1. Ćwiczenia Astronomiczne ESA/ESO
Astronomia jest nauką obrazową i przystępną, co czyni ją idealną dla celów edukacyjnych. Przez ostatnie kilka
lat NASA (Narodowa Agencja Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej, ang. National Aeronautics and Space
Administration), ESA (Europejska Agencja Przestrzeni Kosmicznej, ang. European Space Agency), HST
(Teleskop Kosmiczny Hubble'a, ang. Hubble Space Telescope) oraz teleskopy ESO (Europejskie
Obserwatorium Południowe, ang. European Southern Observatory) znajdujące się w chilijskich obserwatoriach
La Silla i Paranal w pustynnych Andach dostarczyły nam głębokich i spektakularnych obrazów Wszechświata.
JednakŜe teleskop Hubble'a czy teleskopy ESO nie dostarczają jedynie niezwykle pięknych zdjęć, lecz są
przede wszystkim wspaniałymi narzędziami do badań astronomicznych. Teleskopy te mają bardzo wysoką
kątową zdolność rozdzielczą (ostrość obrazu) i umoŜliwiają astronomom obserwacje tak głębokiego
Wszechświata jak nigdy dotąd, pozwalając na znalezienie odpowiedzi na długo nie wyjaśnione pytania.
Analiza tychŜe obserwacji, choć często wysokozaawansowana w szczegółach, jest w zasadzie wystarczająco
prosta, aby uczniowie szkół średnich mogli analizę tę powtórzyć.
Europejska Agencja Przestrzeni Kosmicznej ESA, która ma udział w projekcie HST i wraz z ESO ma
zarezerwowane 15% czasu obserwacyjnego na teleskopie Hubble'a, zaproponowała serię ćwiczeń dotyczących
analizy nowoczesnych danych astronomicznych.
Celem tej serii jest przedstawienie róŜnorakich, niewielkich zagadnień problemowych, dzięki którym
uczniowie będą mogli zasmakować przyjemności dochodzenia do odkryć naukowych. UŜywając
elementarnych fizycznych i geometrycznych rozwaŜań, uczniowie będą w stanie dojść do wyników
porównywalnych z wynikami duŜo bardziej skomplikowanych metod opisywanych w literaturze naukowej.
W tym Wprowadzeniu przedstawimy w skrócie motywację i idee stojące za takimi projektami jak teleskop
Hubble'a czy Europejskie Obserwatorium Południowe. Zaprezentujemy opis samych teleskopów, instrumentów
z nimi sprzęŜonych czy tryb ich pracy, w postaci wystarczającej do zrozumienia metod obserwacji
przedstawionych w naszych ćwiczeniach.
Oryginalnym językiem, w którym napisano Ćwiczenia Astronomiczne ESA/ESO jest angielski. Jest kilka
powodów dla wyboru języka angielskiego - przede wszystkim jest to język uŜywany w kontaktach naukowców.
Dobra znajomość i praktyczne doświadczenie w posługiwaniu się tym językiem jest umiejętnością cenną dla
kaŜdego ucznia, a w szczególności przy czytaniu tekstów po części technicznych, jak ten tutaj przedstawiany.
W nowoczesnym podejściu do edukacji waŜne jest przekraczanie granic pomiędzy róŜnymi obszarami wiedzy i
łączenie ich w sposób interdyscyplinarny, dzięki czemu moŜna zdobywać i rozwijać swoje umiejętności
równocześnie w kilku dziedzinach. Patrzmy zatem na tekst przedstawionych tutaj problemów jako słuŜący
ć
wiczeniom z praktycznego uŜycia języka angielskiego. Czynimy wysiłki aby przedstwić nasze ćwiczenia w
kilku innych językach państw-członków społeczności ESA/ESO (zobacz na stronę internetową
http://www.astroex.org
). Jeśli czynione są starania do przetłumaczenia tych ćwiczeń na inne języki,
będziemy wdzięczni za informacje w tej sprawie (zobacz na ostatnią stronę ćwiczeń, gdzie podane są adresy
kontaktowe).
