ZAKLADY´ ASTRONOMIE A ASTROFYZIKY II L´atka pˇredn´aˇsen´aM. Wolfem

Na z´akladˇesv´ych pozn´amekz pˇredn´aˇskya dalˇs´ıliteratury sepsal M. B´ılek, korektury, doplˇnkyM. Zejda

Verze 1: 6. z´aˇr´ı2010 Toto je zat´ımpracovn´ıverze skript. Je ne´upln´aa m˚uˇzeobsahovat menˇs´ıfaktick´echyby. V pˇr´ıpadˇe,ˇzenˇejakouobjev´ıte,nebo se v´ambude zd´atnˇejak´aˇc´asttextu nesrozumiteln´a, upozornˇetepros´ımautora nebo pˇredn´aˇsej´ıc´ıho.Doch´azkana pˇredn´aˇskuse doporuˇcuje.

2 Obsah

1 Atmosf´erick´aa vnˇeatmosf´erick´aastronomie 5 1.1 Uvod...... ´ 5 1.2 Vliv atmosf´ery na astronomick´apozorov´an´ı...... 5 1.2.1 Extinkce v atmosf´eˇre ...... 5 1.2.2 Seeing ...... 8 1.3 Bal´onov´aastronomie ...... 8 1.4 Druˇzicov´aastronomie ...... 9

2 Optick´aastronomie 13 2.1 Optick´edalekohledy ...... 13 2.1.1 Konstrukce dalekohled˚u ...... 13 2.1.2 Charakteristiky dalekohledu ...... 21 2.1.3 Optick´evady dalekohled˚u ...... 25 2.1.4 Okul´ary ...... 29 2.1.5 Filtry ...... 35 2.1.6 Mont´aˇze ...... 36 2.2 Optick´edetektory a jejich vyuˇzit´ıve fotometrii ...... 38 2.2.1 Nˇekter´eobecn´echarakteristiky fotometrick´ych detektor˚u...... 39 2.2.2 Oko ...... 39 2.2.3 Fotografick´aemulze ...... 44 2.2.4 Foton´asobiˇce ...... 46 2.2.5 CCD ...... 48 2.3 Spektrografy ...... 53 2.3.1 Hranolov´yspektrograf ...... 55 2.3.2 Mˇr´ıˇzkov´yspektrograf ...... 55

3 R´adiov´aastronomie 63

4 Infraˇcerven´aastronomie 65

5 Rentgenov´aastronomie 67

6 Astronomie gama z´aˇren´ı 69

3 7 Astronomie gravitaˇcn´ıch vln 73

8 Neutrinov´aastronomie 75

9 Pˇr´ıstroje sluneˇcn´ıfyziky 79

10 Doporuˇcen´aliteratura 83

4 Kapitola 1

Atmosf´erick´aa vnˇeatmosf´erick´a astronomie

1.1 Uvod´

Pozorov´an´ıvesm´ırn´ych tˇelesz povrchu Zemˇe,na dnˇevzduˇsn´ehooce´anu, je pro astron- omy velmi omezuj´ıc´ı.Zemsk´aatmosf´era velmi dobˇrefiltruje z´aˇren´ıpˇrich´azej´ıc´ız vesm´ıru na povrch Zemˇe.V´ysledkem je, ˇzeˇzeZemˇem˚uˇzemevidˇetjen velmi omezen´erozsahy vl- nov´ych d´elekz´aˇren´ı,naz´yvan´a okna“. Viditeln´esvˇetlospad´ado jednoho z takov´ych oken ” (obr. 1.1). Okno s viditeln´ymsvˇetlemna jedn´estranˇeomezuje oz´onov´avrstva v zemsk´e atmosf´eˇre,kter´asilnˇezachycuje ultrafialov´ez´aˇren´ı. Na opaˇcn´estranˇeokna, pˇridelˇs´ıch vlnov´ych d´elk´ach, se nach´az´ı oblast infraˇcerven´ehoz´aˇren´ı, kter´ezachyt´avaj´ı pˇredevˇs´ım molekuly vody, metanu a oxidu uhliˇcit´eho.Teprve pro delˇs´ıvlny v r´adiov´eoblasti je obloha pro z´aˇren´ıpr˚uzraˇcn´a.

1.2 Vliv atmosf´eryna astronomick´apozorov´an´ı

1.2.1 Extinkce v atmosf´eˇre Kaˇzd´epozorov´an´ız povrchu Zemˇenebo obecnˇejize zemsk´eatmosf´eryje atmosf´erouovlivnˇeno. Z´aˇren´ıje pˇrisv´empr˚uchodu atmosf´erouzeslabeno absorpc´ıa rozptylem. Souhrnnˇese tento jev naz´yv´aextinkce. Pˇriabsorpci je foton zachycen nˇejakou molekulou. Energie dopadaj´ıc´ıhofotonu pˇritom zp˚usob´ıexcitaci t´etomolekuly nebo dokonce vede k jej´ımu rozpadu. Absorpce se projevuje ´ubytkem z´aˇren´ına vlnov´ych d´elk´ach charakteristick´ych pro jednotliv´edruhy molekul a vytv´aˇr´ı ve spektru zdroj˚uabsorpˇcn´ıˇc´arynebo p´asy. Napˇr´ıklad molekulov´ya atom´arn´ı kysl´ıka dus´ıkp˚usob´ıabsorpci pˇredevˇs´ımultrafialov´ehoa rentgenov´ez´aˇren´ı,atmosf´erick´y oz´onv ultrafialov´emoboru a vodn´ıp´arav infraˇcerven´eoblasti. V optick´emoboru nejsou vznikl´eabsorpˇcn´ıˇc´arypˇr´ıliˇsv´yznamn´epro astronomick´afotometrick´amˇeˇren´ı,zaj´ımav´e jsou snad jen p´asyoz´onu, jejichˇzintenzita se mˇeˇr´ıpro urˇcen´ıcelkov´ehomnoˇzstv´ıoz´onu v

5 Obr´azek1.1: Spektr´aln´ıpropustnost zemsk´eatmosf´ery. Pˇrevzatoz NASA/IPACP.

atmosf´eˇre. Pˇrisr´aˇzcefotonu s atmosf´erickou ˇc´astic´ı dojde zpravidla k odch´ylen´ı fotonu z jeho p˚uvodn´ıhosmˇeru,dojde k jeho rozptylu. Na ˇc´astic´ıch vˇetˇs´ıch neˇzje vlnov´ad´elka se svˇetlo odr´aˇz´ı; tento rozptyl pak uˇznez´avis´ı na vlnov´ed´elce.Na ˇc´astic´ıch menˇs´ıch neˇzje vl- nov´ad´elka proch´azej´ıc´ıhoz´aˇren´ı,se smˇermˇen´ıdifrakc´ı.V ´uplnˇeˇcist´eatmosf´eˇrese svˇetlo rozptyluje na shluc´ıch molekul vzduchu, a to pˇribliˇznˇe´umˇernˇe λ−4, coˇzs dobrou pˇresnost´ı odpov´ıd´aRayleighovu rozptylu. Barevn´az´avislostrozptylu na pevn´ych zrn´ıˇck´ach a mal´ych vodn´ıch kapiˇck´ach ˇr´adovˇesrovnateln´ych s vlnovou d´elkou svˇetlase d´acharakterizovat vz- tahem bλ−g, kde b je faktor turbidity1 a g je parametr, kter´ys rostouc´ıvelikost´ıˇc´astic kles´a.Za norm´aln´ıch okolnost´ıdosahuje hodnot kolem 1,3 (tomu odpov´ıd´apr˚umˇerˇc´astic zhruba 1 mm), ale pˇrizneˇciˇstˇen´ıatmosf´eryvˇetˇs´ımiˇc´asticemi,napˇr.po v´ybuchu sopky, m˚uˇze nab´yvat hodnot i menˇs´ıch neˇz0,5, zat´ımcov m´ıstech ovlivnˇen´ych pr˚umyslovou ˇcinnost´ı produkuj´ıc´ıvelmi mal´eˇc´asticeje tento parametr i vˇetˇs´ıneˇz1,5. Optick´evlastnosti atmosf´eryjsou velmi sloˇzit´ea promˇenliv´ea nedaj´ı se spoˇc´ıtat z nˇejak´ych snadno mˇeˇriteln´ych veliˇcin. Extinkce je tedy obecnˇez´avisl´ana vlnov´ed´elcedopadaj´ıc´ıhoz´aˇren´ıa zp˚usobujekromˇe ´ubytku energie dopadaj´ıc´ıdo detektor˚utak´ezˇcerven´an´ıpozorovan´ych objekt˚u(obr. 1.2), tj. zvyˇsov´an´ıjejich barevn´eho indexu. Proto, stejnˇejako jasnosti objekt˚u,extinkci studujeme v barevn´ych fotometrick´ych syst´emech (viz kaptitola 2.1.5). Vliv extinkce na jasnosti hvˇezdje z´avisl´yna ´uhlov´ev´yˇscepozorovan´ych hvˇezd,se zmenˇsuj´ıc´ıse ´uhlovou v´yˇskou (zvˇetˇsuj´ıc´ıse zenitovou vzd´alenost´ı z) roste. Tlouˇst’ku at-

1Turbidita je m´ıra´uhrnn´eenergie, kter´ase pˇripr˚uchodu svˇeteln´ehopaprsku vrstvou disperze o jed- notkov´etlouˇst’ce rozpt´yl´ına vˇsechny strany od tohoto paprsku. Jej´ıhodnota je ´umˇern´ahustotˇeˇc´astic.

6 Obr´azek1.2: Celkov´aextinkce se d´arozdˇelitdo dvou sloˇzek- Rayleighova rozptylu na molekul´ach, kter´yje st´alouvlastnost´ıatmosf´ery, a rozptylu na vˇetˇs´ıch pevn´ych a kapaln´ych ˇc´astic´ıch (aerosolech), kter´yje velmi promˇenn´y; na obr´azkuje zachycena situace, kter´a odpov´ıd´amˇeˇren´ım na 65cm dalekohledu Astronomick´eho´ustavu Ondˇrejov za pomˇernˇe kvalitn´ıch podm´ıneks vyˇsˇs´ıpr˚uzraˇcnost´ıatmosf´ery. Absorpce nen´ıbr´anav ´uvahu. Pˇrevzato z http://www.asu.cas.cz/ lenka/prednasky/318ext.htm.

mosf´ery, kterou mus´ısvˇetlopˇrekonat, naz´yv´ame vzduˇsnouhmotou. Velikost vzduˇsn´ehmoty X je nejmenˇs´ıpro objekt v zenitu, obecnˇeji lze aproximovat vztahem

X = sec z. (1.1)

tato aproximace nebere v ´uvahu ani zakˇriven´ıZemˇeani refrakci, proto se pouˇz´ıv´apˇresnˇejˇs´ı vztah (Young & Irvine, 1967)

X = sec z 1 − 0, 0012 sec2 z − 1
 . (1.2) Pro hodnoty z = 60◦ maj´ı oba vztahy takˇrka identick´ehodnoty. Pro z = 60◦ je X ≈ 2. Jestliˇzebychom pozorovali nˇejakou hvˇezdupo celou noc a n´aslednˇezakresl´ıme napozorovan´einstrument´aln´ıhvˇezdn´evelikosti v˚uˇcivzduˇsn´ehmotˇe,dostaneme pˇr´ımkovou z´avislost2. Smˇernicepˇr´ımkydefinuje tzv. extinkˇcn´ıkoeficient k. Koeficient mˇen´ıkonstantn´ı, mˇen´ıse noc od noci, v naˇsich podm´ınk´ach vˇetˇsinoui bˇehemnoci. Hvˇezdnouvelikost hvˇezdylze opravit o vliv extinkce dle tzv. Bouguerova3 z´akona

mλ0 = mλ − kλX, (1.3)

2To ovˇsemplat´ıjen za pˇredpokladu, ˇzeje atmosf´erahomogenn´ıa extinkce st´al´a,coˇzbohuˇzelv naˇsich podm´ınk´ach velmi ˇcasto nen´ısplnˇenoa tak bˇeˇznˇezaznamen´amepr˚ubˇeˇzn´ezmˇeny extinkce v pr˚ubˇehu jedn´e noci. V´ıceviz napˇr´ıkladna http://www.asu.cas.cz/ lenka/prednasky/318ext.htm. 3ˇcti bug´erova“ ”

7 Obr´azek 1.3: Extinkˇcn´ı koeficient je smˇernic´ı pˇr´ımky fitovan´e z´avislost´ı in- strumetn´aln´ı magnitudy objektu o konstantn´ı mimoatmosf´erick´e jasnosti na optick´e hmotˇe. Atmosf´era mus´ı b´yt homogenn´ı a extinkce ˇcasovˇe st´al´a. Pˇrevzato z http://www.asu.cas.cz/ lenka/prednasky/318ext.htm.

kde m0 je hvˇezdn´avelikost, jakou by pozorovan´yobjekt mˇelmimo zemskou atmosf´eru. Re´aln´apozorov´an´ıale zpravidla vyˇzaduj´ıpeˇclivˇejˇs´ıkorekce a redukce, kter´ejsou podrobnˇe pops´any v Harmanec (2010).

1.2.2 Seeing Neklid atmosf´ery, seeing, vznik´a,protoˇzese m´ıs´ıatmosf´erick´evrstvy r˚uzn´ych teplot a tedy i r˚uzn´ych index˚ulomu. Tak´ezn´am´epoblik´av´an´ıhvˇezdna obloze tzv. scintilace je projevem neklidu atmosf´ery. Seeing deformuje obrazy hvˇezdna sn´ımkuvelkou rychlost´ı, typicky ˇcastˇejineˇz100kr´atza sekundu. V bˇeˇzn´emsn´ımkuhvˇezdn´ehopole s expoziˇcn´ıdobou sekundy aˇzminuty tak m´ıstobodov´ych obraz˚uhvˇezdvznik´aobraz hvˇezdrozmazan´ydo kotouˇck˚u(tzv. seeing disc), kter´yse oznaˇcujejako point spread function“ - PSF (viz ” 2.1.2). M´ıruseeingu charakterizujeme pomoc´ıveliˇciny FWHM (z anglick´eho full width at half maximum, coˇzznaˇc´ıˇs´ıˇrku(obrazu hvˇezdy)v polovinˇemaxima (obr. 1.4). Seeing se v CRˇ pohybuje kolem 2-5 00, na nejlepˇs´ıch pozorovac´ıch m´ıstech svˇetazpravidla kles´ak 1 00, ale m˚uˇzedos´ahnoutaˇz0,4 00. Bez adaptivn´ıoptiky je jak´ykoliv dalekohled, co do rozliˇsovac´ıschopnosti, srovnateln´ys 10-20cm dalekohledem na obˇeˇzn´edr´aze kolem Zemˇe.

1.3 Bal´onov´aastronomie

Jedn´ımz nejjednoduˇsˇs´ıch prostˇredk˚u,jak otevˇr´ıtdalˇs´ıokna do vesm´ıru,kter´auzavˇrela zemsk´aatmosf´era, je bal´onov´aastronomie. K pozorov´an´ıvesm´ırn´ych objekt˚use pouˇz´ıv´a

8 Obr´azek1.4: Definice FWHM pln´eˇs´ıˇrkyv polovinˇemaxima (full width at half maximum). Pˇrevzatoz http://www.skyobserver.net a http://en.wikipedia.org/.

pˇr´ıstroj˚uzavˇeˇsen´ych pod bal´ony a vyn´aˇsen´ych s jejich pomoc´ıdo v´yˇskyaˇz30 km. Pouˇz´ıvaj´ı se dalekohledy o pr˚umˇeruaˇz1 metr. Pˇr´ıstroje na bal´onech slouˇz´ızejm´enake studiu in- fraˇcerven´eho,r´adiov´eho,rentgenov´ehoi gama z´aˇren´ıvesm´ırn´ych objekt˚u.Napˇr´ıkladv roce 2007 se ale pomoc´ıbal´on˚uvypouˇstˇen´ych v Antarktidˇep´atralopomoc´ıaparatury BESS po ˇc´astic´ıch antihmoty. Za zm´ınkustoj´ıi objev intenzivn´ıhokosmick´ehor´adiov´ehoˇsumu ozn´amen´ypoˇc´atkem roku 2009, kter´ybyl zaloˇzenna pozorov´an´ıch pomoc´ıpˇr´ıstroje AR- CADE na bal´onu. V´ıceo bal´onov´eastronomii v Reichhardt (2003) nebo na http://en.wikipedia.org/wiki/Balloons for X- ray astronomy.

1.4 Druˇzicov´aastronomie

Prvn´ızm´ınkuo moˇznosti vyuˇzit´ıkosmick´ych dalekohled˚upublikoval uˇzOberth (1923). Po- drobn´yrozbor moˇznost´ıpˇripravil ale aˇzSpitzer (1946), kter´yuvaˇzoval o pozorov´an´ıch po- moc´ıdalekohled˚uo rozmˇerech 0,25 aˇz15 metr˚u.Spitzer se setkal s kritikou a nepochopen´ım a za uskuteˇcnˇen´ı sv´ehosnu bojoval dalˇs´ı ˇctyˇri desetilet´ı. Za hranice atmosf´eryse lid´e dostali aˇzpo 2. svˇetov´ev´alce,zejm´enad´ıkyv´aleˇcn´emu rozvoji raketov´etechniky v naci- stick´emNˇemecku. R. Tousey zaznamenal 10. ˇr´ıjna1946 spektrometrem um´ıstˇen´ymv hlavici ukoˇristˇen´enˇemeck´erakety V-2 poprv´eultrafialov´espektrum Slunce. T´ımzah´ajil´erupo- zorov´an´ı astronomick´ych objekt˚uz vesm´ıru. Rakety vˇsakmˇelyz´asadn´ı nedostatky: let trval maxim´alnˇep´arminut a zamˇeˇren´ıoptick´ych pˇr´ıstroj˚una urˇcit´yc´ılbylo znaˇcnˇenes- nadn´e.V ˇsedes´at´ych letech pak Tousey se sv´ymispolupracovn´ıkypostavil sedm mal´ych druˇzicOSO (Orbiting Solar Observatory), kter´evelmi ´uspˇeˇsnˇezkoumaly Slunce. Spitzer navrhl po vzniku NASA v roce 1958 druˇzicovou astronomickou observatoˇrOAO (Orbit- ing Astronomical Observatory) se zrcadlov´ymdalekohledem o pr˚umˇeruaˇz1,5m. Dvˇeze tˇr´ıvypuˇstˇen´ych OAO byly velmi ´uspˇeˇsn´e,pracovaly nˇekolik let a na jejich palub´ach bylo nˇekolik dalekohled˚uo pr˚umˇerech od 20 do 80 cm. Spitzer vˇsakst´aledoufal v realizaci

9 velk´ehokosmick´ehoteleskopu. Veden´ıNASA zaˇcalo o velk´emdalekohledu LST4 na obˇeˇzn´e dr´azeuvaˇzovat v roce 1962. Po ˇradˇedebat a pˇr´ıpravn´ych prac´ı byla v roce 1974 byla kv˚uliomezen´ızdroj˚uNASA pˇrizv´ani evropsk´ypˇredch˚udceESA. Pro finanˇcn´ıpot´ıˇzebyl nakonec pr˚umˇerredukov´anna 2,4 m, ale pak byl projekt v roce 1977 koneˇcnˇeschv´alen. Po ˇradˇeprobl´em˚ubyl dalekohled pˇripraven k vypuˇstˇen´ı v roce 1986, ale hav´arierake- topl´anu Challenger odsunul vypuˇstˇen´ıaˇzna duben 1990. Po vypuˇstˇen´ıse ale uk´azalo, ˇze hlavn´ızrcadlo bylo ˇspatnˇevybrouˇsenoa okraj zrcadla je o nˇekolik tis´ıcinmilimetru ploˇsˇs´ı, neˇzse poˇzadovalo. Pro korekci bylo navrˇzenozaˇr´ızen´ıCOSTAR. V roce 1993 nahradilo na palubˇeHST fotometr pro mˇeˇren´ırychl´ych zmˇenjasnost´ıhvˇezd.Po nˇekolika oprav´ach HST na obˇeˇzn´edr´aze(posledn´ıv roce 2009) by mˇeldalekohled pracovat nejm´enˇedo roku 2014. Jeho n´astupcem se m´ast´atpravdˇepodobnˇev roce 2013 JWST (James Webb Space Telescope), kter´ym´apracovat v oblasti dlouhovlnn´ehoinfraˇcerven´ehospektra. Do vesm´ıruse v uplynul´ych desetilet´ıch dostalo nˇekolik des´ıtekastronomick´ych druˇzic. Jejich v´ybˇerje uveden v tabulce 1.1. Mezi nejzn´amˇejˇs´ıpatˇr´ıastrometrick´adruˇzice Hippar- cos. Ve stel´arn´ıastronomii jsou ˇcastovyuˇz´ıv´ananejen data z Hipparca, ale tak´ez druˇzice IUE, pˇr´ıpadnˇesouˇcasn´ych druˇzicMOST, CoRoT ˇciKepler. Z velk´ych observatoˇr´ına obˇeˇzn´edr´azejmenujme jeˇstˇeamerickou druˇziciCGRO (Comp- ton Gamma Ray Observatory), kter´amˇelazejm´enaregistrovat gama z´ablesky. V podobn´e oblasti pracuje i mezin´arodn´ı observatoˇrINTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray As- trophysics Laboratory). V oblasti rentgenov´ehoz´aˇren´ı pracovaly dvˇedruˇzice:americk´a Chandra (dˇr´ıve AXAF – Advanced X-ray Astrophysical Facility) a z´apadoevropsk´yNew- ton (p˚uvodnˇeXMM – X-ray Multi-mirror Mission). V oblasti infraˇcerven´ehoz´aˇren´ıpracuje dalekohled SST (Spitzer Space Telescope), dˇr´ıve naz´yvan´ySIRTF (Space Infra-Red Tele- scope Facility) a tak´edruˇziceHerschel, jej´ıˇzhlavn´ızrcadlo m´apr˚umˇer3,5 metru. Velk´eoˇcek´av´an´ıse vkl´ad´ado evropsk´eobservatoˇreGAIA, n´asledovn´ıka Hipparca, kter´a by mˇelaodstartovat na konci roku 2012.

4LST – Large Space Telescope (Velk´yKosmick´yDalekohled), mnoz´ıto ale pokl´adaliza Lyman Spitzer Telescope. Padl i n´avrhpojmenovat dalekohled jako Velk´eOrbit´aln´ıZaˇr´ızen´ı,Great Orbital Device, ve zkratce GOD, coˇzznamen´a B˚uh“.Nakonec byl pojmenov´anHubble Space Telescope – HST, protoˇzejeho ” hlavn´ım´ukolem mˇelob´ytupˇresnˇen´ıHubbleovy konstanty.

