Astronomowie nie lubią turbulencji, nawet jeśli nie latają samolotami. Ale wiedzą jak z nimi walczyć

To co widzicie na zdjęciu poniżej to prawdopodobnie najlepsze zdjęcia księżyców Galileuszowych Jowisza jakie udało się wykonać z Ziemi w ciągu ostatniej dekady. Praktycznie takie same jak te, które jest w stanie wykonać teleskop Hubble. Dlaczego najlepsze i dlaczego prawie tak dobre jak z teleskopu kosmicznego? Być może to już wiecie. A jeśli nie, to właśnie dla was powstał ten tekst.

Jednym z pierwszych pojęć z jakimi zapoznaje się młody adept astronomii obserwacyjnej jest seeing. To angielskojęzyczne określenie, które jest nazwą parametru wskazującego jak bardzo rozmyte są obrazy obiektów astronomicznych w wyniku turbulencji powietrza w różnych warstwach atmosfery. Znajdujących się czasem już na wysokości 30 metrów ponad powierzchnią Ziemi, czasem dużo wyżej.

W ich wyniku zaburzony zostaje płaski front fali świetlnej, a obraz punktowego obiektu, staje się rozmytą plamką. Tym bardziej rozmytą im większe są drgania powietrza w atmosferze.

Jednym ze sposobów odróżnienia gwiazd od planet jest fakt, że w przypadku tych pierwszych łatwiej dostrzec wpływ turbulencji atmosferycznych. To dlatego gwiazdy migoczą, podczas gdy planety w tych samych okolicznościach wydają się bardzo spokojne. Jeśli i planety migoczą to znak, że warunki dla precyzyjnych obserwacji są bardzo niesprzyjające

Seeing określa właśnie jaki jest stopień rozmycia obrazu takiego punktowego źródła w danych warunkach atmosferycznych. Nie jest więc zaskoczeniem, że astronomom zależy, by był on jak najmniejszy, bliski limitowi dyfrakcyjnemu jaki narzucają własności optyki dla danego teleskopu.

Rozmycie bowiem nie tylko sprawia, że zamiast ostrych obrazów gwiazd (które w dużym przybliżeniu są punktowymi źródłami światła) mamy nieatrakcyjne placki, ale i rozdzielczość obserwacji obiektów rozciągłych, jak planety i księżyce, mocno spada. Przy bardzo krótkim czasie naświetlania zdjęć, gwiazdy mogą wyglądać jak bliżej nieokreślony zlepek plamek.

Odpowiadają one ich pozycjom w różnych chwilach, które wymusza turbulentna atmosfera. Przy wystarczająco długim czasie ekspozycji te małe plamki zlewają się w dużą okrągłą plamę.

Seeing mówiąc krótko określa jak bardzo atmosfera ponad miejscem obserwacji jest spokojna. Im jest mniejszy tym spokojniejsza jest atmosfera. To dlatego zimowe noce są teoretycznie lepszym czasem na obserwacje nieba niż letnie. Kiepski seeing nie musi oznaczać też złej pogody. Ta może być idealna pod każdym innym względem, nawet wtedy gdy seeing jest bardzo zły.

W tym samym miejscu i czasie seeing rośnie również wraz ze zbliżaniem się kierunku obserwacji do horyzontu, gdyż światło musi pokonać grubszą warstwę atmosfery, w której jest znacznie więcej zakłóceń.

Gdy mówimy o seeingu zwykle myślimy o profesjonalnych obserwacjach, jednakże nawet amatorzy odczują konsekwencje słabych warunków obserwacyjnych. Obserwacje gwiazd nie będą zakłócone w znaczącym stopniu, z wyjątkiem bardzo ciasnych wizualnych układów podwójnych. Za to obserwacje powierzchni Księżyca, planet, a także obiektów głębokiego nieba (mgławice, galaktyki), mocno ucierpią na kiepskim seeingu, szczególnie gdy sięgniemy po lornetkę czy lunetę.

Detale na powierzchni naszego satelity będą wyglądać mdłe, a planety nie pokażą się z najlepszej strony. Najlepszym przykładem są obserwacje Jowisza. Zależnie od warunków obserwacyjnych, to jak go widzimy przez niewielką lornetkę może diametralnie się różnić. Od okręgu z dobrze dostrzegalnymi pasmami chmur, do rozmytej powierzchni, o której realnym wyglądzie możemy jedynie spekulować.

