Ďalekohľad a teleskop

ďalekohľad, teleskop je optický prístroj, pomocou kt. možno zväčšiť zorný uhol pozorovaného predmetu, sústredením svetla na malú plochu zvýšiť jasnosť a rozlišovaciu schopnosť. Ď. sa obloha pozoruje vizuálne al. fotogr. Hlavná časť ď. je>> objektív, kt. vytvára obraz predmetu v obrazovej rovine. Obraz sa sleduje>> okulárom ako lupou. Objektívy ď. tvoria sústavy šošoviek, sférické al. parabolické zrkadlá a kombinované sústavy šošovky a zrkadla. Ď. so šošovkovou optikou sú šošovkové ď. (refraktory), so zrkadlovými objektívmi zrkadlové d: (reflektory). Osi ď. sú usporiadané tak, aby umožnili systematické pozorovanie, ľahké ovládanie a vedenie ď. za sledovaným objektom (>>montáž ď.).

Pohyb sa riadi hodinovým strojom a priebežne sa kontroluje (>> sekundová kontrola). Prvý ď. vynašiel H. LIPPERSHEY r. 1608 v Holandsku, G. GALILEI zostrojil podobný prístroj r. 1610 a objavil ním štyri najväčšie Jupiterove mesiačiky. Princíp astron. ď. podal r. 1610 J. KEPLER a prvý raz ho vyrobil pravdepodobne CH. SCHEINER asi r. 1613. Prvé ď. boli refraktory, pri kt. okulár mal kladnú al. zápornú ohniskovú vzdialenosť, podľa čoho sa ď. delia na Keplerove a Galileiho ď. Pri Keplerovom (astron.) ď. je okulárom spojná sústava. Možno doň vložiť zámernú značku, kt. vidieť súčasne s obrazom predmetu, a preto je vhodný aj na meranie. Keplerov ď. vytvára prevrátený obraz predmetu, čo pri astron. pozorovaniach a geodetických meraniach neprekáža. Objímka objektívu je>> vstupnou pupilou a jej obraz utvorený okulárom>> výstupnou pupilou. Optická dĺžka Keplerovho ď. sa rovná súčtu ohniskových vzdialeností objektívu a okulára. Pri použití tohto ď. na pozemské pozorovania treba obraz vytvorený objektívom prevracať napr. pomocou hranolov, kt. možno d. aj skrátiť. Obraz možno prevrátiť aj rozptylným okulárom. Galileiho (hol.) ď. má okulár s rozptylnou sústavou.

Nemá reálnu obrazovú rovinu, nemožno ho použiť na cielenie, ale dáva vzpriamené obrazy. Jeho dĺžka sa rovná rozdielu absol. hodnôt ohniskových vzdialeností objektívu a okulára. Vstupná pupila je daná objímkou objektívu a výstupná pupila je neskutočná, pri spojení s okom ju tvorí očná pupila. Galileiho ď. sa používa najmä ako dvojitý ď. s malým zväčšením. Zákl. vlastnosti ď.: zväčšovanie, veľkosť zorného poľa a>> rozlišovacia schopnosť. Zväčšovanie je dané pomerom ohniskových vzdialeností objektívu f a okulára f' (f/f'), pomerom priemerov vstupnej pupily D a výstupnej pupily D' (D/D') al. pomerom tangensov uhla α, pod kt.
lúč z predmetu vstupuje do objektívu a prechádza jeho stredom, a uhla α', pod kt. lúč vystupuje z objektívu a prechádza stredom okulára vzhľadom na>> optickú os (tg α/tg α´).
Veľkosť zorného poľa ď. závisí od veľkosti vstupnej pupily objektívu, ohniskovej vzdialenosti objektívu a okulára, resp. od priemeru výstupnej pupily. Veľké zorné pole možno docieliť objektívom veľkého relat. otvoru (pomer priemeru objektívu k jeho ohniskovej vzdialenosti), ale s veľkosťou relat. otvoru vzrastá sférická aberácia, a tým je daná hranica veľkosti zorného poľa. Svetelnosť ď. je pomerný jas, pomer subjektívneho jasu obrazu v oku pri pozorovaní ď. a bez d'. Svietiace body sa javia v ď. vždy jasnejšie ako pri pozorovaní voľným okom, ale plošné objekty sú menej jasné. Preto možno ď. vidieť hviezdy cez deň, lebo obloha ako plošný objekt je menej jasná a hviezdy (bodové objekty) sú jasnejšie. Objektív ď. zobrazí oddelene dva bodové zdroje, ak ich uhlová vzdialenosť nie je menšia ako rozlišovacia schopnosť ď. Na využitie rozlišovacej schopnosti ď. si treba zvoliť užitočné zväčšenie tak, aby bolo väčšie ako polovičný priemer objektívu a menšie ako dvojnásobný priemer objektívu vyjadrený v milimetroch.