10 Tabulka 1.1: Pˇrehlednejv´yznamnˇejˇs´ıch astronomick´ych druˇzic

N´azev Vzlet St´at/organizace Obor z´aˇren´ı Ariel 1 26. 4. 1962 Velk´aBrit´anie X U Ariel 2 27. 3. 1964 Velk´aBrit´anie R Explorer 38/RAE-1 4. 7. 1968 USA R OAO-2 7. 12. 1968 USA U Interkosmos 1 14. 10. 1969 Interkosmos (CSSR)ˇ X U Explorer 42/Uhuru/SAS-1 19. 12. 1970 USA X TD-1A 12. 3. 1972 ESA G X U OAO-3 21. 8. 1972 USA, Velk´aBrit´anie X U Explorer 48/SAS-2 15. 11. 1972 USA G Explorer 49/RAE-2 10. 6. 1973 USA R ANS-1 30. 8. 1974 Nizozemsko X U Aryabhata 19. 4. 1975 Indie X Explorer 53/SAS-3 5. 5. 1975 USA X COS-B 9. 8. 1975 ESA G HEAO-1 12. 8. 1977 USA G IUE 26. 1. 1978 USA, ESA U HEAO-2 13. 11. 1978 USA X Hakucho 21. 2 1979 Japonsko X HEAO-3 20. 9. 1979 USA G Tenma 20. 2. 1981 Japonsko X Astron-1 23. 3. 1983 SSSR U Exosat 26. 8. 1983 ESA X IRAS 26. 1. 1986 USA, Nizozemsko I Ginga 5. 2. 1987 Japonsko X Hipparcos 8. 8. 1989 ESA V COBE 18. 11. 1989 USA M Granat 1. 12. 1989 SSSR G CGRO 5. 4. 1990 USA G HST 24. 4. 1990 USA U V I Rosat 1. 6. 1990 Nˇemecko X Gamma 11. 7. 1990 SSSR G SARA 17. 7. 1991 Francie R EUVE 6. 2. 1992 USA U Eureca 31. 7. 1992 ESA X Asuka 20. 2. 1993 Japonsko X Alexis 25. 5. 1993 USA X IRTS-SFU 18. 3. 1995 Japonsko I ISO 17. 11. 1995 ESA I SOHO 2. 12. 1995 USA, ESA U V RXTE 30. 12. 1995 USA X BeppoSAX 30. 4. 1996 It´alie X HALCA 12. 2 1997 Japonsko R Minisat 1 21. 4. 1997 Spanˇelskoˇ G SWAS 5. 12. 1998 USA M WIRE 4. 3. 1999 USA I FUSE 24. 6. 1999 USA U Chandra 23. 7. 1999 USA X Newton XMM 10. 12. 1999 ESA X HETE-2 9. 10. 2000 USA G X WMAP 30. 6. 2001 USA M Hinode 22. 9. 2002 Japonsko X U V Integral 17. 10. 2002 Rusko, ESA G CHIPSat 12. 1. 2003 USA U GALEX 28. 4. 2003 USA U MOST 30. 6. 2003 Kanada U V Spitzer 25. 8. 2003 USA I Swift 20. 11. 2004 USA G X U V Suzaku 10. 7. 2005 Japonsko X Akari 21. 2. 2006 Japonsko I CoRoT 27. 12. 2006 Francie U V Kepler 7. 3. 200911 USA V Herschel 14. 5. 2009 ESA I Planck 14. 5. 2009 ESA R

Pozn´amkyk tabulce: Spektr´aln´ıobory: G – gama z´aˇren´ı;X – rentgenov´e(X) z´aˇren´ı;- U – ultrafialov´ez´aˇren´ı;V – viditeln´e z´aˇren´ı,I – infraˇcerven´ez´aˇren´ı+M – mikrovlnn´ez´aˇren´ı;R – r´adiov´ez´aˇren´ı.Tabulka byla pˇrevzatoz http: technet.idnes.cz a doplnˇena. 12 Kapitola 2

Optick´aastronomie

2.1 Optick´edalekohledy

Pˇrestoˇzese astronomov´esnaˇz´ıdostat se sv´ymipˇr´ıstroji za hranice zemsk´eatmosf´ery, nejv´ıce observatoˇr´ıstoj´ına zemsk´epovrchu a disponuje v naprost´em´ıˇreoptick´ymidalekohledy. Astronomick´edalekohledy maj´ıza ´ukol

• soustˇreditna detektor co nejvˇetˇs´ısvˇeteln´ytok,

• vytv´aˇretve sv´eohniskov´erovinˇeobraz sledovan´ehoobjektu,

• vˇetˇs´ırozliˇsovac´ıschopnost - pˇripozorov´an´ıokem za pouˇzit´ıokul´aru(!) je obraz ´uhlovˇe zvˇetˇsen´y.

2.1.1 Konstrukce dalekohled˚u • Refraktory (ˇcoˇckov´e)

• Reflektory (zrcadlov´e)

• Katadioptrick´e(zrcadlo-ˇcoˇckov´e)

Refraktory Jejich objektiv tvoˇr´ıjedna nebo v´ıceˇcoˇcek tvoˇr´ıc´ıch spojnou soustavu. Podle typu okul´aru rozezn´av´ame:

• Galile˚uvdalekohled (viz obr. 2.1) – Je historicky starˇs´ıneˇzdokonalejˇs´ıKepler˚uv. Jeho okul´arse chov´ajako (nebo pˇr´ımoje) rozptyln´aˇcoˇcka. D´av´avzpˇr´ımen´yobraz. V astronomii se jiˇznepouˇz´ıv´a, nebot’ poskytuje menˇs´ızorn´epole a zvˇetˇsen´ıneˇzKe- pler˚uv.Dodnes nach´az´ıvyuˇzit´ıtam, kde je d˚uleˇzit´yvzpˇr´ımen´yobraz: napˇr.z´amˇern´e pˇr´ıstroje, hled´aˇcky fotoapar´at˚u,divadeln´ı kuk´atka (v triedrech ne, zde se obraz vzpˇrimuje tot´aln´ımodrazem na dvou hranolech).

13 Obr´azek2.1: Sch´emaGalileova dalekohledu. Pˇrevzatoz http://fyzika.gbn.cz.

Obr´azek2.2: Sch´emaKeplerova dalekohledu. Pˇrevzatoz http://fyzika.gbn.cz.

• Kepler˚uvdalekohled (viz obr. 2.2) – I okul´arje tvoˇrenspojnou soustavou ˇcoˇcek. Poskytuje stranovˇei na v´yˇskupˇrevr´acen´yobraz (tj. otoˇcen´yo 180◦ kolem optick´e osy). To vˇsakastronomick´ym´uˇcel˚umnen´ına pˇrek´aˇzku.

S jedinou ˇcoˇckou jako objektivem by mˇeldalekohled nepˇr´ıjemnˇevelkou barevnou vadu (viz str. 25) (Obr. 2.20 Proto objektivy sestavujeme z nˇekolika ˇcoˇcekz materi´al˚uo r˚uzn´ych indexech lomu.

• Achrom´at- Objektiv sloˇzen´yze dvou ˇcoˇceko r˚uzn´ych indexech lomu (obr. 2.20). Skl´ad´ase ze spojky z flintov´ehoskla a z rozptylky z korunov´eho.Obˇeˇcoˇckyjsou v kontaktu a jsou spojen´etmelem. Kˇrivosti optick´ych ploch a materi´alyjsou voleny tak, aby soustava mˇelaspoleˇcn´eohnisko pro svˇetlodvou vlnov´ych d´elek ze vzd´alen´ych oblast´ıspektra (obr. 2.20 ). Pro ostatn´ıvlnov´ed´elkyje barevn´avada oproti jednoduch´e ˇcoˇccezmenˇsena,z˚ust´av´ajen tzv. zbytkov´abarevn´avada.

• Apochrom´at(APO) - Objektiv se skl´ad´aze 3 ˇcoˇcek.M´aspoleˇcn´eohnisko pro tˇri vlnov´ed´elkysvˇetla. Barevn´avada se st´av´aneznatelnou (obr. 2.5).

Refraktory se v dneˇsn´ıdobˇepouˇz´ıvaj´ıjen zˇr´ıdka, vˇetˇsinoujako pomocn´edalekohledy. Avˇsakmodern´ıˇcoˇckov´edalekohledy d´avaj´ı,co do kontrastu obrazu a optick´ych vad, kval- itnˇejˇs´ıobraz, neˇzzrcadlov´estejn´ych rozmˇer˚u.Do zaˇc´atku20. stolet´ıse vˇetˇsinoustavˇely

14 Obr´azek2.3: Levn´ydalekohled s jednoduchou ˇcoˇckou vytv´aˇr´ırozmazan´yobraz s okraji s faleˇsn´ymibarvami (vlevo). Galileoscope pˇredstavuje kvalitnˇejˇs´ıachrom´attvoˇren´ydvojitou ˇcoˇckou. Ohnisko je spoleˇcn´epro modr´ea ˇcerven´esvˇetlo,ohnisko zelen´ehosvˇetlaje lehce posunut´e.Pˇrevzato:diagramy – R. Caniatti/Wikipedia, sn´ımkyMˇes´ıce– R. Fienberg.

Obr´azek2.4: Barevnou vadu lze vyj´adˇrit jako odchylku zaostˇren´ıpaprsk˚uve vztahu k barvˇe. Achromatick´yobjektiv ji m´akorigovanou pro dvˇebarvy (ˇcern´eteˇcky),apochromatick´y objektiv ji koriguje pro tˇribarvy (b´ıl´ehvˇezdy). Pˇrevzatoz http://www.fotoroman.cz.

15 Obr´azek2.5: Vlevo: Jednoduch´yapochrom´at.Vpravo: Korekce barevn´evady. Barevn´e ˇc´asti jsou zn´amy jako sekund´arn´ı spektrum. Pˇrevzato z http://en.wikipedia.org; http://toothwalker.org/optics/chromatic.html.

refraktory. Sv´ehovrcholu dos´ahlyna pˇrelomu 19. a 20. stolet´ı.Uveden do provozu byl nejvˇetˇs´ırefraktor pouˇzit´ypro vˇedeck´e´uˇcely– 102cm dalekohled na Yerkesovˇeobservatoˇri 1. Vˇetˇs´ıˇcoˇckyse ale deformuj´ıvlastn´ıvahou, naproti tomu zrcadlo m˚uˇze b´ytze zadn´ı strany podepˇreno.Velk´esiln´eˇcoˇcky se tak´ev´ıcedeformuj´ıpˇrizmˇenˇeteploty. V pr˚ubˇehu tepeln´estabilizace vytv´aˇr´ıobjektiv obraz zcela degradovan´y,jak´yby odpov´ıdalnepˇresnˇe vybrouˇsen´eˇcoˇcce.Nev´yhodou ˇcoˇcekje rovnˇeˇzn´aroˇcnˇejˇs´ıv´yroba,kdy je nutn´epˇresnˇeopra- covat obˇejej´ıoptick´eplochy, zat´ımcou zrcadla staˇc´ıpouze jedna.

Reflektory

Objektiv tvoˇr´ızrcadlo nebo soustava zrcadel.

• Newton (obr. 2.6) – Objektiv tvoˇr´ıjedin´edut´eparabolick´e(ˇc´astrotaˇcn´ıhoparaboloidu) zrcadlo. Aby pozorovatel pˇrisledov´an´ı obrazu v ohniskov´erovinˇenebr´anilsv´ym tˇelemvstupu svˇetlado dalekohledu, vyv´ad´ıse svˇetloven z tubusu rovinn´ym,o 45◦ k optick´eose skonˇen´ymsekund´arn´ımzrc´atkem. Tˇechto pˇr´ıstroj˚use pro svou jednodu- chou v´yrobua n´ızkou cenu hojnˇevyuˇz´ıv´amezi amat´ery. Pro vˇetˇs´ıpˇr´ıstroje jsou lepˇs´ı jin´ekonstrukce.

1Nejvˇetˇs´ımvyroben´ymrefraktorem byl dalekohled pˇredstaven´yna svˇetov´ev´ystavˇev Paˇr´ıˇzir. 1900 o pr˚umˇeru125 cm.

16 Obr´azek2.6: Sch´emaNewtonova dalekohledu. Pˇrevzatoz http://fyzika.gbn.cz.

Obr´azek2.7: Sch´emaCassegrainova dalekohledu. Pˇrevzatoz http://en.wikipedia.org.

• Cassegrain (obr. 2.7) – Skl´ad´ase ze dvou zrcadel - prim´arn´ıho parabolick´ehoa sekund´arn´ıhohyperbolick´ehovypukl´ehozrcadla. Svˇetlose nejprve odraz´ıod prim´aru, pak od sekund´aru a z dalekohledu vych´az´ıotvorem v prim´arn´ımzrcadle. Vypuk- lost sekund´aruzp˚usobujesn´ıˇzen´ı sb´ıhavosti svˇeteln´ehosvazku a t´ım prodlouˇzen´ı ohniskov´evzd´alenosti(viz str. 21) prim´aru,coˇzje v´yhodn´e,protoˇzese nemus´ıstavˇet tak dlouh´epˇr´ıstroje a velk´ekopule. Ohnisko Cassegrainova dalekohledu je snadno pˇr´ıstupn´e,nebot’ se nach´az´ıza dalekohledem.

Dalˇs´ısyst´emy jsou modifikac´ıCassegrainovy konstrukce.

• Nasmyth (obr. 2.8, 2.9) – Svˇetlolze po odrazu od dvou sekund´arn´ıch zrc´ateksmˇerovat do boku mont´aˇze,kde b´yvaj´ı uloˇzeny rozmˇern´edetektory. prost´ympˇreklopen´ym zrc´atka pak lze mˇenitsmˇerpaprsk˚ua tedy i detektory mˇenit.

• Gregory (obr. 2.8) – Sekund´arn´ızrcadlo m´atvar dut´ehoelipsoidu. Paprsky se po odrazu od prim´arn´ıhozrcadla nejprve protnou v prim´arn´ımohnisku a teprve potom se odraz´ızpˇetod sekund´arn´ıhozrcadla. Z toho d˚uvodu je dalekohled pomˇernˇedlouh´y.

17 Obr´azek 2.8: Sch´emata dalekohled˚uNasmythova (nahoˇre), Gregoryho (uprostˇred) a Ritcheyho-Chr´etiena(dole). Pˇrevzatoz http://en.wikipedia.org.

Dalˇs´ınev´yhodou je mal´ezorn´epole. Gregoryho dalekohled je s oblibou pouˇz´ıv´ank po- zorov´an´ımSlunce. V prim´arn´ımohnisku totiˇzlze um´ıstit clonku, kter´aodst´ın´ıtu ˇc´ast sluneˇcn´ıhodisku, kterou nechceme pozorovat, takˇzese dalekohled tolik nepˇrehˇr´ıv´a.

• Ritchey-Chr´etien(ˇcti riˇci-kr´eti´en“) (obr. 2.8) – V souˇcasn´edobˇenejpouˇz´ıvanˇejˇs´ı ” konstrukce velk´ych modern´ıch dalekohled˚u.Prim´arn´ıdut´ezrcadlo m´atvar rotaˇcn´ıho hyperboloidu (na rozd´ılod paraboloidu u Cassagrainu) a sekund´arn´ızrc´atko je tak´e hyperbolick´e,ale vypukl´e.Syst´emje prost´ykomy i sf´erick´eaberace (viz str. 27).

Katadioptrick´esyst´emy Objektiv dalekohledu se skl´ad´az jednoho nebo v´ıcezrcadel jako u reflektor˚u,ale nav´ıcje pˇrednimi um´ıstˇenakorekˇcn´ıdeska nebo meniskus. Korekˇcn´ıdeska redukuje optick´evady zrcadlov´ych syst´em˚u(viz str. 27). Proto m˚uˇzemenahradit prim´arn´ıparabolick´ezrcadlo, kter´eje nejvˇetˇs´ı,snadnˇejia levnˇejivyrobiteln´ymzrcadlem kulov´ym.

• Schmidtova komora (obr. 2.10) – Skl´ad´ase z korekˇcn´ıdesky a jednoho prim´arn´ıho kulov´ehozrcadla. Pro sv´eˇsirok´ezorn´epole (aˇznˇekolik stupˇn˚u)se pouˇz´ıv´ak pˇrehl´ıdk´am oblohy. Pˇritak ˇsirok´emzorn´empoli by jevil ˇcist´yreflektor jak´ekoliv konstrukce znaˇcnoukomu. Obraz se vytv´aˇr´ıv prostoru mezi zrcadlem a korekˇcn´ıdeskou. Obraz se nerozprost´ır´av rovinˇe,ale na sf´eˇre.Tud´ıˇzse mus´ıpouˇz´ıtfotografick´adeska odpov´ıdaj´ıc´ıho tvaru, nebo se pˇreddetektor um´ıst´ıpˇr´ıdavn´yoptick´yl´amav´yˇclen,rovnaˇcpole, jenˇz pˇrevede obraz na rovinn´y.Syst´emse vyznaˇcujevysokou svˇetelnost´ı1-3 (viz str. 21).

18 Obr´azek 2.9: Kresba WHT (William Herschel Telescope) ukazuje cestu svˇetla do Nasmythova ohniska, kde mohou b´yt um´ıstˇeny i rozmˇern´e pˇr´ıstroje. Pˇrevzato z http://www.ing.iac.es (Isaac Newton Group of Telescopes, La Palma).

Obr´azek2.10: Sch´emaSchmidtovy komory. Pˇrevzatoz http://en.wikipedia.org.

19 Obr´azek2.11: Sch´emata katadioptrick´ych syst´em˚uSchmidt-Cassegrain (nahoˇre),Maksutov (uprostˇred)a Baker Super-Schmidt (dole). Pˇrevzatoz http://en.wikipedia.org a PASP 67, 367 (1955).

Dalˇs´ısyst´emy se hod´ıhlavnˇepro menˇs´ıpˇr´ıstroje. Velk´ekorekˇcn´ıdesky se obt´ıˇznˇevyr´ab´ı a jsou pˇr´ıliˇstˇeˇzk´e.

• Schmidt-Cassegrain (obr. 2.11) – Od obyˇcejn´ehoCassegrainova dalekohledu se liˇs´ı kulov´ymprim´arn´ımzrcadlem a korekˇcn´ıdeskou.

• Maksutov (obr. 2.11) – M´ıstoobt´ıˇznˇevyrobiteln´easf´erick´ekorekˇcn´ıdesky vyuˇz´ıv´a meniskus - refrakˇcn´ıoptick´yˇclen,jehoˇzplochy jsou soustˇredn´ekulov´eplochy s m´ırnˇe odliˇsn´ymipolomˇery. Menisky jsou, ve srovn´an´ıs korekˇcn´ımideskami, pomˇernˇetlust´e. Zrcadla jsou nejˇcastˇejiuspoˇr´ad´anajako u Cassegrainova dalekohledu. Pˇrisvˇetelnosti vˇetˇs´ıneˇz1,5 se projevuje zbytkov´abarevn´aa sf´erick´avada.

• komora Baker Super-Schmidt (obr. 2.11) – objektivem kulov´eprim´arn´ızrcadlo, 2 siln´emenisky jsou uloˇzeny soustˇrednˇese zrcadlem a mezi nimi je asf´erick´akorekˇcn´ı deska. Obrazov´a(ohniskov´a)plocha je kulov´a.Pro vysokou svˇetelnostaˇz0,7 a ˇsirok´e zorn´epole se vyuˇz´ıv´ak pozorov´an´ımeteor˚ua umˇel´ych druˇzic.

Castoˇ se setk´amei s dalekohledy, kter´evyuˇz´ıvaj´ıpro cestu paprsk˚usyst´emu coud´e(z franc. lomen´y (viz obr. 2.12), kter´yum´ıstˇen´ım dalˇs´ıch zrcadel svede paprsky do pevnˇe um´ıstˇen´ehoohniska v pol´arn´ı ose mont´aˇzedalekohledu. V coud´eohnisku pak m˚uˇzeme um´ıstiti rozmˇern´edetektory podle toho, jak´evesm´ırn´eobjekty chceme pozorovat a co na nich chceme mˇeˇrit(fotografovat je, z´ısk´avat spektrum aj.).

20 Obr´azek 2.12: Sch´emata dalekohledu s coud´e ohniskem. Pˇrevzato z http://mcdonaldobservatory.org.

2.1.2 Charakteristiky dalekohledu • Pr˚umˇerdalekohledu (apertura, zn. D) – Pr˚umˇerprim´arn´ıhozrcadla nebo prvn´ıˇcoˇcky dalekohledu.

• Ohniskov´avzd´alenost(obvykl´aznaˇcka f) – Pro parabolick´ezrcadlo nebo velmi tenkou ˇcoˇckuje to jednoduˇsevzd´alenost od vrcholu paraboloidu resp. stˇreduˇcoˇcky k ohnisku. Jak ale definovat obdobnou veliˇcinu pro sloˇzitˇejˇs´ısoustavy, jako je napˇr. Cassegrain˚uvdalekohled nebo fotografick´yobjektiv obsahuj´ıc´ıtˇreba8 ˇcoˇcek?Za t´ım ´uˇcelemzav´ad´ımetzv. efektivn´ıohniskovou vzd´alenost(obr. 2.13). Je definov´anajako vzd´alenosthlavn´ıhobodu optick´esoustavy (optick´ehostˇredu)od ohniska. Hlavn´ıbod pˇredstavuje pr˚useˇc´ıkoptick´eosy a hlavn´ıroviny, jeˇzje k ose kolm´a.Hlavn´ırovinu pro spojnou soustavu urˇc´ımen´asledovnˇe:Pˇredstavme si, ˇzedo spojn´esoustavy vpust´ıme paprsek svˇetlarovnobˇeˇzn´ys optickou osou. Paprsek projde soustavou, kde se posune a zlom´ı,a protne optickou osu v ohnisku (dle definice ohniska). Prodlouˇz´ıme-linyn´ıv pˇr´ımkupaprsek, kter´ydo optick´esoustavy vstupuje, i ten vystupuj´ıc´ı,protnou se obˇe pˇr´ımkyv bodˇe,kter´yleˇz´ıv hlavn´ırovinˇe.Hlavn´ırovina je, jak v´ıme,kolm´ak optick´e ose, takˇzet´ımzn´amei hlavn´ıbod. Pro rozptylnou soustavu je definice analogick´a. M´ıstopojmu efektivn´ıohniskov´avzd´alenost se bˇeˇznˇeˇr´ık´ajen ohniskov´avzd´alenost.

• Svˇetelnost– M˚uˇzem´ıtr˚uzn´ev´yznamy. Zde ji budeme ch´apatjako pomˇerohniskov´e vzd´alenostiku pr˚umˇeruobjektivu f/D (zn. f/#) . V optice se pro tuto veliˇcinu pouˇz´ıv´aoznaˇcen´ırelativn´ıotvor. Svˇetelnost´ı,pak optici mysl´ırelativn´ıotvor vyn´asoben´y ´uˇcinnost´ıpˇrenosusvˇetla soustavou. Fotografov´etuto veliˇcinu oznaˇcuj´ıjako clonov´e ˇc´ıslo. Napˇr. 65cm dalekohled v Ondˇrejovˇeo ohniskov´evzd´alenosti234,2 cm m´a svˇetelnost0,277, coˇzzapisujeme 1:3,6, pˇr´ıpadnˇef/3,6.

21 Obr´azek2.13: Efektivn´ıohniskov´avzd´alenost.Pˇrevzatoz skripta?????.

Zvˇetˇs´ıme-lipr˚umˇerzrcadla 2×, soustˇred´ıdalekohled 4× v´ıcepaprsk˚usvˇetla.Zvˇetˇs´ıme- li ohniskovou vzd´alenost2×, vzroste obsah obrazu sledovan´ehoploˇsn´ehoobjektu 4×. T´ımse ale tak´esvˇetlorozˇred´ına 4× vˇetˇs´ıplochu. Svˇetelnost je tedy veliˇcina pˇr´ımo ´umˇern´asvˇeteln´emu toku v ohniskov´erovinˇe( jasnost obrazu“). Chceme-li ” tedy udˇelat sn´ımeknˇejak´ehoslab´eho, ploˇsnˇerozs´ahl´eho objektu (napˇr.mlhoviny), potˇrebujeme pˇr´ıstroj s co nejvˇetˇs´ı svˇetelnost´ı. Naopak, pro bodov´ezdroje (napˇr. hvˇezdy),nehraje svˇetelnosttakovou roli; je v´yhodnˇejˇs´ı dalekohled s co nejvˇetˇs´ım pr˚umˇerem.(Aˇckoliv, bude-li f vˇetˇs´ı,budou obrazy hvˇezdd´aleod sebe, takˇzese pˇri fotometrick´emmˇeˇren´ınebudou pˇrekr´yvat.) Svˇetelnosttak´evyjadˇrujesb´ıhavost v´ystupn´ıhosvˇeteln´ehosvazku. Pˇripouˇzit´ıpˇr´ıstroje s velkou svˇetelnost´ıdopadaj´ına kaˇzd´ybod obrazov´eroviny paprsky svˇetlav ˇsirok´em rozsahu ´uhl˚u,coˇzzp˚usobujeprobl´emy pˇripouˇzit´ıinterferenˇcn´ıch filtr˚u.