Rozmycie obrazów obiektów astronomicznych przez seeing nie tylko ma konsekwencje estetyczne. Spada w ten sposób również rozdzielczość obserwacji. Gwiazdy znajdujące się w bardzo małej odległości kątowej zlewają się w jedną jasną plamę, a powierzchnia planet czy księżyców staje się mało szczegółowa.

Należy pamiętać także o wadach i ograniczeniach układu optycznego, które wpływają na faktyczną jakość obrazu (nie należy mylić jej z rozdzielczością i limitem dyfrakcyjnym). Zwykle jakość jest jeszcze gorsza niż wynikałaby z samego seeingu. Jednakże można założyć, że wysoki atmosferyczny seeing jest jedną z istotniejszych przeszkód w precyzyjnych obserwacjach.

Seeing o wartości 3 sekund łuku oznacza fatalne warunki obserwacyjne. Wartość 1 sekundy łuku jest przeciętna. Dobre obserwatorium powinno znajdować się w miejscu, gdzie seeing może osiągnąć taką wartość jak 0,4 sekundy łuku i mniej przez sporą część roku.

Seeing w jednej z wersji podaje się jako wartość kątową wyrażoną w sekundach łuku. Ponieważ jest to miara zakłóceń jakie wprowadzają turbulencje w atmosferze, a te można powiązać z kontrastami temperaturowymi, dużą wilgotnością, ruchami mas powietrza, nietrudno przewidzieć, że obszary zabudowane i ich okolice, a także miejsca, w których pogoda jest mocno zmienna, to miejsca najmniej korzystne dla obserwacji.

W miarę „postępu cywilizacyjnego” astronomowie coraz bardziej oddalali się od miast, a także tych kontynentów, gdzie budowa dużych teleskopów ze względu na pogodę jest mało sensowna. Wciąż takie teleskopy mogą tam powstawać i być wykorzystywane nie tylko w celach amatorskich i szkoleniowych, ale budowa tych największych instrumentów uzasadniona jest jedynie w miejscach, gdzie pogoda, a dokładnie seeing jest jak najstabilniejszy i najmniejszy.

To dlatego szczyty wulkanów na Hawajach, szczyty gór na pustyni Atacama w Chile, płaskowyże w Południowej Afryce i Australii, a także kilka innych miejsc (Arizona, wyspy Kanaryjskie), są dziś najchętniej wybierane jako lokalizacja dużych obserwatoriów. Ich budowa, na przykład w Europie, nie ma większego sensu.

W poszukiwaniu miejsc na budowę teleskopów, astronomowie budują wieżyczki, z których czasem przez wiele lat dokonuje się pomiaru seeingu. To miejsce, gdzie jest on najstabilniejszy i najmniejszy w długoterminowej perspektywie, staje się głównym kandydatem na lokalizację obserwatorium.

Jednak i w takich bardzo dobrych miejscach osiągamy granice możliwości naszych instrumentów optycznych. Jak duży by to nie był teleskop, jak potężny sensor rejestrujący światło, ze względu na atmosferyczne zakłócenia, natrafiamy na nieprzenikalny mur ograniczeń. W czasach, gdy obserwowano ciała niebieskie na kliszach (szklanych płytach) te ograniczenia nie były aż tak istotne, choć zdawano sobie sprawę, że obserwacje mogłyby być lepsze. Odkąd stosujemy technologie cyfrowe, a zwierciadła budowane są z dość giętkich tafli szkła, musimy brać je bezwzględnie pod uwagę.

Najlepszą metodą walki z turbulencjami atmosferycznymi jest zastosowanie optyki adaptatywnej, która pozwala określić w jakim stopniu obraz punktowego źródła światła jest zaburzony przez drgania w atmosferze. Następnie wyliczone na podstawie tej analizy korekty są aplikowane do specjalnych zwierciadeł, których kształt można deformować. Umieszczone są one na drodze wiązki światła, którą koncentruje główne zwierciadło teleskopu.

Największe z takich zwierciadeł, stosowane w teleskopie VLT Yepun wyprodukowała francuska firma SAGEM, którą niektórzy czytelnicy mogą kojarzyć z... telefonami.

W ten sposób, jeśli turbulencje atmosferyczne zaburzą front fali światła, optyka teleskopu może zminimalizować te drgania, deformując wspomniane zwierciadło tak, by działało niejako w przeciwfazie.

Podobnie dzieje się w przypadku słuchawkowej technologii ANC. Tam eliminujemy niepożądane szumy otoczenia przeciwstawiając im szumy odpowiadające drganiom w przeciwnej fazie. Interferencja sprawia, że szumy te się znoszą i mamy niezakłócony czysty dźwięk ze słuchawek.

By dokonać korekty konieczne jest wygenerowanie punktowego obrazu gwiazdy w warstwach atmosfery, gdzie turbulencje są najsilniejsze. Służą temu specjalne lasery, które wyświetlają jedną lub więcej takich sztucznych gwiazd. To dlatego też na zdjęciach teleskopów czasem wizualizowane są wiązki laserowego światła, które mają podkreślić stosowane w nich rozwiązania.

W optyce adaptatywnej eliminujemy atmosferyczne zakłócenia pozostawiając w jak największym stopniu niezaburzony sygnał, ale nie jesteśmy dokonać korekty w pełni.

Mimo potencjalnie doskonałego mechanizmu działania, nawet optyka adaptatywna nie jest idealna. Wiąże się to z faktem, że turbulencje mogą zmieniać się nawet na obszarze nieba, który obejmuje polem widzenia teleskop. A sztuczne gwiazdy trudno byłoby generować w pobliżu każdej obserwowanej gwiazdy.

Optyka adaptatywna to kawał skomplikowanej technologii, która łączy elementy mechaniczne, optyczne i elektroniczne, a także dobrze napisane oprogramowanie. Ale to nie wszystko. W zasadzie każdy teleskop, który stosuje optykę adaptatywną, wykorzystuje także mechanizmy optyki aktywnej.

Optyka aktywna zadomowiła się w astronomii jeszcze wcześniej niż adaptatywna. Jej zadaniem jest także poprawa jakości uzyskiwanego obrazu, jednakże w tym przypadku przeciwdziałamy nie tyle szkodliwemu wpływowi atmosfery co efektom jakie grawitacja wywiera na konstrukcji teleskopu i największych z jego zwierciadeł.

To rozwinięcie tak zwanej optyki pasywnej, w której walka z przeszkodami polega jedynie na udoskonalaniu technologii fabrykacji zwierciadeł i montaży teleskopowych, a potem utrzymywaniu ich w jak najlepszym stanie w trakcie eksploatacji. Również odpowiednio zaprojektowane budynki, w których znajdują się teleskopy, pomagają w zapewnieniu optymalnych warunków obserwacyjnych.

Kiedyś uważano, że zbudowanie zwierciadła większego niż 6-metrowe jest nie tylko zbyt kosztowne, ale i niepraktyczne. Takim największym w swoim czasie (do 1993 roku) zwierciadłem mógł pochwalić się radziecki (dziś rosyjski) teleskop BTA-6 na Kaukazie (uruchomiono go w 1975 roku, a regularne obserwacje rozpoczęły się w 1977). Amerykanie mieli wtedy swoje obserwatorium na górze Palomar w Kalifornii z 5,1-metrowym gigantem (teleskop Hale z 1949 roku, dostępny dla obserwatorów od 1950).

Jednakże tamte zwierciadła były wykonane z grubych tafli szkła, a w przypadku radzieckiego teleskopu na dodatek szkła słabej jakości. To nie było zresztą niczym dziwnym, bo zrobienie tak dużego kawałka szkła (o wadze 42 ton) bez jakichkolwiek wad graniczyło wówczas z cudem.

Dziś teleskopy z jednymi z największych monolitycznych zwierciadeł to cztery teleskopy VLT. Ich zwierciadła mają średnicę 8,2 metra. Mimo powierzchni większej o ponad 80% niż zwierciadło teleskopu BTA-6, każde z nich waży prawie dwa razy mniej (22 tony). Grubość tych zwierciadeł to „jedynie” 17,5 centymetra (wklęsłe zwierciadło BTA-6 ma grubość 60 cm). ESO ciekawie porównuje średnicę zwierciadła w teleskopach VLT do ich grubości, stosując jako pomniejszony analog dwie leżące na sobie płyty CD.

Większe istniejące teleskopy, ale także te planowane, zbudowane są z segmentów lub mniejszych zwierciadeł o średnicy około 8 metrów, tak jak to ma miejsce w przypadku Gigantycznego Teleskopu Magellana.

Jednak te 8 metrów dziś, ale też i mniejsze zwierciadła, 6, 4, 2 metrowe, w niczym nie przypominają tych sprzed prawie stulecia. Teraz wiemy lepiej jak wytwarzać szkło (lub szkłopodobne materiały), które ma niewielką grubość, jak je odpowiednio stabilizować, tak by powstawały duże zwierciadła nie obarczone wadami konstrukcyjnymi.

Nawet dzisiejsze zwierciadła w teleskopach swoje ważą, podobnie jak konstrukcje teleskopów. Gdy teleskop zmienia swoją pozycję względem nieba, pochyla się, śledzi gwiazdy w trakcie długich ekspozycji, zwierciadła poddawane jest zmieniającym się naprężeniom, które ze względu na elastyczność konstrukcji zniekształcają ich kształt. Kształt, którego zachowanie jest kluczowe dla precyzyjnych obserwacji.

Tym zniekształceniom przeciwdziała właśnie wspomniana optyka aktywna. Wykorzystuje ona tę własność dzisiejszych zwierciadeł, która pozwala je dość swobodnie kształtować. Pod takim zwierciadłem znajdują się dziesiątki, a nawet setki siłowników, które reagują na powstające naprężenia tak odkształcając zwierciadło, by efekt był taki, jakby naprężenia się nie pojawiły.

Połączenie optyki aktywnej i adaptatywnej eliminuje niedoskonałości obrazu w stopniu pozwalającym teleskopom naziemnym konkurować jakością obrazu z teleskopami orbitalnymi. Oczywiście te umieszczone w kosmosie, jak Webb, pozbawione są szeregu innych wad jakie towarzyszą konstrukcjom naziemnym.

Gdy już taki teleskop powstanie (jak jeden z teleskopów VLT o nazwie Yepun) i zostanie wyposażony w odpowiednią aparaturę (jak instrument SPHERE w obserwatorium ESO na szczycie Paranal), możemy uchwycić na zdjęciach coś takiego jak na poniższych zdjęciach. Czyli księżyce Galileuszowe Jowisza z zauważalnymi detalami powierzchni.

I to pomimo faktu, że znajdują się one setki milionów kilometrów od obserwatora. Obrazy ich powierzchni można porównać z obrazami Marsa, które da się uzyskać sporo mniejszymi teleskopami, ale Czerwona Planeta ma o 1/4 większą średnicę niż największy księżyc Jowisza Ganimedes. Na dodatek Mars znajduje się w najkorzystniejszym położeniu ponad 10 razy bliżej Ziemi niż Jowisz.

Najpotężniejszy system optyki adaptatywnej, z największym w historii deformowalnym zwierciadłem (wizja na ilustracji), zostanie zastosowany w teleskopie ESO ELT (Extremely Large Telescope) (fot: ESO/ELT)

To wszystko nie byłoby możliwe, gdyby na pewnym etapie rozwoju astronomii obserwacyjnej, nie powstała technologia optyki aktywnej, a potem adaptatywnej. Dziś stosuje się te technologie nawet w teleskopach ze zwierciadłami segmentowymi, a także teleskopach dużo mniejszych niż te 8-metrowej klasy. Z kolei Webb w kosmosie nie ma układu optyki adaptatywnej, bo ta nie jest mu potrzebna, ale dysponuje optyką aktywną w zwierciadle głównym i wtórnym.

Bo, mówiąc żartobliwie, ale nie do końca bez sensu, w mroźnym kosmosie jest tak zimno, że nawet przywykły do niskich temperatur Webb potrafi wzdrygnąć się. Szczególnie, że z jednej strony grzeje go słoneczko.