Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Narzędzia i metody astronomii  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Teleskopy i detektory
- Instrumenty pomocnicze i techniki obserwacyjne
- Pozaziemskie obserwatoria astronomiczne
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Instrumenty pomocnicze i techniki obserwacyjne
 
 [ 1 ]   [ 2 ]

Ogromne polepszenie zdolności rozdzielczej obserwacji uzyskuje się za pomocą interferometrii. Technika ta polega na wykorzystaniu falowej natury promieniowania elektromagnetycznego, a zaproponował ją A. A. Michelson pod koniec XIX w. Jeżeli mianowicie obiektyw teleskopu przesłonimy ekranem z dwoma szczelinami znajdującymi się w pobliżu krawędzi obiektywu, to w ognisku teleskopu dwie wiązki światła będą interferować (interferencja faz), dając obraz gwiazdy w postaci układu jasnych i ciemnych prążków. Gdy źródłem światła jest ciasna gwiazda podwójna, to można tak dobrać usytuowanie i odległość szczelin, że jasne prążki jednej gwiazdy wypadną w miejscu ciemnych prążków drugiej, przez co na obrazie łącznym zabraknie prążków. Stanie się tak, gdy odległość kątowa gwiazd wynosi (w mierze kątowej) /2D, gdzie oznacza długość fali świetlnej, a D odległość szczelin. Przy zastosowaniu tej techniki zdolność rozdzielcza teleskopu staje się więc dwukrotnie lepsza od jego teoretycznej zdolności rozdzielczej. Pomysł Michelsona został zrealizowany w 1919 r., gdy za pomocą 2,5-metrowego teleskopu na Mount Wilson zmierzono średnice kilku najbliższych i największych gwiazd. W ogromnym uproszczeniu idea takiego pomiaru zakłada, że tarczę gwiazdy można uważać za układ dwóch "połówek" tarczy. Inna technika interferometryczna, tzw. interferometria natężeń, polega na śledzeniu korelacji między jasnościami gwiazdy, mierzonymi przez dwa niezależne teleskopy, i umożliwia osiągnięcie rozdzielczości lepszej niż 0,001''. Układ dwóch przeznaczonych do tego celu teleskopów pracuje w Narrabri (Australia, Nowa Południowa Walia). Są to teleskopy o segmentowych lustrach sferycznych o średnicy 7 m, przesuwane na szynach po kole o średnicy 180 m. Planuje się wykonanie tym interferometrem pomiarów średnic gwiazd jaśniejszych od 2,5 wielkości gwiazdowej. Dwa bliźniacze teleskopy w Obserwatorium Kecka na Hawajach również będą wykorzystywane m.in. jako interferometr (patrz Teleskopy i detektory).

Metoda interferometryczna niemal od razu znalazła zastosowanie w radioastronomii, gdyż pojedyncza antena czy nawet duży radioteleskop ma z natury rzeczy niską zdolność rozdzielczą. Jako interferometr mogą pracować już dwie anteny; grają one rolę dwóch szczelin w opisanym powyżej przykładzie, a "jasne i ciemne prążki", czyli wzmocnienia i osłabienia sygnału, rejestruje odbiornik w trakcie przesuwania się radioźródła podczas ruchu obrotowego sfery niebieskiej. Umieszczenie wielu anten w jednym szeregu polepsza zdolność rozdzielczą całego układu, aczkolwiek tylko w płaszczyźnie, w której leży interferometr. By uzyskać dobrą zdolność rozdzielczą w obu współrzędnych niebieskich, stosuje się dwa skrzyżowane szeregi anten. Pierwszym takim interferometrem był tzw. krzyż Millsa o ramionach długości ponad 3 km, zbudowany w Sydney. Interferometry radiowe nowej generacji to wielkie zespoły radioteleskopów. Takim jest np. VLA (Very Large Array), system zbudowany w Nowym Meksyku. Składa się on z 27 radioteleskopów, każdy o średnicy 25 m. Są one rozmieszczone na trzech torach o długości po 27 km, tworzących trójramienną gwiazdę. Jeszcze większy układ, znany pod skrótem VLBI (Very Large Baseline Interferometry), tworzą wybrane radioteleskopy rozmieszczone na całej Ziemi (jednym z nich jest 32-metrowy radioteleskop stojący w Piwnicach pod Toruniem). Zmiany konfiguracji i odległości radioteleskopów tworzących takie systemy (czy to w wyniku przesuwania ich po szynach, czy na skutek obrotu Ziemi) umożliwiają zastosowanie tzw. metody syntezy apertury. Mianowicie przy analizie sygnałów pochodzących z tego samego źródła można poszczególne radioteleskopy uważać za małe fragmenty jednego radioteleskopu o rozmiarach porównywalnych z rozmiarami Ziemi. Podczas wspólnych obserwacji radioteleskopy nawet nie muszą być w jakikolwiek sposób połączone ze sobą. Obserwacje są utrwalane na taśmach magnetycznych wraz z dokładnymi informacjami o czasie obserwacji, a efekty interferencji śledzi się komputerowo w trakcie późniejszego ich opracowania. Całą Ziemię obejmuje też tzw. teleskop globalny WET (Whole Earth Telescope) - system teleskopów optycznych, którego zadaniem jest śledzenie np. zmian jasności gwiazd przez dziesiątki godzin, bez przerw na dzień lub zachmurzenie. Do tego systemu należy polski teleskop o średnicy 60 cm, stojący na Suhorze w Gorcach.