• Rozliˇsen´ı (plate scale, mˇeˇr´ıtko na desce) – Ud´av´a,jak´y´uhelna obloze odpov´ıd´a jednotce d´elkyv ohniskov´erovinˇe. Nejˇcastˇejise uv´ad´ıv jednotk´ach 00/mm, pˇripouˇzit´ı CCD i v pixelech na mm. Uhel´ ∆ v 00, kter´ypˇripad´ana d´elku s v ohniskov´erovinˇedalekohledu je v pˇribl´ıˇzen´ı pro mal´e´uhlyd´anvztahem 206265 · s ∆ = . (2.1) f C´ıseln´akonstantaˇ v ˇcitatelipˇredstavuje poˇcet´uhlov´ych vteˇrinv jednom radi´anu. C´ımˇ je ohniskov´avzd´alenost dalekohledu vˇetˇs´ı,t´ımje i rozmˇerpozorovan´ehoobjektu v ohniskov´erovinˇevˇetˇs´ı. Dok´aˇzemetedy rozliˇsitdrobnˇejˇs´ı detaily. Rovnice (2.1) je uˇziteˇcn´anapˇr.,chceme-li urˇcitjak´yv´ysekoblohy se n´amvejde na CCD ˇcip,nebo jak´y´uhelpˇripad´ana jeden pixel ˇcipu(viz str. 48). Gauss pomoc´ı tohoto vztahu dokonce definoval ohniskovou vzd´alenost optick´esoustavy.

• Difrakˇcn´ıkrouˇzky – Jsou mal´ym obrazem otvoru, kter´ymvstupuje svˇetlo do dalekohledu. Bodov´yzdroj (hvˇezda)se proto zobraz´ıjako krouˇzekobklopen´ysvˇetl´ymiprstenci, je- jichˇzintenzita od stˇredurychle sl´abne(obr. 2.14) ovˇsemjen v pˇr´ıpadˇe,ˇzeneuvaˇzujeme optick´eaberace a neklid atmosf´ery. Airyho disk je kruh kolem stˇredudifrakˇcn´ıho obrazce dosahuj´ıc´ıprvn´ıhominima jasnosti.

22 Obr´azek 2.14: Airyho disk a jeho matematick´e vyj´adˇren´ı (vlevo). Pˇrevzato z http://astronomy.swin.edu.au. Vpravo difrakˇcn´ıobr´azekbodov´ehozdroje.

• Rozliˇsovac´ıschopnost (difrakˇcn´ılimit) – Podle Raylieghova krit´erialze dva bl´ızk´e bodov´ezdroje rozliˇsit,jsou-li od sebe vzd´alen´ealespoˇntak, ˇzestˇred prvn´ıhoohy- bov´ehoobrazce leˇz´ı v prvn´ım difrakˇcn´ım minimu druh´ehoobrazce, neboli jejich vzd´alenostje polomˇerAiryho disku (viz obr. 2.15) . Pro z´aˇren´ıvlnov´ed´elky λ plat´ı vztah ud´avaj´ıc´ıdifrakˇcn´ılimit δ dalekohledu 1.220λ sin δ = , (2.2) D kde δ je v radi´anech. Oko je pˇrinoˇcn´ımvidˇen´ınejcitlivˇejˇs´ıpro svˇetloo vlnov´ed´elce 500 nm. Pak pro mal´e´uhly δ vyj´adˇren´ev obloukov´ych vteˇrin´ach plat´ıvztah 126 δ = , (2.3) D pˇriˇcemˇzi zde pr˚umˇerobjektivu D dosazujeme v milimetrech. Snadno nahl´edneme, ˇzedalekohled vˇetˇs´ıhopr˚umˇerum´avˇetˇs´ırozliˇsovac´ıschopnost. Dawes (jeˇstˇepˇredRayleighem) zjistil experiment´alnˇe,ˇzevynikaj´ıc´ıpozorovatel za v´yborn´ych podm´ınekm˚uˇzerozliˇsito 8 procent tˇesnˇejˇs´ıbodov´ezdroje neˇzje Rayleighovo krit´erium (obr. 2.16). • PSF (Point Spread Function, funkce rozmaz´an´ıbodu) – Uvaˇzmebodov´yzdroj, jehoˇz svˇetloproch´az´ıskrz optickou soustavu a je zaznamen´av´anodvojrozmˇern´ymdetek- torem. Pak jako PSF nazveme funkci dvou promˇenn´ych, jej´ıˇzhodnoty jsou ´umˇern´e svˇeteln´emu toku na povrchu detektoru. PSF normujeme na 1: Z PSF (x, y)dxdy = 1. (2.4) 2 R 23 Obr´azek2.15: Rayleighovo krit´erium:Dvˇehvˇezdyjsou jasnˇerozliˇsiteln´e,kdyˇzse jejich Airyho disky nepˇrekr´yvaj´ı(vlevo), a jeˇstˇerozliˇsiteln´e,pokud je vzd´alenoststˇred˚uAiryho disk˚uvˇetˇs´ıneˇzjejich polomˇer(uprostˇred).Pˇrevzatoz http://astronomy.swin.edu.au.

Obr´azek2.16: Rozliˇsovac´ıschopnost dalekohledu (vlevo: Rayleighovo krit´erium,vpravo: Dawesovo krit´erium.Pˇrevzatoz http://posec.astro.cz/.

24 PSF si m˚uˇzeme pˇredstavit jako obraz hvˇezdyprom´ıtnut´yna st´ın´ıtko. Pouˇz´ıv´ase k hodnocen´ıkvality zobrazen´ıoptick´esoustavy: m´a-lidalekohled barevnou vadu, z´avis´ı PSF na vlnov´ed´elce;trp´ı-linapˇr.komou, PSF je v r˚uzn´ych m´ıstech detektoru r˚uzn´a. Podobu PSF d´aleovlivˇnujevˇse,co zp˚usobuje rozmaz´an´ı“ obrazu: ohybov´ejevy ” na objektivu (obr. 2.17) vzd´alenostobjektivu od detektoru (zaostˇren´ı),neˇcistoty na objektivu, atd. Samozˇrejmˇese projevuje i neklid zemsk´eatmosf´ery(obr. 2.18), takˇze je PSF dokonce rychle se mˇen´ıc´ıfunkc´ıˇcasud´ıkyturbulenci v atmosf´eˇre.Ide´aln´ı optick´esoustavˇeodpov´ıd´aPSF tvaru Diracovy δ-funkce. V re´aln´empˇr´ıpadˇejsme spokojeni, pokud se n´amhvˇezda na sn´ımkuzobraz´ıjako co nejuˇzˇs´ıdvojrozmˇern´a Gaussova funkce. Pˇrivelmi klidn´emovzduˇs´ıobraz hvˇezdy nav´ıcobklopuj´ıdifrakˇcn´ı krouˇzky(obr. 2.18), . Pozorovan´yobraz vznik´akonvoluc´ıskuteˇcn´ehoobrazu s PSF. Uloha:´ Odhadnˇete,kolik pixel˚uCCD na ondˇrejovsk´em65cm dalekohledu zabere planet´arn´ı mlhovina M57 (Prstencov´amlhovina v Lyˇre)s rozmˇery 1, 4 0 × 1, 0 0. Ohniskov´avzd´alenost dalekohledu je 234,2 cm, CCD kamera G2-3200 m´aˇcips rozmˇery 14, 9 × 10, 0 mm, kter´y sest´av´az 2184×1742 tˇesnˇesoused´ıc´ıchpixel˚u.Kolik pixel˚uby asi zabrala centr´aln´ıhvˇezda- b´ıl´ytrpasl´ık,kdyˇzzanedb´ameneklid atmosf´ery?Kolik pixel˚uzabere, kdyˇzneklid zapoˇc´ıt´ame? FWHM seeingu na Ondˇrejovˇeˇcin´ıpr˚umˇernˇe2-3 00.

Uloha:´ Je Hubble˚uvdalekohled schopen rozpoznat otisky bot astronaut˚u,kteˇr´ıse proch´azeli po Mˇes´ıci?Jak velk´epˇredmˇetyby dok´azalrozliˇsitpokud by se z obˇeˇzn´edr´ahypod´ıvalna povrch Zemˇe?Hubble˚uvteleskop je dalekokled konstrukce Ritchey-Chretien s parametry D=2,4 m, f=57,6 m. Ob´ıh´apo t´emˇeˇrkruhov´edr´azeve v´yˇsce asi 559 km nad povrchem Zemˇe.Mˇes´ıcje v perigeu vzd´alenod Zˇemˇe363 000 km. Detektor s nejdrobnˇejˇs´ımipix- ely, kamera ACS (Advanced Camera for Surveys) s optick´ymdetektorem WFC (Wide Field Channel), m´avelikost pixelu 15 mikron˚u.Nebodov´yobjekt povaˇzujeme za rozliˇsen´y, rozprost´ır´a-lise alespoˇnpˇres2 pixely.

2.1.3 Optick´evady dalekohled˚u O optick´empˇr´ıstroji ˇrekneme,ˇzem´aoptickou vadu, pokud nezobraz´ıbodov´yzdroj svˇetla jako bod (napˇr.koma), nebo pokud se jeho obrazy pro r˚uzn´evlnov´ed´elkyliˇs´ı (napˇr. barevn´avada). • Barevn´avada (obr. 2.20, 2.19) – Vyskytuje se jen u pˇr´ıstroj˚uobsahuj´ıc´ıch nˇejak´y l´amav´yoptick´yprvek – ˇcoˇckunebo korekˇcn´ıdesku. Je zp˚usoben´at´ım,ˇzeindex lomu materi´aluˇcoˇckyje jin´ypro kaˇzdouvlnovou d´elkusvˇetla.T´ımp´ademjsou ohniska kratˇs´ıch vlnov´ych d´elekbl´ıˇzeˇcoˇcce,neˇzdelˇs´ıch. Pro ˇcoˇckuplat´ı mezi ohniskovou vzd´alenost´ı f (viz str. 21) a indexem lomu n vztah 1  1 1  = (n − 1) − , (2.5) f r1 r2

kde r1 a r2 jsou polomˇerykˇrivosti pˇredn´ıa zadn´ıstrany ˇcoˇcky. Jak zn´amo,index lomu kles´as rostouc´ıvlnovou d´elkou.

25 26

Obr´azek2.17: Nˇekter´evady objektivu. Zon´aln´ı vada a podbrouˇsen´eokraje odpov´ıdaj´ı ˇspatn´emu tvaru zrcadla. Pˇrevzatoz http://www.willbell.com. Obr´azek2.18: Vliv neklidu atmosf´eryna obraz hvˇezdy. Pˇrevzatoz http://www.willbell.com .

• Sf´erick´avada (obr. 2.17, 2.19) – Projevuje se u kulov´ych zrcadel nebo u ˇcoˇcekse sf´erick´ymi optick´ymiplochami. Koule totiˇznem´av pˇresn´emgeometrick´emsmyslu ohnisko, tj. rovnobˇeˇznˇedopadaj´ıc´ıpaprsky se neprotnou v jednom bodˇe,n´ybrˇzv ne- jlepˇs´ımpˇr´ıpadˇev mal´eploˇsce.Paprsky vzd´alenˇejˇs´ıod optick´eosy se prot´ınaj´ıbl´ıˇze k zrcadlu, neˇzpaprsky bliˇzˇs´ıoptick´eose. Kulov´azrcadla se pˇrestonˇekdypouˇz´ıvaj´ı, protoˇzepˇrimal´ych svˇetelnostech se sf´erajen m´aloliˇs´ıod paraboloidu. V takov´em pˇr´ıpadˇeje cel´aPSF schovan´auvnitˇr Airyho disku (viz str. 22), takˇzese rozd´ıl od parabolick´ehozrcadla stejnˇenepozn´a.Ohniskov´avzd´alenostkulov´ehozrcadla s polomˇerem R je 2R. Kulovou vadu lze podstatnˇezredukovat pˇrid´an´ımkorekˇcn´ı desky. • Koma (obr. 2.17, 2.19) – Vyskytuje se u parabolick´ych zrcadel i ˇcoˇcek.Projevuje se protaˇzen´ım hvˇezdsmˇeremod optick´eosy. Na optick´eose je protaˇzen´ı nulov´e, smˇeremod n´ıroste. Obraz bodu pak vypad´ajako kometka. Koma zp˚usoben´at´ım, ˇzeparaboloid m´aohnisko jen pro paprsky pˇrich´azej´ıc´ırovnobˇeˇznˇes optickou osou. Paprsky pˇrich´azej´ıc´ız jin´ych smˇer˚use v jednom bodˇeneprotnou. Koma parabolick´eho zrcadla se d´akorigovat pˇr´ıdavn´ymrefrakˇcn´ımˇclenem,tzv. komakorektorem, kter´y se um´ıst’uje mezi zrcadlo a ohnisko (obr. 2.21 nahoˇre). • Astigmatismus (obr. 2.17, 2.19, 2.22) – obraz bodov´ehozdroje popsan´yPSF je elipsa protaˇzen´asmˇeremod optick´eosy. Kdyˇzpaprsek dopad´ana ˇcoˇckuˇsikmol´amese pod jin´ym´uhlemneˇzpaprsky jdouc´ıve smˇerubl´ızk´emoptick´eose. S astigmatismem souvis´ıi zklenut´ıpole – vada, kter´azp˚usobuje,ˇzebody leˇz´ıc´ıv rovinˇekolm´ek optick´e

27 Obr´azek2.19: Hlavn´ıoptick´evady. Pˇrevzato z http://www.funsci.com.

28 Obr´azek2.20: Barevn´avada ˇcoˇcky. Pˇrevzatoz http://www.fotoroman.cz.

ose se nezobrazuj´ıv rovinˇekolm´ek ose, ale na zakˇriven´eploˇse(viz obr. 2.19). Vada b´yv´aodstranˇenasouˇcasnˇes astigmatismem u tzv. anastigm´at˚u.

• Zkreslen´ı obrazu (obr. 2.19) – Ke zkreslen´ı doch´az´ı, je-li zvˇetˇsen´ı vnˇejˇs´ıch ˇc´ast´ı pˇredmˇetuodliˇsn´eod zvˇetˇsen´ıvnitˇrn´ıch ˇc´ast´ı.Podle tvaru zkreslen´ımluv´ımeo zkreslen´ı poduˇskovit´emnebo o zkreslen´ısoudkovit´em.Soustava bez zkreslen´ıse naz´yv´aor- toskopick´a.

• Rozptyl a absorpce svˇetla– Doch´az´ı k nim pˇripr˚uchodu svˇetlakaˇzdouoptickou komponentou. Rozptyl d´av´avzniknout tzv. parazitn´ımu svˇetlu,jeˇzsniˇzujekontrast obrazu. C´ımv´ıceoptick´ychˇ prvk˚usoustava obsahuje, t´ımse tyto jevy st´avaj´ıv´yznamnˇejˇs´ımi (obr. 2.23). Na vˇsechny l´amav´eprvky se proto mus´ınan´aˇsetantireflexn´ıvstvy. Na nich doch´az´ık destruktivn´ıinterferenci mezi paprskem odraˇzen´ymod povrchu ˇcoˇcky a paprskem odraˇzen´ymod povrchu vrstvy. Povrchy zrcadel dalekohled˚uˇcasemoxiduj´ı a ztr´acej´ısvou reflexn´ıschopnost. Po nˇekolika letech je tedy nutn´eje znovu pokovit.

2.1.4 Okul´ary

Okul´arje soustava ˇcoˇcek,j´ıˇzprohl´ıˇz´ımepˇrivizu´aln´ımpozorov´an´ıobraz vytvoˇren´yobjek- tivem. Leˇz´ı-litento obraz pˇredokul´arem(okul´arleˇz´ıza ohniskovou rovinou objektivu), naz´yv´ametakov´yokul´arpozitivn´ıma m˚uˇzemesi pˇredstavovat, ˇzej´ımpozorujeme jako lupou. Nejjednoduˇsˇs´ımtypem pozitivn´ıhookul´aruje Ramsden˚uv(viz obr. 2.24). Oproti tomu u tzv. negativn´ıhookul´aruleˇz´ıohniskov´arovina objektivu aˇzza prvn´ıˇcoˇckou okul´aru. Z´akladn´ıtypy okul´ar˚uukazuje obr. 2.24 R˚uzn´ekonstrukce okul´ar˚use snaˇz´ıoptimalizovat nˇejak´evlastnosti okul´aru.Nˇekter´eokul´arydisponuj´ıˇsirok´ymzorn´ympolem, jin´evynikaj´ı ostrost´ıkresby, dalˇs´ıjsou levnˇejˇs´ı,nebo maj´ıvˇetˇs´ıvzd´alenost v´ystupn´ıpupily, atd.

29 Obr´azek2.21: Klasick´euspoˇr´ad´an´ı. Moˇzn´eoptick´ekonfigurace syst´emu s parabolick´ym prim´arn´ımzrcadlem. Pˇrevzato z http://stelweb.asu.cas.cz.

30 Obr´azek2.22: Zklenut´ıpole a astigmatismus zp˚usobujezmˇeny velikosti a tvaru obrazu bodov´ehozdroje (PSF) v z´avislostina jeho poloze v˚uˇcioptick´eose objektivu. Pˇrevzatoz http://toothwalker.org/optics.

Obr´azek2.23: Vnitˇrn´ı odrazy uvnitˇr Schmidtovy kamery kolem jasn´ych objekt˚u,zde Venuˇse. Paprsky vznikaj´ı ohybem svˇetla na drˇz´ac´ıch nesouc´ıch detektor. Pˇrevzato z http://www.robertreeves.com/repair1.htm.

31 Obr´azek2.24: Nejbˇeˇznˇejˇs´ıtypy okul´ar˚u.Pˇrevzatoz http://www.funsci.com.

32 Obr´azek2.25: Vzd´alenostv´ystupn´ıpupily. 1 - skuteˇcn´yobraz, 2 - clonka, 3 - vzd´alenost v´ystupn´ıpupily, 4 - v´ystupn´ıpupila. Pˇrevzatoz http://en.wikipedia.org.

Parametry okul´aru

Pozorujeme-li okul´aremo ohniskov´evzd´alenosti fok, v kombinaci s objektivem ohniskov´e vzd´alenosti fob, dostaneme ´uhlov´e zvˇetˇsen´ı f Z = ob . (2.6) fok Pokud nam´ıˇr´ımedalekohled na jasnou oblohu za dne, lze v jist´epoloze za okul´arem naj´ıt na st´ın´ıtku ostˇreohraniˇcen´yobraz kruhov´eploˇsky. Jedn´ase o obraz prvn´ıˇcoˇcky nebo zrcadla objektivu vytvoˇren´yokul´arema ˇr´ık´amemu v´ystupn´ıpupila. Jelikoˇztouto ploˇskou proch´az´ıveˇsker´esvˇeteln´epaprsky, kter´edalekohled zachytil, mus´ımezvolit takov´y okul´ar,aby byl pr˚umˇerv´ystupn´ı pupily menˇs´ı neˇzpr˚umˇerzornice pozorovatele. Jinak z˚ustaneˇc´astsvˇetlanevyuˇzita. Pr˚umˇerv´ystupn´ıpupily E spoˇcteme ze vztahu f D E = ok D = , (2.7) fob Z kde D znaˇc´ıpr˚umˇerobjektivu. M´a-lib´ytsplnˇenapodm´ınka, ˇze pr˚umˇerv´ystupn´ıpupily m´a b´ytmenˇs´ıneˇzpr˚umˇerzorniˇckyoka d, je zapotˇreb´ıpozorovat s dan´ymobjektivem alespoˇn pˇrizvˇetˇsen´ı d Z ≥ = 1, 7D, (2.8) D pro pr˚umˇerzorniˇcky6-7 mm, kde D dosazujeme v milimetrech. Vzd´alenostv´ystupn´ıpupily (eye relief) je jej´ıodstup od posledn´ıˇcoˇckyokul´aru. Jej´ıhodnota by mˇelab´ytvˇetˇs´ı,neˇzalespoˇn6 mm, pro pozorovatele s br´ylemii v´ıce,kv˚uli pohodln´emu pozorov´an´ı.Pˇripohledu z vˇetˇs´ıvzd´alenostibychom nevidˇelicel´ezorn´epole, u zrcadlov´ehodalekohledu je vidˇetst´ınsekund´arn´ıhozrc´atka. Zorn´epole okul´aru (nˇekdet´eˇzzd´anliv´ezorn´epole) je dan´ekonstrukc´ıokul´aru.V praxi n´asale bude v´ıcezaj´ımat zorn´epole dalekohledu (nˇekdyt´eˇzskuteˇcn´ezorn´epole; v angl. field of view“, FOV). Ud´av´a,jak´yje ´uhlov´ypr˚umˇerˇc´astioblohy, kterou okul´arem ” sledujeme. Je-li zorn´epole okul´aru ϑ, pak zorn´epole dalekohledu Θ urˇc´ımeze vztahu ϑ Θ = . (2.9) Z

33 Obr´azek2.26: Zorn´epole. Pˇrevzatoz http://www.kalista.cz/lukas/blog.

Pˇripouˇzit´ıpˇr´ıliˇsvysok´eho zvˇetˇsen´ıdos´ahnemetzv. pr´azdn´eho (mrtv´eho,jalov´eho) zvˇetˇsen´ı, kdy je sice obraz ´uhlovˇevelk´y,ale obsahuje stejn´epodrobnosti, jak´ebychom vidˇelii pˇriniˇzˇs´ımzvˇetˇsen´ı.Zde se projevuje rozliˇsovac´ımez objektivu (viz str. 23) - zvˇetˇsen´ı je tak velk´e,ˇze´uhelodpov´ıdaj´ıc´ırozliˇsovac´ıschopnosti pˇr´ıstroje je zvˇetˇsennatolik, ˇzeje vˇetˇs´ı,neˇzrozliˇsovac´ıschopnost oka, tj. asi 1 0. Norm´aln´ızvˇetˇsen´ı – Takov´ezvˇetˇsen´ı,pˇrikter´emse rovnaj´ıpr˚umˇeryv´ystupn´ıpupily pˇr´ıstroje a zornice oka pozorovatele. Pˇriniˇzˇs´ımzvˇetˇsen´ıdopad´aˇc´astsvˇetlamimo oko, pˇri vˇetˇs´ımje obraz na s´ıtnicioka v´ıceroztaˇzendo ˇs´ıˇrkyna vˇetˇs´ıplochu, takˇzeje jeho ploˇsn´a jasnost niˇzˇs´ı. Uˇziteˇcn´ezvˇetˇsen´ı – Zvˇetˇsen´ıv rozmez´ı D/2 aˇz2D, kde znaˇc´ıpr˚umˇerobjektivu, resp. vstupn´ıpupily dalekohledu v milimetrech. Pozorujeme-li se zvˇetˇsen´ımniˇzˇs´ım,z˚ustanou drobn´edetaily vytvoˇren´eobjektivem pˇr´ıliˇsmal´e,neˇzaby mohly b´ytokem postˇrehnuty. Pˇrivˇetˇs´ımzvˇetˇsen´ıhraje roli nejen optick´akonfigurace dalekohledu, ale tak´eomezuj´ıc´ı vliv atmosf´ery. Uveden´ahorn´ıhranice nav´ıcplat´ıjen pˇriide´aln´ımstavu atmosf´ery. Seeing dok´aˇzeznatelnˇeomezit maxim´aln´ıpouˇziteln´ezvˇetˇsen´ı. Zvˇetˇsen´ı dalekohledu m˚uˇzemevyuˇz´ıt i k potlaˇcen´ı jasu oblohy. Pˇri zvˇetˇsen´ı obrazu se ploˇsn´eobjekty rozt´ahnou,ˇc´ımˇzztrat´ına ploˇsn´ejasnosti. Oproti tomu bodov´ezdroje z˚ustanoustejnˇejasn´e.Proto v dalekohledu m˚uˇzemevidˇetjasn´ehvˇezdyi za dne, je-li zvˇetˇsen´ıdostateˇcn´e.

