Tartalom
- 1. Csillagászati műszertechnika
- A távcső tökéletesítése Galileitől a XX. század közepéig
- I., Csillagászati távcsövek (az optikai hullámhossz tartományban)
- II., A távcsövek leképezési hibái
- III., Csillagászati megfigyelési technikák
- IV., A detektorok működési elvei
- V., A legjelentősebb földfelszíni távcsövek és obszervatóriumok.
- VI., Az űrtávcsövek
- VII., A jövő óriástávcsövei
- VIII., Hazánk legfontosabb csillagászati kutatóhelyeinek, obszervatóriumainak bemutatása.
- IX. A rádiótávcsövek működési elve; a legfontosabb rádióteleszkópok
- X., Linkek:
Az ábrák listája
- 1.1. Hevelius 150 láb fókusztávolságú lencsés "távcsöve".
- 1.2. Herschel 40 láb fókuszú tükrös műszere.
- 1.3. A kaliforniai Wilson-hegyi Obszervatórium 100 hüvelykes (2,54 m) tükröt tartalmazó Hooker-távcsöve.
- 1.4. A lencsés távcsövek optikai elrendezése.
- 1.5. Galilei kezdetleges távcsövei (Forrás: Istituto e Museo di Storia della Scienza, Firenze).
- 1.6. Egy lencsés távcső vázlatos elrendezése a sugármenettel. Az optikai eszköz egy úgynevezett német ekvatoriális mechanikán kapott helyet.
- 1.7. Egy modern, kereskedelmi forgalomban kapható lencsés távcső felépítése.
- 1.8. Különféle tükrös távcsövek optikai elrendezései, felülről lefelé: Newton, Cassegrain, Coudé, Schmidt.
- 1.9. Newton eredeti távcsöve.
- 1.10. Egy Newton távcső sematikus rajza a fénymenettel. Az optika egy ellensúllyal ellátott német ekvatoriális mechanikán kapott helyet.
- 1.11. Modern Newton távcső, egyszerű azimutális Dobson szerelésen.
- 1.12. Egy modern kialakítású Cassegrain-távcső sematikus elrendezése a sugármenettel, valamint rácsos tubussal, patkós mechanikával szerelve.
- 1.13. A Magyar Tudományos Akadémia Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete Piszkéstetői Obszervatóriumának 50 cm-es Cassegrain-távcsöve. (Rácz Miklós felvétele)
- 1.14. A Coudé-elrendezés lényege.
- 1.15. A Coudé-szerelés vázlata patkós-villás mechanika esetén.
- 1.16. Egy ekvatoriális villás mechanikán lévő Schmidt-távcső a sugármenettel. Vegyük észre a görbült fókuszfelületet.
- 1.17. Az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézet Piszkéstetői Obszervatóriumának 60/90/180-as Schmidt-távcsöve (Rácz Miklós felvétele).
- 1.18. Különböző Schmidt-Cassegrain elrendezések.
- 1.19. Egy modern, kereskedelmi forgalomban kapható Schmidt-Cassegrain távcső felépítése.
- 1.20. Egy Makszutov-távcső vázlatos elrendezése a sugármenettel. A távcső villás ekvatoriális mechanikán található.
- 1.21. Néhány optikai elrendezés a sokféleképpen megvalósítható Makszutov-távcső közül.
- 1.22. Egy legendás, ám mindössze 9 cm nyílású amatőrcsillagászati célú Makszutov-távcső, a Questar.
- 1.23. A Schmidt-Newton-távcső elvi felépítése.
- 1.24. A Makszutov-Newton-távcső elvi felépítése.
- 1.25. Az amerikai MEADE cég (kommerciális) LXD-75 Schmidt-Newton-modellje német ekvatoriális mechanikán.
- 1.26. A szferikus aberráció.
- 1.27. Kómahiba.
- 1.28. Az asztigmia jelensége.
- 1.29. A fókuszfelület görbülete.
- 1.30. Párna-torzítás.
- 1.31. Hordó-torzítás.
- 1.32. Bajusz-torzítás.
- 1.33. A kromatikus aberráció jelensége.
- 1.34. Akromatikus dublett objektív lencse.
- 1.35. A Nova Ophiuchi 2010 (No. 2) felfényesedése.
- 1.36. Egy hasonló csillag (V1500 Cyg, Nova Cygni 1975) vizuális adatokon alapuló fénygörbéje. Az időpont a vízszintes tengelyen Julián-dátumban szerepel.
- 1.37. A Nap színképe a látható hullámhossz tartományban a jellegzetes sötét abszorpciós vonalakkal.
- 1.38. A Napunkhoz második legközelebbi csillag, a Barnard-csillag pozíciója 1950-ben,...
- 1.39. ...illetve 1997-ben. A nagy sajátmozgás következtében igen jelentősen megváltozott az égitest helyzete a távolabbi csillagokhoz képest.
- 1.40. A (73511) Lovas kisbolygó helyzete 2002 karácsonyának két napján (JATE Asteroid Survey).
- 1.41. A Göncölszekér (az Ursa Maior csillagkép része) jól ismert alakzata csillagai sajátmozgása következtében 100 000 év alatt felbomlik.
- 1.42. A szem vázlatos felépítése: 1. látóideg, 2. szaruhártya, 3. lencse, 4. üvegtest, 5. ideghártya, 6. ínhártya, 7. érhártya, 8. sugártest, 9. szivárványhártya, 10. a szemizmok tapadása, 11. kötőhártya, 12. látóidegfő 13. sárgafolt.
- 1.43. Az egyik leggyakoribb leképezési hibája a szemnek: a rövidlátás és annak korrekciója.
- 1.44. A távollátás és korrekciója.
- 1.45. Egy pompás fotografikus felvétel az Orion vidékéről a UK Schmidt távcsővel.
- 1.46. Egy fotoelektron-sokszorozó cső vázlatos felépítése.
- 1.47. Egy fotoelektron-sokszorozó eszköz a valóságban. Középen látható a dinóda-sor.
- 1.48. CCD chip készlet a korai időkből.
- 1.49. A CCD képelemei (pixelei, pixel: a „picture element” kifejezés rövidítése) félvezető anyagú, kicsiny cellák, melyekben a beérkező fény intenzitásával arányos elektromos töltés halmozódik fel.
- 1.50. Egy csillag képe a CCD-n.
- 1.51. A különféle fényérzékelők összehasonlítása logaritmikus skálán. A kvantumhatásfok azt mutatja meg, hogy a beérkező fotonok hány százaléka hasznosul.
- 1.52. Az elektromos töltések léptetése a CCD-kamerában, a pixeleknél lévő feszültség megfelelő kapcsolgatásával.
- 1.53. A CCD működése: felvétel, majd a töltések léptetésével letöltés a kiolvasó sorba a CCD-kamerában.
- 1.54. Az adaptív optikai rendszerben a tükrök kissé deformálhatók.
- 1.55. Az adaptív optikával a légkör torzító hatását csökkenteni lehet, így sokkal élesebb kép kapható.
- 1.56. A HST és a VLT egyik távcsöve felvételének összehasonlítása (az adaptív optika eredménye).
- 1.57. Két vagy több távcsővel egyidejűleg megfigyelve egy égitestet részletgazdagabb, jobb felbontású képet kapunk (interferometria).
- 1.58. A Keck-távcsövek optikai elrendezése.
- 1.59. A Keck-műszerek iker kupolái.
- 1.60. A két Keck-teleszkóp kupolája. A méreteket a kamionok jól érzékeltetik.
- 1.61. A nyitott Keck-kupolák.
- 1.62. További távcsőóriások a Mauna Kea tetején.
- 1.63. A Keck-távcső mozaiktükre építés alatt (közepén egy ember ül).
- 1.64. A Subaru kupolája a Keck szomszédságában.
- 1.65. A Subaru sematikus rajza...
- 1.66. ...és a kész fémszerkezet.
- 1.67. Az egyik Gemini főtükre a gyártás során.
- 1.68. Az északi Gemini kupolája (Hawaii, Mauna Kea).
- 1.69. A főtükör szállítása a déli Gemini-távcsőhöz (Chile).
- 1.70. Az északi Gemini-távcső rácsos szerelésű tubusa.
- 1.71. A VLT négy nagy kupolája a Paranal hegy tetején.
- 1.72. 1999 óta működik mind a négy óriástávcső.
- 1.73. Az egyik 8,2 m-es távcső.
- 1.74. A fix felállítású HET.
- 1.75. A hasonló dél-afrikai SALT távcső és a (relatíve) kis méretű kupola.
- 1.76. Az LBT egyik 8,4 méteres üvegtükre az öntés után. A tükör méhsejt szerkezetű, így jelentős súly- és költségcsökkentés érhető el.
- 1.77. Az LBT szerkezete.
- 1.78. Az LBT építése.
- 1.79. Az LBT kupolája.
- 1.80. A két tükör a kész kupolában.
- 1.81. Fantáziarajz a közeljövő nagy űrtávcsövéről, a James Webb-távcsőről, amelyet a Hubble-űrtávcső utódjának szánnak.
- 1.82. Az EELT (European Extremely Large Telescope, 42 méteres tükörrel) fantáziarajza a Big Ben óratoronnyal az összehasonlítás végett.
- 1.83. A piszkéstetői Schmidt-távcső.
- 1.84. A közel fél évszázados műszer még mindig kifogástalanul működik, és a fejlesztéseknek köszönhetően új CCD-kamerát is kapott.
- 1.85. Az 50 cm-es távcső Piszkéstetőn.
- 1.86. A piszkéstetői 1 méteres átmérőjű RCC-távcső.
- 1.87. A fotoheliográf.
- 1.88. Az obszervatórium épülete.
- 1.89. A koronográf.
- 1.90. A 60-as kupolája...
- 1.91. ... és maga a távcső.
- 1.92. A bajai obszervatórium főépülete.
- 1.93. Baja - a 20 cm-es Schmidt-Cassegrain-távcső.
- 1.94. Baja - az 50 cm-es Ritchey-Chrétien-teleszkóp.
- 1.95. Szombathely - az 1972-ben átadott kupola.
- 1.96. Szombathely – a Cassegrain-távcső.
- 1.97. A Szegedi Csillagvizsgáló épülete az építkezés után.
- 1.98. Szeged: kisebb távcsövek a bemutatásokhoz.
- 1.99. A szegedi 40 cm-es Newton-távcső.
- 1.100. A TIT Budapesti Planetáriuma.
- 1.101. Az ELTE lágymányosi épülete tetején a Csillagászati Tanszék obszervatóriuma és planetáriuma.
- 1.102. Az MCSE Polaris Csillagvizsgálója Óbudán rendszeresen nyitva tart.
- 1.103. A műholdas TV-adásokat vevő parabola-antenna.
- 1.104. A rádióteleszkópban a beérkező sugárzás útja.
- 1.105. 30 méter átmérőjű, mikrohullámokat érzékelő antenna Spanyolországban.
- 1.106. Rádiótávcsövek Canberra mellett (Ausztrália).
- 1.107. A Lowell-távcső 76 méteres.
- 1.108. A német 100 méteres antenna (Effelsberg).
- 1.109. Az új amerikai óriás 110 m-es (Green Bank).
- 1.110. A Puerto Rico szigetén lévő areciboi távcső 305 méter átmérőjű, egy völgykatlanban alakították ki.
- 1.111. MERLIN a neve az angliai rádiótávcső-rendszernek.
- 1.112. Az új-mexikói (USA) VLA távcsőlánc Y alakú.
- 1.113. VLBI (Very Long Baseline Interferometry): több antennával egyidejűleg mérve ugyanazt az objektumot növelhető a felbontóképesség.
- 1.114. A földi és az űrbe telepített rádióteleszkópok együttes mérései adják a legrészletgazdagabb képeket.
- 1.115. Az ALMA (Atacama Large Millimeter Array) Chile egyik fennsíkjára tervezett rádiótávcső-hálózat.
- 1.116. Az ALMA egy négyzetkilométeres méretével a legnagyobb csillagászati műszer lesz.
Tartalom
- A távcső tökéletesítése Galileitől a XX. század közepéig
- I., Csillagászati távcsövek (az optikai hullámhossz tartományban)
- II., A távcsövek leképezési hibái
- III., Csillagászati megfigyelési technikák
- IV., A detektorok működési elvei
- V., A legjelentősebb földfelszíni távcsövek és obszervatóriumok.
- VI., Az űrtávcsövek
- VII., A jövő óriástávcsövei
- VIII., Hazánk legfontosabb csillagászati kutatóhelyeinek, obszervatóriumainak bemutatása.
- IX. A rádiótávcsövek működési elve; a legfontosabb rádióteleszkópok
- X., Linkek:
A csillagászat történetében minden bizonnyal a távcső feltalálása volt a leglényegesebb megfigyeléstechnikai fordulat, hiszen ezen eszköz segítségével alakultak át az addig szabad szemmel végzett vizsgálatok immár egy komoly és szigorú tudomány alapjaivá. A kezdetekben egyszerű kivitelű és gyatra képalkotású eszközöket természetesen folyamatosan fejlesztették az idők során és ezen fejlesztéseket alapvetően három igény motiválta: nagyobb fénygyűjtőképesség az ezzel együtt járó jobb felbontással, az élesebb képalkotás és nem utolsó sorban a robusztusabb állványok, mechanikák.
A XVII. század első évtizedében Hollandiában szabadalmaztatott (a feltalálás elsőségéért többen is vetekedtek, pl. Hans Lipperhey és Sacharias Janssen) távcső vitathatatlanul Galileo Galilei kezében vált csillagászati műszerré 1609 telén. Megfigyelései a Holdról, a Jupiter holdjairól, a Vénuszról, a Tejútról a következő évben jelentek meg a Siderius Nuncius című munkájában, ami ösztékelte ezen eszköz használatát a többi csillagász számára is. A róla elnevezett Galilei- vagy hollandi-távcső bikonvex objektívlencsét és bikonkáv okulárlencsét tartalmazott, így egyenes állású képet adott viszonylag kis nagyítás és szűk látómező mellett. Maga Galilei is számos kisebb (alig néhány cm nyílású!) távcsövet fabrikált, így hamar számos követőre talált, akik az 1610-es évek közepén már a Nap megfigyeléseihez is ezt az új eszközt használták. Mindazonáltal a lencsék ilyen elrendezése korlátozott lehetőségeket biztosított új felfedezések megtételére.
Johannes Kepler 1611-es keltezésű Dioptrice című munkájában javasolt egy alternatív elrendezést két bikonvex lencsével, ami nagyobb látómező és nagyítás elérését tette lehetővé, azzal a (csillagászati megfigyelések során kevésbé zavaró) hátránnyal, hogy a kép így fordított állású lesz, azaz a kép földi megfigyelések esetén "fejjel lefelé" áll. Ismereteink szerint Kepler egyetlen távcsövet sem készített, de hozzáértését bizonyítja, hogy leírta a szferikus aberrációt, azaz a gömbi torzítást: az optikai tengelytől távol beeső fénysugarak máshol fokuszálódnak mint a tengelyhez közelebb eső társaik. (Kepler hiperboloid felületeket javasolt ennek elkerülésére, a kor optikusainak képességeit azonban meghaladta ilyen felület csiszolása.) A lencsés távcsövek, azaz a refraktorok - mivel a fénytörést (refrakciót) használják - másik komoly hátránya volt a kromatikus aberráció, vagyis a színi hiba: ennek során a lencse különböző szögben töri meg az eltérő hullámhosszú fénysugarakat, melynek eredménye különböző színes gyűrűk kialakulása a kép körül. A kepleri elrendezés ezen hibáit lehetett csökkenteni egyrészt az objektív leblendézésével, másrészt kisebb görbületű, azaz hosszabb fókuszú lencsék alkalmazásával. Ezúttal a távcsövek legfontosabb paramétere a fókusztávolság lett, amelyet szokás szerint angol lábban (1 láb kb. 30 cm) adtak meg.
Johannes Hevelius gdanski sörfőző 1647-ben 12 láb fókuszú távcsövével már a Hold részletes térképét készítette el, egy évtizeddel később a holland Christiaan és Constantijn Huygens a Szaturnusz rendszerét vizsgálgatta még hosszabb fókuszú műszerével. Hevelius pedig egy 150 láb (közel 50 méter!) fókusztávolságú "távcsövet" konstruált, melynek használata az alkalmazott kötelek és csigák miatt meglehetősen nehézkes volt. A XVII. sz. második felében a használt lencsék minősége már egészen tűrhető volt, sajnos az alkalmazott állványok, mechanikák csapnivalóan rosszak voltak. A kor csillagászai azonban már viszonylag pontos méréseket tudtak végezni mikrométerek segítségével, mellyel az égitestek egymástól való szögtávolságait határozták meg.
Akkoriban két út kínálkozott a távcsövek fejlesztésére: a refraktorok kromatikus aberrációjának csökkentése vagy egy teljesen új optikai elrendezés kifejlesztése. Már Galilei korában felmerült a lehetősége annak, hogy tükrök és lencsék egyidejű alkalmazásával hozzanak létre "hibrid" optikai eszközöket. Az első modern - fényvisszaverődésen, azaz reflexión alapuló - reflektor leírása James Gregory nevéhez köthető (1663). Az általa felvázolt eszköz - kifúrt parabola tükörrel, konkáv ellipsziodális segédtükörrel - azonban túlmutatott a korabeli optikusok lehetőségein. Kortársa, Isaac Newton a színi hibát vizsgálva (és talán Niccolň Zucchi 1616-os ötletét követve) 1672-ben új megoldást fundált ki az általa refraktorok esetén kiküszöbölhetetlennek tartott leképezési hiba kikerülésére: réz, ón és némi arzén ötvözetéből (spekulum) készült gömbtükör alkotta (azaz jelentős szferikus aberrációval terhelt) képet egy kisebb, lapos, 45 fokban elhelyezett segédtükörrel vetítette ki oldalra, ez az elrendezés a róla elnevezett Newton-távcső alapja. Mindeközben a francia Laurent Cassegrain Gregory rendszeréhez hasonló elrendezést javasolt, de konkáv segédtükörrel.
1720 körül John Hadley (az oktáns feltalálója és a használható azimutális állvány tervezője) oldotta meg a gömbi hiba problémáját parabolikus felület alkalmazásával. 20 éven belül a londoni James Short már kereskedelmi vállalkozás keretében gyártotta a Gregory-reflektorokat. William Herschel autodidakta csillagászként és optikusként az 1770-es évek elején kezdte el önteni és csiszolni saját tükreit. 1789-ben készült el a 40 láb (kb. 12 méter) fókusztávolságú, 120 cm főtükörátmérőjű műszere, amely az alkalmazott szerelés következtében rendkívül nehézkesen volt csak használható. A XVIII-XIX. század fordulójára az angol optikusok már számos elrendezésben gyártották a teleszkópokat, de a nagyméretű tükrök gyártása nem volt jellemző. William Parsons (Lord Rosse) az 1840-es években kezdett el nagyméretű fémtükrök öntésével és polírozásával kísérletezni. Leginkább használható műszere egy kb. 90 cm átmérőjű tükröt használó Newton-távcső volt, amivel elég sok megfigyelés végzett az ott (Írország) uralkodó nem túl kedvező időjárási körülmények ellenére. A szerzett ismeretek birtokában vágott bele a 183 cm-es "Leviathan" megépítésébe, mely távcsőnél egészen 1917-ig nem épült nagyobb műszer. A csupán minimális oldalirányú elmozdulásra képes "tranzit távcső" két kőfal közé épült, így használhatósága igencsak korlátozott volt, mindazonáltal sikerült néhány köd spirális mintázatát felismernie.
A távcső tökéletesítésének másik útja a refraktorok képalkotását romboló színi hiba kiküszöbölésére irányult; a képminőséget kevéssé romboló szferikus aberrációt a francia René Descartes és közvetve Marin Mersenne kutatta elméletben. Chester Moor Hall 1729-ben ismerte fel, hogy egy konkáv koronaüveg és egy konvex flintüveg összeillesztésével akromatikus (több hullámhosszra azonos fókuszú) objektív készíthető. Mivel ő nem volt optikus, az 1750-as évekig kellet várni, amíg John Dollond cége és Jesse Ramsden kereskedelmi mennyiségben és minőségben tudtak akromatikus lencséket csiszolni, amelyeket a legkülönfélébb optikai eszközökben használtak fel, bár az alkalmazott flintüveg minősége meglehetősen gyatra volt. A XIX. század során a refraktorok elérkeztek fejlődésük csúcsára - köszönhetően a fejlett optikai üvegek technológiájának és a precíz, stabil ekvatoriális mechanikáknak. A svájci Guinand 1805-re vált képessé optikai hibáktól mentes flintüveg előállítására, és müncheni üzleti vállalkozása keretében tanította ki Joseph Fraunhofert. Ez utóbbi spektrumokkal való kísérletezés során képes volt meghatározni a kombinálandó lencsék görbületi sugarait. Az így előállított kéttagú objektív már mai szemmel nézve is igen jó, bár hibáktól nem mentes képet adott. Fraunhofer másik korszakalkotó tette a német ekvatoriális mechanika prototípusának megalkotása volt (1824). Az ilyen típusú állványzatra szerelt, 24 cm-es lencsét tartalmazó dorpati (ma Tartu, Észtország) refraktorral F. G. W. Struve számos alapvető kettőscsillag-megfigyelést végzett. A súly hajtotta óragép alkalmazásával, azaz a poláris tengely forgatásával a távcső vezetése csupán kisebb beavatkozásokat, korrekciókat jelentett; óragép nélkül lehetetlen lett volna a század második felében elterjedt fotografikus és spektrográfiai technikák alkalmazása.
A jobb minőségű üveganyagoknak, a tökéletesedő csiszoló/polírozó gépeknek és az optikák ellenőrzésére szolgáló kés-él módszer kifejlesztésének (Foucault, 1858) köszönhetően egyre nagyobb és egyre jobb képalkotású lencsét sikerült gyártani mind Európában (Merz, Zeiss, Schott, Guinand, Cooke, Henry, Gautier, Steinheil, Repsold, Grupp - az akkori időket fémjelző néhány nagy név), mind Észak Amerikában (Alvan Clark és fia, valamint Lundin). A refraktorok gyártásának csúcsát a pulkovói 75 cm-es (1883), a Lick 93 cm-es (1887) és a Yerkes 102 cm-es (1897) lencsék csiszolása jelentette, ezeknél nagyobb átmérőjű lencsét azóta sem szereltek távcsőbe.
Az 1840-ben született csillagászati fotográfiához sokáig vizuális célra konstruált távcsöveket használtak, amelyek azonban nem voltak a fotólemezek legérzékenyebb hullámhossz tartományára - a kék oldalra - korrigálva. Az 1860-as években készített először az amerikai Rutherfurd fotografikus munkához korrigált objektíveket. A vizuális megfigyelésekhez használatos okulárok is jelentős fejlődésen mentek keresztül az egytagú lencséktől kiindulva: Huygens már 1640-ben két plánkonvex lencsét használt, ezt az elrendezést a XVIII. században Jesse Ramsden tökéletesítette, majd a következő században a Kellner vagy ortoszkopikus típus jelentett továbblépést, emellett a Barlow által először alkalmazott okulár előtti konkáv lencsével lehetett fokozni a nagyítást.
A két legnagyobb spekulum-tükör William Lassel 120 cm-es máltai távcsövében (1860) és Thomas Grubb ugyanekkora melbourne-i távcsövében (1869) gyűjtötte nem túl jó hatékonysággal a fotonokat, a fémtükrök korszaka azonban végéhez közeledett. Az 1850-es években Foucault és mások kísérletei nyomán az ezüstözött üvegtükrök jelentették az áttörést: a reflexiós réteg mattulásakor elég volt újraezüstözni a tükröt, nem kellett újra a megfelelő alakra csiszolni a felületet. Az angol Andrew Common számos közepes méretű koronaüveg tükröt készített obszervatóriumok számára, ő mutatta meg, hogy lehetséges akár másfél méteres tükröt készíteni, akár úgy is, hogy az üvegkorong közepén lyuk van. Ezek a tükrök azonban tekintélyes súlyúak voltak: Lord Rosse, Grubb és Common ellensúlyokkal próbálták elkerülni a tükör alakjának saját súlya miatti torzulását. Az igazi, kellően komplikált megoldás az amerikai George Willis Ritchey nevéhez fűződik, amelyet a Wilson-hegyi másfél méteres reflektornál alkalmazott először. A mechanikáknak is alkalmazkodniuk kellett a megnövekedett terhekhez, a német ekvatoriális szerelés mellett elterjedtek az eredetileg a XVIII. században Sisson által feltalált tengelykeresztek különböző verziói: a Ramsden által tökéletesített angol szerelés, a villás szerelés (Common), valamint a francia szerelés (Gautier).
A csillagászati kutatások minőségében bekövetkezett fejlődés annak is köszönhető volt, hogy a nagyobb, főként nemzeti obszervatóriumok kikerültek a közeli nagyvárosok fényszennyezett, poros, füstös, valamint "asztroklíma" szempontjából is hátrányos közelségéből. A Máltán dolgozó Lassel volt az első, aki ennek szükségességére rámutatott és a Lick Obszervatórium tervezésekor vették először figyelembe ezeket a szempontokat. Bár George Ellery Hale egy közepes wisconsini helyszínt választott a nagy Yerkes-reflektor számára, gyorsan felismerte a megfelelő helyszín fontosságát, és megalapította a kaliforniai Wilson-hegyi obszervatóriumot.
A XIX. század végére meglehetősen sok egy méter körüli műszert használtak a csillagászok, Ritchey másfél méteres, villás szerelésű és sok technikai újítást tartalmazó Wilson-hegyi távcsöve mutatta meg 1908-ban, hogy lehet ennél még nagyobb, precíz és fotográfiára, spektroszkópiára egyaránt jól használható eszközt építeni. Ez utóbbi követelmény megvalósításához a Cassegrain-elrendezés kínálkozott a legkézenfekvőbbnek, azonban a főtükör kifúrása nem tűnt triviális feladatnak (Ritchey James Nasmyth nyomán egy harmadik tükröt helyezett közvetlenül a főtükör elé, ami oldalra vetítette ki a fényt). A kanadai Plaskett a 183 cm-es Victoria-távcső tervezésekor találta ki, hogy még olvadt állapotban kell ezt a feladatot elvégezni. Ez a távcső - Ritchey számos mérnöki és optikai újítását felhasználva - maradt hosszú időn keresztül a nagy távcsövek "standard modellje": önbeálló golyós csapágyakkal, elektronikus vezérléssel, könnyen elérhető és átváltható primer, Newton- és Cassegrain-fókusszal.
A XX. század első évtizedeiben főként spektroszkópiai célokra használták ezeket a tükrös műszereket. Az alacsony jel/zaj viszony és az "extragalaktikus" csillagászat térhódítása egyre nagyobb távcsöveket igényelt. Hale már a másfél méteres műszer csiszolásakor egy nagyobb - 100 hüvelykes, azaz 2,54 méteres - tükörröl álmodozott. Az ezt tartalmazó műszer meg is valósult, és 1917-es szolgálatba állításától fogva 30 éven át volt a legnagyobb csillagászati távcső. Edwin P. Hubble munkássága nyomán méltán került a leghíresebb csillagászati eszközök közé. Hale újabb, nagyra törő terve egy kétszer akkora távcső megalkotása volt, amelyhez 1928-ban a Rockefeller Alapítványtól kapott támogatást. Hamar világossá vált, hogy nem elég a "kicsi", 100 hüvelykes műszert egyszerűen átskálázni nagyobb léptékre, számos, újonnan felmerült mérnöki problémára kellett megoldást találni, pl. a hatalmas üvegtükör hőtágulását is orvosolni kellett, erre a bórszilikát (Pyrex) üveganyag megjelenése jelentett gyógyírt. Emellett a tükör torzulásmentes felfogatása is komoly fejtörést okozott. A II. világháború miatt csak 1948-ban tudott a kutatás frontvonalába lépni a Hale nevét megörökítő új műszer, azonban 1975-ig megőrizte elsőségét, mint a legnagyobb (optikai) távcső.
A spektroszkópia mellett a fotográfia háttérbe szorult, ennek oka részben a távcsövek kóma hibája volt, ami az úgynevezett Ross-korrektor használatával küszöbölhető ki. Eltérő megoldást kínált a Ritchey és Henri Chrétien által javasolt (és az ő nevüket megörökítő) elrendezés, amely közel parabola alakú főtükröt, hiperbolikus segédtükröt és konkáv alakra hajlított fotólemezt használt. A lencsét és tükröt alkalmazó úgynevezett katadioptrikus rendszerek is mentesek a kóma hibától, az első ilyen rendszert az észt/svéd származású Bernhard Schmidt fejlesztette ki 1930-ban. Az ő nevét viselő elrendezés egyszerűen előállítható szferikus főtükröt, valamint egy különlegesen csiszolt korrekciós lencsét használt, ami ugyan némi kromatikus aberrációt vitt a rendszerbe, de cserébe korrigálta a gömbi, valamint a kóma hibát. Hátrányaként említhető a szintén görbült fókuszfelület. A rendkívül fényerős, rövid fókusztávolságú és nagy látómezejű Schmidt-távcsövekkel számos fotografikus égboltfelmérés készült, melyek digitalizált verziói az interneten is hozzáférhetőek. Az orosz Dmitrij Dmitrijevics Makszutov által 1944-ben konstruált Makszutov-távcső szintén mentes a gömbi hibától, itt azonban a főtükör elé helyezett erősen görbült negatív meniszkusz lencse végzi a korrekciót.
A fejlődés azonban nem állt meg, a mérnökök/tudósok leleménye tovább emelte a távcsövek technikai/optikai színvonalát: a spektrográfok hőmérséklet-szabályozásától kezdve, a elektronikus vezérlésen át, az érzékenyebb fotografikus emulziókon keresztül az alumíniumból készült tükröző rétegekig. A fotoelektromos fotométerek megjelenése pedig végre egzakt fényességmérést tett lehetővé. A múlt század első felében a tudományos megfigyelések céljaira készült távcsövek mellett egyre több, természetesen kisebb méretű eszköz került az amatőrcsillagászok birtokába, akik munkájukkal sok területen (Hold, bolygók, változócsillagok megfigyelése) egészítették ki a szakcsillagászok munkáját.
1.3. ábra - A kaliforniai Wilson-hegyi Obszervatórium 100 hüvelykes (2,54 m) tükröt tartalmazó Hooker-távcsöve.
 |
Ezeknek az eszközöknek a működése a fénytörésen, azaz a refrakción alapul. Két alapvető típusuk ismeretes.
A teleszkóp első megjelenési formája holland optikusok, majd Galileo Galilei által 1609-ben, lencsékből felépített távcső volt. Ez az optikai rendszer két lencséből áll, egy domború (konvex) objektívből és a mögötte elhelyezkedő homorú (konkáv) szemlencséből. A homorú lencsét az objektív fókuszpontján belül találjuk meg. Ez a lencsés távcső, egyenes állású képet ad, de a látómező mérete a többi lencsés távcsőéhez képest meglehetősen pici. Manapság ezt a rendszert kutató munkára nem használják, mert az egyszerű lencsék miatt számos optikai hibával terhelt képet ad, de színházi távcsőként ma is közkedvelt.
1.5. ábra - Galilei kezdetleges távcsövei (Forrás: Istituto e Museo di Storia della Scienza, Firenze).
 |
A refraktorok továbbfejlesztett változata a Kepler-féle elrendezés. Ez az optikai rendszer tekinthető a mai lencsés teleszkópok ősének. Itt is két fő lencsét találunk, de a Galilei-féle elrendezésben szereplő homorú lencse helyett domború lencsét használunk, mely az objektív primer fókusza mögött van. Ennek következményeként fordított állású képet kapunk, de ez egyáltalán nem zavaró a csillagászati megfigyeléseknél. Tulajdonképpen az okulár és az objektív fókusza egy pontba esik, ezért a távcsőbe párhuzamosan érkező sugarak a szemlencsét szintén párhuzamosan hagyják el. A teleszkóp nagy előnye a Galilei-távcsővel szemben, hogy a látómezeje sokkal nagyobb, igaz ehhez a távcső tubushosszát meg kellett növelni.
1.6. ábra - Egy lencsés távcső vázlatos elrendezése a sugármenettel. Az optikai eszköz egy úgynevezett német ekvatoriális mechanikán kapott helyet.
 |
Ezen eszközök a fényvisszaverődést, azaz a reflexiót használják fel képalkotásra. Az úgynevezett katadioptrikus rendszerek mind tükröket, mint refrakciós elemeket (lencséket) tartalmaznak.
1.8. ábra - Különféle tükrös távcsövek optikai elrendezései, felülről lefelé: Newton, Cassegrain, Coudé, Schmidt.
 |
1672-ben Isaac Newton bemutatta az akadémián saját tervezésű távcsövét. Az általa használt elrendezésben egy nagyon pontos paraboloid főtükör és egy sík segédtükör van. A főtükörről visszaverődő fénysugarak a 45 fokban megdöntött segédtükörre esnek, mely így egy derékszögű eltérítést eredményez a fényútban. A fény végül az okulárba jut, mely a távcsőtubus oldalán levő nyílásban helyezkedik el. Az amatőrcsillagászok a mai napig legszívesebben ezt a típusú távcsövet használják a megfigyeléseikhez.
1.10. ábra - Egy Newton távcső sematikus rajza a fénymenettel. Az optika egy ellensúllyal ellátott német ekvatoriális mechanikán kapott helyet.
 |
Körülbelül a Newton távcsővel azonos időben jelent meg a Cassegrain-reflektor. A Laurent Cassegrain francia szobrász elképzelése alapján alkotott távcsőtípus ma is közkedvelt. Az teleszkóp sugármenetét ábrázoló képen láthatjuk, hogy itt is két tükör van. A főtükör szintén paraboloid felületű, viszont a segédtükör nem sík, hanem egy domború, hiperboloid felületű tükör. Ennek a segédtükörnek köszönhető, hogy hosszú effektív fókusztávolságot lehet elérni a Cassegrain-távcsőnél. A fény a tubust végül a főtükör közepén levő lyukon keresztül hagyja el.
1.12. ábra - Egy modern kialakítású Cassegrain-távcső sematikus elrendezése a sugármenettel, valamint rácsos tubussal, patkós mechanikával szerelve.
 |
A Cassegrain-rendszernek több változata létezik, melyekben az egyes felületek alakja eltérő:
|
rendszer elnevezése |
főtükör alakja |
segédtükör alakja |
|
klasszikus Cassegrain |
paraboloid |
hiperboloid |
|
Dall-Kirkham |
ellipszoid |
gömb |
|
Ritchey-Chrétien |
hiperboloid |
hiperboloid |
|
Pressman-Camichel |
gömb |
ellipszoid |
A fenti elrendezések közül mindegyik mentes a szferikus aberrációtól, azonban a gömbtükröt tartalmazó rendszerekben erős a kómahiba, így azok csak igen kis látómezők esetén használhatóak.
A Ritchey-Chrétien (RC) rendszer a legalkalmasabb fotografikus megfigyelésekre, ez a típus a legelterjedtebb a nagy csillagászati távcsövek között.
1.13. ábra - A Magyar Tudományos Akadémia Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete Piszkéstetői Obszervatóriumának 50 cm-es Cassegrain-távcsöve. (Rácz Miklós felvétele)
 |
Az úgynevezett Coudé-szerelés előnye az, hogy egy további optikai elem segítségével a fényt oly módon lehet a távcsőből kivezetni, hogy a fókuszpont helyzete a távcső mozgatása során nem változik (a francia coudé szó magyarul könyököt jelent). Ez rendkívül előnyös nagyobb obszervatóriumi távcsövek méretes detektorainak elhelyezésénél, például nagy méretű spektrográfok esetében. Az elrendezést a magyar származású Lőwy Móric, a párizsi obszervatórium munkatársa, majd igazgatója találta ki.