Typy ď. Objektívom ď. prvých sto rokov od jeho objavu bola jednoduchá šošovka a kvalitu obrazu veľmi nepriaznivo ovplyvňovala farebná chyba. Na jej odstránenie bolo potrebné zvoliť si ohniskovú vzdialenosť f pri danom priemere objektívu D tak, aby f> 70 D2 (D je v cm), čo zapríčiňovalo nepriaznivú dĺžku ď. Konštrukciou achromatickej šošovky (optik J. DOLLOND, 1747) sa tento nedostatok odstránil (>> achromát). Zväčšenie astron. d'. sa prispôsobuje na rozličné ciele, preto sa d'. konštruujú s výmennými okulármi. Kým nebol známy princíp achromatizácie, bolo potrebné zvoliť si veľké ohniskové vzdialenosti objektívov pri malom priemere, al. sa používali zrkadlové d'. Roku 1661 J. GREGORY zostrojil zrkadlový ď. z veľkého konkávneho parabolického zrkadla uprostred prevŕtaného, z kt. sa svetelné lúče odrážali na malé pomocné eliptické zrkadlo. Obraz predmetu, kt. sa pozoroval okulárom za otvorom objektívu, bol vzpriamený. Tento typ d. sa nerozšíril, lebo vyžadoval veľmi dlhý tubus. Roku 1671 I. NEWTON skonštruoval zrkadlový ď., kt. objektívom je takisto parabolické zrkadlo. Obraz predmetu sa pozoruje okulárom na boku tubusu po odraze na pomocnom rovinnom zrkadle sklonenom pod uhlom 45° na os hlavného zrkadla. Obraz je bočne i na výšku prevrátený. Ohnisko je ľahko prístupné pre fotogr. platňu. Roku 1671 N.

CASSEGRAIN namiesto pomocného konkávneho eliptického zrkadla použil konvexné hyperbolické zrkadlo. Obraz je síce prevrátený, ale ď. je kratší. Konvexným zrkadlom sa predĺži ohnisková vzdialenosť bez predĺženia tubusu ď. Pozorovanie Cassegrainovým ď. sa nelíši od pozorovania normálnym refraktorom, ale pri Newtonovom d'. musí pozorovateľ často zaujímať nepohodlnú polohu vysoko nad zemou. V obidvoch prípadoch vznikajú určité straty svetla otvorom v hlavnom zrkadle a odrazom pomocným zrkadlom. Pri veľkých ď. sú tieto straty malé vzhľadom na veľké plochy hlavných zrkadiel. Roku 1775 W. HERSCHEL vynechal pomocné odrazové zrkadlo, pričom trocha naklonil hlavné zrkadlo na os ď. a okulár umiestil bokom v blízkosti vstupného otvoru d'. Roku 1880 zostrojil K. FRITSCH brachyteleskop (gr. brachys - krátky), kt. je kombináciou typu Cassegrainovho a Herschelovho ď.; lúče v ňom prechádzajú v tvare N, čím sa ď. skrátil. Hlavné zrkadlo je naklonené na os ď., svetelné lúče sa odrážajú na pomocné zrkadlo, kt. je mimo osi ď., a z neho sa pozoruje obraz okulárom vedľa hlavného zrkadla; preto v ňom netreba prevŕtať otvor.
Tieto dalšie typy sa však veľmi nerozšírili. Medzi zrkadlové ď. patri aj coudé systém a Ritcheyho-Chrétieov d. Pri coudé ď. zväzok svetelných lúčov odrážajúci sa od hlavného zrkadla dopadá na pomocné konvexné zrkadlo (Cassegrainov systém), od kt. sa pomocnými rovinnými zrkadlami vyvádza do>> polárnej osi montá-že ď., na konci kt. je okulár. Pretože polárna os ď. si polohu zachováva, leží ohnisko coudé systému (coudé ohnisko) stále na rovnakom mieste. To je výhodné najmä pri veľkých>> spektrografoch, kt. môžu byť pevne zabudované za coudé ohniskom na konci polárnej osi. Ritcheyho-Chrétienov á. (podobný Cassegrainovmu ď.) pozostáva z dvoch zrkadiel vybrúsených tak, aby sa odstránila sférická aberácia a koma.

