Czytelników przybliżamy nie
które problemy związane z tą
techniką.
Astronomia podczerwieni obejmuje badania promieniowania elektromag netycznego źródeł kosmicznych w za kresie od około OJ^m do około 1000|am (lunulO^m). Jest to zakres wielokrotnie szerszy od optycznego (0.4|jm - 0.7^m).
Do głównych źródeł promieniowania podczerwonego zalicza sią emisją zimnych obiektów jak np. planety, emisją pyłu, kosmiczne promieniowa nie tła, emisją (ciągłą i w liniach) gazu, nletermlczną emisją energetycznych cząstek.
Badania w podczerwieni mają klu czowe znaczenie w wielu dziedzinach astronomii gwiazdowej i pozagalakty- cznej. Obejmują one takie problemy jak: natura obiektów Układu Słonecz nego, formacja gwiazd i systemów gwiazdowych, warunki fizyczne towa rzyszące kotkowym stadiom ewolucji gwiazd, skład materii w ośrodku mią- dzygwiazdowym, chemiczna ewolucja galaktyk oraz ewolucja Wszechświata.
Pierwszej demonstracji istnienia promieniowania podczerwonego do konał Sir William Herschel w 1800 ro ku. Światło słoneczne po przejściu przez szklany pryzmat skierował on na zestaw czułych termometrów rozsta wionych tak, by różne składowe pro mieniowania padały na różne termo metry. Wskazanie termometru leżące go poza długofalową granicą widma optycznego było maksymalne, co oz naczało istnienie promieniowania pod czerwonego w świetle słonecznym.
Chociaż już na początku XX wieku E. Pettit i S. Nicholson dokonali pomiaru emisji podczerwonej Książyca, głów nych planet i najjaśniejszych gwiazd przy pomocy prymitywnych termosto-
sów, to za narodziny astronomii
pod-żyć będzie ok. 4 0 0 kg, a całe lustro głów ne 15 ton - mniej w ięcej tyle co teleskopu 5-m etrow ego na Mt. Palo- mar. W szystkie elem enty będą hiper- boloidami p ozaosiow ym i, a dokładny ich kształt określony jest przez od ległość od centrum zwierciadła i dla tego, jak zostało zaznaczone na rysun ku, potrzebne są elem enty tylko sz e ściu typów. Podstawową zaletą przy jętego rozwiązania jest lekkość tak cienkich zw ierciadeł (w klasycznym
D/h = 20, tu ok. 130), łatwych do w y
miany w ciągu jednego dnia i alumini- zacji nie wyłączającej teleskopu z j e go normalnej nocnej pracy. (Zbuduje się po 6 elem entów każdego typu oraz po jednym dodatkowym .) R ów nocześ
nie teleskop o takiej budowie będzie dużo tańszy (koszt proporcjonalny do
D 2 ), a jeg o konstrukcja nośna ważyć
będzie tylko 250 ton. M ontaż będzie azym utalny i zbudowany w formie kratownicy. Po jeg o bokach będą się znajdowały dwa tarasy dla ciężkich instrumentów korzystających z ognisk Nasm ytha. L żejsze instrumenty będą m ocow ane bezpośrednio do konstruk cji. Rozmiary tego typu teleskopów w przyszłości ograniczać będzie jedynie wytrzym ałość montażu, a nie jak u obecnych, niem ożliw e do skorygow a nia deform acje nazbyt cieżk iego lu stra. W yelim inow ane zostaną także problemy z transportem wielkich ele m entów w często niedostępne,
górzy-34 Postępy Astronomii 1 /1 9 9 2
SEEING
T u rb u h n tn y ruch atmosfery ziemskiej w is totny sposób pogarsza w arunki prowadze nia obserwacji astronomicznych. Wywołuje on dwojakiego rodzaju zaburzenia: fluktua cje kierunku - seeing (z ang. widzialność) oraz fluktuacje jasności obserwowanych obiektów - scyntylację.
Do powstania seem gu dochodzi, gd y jrla- ski dotąd front fali promieniowania obiektu, po przejściu strefy turbulentnej staje się frontem zaburzonym - sfa lo w a n y m . VJ te leskopie o średnicy m niejszej od rozmiarów elementów turbulencyjnych (np. 15 cm ), obserwujemy zm ienne nachylenie frontu fali - obraz gw iazdy przesuwa sit; w sposób nieregularny w polu widzenia. W teleskopie o dużej średnicy odchylenia sum ują sit; i>o- wodując rozmycie obrazu. Także wykonu jąc fotografii; otrzymamy obrazy rozmyte.