Ć
wiczenia składają się z tekstu wprowadzającego w zagadnienie, a następnie przedstawione są pytania,
pomiary i obliczenia. Mogą być one uŜywane w tradycyjnej formie w klasie lub, dzięki temu, Ŝe tworzą one
zamknięte całości, jako zagadnienia do pracy samodzielnej w grupach, w formie pracy nad dobrze
Orion | Ćwiczenia > Wprowadzenie
Strona 1 z 6
sprecyzowanym projektem.
KaŜde ćwiczenie tworzy niezaleŜną część, więc istnieje moŜliwość ich dowolnego doboru w zaleŜności od
przeznaczonego na nie czasu, jednakŜe sugerujemy, aby istotne zagadnienia zawarte w obu Niezbędnikach były
przerobione z uczniami zanim przejdą oni do pracy nad właściwymi ćwiczeniami, chyba Ŝe treści tam zawarte
są juŜ im znane.
2. Teleskop Kosmiczny Hubble'a
Teleskop Kosmiczny Hubble'a (w skrócie: HST) został umieszczony na orbicie wokółziemskiej 26 kwietnia
1990 roku za pomocą promu kosmicznego Discovery. Stało się to w sześćdziesiąt siedem lat po tym, jak
niemiecki inŜynier zajmujący się lotami rakietowymi H.Oberth wskazał na wiele dodatnich stron
przeprowadzania obserwacji astonomicznych z przestrzeni kosmicznej, poza jakimkolwiek wpływem ziemskiej
atmosfery. Pierwszy powaŜny projekt budowy duŜego teleskopu kosmicznego dotarł do NASA na początku lat
sześćdziesiątych. Po całej serii studiów nad faktycznymi moŜliwościami budowy takiego instrumentu, wspólny
projekt NASA i ESA został w końcu zaaprobowany i rozpoczął pracę w 1977 roku. Jeśłi chodzi o rozdzielczość
kątową, teleskop Hubble'a nie ma sobie równych wśród naziemnych teleskopów pomimo tego, Ŝe przy średnicy
zwierciadła głównego 2.4 metra nie naleŜy on do duŜych teleskopów.
Obrazy pochodzące z teleskopów naziemnych są zawsze zniekształcone z powodu tego, Ŝe światło obiektów
astronomicznych musi na swojej drodze przedostać się przez turbulentne warstwy ziemskiej atmosfery. Bez
względu na wielkość teleskopu, nieuniknione rozmycie obrazów obiektów powoduje ograniczenie zdolności
rozdzielczej teleskopów, która dla obserwacji naziemnych moŜe wynosić co najwyŜej ok. 0.5 sekundy łuku (1
sekunda łuku to 1/3600 stopnia). Natomiast w przestrzeni kosmicznej światło rozchodzi się bez zakłóceń, a
więc gwiazdy nie 'mrugają', skąd wynika, Ŝe jedyne ograniczenia na zdolność rozdzielczą teleskopu wynikają z
jakości zastosowanych układów optycznych oraz z dokładności utrzymywania stałej pozycji teleskopu
względem obserwowanego obiektu przez cały czas trwania ekspozycji. Mamy więc sytuację, Ŝe obrazy
uzyskiwane przez teleskop Hubble'a zawierają około pięć razy więcej szczegółów obiektów niŜ obrazy tych
obiektów uzyskiwane z Ziemi. Rozdzielczość osiągalna przez teleskopy naziemne jest porównywalna do
moŜliwości czytania nagłówków artykułów gazet z odległości kilometra, ale za pomocą teleskopu Hubble'a
moŜemy przeczytać takŜe sam tekst artykułu!
