Ćwieczenia ESO - Wprowadzenie

1. Ćwiczenia Astronomiczne ESA/ESO

Astronomia jest nauką obrazową i przystępną, co czyni ją idealną dla celów edukacyjnych. Przez ostatnie kilka lat NASA (Narodowa Agencja Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej, ang. National Aeronautics and Space Administration), ESA (Europejska Agencja Przestrzeni Kosmicznej, ang. European Space Agency), HST (Teleskop Kosmiczny Hubble'a, ang. Hubble Space Telescope) oraz teleskopy ESO (Europejskie Obserwatorium Południowe, ang. European Southern Observatory) znajdujące się w chilijskich obserwatoriach La Silla i Paranal w pustynnych Andach dostarczyły nam głębokich i spektakularnych obrazów Wszechświata. Jednakże teleskop Hubble'a czy teleskopy ESO nie dostarczają jedynie niezwykle pięknych zdjęć, lecz są  przede wszystkim wspaniałymi narzędziami do badań astronomicznych. Teleskopy te mają bardzo wysoką kątową zdolność rozdzielczą (ostrość obrazu) i umożliwiają astronomom obserwacje tak głębokiego Wszechświata jak nigdy dotąd, pozwalając na znalezienie odpowiedzi na długo nie wyjaśnione pytania.

Analiza tychże obserwacji, choć często wysokozaawansowana w szczegółach, jest w zasadzie wystarczająco prosta, aby uczniowie szkół średnich mogli analizę tę powtórzyć.

Europejska Agencja Przestrzeni Kosmicznej ESA, która ma udział  w projekcie HST i wraz z ESO ma zarezerwowane 15% czasu obserwacyjnego na teleskopie Hubble'a, zaproponowała serię ćwiczeń dotyczących analizy nowoczesnych danych astronomicznych.

Celem tej serii jest przedstawienie różnorakich, niewielkich zagadnień problemowych, dzięki którym uczniowie będą mogli zasmakować przyjemności dochodzenia do odkryć naukowych. Używając elementarnych fizycznych i geometrycznych rozważań, uczniowie będą w stanie dojść do wyników porównywalnych z wynikami dużo bardziej skomplikowanych metod opisywanych w literaturze naukowej.

W tym Wprowadzeniu przedstawimy w skrócie motywację i idee stojące za takimi projektami jak teleskop Hubble'a czy Europejskie Obserwatorium Południowe. Zaprezentujemy opis samych teleskopów, instrumentów z nimi sprzężonych czy tryb ich pracy, w postaci wystarczającej do zrozumienia metod obserwacji przedstawionych w naszych ćwiczeniach.

Oryginalnym językiem, w którym napisano Ćwiczenia Astronomiczne ESA/ESO jest angielski. Jest kilka powodów dla wyboru języka angielskiego - przede wszystkim jest to język używany w kontaktach naukowców. Dobra znajomość i praktyczne doświadczenie w posługiwaniu się tym językiem jest umiejętnością cenną dla każdego ucznia, a w szczególności przy czytaniu tekstów po części technicznych, jak ten tutaj przedstawiany.

W nowoczesnym podejściu do edukacji ważne jest przekraczanie granic pomiędzy różnymi obszarami wiedzy i łączenie ich w sposób interdyscyplinarny, dzięki czemu można zdobywać i rozwijać swoje umiejętności równocześnie w kilku dziedzinach. Patrzmy zatem na tekst przedstawionych tutaj problemów jako służący ćwiczeniom z praktycznego użycia języka angielskiego. Czynimy wysiłki aby przedstwić nasze ćwiczenia w kilku innych językach państw-członków społeczności ESA/ESO (zobacz na stronę internetową http://www.astroex.org). Jeśli czynione są starania do przetłumaczenia tych ćwiczeń na inne języki, będziemy wdzięczni za informacje w tej sprawie (zobacz na ostatnią stronę ćwiczeń, gdzie podane są adresy kontaktowe).

Ćwiczenia składają się z tekstu wprowadzającego w zagadnienie, a następnie przedstawione są pytania, pomiary i obliczenia. Mogą być one używane w tradycyjnej formie w klasie lub, dzięki temu, że tworzą one zamknięte całości, jako zagadnienia do pracy samodzielnej w grupach, w formie pracy nad dobrze sprecyzowanym projektem.

Każde ćwiczenie tworzy niezależną część, więc istnieje możliwość ich dowolnego doboru w zależności od przeznaczonego na nie czasu, jednakże sugerujemy, aby istotne zagadnienia zawarte w obu Niezbędnikach były przerobione z uczniami zanim przejdą oni do pracy nad właściwymi ćwiczeniami, chyba że treści tam zawarte są już im znane.