Pozn´amka o zvˇetˇsen´ıdalekohledu: Upozornˇemepro jistotu, ˇzeo zvˇetˇsen´ıobjektivu samotn´eho,bez okul´aru,napˇr.pˇrifotografov´an´ı, nem´asmysl mluvit. Na obloze mˇeˇr´ımevzd´alenostiv ´uhlov´em´ıˇre,kdeˇztov ohniskov´erovinˇev d´elkov´e,napˇr.mikrometrech. Pˇrestose m˚uˇzezd´atobraz oproti pohledu pouh´ymokem zvˇetˇsen´y.

Uloha:´ Obraz objektu v nekoneˇcnuprom´ıt´ameobjektivem dalekohledu na matnici um´ıstˇenou v ohniskov´erovinˇe.Urˇcete,jakou ohniskovou vzd´alenostobjektiv mus´ım´ıt,abychom, pˇri pohledu z konvenˇcn´ızrakov´evzd´alenosti25 cm, vidˇeliobraz ´uhlovˇevˇetˇs´ı,neˇzpouh´ymokem. Kolikr´at zvˇetˇsenou“ planetu Jupiter s ´uhlov´ympr˚umˇerem 40 00bychom vidˇeliv ohnisku ” ondˇrejovsk´eho2 m dalekohledu? V Cassegrainovˇeohnisku m´af=29,16 m?

34 2.1.5 Filtry Nˇekdyb´yv´avhodn´eomezit rozsah svˇetla,resp. z´aˇren´ıvstupuj´ıc´ıdo dalekohledu. K tomu ´uˇceluse pouˇz´ıvaj´ınejr˚uznˇejˇs´ıoptick´efiltry, kter´ez cel´ehospektra z´aˇren´ıpropouˇst´ıjen malou zpravidla pˇresnˇedefinovanou ˇc´ast.Setk´amese i s tzv. neutr´aln´ımi filtry, kter´ezes- labuj´ıintenzitu z´aˇren´ıv´ıcem´enˇerovnomˇernˇeve vˇsech oblastech. Zmˇeny ve sloˇzen´ız´aˇren´ı,kter´eproˇslofiltrem, jsou zp˚usobeny rozptylem, absorpc´ı,po- larizac´ınebo interferenc´ı.Podle kvality povrchu filtru a ´uhlu dopadu z´aˇren´ıdoch´az´ıi k ˇc´asteˇcn´emu odrazu svˇetla.Kaˇzd´yfiltr tedy lze charakterizovat ˇctyˇrmiparametry:

Propustnost (T - transparentnost) – ud´av´am´ırupropustnosti svˇetlav jednotliv´ych vl- nov´ych d´elk´ach spektra. Pohlcov´an´ı(A - absorpce) – ud´av´apomˇernouˇc´ast svˇetlav jednotliv´ych vlnov´ych d´elk´ach, kter´eje filtrem pohlceno. Odrazivost (R - reflexivita) – je ˇc´astdopadaj´ıc´ıhosvˇetla,kter´ese na filtru odraz´ı. Rozptylnost (S - z angl. scattering) ud´av´aˇc´astsvˇetla,kter´ese p˚usoben´ımfiltru rozpt´yl´ı.

Vˇsechny uveden´efaktory nab´yvaj´ıhodnot v intervalu h0, 1i a jejich souˇcetje roven jedn´e. Typy optick´ych filtr˚u:

– kapalinov´y – ˇzelatinov´y – sklenˇen´y – polarizaˇcn´ı – interferenˇcn´ı – interferenˇcn´ıpolarizaˇcn´ı

Filtry pro vizu´aln´ıpozorov´an´ı,fotografii • sluneˇcn´ı filtr – Jeho ´ukolem je sn´ıˇzitintenzitu sluneˇcn´ıho z´aˇren´ı dopadaj´ıc´ıho do dalekohledu, protoˇzeto by pˇripln´eintenzitˇemohlo poˇskodit n´aˇszrak nebo pˇr´ıstroje um´ıstˇen´ev ohnisku dalekohledu. Zpravidla se jedn´ao reflexn´ıfiltry s vysokou odrazivost´ı.

• mˇes´ıˇcn´ıfiltry – Slouˇz´ıpouze ke sn´ıˇzen´ıjasu pozorovan´ehoMˇes´ıce.

• planet´arn´ıfiltry – Jedn´ase o barevn´efiltry ke zv´yraznˇen´ıdetail˚una planet´ach.

• mlhovinov´efiltry – Jejich ´ukolem je propustit z´aˇren´ıtˇech vlnov´ych d´elek,na nichˇz z´aˇr´ıpozorovan´yobjekt, zat´ımcoostatn´ı,ruˇsiv´evlnov´ed´elkypohlt´ı.Napˇr.RLP (z angl. reduction of light pollution“) potlaˇcuj´ız´aˇren´ısod´ıkov´ych a rtut’ov´ych v´ybojek. ”

35 Obr´azek2.27: Propustnosti filtr˚uUBVRI v syst´emu Kron-Cousins (vlevo) a Johnson- Bessell (vpravo). Pˇrevzato z Andover corporation, http://www.hi-technology.co.jp.

Fotometrick´efiltry

Potˇrebaporovn´avat v´ysledkyfotometrick´ych mˇeˇren´ıhvˇezdpoˇr´ızen´ych na r˚uzn´ych obser- vatoˇr´ıch a r˚uzn´ymipˇr´ıstroji vedla k zaveden´ısyst´emu fotometrick´ych filtr˚ua n´asledn´estan- dardizaci mˇeˇren´ı.Dnes nejbˇeˇznˇejˇs´ıˇsirokop´asmov´ysyst´em UBV zavedli Johnson & Morgan (1953). Pozdˇejibyl rozˇs´ıˇrendo infraˇcerven´eoblasti UBVRI(JHKLMN) (Johnson, 1965). Uˇzivatel´eCCD kamer dnes ale pouˇz´ıvaj´ıjin´evarianty tohoto ˇsirokop´asmov´ehosyst´emu, 2 vy nejˇcastˇejifiltry RC , IC v Cousinsovˇesyst´emu (Cousins, 1976) , pˇr´ıpadnˇev syst´emu UBVRI Bessella (1990) (viz obr. 2.27). Z ´uzkop´asmov´ych syst´em˚ufiltr˚uje nejpouˇz´ıvanˇejˇs´ı Str¨ongren˚uv uvby. V souˇcasn´edobˇeexistuje nˇekolik des´ıtekfotometrick´ych syst´em˚u.Jejich pˇrehledlze nal´eztnapˇr´ıkladv Moro & Munari (2000), pˇr´ıpadnˇena http://ulisse.pd.astro.it/Astro/ADPS/.

2.1.6 Mont´aˇze

Mont´aˇzdalekohledu je zaˇr´ızen´ımaj´ıc´ıza ´ukol dalekohled nam´ıˇritna pozorovan´yobjekt a pot´esv´ymot´aˇcen´ımkompenzovat rotaci Zemˇetak, aby dalekohled m´ıˇrilst´alestejn´ym smˇeremv˚uˇcihvˇezd´am.Jelikoˇztubus dalekohledu s´amm˚uˇzev´aˇziti nˇekolik tun a na sle- dov´an´ıklademe n´arokyna pˇresnostve zlomc´ıch ´uhlov´evteˇriny, b´yv´amont´aˇzˇcastonejdraˇzˇs´ı komponentou cel´ehodalekohledu.

2V ˇradˇepublikac´ınajdeme oznaˇcen´ı Kron-Coussins system“. Kron prov´adˇelsv´a RI fotometrick´apo- ” zorov´an´ıuˇzv pades´at´ych letech 20. stolet´ı,ale jeho filtry se nerozˇs´ıˇrily. Cousins (1976) pouˇzilvelmi podobn´y syst´emjako Kron, ale l´epe jej definoval a zejm´enanab´ıdl pozorovatel˚umna jiˇzn´ıpolokouli promˇeˇren´estan- dardn´ıhvˇezdyv E-oblastech.

36 Obr´azek2.28: Mont´aˇzedalekohled˚u.A – E. Paralaktick´emont´aˇze.A. Nˇemeck´a;B. Anglick´a r´amov´a;C. Anglick´aosov´a;D. Podkovov´a;E. Vidlicov´a.F. Azimut´aln´ımont´aˇz.Pˇrevzato z Grygar, Horsk´y,Mayer, Vesm´ır,MF, Praha 1979.

37 Typy mont´aˇz´ı (obr. 2.28) • Rovn´ıkov´a(ekvatore´aln´ı,paralaktick´a)mont´aˇz– Jedna z jej´ıch os (tzv. pol´arn´ıosa) je rovnobˇeˇzn´as osou zemsk´erotace, druh´a, deklinaˇcn´ı,je k n´ıkolm´a.Oproti azimut´aln´ı mont´aˇzim´av´yhodu, ˇzepˇrisledov´an´ınebesk´ehoobjektu staˇc´ıot´aˇcetdalekohledem jen kolem pol´arn´ıosy konstantn´ırychlost´ı.Nejvˇetˇs´ımdalekohledem na paralaktick´e mont´aˇzije 5m Hale˚uvdalekohled na Mt. Palomar Observatory.

◦ Nˇemeck´amont´aˇz– Pol´arn´ı osa spoˇc´ıv´ana jedin´empil´ıˇri.Na jednom konci deklinaˇcn´ıosy je pˇripevnˇentubus dalekohledu, na opaˇcn´emkonci protiz´avaˇz´ı.Nen´ı pˇr´ıliˇspraktick´av niˇzˇs´ıch zemˇepisn´ych ˇs´ıˇrk´ach, protoˇzesloup, na nˇemˇzje mont´aˇz upevnˇena,je nam´ah´anjednostrannˇe.Zde je v´yhodnˇejˇs´ıpouˇz´ıtanglickou mont´aˇz. ◦ Anglick´amont´aˇz– Oba konce pol´arn´ıosy podp´ıraj´ıpil´ıˇre.M´adva poddruhy: ∗ R´amov´amont´aˇz– Dalekohled je uchycen v prot´ahl´emr´amu. Jej´ıv´yhodou je absence protiz´avaˇz´ı,ale nelze pozorovat v okol´ınebesk´ych p´ol˚u.Nebesk´etˇelesolze sledovat nepˇreruˇsenˇeod jeho v´ychodu k z´apadubez nutnosti proloˇzitmont´aˇz,jako u nˇemeck´emont´aˇze. ∗ Osov´aanglick´a– Na rozd´ılod pˇredchoz´ıhotypu jde o mont´aˇzasymetrickou. C´asteˇcnˇezpˇr´ıstupˇnujeˇ oblast kolem p´olu.Je potˇrebaprotiz´avaˇz´ı. ◦ Podkovov´amont´aˇz– Podob´ase r´amov´emont´aˇzi,ale r´amje uchycen na podkovˇe ot´aˇciv´ekolem pol´arn´ıosy. Umoˇzˇnujepozorovat i v okol´ıp´olu. ◦ Vidlicov´amont´aˇz– Na pol´arn´ıose je um´ıstˇenavidlice, v n´ıˇzse v deklinaˇcn´ıose ot´aˇc´ıtubus dalekohledu. Je pouˇziteln´ajen pro reflektory. • Azimut´aln´ı(nˇekdyt´eˇzalt-azimut´aln´ı)– Mont´aˇzse ot´aˇc´ıkolem svisl´e(vzhledem k povrchu Zemˇe)tzv. azimut´aln´ıosy a osy k n´ıkolm´e,v´yˇskov´e.Bˇehemsledov´an´ıob- jektu pˇrijeho cestˇeoblohou se mus´ımont´aˇzot´aˇcetv obou os´ach a to nerovnomˇernˇe. Proto se azimut´aln´ımont´aˇzedoˇckaly ˇsirˇs´ıhorozˇs´ıˇren´ıaˇzpo n´astupupoˇc´ıtaˇc˚u.Vˇetˇs´ı n´arokyna ˇr´ızen´ımont´aˇzejsou vyv´aˇzeny jednoduchost´ıa niˇzˇs´ımiv´yrobn´ımin´aklady neˇzpro paralaktick´emont´aˇze.Proto se dnes pouˇz´ıvaj´ıjak pro amat´ersk´edalekohledy (mont´aˇzetypu Dobson), tak pro nejvˇetˇs´ıbudovan´edalekohledy svˇeta.Urˇcitounev´yhodu pˇredstavuje rotace obrazu sledovan´ehoobjektu. Pˇrispektroskopii to pˇr´ıliˇsnevad´ı,ji- nak se pouˇzijederot´atorpole (soustava dvou rotuj´ıc´ıch rovinn´ych zrcadel), pˇr´ıpadnˇe se pˇr´ımo ot´aˇc´ı detektorem v ohniskov´erovinˇe.Azimut´aln´ı mont´aˇzje nav´ıc kom- paktnˇejˇs´ıneˇzliparalaktick´a,takˇzese pro ni nemus´ıstavˇettak velk´akopule.

2.2 Optick´edetektory a jejich vyuˇzit´ıve fotometrii

Detektorem rozum´ımezaˇr´ızen´ı,kter´eje schopno zaznamenat, tedy pozorovat a mˇeˇrittok foton˚u.Z hlediska stavby detektoru rozliˇsujeme:

38 • Bodov´ydetektor – V´ystupem mˇeˇren´ıje jedin´ahodnota, pˇr´ıp.ˇcasov´aˇrada.Pˇrifoto- metrick´emmˇeˇren´ımus´ımedovolit pˇr´ıstupjen svˇetluze zkouman´ehoobjektu, napˇr. u foton´asobiˇcepomoc´ıclonky.

• Line´arn´ıdetektor/1D – Vytv´aˇr´ıjednorozmˇern´eobr´azky. Sest´av´az nˇekolika element˚u (bodov´ych detektor˚u),seˇrazen´ych za sebou. V´ysledkem mˇeˇren´ıje uspoˇr´adan´aposloup- nost hodnot odpov´ıdaj´ıc´ıch v´ystup˚umjednotliv´ych element˚u.Detektory (napˇr.reti- con, digicon) se pouˇz´ıvaly zejm´enapro z´aznamspekter.

• Ploˇsn´ydetektor/2D – Vytv´aˇr´ıploˇsn´eobr´azky. Skl´ad´ase z mnoha bodov´ych detek- tor˚urozm´ıstˇen´ych na ploˇse.Po mˇeˇren´ız´ısk´amematici hodnot. Pˇr´ıkladem je s´ıtnice oka. Um´ıst´ıme-liploˇsn´ydetektor do ohniskov´eroviny objektivu, bude kaˇzd´yelement zaznamen´avat informaci o svˇeteln´emtoku pˇrich´azej´ıc´ımz trochu jin´eho´uhlu,takˇze vytvoˇr´ırovinnou projekci ˇc´astinebesk´esf´ery(napˇr.fotografick´adeska, CCD).

2.2.1 Nˇekter´eobecn´echarakteristiky fotometrick´ych detektor˚u • Kvantov´a´uˇcinnost(zn. QE, quantum efficiency) vzhledem k nˇejak´evlnov´ed´elce– je pomˇerpoˇctufoton˚udetektorem zaregistrovan´ych ku poˇctufoton˚una detektor dopadl´ych. Tato definice, stejnˇejako nadch´azej´ıc´ı,m´apˇresn´ysmysl jen pro bodov´e detektory. V pˇr´ıpadˇe1D nebo 2D detektor˚use kvantov´a´uˇcinnostjednotliv´ych ele- ment˚utrochu liˇs´ı.

• Spektr´aln´ıcitlivost – Z´avislostkvantov´e´uˇcinnostina vlnov´ed´elce,pˇristejn´emtoku z´aˇren´ı.

• Charakteristick´akˇrivka – Z´avislostodezvy detektoru na osvˇetlen´ı(= souˇcindopadaj´ıc´ıho svˇeteln´ehotoku a expoziˇcn´ıdoby). Pro fotometrii je v´yhodn´e,pokud je charakteri- stick´akˇrivka line´arn´ı,ale nemus´ıtomu tak b´ytvˇzdy, napˇr.fotografick´aemulze (obr. 2.29).

• Dynamick´yrozsah – Pomˇermaxim´aln´ıhodnoty, jakou um´ıdetektor vyprodukovat, ku pr˚umˇern´ehodnotˇetemn´ehoˇsumu, tj. sign´alu,kter´yv detektoru vznik´a,ale m´a p˚uvod jin´yneˇzdopad svˇetla.Nˇekdyse m´ıstomaxim´aln´ıhodnoty mysl´ıhodnota horn´ı hranice line´arn´ıˇc´asticharakteristick´ekˇrivky.

2.2.2 Oko Do doby, neˇzbyl vynalezen dalekohled, byli astronomov´eodk´az´anijen na vlastn´ızrak, ´uhlomˇern´epˇr´ıstroje a matematiku. I tak, jen s t´ımto vybaven´ım,dospˇelik ˇradˇezaj´ımav´ych objev˚u.Staˇc´ısi uvˇedomit,ˇzejeˇstˇeza ˇzivota slavn´ehoTychona Brahe nebyl dalekohled zn´am.Pˇritompr´avˇez jeho pozorov´an´ı vych´azelKepler, kdyˇzodvodil sv´etˇriz´akony o

39 Obr´azek2.29: Charakteristick´atzv. gradaˇcn´ı kˇrivka fotografick´eemulze. Je charakteri- zov´anasklonem (gradac´ı)line´arn´ıˇc´asti.Pˇrevzatoz Kleczek, Velk´aencyklopedie vesm´ıru. Academia, Praha 2002.

40 Obr´azek2.30: Lidsk´eoko. Pˇrevzatoz http://fyzika.gbn.cz/.

obˇehu planet. Dalekohledem pozoroval nebe poprv´eGalileo Galilei v r. 1609 3. Ve spojen´ı s dalekohledem se okem pozorovalo aˇzdo zaˇc´atku19. stol, kdy jej nahradila fotografick´a emulze.

Oko jako fotometrick´ypˇr´ıstroj

Optick´ysyst´emoka

* Ohniskov´avzd´alenost– asi 15 mm (pˇredn´ıohnisko 15.7 mm pˇredrohovkou, zadn´ıohnisko 24.1 mm pˇreds´ıtnic´ı– viz obr. 2.30). * Pr˚umˇerplnˇeroztaˇzen´ezorniˇcky– apertura - asi 8 mm, kles´as vˇekem. * Oko je schopno vidˇetostˇrev rozmez´ı1-2◦ kolem sv´eoptick´eosy. * Uhlov´erozliˇsen´ıasi´ 1’, uplatˇnujese asi stejnou m´ırouohyb svˇetlana zornici a vz´ajemn´avzd´alenostfotoreceptor˚una s´ıtnici. * Oˇcn´ısvaly deformuj´ıˇcoˇcku,ˇc´ımˇzmˇen´ıjej´ıohniskovou vzd´alenost. * Oko nem´abarevnou vadu. * Propustnost ˇcoˇckykles´as vˇekem. * Oko je sloˇzenoze tˇr´ıoptick´ych prostˇred´ıs r˚uzn´ymindexem lomu (rohovka 1,37, komorov´avoda 1,33, ˇcoˇcka 1,42). * Optick´amohutnost oka 42 D (rohovka) + 19-28 D dle akomodace.

Detektor - s´ıtnice – Na s´ıtnicise nal´ezaj´ıdva typy detektor˚u- tyˇcinkya ˇc´ıpky. Jsou to zakonˇcen´ızrakov´ehonervu. Jde o chemick´edetektory.

3Galileova pozorov´an´ı jsou nejzn´amˇejˇs´ı, ale zˇrejmˇe o nˇekolik mˇes´ıc˚udˇr´ıve zam´ıˇril k obloze sv˚uj dalekohled Thomas Harriot.

41 Obr´azek2.31: Spektr´aln´ıcitlivost oka. Pˇrevzatoz http://www.telescope-optics.net.

C´ıpkyˇ Umoˇzˇnuj´ıbarevn´e(fotopick´e)vidˇen´ı(obr. 2.31). Nach´az´ıse hlavnˇev okol´ı ˇzlut´eskvrny na optick´eose oka, kde ˇcoˇcka vytv´aˇr´ınejostˇrejˇs´ıobraz. C´ıpk˚ujsouˇ tˇripoddruhy. Kaˇzd´ym´ajinou spektr´aln´ıcitlivost, ˇc´ımˇzdohromady vytv´aˇrej´ı barevn´yvjem. To je tak´ed˚uvod, proˇcnapˇr´ıkladpoˇc´ıtaˇcov´ymobrazovk´amstaˇc´ı kombinace jen tˇr´ıbarev, aby vytvoˇrily, z pohledu lidsk´ehooka, jakoukoliv barvu. Pˇrin´ızk´ych osvˇetlen´ıch pˇrest´avaj´ıˇc´ıpkyfungovat a nahrazuj´ıje tyˇcinky. Tak´epˇri pˇr´ıliˇsvysok´emosvˇetlen´ınejsou ˇc´ıpkyschopn´evn´ımatbarvu. Napˇr´ıkladslunce vysoko na obloze se n´amzd´ab´ıl´e,protoˇzejsou ˇc´ıpkypˇrehlcen´esvˇetlem, i kdyˇz ve skuteˇcnostije ˇzlut´e. Tyˇcinky Tyˇcinekje jen jeden druh, takˇzeumoˇzˇnuj´ıvn´ımatpouze intenzitu svˇetla (skotopick´evidˇen´ı).Na s´ıtnicijsou rozm´ıstˇen´ekolem oblasti s ˇc´ıpky. Pˇrivyˇsˇs´ı intenzitˇesvˇetlanepracuj´ı(obr. 2.31).

Upln´aadaptace´ na tmu trv´aaˇz60 min (viz obr. 2.32, 2.31 - vpravo nahoˇre).Bˇehemn´ıse rozˇsiˇrujezornice a aktivizuj´ıtyˇcinky. Siln´esvˇetloadaptaci v nˇekolika sekund´ach zlikviduje. Pokud je pˇrinoˇcn´ımvizu´aln´ımtˇreba,sv´ıt´ıse slab´ymˇcerven´ymsvˇetlem,kter´eadaptaci pˇr´ıliˇsnenaruˇsuje.Pˇripozorov´an´ınˇejak´ehoslab´ehoobjektu je lepˇs´ıjej sledovat tzv. boˇcn´ım (perifern´ım)vidˇen´ım,to znamen´a,ned´ıvat se pˇr´ımona objekt, ale trochu vedle nˇej. T´ım nasmˇerujemesvˇetlodo oblasti s´ıtnices vyˇsˇs´ıkoncentrac´ıtyˇcinek. Oko vn´ım´apˇridenn´ımvidˇen´ıv rozsahu vlnov´ych d´elekasi 380-760 nm, rozsah i citlivost v jednotliv´ych vlnov´ych d´elk´ach jsou individu´aln´ıpro kaˇzd´ehoˇclovˇeka. Maxim´aln´ıcitlivost se evoluˇcnˇevyvinula v okol´ıˇzlutozelen´ebarvy (555 nm). Kdyˇzuv´aˇz´ımedenn´ıi noˇcn´ıvidˇen´ı, dok´aˇzeoko pracovat v rozsahu jas˚upro jin´edetektory nev´ıdan´em - asi 30 mag, to je pomˇer svˇeteln´ych tok˚u1:1012. Pˇripozorn´empozorov´an´ıdalekohledem (tzn. nˇekolikaminutov´em)

42 Obr´azek2.32: Typick´akˇrivka adaptace na tmu. Na ordin´atˇeosvˇetlen´ı testovac´ı plochy v mikroluxech, na abscise trv´an´ı adaptace v minut´ach. Pˇrevzato od J. Boguszakov´a, http://www.odbornecasopisy.cz.

lze postˇrehnoutasi srovnateln´edetaily, jak´eby byly zachycen´ena CCD sn´ımkus expoziˇcn´ı dobou nˇekolika sekund, s t´ymˇzdalekohledem4. Zkuˇsen´ıpozorovatel´ejsou schopni v ne- jlepˇs´ıch pozorovac´ıch podm´ınk´ach spatˇritpouh´ymokem hvˇezdy kolem 8 mag. V CRˇ vˇsak m˚uˇzememezn´ıhvˇezdnouvelikost (MHV) 7 mag povaˇzovat za zcela v´yjimeˇcnoua nejsp´ıˇse se setk´ames MHV 5-6 mag mimo mˇesto.