Ez a típus kifejezetten fotografikus megfigyelésekre készült, ugyanis látszólag egymásnak ellentmondó feltételeknek tesz eleget: az igen fényerős műszer nagy látómező mellett ad hibátlan leképezést. Persze ennek megvan az ára: a fókuszfelület görbült (szferikus) és a tubus belsejében helyezkedik el, illetve az ugyan könnyen elkészíthető szferikus főtükör mellett szükséges korrekciós lemez igen speciális felületű, amelyet nehéz elkészíteni. Ez a főtükör görbületének középpontjába helyezett optikai elem azonban teljesen eltünteti a szferikus aberrációt. A korrekciós lencse egy negyedrendű függvénnyel adható meg f/3 vagy ennél kevésbé fényerős műszer esetén. A korrekciós optikát sík üveglemezből készítik, azt peremén alátámasztva egy speciális szerszámon vákuum segítségével meggörbítik, majd egy gömbfelületet csiszolnak.
1.16. ábra - Egy ekvatoriális villás mechanikán lévő Schmidt-távcső a sugármenettel. Vegyük észre a görbült fókuszfelületet.
 |
1.17. ábra - Az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézet Piszkéstetői Obszervatóriumának 60/90/180-as Schmidt-távcsöve (Rácz Miklós felvétele).
 |
E típus elsősorban a mai amatőrtávcsövek között népszerű, néhány amerikai cég tömegesen, elérhető áron gyártja. Előnye az igen kompakt, zárt tubus, ezáltal a hordozhatóság, a nagyon jó színkorrigáltság. A jól ismert Schmidt-Cassegrainek azonban csak egy típusát képviselik e katadioptrikus családnak, melyek közül négy variánst mutat a következő ábra:
Alapvetően két típusra oszthatjuk az igen eltérő karakterisztikájú Schmidt-Cassegrain távcsöveket:
az egyik a görbült fókuszfelületű, kis központi kitakarású (erős nyújtású), vizuális használatra tervezett,
a másik a viszonylag sík fókuszfelületű, fotografikus rendszerek, nagy központi kitakarással (kis nyújtással).
A Makszutov-távcső megalkotását az vezérelte, hogy a Schmidt előnyös tulajdonságait megtartó, de könnyebben elkészíthető korrekciós lemezt alkalmazó műszert készítsenek. E rendszerben egy erősen görbült negatív meniszkuszt helyeznek a gömbtükör elé, amelynek szferikus aberrációja ellenkező előjelű, mint a gömb főtüköré. E korrektor gyártása azonban nagyobb méretekben nem egyszerűbb és nem is olcsóbb, mint a Schmidt-korrektoré, így csak kisebb (50 cm alatti) asztrokameráknál alkalmazzák.
1.20. ábra - Egy Makszutov-távcső vázlatos elrendezése a sugármenettel. A távcső villás ekvatoriális mechanikán található.
 |
A Schmidt-Cassegrain-távcsövekhez hasonló tulajdonságai vannak, és szintén számos variációban létezik. A Gregory-Makszutov elrendezésben a meniszkusz belső oldalának egy darabja a segédtükör, minden felület szferikus, a fényerő viszont kicsi, f/23. Az egyik tükörfelület aszferizálásával azonban f/15-os rendszert lehet készíteni, bár ezzel szemben az általában f/10 SC rendszerek fényerősebbek. Az alábbi ábrán látható Simak és Sigler elrendezésekben a három optikai elem egymástól mért távolságának változtatásával azonban fényerősebb, f/8-f/4 rendszerek is készíthetőek megfelelő korrigáltság mellett.
1.22. ábra - Egy legendás, ám mindössze 9 cm nyílású amatőrcsillagászati célú Makszutov-távcső, a Questar.
 |
A Newton-távcső módosítható egy korrekciós Makszutov- vagy Schmidt-lemez elhelyezésével a tubus elején, mely egyúttal a segédtükör tartására is szolgál, bár fő feladata a Newtonok erős aberrációinak csökkentése, amelyek így alkalmasak viszonylag nagy látómező torzítatlan fotografikus leképezésére. Ezen optikai elrendezések az utóbbi időkben jöttek divatba, főként azon amatőr csillagászokat megcélozva, akik égboltfotózással foglalkoznak.
1.25. ábra - Az amerikai MEADE cég (kommerciális) LXD-75 Schmidt-Newton-modellje német ekvatoriális mechanikán.
 |
Két alapvető típusuk van:
Szferikus aberráció (vagy gömbi hiba) akkor lép fel, ha az optikai tengellyel párhuzamosan, de különböző magasságokban belépő nyalábok eltérő távolságokban fokuszálódnak (vagyis eltérő távolságokban metszik az optikai tengelyt).
E hiba jelenlétében nincs egzakt fókusz, a legkisebb szóródáshoz tartozó sík lehet a fókuszsík. A szferikus aberráció az apertúra csökkentésével, blendézéssel redukálható, ekkor a "fókuszsík" közelít a paraxiális fókuszponthoz. Ez a módszer azonban csillagászatban az összegyűjtött fénymennyiség csökkenése miatt kevésbé járható út.
Kómahiba akkor léphet fel, amikor az optikai tengellyel szöget bezáró sugarak lépnek be az apertúrán. Az objektív szélein belépő úgynevezett tengelyen kívüli (off-axis) sugarak más magasságban metszik a fókuszfelületet, mint az apertúra közepén belépők. Ennek eredményeként egy pontforrás képének az intenzitáseloszlása nem lesz szimmetrikus, hanem elnyúlt, üstökösszerű alakot ölt.
A kóma aszimmetrikus volta miatt nagyon megnehezíti a csillagászati képek kiértékelését, se pontos pozíciók, se pontos fényességértékek nem adhatóak meg e hiba jelenlétében.
Asztigmatizmus esetében az objektív fókusza eltérő két egymásra merőleges síkban (ezek: T-, mint tangenciális és S-, mint szagittális). Jól korrigált optika esetén a tangenciális és szagittális fókuszfelületek egybeesnek.
A fókuszfelület sok esetben nem sík, hanem görbült, vagyis az éles képet nem sík felületre, hanem egy forgási kúpmetszetre lehet kivetíteni. A felület síktól való eltérésének mértéke különféle az egyes távcsőtípusoknál, görbült detektorfelülettel (pl. Schmidt-távcső) vagy ha ez nem megoldható (pl. CCD) síkító lencsékkel, fókuszkorrektorokkal lehet javítani a problémán.
A torzítás némiképpen különbözik az előbbi hibáktól, ugyanis nem a kép élességére, hanem annak méretére, a skálázásra van hatással. Amennyiben a képskála nő a tengelytől mért távolsággal, akkor pozitív torzításról vagy párnahibáról beszélünk, ellenkező esetben negatív, vagy hordó torzításról.
A törésmutató értéke függ a hullámhossztól, ez a diszperzió. Így a különböző hullámhosszú fénysugarakat a lencse másként téríti el, hiszen a hullámhossztól függ az üveg törésmutatója. (A prizma is ezért bontja fel a fényt.) Legerősebben a kék, legkevésbé a vörös fény törik meg. A kék és a vörös sugarak fókusza közötti különbséget másodlagos spektrumnak nevezik. Ez egy hagyományos Fraunhofer-dublett esetén 0,0005f, vagyis a fókusz 1/2000-ed része.
A kromatikus aberrációt vagy színi hibát a következő eljárással lehet csökkenteni: nem egytagú, hanem összetett lencsék alkalmazásával, melyek különböző törésmutatójú anyagból készülnek, az egyik gyűjtő, a másik szórólencse. A frontlencse rendszerint pozitív, koronaüveg 1,5 körüli törésmutatóval és alacsony diszperzióval, a hátsó tag flintüveg, 1,6 körüli törésmutatóval és magas diszperzióval, köztük légrés (Fraunhofer-dublett) vagy esetleg a két tag egymáshoz illesztett, ragasztott. Nem mindegy azonban az egyes lencsék alakja sem.
A fentieken kívül hatással van még a távcső képalkotására a diffrakció (fényelhajlás); a reflexió, azaz a különböző törésmutatójú optikai elemek határfelületéről történő fényvisszaverődés; a fény szóródása; az optikai rendszer (fő-, illetve segédtükör/tükrök, detektor, szűrő stb.) áteresztési függvénye is.
A megfigyelő csillagászat azon ága, amelynek célja az objektumok egy adott hullámhosszon – vagy hullámhossz tartományban – mérhető fényességének meghatározása. Ez a fényesség természetesen nem csak a látható hullámhossz tartományra vonatkozik.
Hipparkhosz görög tudós foglalkozott először a csillagok fényességének meghatározásával az időszámításunk előtti II. században. Önkényes skálát választva a látható csillagokat 6 fényrendbe (magnitúdóba) sorolta be. A legfényesebb objektumokat első fényrendűeknek, a szabad szemmel még éppen látható égitesteket pedig hatodrendűnek nevezte. Természetesen a skála mindkét irányban kiterjeszthető. Kissé zavaró ugyan, hogy a választott skála inverz, azaz a kisebb szám fényesebb objektumot jelöl, de hagyománytiszteletből megőriztük ezt a jelölésmódot.
A Szíriusz, az éjszakai égbolt legfényesebb csillaga kb. -1,5 magnitúdós, a telihold kb. -12 magnitúdós, a Nap kb. -26 magnitúdós. Obszervatóriumi, nagyobb méretű távcsövekkel még 25-28 magnitúdós csillagok is detektálhatók.
A fotometriai vizsgálatok egyik fő célja a csillagászatban használt egyik legfontosabb diagram, az úgynevezett fénygörbe előállítása. Ezen az egyszerű ábrán a vízszinten tengelyen az idő található, míg a függőleges tengelyen a fényesség értékei olvashatóak le.
1.36. ábra - Egy hasonló csillag (V1500 Cyg, Nova Cygni 1975) vizuális adatokon alapuló fénygörbéje. Az időpont a vízszintes tengelyen Julián-dátumban szerepel.
 |
A fotometria fizikai alapjairól részletesebben az Asztrofizikai fejezet alatt olvashatunk.
Link:
A fotometria alapjairól bővebben ezen a linken találhatunk információkat.
A spektroszkópia vagy színképelemzés az adott hullámhossz tartományon belül a beérkezett sugárzás hullámhossz (vagy azzal ekvivalens energia, illetve rezgésszám) szerint bontott összetevőinek tulajdonságait vizsgálja.
A spektroszkópia asztrofizikai alkalmazása az égitestek számos fizikai tulajdonságaira enged következtetni, úgymint térbeli mozgás (például radiális sebesség), hőmérséklet, anyag be-, illetve kiáramlása stb. Bár a spektroszkópia az obszervációs asztrofizika jelentős eredményeket felmutató szakterülete, ennek művelése sokkal bonyolultabb mint a fotometria vagy az asztrometria.
Halvány objektumok spektroszkópiája esetén a megfelelő jel/zaj viszony eléréséhez nagyobb méretű távcsövekre van szükség. Emellett a spektrográfok mérete a távcsővel skálázódik, így nagy méretű, nagyon precíz optikai elemeket kell alkalmazni. Az elérni kívánt paraméterek (például felbontás, radiális sebesség mérés pontossága) pedig tovább bonyolítják a képet.
Természetesen nem csak optikai hullámhossz-tartományban végezhetünk spektroszkópiai megfigyeléseket, bár ez a leginkább vizsgált tartomány.
1.37. ábra - A Nap színképe a látható hullámhossz tartományban a jellegzetes sötét abszorpciós vonalakkal.
 |
Link:
Az asztrometria az égitestek éggömbön való pozíciójával, az objektumok térbeli, illetve vetületi mozgásával foglalkozik. Az asztrometria a jelenkori csillagászat viszonylag kevéssé népszerű ágazata, a korábbi évszázadokban azonban meghatározó szerepe volt, például a Naprendszer valódi természetének feltárása során. Bár kissé „elhanyagolt” területről van szó, az asztrometriai mérések még napjainkban is hozhatnak újdonságokat. Legutóbb a Hipparcos műhold eredményei pontosították a közvetlen csillagkörnyezetünket modellező elméleteinket. A következő évtizedekben pedig a Gaia űrszonda fogja minden bizonnyal hosszú évekre ellátni adattal a pozíciós csillagászat művelőit, illetve tovább igazítani galaxisunk csillagpopulációjának tulajdonságairól, mozgásáról alkotott képünket.
1.39. ábra - ...illetve 1997-ben. A nagy sajátmozgás következtében igen jelentősen megváltozott az égitest helyzete a távolabbi csillagokhoz képest.
 |
1.40. ábra - A (73511) Lovas kisbolygó helyzete 2002 karácsonyának két napján (JATE Asteroid Survey).
 |
1.41. ábra - A Göncölszekér (az Ursa Maior csillagkép része) jól ismert alakzata csillagai sajátmozgása következtében 100 000 év alatt felbomlik.
 |
Linkek:
Évszázadokon keresztül a csillagászati megfigyelések csupán szabad szemmel való távcsöves észlelést jelentettek. A csillagászat mint egzakt tudomány műveléséhez azonban szükség van a beérkezett jel, szűkebb értelemben az optikai elemek által alkotott kép rögzítésére. Ennek jelentősége többek között a mások hasonló adataival való összevetés lehetősége.
Az idők során számos különféle eszközt alkalmaztak a csillagászok a távcső alkotta kép rögzítésére, vagy a beérkezett jelek rögzítésére. A fotondetektálásra az alábbi hét fő - különböző fizikai alapokon nyugvó - eljárás használható.
Egyedi fotonok detektálása csak akkor lehetséges, ha azok energiája a millieV tartományba vagy afölé esik, vagyis ha a hullámhossz 200 mikrométernél kisebb. Hosszabb hullámhosszakon a termális fluktuációk dominálnak és nem teszik lehetővé egyes fotonok detektálását rádiófrekvenciákon. Ezért a gyakorlatban a rádiófrekvenciás detektorok a beérkező hullám elektromos terét mérik. A szubmilliméteres, röntgen- és gammatartományban a kalorimetrikus mérési eljárást alkalmazzák.
-
Fotoelektromos emisszió vákuumban
A szilárd testek felülete potenciálgát, ez akadályozza elektronok kiszakítását a testből. E potenciálgátnál magasabb energiával beérkező fotonok azonban képesek elektronokat kiszabadítani. Az ehhez szükséges energia a kristályszerkezettől és a felülettől függ elsősorban, tipikus értéke fémek esetén 1 eV, vagyis az 1 mikrométer alatti hullámhosszak detektálhatóak így. A kvantumhatásfok a beérkezett fotonok és a kilökődött elektronok számaránya. Ezen az elven működnek a fotoelektronsokszorozó csövek, az elektronkamerák és a mikrocsatornás lemezek (MCP).
-
Fotoelektromos effektus szilárdtestekben
Ha egy fotonnak nincs elegendő energiája, hogy kilökjön egy elektront, ahhoz még elegendő lehet, hogy ionizáljon egy atomot a testen belül. A kristályrácsból kiszakított elektron megváltoztatja a test vezetési tulajdonságát, ezért hívjuk fotovezetési effektusnak. Az erre alkalmas anyagok kristályos félvezetők, amelyek a kötési sáv és a vezetési sáv energiakülönbségével jellemezhetőek.
A foton által kilökött elektron, illetve az elektron után visszamaradt pozitív lyuk külső feszültség hatására elmozdul, ez a fotoáram. Megkülönböztetünk úgynevezett intrinsic és extrinsic fotovezetőket, utóbbiak esetében a kristály szennyezésével a tiltott (a kötési és vezetési sávot elválasztó) sávban létrehozott szintről mozdíthatóak el töltések. E szennyezési szintet alacsony koncentrációban a rácsot alkotó atomnál eggyel magasabb vagy eggyel alacsonyabb vegyértékű elemek bevitelével lehet létrehozni, például szilícium esetén arzén (n típusú szennyezés) vagy gallium (p típusú szennyezés) segítségével. A határhullámhossz extrinsic fotovezetők esetében 20 mikrométer körüli, de például germánium-gallium esetén akár 195 mikrométer is lehet, vagyis az infravörösben is kiválóan alkalmazhatóak az erre alapuló detektorok, amiket viszont erősen hűteni kell (4-30 K-re). A beérkező fotonok egy része elnyelődik a kristályban, az energiája a rácsrezgésekre fordítódik (fononok), így a kvantumhatásfok során e fotonabszorpciót is figyelembe kell venni.
-
Fotovoltaikus effektus
Két, n, illetve p típusúan szennyezett félvezető egymáshoz illesztésekor csatolás jön létre, a határrétegben elektromos tér jelenik meg. A beérkező foton által keltett elektron-lyuk pár módosítja ezt a teret, ami mérhető.
Az előbbi két elvre számos detektor épül: fotovezető és fotovoltaikus infraérzékelők, szilárdtest képalkotók (reticon, CCD, CID), fotodiódák, vidicon.
-
Fotokémiai effektus
Ennek során egy ezüst-halogenid kristályban a fény hatására szabaddá vált elektron a rács alacsony potenciálú hibahelyeire vándorolva ezüstionokat redukált fémezüstté, létrehozva a látens képet. Ez a fotográfia alapelve.
-
Fotoionizáció gázokban
10 eV-nál nagyobb energiájú fotonok képesek gázatomokat ionizálni. A szabaddá vált elektronokat külső elektromos térrel lehet gyorsítani, amik ezáltal további atomokat ionizálhatnak, végül a kialakult elektronáramot egy elektróda segítségével felfogva egy esetleges erősítő közbeiktatásával mérhetjük. A folyamat egészen addig lineáris, amíg nem lép fel deionizáció a gázban. Kvantumhatásfok nem igazán adható meg e detektoroknál, mivel egy foton több atomot is ionizálhat, illetve többszörös ionizáció is felléphet. A fotoionizáción alapulnak a proporcionális számlálók.
-
Fény-anyag kölcsönhatás nagy energiákon
Gamma sugarak anyaggal kölcsönhatva töltött részecskéket eredményeznek, amelyek kinetikus energiája hordozza a beérkezett foton energiáját. Alacsonyabb energiákon (<50 keV) fotoelektromos effektus, magasabb energiákon (1,022 MeV-ig) Compton-effektus játszódik le. E Compton szórás létrejöhet szabad vagy kötött elektronokon, előbbi esetén rugalmatlan ütközés történik, utóbbi esetben az elektron elszakad a kötött állapotból (fotoionizáció). Nagy energiákon (1,022 MeV felett) a gammasugárzás és elektron kölcsönhatása során egy elektron-pozitron pár jelenik meg az elektron mellett. Ezeken az energiákon az elektron pályája jól mutatja a beérkezett foton pályáját, kb. 4 fok pontossággal 30 MeV körül, 0,2 fok pontossággal 1 GeV-nál.Nagyon nagy energiákon a gamma sugarak a földi magaslégkörrel is kölcsönhatnak, az így kialakuló Cserenkov-sugárzás mérhető.A Compton-szóráson és párkeltésen alapuló detektorok: szcintillációs számlálók és félvezető detektorok.
-
Termális effektus
Amennyiben a beérkező fotont elnyeli a detektor anyaga és az energia termális gerjesztésre fordítódik, akkor a detektor enyhe hőmérséklet-változásával lehet kimutatni a foton beérkezését. Az egyetlen feltétel, hogy a detektor minél jobban elnyelje a mérni kívánt sugárzást.
A bolométerek, infra- és szubmilliméteres érzékelők, röntgenspektrométerek, gammasugár kaloriméterek működnek ezen az elven.
A velünk született "érzékelő" bámulatos találmánya a természetnek. Az evolúció során rendkívüli előnynek mutatkozott a látás, a környezetről szinte legtöbb információt adó képesség.
Az emberi szem viszonylag egyszerű, két részből álló „objektívet” tartalmaz. A külső a szaruhártya, a belső a lencse. A szivárványhártya (és a közepén lévő pupilla), amely a szem színét is meghatározza, a szembe lépő fény mennyiségét csökkenti. Ez áthalad az üvegtesten és a retinán, ezután az agy segítségével kialakul a kép.
1.42. ábra - A szem vázlatos felépítése: 1. látóideg, 2. szaruhártya, 3. lencse, 4. üvegtest, 5. ideghártya, 6. ínhártya, 7. érhártya, 8. sugártest, 9. szivárványhártya, 10. a szemizmok tapadása, 11. kötőhártya, 12. látóidegfő 13. sárgafolt.
 |
A retinát a fény érzékelésére a fotoreceptorok alkotják (130 millió fényérzékelő pálcika és a színes látás érdekében 7 millió úgynevezett csap). A nyúlványok legnagyobb koncentrációja az úgynevezett sárgafoltban, vagyis a legélesebb látás helyén van. A szem az agy segítségével képes a környezetet akár három dimenzióban, azaz térben is látni. Az ember és vele együtt a többi főemlős is a világot a kéktől egészen a vörös színig érzékeli, tehát körülbelül a 400 nm-től 700 nm-ig terjedő hullámhossz tartományban, de természetesen ettől egyedi eltérések is lehetnek.
A fotográfia hőskorában természetesen azonnal felmerült az igény az égbolt látnivalóinak megörökítésére, hiszen a csillagászok több száz éven keresztül legfeljebb csak rajzban tudták visszaadni a távcső okulárjában látott képet, ami természetesen messze volt a tudomány által elvárt pontosságtól. Az optikai eszközök által létrehozott kép rögzítésére a fotográfia kínálkozott kiváló megoldásként a XIX. században.
A XX. század nagy égboltfelmérései is fotólemezre készültek, ezek digitalizált verzióit a mai napig használjuk. A fotografikus technika szinte egyetlen előnye a kisebb szemcseméretből adódó jobb felbontás, azonban a korszerű CCD kamerák lassan ebben is utolérik a fotólemezeket. Gyakorlatilag a fotografikus technika teljes mértékben eltűnt mind a professzionális, mind az amatőr felhasználás területéről.
Link:
A precíz fényességmérés ezekkel az eszközökkel vált valóra és még hosszú ideig ezek az eszközök jelentették a csillagászok kezében az egyetlen pontos fényességmérési lehetőséget. Mára azonban a CCD kamerák területén bekövetkezett átütő sikerű forradalomnak, a folyamatos fejlesztéseknek és a CCD-k árcsökkenésének köszönhetően leáldozott a koruk.
A fotoelektron-sokszorozó cső (photoelectron multiplier tube, PMT) működése a következő. A fotókatódra beeső fény elektronokat lök ki onnan, amelyek a fémlemezek (dinódák) között haladva a megfelelően változó feszültségnek köszönhetően egyre erősebb elektronlavinát váltanak ki. Végül a megmért áram arányos lesz a beeső fény intenzitásával.
Videók (angol nyelvű):
A modern kor "véletlen" találmánya forradalmasította a csillagászati képalkotást. A CCD- (charge coupled device, azaz töltéscsatolt eszköz) kamerák múltja mindössze bő évtizedes, de megjelenésük szinte teljesen kiszorította a távcsövek fókuszsíkjából a többi detektor típust. A töretlen ütemű fejlesztéseknek, és az ezzel járó méretnövekedésnek/árcsökkenésnek köszönhetően nagy pixelszámú, kellően érzékeny és elérhető árú eszközök állnak ma már rendelkezésre akár az amatőrcsillagászok számára is. Ez pedig teljesen megváltoztatta a csillagászati képalkotás világát és megnyitotta a kaput számos amatőr „miniobszervatórium” előtt.
1.49. ábra - A CCD képelemei (pixelei, pixel: a „picture element” kifejezés rövidítése) félvezető anyagú, kicsiny cellák, melyekben a beérkező fény intenzitásával arányos elektromos töltés halmozódik fel.
 |
1.51. ábra - A különféle fényérzékelők összehasonlítása logaritmikus skálán. A kvantumhatásfok azt mutatja meg, hogy a beérkező fotonok hány százaléka hasznosul.
 |
1.52. ábra - Az elektromos töltések léptetése a CCD-kamerában, a pixeleknél lévő feszültség megfelelő kapcsolgatásával.
 |
1.53. ábra - A CCD működése: felvétel, majd a töltések léptetésével letöltés a kiolvasó sorba a CCD-kamerában.
 |
Linkek:
A CCD működése röviden (PDF fájl)
A CCD-kamerák működése ezen az animáción keresztül tanulmányozható.
A színes képek CCD-kamerával való készítésének megértését pedig ez az animáció segítheti.
Ezen technika segítségével a földfelszínről is közel olyan jó felbontás és éles képalkotás érhető el mint a világűrbe telepített távcsövekkel. Adaptív optikák használata során bizonyos optikai elemet úgy torzítanak – akár másodpercenként több százszor is –, hogy a légkörön áthaladó fény torzulásait kiküszöböljék.
1.55. ábra - Az adaptív optikával a légkör torzító hatását csökkenteni lehet, így sokkal élesebb kép kapható.
 |
1.56. ábra - A HST és a VLT egyik távcsöve felvételének összehasonlítása (az adaptív optika eredménye).
 |
1.57. ábra - Két vagy több távcsővel egyidejűleg megfigyelve egy égitestet részletgazdagabb, jobb felbontású képet kapunk (interferometria).
 |
Az 1990-es évektől sorra épültek a 8-10 méter átmérőjű óriástávcsövek, ezekből mutatunk be néhány fontosabbat. A következő évtizedben már 20-50 méteres mozaik-tükrös optikai teleszkópokat készítenek.
A távcső-párost Hawaiiban a Mauna Kea kialudt vulkán csúcsa közelében lehet megtalálni. Egymástól 85 méterre helyezkednek el. Mindkettő 10 méteres főtükörrel van felszerelve, a tükrök 36 hatszögletű szegmensből állnak. Az elsőt 1993 májusában, a másodikat 1996 októberében kezdték el használni. A két távcső tulajdonképpen egy 85 méter bázistávolságú interferométert valósít meg. A 2000-es évek elején a legjobb teljesítményű csillagászati műszer az optikai tartományban.
A Subaru (a japán szó magyarul Fiastyúk) a japánok legnagyobb teleszkópja, ami a Keck-távcsövekhez hasonlóan Hawaiin található, a Mauna Kea csúcsán, 4200 méter magasságban. Az optikai és közeli-infravörös tartományban észlelő távcső tükörátmérője 8,3 méter, magassága 22,2 méter, a maximális szélessége 27,2 méter. A méreteit megnézve joggal sorolhatjuk az óriás teleszkópok közé, illetve az új generációs távcsövekhez, és erre a címre a fejlett technikájával is rászolgál.