Właśnie ta dramatyczna, pięciokrotna poprawa zdolności rozdzielczej w teleskopie kosmicznym czymi go
narzędziem wyjątkowym. HST nie tylko pozwala na badania znanych dotąd obiektów na duŜo wyŜszym
poziomie rozróŜnialnych szczegółów, lecz takŜe na odkrywanie i obserwacje obiektów dotąd nieznanych,
słabszych kilkadziesiąt razy niŜ te moŜliwe do zaobserwowania z Ziemi. W ten sposób teleskop Hubble'a
zwiększył obszar Wszechświata dostępnego obserwacjom astronomicznym.
Teleskopy działające w przestrzeni kosmicznej mają moŜliwość odbioru promieniowania wysyłanego przez
obiekty astronomiczne w znacznie szerszym zakresie promieniowania elektromagnetycznego niŜ instrumenty
naziemne, które są ograniczone do fal o długościach niepochłanianych w atmosferze. Zakresy fal
pochłanianych przez atmosferę są pokazane na rys.1.
Strona 2 z 6
Oznacza to, Ŝe teleskop Hubble'a jest w stanie dokonywać obserwacji nie tylko w świetle widzialnym, ale
równieŜ w ultrafioletowym i podczerwonym. Szczególnym zainteresowaniem cieszy się ultrafioletowa część
widma, poniewaŜ właśnie tam umiejscowiona jest większość linii widmowych będących wynikiem tzw. przejść
atomowych dla najbardziej rozpowszechnionych pierwiastków. Wszystkie pierwiastki chemiczne mają
charakterysyczną tylko dla siebie zdolność pochłaniania lub emitowania światła o ściśle określonych
długościach fali, dzięki czemu po zidentyfikowaniu przejść atomowych w widmach obiektów astronomicznych
moŜemy określić ich skład chemiczny, temperaturę czy inne fizyczne własności.
Rys.1 Pochłanianie promieniowania przez ziemską atmosferę
Obiekty astronomiczne emitują światło w wielu zakresach długości fal, lecz tylko
niektóre z nich mogą penetrować ziemską atmosferę. Pozostałe są absorbowane i
rozpraszane w atmosferze. Rysunek pokazuje przeźroczystość atmosfery w
zaleŜności od długości fali promieniowania. Widać, Ŝe promieniowanie
ultrafioletowe jest prawie całkowicie pochłaniane lub rozpraszane, jak równieŜ duŜa
część promieniowania podczerwonego.
Teleskop Kosmiczny Hubble'a
1. Panele słoneczne
2. Zwierciadło wtórne
3. Zaawansowana Kamera do Przeglądów (ACS)
4. Kamera Obiektów Słabych (FOC)
5. Czujniki Prowadzenia Precyzyjnego (FGS)
6. Korektor Optyki Teleskopu Kosmicznego (COSTAR)
7. Kamera Szerokokątna i Kamera Planetarna 2 (WFPC 2)
Strona 3 z 6
3. Bardzo DuŜy Teleskop ESO (VLT)
Bardzo DuŜy Teleskop (ang. Very Large Telescope, w skrócie
VLT) naleŜący do ESO jest największym na świecie teleskopem
optyczno-podczerwonym. Inicjatywa zbudowania duŜego,
europejskiego teleskopu powstała juŜ w końcu lat
siedemdziesiątych. Podstawowa koncepcja VLT była szeroko
dyskutowana w środowisku astronomicznym Europy na początku
lat osiemdziesiątych. W oparciu o precyzyjnie opracowany projekt
i plan finansowania fazy budowy i poźniejszej fazy operacyjnej
teleskopu, Komitet ESO dał zielone światło do budowy telskopu
8. Zwierciadło główne
9. Spektrograf (STIS)
Instrumenty na pokładzie
Zestaw instrumentów na pokładzie teleskopu kosmicznego - 2 kamery, 2
spektrografy i zestaw 3 czujników prowadzenia - pozwalają na prowadzenie
szerokiego spektrum obserwacji. Kamera Szerokokątna i Planetarna (WFPC
2) jest podstawowym instrumentem teleskopu kosmicznego. Jest ona w stanie
dokonywać obserwacji nieba przy zastosowaniu duŜego zestawu dostępnych
filtrów, sięgających od 1000 nm w bliskiej podczerwieni do 115 nm w
ultrafiolecie.
Dane techniczne
Zwierciadło główne (układ optyczny Ritcheya-Chretiena) 2.4 m
Długość całkowita 15.9 m
Ś
rednica (przy złoŜonych panelach słonecznych) 4.2 m
Rozpiętość paneli słonecznych 12.1 m
Masa 11 110
kg
Precyzja prowadzenia 7
milisekund łuku na 24 h
Orbita
Wysokość (pierwotna) 598 km
Nachylenie do płaszczyzny równika 28.5
stopni
Czas Ŝycia teleskopu 20 lat
(do 2010 roku)
Więcej informacji na temat Teleskopu Kosmiczngo Hubble'a NASA/ESA
moŜna znaleźć na stronie internetowej Centrum Informacji ESA (Hubble
European Space Agency Information Center)
http://hubble.esa.int
Strona 4 z 6
VLT w grudniu 1987 roku.
Europejskie Obserwatorium Południowe czyli ESO, będące
międzyrządową organizacją badawczą, zostało utworzone w 1962
przez Belgię, Francję, Holandię, Niemcy i Szwecję w wyniku
"pragnienia utworzenia wspólnego obserwatorium
astronomicznego na południowej półkuli, wyposaŜonego w
potęŜne instrumenty, oraz w celu wspierania i koordynacji
współpracy w dziedzinie badań astonomicznych". Od tamtego
czasu do ESO dołączyły: Dania, Portugalia, Szwajcaria i Włochy.
W roku 2002 dołączy do tego grona Wielka Brytania. W ostatnich
latach inne kraje wyraziły chęć dołączenia do ESO.
ESO zarządza dwoma obserwatoriami na najwyŜszym poziomie
technologicznym: Paranal i La Silla. Cerro Paranal, góra o
wysokości 2635 m n.p.m. (współrzędne geograficzne: 24 stopnie
37 minut szerokości południowej, 70 stopni 24 minuty długości
zachodniej) jest połoŜona w północnej części Chile, 12 km od
wybrzeŜa Pacyfiku, 130 km na południe od Antofagasty, 1200 km
na północ od Santiago i 600 km na północ od La Silla. Miejsce to
połoŜone jest na jednym z najsuchszych obszarów na Ziemi -
pustyni Atacama. PoniewaŜ zła pogoda to największy wróg
astronomów, ESO przeprowadziło szerokie badania klimatycze,
aby w końcu wybrać Cerro Paranal jako miejsce posadowienia
teleskopów VLT. W ciągu roku w tym miejscu jest ok. 350 nocy o
czystym niebie.
Bardzo DuŜy Teleskop (VLT) składa się z czterech teleskopów,
kaŜdy o średnicy 8.2 metra zwanych teleskopami podstawowymi
(Unit Telescopes, w skrócie UT). Mówiąc o średnicy teleskopów
mamy na myśli średnicę ich zwierciadeł głównych. Pierwsze i
drugie zwierciadła wtórne są znacznie mniejsze. Gdy światło
przechodzi przez ziemską atmosferę, obrazy obiektów zostają
zniekształcone - dzięki temu gwiazdy 'mrugają'. Technika Optyki
Adaptacyjnej (Adaptive Optics System, w skrócie AOS) została rozwinięta właśnie po to, aby dokonać korekcji
obrazów i usunąć niepoŜądane zniekształcenia, dzięki czemu obrazy rejestrowane tymi teleskopami są równie
wyraźne jak gdyby teleskopy połoŜone byly w przestrzeni kosmicznej.