Pˇrestoˇzevizu´aln´ı pozorov´an´ı jsou dnes vˇetˇsinounahrazov´anaobjektivnˇejˇs´ımi meto- dami, i dnes mohou kvalitn´ıvizu´aln´ıpozorov´an´ıamat´ersk´ych astronom˚upˇrispˇetk vˇedeck´emu v´yzkumu napˇr´ıkladpozorov´an´ımzmˇenjasnost´ıpromˇenn´ych hvˇezd,sledov´an´ımmeteorick´ych roj˚unebo pˇrihled´an´ıjasn´ych supernov. Pˇresnostvizu´aln´ıch fotometrick´ych odhad˚use po- hybuje bˇeˇznˇekolem 0,1 mag, ve v´yjimeˇcn´ych pˇr´ıpadech ˇr´adovˇesetiny magnitudy.

4Pˇrivizu´aln´ım pozorov´an´ı dalekohledem se v´yraznˇeuplatˇnujei cvik oka. Tr´enovan´ypozorovatel s horˇs´ımzrakem m˚uˇzevidˇetv´ıcepodrobnost´ıa rychleji se adaptovat na tmu neˇzpˇr´ıleˇzitostn´ypozorovatel s necviˇcen´ymaoˇcima.

43 2.2.3 Fotografick´aemulze Fotografie se zaˇcalapouˇz´ıvat v astronomii od r. 18405. Oproti pozorov´an´ıpouh´ymokem pˇrin´aˇselafotografie nˇekolik v´yznamn´ych v´yhod. Z´aznamna fotografii je trval´y,zachyt´ı objektivnˇea ´uplnˇevˇsechny detaily. Obzvl´aˇstˇed˚uleˇzit´av´yhoda oproti oku je moˇznost dlouhodob´eintegrace svˇetla. Fotografick´aemulze pˇrevl´adalaaˇzdo konce 20. stolet´ı. Fotoelektrick´afotometrie se zaˇcalav´ıce uplatˇnovat aˇzpo 2. svˇetov´ev´alce(ale st´alejen v´yluˇcnˇena profesion´aln´ıch observatoˇr´ıch). Od 90. let 20. stolet´ıse zaˇcalypouˇz´ıvat CCD kamery, ale v tu dobu byly na masov´erozˇs´ıˇren´ıpˇr´ıliˇsdrah´ea mˇelymalou plochu detektoru (CCD ˇcipu).V posledn´ım desetilet´ı vˇsakCCD prvky fotografickou emulzi t´emˇeˇrzcela vytlaˇcily. Pˇrestoi dnes je potˇreba o n´ınˇecozn´at,nebot’ jsou k dispozici rozs´ahl´earchivy fotografick´ych pozorov´an´ı, ze kter´ych lze ˇcerpatinformace o tom, jak vypadal vesm´ırv dobˇejejich vzniku. Kupˇr´ıkladu jde z fotografick´ych desek sestrojit svˇeteln´ekˇrivkypromˇenn´ych hvˇezd, o kter´ych nebylo v dobˇevzniku desky ani zn´amo,ˇzejsou promˇenn´e. V astronomii se uplatˇnovaly hlavnˇefotografick´edesky, tj. sklenˇen´edesky s nanese- nou vrstviˇckou svˇetlocitliv´eemulze. Filmy, bˇeˇznˇepouˇz´ıvan´epro nevˇedeck´e´uˇcely, nejsou tolik vhodn´e,protoˇzese snadno deformuj´ı,coˇzkomplikuje zaostˇren´ıv ohniskov´erovinˇe objektivu (dalekohledu) a znemoˇzˇnuje pˇresnouastrometrii. Fotografick´aemulze sest´av´az krystalk˚uhalogenidu stˇr´ıbra,nejˇcastˇejijodidu nebo bromidu stˇr´ıbrn´eho,rozpt´ylen´ych v ˇzelatinˇe.Pˇrivystaven´ısvˇetuprob´ıhaj´ıv krystalc´ıch chemick´ereakce, pˇrinichˇzv kaˇzd´em vznikaj´ımolekuly stˇr´ıbra.Pˇrivyvol´an´ıslouˇz´ıtyto molekuly jako katalyz´ator,d´ıkykter´emu v cel´emkrystalku vylouˇc´ız halogenidu veˇsker´estˇr´ıbroa vytvoˇr´ıse zrna sloˇzen´az molekul stˇr´ıbra.Krystalky, kde se ˇz´adn´emolekuly stˇr´ıbra nevyskytovaly, pˇrivyvol´an´ıreaguj´ımno- hem pomaleji. Zbytky halogenidu se odstran´ıv ustalovaˇci. Jako m´ıra velikosti odezvy emulze na svˇetlose pouˇz´ıv´adenzita (hustota zˇcern´an´ı, opacita). V´yrazpoch´az´ız dob, kdy se velikost zˇcern´an´ıurˇcovala tak, ˇzese sn´ımekprosvˇetloval tenk´ymsvazkem svˇetlaa mˇeˇrilse svˇeteln´ytok na opaˇcn´estranˇedesky. Denzita D je pak definov´anajako dekadick´ylogaritmus pod´ılusvˇeteln´ehotoku F0 pˇredpr˚uchodem deskou ku svˇeteln´emu toku po pr˚uchodu zkouman´ymbodem desky Fz:   F0 D = log10 . (2.10) Fz Jelikoˇzi ˇcist´adeska svˇetlotrochu pohlcuje, je vˇzdy D > 0. Kvantov´a´uˇcinnostfilmu (citlivost) z´avis´ı na velikosti krystalk˚uemulze. C´ımˇ vˇetˇs´ı krystalky, t´ımvˇetˇs´ıcitlivost, ale tak´ehrubˇs´ızrno, vˇetˇs´ızrnitost sn´ımku.

5Prvn´ıastrofotografii (sn´ımekMˇes´ıce)poˇr´ıdil23.3.1840 J. Draper. Kr´atcenato E. Becquerel a po nˇemJ. Draper z´ıskali fotografie sluneˇcn´ıhospektra. Prvn´ı´uspˇeˇsn´ysn´ımek(daguerotypii) hvˇezd(konkr´etnˇeVegy) poˇr´ıdiliJ. A. Whipple s G. Bondem 17. 7. 1850. Prvn´ıkoloidn´ısn´ımekhvˇezd (Alkora a Mizara) poˇr´ıdil G. Bond 27. 4. 1857. V roce 1881 H. Draper poˇr´ıdilsn´ımekmlhoviny v Orionu, na n´ıˇzbyly zaznamen´any hvˇezdyaˇzdo 14,7 mag. A. Common experimentuj´ıc´ıse such´ymideskami od r. 1879 pak poˇr´ıdilnˇekolik sn´ımk˚umlhoviny (nejlepˇs´ıv roce 1883) na nichˇzuk´azal,ˇzedlouh´ymiexpozicemi na such´ych fotografick´ych desk´ach je moˇzn´ez´ıskat obrazy hvˇezd,kter´enejsou stejn´ymdalekohledem vizu´alnˇepozorovateln´e(podrob- nosti viz (podrobnosti viz Hearnshaw, 1996).

44 Obr´azek2.33: Charakteristick´akˇrivka fotografick´eemulze (z´avislostfotografick´edenzity na osvˇetlen´ı). Jedn´ase o film Kodak Ektachrome E200, ˇcastopouˇz´ıvan´yv amat´ersk´e astrofotografii. Kˇrivka kles´a,protoˇzejde o pozitivn´ıfilm. Pˇrevzato z http://www.kodak.ca.

Fotografick´aemulze je neline´arn´ıdetektor, jak ukazuj´ıobr. 2.29 a 2.33. Kr´atkodob´e nebo dlouhodob´eexpozice maj´ına citlivou vrstvu menˇs´ı´uˇcinekneˇzv norm´aln´ıoblasti, i kdyˇzsouˇcinintenzity osvˇetlen´ıa expoziˇcn´ıdoby je vˇzdystejn´y.To znamen´a,ˇzenech´ame-li na desku dopadat 10kr´atvˇetˇs´ısvˇeteln´ytok po stejnou expoziˇcn´ıdobu, nebude denzita o 1 vˇetˇs´ı.Nelinearita plat´ıtak´eobr´acenˇe:m´ame-lidva objekty, z nichˇzprvn´ıd´av´atˇrikr´atvˇetˇs´ı tok neˇzdruh´y,nez´ısk´ametrojn´asobnouexpozic´ıdruh´ehostejnou hustotu zˇcern´an´ı,jako v prvn´ımpˇr´ıpadˇe.Tyto odchylky od reciproˇcn´ıhoz´akona (reciprocity failure) naz´yv´ame Schwarzschild˚uvjev. Oblasti gradaˇcn´ıkˇrivky, kde se uplatˇnujepˇrin´ızk´ych osvˇetlen´ıch Schwarzschild˚uvjev, nebo oblast nasycen´ıdetektoru pˇrivysok´ych osvˇetlen´ıch, kdy uˇzzreagovala vˇsechna zrna emulze, samozˇrejmˇenejsou vhodn´ek fotometrii. Pro ni se pouˇz´ıv´aprakticky v´yhradnˇe pouze line´arn´ıˇc´astgradaˇcn´ı kˇrivky. Pro fotometrii je v´yhodnˇejˇs´ı zav´esttzv. Bakerovu denzitu (Baker, 1925)  γ  F0 DB = log10 − 1 , (2.11) Fz kde γ je experiment´aln´ı konstanta. Z´avislostna osvˇetlen´ı E (svˇeteln´ytok zdroje kr´at

expoziˇcn´ıdoba) DB = DB(log10 E) je totiˇzbliˇzˇs´ıpˇr´ımceneˇzz´avislost D = D(log10 E). Schwarzschild˚uvjev lze jednoduˇsevysvˇetlittakto: Aby v jednom krystalku emulze probˇehlatrval´achemick´areakce, kter´aby mˇelad´atvzniknout trval´emu obrazu, je potˇreba, aby na nˇejdopadly ˇreknˇemeˇctyˇri a v´ıce foton˚u.Proto jsou tak´ehrubozrnn´eemulze citlivˇejˇs´ı. Pokud je pro dopad poˇzadovan´ych ˇctyˇrfoton˚una zrno potˇrebadlouh´edoby,

45 nejsou doˇcasn´ezmˇeny vyvolan´eprvn´ımnebo druh´ymfotonem dostateˇcnˇestabiln´ıa vlivem tepeln´ehopohybu atom˚use vyruˇs´ıa poˇzadovan´areakce neprobˇehne. Tepeln´ypohyb tedy p˚usob´ıproti excitaci krystalku. Uvˇedommesi rozd´ıloproti tepeln´emu ˇsumu u CCD. Tam se k uˇziteˇcn´emu sign´aluˇsumjen pˇriˇc´ıt´a,kdeˇztou emulze tepeln´ypohyb sign´alpˇr´ımoniˇc´ı. Hlavn´ıcestou k omezen´ıSchwarzschildova jevu je hypersenzibilizace emulze. Nejhorˇs´ı vliv na deexcitaci krystalk˚um´atepeln´ypohyb molekul vody. Hypersenzibilizace spoˇc´ıv´a v jejich odstranˇen´ıa nas´aknut´ıemulze molekulami vod´ıku.Vod´ıkbr´an´ıopˇetovn´eabsorpci molekul vody z ovzduˇs´ı.Hypersenzibilizac´ıse zv´yˇs´ıkvantov´a´uˇcinnostemulze asi tˇrikr´at. Spektr´aln´ıcitlivost´ıemulze lze vhodn´ymchemick´ymsloˇzen´ımpokr´ytcel´eatmosf´erick´e optick´eokno od 250 do 900 nm. Obecnˇeje citlivost vˇetˇs´ına modr´emkonci spektra. Kvan- tov´a´uˇcinnostse pohybuje kolem 3 % po hypersenzibilizaci asi 10 %. V´yhody oproti CCD: Velmi velk´aplocha detektoru vhodn´ak pˇrehl´ıdk´amoblohy. Vˇetˇs´ı rozliˇsen´ı- zrna emulze jsou menˇs´ıneˇzpixely CCD ˇcipu.Nevznikaj´ıdlouh´emezery mezi expozicemi, velk´eCCD se mus´ına konci expozice vyˇc´ıtataˇzdes´ıtkysekund. Zat´ımne- jvhodnˇejˇs´ıdetektor ke sledov´an´ıbolid˚u.Nev´yhody oproti CCD: mnohem niˇzˇs´ıkvantov´a ´uˇcinnost. Z toho plyne potˇrebadelˇs´ıch expoziˇcn´ıch dob a menˇs´ıvyuˇzit´ıpracovn´ıhoˇcasu dalekohledu. Nelinearita emulze nen´ıtolik vhodn´apro fotometrii. Sklenˇen´efotografick´e desky jsou kˇrehk´ea ˇspatnˇese skladuj´ı.

2.2.4 Foton´asobiˇce Foton´asobiˇce(photomultiplier, electron multiplier tube, PMT) patˇr´ıv astronomii k nejˇcastˇeji pouˇz´ıvan´ymfotometrick´ym pˇr´ıstroj˚uma z´aroveˇnnejpˇresnˇejˇs´ım.Sch´emafoton´asobiˇceje zn´azornˇenona obr. 2.34. Pˇr´ıstroj pracuje na z´akladˇevnˇejˇs´ıhofotoelektrick´ehojevu. Na pˇredn´ıstranˇeevakuovan´etrubice se nach´az´ıfotokatoda (katoda pokryt´atenkou vrstvou materi´aluvykazuj´ıc´ısiln´yvnˇejˇs´ıfotoefekt). Dopadne-li na n´ıfoton o energii vyˇsˇs´ı,neˇzli je v´ystupn´ıpr´ace,uvoln´ıjeden nebo v´ıceelektron˚u.Za katodou ˇcek´asoustava dynod, z nichˇzkaˇzd´aje pˇripojena k vyˇsˇs´ımu napˇet´ıneˇzta pˇredchoz´ı.Dynody jsou pokryt´el´atkou snadno uvolˇnuj´ıc´ıelektrony. Elektrony uvolnˇen´ez fotokatody pak putuj´ıod pˇredchoz´ıdyn- ody k n´asleduj´ıc´ı.Pˇritomjim elektrick´epole udˇelujezrychlen´ı,takˇzese pˇrikaˇzd´emn´arazu do dynody uvolˇnuj´ıdalˇs´ıelektrony, dojde k emisi nˇekolika sekund´arn´ıch elektron˚u.Kdyˇz elektrony doraz´ına na anodu na zadn´ımkonci trubice, zmnoˇz´ıse jiˇzkaˇzd´yfotelektron aˇz desetmilionkr´at.Na anodˇezaregistrujeme proudov´ypulz v ˇr´adujednotek mA trvaj´ıc´ıasi 5 ns. Uˇzit´ıfoton´asobiˇcepˇrifotometrii hvˇezdukazuje obr. 2.35 Pˇredfoton´asobiˇcse um´ıst’uj´ı barevn´efiltry a clonka, kter´av ohniskov´erovinˇedalekohledu vymezuje obraz zkouman´e hvˇezdy. Sklopn´ymzrc´atkem nebo hranolem pˇredzah´ajen´ımmˇeˇren´ınasmˇerujemesvˇetlo do okul´aru,abychom sledovan´yobjekt pˇresnˇezac´ılili. Fabryho ˇcoˇcka slouˇz´ı ke koncen- traci svˇeteln´ehosvazku do jednoho bodu na fotokatodˇe,aby se eliminovala nerovnomˇern´a tlouˇst’ka svˇetlocitliv´evrstvy, jej´ıˇzv´yrobaje totiˇztechnologicky n´aroˇcn´a. Mˇeˇren´ı jasnosti hvˇezdyfoton´asobiˇcemdosahuje pˇresnostiaˇz0, 001 mag a ˇcasov´eho rozliˇsen´ı10−3 s. Foton´asobiˇcb´yv´aobvykle citliv´yv rozsahu vlnov´ych d´elek200-650 nm (zejm´enav modr´emsvˇetle),ale modifikac´ıchemick´ehosloˇzen´ıfotokatody lze jeho pouˇzitelnost

46 Obr´azek2.34: Sch´emafoton´asobiˇce.Pˇrevzatoz http://fyzika.jreichl.com.

Obr´azek2.35: Sch´emafotometru. F: clonka, D: hranol, E: okul´ar,C: filtr, L: Fabryho ˇcoˇcka, P: fotokatoda foton´asobiˇce,T: zbytek foton´asobiˇce.Pˇrevzatoz skripta????.

47 rozˇs´ıˇritdo 150 nm (UV z´aˇren´ı)nebo aˇzdo 1700 nm (IR z´aˇren´ı). U slab´ych zdroj˚ulze deteko- vat pˇr´ıchody jednotliv´ych foton˚u,u silnˇejˇs´ıch se jiˇzjednotliv´eproudov´eimpulsy pˇrekr´yvaj´ı. V´ystupem mˇeˇren´ıdneˇsn´ıhofoton´asobiˇceje jedin´eˇc´ısloud´avaj´ıc´ıˇcasov´yintegr´alproudu, nˇekter´emodely dovoluj´ısledovat i pr˚ubˇehproudu. Zdroje ˇsumua kalibrace. Jako temn´yproud (dark current) oznaˇcujemeproud, kter´y foton´asobiˇcdetekuje, ale jehoˇzpˇr´ıˇcinounebylo z´aˇren´ısledovan´ehoobjektu. Zp˚usobujeho hlavnˇetepeln´ypohyb atom˚uve fotokatodˇea dynod´ach t´ım,ˇzez jejich povrch˚uuvolˇnuje elektrony. K temn´emu proudu se pˇrid´avaj´ıionty vznikl´eze zbytkov´ehoplynu v trubici fo- ton´asobiˇcep˚usoben´ımpˇrirozen´eradioaktivity. Tento faleˇsn´ysign´alzmˇeˇr´ımetak, ˇzeurˇc´ıme pr˚umˇern´yproud proch´azej´ıc´ıpˇrizatemnˇen´emfotometru. Pˇrimˇeˇren´ıjasnosti hvˇezdypak tento proud od namˇeˇren´ehodnoty odeˇcteme. Kromˇetemn´eho proudu pozorujeme jeˇstˇepˇr´ıchody ˇc´astickosmick´ehoz´aˇren´ı.Kdyˇzse nˇejak´astˇretne s fotokatodou vyvol´az´ablesk Cerenkovovaˇ z´aˇren´ı.To snadno pozn´amepodle podle siln´ehoproudov´ehopulzu asi 100kr´atsilnˇejˇs´ıho,neˇzbˇeˇznˇed´avaj´ıfotony. Tyto pulzy do mˇeˇren´ı nezapoˇc´ıt´av´ame.Podobnˇevynech´av´ameneobvykle dlouh´enebo slab´epulzy. Toto je vˇsakmoˇzn´ejen pro slab´ezdroje, kde m˚uˇzeme sledovat jednotliv´epulzy. Mˇeˇren´ıovlivˇnujemnoho dalˇs´ıch faktor˚u:´uheldopadu svˇetlana fotokatodu, jeho polar- izace, orientace foton´asobiˇcev magnetick´empoli Zemˇe,kter´ase s ot´aˇcen´ımdalekohledu za hvˇezdamimˇen´ı,atd. Projevuj´ıse ve zmˇenˇekvantov´e´uˇcinnostipˇr´ıstroje. Proto je tˇreba prov´adˇetnˇekolikr´atbˇehemnoci kalibraˇcn´ı mˇeˇren´ı a v´ysledkypoopravit (viz Harmanec (2010), str. 32)

2.2.5 CCD

Dalˇs´ım,velice ˇcastopouˇz´ıvan´ym,fotometrick´ymdetektorem jsou CCD kamery (z angl. Charge Coupled Device). Na rozd´ıl od foton´asobiˇcese jedn´ao detektor dvojrozmˇern´y, tj. v´ysledkem mˇeˇren´ıje matice hodnot (tzn. obr´azek).Tak´epracuj´ına z´akladˇefotoelek- trick´ehojevu, tentokr´atvˇsakvnitˇrn´ıho.Hlavn´ısouˇc´ast´ıje CCD ˇcip.Ten obsahuje destiˇcku polovodiv´ehomateri´alu,nejˇcastˇejikˇrem´ıku(obr. 2.36) s nanesenou vrstviˇckou pr˚uhledn´e elektricky izoluj´ıc´ıl´atky(oxid kˇremiˇcit´y).Na povrchu ˇcipuje rovnomˇernˇerozm´ıstˇen´asous- tava elektrod, pˇripojen´ych ke kladn´emu napˇet´ızdroje. Na spodn´ıstranu ˇcipuse pˇriv´ad´ı z´aporn´enapˇet´ı.Dopadne-li na ˇcipfoton o dostateˇcn´eenergii, dojde fotoefektem k uvolnˇen´ı elektronu. Elektron si pˇrit´ahne nejbliˇzˇs´ıanoda a vznikl´ad´ıraputuje ke katodˇe. Oblasti, z n´ıˇzproud´ıelektrony k jedn´edan´eanodˇe,se ˇr´ık´apixel. Poˇcetelektron˚ushrom´aˇzdˇen´ych bˇehemexpozice pod anodou je pˇr´ımo´umˇern´ypoˇctufoton˚udopadl´ych na jej´ıpixel. Kaˇzd´y pixel m´asamozˇrejmˇejen omezenou kapacitu elektron˚u(full-well capacity). Po dosaˇzen´ı t´etomeze totiˇzzaˇcne´uhrnn´yn´aboj elektron˚uvyrovn´avat n´aboj anody a elektrony mohou pˇrej´ıtdo sousedn´ıhopixelu. Jakmile je tedy svˇetlapˇr´ıliˇs,vygeneruje se elektron˚utolik, ˇze se snaˇz´ıpˇret´ekat do sousedn´ıch pixel˚u- pozorujeme tzv. blooming. Vzhledem ke konstrukci CCD se elektron˚umdaˇr´ınejl´epe uniknout v jednom smˇeru,pozorujeme typick´eprotaˇzen´ı

48 Obr´azek2.36: Anatomie CCD ˇcipu.Pˇrevzato z http://www.circuitstoday.com/2010.

obrazu jasn´ych objekt˚u(viz obr. 2.37).6 Po ukonˇcen´ıexpozice se zavˇrez´avˇerka kamery, aby jiˇzsvˇetlona ˇcipnedopadalo, a zb´yv´a ˇcipvyˇc´ıst,tzn. zmˇeˇritnaakumulovan´yn´aboj v kaˇzd´empixelu. K tomu je vyhrazena jedna ˇradapixel˚una kraji CCD ˇcipuzvan´aregistry (obr. ??). Elektrony lze v ˇcipupˇresouvat t´ım, ˇzena anod´ach periodicky mˇen´ımenapˇet´ı,ˇc´ımˇzvzniknou jak´esivlny potenci´aluun´aˇsej´ıc´ıs sebou elektrony. Pˇrivyˇc´ıt´an´ıposuneme vˇsemielektrony o jednu ˇradusmˇeremk registru, ˇc´ımˇzho zapln´ıme. Na to posunujeme elektrony v registru k jeho konci, kde jiˇzˇcek´aAD pˇrevodn´ık.Ten zmˇeˇr´ın´aboj z pixelu, kter´yk nˇemu pr´avˇedorazil a pˇrevede jej na ˇc´ıselnou hodnotu v jednotk´ach ADU (analog-to-digital unit). Cel´yproces se opakuje, dokud nen´ı ˇcipzcela vyˇcten.V´ystupn´ıhodnoty v ADU jsou celoˇc´ıseln´enez´aporn´ehodnoty v obvykle 16 bitov´emrozsahu - 0 aˇz(216 − 1). Poˇcetelektron˚upˇripadaj´ıc´ıch na 1 ADU se oznaˇcuje jako zisk (gain) AD pˇrevodn´ıku. CCD dosahuj´ıvelmi dobr´epˇresnostimˇeˇren´ı,pˇrikvalitn´ımzpracov´an´ılepˇs´ıneˇz0,01 mag. Spektr´aln´ıcitlivost se pohybuje asi od 400 do 1200 nm s maximem v okol´ı700 nm (ˇcerven´esvˇetlo).Po nanesen´ıantireflexn´ıch vrstev lze obor citlivosti prot´ahnoutk aˇzasi 250 nm do UV oblasti spektra. V dlouhovlnn´eoblasti spektra nemaj´ıfotony dostateˇcnou energii, aby zp˚usobilyvnitˇrn´ı fotoefekt. Kvantov´a´uˇcinnostm˚uˇzepro vhodnou vlnovou d´elkupˇres´ahnout90%, jinak se pohybuje sp´ıˇsekolem 80% (obr. 2.39). Sum.ˇ Podobnˇejako u foton´asobiˇcese i u CCD projevuje temn´yproud. Tepeln´yˇsum tvoˇr´ıˇsumov´eelektrony v mnoˇzstv´ıs norm´aln´ımrozdˇelen´ım.Roste exponenci´alnˇes teplo-

6V´yrobci CCD kamer odstraˇnuj´ıtento efekt vˇrazen´ımanti-bloomingov´ych hradel (anti-blooming gate, ABG), jak´ychsi odvodˇnovac´ıch kan´alk˚u“. Jejich nev´yhodou je ale, ˇzezauj´ımaj´ıaˇz30 % plochy sn´ımaˇce ” a sniˇzuj´ı jeho citlivost v˚uˇcisvˇetlua protoˇzemezi buˇnkami je najednou prostor, kter´yse nevyuˇzijeke shromaˇzd’ov´an´ıobrazov´einformace, sniˇzuj´ıi rozliˇsovac´ıschopnost.