Stopieii rozmycia waha sit; w zależności od warunków miejsca obserwacji i aktualnego stanu atmosfery - osiągając nawet 10". Tylko w najkorzystniejszych miejscach (góry Chile, płaskowyże Kalifam i, Wyspy Kanaryjskie, Hawaje) są noce, gd y efekt ten spada poniżej 1".
Scyntylacja jest związana ze zmianą am plitudy fali promieniowania przechodzące g o przi'z wyższe warstwy atmosfery. Pow szechnie objawia się ona jako dobrze znane migotanie gwiazd. Oglądając planety nie obserwujemy scyntylacji, gdyż sum ują się wówczas efekty ^wchodzące od różnych fragmentów tarczy planety. Dla większych teleskopów amplituda scyntylacji jest mniejsza.
sic rejony, w których buduje się dzi siaj obserwatoria. Zniknie także ryzy ko, żc jakaś przypadkowa katastrofa
R y j . i S C H E M A T M O N T A Ż U I B U D Y N K U
zniszczy bezpowrotnie całe cenne lu stro główne. (Podczas szlifowania lu stra wtórnego zdarzyło się w rejonie Zatoki Kalifornijskiej trzęsienie zie mi, które na szczęście nie wyrządziło żadnych szkód.)
Aby zminimalizować odkształcające działanie grawitacji, projektanci T ele skopu Kecka starali się, aby jego kon strukcja była maksymalnie zwarta (Rys. 3). Udało im się to znakomicie, dzięki czemu budynek i kopula będą miały średnicę 37 metrów, a więc w przybliżeniu taką, jak teleskop na M t.P alom ar. Przeznaczonemu dla in strumentu budynkowi poświęcono specjalne prace badawcze idące głów nie w kierunku zminimalizowania wy woływanych przez niego turbulencji atmosfery. Oprócz specjalnego opły wowego kształtu i składającego się z dwóch członów zamknięcia kopuły, na uwagę zasługują specjalne żaluzje ograniczające do niezbędnego mini mum szczelinę wejściową. Posunięto się nawet do tego, że budynki obser watorium zostaną pokryte warstwą pyłu wulkanicznego, aby ich własno ści termiczne były takie same jak ota czającego terenu. Wewnątrz budynku, dzięki systemowi dokonującemu peł nej wentylacji pomieszczenia w czasie 5 minut, utrzymywana jest stała tem peratura - równa tej na zewnątrz, a podczas dnia odpowiadająca przewi dywanej na następną noc. W ybór
Ha-czerwieni przyjmuje się rok 1960, kie dy Frank J. Low wynalazł niskoszu- mowy bolometr germanowo-galowy (Ge:Ga).
Promieniowanie podczerwone jest niewidoczne dła oka, toteż techniki używane do badania źródeł podczer wonych są różne od tych, które znala zły zastosowanie w astronomii optycz nej. W astronomii podczerwieni jako detektorów używa sią najczęściej ele mentów półprzewodnikowych zmie niających swoje przewodnictwo pod wpływem absorbowanego promienio wania (wewnętrzne zjawisko fotoeie-
ktryczne). Do najpopularniejszych
detektorów używanych w astronomii podczerwieni, obok szerokopasmowe* go bolometru germanowo-galowego Ge:Ga należą kryształy: PbS, In Sb, Ge:Hg, Si:As, Si:Sb.
W wyniku absorpcji fotonów pod czerwonych temperatura detektora rośnie. Dla temperatur bliskich 1 K opór elektryczny kryształu germano wego z domieszką galu jest z grubsza proporcjonalny do temperatury w czwartej potędze, co oznacza dużą czułość tego detektora dla niskich temperatur. Również ze względu na to, że szum termiczny detektora jest pro porcjonalny do kwadratowego pier wiastka jego temperatury dla uzyska nia większych czułości należy stoso wać chłodzenie elementów detekcyj nych. Procedura usuwania tła wymaga aby bolometr pracował naprzemiennie - (źródło* tło)/tło - toteż czas reakcji detektora na kwanty promieniowania powinien być możliwie krótki. Czas ten jest proporcjonalny do masy detektora i odwrotnie proporcjonalny
do przewodnictwa elektrycznego
układu detekcyjnego, zatem rozmiary kryształów półprzewodnikowych oraz podpiętych bezpośrednio do nich przewodów elektrycznych powinny być tak małe, jak tylko to możliwe. W praktyce detektory są sześciennymi kryształami o bokach od ok. 0.2 do ok. 0.4 mm z podłączonymi przewodami o średnicy od ok. 0.013 do ok. 0.025 mm i długości ok. 2.5 mm.
Obecny poziom światowej technolo gii ciała stałego pozwala już na rozpo częcie produkcji dwuwymiarowych układów detektorów podczerwonych w systemach 32x32, 64x64 I 128x128 komórek (pikseli) na wzór optycznych CCD.
Obok trudności technicznych towa rzyszących produkcji bardzo czułych detektorów podczerwonych istotnym problemem jest chłodzenie tych dete ktorów oraz ich osłanianie od poblis kich, na ogół bardzo silnych, źródeł promieniowania takich jak elementy konstrukcji teleskopu, przedmioty oto czenia czy atmosfera. Chłodzenie de tektorów służy obniżaniu poziomu ich własnego promieniowania termiczne go. Niską temperaturą rządu 1-5 K za pewniają w dzisiejszych teleskopach podczerwonych specjalne systemy chłodzenia, pracujące na wzór zwykłej chłodziarki domowej, ale wykorzystu jące ciecze o bardzo niskich tempera turach wrzenia - najczęściej ciekły hel, który wrze w temperaturze kilku K.
Zwierciadła teleskopów podczerwo nych są tymi elementami, które nie
nastręczają specjalnych kłopotów
gdyż mogą one być identyczne z tymi, które pracują w teleskopach optycz nych. Niełatwą natomiast rzeczą jest sytuowanie teleskopów podczerwo nych. Tutaj problemów dostarcza at mosfera ziemska, a ściślej zawarte w niej para wodna, dwutlenek węgla, ozon i pył. W zakresie podczerwonym promieniowania elektromagnetyczne go istnieje zaledwie kilka okien, w któ rych można prowadzić obserwacje na ziemne. Te wąskie okna rozciągają się wokół 1.25, 1.6, 2.3, 3.6, 5.0, 10.5 i 20 pm. Ze względu na zapylenie atmosfe ry naziemne teleskopy podczerwone powinny być sytuowane wysoko w górach w rejonach o suchym klimacie i małym zapyleniu. W najsuchszych warunkach wysokogórskich otwierają się dodatkowo okna wokół 33, 350 i 1000 |jm. Pozostałe obszary widma podczerwonego są dostępne z balo nów, samolotów oraz ze statków kos micznych.
Dla obserwacji naziemnych zarówno atmosfera jak i teleskop są stosunko wo cieple (250-300 K), stąd one domi nują w promieniowaniu, dając bardzo intensywne tło. Ideal izacja warunków obserwacji w podczerwieni idzie w kierunku minimalizacji tego promie niowania tła czyli obniżania
tempera-wajów na miejsce lokalizacji nowego teleskopu też był oczywiście nieprzypadkowy, a podyktowany ich znakomitymi warunkami dla prowadzenia obserwacji astronomicznych: dużą ilością pogodnych dni - ok. 250 w ciągu roku oraz ma łym
seeingiem
(patrz ramka na str. 35) atmosferycznym - mniejszym niż 1 sek. łuku pod czas połowy czasu obserwacyj nego.E
lementy zwierciadła głównego wykonane s;| ze szkłazerodurowego
(wsp. rozsze rzalności 1 x 10'8/°C) i mają początkowo formę owalnych menisków o średnicy 1.9 m (Rys. 4). Dla nadania im po trzebnego kształtu zastosowa no nową technikę formowania. W pierwszym etapie poddaje się je dzia łaniu starannie wyliczonych sił, przy łożonych do krawędzi, a wywołanych przez obciążniki. Sterowane kompute rowo szlifowanie ma ponownie nadać, zdeformowanej nimi powierzchni, sfe- ryczność. Dopiero wówczas uwalnia się przyłożone siły, po czym lustro w procesie relaksacji przyjmuje żądaną formę pozaosiowej hiperboloidy. Nas tępnie blok obcina się do postaci sze- ściokąta i nawierca w jego tylnej części 55 otworów, do których montu je się system podtrzymujący. Dzięki tym zabiegom usunięte zostają, wystę pujące zwłaszcza na brzegach, napięS C H E H A T S Z L I F O W A N I A I P R Z Y C I Ę C I A
cia wewnątrz materiału. Jednocześnie działania te wprowadzają pewne do datkowe zniekształcenia. Ich efekt jest przewidywalny i został częściowo skompensowany już w pierwszej fazie szlifowania. Ostateczny kształt zostaje nadany powierzchni za pomocą miej scowych retuszy. Okazało się jednak, iż są one bardzo pracochłonne i dlate go postanowiono prowadzić je tylko do momentu, w którym zadanie usu nięcia błędów wyprofilowania krzy wizny każdego segmentu może prze jąć zespół 30 resorów listkowych, sta nowiących deformującą uprząż, umo cowaną do konstrukcji podtrzymują cej i będącą jej stałą częścią.
Pojedynczy, sześciokątny .segment zwierciadła teleskopu Kecka, pomimo przekątnej 1.8 m ma grubość zaledwie 75 inni. MoZliwość składania duZych powierzchni zbierających z luster o tak niewielkiej grubości otwiera praktycznie nieograniczone możliwości dla budowy wielkich
teleskopów nowej generacji (zdjęcie MERCURY 1/1991).
Po wyprodukowaniu każdego sze ściokątnego fragmentu dokonuje się sprawdzenia poprawności jego działa nia jako elementu całego zwierciadła. W tym celu jest on montowany do przeznaczonej dla siebie komórki kon strukcji teleskopu, a następnie, przy zastosowaniu specjalnych przyrządów testu autokolim acyjnego, jest badana jakość obrazów źródła punktowego, tworzonych przez ten segment w og nisku teleskopu. Przeprowadzone ana lizy kom puterowe pokazują, że błędy wykonania powierzchni każdego ele mentu nic powinny przekroczyć 0.1 mikrona.
K
onstruktorzy założyli, że zdol ność rozdzielcza nowego tele skopu ograniczona będzie jedynie wa runkami atmosferycznymi oraz dyfra kcją. Ma to zapewnić system pasyw nego i aktywnego podtrzymywania elementów zwierciadła, eliminujący różnorodne deform acje. Część pasyw na tego systemu ograniczy przesunię cia oraz rotacje. Jego głównym ele mentem jest pierścień o średnicy 25 cm i grubości 2.5 cm. Będzie on równoległy do płaszczyzny segmentu, a umocowany w jego środku ciężkości (Rys. 2). Dokładność wykonania i ja kość użytych materiałów zapewnią, że sam system pasywny będzie utrzym y wał teleskop w położeniu zenitalnym nie pozwalając na wywołane grawita cją odchylenia większe niż 10 nm. Stopień zdeformowania kształtu lustra zmienia się wraz ze zmianą położenia teleskopu, dlatego doskonała jakość obrazów nic byłaby możliwa bez sys temu aktywnego, który dzięki giętko ści centralnego pierścienia, może ko rygować wzajemne nachylenia seg mentów, dokonując przesunięć w kie runku pionowym.
System aktywnego podtrzymywania zwierciadła wymaga dokładnych in formacji o położeniu każdego sześcio kątnego fragmentu. Dostarczy ich 168 mierników - po dwa na każdym brze gu łączącym sąsiadujące segmenty (Rys. 2). Liczba użytych czujników znacznie przewyższy niezbędną, co umożliwi eliminację przypadkowych błędów w pomiarach oraz rozpoznanie i wyłączenie niesprawnych
clcmcn-tury teleskopu i jego otoczenia oraz w kierunku wzrostu przeżroczystości nieba nad teleskopem. Wiązka folome- tryczna musi być tak mała jak tylko to możliwe w swoje] rozciągłości kątowej dla zmniejszenia liczby fotonów tła. Atmosfera ponad stanowiskiem te leskopu musi wiąc mieć wspaniały
seeing co oznacza, że nie powinna
ona zaburzać czytelności obrazu w te leskopie. Teleskopy podczerwone przystosowane do obserwacji w sze rokim zakresie widma są obecnie umieszczane na orbicie okołoziem- sklej. Dla eliminacji tła instrumental nego ich optyka może być tam studzo na do kilku łC Dostępne obserwacjom jest całe widmo podczerwone, a ze wzglądu na brak problemów z atmo sferycznym zaburzeniem jakości obra zu , obserwacji można dokonywać z maksymalną możliwą rozdzielczością, ograniczoną jedynie dyfrakcją na aperturze.
Po udanej misji obserwacyjnej sate litarnego teleskopu podczerwonego IRAS planuje się na najbliższe lata uruchomienie dalszych orbitalnych te leskopów podczerwonych: 60-centy- metrowego ISO (ang. Infrared Astro
nomy Satellite), 80-centymetrowego
S IR T F (ang. Space InfraRed Telescope
Facility) i innych.
Podczerwone teleskopy orbitalne, w związku z wymaganiami im stawiany mi, należą do najdroższych inwestycji astronomicznych. C zy wobec tego ob serwacji w podczerwieni nie można zastąpić innymi, mniej kosztownymi? W wielu przypadkach byłoby to możli we, ale istnieją dwie zasadnicze przy czyny rozwoju kosztownych i bardzo skomplikowanych obserwacji w tym zakresie widma. Pierwszą z nich jest fakt, że ziarna pyłu kosmicznego emi tują intensywnie właściwie tylko w podczerwieni. Drugą przyczyną jest duża przezroczystość obłoków pyło wych dla promieniowania z tego ob szaru widma.