A Gemini két iker teleszkópból áll. A kettős egyik tagja az északi (Hawaii), a másik tagja a déli (Chile) féltekén található. Így az obszervatórium eszközeire pályázó csillagászok a teljes égbolt objektumait hasonló műszerezettséggel tudják megfigyelni. Kinézetre teljesen egyformák, mindkettő 8,1 méteres monolitikus, azaz egy darabból álló tükörrel van felszerelve.
A VLT az Európai Déli Obszervatórium négy 8,2 méteres távcsőből álló megfigyelő bázisa Chile magas hegyei között (Cerro Paranal). A csúcstechnikájú teleszkópok az Antu (Nap), Kueyen (Hold), Melipal (Dél Keresztje) és Yepun (Szíriusz) nevet viselik. Ha egyszerre vizsgálnak egy célpontot, akkor az olyan minőségű képet eredményez, mintha egy 16,4 méteres távcsővel figyelnénk meg az adott objektumot. A VLT megfigyelései számos fontos, új eredményt hoztak.
A két teleszkóp rendkívül hasonló elrendezésű. Az amerikai HET (Texasban) és a SALT (a Dél-afrikai Köztársaságban) 9-10 méteres főtükre szegmensekből áll. A távcsövek mechanikai szerkezetét nagyban leegyszerűsítették, így a költségek jelentősen kisebbek voltak, mint a hasonló méretű műszerek esetében – bár természetesen ez a megfigyelhető égbolt területét is csökkentette.
Az amerikai LBT két 8,4 méteres főtükre a jelenleg a legnagyobb, egybeöntött optikai elemek.
1.76. ábra - Az LBT egyik 8,4 méteres üvegtükre az öntés után. A tükör méhsejt szerkezetű, így jelentős súly- és költségcsökkentés érhető el.
 |
Videók:
Az LBT (Large Binocular Telescope)
A VLT komplexum (Very Large Telescope)
A Southern Africa Large Telescope (SALT)
Linkek:
Nagyobb obszervatóriumok honlapjai ezen a linken tekinthetőek meg.
A világ legnagyobb távcsöveinek adatait pedig ezen az oldalon tanulmányozhatjuk.
A földi légkör miatt – sőt, sokszor a gravitáció miatt is – nem a legkedvezőbb csillagászati megfigyelések végzésére. A légkör számos kedvezőtlen hatásának (például torzítás, szelektív áteresztés) kikerülése érdekében az űrkorszak kezdeti óta számos távcsövet állítottak Föld vagy Nap körüli pályára. Már a XX. században komolyan felmerült az igény, hogy a sok szempontból kedvezőbb körülmények miatt a világűrbe telepítsünk távcsövet. Az űrtávcsövek vitathatatlan előnyei többek között a nem korlátozott hullámhossz tartomány, a légköri torzítás hiánya és a folyamatos megfigyelések lehetősége. Hátrány azonban az óriási költség és a szervizelhetőség hiánya. Ennek ellenére ma már számos űrobszervatórium kering a Föld, illetve a Nap körül, jelentősen kiegészítve ezzel a kozmoszra vonatkozó ismereteinket.
1.81. ábra - Fantáziarajz a közeljövő nagy űrtávcsövéről, a James Webb-távcsőről, amelyet a Hubble-űrtávcső utódjának szánnak.
 |
Az alábbi linken egy rendkívül alapos tanulmány olvasható az űrtávcsövek világáról a kezdetektől egészen a legutóbbi időkben történt fejlesztésekig.
A tervezőasztalokon újabb, az eddigieknél is hatalmasabb távcsőóriások tervrajzai fekszenek. A mérnökök tervezőasztalán – és persze a csillagászok képzeletében – számos hatalmas méretű távcső elképzelése található, a megvalósítás azonban még többé-kevésbé várat magára...
1.82. ábra - Az EELT (European Extremely Large Telescope, 42 méteres tükörrel) fantáziarajza a Big Ben óratoronnyal az összehasonlítás végett.
 |
Vázlatos összefoglalás a közeljövő óriásairól
Animáció:
Az E-ELT számítógépes szimulációja
Videók:
Az E-ELT (European Extremely Large Telescope)
A legnagyobb magyarországi csillagászati obszervatórium a Mátrában található. Az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének Piszkéstetői Obszervatóriumában, amely a Mátra egyik csúcsán épült, 1962-ben kezdte meg működését a 60/90/180 centiméteres (belépő nyílás/főtükör átmérő/fókusz), Schmidt-rendszerű távcső, amit a jénai Zeiss Művekben készítettek.
1.84. ábra - A közel fél évszázados műszer még mindig kifogástalanul működik, és a fejlesztéseknek köszönhetően új CCD-kamerát is kapott.
 |
A következő teleszkóp, amivel 1967-ben végezték az első észleléseket, egy 50 centiméteres Cassegrain-rendszerű távcső. Fotométerével csillagok fényességének időbeli változását, azaz változócsillagokat vizsgálnak. Magyarország legnagyobb tükörátmérőjű távcsövét 1974 végén adták át Piszkéstetőn. Ez egy 1 méteres tükörátmérővel rendelkező Ritchey-Crétien-Coudé rendszerű teleszkóp. Korábban fényképeket készítettek vele (nagy üveglemezeken volt a fotoemulzió) és fotoelektron-sokszorozós fotométert használtak, újabban CCD-kamera a detektor.
1958 óta működik Debrecenben a Napfizikai Obszervatórium, melynek fő műszerei a koronográf és a fotoheliográf. A fotoheliográffal a Nap teljes látszó korongját fényképezik. A koronográf objektívje 53 centiméter átmérőjű egytagú lencse. A 12 méteres effektív fókusztávolságnak köszönhetően az észlelt napkorong átmérő 12 centiméterre növelhető.
Az MTA KTM Csillagászati Kutatóintézete a budai Svábhegyen található. Itt 1928 óta működik egy 60 centiméteres Newton-Cassegrain típusú teleszkóp, melyet a közelmúltban teljesen felújítottak, automatizáltak. (1982-ig a Newton-fókuszban volt a detektor: fotólemez, illetve fotométer.)
A Bajai Bemutató Csillagvizsgáló Intézett 1955-ben nyitották meg, később az MTA Csillagászati Kutatóintézete részeként működött, majd a Bács-Kiskun Megyei Önkormányzat tulajdonába került. 1997-ben felújították a csillagvizsgáló épületét és felfrissítették a műszerparkot is. Jelenleg egy 50 centiméter átmérőjű Ritchey-Chrétien távcsővel végeznek kutatásokat és egy 20 centiméteres Schmidt-Cassegrain-teleszkóp is működik.
Szombathelyen a Eötvös Loránd Tudományegyetem Gothard Asztrofizikai Obszervatóriuma működik. Fő műszerük egy 60 centiméter tükörátmérőjű Cassegrain-távcső.
A Szegedi Tudományegyetem obszervatóriumában egy 40 centiméteres Cassegrain-teleszkóp és egy 28 centiméter átmérőjű CG-11 Celestron típusú tükrös távcső működik CCD-kamerákkal. Több kisebb teleszkóp segítségével minden pénteken este bemutatásokat tartanak.
Hazánkban két helyen képeznek csillagászokat: Az ELTE (Eötvös Loránd Tudományegyetem) és az SZTE (Szegedi Tudományegyetem) fizika alapképzése utáni egyik mesterszakon.
A Magyar Csillagászati Egyesület tagjai között sok szakcsillagász és amatőrcsillagász, vagy "csak" érdeklődő található. Az MCSE adja ki a Csillagászati évkönyvet és a Meteor havilapot. A csillagvizsgálókon kívül érdemes ellátogatni a planetáriumokba is.
1.101. ábra - Az ELTE lágymányosi épülete tetején a Csillagászati Tanszék obszervatóriuma és planetáriuma.
 |
Megfigyeléseket nem csak a látható hullámhossz tartományban végezhetünk. A földi légkör a látható fényen, az optikai tartományon kívül a rádióhullámokat is átereszti. Az égitestek rádiósugárzásának vizsgálatához a II. világháború után egyre nagyobb parabola antennákat készítettek. Manapság 100 méteres átmérőjű ilyen teleszkópok is működnek. Ha több rádiótávcsővel egyidejűleg ugyanazt az objektumot mérjük (interferometria), akkor a rádiósugárzásának térképe sokkal részletgazdagabb lesz. Már a Föld körül is kering rádióteleszkóp.
A rádióantennák egyik érdekes felhasználási területe: az idegen civilizációk esetleges üzeneteinek keresése (SETI program).
1.110. ábra - A Puerto Rico szigetén lévő areciboi távcső 305 méter átmérőjű, egy völgykatlanban alakították ki.
 |
1.113. ábra - VLBI (Very Long Baseline Interferometry): több antennával egyidejűleg mérve ugyanazt az objektumot növelhető a felbontóképesség.
 |
1.114. ábra - A földi és az űrbe telepített rádióteleszkópok együttes mérései adják a legrészletgazdagabb képeket.
 |
1.115. ábra - Az ALMA (Atacama Large Millimeter Array) Chile egyik fennsíkjára tervezett rádiótávcső-hálózat.
 |
Animáció:
Az ALMA számítógépes bemutatása
Videók: