Dalekohled...

Dalekohled je optický přístroj, pomocí kterého je možné zvětšit zorný úhel pozorovaného objektu, soustředěním světla na malou plochu zvýšit jasnost a rozlišovací schopnost. Hlavní částí dalekohledu je objektiv, který vytváří obraz pozorovaného objektu v obrazové rovině. Obraz, vytvořený objektivem, se typy_dalekohledůsleduje okulárem. Objektivy dalekohledů tvoří čočky, soustavy čoček, sférická a nebo parabolická zrcadla a kombinované soustavy čočky a zrcadla. Dalekohledy s čočkovým objektivem se nazývají refraktory a se zrcadlovým objektivem reflektory. První dalekohled si nechal patentovat H. Lippershey 2. října 1608 v Holandsku. Galileo Galilei (1564-1642; italský fyzik, matematik a astronom) v roce 1609 sestrojil podobný přístroj a 7. ledna 1610 s ním objevil, mimo jiné, např. čtyři největší Jupiterovy  měsíce. Princip astronomického dalekohledu podal roku 1610 Johannes Kepler (1571-1630; německý astronom, fyzik a matematik, objevil tři základní zákony pohybu nebeských těles a tím definitivně rozřešil spor mezi heliocentrizmem a geocentrizmem ve prospěch teorie M. Koperníka) a poprvé jej pravděpodobně vyrobil Ch. Scheiner asi roku 1613. První dalekohledy byly refraktory, u kterých okulár měl kladnou a nebo zápornou ohniskovou vzdálenost, podle čehož se refraktory dělí na Keplerovy a Galileovy. U Keplerova (astronomického) dalekohledu je okulárem soustava spojných čoček. Do okuláru je možné vložit např. záměrnou značku (nejčastěji vláknový kříž), který je vidět současně s obrazem objektu, a proto je vhodný i na měření. Keplerův dalekohled vytváří převrácený obraz objektu, což při astronomických pozorováních nepřekáží (obraz se dá převrátit na vzpřímený pomocí hranolů, jako např. u triedru). Objímka objektivu je vstupní pupilou (vstupní otvor ohraničující světelné paprsky vstupující do dalekohledu; nejčastěji ji tvoří nejmenší vnitřní průměr objímky dalekohledu) a její obraz vytvořený okulárem je výstupní pupilou (kruhový otvor ohraničující světelné paprsky vystupující z dalekohledu). Optická délka Keplerova dalekohledu se rovná součtu ohniskových vzdáleností objektivu a okuláru. Galileův (holandský) dalekohled má okulár s rozptylnou soustavou. Nemá reálnou obrazovou rovinu, není možné ho použít na zaměřování, ale zato dává vzpřímený obraz. Jeho délka se rovná rozdílu absolutních hodnot ohniskových vzdáleností objektivu a okuláru. Vstupní pupila je dána objímkou objektivu a výstupní pupila je neskutečná, při spojení s okem ji tvoří oční pupila. Galileův dalekohled se používá hlavně jako dvojitý dalekohled s malým zvětšením.

Základní vlastnosti dalekohledu jsou zvětšení, velikost zorného pole a rozlišovací schopnost. Zvětšení je dané poměrem ohniskových vzdáleností objektivu f a okuláru ( f/f´), poměrem průměrů vstupní pupily D a výstupní pupily ( D/D´) a nebo poměrem tangent úhlu alfa, pod kterým světelný paprsek od objektu vstupuje do objektivu a prochází jeho středem a úhlu alfa´, pod kterým paprsek vystupuje z objektivu a prochází středem okuláru vzhledem na optickou osu soustavy (alfa/alfa´). Velikost zorného pole dalekohledu závisí na velikosti vstupní pupily objektivu, ohniskové vzdálenosti objektivu a okuláru, resp. na průměru výstupní pupily. Velké zorné pole je možné docílit objektivem s velkým relativním otvorem (světelností; poměr průměru objektivu a jeho ohniskové vzdálenosti), ale se vzr¨stající světelností vzrůstá i sférická aberace (optická chyba), a tím je daná hranice velikosti zorného pole. Světelnost dalekohledu je poměrný jas, poměr subjektivního jasu obrazu v oku při pozorování dalekohledem a bez dalekohledu. Světelné body se jeví v dalekohledu vždy jasnější než při pozorování pouhým okem, ale plošné objekty jsou méně jasné. Proto je možné vidět hvězdy v dalekohledu i přes den, protože obloha jako plošný objekt je méně jasná a hvězdy (bodové objekty) jsou jasnější. Objektiv dalekohledu zobrazí odděleně dva bodové zdroje, pokud je jejich úhlová vzdálenost větší než rozlišovací schopnost dalekohledu, která je nejvíce ovlivněna průměrem objektivu. Na využití rozlišovací schopnosti dalekohledu si je třeba zvolit užitečné zvětšení tak, aby bylo větší než polovina průměru objektivu (v mm) a menší než dvojnásobek průměru objektivu ( D/2 < užitečné zvětšení < 2D).