2. Teleskop Kosmiczny Hubble'a

Teleskop Kosmiczny Hubble'a (w skrócie: HST) został umieszczony na orbicie wokółziemskiej 26 kwietnia 1990 roku za pomocą promu kosmicznego Discovery. Stało się to w sześćdziesiąt siedem lat po tym, jak niemiecki inżynier zajmujący się lotami rakietowymi H.Oberth wskazał na wiele dodatnich stron przeprowadzania obserwacji astonomicznych z przestrzeni kosmicznej, poza jakimkolwiek wpływem ziemskiej atmosfery. Pierwszy poważny projekt budowy dużego teleskopu kosmicznego dotarł do NASA na początku lat sześćdziesiątych. Po całej serii studiów nad faktycznymi możliwościami budowy takiego instrumentu, wspólny projekt NASA i ESA został w końcu zaaprobowany i rozpoczął pracę w 1977 roku. Jeśłi chodzi o rozdzielczość kątową, teleskop Hubble'a nie ma sobie równych wśród naziemnych teleskopów pomimo tego, że przy średnicy zwierciadła głównego 2.4 metra nie należy on do dużych teleskopów.

Obrazy pochodzące z teleskopów naziemnych są zawsze zniekształcone z powodu tego, że światło obiektów astronomicznych musi na swojej drodze przedostać się przez turbulentne warstwy ziemskiej atmosfery. Bez względu na wielkość teleskopu, nieuniknione rozmycie obrazów obiektów powoduje ograniczenie zdolności rozdzielczej teleskopów, która dla obserwacji naziemnych może wynosić co najwyżej ok. 0.5 sekundy łuku (1 sekunda łuku to 1/3600 stopnia). Natomiast w przestrzeni kosmicznej światło rozchodzi się bez zakłóceń, a więc gwiazdy nie 'mrugają', skąd wynika, że jedyne ograniczenia na zdolność rozdzielczą teleskopu wynikają z jakości zastosowanych układów optycznych oraz z dokładności utrzymywania stałej pozycji teleskopu względem obserwowanego obiektu przez cały czas trwania ekspozycji. Mamy więc sytuację, że obrazy uzyskiwane przez teleskop Hubble'a zawierają około pięć razy więcej szczegółów obiektów niż obrazy tych obiektów uzyskiwane z Ziemi. Rozdzielczość osiągalna przez teleskopy naziemne jest porównywalna do możliwości czytania nagłówków artykułów gazet z odległości kilometra, ale za pomocą teleskopu Hubble'a możemy przeczytać także sam tekst artykułu!

Właśnie ta dramatyczna, pięciokrotna poprawa zdolności rozdzielczej w teleskopie kosmicznym czymi go narzędziem wyjątkowym. HST nie tylko pozwala na badania znanych dotąd obiektów na dużo wyższym poziomie rozróżnialnych szczegółów, lecz także na odkrywanie i obserwacje obiektów dotąd nieznanych, słabszych kilkadziesiąt razy niż te możliwe do zaobserwowania z Ziemi. W ten sposób teleskop Hubble'a zwiększył obszar Wszechświata dostępnego obserwacjom astronomicznym.

Teleskopy działające w przestrzeni kosmicznej mają możliwość odbioru promieniowania wysyłanego przez obiekty astronomiczne w znacznie szerszym zakresie promieniowania elektromagnetycznego niż instrumenty naziemne, które są ograniczone do fal o długościach niepochłanianych w atmosferze. Zakresy fal pochłanianych przez atmosferę są pokazane na rys.1.
 
 

Rys.1 Pochłanianie promieniowania przez ziemską atmosferę
Obiekty astronomiczne emitują światło w wielu zakresach długości fal, lecz tylko niektóre z nich mogą penetrować ziemską atmosferę. Pozostałe są absorbowane i rozpraszane w atmosferze. Rysunek pokazuje przeźroczystość atmosfery w zależności od długości fali promieniowania. Widać, że promieniowanie ultrafioletowe jest prawie całkowicie pochłaniane lub rozpraszane, jak również duża część promieniowania podczerwonego. 

Oznacza to, że teleskop Hubble'a jest w stanie dokonywać obserwacji nie tylko w świetle widzialnym, ale również w ultrafioletowym i podczerwonym. Szczególnym zainteresowaniem cieszy się ultrafioletowa część widma, ponieważ właśnie tam umiejscowiona jest większość linii widmowych będących wynikiem tzw. przejść atomowych dla najbardziej rozpowszechnionych pierwiastków. Wszystkie pierwiastki chemiczne mają charakterysyczną tylko dla siebie zdolność pochłaniania lub emitowania światła o ściśle określonych długościach fali, dzięki czemu po zidentyfikowaniu przejść atomowych w widmach obiektów astronomicznych możemy określić ich skład chemiczny, temperaturę czy inne fizyczne własności.
 
 
 

Teleskop Kosmiczny Hubble'a
1. Panele słoneczne
2. Zwierciadło wtórne
3. Zaawansowana Kamera do Przeglądów (ACS)
4. Kamera Obiektów Słabych (FOC) 
5. Czujniki Prowadzenia Precyzyjnego (FGS)
6.  Korektor Optyki Teleskopu Kosmicznego (COSTAR)
7.  Kamera Szerokokątna i Kamera Planetarna 2 (WFPC 2)
8.  Zwierciadło główne
9.  Spektrograf (STIS) 
 
Instrumenty na pokładzie
Zestaw instrumentów na pokładzie teleskopu kosmicznego - 2 kamery, 2 spektrografy i zestaw 3 czujników prowadzenia - pozwalają na prowadzenie szerokiego spektrum obserwacji. Kamera Szerokokątna i Planetarna (WFPC 2) jest podstawowym instrumentem teleskopu kosmicznego. Jest ona w stanie dokonywać obserwacji nieba przy zastosowaniu dużego zestawu dostępnych filtrów, sięgających od 1000 nm w bliskiej podczerwieni do 115 nm w ultrafiolecie. 
 
Dane techniczne
Zwierciadło główne (układ optyczny Ritcheya-Chretiena)               2.4 m
Długość całkowita                                                                                 15.9 m
Średnica (przy złożonych panelach słonecznych)                              4.2 m
Rozpiętość paneli słonecznych                                                             12.1 m
Masa                                                                                                       11 110 kg
Precyzja prowadzenia                                                                            7 milisekund łuku na 24 h
 
Orbita
Wysokość (pierwotna)                                                                          598 km
Nachylenie do płaszczyzny równika                                                     28.5 stopni 
Czas życia teleskopu                                                                             20 lat (do 2010 roku)
 
Więcej informacji na temat Teleskopu Kosmiczngo Hubble'a NASA/ESA można znaleźć na stronie internetowej Centrum Informacji ESA (Hubble European Space Agency Information Center) http://hubble.esa.int

 
 

3. Bardzo Duży Teleskop ESO (VLT)

Rys. 2 Mapa Chile
Zaznaczono położenie dwóch obserwatoriów ESO w Chile: La Silla i Paranal 

Bardzo Duży Teleskop (ang. Very Large Telescope, w skrócie VLT) należący do ESO jest największym na świecie teleskopem optyczno-podczerwonym. Inicjatywa zbudowania dużego, europejskiego teleskopu powstała już w końcu lat siedemdziesiątych. Podstawowa koncepcja VLT była szeroko dyskutowana w środowisku astronomicznym Europy na początku lat osiemdziesiątych. W oparciu o precyzyjnie opracowany projekt i plan finansowania fazy budowy i poźniejszej fazy operacyjnej teleskopu, Komitet ESO dał zielone światło do budowy telskopu VLT w grudniu 1987 roku.

Europejskie Obserwatorium Południowe czyli ESO, będące międzyrządową organizacją badawczą, zostało utworzone w 1962 przez Belgię, Francję, Holandię, Niemcy i Szwecję w wyniku "pragnienia utworzenia wspólnego obserwatorium astronomicznego na południowej półkuli, wyposażonego w potężne instrumenty, oraz w celu wspierania i koordynacji współpracy w dziedzinie badań astonomicznych". Od tamtego czasu do ESO dołączyły: Dania, Portugalia, Szwajcaria i Włochy. W roku 2002 dołączy do tego grona Wielka Brytania. W ostatnich latach inne kraje wyraziły chęć dołączenia do ESO.

ESO zarządza dwoma obserwatoriami na najwyższym poziomie technologicznym: Paranal i La Silla. Cerro Paranal, góra o wysokości 2635 m n.p.m. (współrzędne geograficzne: 24 stopnie 37 minut szerokości południowej, 70 stopni 24 minuty długości zachodniej) jest położona w północnej części Chile, 12 km od wybrzeża Pacyfiku, 130 km na południe od Antofagasty, 1200 km na północ od Santiago i 600 km na północ od La Silla. Miejsce to położone jest na jednym z najsuchszych obszarów na Ziemi - pustyni Atacama. Ponieważ zła pogoda to największy wróg astronomów, ESO przeprowadziło szerokie badania klimatycze, aby w końcu wybrać Cerro Paranal jako miejsce posadowienia teleskopów VLT. W ciągu roku w tym miejscu jest ok. 350 nocy o czystym niebie.

Bardzo Duży Teleskop (VLT) składa się z czterech teleskopów, każdy o średnicy 8.2 metra zwanych teleskopami podstawowymi (Unit Telescopes, w skrócie UT). Mówiąc o średnicy teleskopów mamy na myśli średnicę ich zwierciadeł głównych. Pierwsze i drugie zwierciadła wtórne są znacznie mniejsze. Gdy światło przechodzi przez ziemską atmosferę, obrazy obiektów zostają zniekształcone - dzięki temu gwiazdy 'mrugają'. Technika Optyki Adaptacyjnej (Adaptive Optics System, w skrócie AOS) została rozwinięta właśnie po to, aby dokonać korekcji obrazów i usunąć niepożądane zniekształcenia, dzięki czemu obrazy rejestrowane tymi teleskopami są równie wyraźne jak gdyby teleskopy położone byly w przestrzeni kosmicznej.

VLT jest wyposażony w różnorodne, najnowocześniejsze instrumenty astronomiczne. Wszystkie cztery teleskopy o średnicy 8.2 metra były w fazie działania przed końcem 2000 roku. Wiele fascynujących wyników naukowych już uzyskano od tamtego czasu.

Trzy teleskopy pomocnicze (Auxiliary Telescopes, w skrócie AT), każdy o średnicy 1.8 metra, są w trakcie budowy. Możliwe jest używanie teleskopów podstawowych każdy z osobna, a po ukończeniu budowy teleskopów pomocniczych, będzie możliwość połączenia ich w interferometr VLT (VLT Interferometer, w skrócie VLTI). Instrument VLTI będzie miał zdolność rozdzielczą podobną do tej jaką miałby teleskop o średnicy 200 metrów. Pierwsze obserwacje przy użyciu VLTI miały miejsce w 2001 roku.

4. Antu i FORS

Prace budowlane na Cerro Paranal rozpoczęły się w 1991 roku i sześć lat później, w 1997 roku,  pierwsze z czwórki zwierciadeł głównych zostało zamontowane. Po instalacji tego teleskopu (UT 1), nazwanego Antu, pierwsze obserwacje czyli tzw. "pierwsze światło" (z ang. "first light") miały miejsce w nocy z 25 na 26 maja 1998 roku, zgodnie z planem. Antu oznacza Słońce w języku tamtejszych Indian Mapuche. Pozostałe trzy gigantyczne teleskopy przeprowadziły swoje pierwsze obserwacje w marcu 1999 roku, styczniu 2000 roku i wrześniu 2000 roku.

Teleskopy podstawowe (UT) mają tzw. montaż azymutalny. Oznacza to, że stelaż (rura) teleskopu obraca się dookoła osi poziomej (czyli tzw. osi wysokości). Dwa łożyska podtrzymujące stelaż są zamontowane na olbrzymim uchwycie w kształcie widełek, który może obracać się dookoła osi pionowej (czyli tzw. osi azymutu). W ten sposób teleskop może być skierowany w dowolne miejsce na niebie.

15 września 1998 roku przeprowadzono pierwsze obserwacje przy użyciu spektrografu FORS1 (z ang. FOcal Reducer and Spectrograph), zamontowanego na teleskopie Antu, które okazały się być doskonałej jakości. FORS1 i inne teleskopy VLT  otworzyły całe bogactwo nowych możliwości badawczych dla europejskiej astronomii.

FORS1 oraz jego brat-bliźniak FORS2 są wytworami jednych z najbardziej zaawansowanych i całościowych badań technologicznych dotyczących naziemnych instrumentów astronomicznych. Instrumenty FORS działają w trybie multimodalnym czyli są w stanie dokonywać obserwacji w kilku różnych trybach obserwacyjnych.
Dla przykładu, możliwe jest dokonywanie zdjęć w dwóch różnych skalach obrazu (czyli powiększeniach) czy uzyskiwanie widm obiektów pojedynczych i wielokrotnych z różnymi zdolnościami rozdzielczymi. Zatem FORS może najpierw dokonać rejestracji obrazu odległej galaktyki i natychmiast potem uzyskać jej widmo dzięki czemu można wyznaczyć typy i odległości do gwiazd w tej galaktyce.

Więcej informacji o teleskopie VLT można uzyskać na stronie internetowej http://www.eso.org.
 
 

Rys. 3 Schematyczny widok Interferometru VLT (VLTI)