Touto úpravou sa dosiahne väčšie užitočné zorné pole d'. Najväčšie d. tohto druhu sú vybudované na observatóriách Kitt Peak National Observatory (USA), Cerro Tololo Inter-American Observatory (Chile) a Anglo-Australian Observatory (Austrália) s priemerom zrkadiel 3,8-4,0 m. Z podmienok kladených na objektív ď. spĺňa zrkadlový objektív tri: ohnisková vzdialenosť je daná krivosťou zrkadla, sférická aberácia tvarom zrkadla a farebná chyba tu nejestvuje. Koma nie je korigovaná; parabolické zrkadlo má dokonalé zobrazenie len blízko optickej osi, mimo nej sa kvalita obrazu veľmi zhoršuje, a preto zrkadlové ď. majú oveľa menšie zorné pole ako refraktory a sú vhodné na štúdium individuálnych objektov. Na fotografovanie väčších oblastí oblohy je potrebný ď. s veľkým užitočným zorným poľom. Taký systém d., kombinovaný zrkadlovo-šošovkový, vynašiel r. 1930

B. SCHMIDT. Schmidtov ď. (Schmidtova komora) používa ako objektív sférické zrkadlo a jeho chyby zobrazenia koriguje>> korekčná šošovka umiestená v dvojnásobnej ohniskovej vzdialenosti pred objektívom. Obraz vzniká medzi objektívom a korekčnou šošovkou a rovina zobrazenia je guľová. Ď. má dobré bodové zobrazenie hviezd v zornom poli s priemerom až niekoľko stupňov. Schmidtove ď. sú veľmi rozšírené, vyznačujú sa veľkým relat. otvorom objektívu pri veľkom zornom poli (Schmidtov ď. na Mount Palomare má svetelnosť 1 : 2,5 a zorné pole 6° x 6°) a používajú sa výhradne na fotografovanie al. v spojení so spektrografom. Pretože ohnisková rovina Schmidtovho ď. je sférická, fotogr. platne treba deformovať. Zakrivenie obrazu možno odstrániť pomocou ďalšej šošovky pred fotogr. platňou al. pomocným konvexným zrkadlom (BakerovaSchmidtova komora). Iný spôsob odstránenia sférickej aberácie guľového zrkadla navrhol r. 1941 D. D. MAKSUTOV. Maksutovov d'. (al. meniskový ď., Maksutovova komora) má výhodu vysokej svetelnosti (relat. otvor), veľkého zorného poľa, malej dĺžky tubusu s možnosťou priameho pozorovania.
Nevýhodou je väčší počet odrážajúcich plôch a s tým spojená väčšia strata svetla. Na docielenie zmenšenia strát svetla odrazom sa optické plochy pokrývajú antireflexnou vrstvou, kt. znižuje percento odrazeného svetla. Veľmi vysoké svetelnosti v Maksutovovom systéme možno dosiahnuť už len s ťažkosťami. Napr. pri veľkých rozmeroch>> menisku a svetelnosti 1 : 1,5 na úplné odstránenie guľovej chyby by bolo potrebné retušovať povrch zrkadla al. menisku, to znamená prejsť v princípe na Schmidtov systém. Tam, kde sa vyžaduje veľmi veľké zorné pole (niekoľko desať stupňov), napr. pri fotografovaní meteorov, je vhodný Bakerov-Schmidtov systém, kt. má ako objektív sférické zrkadlo a využíva korekčnú dosku aj menisky. Svetelnosť tohto systému môže byť veľmi vysoká, napr. Bakerove-Schmidtove meteorické komory ("super-Schmidt"), kt. sa používali v meteorickom programe harvardského observatória, mali svetelnosť 1 : 0,65 a priemer zorného poľa 55°. Najvyššiu svetelnosť (až 1 : 0,3) dosahuje Schmidtova komora, pozostávajúca z jediného skleného monobloku, v kt. sveteĺné lúče prechádzajú len sklom. Tento systém však nemôže byť veľký, keďže vnútri skla by nastávala veľká absorpcia svetla; používa sa pri spektrografoch. Osobitným druhom je infračervený ď.., kt. slúži na štúdium objektov v infračervenej oblasti spektra.