Objektivem dalekohledu byla prvních sto let od jeho objevu jednoduchá spojná čočka a kvalitu obrazu velmi nepříznivě ovlivňovala barevná chyba. Na její odstranění bylo potřebné zvolit ohniskovou vzdálenost f při daném průměru objektivu D tak, aby f > 70 D2 (D je v cm), což mělo za důsledek nepříznivou délku dalekohledů. Konstrukcí achromatické čočky optikem J. Dollondem v roce 1747 se tento nedostatek odstranil. Zvětšení astronomického dalekohledu se přizpůsobuje na rozličné cíle, proto se dalekohledy konstruují s výměnnými okuláry. Dokud nebyl znám princip achromatizace, tak bylo potřebné zvolit si velké ohniskové vzdálenosti objektivu při malém průměru, a nebo se používaly zrcadlové dalekohledy. V roce 1661 J. Gregory sestrojil zrcadlový dalekohled z velkého konkávního parabolického zrcadla uprostřed provrtaného, ze kterého se světelné paprsky odráželi na malé pomocné eliptické zrcadlo. Obraz předmětu, který se pozoroval okulárem za otvorem v zrcadle, byl vzpřímený. Tento typ dalekohledu se moc nerozšířil, protože vyžadoval velmi dlouhý tubus („trubka“, ve které je uložen objektiv a okulár; vnější obal dalekohledu). V roce 1671 I. Newton zkonstruoval zrcadlový dalekohled, jehož objektivem je také parabolické zrcadlo. Obraz objektu se pozoruje okulárem na boku tubusu po odrazu na pomocném rovinném zrcadle skloněném pod úhlem 45° na osu hlavního zrcadla. Obraz je stranově i výškově převrácený. V roce 1671 N. Cassegrain namísto pomocného konkávního eliptického zrcadla (Gregory) použil konvexní hyperbolické zrcadlo. Obraz je sice převrácený, ale dalekohled je kratší. Konvexním zrcadlem se prodlouží ohnisková vzdálenost bez prodloužení tubusu dalekohledu. Pozorování Cassegrainovým dalekohledem se neliší od pozorování normálním refraktorem, zato u Newtonova dalekohledu musí pozorovatel často zaujímat nepohodlnou polohu vysoko nad zemí. V obou případech vznikají určité ztráty světla otvorem v hlavní zrcadle, resp. zastíněním pomocným zrcadlem a odrazem od pomocných zrcadel. U velkých dalekohledů jsou tyto ztráty malé vzhledem k velké ploše hlavních zrcadel. Roku 1775 W. Herchel vynechal pomocné odrazné zrcadlo, přičemž trochu naklopil hlavní zrcadlo na osu dalekohledu a okulár umístil bokem v blízkosti vstupního otvoru dalekohledu. Roku 1880 sestrojil K. Fritsch brachyteleskop (z řeckého brachy-krátký), který je kombinací Cassegrainova a Herschelova dalekohledu. Paprsky v něm procházejí ve tvaru písmena N, čímž se dalekohled zkrátil. Hlavní zrcadlo je nakloněné na osu dalekohledu, světelné paprsky se odrážejí na pomocné zrcadlo, které je mimo osu dalekohledu, a z něho se pozoruje obraz okulárem vedle hlavního zrcadla. Proto není třeba v něm vrtat otvor. Tyto další typy dalekohledů se však nerozšířili. Mezi zrcadlové dalekohledy patří i coudé systém a Ritcheyho-Chrétienův dalekohled. U coudé dalekohledu svazek světelných paprsků odrážejících se od hlavního zrcadla dopadá na pomocné konvexní zrcadlo (Cassegrainův systém), od kterého se pomocnými rovinnými zrcadly vyvádí do polární osy montáže dalekohledu, na konci kterého je okulár. Protože polární osa si svou polohu zachovává (při pohybu dalekohledem  se pouze otáčí kolem své osy), leží ohnisko coudé systému (coudé ohnisko) stále na stejném místě. To je výhodné hlavně u velkých spektrografů, které můžou být pevně zabudované za coudé ohniskem na konci polární osy. Ritcheyho-Chrétienův dalekohled (podobný Cassegrainovu) se skládá ze dvou zrcadel vybroušených tak, aby se odstranila sférická aberace a koma. Touto úpravou se dosáhne větší užitečné zorné pole. Z podmínek kladených na objektiv dalekohledu splňuje zrcadlový objektiv tři: ohnisková vzdálenost je daná křivostí zrcadla, sférická aberace tvarem zrcadla a barevná chyba zde neexistuje. Koma není korigovaná, parabolické zrcadlo má dokonalé zobrazení jen v blízkosti optické osy, od osy se kvalita obrazu velmi zhoršuje, a proto zrcadlové dalekohledy mají o mnoho menší zorné pole než refraktory a jsou na studium individuálních objektů. Na fotografování větších oblastí oblohy je potřebný dalekohled s velkým užitečným zorným polem. Takový systém dalekohledu, kombinovaný zrcadlově-čočkový, objevil v roce 1930 B. Schmidt. Schmidtův dalekohled (Schmidtova komora) používá jako objektiv sférické zrcadlo a jeho chyby zobrazení koriguje korekční čočka umístěná ve dvojnásobné ohniskové vzdálenosti před objektivem. Obraz vzniká mezi objektivem a korekční čočkou a rovina zobrazení je kulová. Dalekohled má dobré bodové zobrazení hvězd v zorném poli s průměrem až několik stupňů. Schmidtův dalekohled je velice rozšířený, vyznačuje se velkým relativním otvorem objektivu při velkém zorném poli a používá se výhradně na fotografování a nebo ve spojení se spektrografem. Protože ohnisková rovina Schmidtova dalekohledu je sférická, tak je potřeba fotografické desky deformovat do kulového tvaru. Zakřivení obrazu je možné odstranit pomocí další čočky před fotografickou deskou a nebo pomocným konvexním zrcadlem (Bakerova-Schmidtova komora). Jiný způsob odstranění sférické aberace kulového zrcadla navrhl v roce 1941 D.D. Maksutovov. Maksutovův dalekohled (a nebo meniskový dalekohled, Maksutovova komora) má výhodu vysoké světelnosti, velkého zorného pole, malé délky tubusu s možností přímého pozorování. Nevýhodou je větší počet odrazných ploch a s tím spojená větší ztráta světla. Na docílení zmenšení ztrát světla odrazem se optické plochy pokrývají antireflexní vrstvou, která snižuje procento odraženého světla.