49 Obr´azek2.37: Blooming se projevuje charakteristick´ymi oc´asky“ kolem jasn´ych hvˇezd. ” Pˇrevzatoz http://www.ccd.com.

Obr´azek2.38: CCD ˇcipm˚uˇzemepˇrirovnat k sadˇen´adobek, kter´ebˇehemdeˇstˇemˇeˇr´ımnoˇzstv´ı sr´aˇzek.Po deˇstise n´adobky posunuj´ına dopravn´ıkov´ych p´asech k mˇeˇr´ıc´ıstanici. Voda shrom´aˇzdˇen´ak kaˇzd´en´adobce je pak pˇrelitado mˇeˇr´ıc´ın´adobky, mnoˇzstv´ıje zmˇeˇrenoa na v´ystupudostaneme ´udaj o mnoˇzstv´ıvody v kaˇzd´ejedn´en´adobce. Pˇrevzatoz Janesick & Blouke, Sky and Telescope, vol. 74, p. 238.

50 Obr´azek 2.39: Srovn´an´ı kvantov´e ´uˇcinnosti detektor˚u. Pˇrevzato z http://www.astro.ljmu.ac.uk.

tou, proto je snaha chladit ˇcipCCD kamery na co nejniˇzˇs´ı teplotu. U profesion´aln´ıch pˇr´ıstroj˚uchlazen´ımtekut´ymdus´ıkem pˇr´ıpadnˇesuch´ymledem (pevn´yCO2). Vˇetˇsinakamer rozˇs´ıˇren´ych i mezi amat´eryvˇsakpouˇz´ıv´achlazen´ıPeltierov´ymˇcl´ankem. Zbytkov´ytepeln´y ˇsumje pak tˇrebakorigovat pomoc´ıtzv. temn´ehosn´ımku, dark framu (obr. 2.40). Kromˇetepeln´ehoˇsumu je na ˇcipupro kaˇzd´ypixel nastavena urˇcit´a´uroveˇnnapˇet´ı(off- set), aby v´ysledn´ysign´albyl vˇzdykladn´y.AD pˇrevodn´ıkpˇripˇrevodu n´aboje na sign´alv ADU pˇriˇc´ıt´ak v´ysledkukonstantu, kter´ase m˚uˇzepro kaˇzd´ypixel trochu liˇsit.Nav´ıcmˇeˇren´ı n´aboje nen´ıbez chyb. Ke kaˇzd´emu obr´azku,kter´ykamera vyprodukuje, je tak pˇriˇctenajist´a matice - tzv. bias (offset) (obr. 2.40). Kalibrace. Kaˇzd´ysn´ımekobjektu poˇr´ızen´yCCD kamerou je vhodn´ekalibrovat. Cel´y proces kalibrace surov´ehosn´ımku pomoc´ıkorekˇcn´ıch sn´ımk˚u(bias, dark frame a flat field) oznaˇcujemejako redukci sn´ımku.Kvalita korekˇcn´ıch sn´ımk˚uz´asadn´ımzp˚usobem rozhoduje o pˇresnostiv´ysledn´efotometrie nebo vzhledu astrofotografie. Proces redukce lze zapsat takto (surov´ysn´ımek − master bias − master dark) redukovan´ysn´ımek= , (2.12) master flat kde master flat je zpravidla normovan´ymedi´anflat field korekˇcn´ıch sn´ımk˚uopraven´ych o temn´esn´ımky. Je tˇrebaupozornit na to, ˇzepokud m´amek dispozici temn´esn´ımkystejn´e expoziˇcn´ıdoby jako svˇetl´esn´ımky, nen´ıtˇrebaprov´adˇetbias korekci. Bias sn´ımkyz´ısk´ames nulovou expozic´ıpˇrizavˇren´ez´avˇerce.Ne vˇsechny kamery to ale umoˇzˇnuj´ı.Dˇel´ame-libias v´ıcekr´at,bude m´ıtkonkr´etn´ıpixel bias hodnoty s norm´aln´ım rozdˇelen´ım. C´ımv´ıcesn´ımk˚ujeˇ l´epe, protoˇzevyˇc´ıtac´ıˇsumv master bias sn´ımkukles´as druhou mocninou poˇctubias sn´ımk˚u. Jako v´ysledn´y,master bias pouˇzijemepr˚umˇernebo medi´anze z´ıskan´ych sn´ımk˚u.Pozor, odeˇc´ıt´ame-li od obr´azkudark frame, odeˇc´ıt´ame t´ım z´aroveˇni bias.

51 Obr´azek2.40: Uk´azka vlivu pouˇzit´ıkalibraˇcn´ıch sn´ımk˚una svˇetl´ysn´ımekpole RX An- dromedae. Pˇrevzato ze CCD Manual 2010, http://www.aavso.org.

52 Korekˇcn´ıtemn´esn´ımkyz´ısk´ame expozic´ıse zavˇrenouz´avˇerkou (o stejn´ed´elceexpozice) jako svˇetl´esn´ımky, kter´ebudeme redukovat. Temn´ych sn´ımk˚upoˇrizujemenˇekolik. Celkov´a expoziˇcn´ıdoba temn´ych sn´ımk˚uby mˇelab´ytalespoˇn5kr´atdelˇs´ı,neˇzexpoziˇcn´ıdoba ob- jektu, jinak kalibrace povede k n´ar˚ustuˇsumu. Z poˇr´ızen´ych temn´ych sn´ımk˚uvytvoˇr´ıme medi´ana tak z´ısk´ametzv. master dark. Pˇriv´yrobˇeCCD ˇcipuse nikdy nepodaˇr´ıudˇelatvˇsechny pixely ´uplnˇestejn´e,takˇzekaˇzd´y m´atrochu odliˇsnoucitlivost. Kalibrace se dˇel´apomoc´ıflat field sn´ımku,resp. master flat sn´ımku(obr. 2.40). Flat fieldem se nav´ıcodstran´ıvliv vinˇetaceoptiky dalekohledu i st´ın˚u zrn´ıˇcekprachu na CCD ˇcipu.Pro poˇr´ızen´ı flat field sn´ımk˚u(flat˚u)je zapotˇreb´ı nˇejak´e rovnomˇernˇez´aˇr´ıc´ı plochy. K tomu ´uˇcelunˇekdyb´yv´av kopuli dalekohledu k dispozici rovnomˇernˇenasv´ıcen´eb´ıl´epl´atno(home flat). Jinak lze pouˇz´ıtoblohu za soumraku (sky flat). Flat sn´ımkyje tˇrebanasn´ımatpro kaˇzd´ypouˇzit´yfiltr zvl´aˇst’. Objekt fotografujeme alespoˇndvakr´at,abychom mohli nal´ezta odstranit pˇr´ıpadn´e artefakty. Mezi nejbˇeˇznˇejˇs´ıpatˇr´ıneˇz´adouc´ızjasnˇen´ıjednotliv´ych pixel˚u,tzv. hot pixely. To m˚uˇzeb´ytzp˚usobeno vadou dan´ehopixelu i napˇr.dopadem vysokoenergetick´ehokos- mick´ehoz´aˇren´ı.V pixelu, kter´ytakov´ez´aˇren´ızas´ahnese vyprodukuje 103 − 104 elektron˚u. Poˇcetz´asah˚use mˇen´ıs nadmoˇrskou v´yˇskou pozorovatelny a ˇcin´ıasi 1-2 ˇc´astice/cm2/min.

2.3 Spektrografy

Z´akladn´ıastronomick´yspektrograf se skl´ad´aze ˇstˇerbiny, kolim´atoru,disperzn´ıhoprvku (typicky difrakˇcn´ı mˇr´ıˇzka nebo hranol), kamery a detektoru. Z´akladn´ı sch´emaspektro- grafu ukazuje obr. 2.41. Stˇerbinatvoˇrenaˇ dvˇemarovnobˇeˇzn´ymibˇrity a je um´ıstˇenav ohniskov´erovinˇedalekohledu. Pr´avˇeˇstˇerbinouvyb´ır´amez cel´eoblohy objekt, kter´yn´as zaj´ım´a(hvˇezdu,galaxii,..). Kolim´atorje tvoˇrenspojkou nebo konk´avn´ımzrcadlem a mˇen´ı rozb´ıhav´ysvazek paprsk˚uproˇsl´ych ˇstˇerbinouna svazek rovnobˇeˇzn´ych paprsk˚u.V´yhodou pouˇzit´ızrcadla je to, ˇzenetrp´ıbarevnou vadou. Na disperzn´ımˇr´ıˇzcenebo hranolu doch´az´ık rozkladu svˇetla. Paprsky se odch´yl´ıod sv´ehop˚uvodn´ıhosmˇeruo ´uhelz´avisl´yna sv´evlnov´e d´elce(tud´ıˇzpaprsky stejn´evlnov´ed´elkyse stanou rovnobˇeˇzn´ymi a paprsky r˚uzn´evlnov´e d´elkyr˚uznobˇeˇzn´ymi).D´ale svˇetlopokraˇcujepˇresobjektiv kamery, kter´ymje fokusov´ano na detektor, napˇr.CCD7. Z´akladn´ımicharakteristikami spektrografu jsou (line´arn´ı)disperze, kter´avyjadˇruje jak´aˇc´astspektra, kolik nanometr˚u,se vejde na 1 mm spektrogramu, a rozliˇsovac´ıschop- nost, coˇzje pomˇervlnov´ed´elkyk nejmenˇs´ımu rozliˇsiteln´emu rozd´ıluvlnov´ych d´eleku dan´e vlnov´ed´elky. Matematicky, λ R = , (2.13) δλ kde δλ znaˇc´ırozd´ılvlnov´ych d´elekodpov´ıdaj´ıc´ıch dvˇemasousedn´ımpixel˚um.

7Pokud je detektorem jen“ lidsk´eoko, mluv´ımeo spektroskopu. ”

53 Obr´azek2.41: Sch´emaspektrografu. Mˇr´ıˇzka se ot´aˇc´ıjen tehdy, kdyˇzchceme na detektor nasmˇerovat urˇcitouˇc´astspektra. Pˇrevzatoz http://outreach.atnf.csiro.au.

54 2.3.1 Hranolov´yspektrograf Jako disperzn´ıˇclense pouˇz´ıv´abud’ sklenˇen´yhranol nebo mˇr´ıˇzka. Hranol je historicky starˇs´ı. Na hranolu doch´az´ık rozkladu svˇetlad´ıkyrozd´ıln´emu indexu lomu materi´aluhranolu pro r˚uzn´evlnov´ed´elkysvˇetla.Pro dosaˇzen´ımaxim´aln´ıhorozd´ılumezi odchylkou ˇcerven´ych a modr´ych paprsk˚u,tzv. ´uhlov´edisperze, se nˇekdypouˇz´ıv´ai v´ıcehranol˚uza sebou, ale za cenu v´yrazn´ehopoklesu mnoˇzstv´ıproˇsl´ehosvˇetla.Je zˇrejm´e,ˇzepoloha s spektr´aln´ıˇc´ary v ohniskov´erovinˇespektrografu souvis´ıs vlnovou d´elka svˇetla λ, kter´eji vytv´aˇr´ı.Funkci λ(s) naz´yv´amedisperzn´ıkˇrivkou spektrografu. C λ = λ0 + α , (2.14) (s − s0) kde λ pˇredstavuje vlnovou d´elkuodpov´ıdaj´ıc´ı zkouman´emu bodu spektra, vzd´alen´emu s od nˇejak´eho,libovolnˇezvolen´ehopoˇc´atku s0. Konstanty λ0,C, α a s0 se mus´ı urˇcit experiment´alnˇefitov´an´ım.Vid´ıme,ˇzez´avislost λ(s) je silnˇeneline´arn´ı.U dlouh´ych vlnov´ych d´elekje spektrum pˇr´ıliˇszhuˇstˇeno,u kr´atk´ych zbyteˇcnˇeroztaˇzeno.D´ıky tomuto jevu a ztr´at´amsvˇetlaabsorpc´ıpˇripr˚uchodu hranolem a odrazu svˇetlana jeho stˇen´ach se d´av´a pˇrednostmˇr´ıˇzkov´ymspektrograf˚um.Hranolem tak´enen´ımoˇzn´ezkoumat spektrum z´aˇren´ı v ultrafialov´eoblasti, protoˇzetato ˇc´astspektra je sklem pohlcena.

Objektivov´yhranol Um´ıst’uje se pˇredobjektiv. Umoˇzˇnujen´am sledovat najednou spektra vˇsech hvˇezdv zorn´em poli. Spektra se mohou pˇrekr´yvat. Zn´am´yHenry Draper Catalogue (HD) hvˇezdn´ych spekter byl vytvoˇrenna z´akladˇepozorov´an´ıs objektivov´ymhranolem.

2.3.2 Mˇr´ıˇzkov´yspektrograf Na rozd´ılod hranolov´ehospektrografu je u mˇr´ıˇzkov´ehodisperze stejn´ave vˇsech oborech spektra. K rozkladu svˇetlase pouˇz´ıv´aohybov´ehojevu na mˇr´ıˇzcea n´asledn´einterference. V praxi se setk´ames dvˇematypy ohybov´ych mˇr´ıˇzek.Pr˚uhledov´emaj´ıvrypy provedeny na pr˚uhledn´eplanparaleln´ı,oboustrannˇebrouˇsen´esklenˇen´edesce. U odrazov´ych mˇr´ıˇzekjsou vrypy ryt´edo kovov´ehozrcadla nebo napaˇren´evrstvy hlin´ıkuna sklenˇen´edestiˇcce.Mˇr´ıˇzka funguje pro svˇetloobdobnˇejako syst´emrovnobˇeˇzn´ych ´uzk´ych ˇstˇerbin,kde doch´az´ıkromˇe odrazu tak´ek ohybu svˇetlaa n´asledn´einterferenci. Dopad´a-lina mˇr´ıˇzkusvˇetlopod ´uhlem α a odr´aˇz´ı-lise pod ´uhlem β, nastane pro vlnovou d´elku λ konstruktivn´ıinterference, pokud existuje ˇc´ıslo m ∈ {0, 1, 2,...} takov´e,ˇzeplat´ırovnice

mλ = d(sin β + sin α), (2.15)

kde d oznaˇcujetzv. mˇr´ıˇzkovou konstantu, tj. vzd´alenostsousedn´ıch vryp˚umˇr´ıˇzky. Odvozen´ıvztahu (2.15) (obr. 2.43): Necht’ z´aˇren´ıo vlnov´ed´elce λ dopad´ana mˇr´ıˇzku pod ´uhlem α. Na vrypu nebo ˇstˇerbinˇemˇr´ıˇzkydojde k ohybu svˇetla.Odchylku zvolen´eho ohnut´ehopaprsku od kolmice k rovinˇemˇr´ıˇzkyoznaˇcme β. Na sousedn´ımvrypu t´eˇzvznikl

55 Obr´azek2.42: Spektrogran Hy´adpoˇr´ızen´yobjektivov´ymhranolem. Zdroj: Dean Ketelsen, http://mcdonaldobservatory.org/teachers/classroom/spectroscopy.

paprsek odch´ylen´yo ´uhel β. Po pr˚uchodu objektivem kamery dopadnou oba tyto p˚uvodnˇe rovnobˇeˇzn´epaprsky na stejn´ybod v ohniskov´erovinˇe,kde se obˇevlnˇen´ısloˇz´ı.Ke kon- struktivn´ı interferenci dojde, maj´ı-li oba paprsky dr´ahov´yrozd´ıl ∆S rovn´ynˇejak´emu celoˇc´ıseln´emu n´asobkusv´evlnov´ed´elky. Jelikoˇzna objektivu kamery dr´ahov´yrozd´ılnevznik´a, zb´yv´ajen dr´ahov´yrozd´ılod mˇr´ıˇzky, kter´yˇcin´ı∆S = d(sin α + sin β). Z toho plyne vztah (2.15). Ve v´ysledkutedy z´ısk´ameobraz spektra na detektoru. Mˇr´ıˇzka vˇsakna rozd´ılod hra- nolu nevytv´aˇr´ıjedno spektrum, ale celou ˇraduspekter odpov´ıdaj´ıc´ıch r˚uzn´ymhodnot´am m, tzv. ˇr´ad˚umspektra. Spektra r˚uzn´ych ˇr´ad˚use ˇc´asteˇcnˇepˇrekr´yvaj´ı2.44. Zkoum´ame-li nˇejak´ynezn´am´yobjekt, m´ıchala by se spektra pˇressebe, coˇzby n´amznemoˇznilospr´avnou identifikaci spektr´aln´ıch ˇcar.V tom pˇr´ıpadˇepˇredspektrograf zaˇrad´ımebarevn´yfiltr, j´ımˇz umoˇzn´ımepr˚uchod jen urˇcit´emu rozsahu vlnov´ych d´elektak, aby se r˚uzn´eˇr´adynepˇrekr´yvaly. Pˇri zkoum´an´ı jiˇzzn´am´ehospektra m˚uˇzeb´ytpˇrekr´yv´an´ı ˇr´ad˚unaopak uˇziteˇcn´e.Napˇr. sledujeme-li kr´atkodob´evariace spektra Slunce, m˚uˇzemev nˇekolikan´asobnˇepˇrekryt´em spektru nar´azpozorovat velk´yrozsah vlnov´ych d´elekna mal´eploˇsedetektoru. Kdyˇzspektrum zachyt´ımenˇejak´ymploˇsn´ymnebo line´arn´ımdetektorem, bude na line´arn´ı souˇradnici s zachycen sign´alvyprodukovan´ysvˇetlemvlnov´ed´elky λ dan´erovnic´ı

6    10 d s − s0 λ = sin α + sin + α − ψ0 , (2.16) m fcam

kde fcam je ohniskov´avzd´alenostobjektivu kamery, α ´uheldopadu svˇetlana mˇr´ıˇzku.Kon- stanty s0 a ψ0 se mus´ıurˇcitexperiment´alnˇe.Jak jiˇzbylo zm´ınˇeno,na rozd´ılod hranolov´eho spektrografu si s a λ odpov´ıdaj´ıt´emˇeˇrline´arnˇe. dβ Jako spektr´aln´ırozliˇsen´ı, nˇekdyt´eˇz ´uhlov´adisperze, oznaˇcujemeveliˇcinu dλ (λ).

56 Obr´azek2.43: K odvozen´ımˇr´ıˇzkov´erovnice 2.15. Pˇrevzatoz http://www.williams.edu/ Astronomy/Course-Pages.

Obr´azek2.44: Pˇrekl´ad´an´ıˇr´ad˚uspekter. Pˇrevzatoze skripta????.

57 Line´arn´ıˇsk´alana detektoru, tzv. line´arn´ıdisperze je pak d´anarovnic´ı(2.1). Pro mˇr´ıˇzkov´y spektrograf z´ısk´amespektr´aln´ırozliˇsen´ıderivac´ıvztahu (2.15) podle β pˇrikonstantn´ım´uhlu dopadu α. Pak dostaneme dβ m = . (2.17) dλ d cos β Pˇripomeˇnmejeˇstˇedalˇs´ı charakteristiku spektrografu – rozliˇsovac´ı schopnost. D´ase uk´azat,ˇzepro mˇr´ıˇzkov´yspektrograf ji lze vyj´adˇritnejen jako pod´ılvlnov´ed´elky λ, ve kter´emˇeˇr´ıme,k nejmenˇs´ımu intervalu vlnov´ych d´elek δλ, kter´ejeˇstˇespektrografem ro- zliˇs´ıme(napˇr.rozd´ılvlnov´ych d´elekodpov´ıdaj´ıc´ıch dvˇemasousedn´ımpixel˚um),ale tak´e jako souˇcinˇr´aduspektra m a poˇctuvryp˚umˇr´ıˇzky N λ R = (λ) = mN. (2.18) δλ Pokud tedy m´amemˇr´ıˇzkus 600 vrypy na 1 mm o d´elce50 mm, m´amˇr´ıˇzka celkem 30 000 vryp˚ua v prv´emˇr´adupak rozliˇsovac´ıschopnost 30 000, ve druh´em60 000 atd.

Rowland˚uvspektrograf U mˇr´ıˇzkov´ych spektrograf˚use setk´ames celou ˇradoukonstrukc´ı.Nejjednoduˇsˇs´ıuspoˇr´ad´an´ı s odrazovou mˇr´ıˇzkou pˇredstavuje Rowland˚uvspektrograf (obr. 2.45), kter´ynepotˇrebuje ani kolim´ator, ani objektiv kamery. Tvoˇr´ıjej jedin´akomponenta, vydut´amˇr´ıˇzka. T´ımjsou minimalizov´any svˇeteln´eztr´aty absorpc´ıa rozptylem. Ohniskov´aplocha tvoˇr´ıv´alec.

Blazeovan´emˇr´ıˇzky Jsou konstruovan´etak, ˇzevˇetˇsinasvˇetlapadne do jednoho urˇcit´ehoˇr´aduspektra, takˇze je o to jasnˇejˇs´ı.Dos´ahnese toho urˇcit´ymsklonem vryp˚uv˚uˇcirovinˇemˇr´ıˇzky. Blazeovan´a mˇr´ıˇzka (blazed grating) se vˇzdyoptimalizuje pro nˇejakou vlnovou d´elku.

Echellete spektrograf V obyˇcejn´emjednomˇr´ıˇzkov´emspektrografu mˇr´ıˇzka sice zp˚usob´ıdifrakci, ale jednotliv´eˇr´ady spektra se pˇrekr´yvaj´ı. Abychom tomu zabr´anilipouˇzijemestejn´ytrik jeˇstˇejednou: jiˇz rozloˇzen´emu svˇetlupostav´ımedo cesty dalˇs´ımˇr´ıˇzku,jej´ıˇzvrypy budou kolm´eke smˇeru disperze (obr. 2.46). T´ımz´ısk´ametzv. eˇseletov´espektrum, kde jsou jednotliv´eˇr´adyspektra zobrazeny v ˇr´adc´ıch pod sebou (obr. 2.47, 2.48, 2.49). Na ploˇsn´ydetektor pak zachyt´ıme velkou ˇc´astspektra.

Mnohovl´aknov´aspektroskopie Klasick´aspektroskopie m´anev´yhodu, ˇzelze najednou pozorovat spektrum jen jedn´ehvˇezdy. Celkem ned´avnose na velk´ych observatoˇr´ıch zaˇcalapouˇz´ıvat mnohovl´aknov´aspektroskopie. Do ohniskov´eroviny se um´ıst´ıdeska s vyraˇzen´ymiotvory v m´ıstech, kde se ve zkouman´em poli zobrazuj´ıhvˇezdy. Z otvor˚use jejich svˇetlovede optick´ymivl´akny do spektrografu (obr.

58 Obr´azek 2.45: Rowland˚uv spektrograf s dutou mˇr´ıˇzkou. Pˇrevzato z http://www.physics.uc.edu/ sitko/AdvancedAstro/4-Spectroscopy/Spectroscopy.htm.

Obr´azek 2.46: Sch´ema ˇcinnosti eˇseletov´eho spektrografu. Pˇrevzato z http://pleione.asu.cas.cz/ slechta.

59 Obr´azek 2.47: Surov´e spektrum S´ıria z eˇseletov´eho spektrografu. Pˇrevzato z http://www.astrosurf.com/ buil/echelle/first.htm.

Obr´azek2.48: Spojov´an´ı r˚uzn´ych ˇr´ad˚uspektra z eˇseletov´ehospektrografu. Pˇrevzato z http://pleione.asu.cas.cz/ slechta.

60 Obr´azek2.49: Spektrum Slunce z eˇseletov´ehospektrografu s vysok´ymrozliˇsen´ım,kde jsou jednotliv´eˇr´adyjiˇzupraveny a poskl´ad´any pod sebe. Barvy jsou pak pˇrid´any umˇele.Zdroj: Nigel Sharp, National Optical Astronomical Observatories/National Solar Observatory at Kitt Peak/Association of Universities for Research in Astronomy a the National Science Foundation.

2.51 Z´ısk´ametak spektra vˇsech objekt˚uv poli najednou zobrazen´anad sebou (obr. 2.50). Bˇehemexpozice jednoho hvˇezdn´ehopole vyr´ab´ıautomatick´yrobot masku pro dalˇs´ıpole v pozorovac´ımprogramu. Zaveden´ımt´etotechnologie se velmi zv´yˇsilovyuˇzit´ıpozorovac´ıho ˇcasudalekohledu.

61 Obr´azek 2.50: Detekˇcn´ı deska spektrografu 2dF Anglo-Australsk´eho dalekohledu pˇripravovan´apro pozorov´an´ırobotem. Optick´avl´akna jsou osvˇetlenaˇcervenˇe.Pˇrevzato z http://www.2dfquasar.org/Spec Cat/basic.html.

Obr´azek2.51: Vyˇciˇstˇen´yobr´azek150 spekter galaxi´ıze spektrografu 6dF (pole 6, 6◦ ×6, 6◦) UK Schmidt Telescope. Pˇrevzatoz http://www.roe.ac.uk/ifa/wfau/6df/.

62 Kapitola 3

R´adiov´aastronomie

V srpnu 1931 zachytil americk´yfyzik ˇcesk´ehop˚uvodu Karl Guthe Jansky r´adiov´esign´aly pˇrich´azej´ıc´ız vesm´ıru,pˇresnˇejize souhvˇezd´ıStˇrelce,od objektu zn´am´ehodnes jako Sgr A. Pˇrestoˇzeto bylo vlastnˇen´ahodou (p˚uvodnˇetotiˇzhledal moˇzn´ezdroje r´adiov´ych poruch pro firmu Bell), je pokl´ad´anza zakladatele radioastronomie. Velkou v´yhodou radioastronomie je, ˇzeje moˇzn´epozorovat i ve dne a nevad´ı ani oblaˇcnost.Podle zp˚usobuv´yzkumu m˚uˇzemeradioastronomii rozdˇelitna: • pasivn´ı– studuje pouze r´adiov´evlny pasivnˇepˇrij´ıman´ez vesm´ıru.Pˇredmˇetem studia jsou tˇelesasluneˇcn´ısoustavy (napˇr.Slunce, Jupiter), objekty ze svˇetahvˇezd(hvˇezdy, nˇekter´edvojhvˇezdy, mlhoviny, zbytky supernov, planet´arn´ı mlhoviny, molekulov´a oblaka) nebo hvˇezdn´ych soustav (galaxie, galaktick´aj´adra,kvazary). • aktivn´ı(radarov´aastronomie) – pomoc´ıradaru vys´ıl´asign´al,kter´ypo odrazu od c´ıleopˇetpˇrij´ım´aa analyzuje. Je omezena jen na Zemi a jej´ınejbliˇzˇs´ıokol´ı.Studuje pol´arn´ız´aˇre,meteory, zemskou atmosf´eru(ionosf´eru),Slunce, Mˇes´ıc,Merkur, Venuˇsi, planetky. Oblasti hvˇezdn´eoblohy, kter´ejsou v r´adiov´eoblasti jasnˇejˇs´ıneˇzokoln´ıhvˇezdn´aobloha se naz´yvaj´ır´adiov´ezdroje. Prvn´ıobjeven´er´adiov´ezdroje se oznaˇcovaly latinsk´ymjm´enem souhvˇezd´ı+ p´ısmeno,napˇr.Cygnus A. V 60.-70. letech minul´ehostolet´ıpak zkratkou z ˇc´ıslynapˇr.3C273, coˇzznaˇc´ı273. objekt ve 3. Cambridgesk´emkatalogu. Nov´eoznaˇcen´ı dle IAU v sobˇeskr´yv´asouˇradnice; napˇr.19N4A znaˇc´ıˇzeobjekt leˇz´ına rektascenzi mezi 19 − 20h, na severn´ıpolokouli (N), na deklinaci mezi 40-50◦ a nav´ıcje uvedeno poˇrad´ı zdroje v oblasti (A). Pˇr´ıklad:Tau A = 05N2A = NGC 1952 = M1 = Krab´ımlhovina. Z´akladn´ımipˇr´ıstroji jsou r´adiov´eteleskopy, r´adiov´einterferometry, spektrografy a radary. Rozliˇsovac´ı schopnost radioteleskop˚uje d´anavztahem (2.2). Vzhledem k vlnov´ed´elce r´adiov´ehoz´aˇren´ıpropouˇstˇen´ehozemskou atmosf´erou(obr. 1.1) v ˇr´adech jednotek metr˚u, staˇc´ıvyrobit zrcadla s centimetrovou pˇresnost´ı.Pro r´adiov´ez´aˇren´ıtedy m˚uˇzemesnadno vy- robit velmi velk´epr˚umˇeryant´en.Nejvˇetˇs´ıplnˇepohybliv´eradioteleskopy jsou Green Bank Telescope (USA) s ant´enou100 × 110 metr˚ua 100metrov´yradioteleskop v Effelsbergu (Nˇemecko). Nejvˇetˇs´ınepohybliv´acelistv´aant´enaje o pr˚umˇeru305 m v Arecibu na Por- toriku, ale ve v´ystavbˇeje radioteleskop FAST na jihov´ychodˇe C´ıny,ˇ kter´ym´am´ıtpr˚umˇer

63 500 metr˚u.Nejvˇetˇs´ısamostatn´yradioteleskop svˇetaRATAN 600 o pr˚umˇeru 600 metr˚u pracuje v Rusku. V roce 1946 byla pˇredstavena astronomick´ainterferometrie. Astronomick´einterferom- etry sest´avaj´ıze soustav klasick´ych parabolick´ych ant´en(napˇr.One-Mile Telescope) nebo jde o pole jednorozmˇern´ych ant´en(napˇr.Molonglo Observatory Synthesis Telescope) nebo dvojrozmˇern´epole nesmˇerov´ych dip´ol˚u(napˇr.Tony Hewish’s Pulsar Array). Jednotliv´e ant´eny jsou spolu spojeny. Zachycen´esign´alyz r˚uzn´ych teleskop˚use pomoc´ı aperturn´ı synt´ezyskl´adaj´ı,interferuj´ıtak, ˇzevlny o stejn´ef´azise posiluj´ıa vlny o f´aziopaˇcn´ese ruˇs´ı.C´ılemtˇechto pozorov´an´ıje pˇredevˇs´ımzv´yˇsit´uhlov´erozliˇsen´ı.Rozliˇsovac´ıschopnost sestavy interferometru je stejn´a,jakou by mˇelajedin´aant´enas pr˚umˇeremshodn´ymse vzd´alenost´ıd´ılˇc´ıch ant´en.Mezi velk´er´adiov´einterferometry patˇr´ınapˇr´ıkladsoustava 27 ant´enVery Large Array v Nov´emMexiku, USA, kter´adosahuje rozliˇsen´ıaˇz0,2 ´uhlov´ych vteˇrinve 3 cm vlnov´ych d´elk´ach. Od 70. let minul´ehostolet´ıje moˇzn´evyuˇz´ıvat jako souˇc´asti r´adiov´ych interferometr˚uradioteleskopy po cel´ezemˇekouli a dokonce i ve vesm´ıru,vznikla interferometrie s velmi dlouhou z´akladnou(Very Long Base Interferometry – VLBI). Pˇristudiu bl´ızk´ych objekt˚usluneˇcn´ısoustavy nejsme odk´az´anijen na pasivn´ıpˇr´ıjem,ale m˚uˇzemevys´ılatvlastn´ır´adiov´evlny. Jako radar m˚uˇzepracovat i radioteleskop v Arecibu. Zpracov´an´ım r´adiov´ych puls˚uodraˇzen´ych od zkouman´ehoobjektu lze napˇr´ıklad zjistit vzd´alenostia rotaˇcn´ı rychlosti planet. Byla tak velmi pˇresnˇezjiˇstˇenai hodnota astro- nomick´ejednotky. Pˇrisledov´an´ımeteor˚upak m˚uˇzemeurˇcovat jejich rychlost, vzd´alenost a smˇer.Z´akladn´ım vztahem radarov´eastronomie vztah mezi intenzitou pˇrijat´eozvˇeny, vlastnost´ıc´ıle, jeho vzd´alenost´ıa vlastnostmi pozorovac´ıaparatury – tzv. radarov´arovnice

PT GT ARσ PR = , (3.1) (4π)2 r4 λ2 A = G , (3.2) R 4π R kde r je vzd´alenostobjektu, σ [m2] radarov´y´uˇcinn´ypr˚uˇrezsledovan´ehotˇelesa(je vˇzdy menˇs´ıneˇzgeometrick´ypr˚uˇrez), PT v´ykon vys´ılaˇce, PR [W ] pˇrij´ıman´ysign´al, GT zisk vys´ılac´ı ant´eny, GR zisk pˇrij´ımac´ı ant´eny, AR apertura ant´eny radaru, λ vlnov´ad´elka sign´alu. Pomoc´ıradarov´erovnice lze i odhadnout, jak´ydosah m´azvolen´yradioteleskop. Po ´upravˇe vztahu 3.1 dostaneme s 2 4 σPV A rmax = 2 , (3.3) 4πλ P0 kde rmax je vzd´alenost,do kter´elze objekt zmˇeˇrita P0 je nejmenˇs´ısign´al,jak´ym˚uˇzeradar jeˇstˇezachytit.

64 Kapitola 4

Infraˇcerven´aastronomie

Infraˇcerven´a(IR) astronomie je oblast´ı astronomie a astrofyziky, kter´astuduje astro- nomick´eobjekty na vlnov´ych d´elk´ach v intervalu 0.75 aˇz300 mikrometr˚u(viz tabulka 4.1). Z jedn´estrany je tato oblast vymezena svˇetlemo vlnov´ych d´elk´ach 380 aˇz750 nm a z druh´estrany submilimetrov´ymivlnami. Existenci infraˇcerven´ehoz´aˇren´ıve spektru Slunce objevil roku 1800 W. Herschel. Po rozkladu sluneˇcn´ıhosvˇetla hranolem zjistil, ˇzeteplomˇerukazuje nejvˇetˇs´ıteplotu tam, kde uˇzale ˇz´adn´ez´aˇren´ınebylo okem vidˇet,za ˇcerven´ymokrajem spektra. Ale aˇzpoˇc´atkem 20. stolet´ıse podaˇrilovyvinout dostateˇcnˇecitliv´ydetektor pro IR fotometrii nˇekolika set hvˇezd.Nicm´enˇeIR astronomie byla aˇzdo konce 50. a zaˇc´atku60. let minul´ehostolet´ı klasick´ymi“ astronomy opom´ıjenaa byla sp´ıˇsev´ysadoufyzik˚u.Teprve ´uspˇech radioas- ” tronomie v 50. letech a nov´edetektory pro IR z´aˇren´ıpoloˇzilyskuteˇcn´ez´akladymodern´ı infraˇcerven´eastronomie. Protoˇzeje infraˇcerven´ez´aˇren´ı svou vlnovou d´elkou bl´ızk´eviditeln´eˇc´astispektra, je moˇzn´ezejm´enapro bl´ızkou“ IR oblast pouˇz´ıvat stejn´epˇr´ıstroje, dalekohledy jako pro ” svˇetlo.Speci´aln´ıteleskopy (jako je napˇr.James Clerk Maxwell Telescope na Mauna Kea) se pouˇz´ıvaj´ıaˇzke studiu vzd´alenˇejˇs´ıch ˇc´ast´ıIR spektra. Pˇripozorov´an´ıIR z´aˇren´ıale znaˇcn´e

Tabulka 4.1: Infraˇcerven´aokna

Vlnov´ad´elka [µm] Obor Dalekohledy 0,65 - 1,0 R a I prakticky vˇsechny optick´edalekohledy 1,25 J vˇetˇsinaoptick´ych dalekohled˚ua IR dalekohledy 1,65 H vˇetˇsinaoptick´ych dalekohled˚ua IR dalekohledy 2,2 K vˇetˇsinaoptick´ych dalekohled˚ua IR dalekohledy 3,45 L vˇetˇsinaoptick´ych dalekohled˚ua IR dalekohledy 4,7 M vˇetˇsinaoptick´ych dalekohled˚ua IR dalekohledy 10 N vˇetˇsinaoptick´ych dalekohled˚ua IR dalekohledy 20 Q vˇetˇsinaoptick´ych dalekohled˚ua IR dalekohledy

65 probl´emy zp˚usobujevodn´ıp´arav zemsk´eatmosf´eˇre,kter´aabsorbuje jeho znaˇcnouˇc´ast. Atmosf´erasama pak v IR oblasti z´aˇr´ı.Z tohoto d˚uvodu jsou IR teleskopy um´ıst’ov´any do m´ısts velkou nadmoˇrskou v´yˇskou a n´ızkou vlhkost´ıvzduchu, napˇr´ıkladMauna Kea Observatory (4205 m n. m.) nebo ALMA v Chile (5000 m n.m.) v chilsk´epouˇstiAtacama ˇciobservatoˇrv Antarktidˇe.Dalekohledy pro IR astronomie mus´ıb´ytzpravidla chlazen´e na n´ızkou teplotu, protoˇzezdroje IR z´aˇren´ımaj´ıteplotu ˇr´adovˇestovky kelvin˚ua pokud by dalekohled a detektor nebyly chlazeny, mohlo by tepeln´ez´aˇren´ısamotn´ehodetektoru kontaminovat studovan´ez´aˇren´ıvesm´ırn´ehoobjektu. Dnes uˇzexistuj´ıi v´yznamn´epˇrehl´ıdkov´eprojekty v IR oblasti spektra, jako napˇr´ıklad 2MASS (Two Micron All Sky Survey). V´yznamn´ejsou i IR observatoˇrena obˇeˇzn´edr´aze kolem Zemˇe.Z dˇr´ıvˇejˇs´ıch uved’me druˇziciIRAS, kter´av roce 1983 provedla IR pˇrehl´ıdku 95 % hvˇezdn´eoblohy v 12, 25, 60 a 100 µm. Naˇsla250 tis´ıcIR zdroj˚u.V okol´ıekliptiky naˇslameziplanet´arn´ıprach, kter´yodr´aˇz´ıIR z´aˇren´ıSlunce. V souˇcasn´edobˇejsou to pracuj´ı na obˇeˇzn´edr´azeHerschel Space Observatory a Spitzer Space Telescope (viz tabulka 1.1). Pouˇz´ıvan´eIR detektory zaznamenaly bˇehemuplynul´ehop˚ulstolet´ıobrovsk´yv´yvoj. V pades´at´ych letech 20. stolet´ıse zaˇcalopouˇz´ıvat PbS (sulfidu olova) chlazen´ehotekut´ym dus´ıkem na 77 K. Pˇridopadu IR z´aˇren´ıo vlnov´ed´elce λ=1-4µm se mˇen´ıse elektrick´yodpor PbS, kter´yje moˇzn´emˇeˇrit.V roce 1961 byl poprv´epouˇzitgermaniov´ybolometr, kter´ybyl nˇekoliksetkr´atcitlivˇejˇs´ıneˇzpˇredchoz´ıdetektory. Mal´yprouˇzekgermania byl um´ıstˇendo n´adoby s mal´ymotvorem. Jakmile dopadne z´aˇren´ına germanium, ohˇrejeho a zmˇen´ıjeho vodivost. Pak se mˇeˇr´ıproud proch´azej´ıc´ıprouˇzkem. Mus´ıse chladit na teplotu 4 K, takˇze je cel´an´adobka um´ıstˇenav tekut´emh´eliu.Detektor je citliv´yv cel´emrozsahu IR vlnov´ych d´elek.V souˇcasn´edobˇenejpouˇz´ıvanˇejˇs´ıIR detektor HgCdTe je z telluridu rtuti a kadmia. Nˇekdyje oznaˇcov´anjako MCT nebo CMT (mercury cadmium telluride) nebo MerCad. Pracuje podobnˇejako PbS, jen je mnohem citlivˇejˇs´ık IR z´aˇren´ı.Podle sloˇzen´ı(pomˇeruHg a Cd) je schopn´ypracovat v r˚uzn´ych oblastech IR ˇc´astispektra.

66 Kapitola 5

Rentgenov´aastronomie

Rentgenov´aastronomie se zab´yv´astudiem rentgenov´ych zdroj˚uv rozmez´ıvlnov´ych d´elek 8 nm aˇz8 pm, frekvenc´ıod pˇribliˇznˇe50 PHz do 50 EHz a energ´ızhruba 0,12 aˇz120 keV. V rozmez´ıod 10 nm do 0.1 nm (kolem 0,12 aˇz12 keV) mluv´ımeo mˇekk´emrentgenov´em z´aˇren´ı(soft X-rays) a pro vlnov´ed´elky0.1 nm aˇz0.01 nm (od pˇribliˇznˇe12 do 120 keV) jako o tvrd´emrentgenov´emz´aˇren´ı(hard X-rays). Na jedn´estranˇeje rentgenov´ez´aˇren´ı vymezeno ultrafialov´ymz´aˇren´ıma na druh´egama z´aˇren´ım.1 PˇrestoˇzeW. C. R¨ontgen objevil z´aˇren´ı,jeˇznese jeho jm´eno,v roce 1895, v astronomii byly vyuˇzitoaˇzpo druh´esvˇetov´ev´alce.Zemsk´aatmosf´erarentgenov´ez´aˇren´ınepropouˇst´ı a tak je nutn´evykon´avat mˇeˇren´ıv tomto oboru spektra ve vysok´ych v´yˇsk´ach nebo nejl´epe zcela mimo zemskou atmosf´eru,v kosmick´emprostoru. Zpoˇc´atku se vyuˇz´ıvalo raket, ale pozorov´an´ıtrvalo jen nˇekolik minut. Atmosf´erick´ebal´ony poskytovaly delˇs´ıpozorovac´ıˇcas, ale jen pro z´aˇren´ıs vyˇsˇs´ıenergi´ı,protoˇzese nedostaly pˇr´ıliˇsvysoko. Jako detektor slouˇzily Geigerovy-M¨ullerovy poˇc´ıtaˇce.Mnohem pˇresnˇejˇs´ı zaˇr´ızen´ı k zaznamen´an´ı rentgenov´eho z´aˇren´ıje rentgenov´ydalekohled. Pˇrijeho konstrukci bylo nutn´evyˇreˇsitˇraduprobl´em˚u. Rentgenov´epaprsky se t´emˇeˇrnel´amou.nav´ıcse tyto vysokoenergetick´efotony odr´aˇz´ıjen pod ´uhlemdopadu vˇetˇs´ımneˇz85◦ . Proto jsou na odrazn´eplochy kladeny velk´en´aroky. Potahuj´ıse tenkou vrstvou kovu s vysokou elektronovou hustotou (Ni, Au, Pt, Ir) a a hlad- kost povrchu m´ab´yt1 nm. Vˇsechny rentgenov´edalekohledy vych´azej´ız Wolterovy kon- strukce, kdy je rentgenov´ez´aˇren´ıfokusov´anopomoc´ınˇekolika souos´ych rotaˇcn´ıch parabol- ick´ych a hyperbolick´ych ploch vloˇzen´ych do sebe (obr. 5.1). Wolterova zrcadla se pouˇz´ıvaj´ı ve tˇrech konfigurac´ıch. Probl´emy jsou zat´ıms fokusac´ız´aˇren´ıs energiemi nad 100 keV. Jako detektory se pouˇz´ıvaj´ıCCD prvky ve spojen´ıs luminiscenˇcn´ımideskami. CCD samotn´e nen´ıcitliv´ena rentgenov´ez´aˇren´ı,ale detekuje svˇet´elkov´an´ıvhodn´eluminiscenˇcn´ıdesky. Vhodn´ymi materi´alymohou b´ytjodid sodn´yNaI nebo smˇesjodidu cesia CsI a sod´ıku. Rentgenov´edalekohledy se um´ıst’uj´ına paluby druˇzica pracuj´ıv kosmick´eprostoru. Mezi nejv´yznamnˇejˇs´ırentgenov´emobservatoˇrepatˇr´ıUhuru, Chandra nebo XMM Newton (viz

1Ned´avnodoˇslok nov´emu oddˇelen´ırentgenov´ehoa gama z´aˇren´ı.Ve starˇs´ıch knih´ach je jako hranice uv´adˇenavlnov´ad´elka 10−11 nm. Ale pot´e,co byly objeveny nov´ezdroje rentgenov´ehoa gama z´aˇren´ı,se oblasti obou z´aˇren´ıpˇrekr´yvaly. Proto se nyn´ıtyp z´aˇren´ırozliˇsujepodle jeho p˚uvodu: rentgenov´epaprsky jsou vyzaˇrov´any elektrony mimo j´adro,zat´ımcozdrojem gama z´aˇren´ıje j´adro.

67 Obr´azek 5.1: Sch´ema rentgenov´eho dalekohledu Wolterovy konstrukce. Pˇrevzato z http://ixo.gsfc.nasa.gov/images/science.

tabulka 1.1). Nejbliˇzˇs´ım, ale velmi slab´ymzdrojem rentgenov´eho z´aˇren´ı jsou pol´arn´ı z´aˇre v at- mosf´eˇre.Nejjasnˇejˇs´ım je naˇseSlunce. Nejpoˇcetnˇejizastoupen´ymizdroji v naˇs´ı Galaxii jsou rentgenov´edvojhvˇezdy(napˇr.dvojhvˇezdas akreˇcn´ımdiskem Sco X-1 nebo soustava tvoˇren´aˇcernoud´ırou a masivn´ı hvˇezdouCyg X-1). M´enˇeˇcastose setk´amese zdroji v podobˇezbytk˚usupernov, nov. Ve svˇetˇegalaxi´ıjsou vydatn´ymirentgenov´ymizdroji ak- tivn´ıgalaxie, kvazary, r´adiov´egalaxie nebo kupy galaxi´ı.

68 Kapitola 6

Astronomie gama z´aˇren´ı

Protoˇzezemsk´aatmosf´eraje tuto nejenergetiˇctˇejˇs´ıˇc´astspektra elektromagnetick´ehovlnˇen´ı nepropustn´amohla se gama-astronomie zaˇc´ıtrozv´ıjetaˇzzaˇc´atkem 60.let minul´ehostolet´ı. Prvn´ıstovka gama-foton˚ubyla detekov´anadalekohledem na gama z´aˇren´ına palubˇedruˇzice Explorer 11 v roce 1961. N´asledovala ˇradadruˇzic,ale nejpodivnˇejˇs´ıobjev poch´az´ız pˇrelomu 60. a 70. let a byl uˇcinˇenvojensk´ymisatelity Vela. Ty mˇelyp˚uvodnˇemonitorovat gama z´aˇren´ıvznikl´epˇripokusn´ych v´ybuˇs´ıch jadern´ych zbran´ı,ale uk´azalose, ˇzeˇcastˇejizazna- menaj´ıgama-z´ableskze vzd´alen´ehovesm´ıruneˇzze Zemˇe.Na pˇrelomu 20. a 21. stolet´ı pracovalo v kosmu nˇekolik gama observatoˇr´ı, napˇr´ıklad CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory), BeppoSAX, INTEGRAL, GLAST a dalˇs´ı. Pozorov´an´ıgama-z´aˇren´ız vesm´ıruje d˚uleˇzit´eproto, ˇzenˇekter´epˇriurˇcit´ych v´yznamn´ych jevech ve vesm´ırujako v´ybuch supernovy, hypernovy, p´adhmoty do ˇcern´ed´ıryapod. je velk´aˇc´astenergie vyz´aˇrenav oblasti gama z´aˇren´ı.Nav´ıcgama-detektory odhalily zcela nov´e´ukazy jako gama-z´ablesky(gamma ray burst, GRB). Fotony gama z´aˇren´ımaj´ımnohon´asobnˇevyˇsˇs´ıenergii neˇzfotony svˇetla.M˚uˇzemeje detekovat sledov´an´ımefekt˚u,kter´ezp˚usob´ına l´atcepˇridopadu. Tˇechto projev˚um˚uˇzeb´yt nˇekolik. Gama-z´aˇren´ıse m˚uˇzesrazit s elektronem a zp˚usobittak Compton˚uvrozptyl nebo m˚uˇzedostat elektron na vyˇsˇs´ıenergetickou hladinu, m˚uˇzedoj´ıtk fotoionizaci. Ale vzhledem k vysok´eenergii gama z´aˇren´ı,m˚uˇzese ˇc´ast energie transformovat na hmotu vytvoˇren´ım dalˇs´ıˇc´astice– pozitronu (produkce p´aru).Vˇsechny tyto interakce h´ybou s elektrony, takˇze vznik´aproud. Jeho mˇeˇren´ılze odhadnout energii a smˇerp˚uvodn´ıhogama z´aˇren´ı. U optick´ych dalekohled˚upro z´ısk´an´ıostr´ehoobrazu soustˇred’ujeme, fokusujeme paprsky do ohniska, tedy mˇen´ımesmˇerfoton˚u,ale bez nˇejak´evelk´ezmˇeny energie. To ale nen´ımoˇzn´e u gama z´aˇren´ı.Zrcadla a ˇcoˇckys gama z´aˇren´ımmoc dobˇrenepracuj´ı.Kdyˇzgama z´aˇren´ı zas´ahnemateri´al(ˇcoˇckynebo zrcadla), tak s n´ıminteraguje tak, ˇzese gama z´aˇren´ızniˇc´ı nebo ztrat´ıvelkou ˇc´astsv´eenergie. V´ysledkem je pak obraz, kter´ynen´ıtak ostr´y(nem´a tak dobr´e´uhlov´erozliˇsen´ı)jako tˇrebaobraz v optick´eoblasti spektra. Pro pozorov´an´ızdroj˚ugama-z´aˇren´ıse pouˇz´ıvaj´ıdetektory: • scintilaˇcn´ıdetektor (pˇrimal´ych energi´ıch 100 keV aˇz10 MeV) – pevn´anebo tekut´a l´atka, v n´ıˇzelektron, uvolnˇen´ypˇridopadu gama-fotonu fotoelektrick´ymjevem nebo Comptonov´ymrozptylem, vyvol´asvˇeteln´yz´ablesk;

69 Obr´azek 6.1: Scintillator Image. Pˇrevzato z http : //imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/how l1/gamma detectors.html.

Obr´azek 6.2: Diagram of a Compton Scatter Telescope. Pˇrevzato z http : //imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/how l1/gamma detectors.html.

70 • jiskrov´akomora (pˇrienergi´ıch 30 MeV aˇz10 GeV) – gama-foton materializuje dvo- jici elektron-pozitron, kter´ase pohybuje ve smˇerudopadaj´ıc´ıhofotonu. Rozliˇsovac´ı schopnost je asi 1 ◦ .

• optick´edalekohledy (pˇrinejvyˇsˇs´ıch energi´ıch) – gama-foton vytvoˇr´ı ve vysok´eat- mosf´eˇredvojici elektron-pozitron. Obˇeˇc´asticemaj´ıvysokou energii a pˇripr˚uchodu atmosf´erouvytvoˇr´ıelektromagnetickou sprˇsku,v n´ıˇzse stˇr´ıd´aemise sekund´arn´ıch gama-foton˚ua materializace. Pˇritom energetick´eˇc´asticevys´ılaj´ı Cerenkovovoˇ z´aˇren´ı, kter´eje moˇzn´ev noci zachytit optick´ymidalekohledy jako svˇeteln´yz´ablesk.Z takov´ych observatoˇr´ıjmenujme napˇr´ıkladH.E.S.S., VERITAS, MAGIC, CANGAROO III nebo HEGRA.

71 72 Kapitola 7

Astronomie gravitaˇcn´ıch vln

Astronomie gravitaˇcn´ıch vln se snaˇz´ızachytit gravitaˇcn´ıvlny (chvilkov´edeformace pros- toroˇcasupˇredpovˇezen´eEinsteinem v obecn´eteorii relativity) jako projevy dˇej˚uprob´ıhaj´ıc´ıch u neutronov´ych hvˇezd,ˇcern´ych dˇer,pˇri v´ybuchu supernovy nebo hypernovy ˇciud´alost´ı kr´atcepo velk´emtˇresku. Tˇelesotvaru prot´ahl´ehorotaˇcn´ıhoelipsoidu s malou poloosou r a pomˇerempoloos a rotuj´ıc´ıkolem mal´epoloosy ´uhlovou rychlost´ı ω vyzaˇrujegravitaˇcn´ımivlnami v´ykon

GM 2ω2r4(a + 1)6(a − 1)2 L = . (7.1) g 64c5 Gravitaˇcn´ıvlny byly zat´ımpotvrzeny jen nepˇr´ımozkracov´an´ımobˇeˇzn´edoby bin´arn´ıch pulsar˚u,napˇr.bin´arn´ıhopulsaru PSR 1913+16. I kdyˇzuˇzroku 1972 J. Weber (obr. ??) ohl´asil,ˇzese mu podaˇrilogravitaˇcn´ıvlny detekovat, nejsou jeho v´ysledkyz nˇekolika d˚uvod˚u pˇrijateln´e(v´ıcenapˇr.v Ullmann (1986)). Weber nicm´enˇepostavil skuteˇcnˇeprvn´ıdetektory gravitaˇcn´ıch vln (obr. ??). Sloˇ o nˇekolik zavˇeˇsen´ych hlin´ıkov´ych v´alc˚u(153 cm dlouh´ych, 66 cm v pr˚umˇeru).Deformace v´alce,kter´eby vlny zp˚usobovaly, detekoval pomoc´ıpiezoelek- trick´ych ˇcl´ank˚u.Jinou moˇznost´ı detekce gravitaˇcn´ıch vln jsou interferometrick´eexperi- menty (obr. ??c). Pˇripr˚uchodu gravitaˇcn´ıvlny by se mˇelamˇenitvzd´alenostmezi tˇelesy. Zmˇenavzd´alenostise sleduje interferometricky. C´ımdelˇs´ıramenaˇ interferometru, t´ımsn´aze se vlna zaregistruje. V souˇcasn´edobˇe(2010) se o zachycen´ıgravitaˇcn´ıch vln snaˇz´ınˇekolik detektor˚u.Nejvˇetˇs´ıje americk´yLIGO (Laser Interferometer Gravitational wave Observa- tory). V Evropˇejsou VIRGO a GEO a v Japonsku TAMA. V r. 2011 se pl´anuje vypuˇstˇen´ı interferometrick´ych druˇzicLISA s rameny interferometru nˇekolik milion˚ukm.

73 Obr´azek7.1: Detekce gravitaˇcn´ıch vln. a) Harmonick´yoscil´atortvoˇren´ydvˇematˇelesy A a B spojen´ymi pruˇzinouje nejjednoduˇsˇs´ımrezonanˇcn´ımdetektorem gravitaˇcn´ıch vln. b) Rezonanˇcn´ı detektor gravitaˇcn´ıch vln tvoˇren´ymasivn´ım (pruˇzn´ym)v´alcemv nˇemˇz gravitaˇcn´ıvlny vyvol´avaj´ıkmity. Pomoc´ıvhodn´ych sn´ımaˇc˚udeformace jsou tyto mechan- ick´ekmity pˇrev´adˇeny na elektrick´esign´alya d´alezpracov´av´any. Detektor tohoto typu zkonstruoval J.Weber v r.1968. c) Interferometrick´ydetektor gravitaˇcn´ıch vln. Pˇrevzatoz http://astronuklfyzika.cz/Gravitace2-7.htm.

74 Kapitola 8

Neutrinov´aastronomie

Neutrinov´aastronomie se zab´yv´akosmick´ymineutrinov´ymizdroji, ˇs´ıˇren´ımneutrinov´eho z´aˇren´ıkosmick´ymprostˇred´ıma neutrinov´ymidetektory. Jadern´ereakce ve hvˇezd´ach, v´ybuchy supernov apod. produkuj´ıhojnˇeneutrina, ale jen velmi mal´emnoˇzstv´ız nich m˚uˇzeb´yt detekov´anoneutrinov´ymidalekohledy. Neutrinov´aastronomie je motivov´anazejm´enasna- hou pozorovat procesy, kter´enejsou dosaˇziteln´eoptick´ymidalekohledy, napˇr´ıklad. dˇejeve sluneˇcn´ımj´adru.Nicm´enˇezat´ımje tento obor st´alev plenk´ach. Dosud jedin´apotvrzen´a mimozemsk´aneutrina jsou ze Slunce a supernovy SN1987A. Neutrina se podaˇriloexperiment´alnˇedok´azat aˇzroku 1956. Dnes v´ıme,ˇzeexistuj´ıtˇri formy neutrina – elektronov´e,mionov´ea tauon´e,pˇriˇcemˇzposlednˇejmenovan´ese podaˇrilo detekovat aˇzroku 2000. Maj´ıvelmi mal´y´uˇcinn´ypr˚uˇrez,coˇzvelmi ztˇeˇzujejejich detekci. Prakticky bez probl´em˚uproch´az´ıl´atkou. Napˇr´ıkladnaˇs´ımorganismem jsou zachycena jen jedno nebo dvˇeneutrina z 1024 sluneˇcn´ıch neutrin, kter´enaˇs´ım tˇelemza dobu ˇzivota projdou.

V r. 1968 provedl Davis experiment s 600 tunami C2Cl4. Detekoval pr˚umˇernˇe1 neutrino dennˇe.Teoreticky pˇredpovˇezen´afrekvence mˇela b´yt3× vˇetˇs´ı.Probl´emsluneˇcn´ıch neutrin se pozdˇejivyˇreˇsiloscilac´ıneutrin, kdy ˇc´astelektronov´ych neutrin na cestˇeod Slunce k Zemi mˇen´ısvoji identitu. Sluneˇcn´ıneutrina vypov´ıdaj´ıo okamˇzit´emv´ykonu sluneˇcn´ıhonitra. Lze vytvoˇritspektrum z´avislostienergie–tok neutrin(obr. 8.1. Mnoˇzstv´ıneutrin vyjadˇrujeme pomoc´ıtzv. sluneˇcn´ıneutrinov´ejednotky (SNU), tedy jednotky pro mˇeˇren´ıtoku sluneˇcn´ıch neutrin, kter´aje definovan´ajako 10−36 neutrin zachycen´ych jedn´ımatomem (37Cl) za 1 s. Pouˇz´ıvan´eneutrinov´edetektory:

• Chl´orov´ydetektor. Neutrina se zachycuj´ıve velk´en´adrˇzis C2Cl4. Kolem 1/4 pˇr´ırodn´ıho 37 chl´oruje izotop 17Cl. M´a-lineutrino energii alespoˇn0,9 MeV, je ˇsance,ˇzenastane reakce 37 37 − νe +17 Cl −→ 18Ar + e . Reakce funguje jen pro elektronov´aneutrina. Vznikne nestabiln´ıizotop argonu, kter´y se rozpad´azpˇetna chl´or,pˇriˇcemˇzvyz´aˇr´ırentgenov´yfoton. Ten detekuj´ıfoton´asobiˇce obklopuj´ıc´ın´adrˇz.

75 Obr´azek 8.1: Energetick´e spektrum sluneˇcn´ıch neutrin a reakce, kter´e je pˇri p- p cyklu vyprodukuj´ı. Je naznaˇceno, jak´ymi detektory se d´a neutrino dan´e en- ergie zachytit. Pˇrevzato z http://www.chemistry.bnl.gov/SciandTech/SN/default.htm a http://www.slac.stanford.edu/econf/C990809/docs/suzuki.pdf.

76 Obr´azek8.2: Neutrinov´yvodn´ı detektor Super-Kamiokande. Vodn´ı n´adrˇzobklopuj´ı fo- ton´asobiˇce.Zdroj: Kamioka Observatory, ICRR, University of Tokyo.

Pr˚ukopn´ıkem tˇechto detektor˚ubyl R. Davis, Jr., kter´yna konci ˇsedes´at´ych let minul´eho stolet´ıexperimentoval s perchlorethylenem, ketr´yse bˇeˇznˇepouˇz´ıv´ana ˇciˇstˇen´ı.

• Vodn´ı detektor. Na stˇen´ach n´adrˇzes vodou jsou um´ıstˇeny foton´asobiˇce.Neutrino m˚uˇzevyrazit elektron nebo mion z molekuly vody, pˇritom vznikne Cerenkovovoˇ z´aˇren´ı.D´ase zjistit ˇcaspˇr´ıletuneutrina a jeho smˇer.Plat´ıje pro pro elektronov´aneu- trina. Je citlivˇejˇs´ıneˇzchl´orov´ydetektor. Pˇr´ıklademje japonsk´yKamiokande a nov´y Super-Kamiokande (obr. 8.2), ˇciSNO (Sudbury Neutrino Observatory) v Kanadˇe.

• Galiov´ydetektor. Funguje stejnˇejako chl´orov´ydetektor. Galium interaguje s neutriny nad 0,23 MeV. Prob´ıh´areakce

71 71 − νe +31 Ga −→ 32Ge + e .

Pˇr´ıkladem je experiment SAGE (Soviet–American Gallium Experiment) v Rusku nebo evropsk´yprojekt GALLEX v It´alii.

77 78 Kapitola 9

Pˇr´ıstroje sluneˇcn´ıfyziky

Pozorov´an´ıSlunce vizu´alnˇe Pozorov´an´ısluneˇcn´ıfotosf´erya tzv. sluneˇcn´ıch skvrn je zaj´ımav´ezejm´enav dobˇemax- ima ˇcinnosti.Bez speci´aln´ıhovybaven´ıje vˇsakpˇr´ım´epozorov´an´ıSlunce dalekohledem velmi nebezpeˇcn´e! V ˇz´adn´empˇr´ıpadˇese ned´ıvejte do dalekohledu na Slunce, pokud nen´ına dalekohledu um´ıstˇenhelioskopick´yokul´arnebo speci´aln´ısluneˇcn´ıfiltr. Pokud nen´ıfiltr ve standardn´ıv´ybavˇedalekohledu, lze jej i vyrobit z speci´aln´ıfolie. Pˇri vlastn´ım pozorov´an´ı pak nezapomeˇntezaclonit nejen hlavn´ı dalekohled, ale i hled´aˇcek. Nejbezpeˇcnˇejˇs´ımetodou pozorov´an´ıje projekce na b´ıl´ypap´ırnebo st´ın´ıtko um´ıstˇen´yza ohniskovou rovinu. A ani pˇrim´ıˇren´ıdalekohledu na Slunce nen´ınutn´ese na nˇejd´ıvat, staˇc´ı sledovat st´ın dalekohledu... Pokud se vˇsakpˇrecejen rozhodnete pro pˇr´ım´epozorov´an´ı, napˇr´ıkladdetail˚usluneˇcn´ıch skvrn, pouˇzijete Herschel˚uvokul´ar(helioskopick´yokul´ar).V tom pˇr´ıpadˇeje pˇredklasick´yokul´arvloˇzenpr˚uhledn´ysklenˇen´ykl´ın,kter´yodr´aˇz´ıvˇetˇsinu svˇetlamimo okul´ar,do vlastn´ıhookul´aruodr´aˇz´ıjen asi 5 % svˇetla. Pro pozorov´an´ı sluneˇcn´ı kor´ony i mimo sluneˇcn´ıch zatmˇen´ı sestrojil v roce 1930 B. Lyot koronograf (obr. 9.1) Hlavn´ımnedostatkem tohoto zaˇr´ızen´ıbyla vysok´acitlivost na rozpt´ylen´esvˇetloznehodnocuj´ıc´ıv´ysledn´yobraz. P˚uvodn´ımodel mˇeltotiˇzjen jednoduchou clonu a nepouˇz´ıval monochromatick´yfiltr. Um´ıst’oval se tedy zpravidla na vysokohorsk´e observatoˇre.Pomoc´ıkoronografu s filtrem pro nˇekterouz koron´aln´ıch ˇcarm˚uˇzemestu- dovat strukturu a v´yvoj kor´ony. V optick´eoblasti pozorujeme zak´azan´eˇc´aryemitovan´e zak´azan´ymipˇrechody v iontech ˇzelezaFeX (ˇcerven´akoron´aln´ıˇc´ara),FeXIV (zelen´a)a Ca XV (ˇzlut´a).Pokud je koronograf vybaven Hα filtrem, slouˇz´ık pozorov´an´ıprotuberanc´ıa naz´yv´ase protuberanˇcn´ıdalekohled. Velk´esluneˇcn´ı observatoˇrepouˇz´ıvaj´ı speci´aln´ı sluneˇcn´ı dalekohledy. Jde o reflektory nebo refraktory, u nichˇzvelikost sluneˇcn´ıhodisku v ohniskov´erovinˇeje pˇribliˇznˇerovna jedn´e setinˇeohniskov´evzd´alenosti.To znamen´a,ˇzevelikost obrazu Slunce v ohniskov´erovinˇev centimetrech bude stejn´ajako d´elka ohniskov´evzd´alenostiv metrech, proto maj´ısluneˇcn´ı dalekohledy velkou ohniskovou vzd´alenost. Nˇekdyjsou instalov´any atypicky vodorovnˇe, svisle nebo ˇsikmo(viz obr. ??). Ot´aˇcen´ıdalekohledu nahrazuje tzv. celostat (nˇekdyt´eˇz coelostat), kter´ysleduje Slunce na obloze a vrh´ajeho svˇetlodo dalekohledu. Coelostat (obr. 9.3) tvoˇr´ıdvˇe(prim´arn´ıa sekund´arn´ı)rovinn´azrcadla. Prim´arn´ızrcadlo se ot´aˇc´ı

79 Obr´azek9.1: Sch´emap˚uvodn´ıhoLyotova koronografu: C – clony, O – objektiv, P – pomocn´a ˇcoˇcka, I – interferenˇcn´ı filtr, Z – okul´ar.Obraz fotosf´eryse odr´aˇz´ı od pl´aˇstˇeclony do stran a dopad´ana vyˇcernˇen´estˇeny tubusu, kde je absorbov´an.Kuˇzelovit´aclona K je upevnˇenav pomocn´eˇcoˇcce,kter´apˇren´aˇs´ıjej´ıobraz do roviny tzv. Lyotovy clony L. Druh´y objektiv O2, kter´yse nach´az´ıza ˇcoˇckou, znovu zobraz´ırovinu okolo kuˇzelovit´eclony, kter´a vlastnˇepˇredstavuje okol´ıSlunce tˇesnˇenad fotosf´erou.Tento druh´yobraz pˇrech´az´ıpotom interferenˇcn´ımfiltrem do okul´aru,nebo dopad´ana citlivou fotografickou vrstvu. Zdroj: http://www.astro.cz/clanek/3643.

rovnomˇernˇekolem svˇetov´eosy jednou za 48 hodin a odr´aˇz´ıpaprsky na pevn´esekund´arn´ı zrcadlo. Od nˇejpak m´ıˇr´ıpaprsky do sluneˇcn´ıhodalekohledu.

80 Obr´azek9.2: McMath-Pierce Telescope – sluneˇcn´ıdalekohled observatoˇrena Kitt Peaku. Zdroj: http://nsokp.nso.edu/mp/imagetab.html.

Obr´azek9.3: Sch´emahorizont´aln´ıho celostatu. Pˇrevzatoz Kleczek: Velk´aencyklopedie vesm´ıru.

81 82 Kapitola 10

Doporuˇcen´aliteratura

http://www.star.bris.ac.uk/bjm/lectures/astech/ - Zde najdete prezentace pouˇz´ıvan´e na pˇredn´aˇsce. http://www.williams.edu/Astronomy/Course-Pages/211/assignment.html - Kurz bl´ızk´y pˇredn´aˇsk´amZAaA I a II. Obsahuje zaj´ımav´eanimace a applety. http://spiff.rit.edu/classes/ - Str´anka uˇziteˇcn´ave spojen´ıms Googlem. http://www.astro.ufl.edu/~oliver/ast3722/ast3722.htm http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/ http://www.telescope-optics.net/ - Optick´edalekohledy. Ivo Zajonc, Teleskopie, http://www.jiast.cz/category/teleskopie Zdenˇek Rehoˇr,http://astro.posec.czˇ - ˇc´astTeorie Anton´ınV´ıtek,Karel Pacner: http : //technet.idnes.cz/jak − lidstvo − otviralo − okno − do − vesmiru − exkluzivni − serial − o − dobyvani − kosmu − 1qg − /tec vesmir.asp?c = A071231 192624 tec vesmir vse

83 84 Literatura

Baker, A. E. 1925 Proc. R. Soc. Edinburgh 45, 166 Bessell, M. S. 1990, PASP 102, 1181 Cousins, A.W.J., 1976, MNRAS 81, 25 Johnson, H. L., 1965, ApJ 141, 923 Johnson, H. L., Morgan, W.W., 1953, ApJ 117, 313 Harmanec, P. 2010, AST007.pdf - uˇcebn´ıtexty Hearnshaw, J. B. 1996, Cambridge University Press Moro, D., Munari, U., 2000, A & A Suppl. 147, 361 Oberth, H. 1923, v Die Rakete zu den Planeter¨aumen“ (Raketou k planet´am) ” Reichhardt, T. 2003, Nature 421, 308-309 Spitzer, L. jr. 1946, Astronomical Advantages of Extra-terrestrial Observatory (V´yhody mimozemsk´eobservatoˇrepro astronomii) Young, A. T., Irvine, W. M. 1967, Astron. Journal 72, 945–950 Ullmann, V. 1986, Gravitace, ˇcern´ed´ırya fyzika prostoroˇcasu, CASˇ CSAVˇ Ostrava 1986

85