V ohniskovej rovine ď. je umiestený citlivý prijímač na infračervené žiarenie, napr. termometer, bolometer, fotoč1ánok, fotonásobič, infračervená fotogr. platňa ap. Infračervené ď. sa budujú vo vysokých polohách na zníženie absorpčného účinku vodných pár v infračervenej oblasti. Najväčší infračervený ď. so zrkadlom 3,8 m je na observatóriu Mauna Kea (USA, Havajské ostrovy). V astronómii sú hlavné pozorovacie prístroje fotogr. zrkadlové ď.; všetky veľké astron. ď. s objektívmi priemeru vyše jedného metra sú zrkadlové. Najväčší refraktor na svete, vybudovaný r. 1897, má objektív s priemerom 102 cm (Yerkes Observatory, USA). Refraktory a reflektory stredných veľkostí, s rovnakým priemerom objektívov sú z hľadiska svetelnosti rovnocenné. Veľké reflektory s objektívom nad 80 cm sú svetelnejšie ako refraktory, ale ich zorné polia sú menšie než pri rovnakých refraktoroch. Tento nedostatok možno odstrániť použitím korekčných šošoviek al. meniskov. Skutočnosť, že najväčšie ď. sú len zrkadlové, závisí najmä od technických a finančných možností.

Výroba veľkých zrkadiel je lacnejšia a technicky menej náročná ako výroba rovnako veľkých šošoviek. Pri zrkadle treba opracovať na rozdiel od šošovky len jednu stranu, preto môže byť oveľa hrubšie a odolnejšie proti deformácii. Zrkadlá možno ukladať do podložiek, kt. zabraňujú ich vlastnej mechanickej deformácii, kým šošovky možno uložiť iba do obrúb. Na podporu veľkých zrkadiel bolí zhotovené zložité mechanické systémy pák so závažiami. Iný druh deformácie zrkadiel súvisí s ich tepelnou rozťažnosťou. Pri zmene teploty o 1° sa priemer 5 m skleného zrkadla zmení o 5 µm a jeho hrúbka o 0,6 µm, čo už prerastá vlnovú dĺžku dopadajúceho svetla, a pri nerovnomernom zohrievaní al. ochladzovaní od stredu k okrajom sa zrkadlo deformuje a kvalita obrazu sa zhoršuje. Tento nedostatok sa čiastočne odstraňuje zrkadlami z pyrexu, kt. tepelná rozťažnosť je nízka a deformácie sú asi trojnásobne menšie. Z pyrexu sú zhotovené aj dve najväčšie zrkadlá sveta (6 m a 5 m). Najväčší ď. na svete je 600-tonový kolos na astrofyz. observatóriu pri osade Zelenčukskaja (Sev. Kaukaz), uvedený do prevádzky r. 1976. Jeho zrkadlo má priemer 605 cm, hrúbku 65 cm, hmotnosť 42 t a ohniskovú vzdialenosť 24 m. Ď. je umiestený v kupole s priemerom 44 m na azimutálnej montáži a jeho chod riadi počítač.>> Pointačný ď. má objektív s priemerom 70 cm a ohniskovú vzdialenosť 10 m. Pointácia sa uskutočňuje automaticky, fotoel. pomocou televízneho systému.

Užitočné pracovné zorné pole neprerastá 2 uhlové minúty a pri použití dvojšošovkového korektora sa dá zväčšiť desaťnásobne. Na pozorovania v ohnisku je v hornej časti tubusu umiestená kabína pre pozorovateľa. Pomocou hyperbolického zrkadla možno prejsť do systému s nepohyblivým ohniskom ekvivalentnej ohniskovej vzdialenosti 180 m. Druhý najväčší ď., 500-tonový reflektor so zrkadlom priemeru 508 cm, je na palomarskom observatóriu (postavený r. 1948). Hmotnosť zrkadla je 13 t a ohnisková vzdialenosť 16,8 m. Uložený je na angl. podkovovitej montáži v kupole s priemerom 41,5 m. Užitočné zorné pole tohto ď. je do 2,5 uhlových minút. Pomocou troch hyperbolických zrkadiel možno prejsť do nepohyblivého ohniska s ekvivalentnými ohniskovými vzdialenosťami 81 a 150 m. V súčasnosti je už postavených 12 reflektorov s priemerom hlavného zrkadla vyše 3 m. Najväčší Schmidtov ď. je pri Tautenburgu blízko Jeny (postavený r. 1960). Priemer jeho sférického zrkadla je 200 cm, priemer korekčnej šošovky 134 cm a ohnisková vzdialenosť 4 m pri svetelnosti 1 : 3. V rozličných krajinách sa rozpracúvajú projekty optických ď. gigantov, skladajúcich sa z mnohých individuálnych zrkadiel, resp. ď. riadených počítačom. Prvý ď. tohto druhu, postavený r. 1979 na Mount Hopkins Observatory (USA), sa skladá zo šiestich 1,8 m zrkadiel (Cassegrainove d.). Pri oveľa nižšej výrobnej cene sa efektívnou hodnotou vyrovná 4,5 m reflektoru.