Základní vlastnosti dalekohledu:

schéma_dalekohleduObjektivy dalekohledů se označují podle relativního otvoru, tedy hodnotou, kterou je vyjádřen i otvorový úhel, jímž označujeme podíl z účinného průměru D =2h1 max  a ohniskové vzdálenosti čočky (zrcadla). Otvorový úhel w je tedy vyjádřen vzorcem

            A = D/f´= 2 tg w´

 Výraz D/f´ je relativní otvor pro případ, že předmět je nekonečně daleko, tedy pro případ, že s = ∞ a s´= f´. Otvorový úhel udává u dalekohledu též velikost zorného pole, jíž vyjadřujeme ve stupních. Poloviční velikost

tg w´= h / f1´; celé zorné pole je 2w .

Třetím úkolem dalekohledu je zvětšit rozlišovací schopnost. Pozorovaný světelný bod se nezobrazí ani dokonalým objektivem jako bod, nýbrž jako malý kroužek úhlového průměru

            delta “ = 206 265 l /D = 144/D , kde D je průměr objektivu v mm.

Z toho vidíme, že pozorované hvězdy se jeví v dalekohledu jako malé kotoučky průměru delta . Kolem prvního temného kroužku se objeví soustava soustředných prstenců rychle ubývající jasnosti. Příčinou těchto jevů je ohyb světla na okraji objektivu. Dvě blízké hvězdy, jejichž vzdálenost je menší než rozlišovací schopnost dalekohledu (delta), se budou svými ohybovými kroužky překrývat. Při vzdálenosti rovné delta  se budou okrajové prstence dotýkat a oba kotoučky se oddělí. Rozlišovací schopnost je důležitá zejména při rozlišování dvojhvězd, Měsíce, planet a Slunce.

Optické schéma Keplerova dalekohledu. O1 je spojný objektiv, který vytvoří obraz vzdáleného předmětu v ohniskové obrazové rovině. Je to převrácený skutečný obraz . Velikost obrazu je již v poměru f1´/VP. Aby se mohl tento obraz bez akomodace a dále zvětšený pozorovat, používáme druhé spojné čočky, okuláru O2. Ten vytvoří v oku obraz, jemuž odpovídá lomený obraz jako skutečný převrácený obraz. Obraz je zvětšen v poměru

            T = f1´/ f2´= tg w´/ tg w = VP / Vp´,

kde  f1´ a  f2´ jsou ohniskové vzdálenosti obou čoček, w a pak zdánlivé úhly, pod kterými se jeví vzdálený předmět při pohledu bez dalekohledu a s dalekohledem. VP je vstupní pupila objektivu a VP´ je výstupní pupila.