VLT jest wyposaŜony w róŜnorodne, najnowocześniejsze instrumenty astronomiczne. Wszystkie cztery
teleskopy o średnicy 8.2 metra były w fazie działania przed końcem 2000 roku. Wiele fascynujących wyników
naukowych juŜ uzyskano od tamtego czasu.
Trzy teleskopy pomocnicze (Auxiliary Telescopes, w skrócie AT), kaŜdy o średnicy 1.8 metra, są w trakcie
budowy. MoŜliwe jest uŜywanie teleskopów podstawowych kaŜdy z osobna, a po ukończeniu budowy
teleskopów pomocniczych, będzie moŜliwość połączenia ich w interferometr VLT (VLT Interferometer, w
skrócie VLTI). Instrument VLTI będzie miał zdolność rozdzielczą podobną do tej jaką miałby teleskop o
ś
rednicy 200 metrów. Pierwsze obserwacje przy uŜyciu VLTI miały miejsce w 2001 roku.
4. Antu i FORS
Prace budowlane na Cerro Paranal rozpoczęły się w 1991 roku i sześć lat później, w 1997 roku, pierwsze z
czwórki zwierciadeł głównych zostało zamontowane. Po instalacji tego teleskopu (UT 1), nazwanego Antu,
pierwsze obserwacje czyli tzw. "pierwsze światło" (z ang. "first light") miały miejsce w nocy z 25 na 26 maja
1998 roku, zgodnie z planem. Antu oznacza Słońce w języku tamtejszych Indian Mapuche. Pozostałe trzy
gigantyczne teleskopy przeprowadziły swoje pierwsze obserwacje w marcu 1999 roku, styczniu 2000 roku i
wrześniu 2000 roku.
Rys. 2 Mapa Chile
Zaznaczono połoŜenie dwóch
obserwatoriów ESO w Chile: La Silla i
Paranal
Strona 5 z 6
Teleskopy podstawowe (UT) mają tzw. montaŜ azymutalny. Oznacza to, Ŝe stelaŜ (rura) teleskopu obraca się
dookoła osi poziomej (czyli tzw. osi wysokości). Dwa łoŜyska podtrzymujące stelaŜ są zamontowane na
olbrzymim uchwycie w kształcie widełek, który moŜe obracać się dookoła osi pionowej (czyli tzw. osi
azymutu). W ten sposób teleskop moŜe być skierowany w dowolne miejsce na niebie.
15 września 1998 roku przeprowadzono pierwsze obserwacje przy uŜyciu spektrografu FORS1 (z ang. FOcal
Reducer and Spectrograph), zamontowanego na teleskopie Antu, które okazały się być doskonałej jakości.
FORS1 i inne teleskopy VLT otworzyły całe bogactwo nowych moŜliwości badawczych dla europejskiej
astronomii.
FORS1 oraz jego brat-bliźniak FORS2 są wytworami jednych z najbardziej zaawansowanych i całościowych
badań technologicznych dotyczących naziemnych instrumentów astronomicznych. Instrumenty FORS działają
w trybie multimodalnym czyli są w stanie dokonywać obserwacji w kilku róŜnych trybach obserwacyjnych.
Dla przykładu, moŜliwe jest dokonywanie zdjęć w dwóch róŜnych skalach obrazu (czyli powiększeniach) czy
uzyskiwanie widm obiektów pojedynczych i wielokrotnych z róŜnymi zdolnościami rozdzielczymi. Zatem
FORS moŜe najpierw dokonać rejestracji obrazu odległej galaktyki i natychmiast potem uzyskać jej widmo
dzięki czemu moŜna wyznaczyć typy i odległości do gwiazd w tej galaktyce.
Więcej informacji o teleskopie VLT moŜna uzyskać na stronie internetowej
http://www.eso.org.
Rys. 3 Schematyczny widok Interferometru VLT (VLTI)
Strona 6 z 6