3.2. AKTÍV ÉS ADAPTÍV OPTIKA;
VLT (VERY LARGE TELESCOPE) (Holl, 1994)
A távcsövek leképezését lényegesen befolyásolja
(értsd: rontja) a légköri turbulencia, a
távcsőtükör deformálódása (saját súlya alatt, ill.
a hőtágulás hatására) és a megmunkálás
pontatlansága is. Az adaptív optika a légmozgások
hatását küszöböli ki, míg az aktív optika a másik
két problémán segít a fő- illetve a segédtükör
mozgatásával és deformálásával. Mindkét esetben
valamilyen referencia-fényforrásra van szükség,
aminek a torzult képe segít a korrekciók
kiszámításában. Az adaptív optikánál
másodpercenként nagyjából hússzor kell a bonyolult
számításokat és a beavatkozást elvégezni, az aktív
optikánál elég óránként néhányszor (ill. a
mozaiktükrös távcsöveknél ennél gyakrabban).
A legfejlettebb technikát alkalmazó csillagászati kutatásban egyre
nagyobb jelentőségű az adaptív optikai elemek segítségével történő
képjavítás. (Ezt a technikát egyébként eredetileg az űrvédelmi kutatások
során fejlesztették ki, és csak mintegy tíz éve vált szabaddá a polgári
felhasználás számára.) A légkörben állandóan jelenlevő hidegebb-melegebb
csomók gyors mozgása miatt a csillag fénye, amely a légkör határára még sík
hullámfronttal érkezik, mire a távcsőhöz ér, már "göcsörtössé" válik, sőt ez
a göcsörtösség pillanatról pillanatra változik is. Ennek következtében a
csaknem pontszerűnek látszó csillag pillanatról pillanatra kicsit más
irányban látszik. Emiatt az expozíciós idő végére a fotolemezen egy
kiterjedt, elmosódott foltot kapunk.
Az adaptív optikai eljárás úgy segít a dolgon, hogy a vékonyabb
üveganyagból készült tükröt folyamatosan deformálják a hátoldalát
megtámasztó tüskék segítségével, illetve a segédtükröt billegtetik, hogy a
csillag képe mégse ugráljon. Ha a kép állandóan egy helyben marad, külön
képződnek le például olyan szoros kettőscsillagok is, melyek a régi
technikával teljesen egybemosódtak volna. Ehhez persze a vizsgálandó
objektum közvetlen közelében szükség lenne egy referenciacsillagra, melyet
pontszerűnek tartva részletgazdag képet kapunk a bonyolultabb felépítésű
célobjektumról. A baj ott van, hogy megfelelő közelségben rendszerint igen
nehéz megfelelő fényességű csillagot találni. Éppen ezért az adaptív
optikával ellátott távcsövekre még egy "lézerágyút" is felszerelnek. A lézer
segítségével tűéles fénysugarat bocsátanak a vizsgálandó terület irányába
(kicsit mellé). Ez a meghatározott frekvenciájú fénysugár 80-100 km
magasságban, elérve az ott található nátriumtartalmú légköri réteget,
világításra gerjeszti azt. Ilymódon pontszerű "műcsillag" jön létre, melyet
referenciacsillagként használhatnak az adaptív optika alkalmazásához.
És hogy képet kapjunk az adaptív optika "jóságáról": az egyre fejlődő
adaptív optikai elemekkel ellátott, legnagyobb földi távcsövek még a
megjavított Hubble Űrtávcsővel is képesek felvenni a versenyt; nem
véletlenül neveztem a bevezetőben ezt a technikát az (optikai)
űrcsillagászat földfelszíni alternatívájának.
VLT (Very Large Telescope) (WWW)
Az aktív ill. adaptív optikát alkalmazó teleszkópok közül az ESO
(European Southern Observatory) által hamarosan üzembe állítandó VLT lesz a
legnagyobb. Az obszervatórium Chile déli részén, az Atacama-sivatagban
(Paranal) helyezkedik el.
A rendszer teljes kiépítettségében négy darab 8,2 m-es távcsőből fog
állni, lehetőség van az összehangolt működésre (interferometria) is. Ily
módon a felbontóképesség egy 130 m-es teleszkópéval lesz egyenértékű. A
fénygyűjtő-képesség tekintetében is fölülmúl majd minden eddigi optikai
teleszkópot: kb. 16 m-es lesz az "effektív átmérő".
A befejezéshez legközelebb álló első egység (UT1) már 1998 júniusától
alkalmas lesz tudományos megfigyelésekre (a legelső kép, ún. "First Light"
május utolsó hetében esedékes); 2001-ig mind a négy modul működőképes lesz.
Az UT1 főtükre 8,2 m átmérőjű, kb. 177 mm vastag, anyaga Zerodur. A
felület kialakításának pontossága (polírozással) eléri a 20 nm-t. A tükör
felületét 150 darab tüskével lehet változtatni. A segédtükör berilliumból
készült konvex hiperboloid, átmérője 110 cm.
Az optikai elrendezés Ritchey-Chrétien-rendszerű, de a Cassegrain, Coudé
és Nasmyth fókuszok is használhatók. (A fókuszok közötti váltás esetén a
főtükör alakját korrigálják, ill. a segédtükröt újrafókuszálják.)
A megfigyelési hullámhossz-tartomány az optikaitól (0,3 mm) az
infravörösig (kb. 25 mm) terjed. Több mint tíz különböző műszer (leképező
eszközök, spektroszkópok és többobjektumos spektroszkópok) fog üzemelni. A
tudományos célkitűzések is igen szerteágazóak, ezek közül csak néhányat
említek:
- kialakulóban lévő galaxisok tanulmányozása;
- Naprendszeren kívüli bolygórendszerek keresése;
- egyedi és kettőscsillagok fejlődésének vizsgálata;
- a sötét anyag (barna törpék) tanulmányozása;
- a Naprendszer egyes objektumairól (bolygók, kisbolygók, üstökösök)
meglévő ismereteink pontosítása, kiterjesztése.
3.2. AKTÍV ÉS ADAPTÍV OPTIKA;
VLT (VERY LARGE TELESCOPE) (Holl, 1994)
A távcsövek leképezését lényegesen befolyásolja
(értsd: rontja) a légköri turbulencia, a
távcsőtükör deformálódása (saját súlya alatt, ill.
a hőtágulás hatására) és a megmunkálás
pontatlansága is. Az adaptív optika a légmozgások
hatását küszöböli ki, míg az aktív optika a másik
két problémán segít a fő- illetve a segédtükör
mozgatásával és deformálásával. Mindkét esetben
valamilyen referencia-fényforrásra van szükség,
aminek a torzult képe segít a korrekciók
kiszámításában. Az adaptív optikánál
másodpercenként nagyjából hússzor kell a bonyolult
számításokat és a beavatkozást elvégezni, az aktív
optikánál elég óránként néhányszor (ill. a
mozaiktükrös távcsöveknél ennél gyakrabban).
A legfejlettebb technikát alkalmazó csillagászati kutatásban egyre
nagyobb jelentőségű az adaptív optikai elemek segítségével történő
képjavítás. (Ezt a technikát egyébként eredetileg az űrvédelmi kutatások
során fejlesztették ki, és csak mintegy tíz éve vált szabaddá a polgári
felhasználás számára.) A légkörben állandóan jelenlevő hidegebb-melegebb
csomók gyors mozgása miatt a csillag fénye, amely a légkör határára még sík
hullámfronttal érkezik, mire a távcsőhöz ér, már "göcsörtössé" válik, sőt ez
a göcsörtösség pillanatról pillanatra változik is. Ennek következtében a
csaknem pontszerűnek látszó csillag pillanatról pillanatra kicsit más
irányban látszik. Emiatt az expozíciós idő végére a fotolemezen egy
kiterjedt, elmosódott foltot kapunk.
Az adaptív optikai eljárás úgy segít a dolgon, hogy a vékonyabb
üveganyagból készült tükröt folyamatosan deformálják a hátoldalát
megtámasztó tüskék segítségével, illetve a segédtükröt billegtetik, hogy a
csillag képe mégse ugráljon. Ha a kép állandóan egy helyben marad, külön
képződnek le például olyan szoros kettőscsillagok is, melyek a régi
technikával teljesen egybemosódtak volna. Ehhez persze a vizsgálandó
objektum közvetlen közelében szükség lenne egy referenciacsillagra, melyet
pontszerűnek tartva részletgazdag képet kapunk a bonyolultabb felépítésű
célobjektumról. A baj ott van, hogy megfelelő közelségben rendszerint igen
nehéz megfelelő fényességű csillagot találni. Éppen ezért az adaptív
optikával ellátott távcsövekre még egy "lézerágyút" is felszerelnek. A lézer
segítségével tűéles fénysugarat bocsátanak a vizsgálandó terület irányába
(kicsit mellé). Ez a meghatározott frekvenciájú fénysugár 80-100 km
magasságban, elérve az ott található nátriumtartalmú légköri réteget,
világításra gerjeszti azt. Ilymódon pontszerű "műcsillag" jön létre, melyet
referenciacsillagként használhatnak az adaptív optika alkalmazásához.
És hogy képet kapjunk az adaptív optika "jóságáról": az egyre fejlődő
adaptív optikai elemekkel ellátott, legnagyobb földi távcsövek még a
megjavított Hubble Űrtávcsővel is képesek felvenni a versenyt; nem
véletlenül neveztem a bevezetőben ezt a technikát az (optikai)
űrcsillagászat földfelszíni alternatívájának.
VLT (Very Large Telescope) (WWW)
Az aktív ill. adaptív optikát alkalmazó teleszkópok közül az ESO
(European Southern Observatory) által hamarosan üzembe állítandó VLT lesz a
legnagyobb. Az obszervatórium Chile déli részén, az Atacama-sivatagban
(Paranal) helyezkedik el.
A rendszer teljes kiépítettségében négy darab 8,2 m-es távcsőből fog
állni, lehetőség van az összehangolt működésre (interferometria) is. Ily
módon a felbontóképesség egy 130 m-es teleszkópéval lesz egyenértékű. A
fénygyűjtő-képesség tekintetében is fölülmúl majd minden eddigi optikai
teleszkópot: kb. 16 m-es lesz az "effektív átmérő".
A befejezéshez legközelebb álló első egység (UT1) már 1998 júniusától
alkalmas lesz tudományos megfigyelésekre (a legelső kép, ún. "First Light"
május utolsó hetében esedékes); 2001-ig mind a négy modul működőképes lesz.
Az UT1 főtükre 8,2 m átmérőjű, kb. 177 mm vastag, anyaga Zerodur. A
felület kialakításának pontossága (polírozással) eléri a 20 nm-t. A tükör
felületét 150 darab tüskével lehet változtatni. A segédtükör berilliumból
készült konvex hiperboloid, átmérője 110 cm.
Az optikai elrendezés Ritchey-Chrétien-rendszerű, de a Cassegrain, Coudé
és Nasmyth fókuszok is használhatók. (A fókuszok közötti váltás esetén a
főtükör alakját korrigálják, ill. a segédtükröt újrafókuszálják.)
A megfigyelési hullámhossz-tartomány az optikaitól (0,3 mm) az
infravörösig (kb. 25 mm) terjed. Több mint tíz különböző műszer (leképező
eszközök, spektroszkópok és többobjektumos spektroszkópok) fog üzemelni. A
tudományos célkitűzések is igen szerteágazóak, ezek közül csak néhányat
említek:
- kialakulóban lévő galaxisok tanulmányozása;
- Naprendszeren kívüli bolygórendszerek keresése;
- egyedi és kettőscsillagok fejlődésének vizsgálata;
- a sötét anyag (barna törpék) tanulmányozása;
- a Naprendszer egyes objektumairól (bolygók, kisbolygók, üstökösök)
meglévő ismereteink pontosítása, kiterjesztése.