Badania astrofizyczne to głównie fotometria i spektroskopia. Jak wspomnieliśmy, dzięki rozpowszechnieniu się detektorów CCD rzadko już uprawia się fotometrię za pomocą klasycznych fotopowielaczy, tym bardziej z użyciem kliszy fotograficznej. Skoro kamera CCD może też rejestrować widmo obiektu, odpada konieczność stosowania klasycznych przyrządów do pomiarów klisz, jak mikrofotometrów, komparatorów i rejestratorów analogowych. Opracowywanie widm również odbywa się komputerowo. Samo widmo uzyskuje się z reguły za pomocą standardowego spektrografu szczelinowego z siatką dyfrakcyjną, umieszczonego w ognisku teleskopu, aczkolwiek często bardzo wyrafinowana jego konstrukcja ma zapewnić jak najpełniejsze wykorzystanie strumienia światła badanego obiektu. Rozszczepienie światła można też uzyskać za pomocą pryzmatu obiektywowego. Na zdjęciu rejestruje się wtedy widma (w małej dyspersji) bardzo wielu obiektów, znajdujących się zazwyczaj w polu widzenia.

Charakterystycznym przyrządem dla badań Słońca jest tzw. spektroheliograf, przyrząd umożliwiający uzyskanie obrazu tarczy słonecznej w wybranym, bardzo wąskim przedziale widma. W przyrządzie tym jedna szczelina służy do wybrania z obrazu Słońca wąskiego paska, którego światło zostaje normalnie rozszczepione. Drugą szczeliną ekstrahuje się z tak otrzymanego widma pożądany zakres, a za nią umieszcza się kliszę fotograficzną. Jeżeli pierwszą szczelinę będziemy przesuwali po obrazie Słońca, a za drugą w odpowiednim tempie kliszę, to powstanie na niej praktycznie monochromatyczny obraz Słońca w wybranej długości fali świetlnej. Ten sam rezultat można wprawdzie osiągnąć za pomocą wąskopasmowych filtrów, jednak spektroheliograf umożliwia całkiem swobodny wybór długości fali, czego nie zapewniają filtry.



Wnętrze pomieszczeń kontrolnych teleskopu Kecka. Fot. Keck Observatory.
   

Zarejestrowana obserwacja ma wartość naukową jedynie wtedy, gdy znany jest moment jej wykonania. Ze względu na zakres skal czasowych zjawisk zachodzących we Wszechświecie w pewnych przypadkach wystarczy zanotować datę, w innych potrzebny jest zegar zdolny mierzyć milisekundy; tak czy inaczej, każde obserwatorium musi mieć możliwość rejestrowania czasu. Bez tego nazwa "obserwacja" jest nieuzasadniona.

Wielokrotnie wymienialiśmy komputer jako urządzenie służące przynajmniej do rachunkowego opracowania obserwacji. Trzeba sobie zdać sprawę z tego, że współczesne obserwacje astronomiczne polegają na ogół na zbieraniu ogromnych ilości informacji, wyrażających się miliardami bajtów. Zarówno zebranie, jak i opracowanie takich danych byłoby bez komputera po prostu niemożliwe. Astronomiczne prace teoretyczne, polegające np. na modelowaniu rozmaitych zjawisk (ruchy komet, budowa i ewolucja gwiazd oraz galaktyk, procesy zachodzące w materii międzygwiazdowej, wczesne stadia ewolucji Wszechświata i wiele innych), również byłyby niewykonalne bez komputera. W tym sensie komputer jest urządzeniem nie pomocniczym, lecz niezbędnym dla uprawiania współczesnej nauki w ogóle.

Tomasz Kwast
 
 [ 1 ]   [ 2 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach