Τα μεγάλα τηλεσκόπια στον κόσμο, Ορφανίδης Θεόδωρος

Τα μεγάλα τηλεσκόπια στον κόσμο

Θεόδωρος Γ. Ορφανίδης

Στη μνήμη του αξέχαστου Βασίλη Ξανθόπουλου

με τον οποίο μοιράστηκα τα παιδικά μου όνειρα και παιχνίδια

Τα μεγάλα τηλεσκόπια στον κόσμο Ορφανίδης Θεόδωρος

1

Περιεχόμενα

Πρόλογος Εισαγωγή Κεφάλαιο Α΄ (Οι πρώτες γενιές τηλεσκοπίων)

Γενικά Τα πρώτα αστεροσκοπεία Η ανακάλυψη του τηλεσκοπίου Η ιστορική εξέλιξη του διοπτρικού τηλεσκοπίου Οι αχρωματικοί φακοί Η ιστορική εξέλιξη του κατοπτρικού τηλεσκοπίου

Κεφάλαιο Β΄

1. Τα τηλεσκόπια ΜΜΤ και ΝΤΤ 2. Τα τηλεσκόπια Keck I και Keck II 3. Το ΗΕΤ (Hobby-Eberly Telescope) 4. To Subaru 5. To Ευρωπαϊκό VLT 6. Τα Gemini North και Gemini South 7. To Magellan I και Magellan II 8. Άλλα σύγχρονα τηλεσκόπια (ΜΜΤ, WHT)

Κεφάλαιο Γ΄ (Τηλεσκόπια υπό κατασκευή)

1. Το LBT (Large Binocular Telescope) 2. To GRANTECAN 3. To SALT 4. To LZT (Large Zenith Telescope) 5. Τηλεσκόπια μεγάλου οπτικού πεδίου (VISTA, LAMOST, LSST, DMT) 6. Άλλα Τηλεσκόπια (SOAR, SOFIA)

Κεφάλαιο Δ΄ Διαστημικά Τηλεσκόπια (Υπάρχοντα και υπό κατασκευή)

Εισαγωγή 1. Παρατηρητήρια Ραδιοκυμάτων 2. Παρατηρητήρια μικροκυμάτων 3. Παρατηρητήρια υπέρυθρου 4. Παρατηρητήρια ορατού φάσματος 5. Παρατηρητήρια υπεριώδους 6. Παρατηρητήρια άκρου υπεριώδους 7. Παρατηρητήρια ακτίνων Χ 8. Παρατηρητήρια ακτίνων γ 1. Hubble Space Telescope 2. Chandra X-ray Observatory 3. NGST 4. TPF

Κεφάλαιο Ε΄ Μελλοντικά τηλεσκόπια (επίγεια)

Προεισαγωγικά 1. OWL 2. CELT 3. GSMT 4. XLT 5. MAXAT και ELT


2

6. Άλλα τηλεσκόπια

Κεφάλαιο ΣΤ΄ (Άλλα είδη τηλεσκοπίων)

Α. Ραδιοτηλεσκόπια Β. Ηλιακά τηλεσκόπια Γ. Παρατηρητήρια Ανίχνευσης Νετρίνο Δ. Παρατηρητήρια Βαρυτικών Κυμάτων

Κεφάλαιο Ζ΄ Παράρτημα

1. Χαρακτηριστικά στοιχεία ενός τηλεσκοπίου 2. Ενεργά Οπτικά Συστήματα (Active Optics) 3. Προσαρμοστική Οπτική (Adaptive Optics) 4. Φασματοσκοπία 5. Πίνακας τροχιακών τηλεσκοπίων 6. Πίνακας με τα μεγαλύτερα τηλεσκόπια του κόσμου 7. Βιβλιογραφία

Επιμέλεια: Α. Βοσινάκης, 13/10/2006


3

Πρόλογος

Ήταν ένα ζεστό βραδάκι του Σεπτέμβρη 2000 στα γραφεία του Ομίλου Φίλων Αστρονομίας και οι φίλοι, που συνηθίζουμε να βρισκόμαστε εκεί, συζητούσαμε διάφορα θέματα. Ήδη, ο πρώτος κύκλος επιμορφωτικών συναντήσεων που οργάνωσε ο Όμιλος είχε κλείσει με επιτυχία και η συζήτηση ήταν για το δεύτερο κύκλο. Στο τραπέζι υπήρχαν αρκετά θέματα και αναζητούσαμε τους κατάλληλους ομιλητές γι αυτά. Μόλις είδα το θέμα "Τα μεγάλα τηλεσκόπια στον κόσμο" προθυμοποιήθηκα να το παρουσιάσω εγώ.

Ήξερα ότι ήταν ένα μεγάλο και σημαντικό θέμα που ήθελε πολύ δουλειά και προετοιμασία. Ένιωθα όμως πάντα μια ακαταμάχητη έλξη για το θέμα αυτό! Από την επομένη κιόλας ημέρα άρχισα να ταξινομώ ό,τι υλικό είχα από βιβλία, περιοδικά και εγκυκλοπαίδειες, αλλά κατάλαβα ότι δεν θα μου ήταν αρκετό. Τελικά, το μεγαλύτερο όγκο πληροφοριών που παρουσιάζω στο βιβλίο αυτό το συγκέντρωσα από τις ιστοσελίδες των διαφόρων μεγάλων αστεροσκοπείων που υπάρχουν στο Internet. Στις ιστοσελίδες αυτές τα διάφορα αστεροσκοπεία παρουσιάζουν με θαυμασμό και υπερηφάνεια τα τηλεσκόπιά τους και τις επιτυχίες τους, τονίζοντας ότι ξεχωρίζουν έναντι όλων των άλλων. Κάτι τέτοιο το θεωρώ πολύ φυσικό.

Ο σκοπός του βιβλίου αυτού όμως δεν είναι να κρίνει ή να αξιολογήσει τις επιδόσεις των διαφόρων τηλεσκοπίων, ούτε φυσικά να τα κατατάξει κατά σειρά αξίας τους. Άλλωστε είναι αμφίβολο αν μπορεί να γίνει κάτι τέτοιο, ακόμα και από ειδικούς, δεδομένου ότι κάθε τηλεσκόπιο προσθέτει το δικό του λιθαράκι στην αύξηση των γνώσεών μας για το θαυμάσιο κόσμο που μας περιβάλει. Χρειάστηκε λοιπόν να διαβάσω χιλιάδες σελίδες, αλλά και να ξαναδιαβάσω εκ νέου πολλά βιβλία και περιοδικά, από άλλη όμως οπτική γωνία πλέον, για να αξιοποιήσω το υλικό που είχα στα χέρια μου. Τελικά πιστεύω ότι άξιζε τον κόπο. Τουλάχιστον εγώ το απόλαυσα όλους αυτούς τους μήνες που το δούλευα!

Προσπάθησα μέχρι την τελευταία στιγμή να συμπεριλάβω όλες τις ειδήσεις και τα σχετικά νέα, ώστε, να είναι όσο το δυνατόν πλήρες και ενημερωμένο. Παρουσιάζω λοιπόν την εργασία μου αυτή με την ελπίδα ότι θα φανεί χρήσιμη στους φίλους και λάτρεις της αστρονομίας.

Θεσσαλονίκη Ιανουάριος 2001 Θεόδωρος Γ. Ορφανίδης Πολιτικός Μηχανικός


4

Εισαγωγή

Όταν ακούμε τον όρο "τηλεσκόπιο" συνήθως φανταζόμαστε ένα σωλήνα με φακούς στα δυο του άκρα που μας δίνει τη δυνατότητα να φέρουμε πιο κοντά μας μακρινά αντικείμενα. Τα σύγχρονα όμως τηλεσκόπια είναι κάτι το πολύ διαφορετικό. Πρόκειται ουσιαστικά για πολύπλοκα μηχανήματα που μας επιτρέπουν να διεισδύσουμε βαθιά μέσα στο Σύμπαν και να συλλέξουμε πλήθος πληροφοριών, που θα αξιοποιηθούν στη συνέχεια από εξειδικευμένα επιτελεία επιστημόνων.

Οποιοδήποτε σώμα με θερμοκρασία πάνω από το απόλυτο μηδέν (-273° C) μπορεί να ανιχνευτεί από την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία την οποία εκπέμπει. Το είδος της ακτινοβολίας που εκπέμπει εξαρτάται από αυτήν τη θερμοκρασία. Τα τηλεσκόπια ουσιαστικά συλλέγουν ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία (το ορατό φως είναι ένα μικρό τμήμα της) από τα προς παρατήρηση αντικείμενα. Από εκεί και πέρα είναι εφοδιασμένα με υπερσύγχρονα και επαναστατικής τεχνολογίας επιστημονικά όργανα που βοηθούν στην ανάλυση και αξιοποίηση αυτής της ακτινοβολίας. Δυστυχώς το ανθρώπινο μάτι βλέπει μόνο το ορατό φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Το υπόλοιπο τμήμα του μπορούμε να το "δούμε" έμμεσα με τη χρήση βοηθητικών οργάνων.

Παρατηρώντας όμως τον ουρανό και πετυχαίνοντας με τα σύγχρονα τηλεσκόπια να διακρίνουμε όλο και πιο απομακρυσμένα αντικείμενα από εμάς (που είναι λόγω της απόστασης πολύ αμυδρά), κατορθώνουμε να δούμε όλο και μεγαλύτερο ποσοστό του Σύμπαντος. Σήμερα θεωρείται πιθανόν ότι μπορούμε να διεισδύσουμε πάνω από τα 95% του δυνάμενου να παρατηρηθεί Σύμπαντος. Ορισμένες μάλιστα παρατηρήσεις φτάνουν μέχρι 300.000 χρόνια μετά το Big Bang.

Ουσιαστικά όμως παρατηρώντας το Σύμπαν είναι σαν να βλέπουμε το παρελθόν του. Ο λόγος είναι απλός. Όταν ένα αντικείμενο λέμε ότι βρίσκεται π.χ. σε 2 δισεκατομμύρια έτη φωτός[1] μακριά μας, αυτό που βλέπουμε παρατηρώντας το είναι το φως που ξεκίνησε από το αντικείμενο αυτό πριν από 2 δις χρόνια. Άρα βλέπουμε όχι όπως είναι αυτό το αντικείμενο σήμερα αλλά όπως ήταν πριν 2 δις χρόνια. Το πώς είναι σήμερα θα το δούμε μετά από 2 δις χρόνια, όσα χρειάζεται το φως για να έρθει από εκεί μέχρις εμάς.

Το Σύμπαν είναι ένα θαυμάσιο εργαστήριο όπου μπορούμε να παρατηρήσουμε όλες τις φάσεις εξέλιξης των συστατικών του, όπως είναι τα νεφελώματα, οι αστέρες, οι γαλαξίες κλπ. Στο βιβλίο αυτό παρουσιάζονται τα διάφορα μέσα (τηλεσκόπια) με τα οποία ο άνθρωπος πραγματοποιεί την παρατήρηση του Σύμπαντος. Είναι χωρισμένο σε επτά κεφάλαια καθένα από τα οποία καλύπτει και μια ενότητα του θέματος.

Στο Κεφάλαιο Α΄ γίνεται μια ιστορική αναδρομή από τα αρχαία χρόνια μέχρι το 1975, χρονιά που κατασκευάστηκε το μεγάλο σοβιετικό τηλεσκόπιο ΒΤΑ (Bolchoi Telescope Azimoutalnyi). Παρουσιάζεται η ανακάλυψη του τηλεσκοπίου, η εξέλιξη τόσο του διοπτρικού όσο και του κατοπτρικού τύπου, καθώς και τα σπουδαιότερα από αυτά που μπορούν να θεωρηθούν σαν τηλεσκόπια πρώτης γενιάς.

Στο Κεφάλαιο Β΄ παρουσιάζονται τα κυριότερα σύγχρονα επίγεια τηλεσκόπια, ξεκινώντας από το ΜΜΤ και το ΝΤΤ όπου για πρώτη φορά εφαρμόστηκαν νέες επαναστατικές μέθοδοι, τόσο στη μορφή του κατόπτρου, όσο και στον τρόπο στήριξής του. Παρουσιάζονται αναλυτικά, κατά σειρά διαμέτρου, οι αμερικανικοί γίγαντες Keck I και Keck II, το επίσης αμερικανικό HET, το ιαπωνικό Subaru, το ευρωπαϊκό VLT, τα περίπου διεθνή Gemini North και Gemini South, τα αμερικάνικα Magellan I και Magellan II, καθώς και διάφορα άλλα μικρότερων διαμέτρων.

Στο Κεφάλαιο Γ΄ παρουσιάζονται τα υπό κατασκευή μεγάλα επίγεια τηλεσκόπια, όπως το περίπου διεθνές LBT, το κυρίως ισπανικό GRANTECAN, το SALT της Νοτιοαφρικανικής Ένωσης, το LZT στον Καναδά, τα τηλεσκόπια μεγάλου οπτικού πεδίου (VISTA, LAMOST, LSST και DMT), καθώς και άλλα μικρότερα τηλεσκόπια.

Το Κεφάλαιο Δ΄ είναι αφιερωμένο στα υπάρχοντα αλλά και στα μελλοντικά διαστημικά τηλεσκόπια. Υπάρχει μια καταγραφή τους ανά μήκος κύματος ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας και ακολούθως μια αναλυτική παρουσίαση των πιο διάσημων, όπως τα λειτουργούντα Hubble και Chandra, και τα μελλοντικά NGST και TPF.

Στο Κεφάλαιο Ε΄ παρουσιάζονται τα μελλοντικά επίγεια τηλεσκόπια όπως το ευρωπαϊκό OWL, το αμερικανικό GSMT, το σουηδικό XLT και τα αμερικανικά ΜΑΧΑΤ και ELT.

Στο κεφάλαιο ΣΤ΄ γίνεται μια συνοπτική προσέγγιση σε άλλα είδη παρατηρητηρίων όπως τα Ραδιοτηλεσκόπια, τα ηλιακά τηλεσκόπια, τα βαρυτικά και τα ειδικά για την ανίχνευση των νετρίνο.

Στο Κεφάλαιο Ζ΄ είναι το Παράρτημα, όπου μπορεί κανείς να βρει ειδικές γνώσεις και έννοιες, για την καλύτερη κατανόηση του βιβλίου, και υπάρχει ένας συγκεντρωτικός πίνακας με τα διάφορα τηλεσκόπια. Τέλος υπάρχουν αναλυτικά περιεχόμενα από όπου μπορεί κανείς να προσδιορίσει τη σελίδα με την αναλυτική περιγραφή κάποιου


5

συγκεκριμένου τηλεσκοπίου.

[1]Έτος φωτός: Μονάδα μέτρησης τεραστίων αποστάσεων, όπως αυτές που συναντάμε στο Σύμπαν. Είναι η απόσταση που διανύει το φως σε ένα χρόνο. Ως γνωστόν το φως τρέχει με ταχύτητα περίπου 300.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο!


6

Κεφάλαιο Α΄ Οι πρώτες γενιές τηλεσκοπίων

Γενικά

O ουράνιος θόλος, ή καλύτερα αυτό που σήμερα ονομάζουμε Σύμπαν, ήταν για τον άνθρωπο πάντοτε ένας πόλος έλξης που του προκαλούσε ποικίλα συναισθήματα. Για την παρατήρηση και τη μελέτη του Σύμπαντος η μοναδική σχεδόν πηγή πληροφοριών που έχουμε είναι οι κάθε μορφής ακτινοβολίες[2] που εκπέμπουν τα διάφορα ουράνια σώματα. Οι ακτινοβολίες αυτές μετά από μικρό ταξίδι λίγων λεπτών ή πολύ μεγάλο ταξίδι δισεκατομμυρίων ετών (ανάλογα με την απόσταση του παρατηρούμενου αντικειμένου) φτάνουν στη Γη μεταφέροντας και τις πολύτιμες πληροφορίες τους. Αλλά ένα σοβαρό εμπόδιο για τις ακτινοβολίες αυτές είναι η ατμόσφαιρα της Γης που επιτρέπει μόνο σε ένα μικρό μέρος τους να τη διαπεράσει και να φτάσει μέχρι την επιφάνειά της.

Έτσι, σήμερα από την επιφάνεια της Γης μπορούμε με κατάλληλα όργανα να παρατηρήσουμε ακτινοβολίες του ορατού φάσματος, μέρος του υπέρυθρου και τις ραδιοακτινοβολίες. Με δορυφόρους όμως και διαστημικά τηλεσκόπια μπορούμε να παρατηρήσουμε τις υπεριώδεις, τις ακτίνες Χ και τις ακτίνες γ. Ακόμα θα πρέπει να αναφέρουμε ότι παρατηρούμε και την κοσμική ακτινοβολία ενώ γίνεται προσπάθεια να ανιχνεύσουμε τελευταία ακόμα και τα βαρυτικά κύματα[3].

Για χιλιετίες όμως ο άνθρωπος είχε σαν μοναδικό όργανο παρατήρησης τους οφθαλμούς του. Κατέγραφε ό,τι έβλεπε και προσπαθούσε να εξηγήσει τα διάφορα φαινόμενα που έπεφταν στην αντίληψή του. Η επιστήμη της Αστρονομίας πήρε σάρκα και οστά από πολύ νωρίς, αλλά, το μεγάλο άλμα έγινε με την ανακάλυψη του τηλεσκοπίου, ενός πραγματικά επαναστατικού οργάνου για την εποχή εκείνη.

[2] Οι ακτινοβολίες αυτές είναι ηλεκτρομαγνητικής φύσης. Ολόκληρο το φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας καλύπτει μήκη κύματος από αρκετά μέτρα (ραδιοκύματα), που είναι χαμηλής ενέργειας, μέχρι νανόμετρα (γ ακτινοβολία), που είναι κύματα υψηλής ενέργειας.

[3] Τα βαρυτικά κύματα προβλέπονται στη Γενική Θεωρία του Αϊνστάιν αλλά μέχρι στιγμής δεν έχουν ακόμα αποδειχτεί πειραματικά.

Τα πρώτα αστεροσκοπεία

Τα αστεροσκοπεία είναι τα ιδρύματα εκείνα από τα οποία γίνεται η παρατήρηση και η μελέτη των ουρανίων σωμάτων και φαινομένων.

Στην αρχαιότητα ήταν απλά παρατηρητήρια και τα λίγα όργανα που χρησιμοποιούσαν τα τοποθετούσαν κάθε φορά στο ψηλότερο μέρος του τόπου, πάνω σε λόφους, στην πλατεία της πόλης ή στην αυλή των ναών. Αστεροσκοπεία σε μονιμότερη βάση διέθεταν οι αρχαίοι Κινέζοι, οι Ινδοί, οι Βαβυλώνιοι και οι Αιγύπτιοι οι οποίοι χρησιμοποιούσαν τις πυραμίδες εκτός των άλλων σκοπών και για παρατήρηση.

Το πρώτο αξιόλογο ελληνικό αστεροσκοπείο ιδρύθηκε στην Αλεξάνδρεια, στην φημισμένη βιβλιοθήκη της. Κατά τον 9ο και 10ο αιώνα ιδρύθηκαν αραβικά αστεροσκοπεία στη Βαγδάτη και στο Κάιρο, ενώ, λίγο αργότερα ιδρύθηκαν στη Μερβ και στη Σαμαρκάνδη της Περσίας.

Στην Ευρώπη, το πρώτο αξιόλογο αστεροσκοπείο έγινε το 1561 από τον Τύχων Μπράχε στο Κασλ, στο νησί Βεν της Δανίας, που το ονόμασε "Ουρανιούπολη". Τα απλά όργανα που διέθετε για τις παρατηρήσεις του ήταν τεταρτοκύκλια, θεοδόλιχοι, ουράνια σφαίρα διαμέτρου 1,5 μ., γιγαντιαίο ρολόι που έδειχνε και δευτερόλεπτα, και κλεψύδρες.

Τα υποτυπώδη αυτά αστεροσκοπεία ασχολούνταν κυρίως με την παρατήρηση και την εξακρίβωση της θέσης και της κίνησης των ουρανίων σωμάτων και φαινομένων, καθώς επίσης με τη σύνταξη ουράνιων χαρτών, την παρατήρηση της λαμπρότητας των αστέρων, αλλά και την πρόβλεψη ορισμένων φαινομένων (π.χ. εκλείψεις).


7

Η ανακάλυψη του τηλεσκοπίου

Αν και πιστεύεται ότι στην αρχαιότητα γνωρίζανε τους μεγεθυντικούς φακούς, εν τούτοις, μόνο από το 13ο αιώνα μ.Χ. και μετά υπάρχουν οι αποδείξεις για τη χρήση τους. Έτσι, π.χ. ο Ρογήρος Δάκων αναφέρει το 13ο αιώνα τη χρήση διόπτρας, ενώ σε κάποια επιγραφή αναγράφεται το όνομα κατασκευαστή διόπτρας, του Ιταλού Αρμάτη, που πέθανε το 1317. Οι ανακαλύψεις όμως αυτές έμειναν ανεκμετάλλευτες.

Ακόμα θα πρέπει να αναφερθεί ότι το 16ο αιώνα ο Πόρτας κατόρθωσε με συνδυασμό δυο φακών να παρατηρήσει μακρινά αντικείμενα πετυχαίνοντας μεγέθυνση 2Χ[4].

Το 1570 οι Άγγλοι Leonard και Thomas Digges κατασκεύασαν ένα όργανο, που θα μπορούσε να θεωρηθεί τηλεσκόπιο, χρησιμοποιώντας κυρτούς φακούς και έναν καθρέφτη, αλλά, είχε μόνο πειραματική χρήση και δεν έγινε μαζική παραγωγή του.

Το τηλεσκόπιο όπως το γνωρίζουμε σήμερα ανακαλύφτηκε στην Ολλανδία, όπου η χρήση γυαλιών για τους ανθρώπινους οφθαλμούς είχε εκείνη την εποχή μεγάλη διάδοση. Η παράδοση αναφέρει ότι τα δυο παιδιά ενός πωλητή γυαλιών, καθώς παίζανε με φακούς, πρόσεξαν ότι τοποθετώντας έναν αμφίκυρτο φακό μπροστά από έναν αμφίκοιλο μπορούσαν να διακρίνουν το μεταλλικό κόκορα του κωδωνοστασίου της εκκλησίας καλύτερα και μεγαλύτερο απ΄ ότι με γυμνό μάτι. Ανακοίνωσαν λοιπόν την παρατήρησή τους στον πατέρα τους, που επανέλαβε το πείραμα, και από εκεί και μετά άνοιξε ο δρόμος για την ανακάλυψη της διόπτρας.

Ιστορικά καταγραμμένο όμως είναι πως η κυβέρνηση της Χάγης, τον Οκτώβριο του 1608, συζήτησε την ευρεσιτεχνία, πρώτα του Hans Lιppershey από το Middelburg και ακολούθως του Jacob Metius από το Alkamaar, που αφορούσε ένα όργανο με το οποίο "μπορούσε κανείς να δει μακρινά αντικείμενα σαν να ήταν κοντά".

Το όργανο αυτό είχε ένα κοίλο και ένα κυρτό φακό σε ένα σωλήνα και μπορούσε να δώσει τρεις ή τέσσερις φορές μεγέθυνση. Παρότι θεωρήθηκε πολύ απλή κατασκευή, δόθηκε βραβείο στον Metius και ζητήθηκε από τον Lιppershey να κατασκευάσει μερικά τέτοια όργανα. Φαίνεται όμως ότι η δόξα ανήκει σε έναν άλλο κάτοικο του Middelburg τον Έλληνα Ζαχαρία Ιωαννίδη ή Ζάνσεν, φυγάδα από την Κωνσταντινούπολη μετά την άλωσή της, που την ίδια περίοδο είχε ήδη κατασκευάσει τηλεσκόπιο, το οποίο μάλιστα προσπαθούσε να πουλήσει στην αγορά της Φρανκφούρτης.

Τα νέα του καινούργιου οργάνου απλώθηκαν γρήγορα στην Ευρώπη και από τον Απρίλιο του 1609 μπορούσε κανείς να τα αγοράσει σε καταστήματα της Pont Neuf στο Παρίσι και τέσσερις μήνες αργότερα στην Ιταλία.

Έχει επίσης καταγραφεί ότι ο Thomas Harriot παρατήρησε τη Σελήνη τον Αύγουστο του 1609 με τηλεσκόπιο στις 6Χ. Αλλά, παρόλα αυτά, ήταν ο Γαλιλαίος που έκανε το όργανο αυτό διάσημο και ταυτίστηκε με την ανακάλυψή του. Το πρώτο του τηλεσκόπιο ο Γαλιλαίος το κατασκεύασε τον Ιούνιο ή Ιούλιο του 1609 και έδινε μεγέθυνση 3Χ. Παρουσίασε τον Αύγουστο του ιδίου έτους στη Γερουσία της Βενετίας ένα τηλεσκόπιο που έδινε μεγέθυνση 8Χ, ενώ τον Οκτώβριο ή Νοέμβριο του 1609 κατασκεύασε τηλεσκόπιο με δυνατότητα μεγέθυνσης 20Χ. Παρατήρησε τη Σελήνη και ανακάλυψε τέσσερις δορυφόρους του πλανήτη Δία[5].

Το τηλεσκόπιο, με το οποίο παρατηρούσε ο Γαλιλαίος, ήταν από μόλυβδο (ο σωλήνας) και είχε εστιακή απόσταση 30-40 ίντσες. Για προσοφθάλμιο είχε επιπεδόκοιλο φακό, εστιακής απόστασης 2 ιντσών. Ο αντικειμενικός φακός ήταν επιπεδόκυρτος, διαμέτρου 0.5 έως 1.0 ίντσα και το οπτικό πεδίο ήταν μόλις 15' της μοίρας (έβλεπε τη μισή Σελήνη). Ο φακός ήταν γεμάτος από μικρές φυσαλίδες και είχε ελαφρώς πρασινωπό χρώμα (αποτέλεσμα της πρόσμιξης σιδήρου). Το σχήμα των φακών ήταν ικανοποιητικό στο κέντρο αλλά απογοητευτικό στην περιφέρεια. Η λείανση των φακών ήταν μάλλον φτωχή. Το είδωλο του παρατηρούμενου αντικειμένου ήταν ορθό, αλλά η ευκρίνειά του ήταν ικανοποιητική μόνο στο κέντρο. Σήμερα ένα τέτοιο τηλεσκόπιο δεν θα προκαλούσε το ενδιαφέρον ούτε των ερασιτεχνών αστρονόμων, αλλά, αυτό το όργανο ήταν που άνοιξε το δρόμο στα σημερινά υπερσύγχρονα αστεροσκοπεία με τα τεράστια τηλεσκόπια.

[4] 2X σημαίνει δύο φορές.

[5] Οι δορυφόροι αυτοί, που είναι οι μεγαλύτεροι του Δία, ονομάζονται από τότε Γαλιλαιανοί δορυφόροι και είναι κατά σειρά η Ιό, η Ευρώπη, η Καλυστώ και ο Γανυμήδης.


8

Η ιστορική εξέλιξη του διοπτρικού τηλεσκοπίου

Το 1609, που ο Γαλιλαίος άρχισε την παρατήρηση των ουρανίων σωμάτων με το τηλεσκόπιό του, θεωρείται η χρονιά - ορόσημο για την Αστρονομία. Στους αιώνες που ακολούθησαν τα τηλεσκόπια συνεχώς βελτιώνονταν και μεγάλωναν. Πάντοτε όμως στηριζόταν στη βασική αρχή τους, δηλαδή στη συγκέντρωση του φωτός.

Το 1611 ο διάσημος Johannes Kepler υπέδειξε ότι θα μπορούσε να χρησιμοποιηθεί ένας κυρτός αντικειμενικός φακός με ένα κυρτό προσοφθάλμιο. Επεσήμανε μάλιστα ότι ένας τέτοιος συνδυασμός θα έδινε ανεστραμμένο είδωλο, αλλά, με την προσθήκη ενός τρίτου κυρτού φακού θα μπορούσε να γίνει ανόρθωση ειδώλου.

Η σημείωσή του αυτή όμως πέρασε απαρατήρητη για τους αστρονόμους της εποχής, μέχρις ότου το 1630 το επεσήμανε ο Christoph Scheiner, o οποίος όμως αντιλήφτηκε ακόμα ότι με ανεστραμμένο είδωλο η εικόνα ήταν πιο φωτεινή και το οπτικό πεδίο πιο διευρυμένο παρά με την προσθήκη τρίτου φακού. Επειδή το ανεστραμμένο είδωλο δεν είναι πρόβλημα για τους αστρονόμους καθιερώθηκε για αστρονομικές παρατηρήσεις να αποδεχόμαστε το ανεστραμμένο είδωλο.

Στο δεύτερο μισό του 17ου αιώνα, για τις επίγειες παρατηρήσεις, το "Γαλιλαιακό" τηλεσκόπιο αντικαταστάθηκε από το "επίγειο". Είχε τέσσερις κυρτούς φακούς: τον αντικειμενικό, τον προσοφθάλμιο, τον ανορθωτικό και το φακό πεδίου (μεγάλωνε το οπτικό πεδίο παρατήρησης).

Η ανάγκη μεγαλύτερης μεγέθυνσης[6] οδήγησε τους κατασκευαστές τηλεσκοπίων να κατασκευάσουν όργανα με όλο και μεγαλύτερη εστιακή απόσταση. Έτσι από το μήκους 5 - 6 ποδών του τηλεσκοπίου του Γαλιλαίου φτάσανε την περίοδο 1640 με 1650 στους 15 - 20 πόδες. Το τηλεσκόπιο του Christiaan Huygens, το 1655, ήταν αρχικά εστιακής απόστασης 20 ποδών και πετύχαινε μεγέθυνση 100Χ, ενώ το οπτικό πεδίο ήταν 17΄ της μοίρας.

Αργότερα όμως αύξησε την εστιακή απόσταση σε 210 πόδες, ενώ, ο αντικειμενικός φακός ήταν μόλις 23 εκατοστά.

Οι περαιτέρω μεγεθύνσεις που πετυχαίνανε όμως είχαν σαν αποτέλεσμα τη μείωση του οπτικού πεδίου. Το πρόβλημα αυτό το έλυσε η προσθήκη ενός τρίτου κυρτού φακού που μπορούσε να αυξήσει σημαντικά το οπτικό πεδίο επιτρέποντας και μεγάλες μεγεθύνσεις.

Το 1670 ο Johannes Hevelius κατασκεύασε τηλεσκόπιο μήκους 140 ποδών. Αλλά τόσο μεγάλα τηλεσκόπια ήταν άχρηστα για παρατήρηση γιατί ήταν σχεδόν αδύνατο να κρατηθούν οι φακοί ευθυγραμμισμένοι[7], ενώ ο παραμικρός άνεμος δημιουργούσε κραδασμούς. Έτσι το 1675 έγινε προσπάθεια εγκατάλειψης του σωλήνα του τηλεσκοπίου.

Ο αντικειμενικός φακός στερεώθηκε σε ένα κτίριο ή στύλο και στρεφόταν προς τον στόχο με ένα σχοινί, ενώ το προσοφθάλμιο σε μια μικρή βάση όπου προσπαθούσε ο αστρονόμος να παρατηρήσει την εικόνα που ερχόταν από τον αντικειμενικό φακό. Τέτοια όργανα ονομάστηκαν "αέρια τηλεσκόπια".

Η προσπάθεια κατασκευής όλο και μεγαλύτερων διοπτρικών τηλεσκοπίων συνεχίστηκε για να φτάσει στα όριά της στα τέλη του 19ου αιώνα, μια και πλέον οι φακοί ήταν τόσο τεράστιοι ώστε να καταρρέουν κάτω από το ίδιο τους το βάρος.

Το 1897 έκλεισε ο κύκλος κατασκευής των μεγάλων διοπτρικών τηλεσκοπίων όταν κατασκευάστηκε το μεγαλύτερο του είδους αυτού και τοποθετήθηκε στο αστεροσκοπείο Γερξ των ΗΠΑ. Η διάμετρος του φακού ήταν 1 μ. ενώ η εστιακή απόσταση 18,6 μ.

[6] Η μεγέθυνση Μ που μπορεί να πετύχει ένα τηλεσκόπιο είναι ίση με το λόγο F/f (=εστιακή απόσταση τηλεσκοπίου/εστιακή απόσταση προσοφθαλμίου). Από τον τύπο αυτό γίνεται κατανοητό ότι μικραίνοντας την εστιακή απόσταση του προσοφθαλμίου πετυχαίνουμε μεγάλη μεγέθυνση. Για να γίνει αυτό όμως χρειάζεται να κατασκευαστεί αμφίκυρτος φακός με μικρή ακτίνα καμπυλότητας, πράγμα πολύ δύσκολο τα πρώτα χρόνια. ΄Έτσι οι αστρονόμοι της εποχής εκείνης προτιμούσαν να μεγαλώνουν το F αφού δεν μπορούσαν να μικραίνουν το f.

[7] Δύο φακοί λέγονται ευθυγραμμισμένοι όταν οι οπτικοί τους άξονες ταυτίζονται


9

Οι αχρωματικοί φακοί

Οι πρώτοι φακοί που κατασκευάστηκαν, πέρα από την κακή ποιότητά τους, παρουσίαζαν και χρωματικό σφάλμα. Ως γνωστόν όταν προσπίπτει μια ακτίνα ηλιακού φωτός σε ένα πρίσμα διαχωρίζεται στα επιμέρους χρώματα που τη συνιστούν και δημιουργεί τα χρώματα της ίριδας.

Οι απλοί φακοί λειτουργούν σαν πρίσματα και δημιουργούν ιριδισμούς στις παρατηρούμενες εικόνες των φωτεινών πηγών. Μόνο στο κέντρο του δεν παρουσιάζει αυτό το φαινόμενο ένας απλός φακός

Ο Νεύτων θεωρούσε ότι ήταν αδύνατο να αποφύγει κανείς αυτό το σφάλμα, αλλά, ο Όϋλερ το 1974 πίστευε ότι θα μπορούσε να διορθωθεί. Πράγματι το 1762 με τις οδηγίες του Σουηδού μαθηματικού Κλινγενστιέρνα κατασκευάστηκε ο πρώτος αχρωματικός φακός που δεν προκαλούσε ιριδισμό.

Η γενική όμως παραδοχή αυτού του είδους των φακών άργησε να γενικευτεί. Αυτό έγινε από το 1820 με τα τηλεσκόπια που κατασκεύασε ο Φραουνχόφερ. Ο αχρωματικός φακός κατασκευάζεται από δύο εφαπτόμενους φακούς από διαφορετικό είδος γυαλιού έκαστος.Ο ένας είναι αμφίκυρτος από στεφανύαλο και ο άλλος επιπεδόκοιλος από πυριτύαλο. Με κατάλληλο υπολογισμό της κοινής καμπυλότητας των δύο φακών προκύπτει τελικά ο αχρωματικός φακός.

Η ιστορική εξέλιξη του κατοπτρικού τηλεσκοπίου

Από πολύ νωρίς (περίπου το 1616), παράλληλα με την κατασκευή τηλεσκοπίων με φακούς, δηλαδή διοπτρικών τηλεσκοπίων, άρχισε και ο πειραματισμός με τη χρήση κατόπτρων, δηλαδή κατοπτρικών τηλεσκοπίων. Ο πρώτος όμως που κατασκεύασε κατοπτρικό τηλεσκόπιο αναφέρεται ότι ήταν ο Σκοτσέζος αστρονόμος και μαθηματικός Γκρέκορυ το 1663. Τοποθέτησε στη βάση του κυλίνδρου του τηλεσκοπίου του κοίλο κάτοπτρο το οποίο είχε οπή στο κέντρο του για την παρατήρηση με προσοφθάλμιο. Μέσα στο σωλήνα του τηλεσκοπίου τοποθέτησε και ένα δεύτερο μικρό κοίλο κάτοπτρο. Οι εισερχόμενες ακτίνες φωτός, μετά από αντανάκλαση πρώτα στο μεγάλο και ακολούθως στο μικρό κάτοπτρο, οδηγιόταν στον οφθαλμό του παρατηρητή μέσω του προσοφθαλμίου.

Ο Γάλλος Κασεγκραίν, στον τύπο τηλεσκοπίου που φέρει το όνομά του, απλά, αντικατέστησε το μικρό κοίλο κάτοπτρο με κυρτό. Το 1671, ο διάσημος Νεύτων, κατασκεύασε το δικό του τηλεσκόπιο. Ο τύπος αυτός τηλεσκοπίου διέθετε πλήρες (δηλαδή χωρίς οπή) πρωτεύον κάτοπτρο στη βάση του σωλήνα.

Οι ακτίνες που φτάνανε σ΄ αυτό οδηγιόταν, μετά από την αντανάκλασή τους, σε μικρό επίπεδο καθρέφτη στην άλλη άκρη του σωλήνα, που σχημάτιζε 45ο γωνία με τον άξονα του τηλεσκοπίου, και μετά τη νέα αντανάκλασή τους φτάνανε στο πλευρικό τοίχωμα το τηλεσκοπίου, όπου από μια οπή γινότανε η παρατήρηση με χρήση προσοφθαλμίου. Ο τύπος αυτός των τηλεσκοπίων ονομάζεται "νευτώνειος".

Ένα περίπου αιώνα αργότερα, το 1774, ο Γουλιέλμος Χέρσελ, κατασκεύασε έναν καινούργιο τύπο τηλεσκοπίου. Στο βάθος ενός μακρύ σωλήνα τοποθέτησε κοίλο κάτοπτρο, λίγο κεκλιμένο, ώστε οι ακτίνες φωτός που προσπίπτανε πάνω του να συγκεντρώνονται, μετά την αντανάκλασή τους, στην άκρη του σωλήνα, στο πλευρικό του τοίχωμα.

Το πρώτο τηλεσκόπιο του Χέρσελ είχε εστιακή απόσταση 5 ποδών (1,52 μ.). Το δεύτερο, που το κατασκεύασε το 1780, είχε 7 πόδες (2,13), ενώ, το τρίτο το τελείωσε το 1789 και είχε μήκος 39 πόδες και 4 δακτύλους (11,7 μ.), και άνοιγμα 4 πόδες και 10 δακτύλους (1,45 μ.). Για το τηλεσκόπιο αυτό μάλιστα ο βασιλιάς Γεώργιος Γ΄ του έδωσε 300 γκινέες. Παρόμοιο με του Χέρσελ τηλεσκόπιο κατασκεύασε και ο Λόρδος Ρος, πρόεδρος της Βασιλικής Εταιρείας του Λονδίνου. Το κάτοπτρο του τηλεσκοπίου αυτού είχε διάμετρο 1.82 μ. και εστιακή απόσταση 16μ. Ο Άγγλος Λάσσελ, το 1860, κατασκεύασε λίγο μεγαλύτερο τηλεσκόπιο μήκους 16,72 μ. και ανοίγματος 1,82 μ.

Από νωρίς στράφηκε η προτίμηση των αστρονόμων στα μεγάλα κατοπτρικά τηλεσκόπια, γιατί, σε σχέση με τα διοπτρικά, δεν παρουσίαζαν το φαινόμενο του ιριδισμού (χρωματική εκτροπή του φωτός). Παρουσίαζαν όμως άλλο σφάλμα που οφειλόταν στη σφαιρικότητα του κατόπτρου. Λόγω του σφάλματος αυτού το παρατηρούμενο είδωλο παρουσίαζε ασάφεια μακριά από το κέντρο του οπτικού πεδίου. Επίσης, επειδή τα κάτοπτρα κατασκευάζονταν από ορείχαλκο, ήταν αφενός πολύ βαριά, αφετέρου θαμπώνανε πολύ γρήγορα και χρειαζότανε σύντομα νέα λείανση, εργασία λεπτή και δύσκολη.

Ακόμη αδυνατούσαν να πετύχουν την αναμενόμενη μεγέθυνση. Έτσι, το τηλεσκόπιο του Ρος ενώ πίστευαν ότι θα μπορούσε να πετύχει μεγέθυνση 6000Χ, τελικά, πέτυχε μόνο 2000Χ. Ο Φουκώ γνώριζε αυτά τα σφάλματα και


10

προσπάθησε να τα διορθώσει, κάτι που το πέτυχε το 1857 όταν αντί για σφαιρικό κάτοπτρο χρησιμοποίησε παραβολικό και αντί για μεταλλικό κάτοπτρο χρησιμοποίησε γυάλινο επαργυρωμένο. Με τη νέα τεχνική πέτυχε επιπλέον να αντανακλά το 90% του προσπίπτοντος φωτός, αντί του 50% που πετύχαιναν τα μεταλλικά.

Ο Φουκώ ακόμα ήταν αυτός που υπολόγισε όλες τις κατασκευαστικές λεπτομέρειες του τηλεσκοπίου που τοποθετήθηκε το 1876 στο αστεροσκοπείο των Παρισίων. Για το τηλεσκόπιο αυτό, εστιακής απόστασης 7,5 μ., καταργήθηκε ο θόλος και η παρατήρηση γινόταν στο ύπαιθρο με τη βοήθεια κινητής σκάλας. Μόνο τις ώρες που δεν γινόταν παρατήρηση καλυπτόταν από ένα κινητό υπόστεγο που συρόταν πάνω σε ράγες. Το κάτοπτρο του τηλεσκοπίου αυτού είχε διάμετρο 1,2 μ. ενώ το κομμάτι του γυαλιού που χρησιμοποιήθηκε για την κατασκευή του είχε βάρος 700 κιλά. Ολόκληρο το τηλεσκόπιο ζύγιζε 2.500 κιλά, αλλά, παρά το βάρος του, η μετακίνησή του γινόταν πολύ εύκολα με την πίεση μόνο του δακτύλου του χεριού.

Το 1891 κατασκευάστηκε το τηλεσκόπιο για το πανεπιστήμιο Χάρβαρντ, διαμέτρου 1,52 μ. και εστιακής απόστασης 8,7 μ. Το 1908 κατασκευάστηκε το πρώτο τηλεσκόπιο του όρους Ουίλσον των ΗΠΑ διαμέτρου 1,5 μ. και εστιακής απόστασης 7,6 μ., ενώ αργότερα, το 1917, ακολούθησε το ονομαζόμενο Χούκερ (από το όνομα του δωρητή). Το κάτοπτρο του τηλεσκοπίου αυτού (που επίσης τοποθετήθηκε στο αστεροσκοπείου του όρους Ουίλσον), έγινε από γυαλί που ζύγιζε 4572 κιλά και είχε διάμετρο 2,58μ. και πάχος 0,336 μ. Μετά την επεξεργασία, το κάτοπτρο είχε διάμετρο 2,57 μ. και ζύγιζε 4000 κιλά.

Η εστιακή απόσταση του τηλεσκοπίου αυτού ήταν 12,6 μ. Αξιοσημείωτο πάντως είναι ότι ο αστροστάτης[8] ζύγιζε 2000 κιλά. Για τη διατήρηση σταθερής θερμοκρασίας είχε κατασκευαστεί και κατάλληλο σύστημα κυκλοφορίας νερού. Το συνολικό βάρος ολόκληρου του τηλεσκοπίου ανερχόταν σε 100 τόνους ενώ η μεγέθυνση που μπορούσε να πετύχει έφτανε τις 5000Χ με 6000Χ. Μετά την κατασκευή του τηλεσκοπίου Χούκερ ακολούθησε μια σειρά από πιο μεγάλα, αλλά όλο και πιο εξελιγμένα τηλεσκόπια, με πραγματικό σταθμό το θαύμα της εποχής του, το τηλεσκόπιο Hale, που τοποθετήθηκε το 1948 στο όρος Palomar, στην Καλιφόρνια των ΗΠΑ, σε υψόμετρο 1.700μ.

Το Hale διαθέτει κάτοπτρο διαμέτρου 5,08 μ., ενώ, το βάρος του ανέρχεται σε 20 τόνους! Μπορεί να κάνει παρατηρήσεις από τρεις εστίες (κύρια, Cassegrain και Coude) με αντίστοιχα εστιακά μήκη 16.8 μ., 81.4 μ. και 155,4 μ. Η ανακάλυψη και ραγδαία εξέλιξη των ηλεκτρονικών υπολογιστών τη δεκαετία του ΄70, είχε σαν αποτέλεσμα τη χρήση τους στο σχεδιασμό και την κατασκευή νέων τηλεσκοπίων και αργότερα στη λειτουργία τους.

Η νέα τεχνολογία βοήθησε, αφενός στην κατασκευή μεγαλύτερων και ελαφρότερων τηλεσκοπίων, αφετέρου στη γρηγορότερη κατασκευή τους. Στόχος των προσπαθειών αυτών ήταν η βελτίωση των οπτικών συστημάτων των τηλεσκοπίων και η αύξηση της φωτοσυλλεκτικής ισχύος τους[9].Η αύξηση της φωτοσυλλεκτικής ισχύος όμως είχε σαν αποτέλεσμα και τη βελτίωση της διακριτικής ικανότητας των τηλεσκοπίων[10]. Μερικά από τα τηλεσκόπια που κατασκευάστηκαν την περίοδο αυτή είναι:

• το τηλεσκόπιο Mayall των 4 μ. του Kitt Peak της Αριζόνας (μαζί με άλλα 8 που υπάρχουν εκεί) άρχισε να λειτουργεί το 1973 από το Εθνικό Αστεροσκοπείο του Kitt Peak με τη βοήθεια της Αμερικανικής Κυβέρνησης και 12 Πανεπιστημίων των ΗΠΑ. Βρίσκεται σε υψόμετρο 2.100 μ. Οι παρατηρήσεις μπορούν να γίνονται από τρεις εστίες (κύρια, Cassegrain και Coude) με εστιακές αποστάσεις αντίστοιχα 11.2 μ., 32 μ. και 160 μ. Μπορεί να φωτογραφίσει αντικείμενα μέχρι 6.000.000 φορές αμυδρότερα από αυτά που μπορεί να διακρίνει το γυμνό μάτι. Το οπτικό πεδίο του είναι 50΄ της μοίρας (6 φορές ευρύτερο του Palomar).To κάτοπτρό του ζυγίζει 15 τόννους ενώ ολόκληρο το τηλεσκόπιο 375 τόννους. • Ίδιο με το Mayall είναι και το τηλεσκόπιο του Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO) στη

Χιλή. • Το γνωστό Αγγλο-Αυστραλιανό τηλεσκόπιο του ΑΑΟ (Anglo-Australian Observatory) που άρχισε να

λειτουργεί τον Οκτώβριο του 1975 σε υψόμετρο 1200 μ. στο Siding Spring της Νότιας Νέας Ουαλίας στην Αυστραλία. Ο τύπος του τηλεσκοπίου είναι Ritchey-Chretien. Κατασκευάστηκε στην Αγγλία αλλά για την ολοκλήρωσή του συνέβαλαν και βιομηχανίες των ΗΠΑ, της Αυστραλίας και της Ιαπωνίας. Έχει διάμετρο κατόπτρου 3.90 μ. Οι παρατηρήσεις γίνονται από τρεις εστίες: την κύρια με f/3.3, την Cassegrain με f/8 και την Coude με f/36. Στην κύρια εστία του μπορούν να φωτογραφηθούν αστέρες μέχρι 24ου μεγέθους. • Το τηλεσκόπιο των 3.6 μ. του Ευρωπαϊκού Νότιου Αστεροσκοπίου (ESO) που άρχισε να λειτουργεί το

Νοέμβριο του 1976 στην τοποθεσία La Silla της Χιλής. • Το τηλεσκόπιο των 3.5 μ. του Ινστιτούτου Max Plank. • Το Βρετανικό τηλεσκόπιο UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) για το υπέρυθρο, διαμέτρου

κατόπτρου των 3.8 μ. που βρίσκεται στο βουνό Μauna Kea της Χαβάης, σε υψόμετρο 4.200 μ. Εγκαταστάθηκε το 1978 και λειτουργεί αποκλειστικά στο υπέρυθρο, σε μήκη κύματος 1 μέχρι 30 μικρά. Το κάτοπτρό του είναι πολύ λεπτό και κατασκευασμένο από γυαλί Cer-Vit. Έχει λόγο διαμέτρου προς πάχος 16:1, σε σύγκριση με το λόγο 6:1 που είχαν άλλα μεγάλα παλαιότερα τηλεσκόπια και ζυγίζει μόνο 6.5 τόνους. Διαθέτει 4 εστίες παρατήρησης, ενώ η στήριξή του είναι ισημερινή αγγλικού τύπου. Είναι


11

εφοδιασμένο με active optics support system το οποίο με 12 ενεργά έμβολα διορθώνει τις παραμορφώσεις, λόγω βάρους, του κύριου κατόπτρου. Το δευτερεύον κάτοπτρό του έχει μόνο 12 ½ ίντσες διάμετρο και διαθέτει και αυτό σύστημα ενεργών διορθώσεων. Για τις παρατηρήσεις χρησιμοποιούνται 4 επιστημονικά όργανα. • Το Καναδο-Γαλλο-Χαβαϊκό τηλεσκόπιο των 3.6 μ. στο βουνό Μauna Kea της Χαβάης σε υψόμετρο

4.200 μ. που ξεκίνησε τις παρατηρήσεις του το 1979. Διαθέτει τρεις εστίες: την κύρια με f/3.8, την Cassegrain με f/8 (και οπτικό πεδίο 10΄ της μοίρας) και την Coude με οπτικό πεδίο στο υπέρυθρο 5Χ5 δευτερόλεπτα της μοίρας. Η διαχωριστική ικανότητα πολλές φορές κατέρχεται κάτω από 0.5΄΄. • Το τηλεσκόπιο των 3.2 μ. για το υπέρυθρο της NASA, επίσης στο βουνό Μauna Kea της Χαβάης, που

εγκαινιάστηκε το 1979. Χαρακτηριστικό του είναι ότι το δευτερεύον κάτοπτρό του είναι πολύ μικρό (0.24μ.). • Το Telescopio Nazionale Galileo. Το ιταλικό αυτό τηλεσκόπιο βρίσκεται στη La Palma, στα Κανάρια

νησιά της Ισπανίας, σε υψόμετρο 2370 μ. και έχει διάμετρο κατόπτρου 3.6 μ.

Η προσπάθεια όμως αυτή, κατασκευής μεγάλων μονολιθικών κατόπτρων, έφτασε στα όριά της το 1975 με την κατασκευή του σοβιετικού τηλεσκοπίου Bolchoi Telescop Azimoutalnyi (Μεγάλο Αλταζιμουθιακό Τηλεσκόπιο), που τοποθετήθηκε στην περιοχή Zelentchukskaya (πλησίον της Σταυρούπολης) στον Καύκασο. Η διάμετρος του κατόπτρου του τηλεσκοπίου αυτού είναι 6 μ. και ήταν μέχρι πρόσφατα το τηλεσκόπιο με το μεγαλύτερο μονολιθικό κάτοπτρο στον κόσμο. Για την κατασκευή του και την εγκατάστασή του χρειάστηκαν συνολικά 9 χρόνια. Το κινητό μέρος του τηλεσκοπίου ζυγίζει 700 τόνους και έχει στήριξη αλταζιμουθιακή[11].

Το κάτοπτρό του είναι από πυρίμαχο γυαλί (pyrex) που σε ορισμένα όμως σημεία έχει αλλοιώσεις από φυσαλίδες και σκιές - σημαντικά και ανυπέρβλητα μειονεκτήματα για ένα τέτοιο όργανο! Το τηλεσκόπιο κατασκευάστηκε έτσι ώστε ο παρατηρητής να μπορεί, μέσα από ειδικό θάλαμο, να παρατηρεί στην κύρια εστία. Η εστιακή απόσταση στην κύρια εστία είναι 24 μ. Μπορεί κανείς όμως να χρησιμοποιήσει ακόμα και τις δυο εστίες Cassegrain (γνωστές και σαν εστίες Nasmyth), με εστιακή απόσταση 45 μ., καθώς και την εστία Coude, εστιακής απόστασης 180 μ. Τα όργανα που μπορούν να χρησιμοποιηθούν στην κύρια εστία είναι μικροί φασματογράφοι, φωτόμετρα και θάλαμοι για απευθείας φωτογράφηση.

Άλλα πιο βαριά όργανα τοποθετούνται στις δύο εστίες Nasmyth και ακόμα πιο βαριά στην εστία Coude. Η κατασκευή του τηλεσκοπίου αυτού ήταν πραγματικά ένας άθλος. Οι αποδόσεις του όμως είναι μικρότερες από τις αναμενόμενες και απέχουν από αυτές άλλων τηλεσκοπίων μικρότερης διαμέτρου. Το κύριο πρόβλημα του τηλεσκοπίου αυτού είναι ότι το κάτοπτρό του, λόγω της τεράστιας μάζας του, παρουσιάζει "θερμική αδράνεια", δηλαδή αντιδρά αργά στις θερμοκρασιακές μεταβολές του περιβάλλοντος χώρου. Έτσι σχεδόν πάντοτε είναι ή ψυχρότερο ή θερμότερο από τον αέρα που το περιβάλει.

Συνέπεια αυτού το γεγονότος είναι να υπάρχει συνεχής ροή θερμότητας μεταξύ του κατόπτρου και του περιβάλλοντος αέρα που προκαλεί διάθλαση των ακτίνων του προσπίπτοντος φωτός (φαινόμενο αντίστοιχο με το "βράσιμο" που παρατηρείται το καλοκαίρι πάνω από ένα θερμό οδόστρωμα). Το αποτέλεσμα είναι ότι η διακριτική ικανότητα του τηλεσκοπίου αυτού φτάνει μόνο τα 2,5΄΄ της μοίρας τόξου, ενώ η τυπική διακριτική ικανότητα άλλων μικρότερων τηλεσκοπίων φτάνει το 0,5΄΄ ως 1΄΄ της μοίρας τόξου.

[8] Αστροστάτης είναι το όργανο εκείνο που τοποθετείται σε ένα τηλεσκόπιο και εξουδετερώνει την περιστροφική κίνηση της Γης.

[9] Φωτοσυλλεκτική ισχύς λέγεται η συνολική ποσότητα φωτός που μπορεί να συγκεντρωθεί από ένα τηλεσκόπιο. Όσο μεγαλύτερη είναι τόσο πιο αμυδρά αντικείμενα μπορεί να διακρίνει το συγκεκριμένο τηλεσκόπιο και εξαρτάται άμεσα από το μέγεθος του κυρίως φακού ή κατόπτρου.

[10] Διακριτική ικανότητα τηλεσκοπίου ονομάζεται η ικανότητά του να ξεχωρίζει δύο μακρινά αντικείμενα που φαινομενικά βρίσκονται κοντά το ένα στο άλλο. Εξαρτάται από το λόγο της διαμέτρου του τηλεσκοπίου προς το μήκος κύματος της προσπίπτουσας ακτινοβολίας.

[11] Έχει δηλαδή δυνατότητα κίνησης καθ΄ ύψος και οριζόντια.


12

Το διοπτρικό τηλεσκόπιο YALE


13

Το τηλεσκόπιο HOOKER


14

Το τηλεσκόπιο BTA


15

Κεφάλαιο Β΄ Τα νέα σύγχρονα τηλεσκόπια

1. Τα τηλεσκόπια ΜΜΤ και το ΝΤΤ

Οι κατασκευαστές τηλεσκοπίων δεν σταμάτησαν ποτέ την προσπάθειά τους και αναζήτησαν νέου τύπου τηλεσκόπια που δεν παρουσίαζαν τα προβλήματα του ΒΤΑ. Η προσπάθειά τους επικεντρώθηκε στην αλλαγή της φιλοσοφίας του αντικειμενικού κατόπτρου. Έτσι από το γιγαντιαίο και μεγάλης μάζας μονολιθικό κάτοπτρο του ΒΤΑ οδηγήθηκαν στην κατασκευή των πολλαπλών κατόπτρων του ΜΜΤ. Ο σχεδιασμός πολλαπλών κατόπτρων δεν ήταν καινούργια ιδέα. Σαν προβληματισμός υπήρχε από τις αρχές της δεκαετίας του ΄30, αλλά μόνο με την ανάπτυξη των ηλεκτρονικών υπολογισμών μπόρεσε να υλοποιηθεί.

Το ΜΜΤ (Multiple Mirror Telescope - Τηλεσκόπιο Πολλαπλού Κατόπτρου) τοποθετήθηκε το 1979 στο όρος Hopkins, 65 χιλιόμετρα από το Tucson της Αριζόνας των ΗΠΑ. Η καινούργια τεχνολογία του ΜΜΤ, που έλυνε πολλά από τα προβλήματα που αντιμετώπιζαν τα μεγάλα μονολιθικά τηλεσκόπια, ήταν ότι δεν διέθετε ενιαίο κάτοπτρο αλλά απαρτιζόταν από έξι επί μέρους μικρότερα κάτοπτρα, διαμέτρου 1,8 μ. έκαστο. Τα έξι αυτά κάτοπτρα τοποθετήθηκαν πάνω σε μια κοινή βάση στήριξης και λειτουργούσαν σαν ένα ενιαίο κάτοπτρο. Η ευθυγράμμισή τους επιτυγχανόταν με τη χρήση ηλεκτρονικών υπολογιστών. Το πολλαπλό αυτό κάτοπτρο είχε φωτοσυλλεκτική ισχύ όση και ένα ενιαίο κάτοπτρο διαμέτρου 4,5 μ. Οι επιστήμονες διαπίστωσαν ότι το υπερβολικά μεγάλο βάρος της κατασκευής είχε σαν αποτέλεσμα την κάμψη του οπτικού συστήματος με αποτέλεσμα την παραμόρφωση της παρατηρούμενης εικόνας. Η βελτίωση της εικόνας με προσπάθεια διατήρησης της ευθυγράμμισης των έξι τηλεσκοπίων παρουσίαζε πολλές δυσκολίες. Έτσι στράφηκαν σε μια νέα καινοτομία, την υιοθέτηση "ενεργών" δευτερευόντων κατόπτρων, και πέτυχαν ευκολότερα βελτίωση της εικόνας με αυτή την επέμβαση στα πολύ μικρότερα και ασύγκριτα ελαφρύτερα δευτερεύοντα κάτοπτρα.

Έξι ηλεκτρονικοί υπολογιστές έλεγχαν την κλίση καθενός από τα δευτερεύοντα κάτοπτρα πετυχαίνοντας απόλυτη ευθυγράμμιση στο ενιαίο σύνολο και φυσικά βελτίωση των απεικονίσεων. Τα ενεργά κάτοπτρα ήταν μία από τις καινοτομίες των σχεδιαστών του ΜΜΤ. Μία άλλη καινοτομία εφαρμόστηκε στα αντικειμενικά κάτοπτρα και αντιμετώπισε το πρόβλημα της θερμικής αδράνειας. Τα αντικειμενικά κάτοπτρα κατασκευάστηκαν κοίλα, δηλαδή διέθεταν ένα γυάλινο πλέγμα που βρισκόταν μεταξύ δύο γυάλινων πλακών. Έτσι η μάζα του κατόπτρου περιορίστηκε σημαντικά με αποτέλεσμα να αυξηθεί η ταχύτητα προσαρμογής του στις θερμοκρασιακές μεταβολές του περιβάλλοντος.

Τρίτη καινοτομία ήταν στην κατασκευή της στήριξης. Αντί για τη βαριά ισημερινή στήριξη, που απαιτεί και τεράστιες κτιριακές εγκαταστάσεις, το ΜΜΤ είχε δυνατότητα κίνησης μόνο καθ΄ ύψος, ενώ, οι οριζόντιες κινήσεις εξασφαλίζονταν με την περιστροφή ολόκληρου του κτιρίου που στέγαζε το τηλεσκόπιο. Οι επαναστατικές αυτές καινοτομίες, που εφαρμόστηκαν για πρώτη φορά στο ΜΜΤ, αποδείχτηκαν απόλυτα επιτυχείς και αποτέλεσαν την αρχή για την κατασκευή μιας νέας γενιάς τηλεσκοπίων, αλλά, και τον πειραματισμό πάνω σε νέες τεχνικές βελτίωσης των τηλεσκοπίων. Η αντίστοιχη ευρωπαϊκή πρόταση ήρθε στο τέλος της δεκαετίας του ΄80, όταν ολοκληρώθηκε το Ευρωπαϊκό τηλεσκόπιο ΝΤΤ (New Technology Telescope - Τηλεσκόπιο Νέας Τεχνολογίας) που τοποθετήθηκε στη La Silla της Χιλής. Το τηλεσκόπιο αυτό υιοθέτησε αρκετά από τα χαρακτηριστικά του ΜΜΤ, ιδιαίτερα τον τρόπο στήριξής του, το περιστρεφόμενο κτίριο και τη χρήση ενεργών οπτικών στοιχείων. Ενώ όμως στο ΜΜΤ τα ενεργά οπτικά στοιχεία περιορίζονται μόνο στα δευτερεύοντα κάτοπτρα, στο ΝΤΤ ελέγχεται και βελτιώνεται με τη χρήση ηλεκτρονικού υπολογιστή επιπλέον και το σχήμα του κυρίως κατόπτρου.

Για να το πετύχουν αυτό κατασκευάστηκε το κύριο κάτοπτρο πολύ λεπτό και εύκαμπτο ώστε να μπορεί εύκολα να διαμορφωθεί το σχήμα του από τις επεμβάσεις της ίδιας της βάσης στήριξής του. Αυτό μπόρεσε να γίνει γιατί το σύστημα στήριξης του κατόπτρου διέθετε μία διάταξη από 78 ενεργά έμβολα, πάνω στα οποία εδραζόταν το, διαμέτρου 3,5 μ., κάτοπτρο. Στα συμβατικά τηλεσκόπια τα κάτοπτρα έχουν τη μια πλευρά κοίλη και την άλλη επίπεδη. Στο ΝΤΤ όμως το κάτοπτρο είναι κοίλο από τη μια πλευρά και κυρτό από την άλλη (έχει δηλαδή το σχήμα ενός φακού επαφής). Το σχήμα αυτό (μηνίσκος) επιτρέπει στο κάτοπτρο να είναι ιδίου πάχους σ΄ όλη του την έκταση και επιπλέον, λόγω της λεπτότητάς του εύκαμπτο. Αποστολή των εμβόλων είναι αφενός να παρέχουν στήριξη στο κάτοπτρο, αφετέρου να δίνεται η δυνατότητα διόρθωσης των καμπτικών παραμορφώσεων που προκαλεί το ίδιο του το βάρος κατά τη διάρκεια κίνησης του τηλεσκοπίου. Οι πρώτες δοκιμές έγιναν το 1989 και πραγματικά απέδειξαν την πολύ καλή ανταπόκριση του κατόπτρου, σε σχήμα μηνίσκου, στις απαιτήσεις των επιστημόνων. Η διακριτική ικανότητά του έφτασε στα 0,33΄΄ της μοίρας! Σήμερα το ΝΤΤ λειτουργεί με απόλυτα ικανοποιητική απόδοση.


16

Το παλαιό τηλεσκόπιο ΜΜΤ

Το κάτοπτρο του τηλεσκοπίου ΝΤΤ


17

2. Tα τηλεσκόπια Κeck I και Keck II

Οι πρώτοι προβληματισμοί

Με το τέλος της δεκαετίας του '70, και ενώ το τηλεσκόπιο ΜΜΤ βρισκόταν προς το τέλος της κατασκευής του, οι αστρονόμοι του Πανεπιστημίου του Berkley στην Αριζόνα των ΗΠΑ προβληματιζόταν πάνω σε ένα διαφορετικό είδος κατόπτρου μεγάλου ανοίγματος. Αντί για τα πολλαπλά κάτοπτρα που εφαρμόστηκαν στο ΜΜΤ πρότειναν τη δημιουργία ενός ουσιαστικά ενιαίου κατόπτρου, το οποίο όμως θα απαρτιζόταν από μικρότερα ανεξάρτητα κομμάτια τοποθετημένα το ένα δίπλα στο άλλο, όπως γίνεται στην τοποθέτηση πλακιδίων δαπέδου. Οι ιδέες αυτές εφαρμόστηκαν στην κατασκευή του κατόπτρου του τηλεσκοπίου Keck, στο όρος Mauna Kea στη Χαβάη, σε υψόμετρο 4.123 μ.

Από τη θεωρία στην πράξη

Η σχεδίαση και κατασκευή ενός τέτοιου τεμαχισμένου κατόπτρου ήταν εξαιρετικά πολύπλοκη και δύσκολη, τόσο στη συναρμολόγηση όσο και στην απαίτηση να παραμείνουν τα τεμάχια αυτά ευθυγραμμισμένα κατά την κίνηση του τηλεσκοπίου που είναι αλταζιμουθιακή. Οι κατασκευαστές τελικά αποφάσισαν να δημιουργήσουν ένα σύνθετο αλλά ενιαίο (συνεχές) κάτοπτρο, αποτελούμενο από 36 ανεξάρτητα εξαγωνικά τεμάχια που το καθένα θα είχε μήκος 1,8 μ., βάρος 450 κιλά και πάχος 7,5 εκατοστά. Η επιφάνεια που θα δημιουργούνταν με τη διάταξη αυτή θα έπρεπε να είχε υπερβολοειδές σχήμα, ενώ η διάμετρος του κατόπτρου θα άγγιζε τα 10 μ. Η απόφαση για δημιουργία υπερβολοειδούς κατόπτρου σήμαινε ότι κάθε ένα από τα στοιχεία που αποτελούσαν τμήμα του ενιαίου κατόπτρου θα έπρεπε να λειανθεί, έτσι, ώστε να αποκτήσει διαφορετική καμπυλότητα, ανάλογα με τη θέση στην οποία προοριζόταν να τοποθετηθεί.

Δημιουργία των τμημάτων του κατόπτρου

Για να το πετύχουν αυτό εφάρμοσαν καινούργιες μεθόδους λείανσης και συγκεκριμένα έγινε ακόμα και "βομβαρδισμός" των επιφανειών, των επί μέρους 36 στοιχείων του κατόπτρου, με υψηλής ταχύτητας ιόντα του ευγενούς αερίου Αργού, τα οποία τελικά αφαιρούσαν το προς λείανση γυαλί μόριο-μόριο. Έτσι τελικά δημιουργήθηκε το μεγαλύτερο οπτικό τηλεσκόπιο στον κόσμο! Στο τηλεσκόπιο αυτό από το σύνολο των παρατηρήσεων που γίνονται το 90% έχει να κάνει περισσότερο με τη λήψη και την ανάλυση του φάσματος ουράνιων αντικειμένων παρά με την απόκτηση των εικόνων τους.

Διατήρηση της ευθυγράμμισης του κατόπτρου

Το επίσης δύσκολο πρόβλημα, της διατήρησης της ευθυγράμμισης των τμημάτων του σύνθετου κατόπτρου, αντιμετωπίστηκε με επιτυχία με την εφαρμογή ενός επαναστατικού συστήματος στήριξης που ονομάζεται "active optics". Το σύστημα αυτό χρησιμοποίησε ένα σύστημα από 168 αισθητήρες, τοποθετημένους στην περιφέρεια κάθε τμήματος, οι οποίοι μπορούσαν να ανιχνεύουν μετακίνηση της τάξης του 0,001 μm[12] του καθενός τμήματος σε σχέση με το διπλανό του. Το κάθε τμήμα στηρίζεται σε τρία έμβολα ακριβείας. Με την παραμικρή ανίχνευση μικροκίνησης από τους αισθητήρες στέλνονται, με τη βοήθεια ηλεκτρονικού υπολογιστή, διορθωτικές εντολές στα έμβολα ακριβείας, με συχνότητα δυο φορές το δευτερόλεπτο. Τα έμβολα ακριβείας με λεπτούς χειρισμούς πετυχαίνουν ευθυγραμμίσεις των διαφόρων τμημάτων μεταξύ τους. Έτσι η ενιαία επιφάνεια του κατόπτρου διατηρεί την επιθυμητή καμπυλότητα με πολύ μεγάλη ακρίβεια.

[12] 1μm= 1 μικρό του μέτρου = 1/1.000.000 του μέτρου.


18

Οι πρώτες δοκιμές

Όταν στα τέλη του ΄90 είχαν εγκατασταθεί τα 9 (από τα 36) τμήματα του κατόπτρου πάρθηκε η πρώτη φωτογραφία (με ακρίβεια 0,6΄΄ της μοίρας) που ήταν του γαλαξία NGC 1232. Η τοποθέτηση όλων των τμημάτων του κατόπτρου ολοκληρώθηκε τον Απρίλιο του 1992, ενώ το Μάιο του 1993 έγινε η πρώτη δοκιμή με ολοκληρωμένο το Keck Ι, πετυχαίνοντας τις καλύτερες φωτογραφίες μακρινών αντικειμένων που είχαν επιτευχθεί μέχρι τότε.

Απόφαση για την κατασκευή του Keck II

Οι επιτυχίες του Keck Ι από την πρώτη στιγμή ξεπέρασαν κάθε προσδοκία. Για το λόγο αυτό το Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνιας μαζί με το Τεχνολογικό Ινστιτούτο της Καλιφόρνιας αποφάσισαν την κατασκευή ακόμη ενός τηλεσκοπίου ακριβώς ίδιου με το Keck I, του Keck II. Το νέο τηλεσκόπιο τοποθετήθηκε σε απόσταση 85 μ. από το αρχικό και ξεκίνησε τη λειτουργία του τον Οκτώβριο του 1996.

Οι λόγοι επιλογής του όρους Mauna Kea στη Χαβάη

Οι λόγοι για τους οποίους η τοποθεσία που βρίσκονται τα Keck είναι ιδανική για παρατήρηση είναι οι εξής:

α) Περιβάλλονται από χιλιάδες χιλιόμετρα σχετικά σταθερού θερμικά ωκεανού. β) Βρίσκονται σε αρκετά μεγάλο υψόμετρο, 4123 μ. πάνω από τη θάλασσα όπου οι υδρατμοί είναι σε πολύ μικρή ποσότητα. γ) Δεν υπάρχουν πέριξ άλλα ψηλά βουνά που να διαταράσσουν τα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας ή να διασκορπίζουν σκόνη στον αέρα λόγω ρευμάτων που επιφέρει αντανακλάσεις στο προσπίπτον φως. δ) Υπάρχει ελάχιστη φωτορύπανση ε) Για τη μεγαλύτερη διάρκεια του χρόνου η ατμόσφαιρα πάνω στο όρος Μauna Kea της Χαβάης είναι καθαρή, ήρεμη και ξηρή. στ) Η ατμοσφαιρική πίεση είναι το 60% εκείνης που υπάρχει στην επιφάνεια της θάλασσας[13].

[13] Στο υψόμετρο αυτό προκαλούνται διάφορες ασθένειες και δεν μπορούν οι αστρονόμοι να αποδώσουν στην εργασία τους. Για το λόγο αυτό δεν μένουν στον τόπο παρατήρησης αλλά σε χαμηλότερο υψόμετρο, στα 2.800μ., σε ειδικά οικοδομήματα και αναγκάζονται να ανεβαίνουν στο παρατηρητήριο καθημερινά.

Τηλεσκόπια πάνω στο όρος Mauna Kea

Σήμερα πάνω στο όρος Μauna Kea βρίσκονται αρκετά τηλεσκόπια παγκοσμίου εμβέλειας. Μερικά από αυτά είναι: Τα δύο Keck, το Subaru, το IRTF (Infrared Telescope Facility) της NASA, το Canada-France-Hawaii Τηλεσκόπιο, το Gemini, το Smithsonian-Taiwan Submillimeter Array, το James Clark Maxwell Submillimeter τηλεσκόπιο και το Caltech Submillimeter τηλεσκόπιο.

Τεχνικά χαρακτηριστικά - Ιδιαίτερες λειτουργίες τους

Η κατασκευή της στήριξης των τηλεσκοπίων Keck προέκυψε μετά από εκτεταμένες έρευνες και αναλύσεις με ηλεκτρονικό υπολογιστή. Έτσι μπόρεσαν να πετύχουν με τη μικρότερη δυνατή μάζα τη μεγαλύτερη αντοχή και ακαμψία της κατασκευής. Και αυτό είναι πολύ σημαντικό όχι μόνο για λόγους οικονομίας αλλά και γιατί ένα μεγάλο τηλεσκόπιο θα πρέπει να παρουσιάζει τη μέγιστη αντίσταση στις δυνάμεις παραμόρφωσης, λόγω βαρύτητας, καθώς κινείται παρακολουθώντας τα διάφορα αντικείμενα στον ουρανό.

Κάθε θόλος, ύψους 30 m, περιέχει 700.000 κυβικά πόδια αέρα, και διατηρείται σε σταθερή θερμοκρασία στη


19

διάρκεια της ημέρας με χρήση κλιματιστικών μηχανημάτων, ώστε, το βράδυ που θα ανοίξει ο θόλος, το τηλεσκόπιο να έχει τη θερμοκρασία του περιβάλλοντος και να είναι άμεσα έτοιμο για χρήση[14].

Το φαινόμενο της στίλβης[15] είναι ένα από τα μεγαλύτερα προβλήματα που παρουσιάζονται κατά την παρατήρηση διαφόρων ουρανίων αντικειμένων. Σχετικά πρόσφατα όμως η πρόοδος που έγινε στην οπτική και στους ηλεκτρονικούς υπολογιστές επέτρεψε για πρώτη φορά στην ιστορία της Αστρονομίας να μειωθεί αισθητά το φαινόμενο αυτό με τη χρήση ενός συστήματος που ονομάζεται Προσαρμοστική Οπτική (αγγλικά: Adaptive Optics). Η καρδιά αυτού του συστήματος είναι μικροί καθρέφτες, δυνάμενοι να προσαρμόζονται κάθε φορά ανάλογα, που μπορούν να αλλάζουν το σχήμα τους 1000 φορές το δευτερόλεπτο, έτσι ώστε, να ακυρώνουν τελικά την ατμοσφαιρική παραμόρφωση.

Ο αρχικός αυτός σχεδιασμός, που στοίχισε 7.500.000 δολάρια, υφίσταται συνεχείς βελτιώσεις. Αποτέλεσμα αυτής της λειτουργίας είναι ότι μπορούν να ληφθούν εικόνες 10 φορές πιο ευκρινείς από ότι χωρίς τη χρήση του. Έτσι πέτυχαν διακριτική ικανότητα 0.04 arcsec! Σήμερα, σε πολλές περιπτώσεις, χρησιμοποιήθηκαν τα Κeck για να εξετάσουν, σε πολύ πιο μεγάλη ακρίβεια και λεπτομέρεια, αμυδρά αντικείμενα που ανακαλύφτηκαν από το Hubble Space Telescope. Ακόμα χρησιμοποιήθηκαν για να προσδιορίσουν δεκάδες επιφανειακά χαρακτηριστικά και να αναλύσουν ηφαιστειακές εκρήξεις στην επιφάνεια του δορυφόρου του Δία Ιό, καθώς επίσης και να λάβουν τις καλύτερες φωτογραφίες του Ποσειδώνα (από τότε τουλάχιστον που τον επισκέφτηκε το Voyager 2, το 1989). Έτσι, χάρη στο σύστημα αυτό μπορούμε πλέον να παρατηρούμε από τη Γη το καιρικό σύστημα του πλανήτη.

Η Προσαρμοστική Οπτική εφαρμόστηκε για πρώτη φορά στο Keck ΙΙ το Φεβρουάριο του 1999 και πρόσθεσε ένα σημαντικό εργαλείο στην έρευνα με την δυνατότητα λήψης εικόνων πολύ υψηλής ανάλυσης. Τα τηλεσκόπια Keck χρησιμοποιούνται αποκλειστικά από τους φορείς που τα κατασκεύασαν και τα λειτουργούν. Συγκεκριμένα ο χρόνος χρήσης τους κατανέμεται ως εξής: 30% στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια, 30% στο Τεχνολογικό Ινστιτούτο της Καλιφόρνια, 15% στο Πανεπιστήμιο της Χαβάης, 15% στη NASA, ενώ το υπόλοιπο 10% χρησιμοποιείται από τους μηχανικούς για τους διάφορους ελέγχους των σύνθετων μηχανημάτων που διαθέτουν.

[14] Για να μπορεί ένα τηλεσκόπιο να πετύχει τη μέγιστη απόδοσή του σε ευκρίνεια θα πρέπει να έχει την ίδια θερμοκρασία με το περιβάλλον, ώστε να μην γίνεται αιτία για τη δημιουργία θερμικών ρευμάτων. Ο χρόνος που θα χρειαστεί για την αποκατάσταση της θερμικής ισορροπίας είναι χρόνος που το τηλεσκόπιο ουσιαστικά δεν μπορεί να χρησιμοποιηθεί για επιστημονική έρευνα. Με τη χρήση όμως των κλιματιστικών ουσιαστικά δεν απαιτείται σχεδόν καθόλου χρόνος προσαρμογής.

[15] Στίλβη είναι το ατμοσφαιρικό φαινόμενο (λόγω διαταραχής του αέρα) που κάνει τα διάφορα αστέρια να φαίνονται σαν να τρεμοσβήνουν. Το φαινόμενο αυτό έχει σαν αποτέλεσμα η αποτύπωση των αστέρων πάνω σε μια φωτογραφική πλάκα να παρουσιάζει μια θολότητα και φυσικά η ευκρίνεια της εικόνας να μην είναι ικανοποιητική.

Βοηθητικά όργανα

Πέρα από τα κυρίως τηλεσκόπια υπάρχουν και πολλά επιστημονικά όργανα που βοηθούν, βελτιώνουν και συμπληρώνουν την όλη επιστημονική προσπάθεια των Keck. Τα κυριότερα από αυτά είναι:

HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer): Είναι το πιο μεγάλο και σύνθετο όργανο. Ζυγίζει 8 τόνους και έχει εμβαδόν 18 τετραγωνικά πόδια. Αποστολή του να "χωρίζει" το εισερχόμενο φως των αστέρων στις συνιστώσες του και να μετράει την ακριβή ένταση καθενός από τα επί μέρους χρώματα. Είναι στηριγμένο μονίμως πάνω στη δεξιά πλατφόρμα Nasmyth του Keck I. Χρειάστηκαν 5 χρόνια να κατασκευαστεί και να εγκατασταθεί. Το HIRES λειτουργεί στην περιοχή των 0.3-1.1 μικρών και μπορεί να εξετάσει αντικείμενα που είναι 10 έως 100 φορές πιο αμυδρά από αυτά που μπορούν να εξετάσουν άλλα παρόμοια όργανα σε άλλα αστεροσκοπεία.

LRIS (Low Resolution Imaging Spectrometer): Το LRIS είναι το όργανο με το οποίο λαμβάνεται φάσμα από τα πιο γνωστά απομακρυσμένα αντικείμενα του Σύμπαντος. Μπορεί να λαμβάνει ταυτοχρόνως το φάσμα μέχρι 30 αντικειμένων από ένα οπτικό πεδίο 6Χ8 arcmin[16] . Αποστολή του είναι να εξερευνήσει αστρικούς πληθυσμούς μακρινών γαλαξιών, καθώς επίσης και ενεργούς γαλακτικούς πυρήνες, γαλακτικά σμήνη και κβάζαρς. Στο δικό μας γαλαξία μελετάει αμυδρά αστέρια, κυρίως λευκούς και καφέ νάνους. Επίσης χρησιμοποιείται για τη μέτρηση της ερυθράς μετατόπισης[17] (redshift) των γαλαξιών.

NIRC (Near Infrared Camera): H Near Inftared Camera του Keck I είναι ουσιαστικά μία φωτογραφική μηχανή-


20

καταγραφέας υπέρυθρων εικόνων που επίσης έχει δυνατότητα χαμηλής φασματικής ανάλυσης. Η ευαισθησία του είναι τόσο μεγάλη ώστε θα μπορούσε να καταγράψει από τη Γη τη φλόγα ενός κεριού πάνω στη Σελήνη. Η μεγάλη του ευαισθησία το κάνει κατάλληλο για τη μελέτη σχηματισμού και εξέλιξης των γαλαξιών, την αναζήτηση πρωτογαλαξιών, την καταγραφή του περιβάλλοντος των κβάζαρς καθώς και τη φωτεινότητα στο υπέρυθρο των γαλαξιών και προσδιορισμού της κοσμικής κλίμακας των αποστάσεων. Στο δικό μας γαλαξία χρησιμοποιείται για να βρει και να μελετήσει πρωτοαστέρες μικρής μάζας και πρωτοπλανητικούς δίσκους, περιοχές αστρογέννησης μεγάλης μάζας, καφέ νάνους καθώς και το κέντρο του γαλαξία μας.

LWS (Long Wavelength Spectrometer): Το LWS είναι το όργανο που κάνει φασματική αποτύπωση στην περιοχή των 5 - 27 μικρών. Με αυτό το όργανο τα Keck πετυχαίνουν ανάλυση που είναι διπλάσια από οποιαδήποτε άλλου τηλεσκοπίου. Ασχολείται με πλανητικά νεφελώματα, πρωτοαστρικά αντικείμενα, κβάζαρς και γαλακτικούς πυρήνες.

[16] 1 arcmin= γωνία ίση με 1΄ της μοίρας = 1/60 της μοίρας.

[17] Λόγω κυρίως της διαστολής του σύμπαντος οι μακρινοί γαλαξίες φαίνεται να απομακρύνονται από το δικό μας. Αυτό έχει σαν συνέπεια, λόγω του φαινομένου Doppler, οι γραμμές φάσματος του ορατού φωτός να παρουσιάζουν μια μετατόπιση προς το ερυθρό, που συμβολίζεται με z (π.χ. z=4 σημαίνει μετατόπιση της τάξης του 400%). Αναλόγως με το βαθμό μετατόπισης προσδιορίζεται η ταχύτητα απομάκρυνσης και κατ΄ επέκταση η απόσταση του γαλαξία.

Άλλα όργανα που ετοιμάζονται για τα Keck

Adaptive Optics : (εφαρμόζονται αλλά είναι υπό εξέλιξη) NIRC 2 : Near Infrared Camera 2 NIRSPEC : Near Infrared Spectrometer LRIS-B : Low Resolution Imaging Spectrometer: Blue Side Upgrade DEIMOS : Deep Extragalactic Imaging Multi-Object Spectrograph LWIRC : Long Wavelength Infrared Camera ESI : Echellette Spectrograph and Imager

Μελλοντική κοινή λειτουργία των δυο Keck ως Συμβολόμετρο

Το πρόγραμμα του Συμβολόμετρου Keck είναι μια συνεργασία μεταξύ του Τεχνολογικού Ινστιτούτου της Καλιφόρνιας, του Εργαστηρίου Αεροπροώθησης (JPL) και της Υπηρεσίας Έρευνας στην Αστρονομία της Καλιφόρνιας (CARA). Χρηματοδοτείται από τη NASA μέσω του προγράμματος ORIGIN με στόχο να ολοκληρωθεί το 2002.

Τα δύο πανομοιότυπα τηλεσκόπια με την πρόοδο της Οπτικής Συμβολομετρίας θα μπορούν να χρησιμοποιηθούν από κοινού και πιστεύεται ότι το αποτέλεσμα θα είναι εκπληκτικό (πιστεύεται ότι θα μπορέσει να επιτευχθεί γωνιακή ανάλυση τουλάχιστον 10 φορές καλύτερη από αυτή που επιτυγχάνεται με τη χρήση των adaptive optics). Ο δρόμος μέχρι την επίτευξη αυτού του στόχου είναι ακόμα μακρύς και δύσκολος, αλλά όχι αδύνατος.

Για να λειτουργήσουν συμβολομετρικά και να συνδυαστούν τα δυο τηλεσκόπια θα πρέπει οι ακτίνες φωτός, που φτάνουν σ΄ αυτά από ένα μακρινό αντικείμενο, να διανύουν ακριβώς την ίδια απόσταση. Για να γίνει αυτό θα πρέπει τα δύο τηλεσκόπια να παρακολουθούν το ίδιο αντικείμενο και οι δυο διαδρομές που ακολουθεί το φως, από το αντικείμενο μέχρι τα τηλεσκόπια, να προσαρμόζεται συνεχώς με ακρίβεια κλάσματος του μήκους κύματος.

Γνωρίζουμε όμως ότι τα μήκη κύματος του ορατού φάσματος του φωτός είναι μικρότερα από ένα χιλιοστό του χιλιοστού και προσαρμογή για κλάσμα αυτού του μήκους φαντάζει μέχρι στιγμής πολύ δύσκολη να γίνει. Για να κατανοήσουμε πώς θα λειτουργήσει το Συμβολόμετρο θα πρέπει να φανταστούμε τα δύο τηλεσκόπια σαν να αποτελούν τμήμα ενός και μόνο κατόπτρου. Το κάτοπτρο έχει δυο χαρακτηριστικά. Το ένα είναι η συλλεκτική ικανότητά του που είναι ανάλογη του εμβαδού.

Το δεύτερο είναι η ικανότητά του να ξεχωρίζει (αναλύει) δύο μακρινά αντικείμενα και καλείται "γωνιακή ανάλυση". Η γωνιακή ανάλυση είναι ανάλογη με τη διάμετρο του κατόπτρου, αλλά όχι απαραίτητα ανάλογη και του


21

εμβαδού του. Εάν λοιπόν είχαμε ένα ενιαίο κάτοπτρο διαμέτρου όσο η απόσταση των δυο Keck μεταξύ τους (85 μ.) και αφαιρούσαμε σποραδικά διάφορα κομμάτια του, τότε, θα έχανε σε συλλεκτική ικανότητα, αλλά όχι σε γωνιακή ανάλυση.

Το Συμβολόμετρο των Keck θα είχε συλλεκτική ισχύ όσο το άθροισμα των δυο κατόπτρων και γωνιακή ανάλυση όση θα έδινε ένα ενιαίο τηλεσκόπιο διαμέτρου 85 μ., δηλαδή 8.5 (=85/10) φορές μεγαλύτερη από αυτή του ενός τηλεσκοπίου Keck. Πιστεύεται ότι τελικά το Συμβολόμετρο θα μπορεί να πετύχει ανάλυση ίση με 0.005 arcsec[18] για μήκος κύματος 2.2 μικρά και ανάλυση ίση με 0.024 arcsec για μήκος κύματος 10 μικρά. Για να βελτιώσει η NASA τη συλλεκτική ισχύ του Συμβολόμετρου θα κατασκευάσει επιπλέον 4 περιφερειακά τηλεσκόπια των 1.8 μ. έκαστο.

Τα κάτοπτρα των έξι τηλεσκόπιων θα βρίσκονται κάτω από έλεγχο μέσω ηλεκτρονικού υπολογιστή με ακρίβεια 0.01 μικρού. Ο έλεγχος, και οι διορθώσεις που θα απαιτούνται, θα γίνεται αρκετές φορές σε κάθε χιλιοστό του δευτερολέπτου. Η εικόνα που θα προκύπτει από το Συμβολόμετρο θα είναι η σύνθεση του φωτός των 6 τηλεσκοπίων.Από τη στιγμή που θα μπορέσει να λειτουργήσει το Συμβολόμετρο πιστεύεται ότι θα είναι δυνατόν να ληφθούν εικόνες εξωηλιακών πλανητών στο μέγεθος του Δία.

[18] 1 arcsec είναι γωνία ίση με 1 δευτερόλεπτο της μοίρας, δηλαδή ίση με 1/3600 της μοίρας.

Μερικές από τις επιτυχίες των Keck

Τα Keck είναι τα τηλεσκόπια με τα μεγαλύτερα κάτοπτρα στον κόσμο και η συμβολή τους στην Αστρονομία είναι τεράστια. Κατά καιρούς εμφανίζουν διάφορες επιτυχίες, μερικές από τις οποίες είναι:

• Η λήψη υπέρυθρων εικόνων του πιο μακρινού αντικειμένου του Σύμπαντος, του Κβάζαρ[19] PC 1247+3406 στους Θηρευτικούς Κύνες.

• Η λήψη υπέρυθρων εικόνων του πιο μακρινού γνωστού γαλαξία, του 4C 41.17. • Η παρατήρηση ενός συστήματος βαρυτικών φακών που βοήθησε τους επιστήμονες στον υπολογισμό της

σταθεράς Hubble και κατά συνέπεια του ακριβέστερου προσδιορισμού των διαστάσεων και της ηλικίας του Σύμπαντος.

• Παρατηρήσεις αντικειμένων στα όρια του Σύμπαντος, δηλαδή αντικειμένων όταν το Σύμπαν είχε λιγότερο από το 20% της σημερινής του ηλικίας.

• Η δημιουργία τρισδιάστατων χαρτών του σύμπαντος. • Η απόδειξη ότι η δομή του σύμπαντος, με τη γνωστή μορφή από κενά και σμήνη γαλαξιών, δημιουργήθηκε

περισσότερο από 10 δισεκατομμύρια χρόνια πριν. • Αρκετοί (περίπου το 1/3) από τους 60 εξωηλιακούς πλανήτες που ανακαλύφτηκαν να περιφέρονται γύρω

από μακρινά αστέρια βρέθηκαν από τις παρατηρήσεις των Κeck.

[19] Κβάζαρς: Τα πιο απομακρυσμένα αντικείμενα στα όρια του Σύμπαντος που εκπέμπουν τρομερά ποσά ενέργειας (μπορούν να εκπέμπουν π.χ. 1000 φορές την ενέργεια ολόκληρου του δικού μας γαλαξία). Με τα οπτικά τηλεσκόπια αποτυπώνονται σαν κηλίδες, όπως οι αστέρες, απ΄ όπου και το όνομά τους (quasar=quasi-stellar=ημιαστέρας). Σύμφωνα με τις νεώτερες θεωρίες πιστεύεται ότι είναι ένας τύπος των ονομαζόμενων AGN (Active Galactic Nuclei) γαλαξιών. Οι κβάζαρς εμφανίζουν τόσο μεγάλη μετατόπιση z προς το ερυθρό, ώστε οι γραμμές φάσματος που κανονικά συναντώνται στο υπεριώδες τμήμα του φάσματος να βρίσκονται μετατοπισμένες στο ερυθρό του τμήμα.


22

Το τηλεσκόπιο KECK

Το κάτοπτρο του τηλεσκοπίου KECK

3. Το ΗΕΤ (Hobby - Eberly Telescope)

Γενικά

Είναι το οπτικό τηλεσκόπιο με το τρίτο μεγαλύτερο σε διάμετρο κάτοπτρο (μετά τα Keck) στον κόσμο, και το μεγαλύτερο και πιο ισχυρό οπτικό τηλεσκόπιο που υπάρχει σήμερα στην Αμερικάνικη ήπειρο. Για την δημιουργία του συνέπραξαν πέντε Πανεπιστήμια: του Τέξας στο Austin, της Πενσυλβάνια, του Stanford, καθώς επίσης και τα Georg-August και Ludwing-Maximilians της Γερμανίας.

Διαθέτει επίσης τον τίτλο του μεγαλύτερου τηλεσκοπίου στον κόσμο που είναι ανοιχτό στο κοινό. Με την κατασκευή του αποδείχθηκε το κατορθωτό της σχεδίασης και υλοποίησης μεγάλων τηλεσκοπίων με πολλές καινοτομίες, τεράστια οπτική ισχύ, αλλά σχετικά περιορισμένο κόστος, που ανοίγουν μια νέα εποχή στην Αστρονομία.

Αρχικά, ονομαζόταν SST (Spectroscopic Survey Telescope). Αργότερα όμως μετονομάστηκε προς τιμή των κυριοτέρων δωρητών του, των Bill Hobby και Robert Eberly σε ΗΕΤ.

Βρίσκεται στο όρος Fowlkes, στο Αστεροσκοπείο McDonald στο Τέξας των ΗΠΑ και κατασκευάστηκε για ένα και μόνο σκοπό: να παίρνει το φάσμα αμυδρών ουράνιων αντικειμένων καθώς διέρχονται από το οπτικό του πεδίο. Έτσι μπορεί κανείς να πει ότι συμπληρώνει το διαστημικό τηλεσκόπιο Chandra, αλλά και ότι δίνει φασματοσκοπική συνέχεια αναλύοντας αμυδρά αντικείμενα που δεν μπορούν να αναλυθούν από το τηλεσκόπιο Sloan, που έχει


23

διάμετρο κατόπτρου 2 μ.

Περιορίζοντας την παρατηρησιακή του ευλυγισία έγινε κατορθωτό να δοθούν τεχνικές λύσεις που μείωσαν αισθητά το κόστος κατασκευής του.

Σήμερα το ΗΕΤ αποτελεί τον οδηγό για το νοτιοαφρικάνικο τηλεσκόπιο των 9 μ., το SALT, καθώς επίσης και για το μελλοντικό των 35 μ. Extremely Large Telescope.

Τεχνικά χαρακτηριστικά

Το ΗΕΤ διαθέτει κάτοπτρο λειτουργικής διαμέτρου 9.2 μ. και εστιακής απόστασης 13.08 μ. Αποτελείται από 91 μικρά ευμετάβλητα σφαιρικά κάτοπτρα που τελικά σχηματίζουν ένα εξάγωνο (το μεγαλύτερο στον κόσμο!) διαστάσεων 10Χ11 μ. Το συνολικό εμβαδόν της συλλεκτικής επιφάνειας είναι 77.6 m2.

Τα επί μέρους μικρά κάτοπτρα είναι εξαγωνικού σχήματος, πάχους 5 cm, και πλάτους 1 μ. Κάθε ένα από αυτά στηρίζεται πάνω σε τρία μικρά έμβολα, ενώ με 273 αισθητήρες (τρεις ανά επί μέρους κάτοπτρο) και τη χρήση ηλεκτρονικού υπολογιστή ρυθμίζεται η ευθυγράμμιση των κατόπτρων.

Το τηλεσκόπιο αυτό έχει το κάτοπτρό του σταθερό καθ΄ ύψος, με τον οπτικό του άξονα να παρουσιάζει κλίση 55ο σε σχέση με το οριζόντιο επίπεδο, ενώ έχει αζιμουθιακή[20] ελευθερία κίνησης. Αυτή η κατασκευή επιτρέπει στο ΗΕΤ να καταγράφει αντικείμενα του ουρανού με απόκλιση[21] από -10ο 20΄έως +71ο 40' (δηλαδή μπορεί να "δει" το 70% αυτού που θα μπορούσε π.χ. με ισημερινή στήριξη).

Το ΗΕΤ, σε αντίθεση με τα περισσότερα τηλεσκόπια, είναι έτσι σχεδιασμένο ώστε να μην χρειάζεται να κινείται ολόκληρο για να παρακολουθεί την τροχιά ενός αντικειμένου στο νυχτερινό ουρανό. Αυτό επιτυγχάνεται με την κίνηση βοηθητικών οργάνων εστίασης που βρίσκονται πάνω από το αντικειμενικό κάτοπτρο. Κυριότερο όργανο είναι ο ονομαζόμενος "κυνηγός", που κινείται πάνω σε ειδική σιδηροτροχιά και εκτρέπει το παρατηρούμενο φως οδηγώντας το στην κύρια εστία. Με τη βοήθεια του "κυνηγού" το ΗΕΤ μπορεί να "ακολουθεί" ένα αντικείμενο που βρίσκεται στον ουράνιο Ισημερινό για 0.75 ώρες, ενώ, αν το αντικείμενο βρίσκεται πάνω στο ανώτερο βόρειο όριο της απόκλισης για 2.5 ώρες.

Χάρη σ΄ αυτές τις τεχνολογικές καινοτομίες μπόρεσαν να μειώσουν την αναγκαία μάζα του τηλεσκοπίου στο 10% της μάζας άλλων τηλεσκοπίων της ίδιας κατηγορίας. Το κινούμενο μέρος του τηλεσκοπίου ζυγίζει 100 τόνους. Η χρήση του τηλεσκοπίου γίνεται μέσω ηλεκτρονικού υπολογιστή κι έτσι επιτυγχάνονται πολλά διαφορετικά είδη παρατηρήσεων. Η κύρια εστία βρίσκεται πίσω από ένα "διορθωτή" που πετυχαίνει να απομακρύνει τη σφαιρική εκτροπή και την κόμη του αντικειμενικού κατόπτρου.

Το οπτικό πεδίο είναι 4' της μοίρας. Από το προσπίπτων φως πάνω στο επαργυρωμένο κάτοπτρο του ΗΕΤ οδηγείται τελικά στο φασματοσκόπιο μόνο το 75%, γιατί το 16% "χάνεται" στα γεωμετρικά κενά που υπάρχουν στο τηλεσκόπιο, ενώ το υπόλοιπο εμποδίζεται λόγω της ύπαρξης του "διορθωτή" πάνω από το κάτοπτρο.

[20] Αζιμούθιο είναι η δίεδρη γωνία που σχηματίζεται από το μεσημβρινό επίπεδο του τόπου παρατήρησης και το κατακόρυφο επίπεδο που περνάει από τον παρατηρούμενο αστέρα (μετράται κατά τη φορά κίνησης των δεικτών του ρολογιού με αρχή το νότο). Το ΗΕΤ μπορεί να κινείται λοιπόν μόνο οριζόντια.

[21] Απόκλιση (Declination) είναι η ουρανογραφική συντεταγμένη η αντίστοιχη με το γεωγραφικό πλάτος. Η ουρανογραφική συντεταγμένη, η αντίστοιχη με το γεωγραφικό μήκος, λέγεται ορθή αναφορά (Right Ascencion).

Κόστος, έναρξη λειτουργίας (First Light[22] ), Στόχοι

Το κόστος κατασκευής του ΗΕΤ ανήλθε σε 13.500.000 δολάρια που σημαίνει ότι έφτασε μόνο στο 1/5 του αντίστοιχου κόστους κατασκευής άλλων τηλεσκοπίων της ίδιας κλάσης. Η έναρξη λειτουργίας του ΗΕΤ τυπικά άρχισε στις 12-12-1996, όταν έπεσε το "πρώτο φως" από παρατηρούμενο αντικείμενο πάνω στο κάτοπτρο. Έξι ώρες


24

μετά την αρχική ευθυγράμμιση του κατόπτρου, και ενώ υπήρχε άνεμος ταχύτητας 25μίλια/ώρα, πάρθηκαν οι πρώτες εικόνες με ακρίβεια 3 arcsec της μοίρας.

Ο οικονομικός σχεδιασμός του ΗΕΤ εξάλειψε πολλά από τα ακριβά τεχνικά χαρακτηριστικά που επιτρέπουν σ΄ ένα κανονικό τηλεσκόπιο να έχει ευκαμψία. Οι σχεδιαστές του ΗΕΤ πιστεύουν ότι θα μπορέσουν να πετύχουν ανακαλύψεις πλανητών γύρω από άλλα αστέρια, να ασχοληθούν με τις ιδιότητες των μαύρων τρυπών, να εμβαθύνουν στην ύπαρξη της σκοτεινής ύλης του σύμπαντος και να αποσαφηνίσουν τη δημιουργία των πρωτογαλαξιών και του σύμπαντος. Προς στιγμήν πάντως το ΗΕΤ ασχολείται με φαινόμενα όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα, με ενεργούς γαλακτικούς πυρήνες, με εκπομπές ακτίνων γ, και με μεταβλητά αστέρια.

[22] First light = "πρώτο φως". Είναι η πρώτη παρατήρηση που γίνεται με το τηλεσκόπιο. Ουσιαστικά με το "πρώτο φως" ξεκινάει η περίοδος της δοκιμαστικής λειτουργίας ενός τηλεσκοπίου.


Τα κυριότερα βοηθητικά όργανα που συνοδεύουν το ΗΕΤ είναι:

1) Οι φασματογράφοι: Προς στιγμήν ο μόνος φασματογράφος που διαθέτει το ΗΕΤ είναι ο ονομαζόμενος Marcario Low-Resolution Spectograph (LRS), δηλαδή Χαμηλής Ανάλυσης Φασματογράφος. Το όργανο αυτό, που είναι φασματογράφος ευρείας σχισμής, κατασκευάστηκε από σύμπραξη Ινστιτούτων των ΗΠΑ, της Γερμανίας και του Μεξικού. Το όνομα Marcario δόθηκε σ΄ αυτό το όργανο στη μνήμη του Michael Marcario ο οποίος κατασκεύασε μερικά από τα οπτικά του τηλεσκοπίου αλλά δεν το πρόλαβε στη φάση λειτουργίας του. Ο Marcario "ιππεύει" σε ειδική σιδηροτροχιά και βρίσκεται στην κύρια εστία f/1.2 του ΗΕΤ. Η βάση στήριξης του Marcario έγινε έτσι, ώστε, αργότερα, να μπορεί να δεχτεί πάνω της και άλλα όργανα. Μπορεί να "καλύψει" μήκη κύματος από 3.600 μέχρι 10.000 Αngstroms[23] (δηλαδή από το ιώδες μέχρι το εγγύς υπέρυθρο). Το LRS "είδε" το "πρώτο φως" στις 21 Απριλίου 2000 όταν πήρε το φάσμα του 18ου μεγέθους σουπερνόβα 1999bv στο γαλαξία MCG +10-25-14. Δυο μέρες αργότερα επιβεβαίωσε ότι ένα από τα ασυνήθιστα αντικείμενα που προσδιορίστηκε από το Sloan Digital Sky Survey είναι ένας πολύ μακρινός κβάζαρ. Το LRS θα βοηθήσει να μελετηθούν γαλαξίες με μεγάλη μετατόπιση προς το ερυθρό καθώς και σμήνη γαλαξιών. Ήδη άρχισαν οι εργασίες για τοποθέτηση φασματογράφων Μέσης και Υψηλής Ανάλυσης. (ΜRS και HRS).

2) Ο "κυνηγός": Το ειδικό αυτό όργανο έχει οπτικό πεδίο 12ο. Για τη λειτουργία του χρησιμοποιεί ένα σύστημα συντεταγμένων με έξη σταθερές: Χ, Υ, Ζ, θ, π και ρ. Βρίσκεται, όπως και τα άλλα όργανα, πάνω στο PFIP (Prime Focus Instrument Package), δηλαδή στη Βάση Οργάνων Κύριας Εστίας.

3) Ο Διορθωτής: Είναι ένα όργανο μέγιστου πλάτους 49cm που διορθώνει τη σφαιρική εκτροπή και απομακρύνει την κόμη του παρατηρούμενου αντικειμένου. Ονομάζεται Spherical Aberration Corrector (SAC). Τα κάτοπτρα του SAC είναι κατασκευασμένα από invar[24] .

[23] 1 Angstrom = 1 Å = 1/10.000 του μικρού = 1/10.000.000.000 του μέτρου

[24] Invar: είναι ειδικό μεταλλικό μίγμα που εμφανίζει μηδενικό συντελεστή θερμικής διαστολής.

Το αστεροσκοπείο, τρόπος εργασίας

Ο θόλος που καλύπτει το ΗΕΤ είναι σφαιρικού σχήματος από αλουμίνιο, διαμέτρου 85 ποδών και ύψους 100 ποδών. Υπάρχει πλησίον του ειδικό κτίριο ελέγχου και υπηρεσιών καθώς και κατάλληλο δωμάτιο για τους φασματογράφους ακριβώς κάτω από το τηλεσκόπιο. Δίπλα στο θόλο υπάρχει το CCAS (Center of Curvature Alignment Sensor), ένα ειδικό κτίριο, ύψους 90 ποδών, που είναι επιφορτισμένο με την παρακολούθηση των αισθητήρων για την ευθυγράμμιση του κατόπτρου.


25

Τέλος υπάρχει η γκαλερί Georg T. Abell, προοριζόμενη για το κοινό που επισκέπτεται το αστεροσκοπείο. Ενώ, στα περισσότερα αστεροσκοπεία του κόσμου διατίθενται τα τηλεσκόπια στους αστρονόμους για να κάνουν τις παρατηρήσεις που αυτοί επιλέγουν, στο ΗΕΤ υπάρχει συγκεκριμένο πρόγραμμα από τα αντικείμενα που θα παρατηρηθούν και οι διάφοροι αστρονόμοι επιλέγουν ποια από αυτά τους ενδιαφέρουν για να τα παρατηρήσουν.

Το τηλεσκόπιο HET

4. Το SUBARU

Γενικά

Τα τελευταία χρόνια η Ιαπωνία έκανε μια πολύ δυναμική είσοδο στο χώρο της Αστρονομίας με την κατασκευή του τηλεσκοπίου SUBARU, στο βουνό Mauna Kea στη Χαβάη. Το SUBARU βρίσκεται σε υψόμετρο 4.139 μ. κοντά στα δύο Keck.

Παγκοσμίως είναι το τέταρτο στη σειρά, από άποψη μεγέθους κατόπτρου, και προορίζεται να λειτουργεί τόσο στο ορατό, όσο και στο υπέρυθρο τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Θεωρείται τηλεσκόπιο νέας γενιάς όχι μόνο για το μέγεθος του κατόπτρου του, αλλά, κυρίως για την πληθώρα των επαναστατικών τεχνικών που


26

εφαρμόστηκαν.

Αρχικά, κατά τη φάση σχεδιασμού, το NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) ονόμασε το τηλεσκόπιο αυτό JNLT (Japan National Large Telescope).

Αργότερα, το 1991, επιλέχτηκε (μεταξύ 3.500 άλλων προτάσεων) το όνομα SUBARU. Έτσι ονομάζεται στα Ιαπωνικά και το ανοιχτό σμήνος των Πλειάδων (το Μ45). Αλλά SUBARU σημαίνει ακόμα και "ενωμένοι" και είναι αυτή η έννοια που έδωσαν οι Ιάπωνες στο τηλεσκόπιο αυτό, τονίζοντας το διεθνή χαρακτήρα της αστρονομικής έρευνας.

Χρονοδιάγραμμα κατασκευής

• Απρίλιος 1991: Ξεκίνησε η κατασκευή του SUBARU. • Ιούνιος 1992: Αρχίζουν οι προκαταρκτικές κατασκευαστικές εργασίες στην κορυφή του όρους Μauna Kea

στη Χαβάη. • Απρίλιος 1993: Αρχίζει η πορεία κατασκευής των μηχανικών τμημάτων του SUBARU. • Ιούλιος 1994: α) Αρχίζει η κατασκευή του ανώτερου τμήματος του θόλου.

β) Ολοκληρώνεται η κατασκευή του συμπαγούς κατόπτρου. • Αύγουστος 1994: Αρχίζει η λείανση του κατόπτρου. • Απρίλιος 1995: α) Ολοκληρώνεται η κατασκευή των μηχανικών τμημάτων του τηλεσκοπίου.

β) Συναρμολογείται το τηλεσκόπιο στην Ιαπωνία. • Οκτώβριος 1996: Αρχίζει η συναρμολόγηση του τηλεσκοπίου στη Χαβάη. • Μάρτιος 1997: Ολοκληρώνεται ο θόλος. • Απρίλιος 1997: Αρχίζει η λειτουργία του ΝΑΟJ στο Hilo. • Απρίλιος 1998: Ολοκληρώνεται η συναρμολόγηση του τηλεσκοπίου κάτω από το θόλο. • Σεπτέμβριος 1998: Ολοκληρώνεται η λείανση του κατόπτρου. • Νοέμβριος 1998: Άφιξη του κατόπτρου στην κορυφή του Mauna Kea. • Ιανουάριος 1999: Το "πρώτο φως".

Με το "πρώτο φως" ξεκινάει ουσιαστικά η έναρξη λειτουργίας της δοκιμαστικής φάσης ενός τηλεσκοπίου.


Η καρδιά του SUBARU είναι το ειδικής κατασκευής κάτοπτρό του. Το κάτοπτρο αυτό είναι το μεγαλύτερο μονολιθικό κάτοπτρο στον κόσμο, με λειτουργική διάμετρο 8.3 μ., πάχος 20 cm και εστιακής απόστασης 15μ. Το μέσο λάθος κατασκευής του περιορίζεται σε 12 nm[25]. Το κάτοπτρο αυτό (που έχει έναν πολύ χαμηλό συντελεστή θερμικής διαστολής) στηρίζεται στο πίσω μέρος του πάνω στο ονομαζόμενο active support system.

Το σύστημα αυτό στήριξης διαθέτει 261 έμβολα (τα περισσότερα από οποιοδήποτε άλλο τηλεσκόπιο) με τα οποία εξασφαλίζεται μια πρωτοφανής ακρίβεια στην καμπυλότητά του.

Το SUBARU διαθέτει 4 εστίες παρατήρησης: 1) η κύρια εστία με f/2[26], διαθέτει διορθωτή και έχει οπτικό πεδίο 30 arcmin (το μεγαλύτερο από όλα τα γνωστά μεγάλα τηλεσκόπια). 2) Oι δύο εστίες Nasmyth, μία για παρατηρήσεις ορατού φάσματος και η άλλη για το υπέρυθρο, με f/12.6. 3) Η εστία Cassegrain με f/12.2 και οπτικό πεδίο 6 arcmin.

Το ύψος του τηλεσκοπίου είναι 22.2 μ. ενώ το πλάτος του 27.2 μ. Το κυλινδρικό κτίριο που στεγάζει το SUBARU περιστρέφεται μαζί με το τηλεσκόπιο, και το κινητό αυτό σύστημα ζυγίζει 555 τόνους. Το όλο κτίριο έχει ύψος 43 μ. και η διάμετρος στη βάση του είναι 40 μ. Το συνολικό του βάρος ανέρχεται σε 2.000 τόνους. Η δυνατότητα κίνησης του τηλεσκοπίου είναι αλταζιμουθιακή. Η αίθουσα ελέγχου του τηλεσκοπίου είναι ανεξάρτητη από το χώρο όπου βρίσκεται αυτό, ώστε να απομονωθούν όλες οι πηγές θερμότητας που μπορούν να επηρεάσουν την ποιότητα των εικόνων (γιατί ως γνωστόν οι θερμές πηγές εκπέμπουν υπέρυθρη ακτινοβολία).

[25] 1 nm = 1/1.000.000.000 του μέτρου

[26] f/2: εστιακός λόγος 2 (βλέπε Παράρτημα)


27

Τρόπος λείανσης κατόπτρου

Τα μεγάλα μονολιθικά κάτοπτρα αντιμετωπίζουν ένα πολύ δύσκολο πρόβλημα, αυτό της λείανσης της επιφάνειάς τους ώστε να αποκτήσει το επιθυμητό καμπύλο σχήμα. Συνήθως το πλεονάζων υλικό απομακρύνεται με τη χρήση ενός περιστρεφόμενου μεγάλου δίσκου. Η απομακρυνόμενη στιβάδα γίνεται σταδιακά όλο και μικρότερου πάχους. Στη φάση αυτή απαιτείται μεγάλη προσοχή για να μην καταστραφεί ο μονόλιθος, ενώ γίνονται συνεχείς ευαίσθητοι και χρονοβόροι οπτικοί έλεγχοι της επιφάνειας του.

Ακρίβεια παρατηρήσεων

Οι διάφορες εστίες παρατήρησης παρουσιάζουν η καθεμιά τους διαφορετική ακρίβεια που φαίνεται στον παρακάτω πίνακα:

Εστία Ακρίβεια

Κύρια 0.175''

Cassegrain (ορατού) 0.131''

Cassegrain (υπέρυθρου) 0.150''

Nasmyth (ορατού) 0.160''

Nasmyth (υπέρυθρου) 0.177''

Τρόπος κατασκευής και αντανακλαστικότητα του κατόπτρου

Το κάτοπτρο του SUBARU δημιουργήθηκε με μια νέα τεχνική. Πολλά μικρότερα τμήματα τοποθετήθηκαν σε έναν κλίβανο ώστε να συντηχθούν. Ακολούθως το ενιαίο πλέον κάτοπτρο, αφού τοποθετήθηκε εκ νέου μέσα σε κλίβανο (πάνω σε μια κατάλληλη μήτρα), ξαναθερμάνθηκε ώστε να αποκτήσει την κοίλη του μορφή. Το ποσοστό, του προσπίπτοντος φωτός πάνω στο κάτοπτρο, που αντανακλάται εξαρτάται από το μήκος κύματος αυτού. Για μήκη κύματος 0.8 μm είναι 84% (ελάχιστο), ενώ, για μήκη κύματος 1.5 μm ισούται με 97% (μέγιστο).


Υπάρχουν αρκετά βοηθητικά όργανα που είναι συνδεδεμένα με τις εστίες του SUBARU ώστε να αναλύουν το φως που συγκεντρώνει το κύριο κάτοπτρο του τηλεσκοπίου. Κάθε όργανο έχει και τη δική του ειδική αποστολή. Υπάρχουν κυρίως επτά όργανα που περιλαμβάνονται στην πρώτη γενιά οργάνων. Αυτά είναι τα εξής:

IRCS (Infrared Camera and Spectograph): Με το όργανο αυτό επιτυγχάνεται υψηλή γωνιακή ανάλυση και ευαισθησία και χρησιμοποιείται στη μονάδα Προσαρμοστικής Οπτικής (Adaptive Optics unit). Είναι ικανό να ξεχωρίσει φως με διαφορά στο μήκος κύματος ίση προς 1/20000. Το IRCS είναι προσαρμοσμένο στην εστία Cassegrain.

CIAO (Coronograph Imager with Adaptive Optics): Με το όργανο αυτό μπορούν να αποτυπωθούν αμυδρά αντικείμενα που βρίσκονται κοντά σε πολύ φωτεινότερά τους. Είναι ένα πολύ ισχυρό όργανο για αναζήτηση πλανητών που περιφέρονται γύρω από άλλους αστέρες. Το CIAO διατηρείται ψυχρό ( όπως και ο αισθητήρας υπέρυθρου και τα διάφορα οπτικά όργανα) μέσα σ΄ ένα δοχείο κενού.

COMICS (Cooled Mid Infrared Camera and Spectometer): Το όργανο αυτό εκτελεί παρατηρήσεις στο μέσο υπέρυθρο, μεταξύ των 10 και 20 μικρών. Πρόκειται να χρησιμοποιηθεί για την έρευνα του σχηματισμού των πλανητικών συστημάτων, τις εκρήξεις αστέρων σε μακρινούς γαλαξίες και τη φύση των ενδοαστρικών σωματιδίων σκόνης. Το COMICS προσαρμόζεται στην εστία Cassegrain.

FOCAS (Faint Object Camera And Spectograph): Eίναι όργανο για παρατηρήσεις μετά από λήψη φωτογραφιών


28

μεγάλης οπτικής ακρίβειας. Μπορεί επίσης να λάβει το φάσμα ταυτόχρονα από 100 αντικείμενα. To FOCAS προσαρμόζεται και αυτό στην εστία Cassegrain. Το οπτικό του πεδίο είναι 0.1ο.

Suprime-Cam (Subaru Prime Focus Camera): Είναι συνδεδεμένο με την κύρια εστία, η οποία έχει οπτικό πεδίο 30΄ της μοίρας (όση και η φαινόμενη διάμετρος της Σελήνης). Με την απεικόνιση ενός τόσο μεγάλου οπτικού πεδίου μπορούν να γίνουν μελέτες για το σχηματισμό και την εξέλιξη των γαλαξιών καθώς και για τη δομή του σύμπαντος. Μπορεί επίσης να ερευνηθούν τα αντικείμενα της Ζώνης Kuiper[27]. Ουσιαστικά είναι μια ψηφιακή φωτογραφική μηχανή.

HDS (High Dispersion Spectograph): Με το όργανο αυτό μπορεί να διαχωριστεί το φως στα επί μέρους του τμήματα με ακρίβεια 1/100.000. Αυτή η ακρίβεια επιτρέπει να μελετηθεί η εξέλιξη της αφθονίας των χημικών στοιχείων κατά την παρατήρηση αστέρων μεγάλης ηλικίας, καθώς επίσης να μάθουμε για τη φυσική και χημική κατάσταση των ενδογαλαξιακών αερίων από τη μελέτη των γραμμών απορρόφησης μακρινών κβάζαρς. Το HDS ζυγίζει 6 τόνους και τοποθετείται στην oοπτική εστία Nasmyth.

OHS (OH Airglow Suppression Spectrograph): Το όργανο αυτό περιορίζει το υπέρυθρο φως που εκπέμπεται από το ΟΗ των ανωτέρων στρωμάτων της ατμόσφαιρας. Το OHS βελτιώνει την υψηλή ακρίβεια που απαιτείται για να ληφθεί το φάσμα αμυδρών αντικειμένων, όπως μακρινών γαλαξιών και καφέ νάνων[28]. Τοποθετείται στην εστία Nasmyth που προορίζεται για το υπέρυθρο.

ΑΟ (Adaptive Optics): Το SUBARU έχει πετύχει μια γωνιακή ανάλυση ίση προς 0.2 arcsec ελαττώνοντας τη διαταραχή του αέρα μέσα στο θόλο. Η βελτίωση της ανάλυσης αυτής περιορίζεται από την ατμοσφαιρική διαταραχή. Με το σύστημα της Προσαρμοστικής Οπτικής (Adaptive Optics) μπορεί να εξαλειφθεί η διαταραχή αυτή. Για πολλές παρατηρήσεις το όριο αυτό μπορεί να κατέβει στα 0.06 arcsec, ξεπερνώντας ακόμα και την ανάλυση του Hubble Space Telescope. Η δυνατότητα μιας τέτοιας ανάλυσης μπορεί να επιτρέψει το τηλεσκόπιο να διακρίνει μια μπάλα ποδοσφαίρου από απόσταση 180 μιλίων. Tα ΑΟ προσαρμόζονται στην εστία Cassegrain του SUBARU.

[27] Ζώνη Kuiper Είναι η περιοχή του ηλιακού μας συστήματος έξω από την τροχιά του Πλούτωνα που είναι διάσπαρτη από μικρά αντικείμενα. Πιστεύεται ότι τα αντικείμενα αυτά συνίστανται από το πρωτογενές υλικό γέννησης του ηλιακού συστήματός μας.

[28] Καφέ νάνοι: είναι "αποτυχημένοι" αστέρες που λόγω της μικρής τους μάζας (μεταξύ 13 και 75 φορές τη μάζα του Δία) δεν είναι δυνατόν να ξεκινήσει η διαδικασία της θερμοπυρηνικής σύντηξης, κατά την οποία μεταστοιχειώνεται το Υδρογόνο σε Ήλιον. Γίνεται όμως σύντηξη του Δευτέριου (ισοτόπου του υδρογόνου) και γι αυτό μπορούν και λάμψουν. Η επιφανειακή τους θερμοκρασία είναι χαμηλή (σε σχέση με τα κανονικά αστέρια), απ΄ όπου προκύπτει και το χρώμα τους.

Επιτυχίες και στόχοι

Μερικές από τις μέχρι σήμερα, πραγματικά αξιοθαύμαστες, επιτυχίες του είναι οι εξής:

• Πέτυχε τον Ιούνιο του 1999 να πάρει εικόνες του Πλούτωνα με τον δορυφόρο του Χάροντα όπου εμφανίζονται τα δυο αυτά ουράνια αντικείμενα, για πρώτη φορά από τη Γη, σαφώς διαχωρισμένα.

• Ανακάλυψε την ύπαρξη παγωμένου αιθανίου στην επιφάνεια του Πλούτωνα, ενώ επιβεβαίωσε την ύπαρξη παγωμένου νερού στην επιφάνεια του Χάροντα.

Στόχος της ομάδας που χειρίζεται το SUBARU είναι να κάνουν τελικά το τηλεσκόπιο αυτό πρώτο σε ευκρίνεια και καθαρότητα εικόνας. Φιλοδοξούν να μπορέσουν να δουν την κατανομή των γαλαξιών βαθιά μέσα στο χώρο, καθώς επίσης και να βρουν αποδείξεις για το πώς σχηματίστηκαν οι γαλαξίες. Πιστεύουν επίσης ότι θα είναι το πρώτο τηλεσκόπιο που θα μπορέσει να πάρει απευθείας εικόνες από εξωηλιακούς πλανήτες.


29

Tο τηλεσκόπιο SUBARU

5. Το Ευρωπαϊκό VLT

Γενικά

Μετά την επιτυχία του ΝΤΤ οι ευρωπαίοι επιστήμονες συνέχισαν να πειραματίζονται στην έρευνα και βελτίωση της τεχνολογίας των κατόπτρων με τη μορφή μηνίσκου. Οι προσπάθειες αυτές βρήκαν εφαρμογή στην κατασκευή του υπερσύχρονου τηλεσκοπίου VLT (Very Large Telescope - Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο), στο βουνό Cerro Paranal της βόρειας Χιλής, στην έρημο Atacama (το πιο ξηρό ίσως μέρος της Γης), και σε υψόμετρο 2.635 μ.

Το VLT, που λειτουργεί από τo ESO (European Southern Observatory), είναι μια διάταξη που αποτελείται κυρίως από τέσσερα ξεχωριστά τηλεσκόπια. Τα τηλεσκόπια αυτά μπορούν να λειτουργούν είτε ως ανεξάρτητα μεταξύ τους, είτε μελλοντικά σε συνεργασία, σχηματίζοντας ένα τεράστιο Συμβολόμετρο (όπως προβλέπεται και για τα δύο Keck).

To VLT είναι από τα πιο φιλόδοξα ευρωπαϊκά αστρονομικά προγράμματα στο οποίο συμμετέχουν 8 κράτη: η Γερμανία, το Βέλγιο, η Γαλλία, η Δανία, η Ιταλία, η Ολλανδία, η Σουηδία και η Ελβετία.

Εκτός από τα τέσσερα τεράστια τηλεσκόπια το πρόγραμμα αυτό περιλαμβάνει και άλλα μικρότερα, καθώς επίσης μια σειρά κατάλληλων οργάνων, που σχεδιάστηκαν ειδικά για τα γιγάντια αυτά τηλεσκόπια, και τα οποία είναι ικανά να αξιοποιούν την τεράστια φωτοσυλλεκτική ισχύ τους.

Φιλοδοξία του προγράμματος αυτού είναι να καταστεί το VLT το μεγαλύτερο και πιο προηγμένο οπτικό τηλεσκόπιο στον κόσμο.

Πάντως σύμφωνα με τους επιστήμονες, ο αναμενόμενος λειτουργικός χρόνος ζωής του VLT, λόγω της πολύ γρήγορης εξέλιξης της τεχνολογίας, αναμένεται να είναι μόνο 25 χρόνια, ενώ, τα διάφορα όργανα που χρησιμοποιούνται πιστεύεται ότι έχουν ένα χρονικό ορίζοντα για αντικατάσταση που φτάνει από 7 έως 12 χρόνια.


30

Ονομασία των 4 τηλεσκοπίων και το "πρώτο φως"

Τα τέσσερα κύρια τηλεσκόπια του VLT αρχικά ονομάζονταν Unit Telescope 1, 2, 3 και 4. Αργότερα όμως, έγινε διαγωνισμός μεταξύ των μαθητών στα σχολεία της Χιλής για να δοθούν ξεχωριστά ονόματα. Νικητής του διαγωνισμού αυτού ήταν ο 17χρονος Jorssy Albanez Castilla, από την πόλη Chuquicamata. Ο μαθητής αυτός πρότεινε τέσσερα ονόματα από τη διάλεκτο των Ινδιάνων Mapuche της Νότιας Χιλής. Τα ονόματα αυτά είναι ANTU, KUEYEN, MELIPAN και YEPUN που σημαίνουν αντίστοιχα Ήλιος, Σελήνη, Σταυρός του Νότου και Σείριος (ή κατ΄ άλλους Αφροδίτη).

Τα τέσσερα τηλεσκόπια του VLT δεν κατασκευάστηκαν ταυτόχρονα. Έτσι δέχτηκαν το πρώτο φως (First Light) σε διαφορετικές χρονικές στιγμές. Κατά σειρά έχουμε:

ΑΝΤU: Μάιος 1998 (βρίσκεται ήδη σε πλήρη λειτουργία)

KUEYEN: Μάρτιος 1999 (βρίσκεται ήδη σε πλήρη λειτουργία)

MELIPAN: Ιανουάριος 2000 (τελειώνει η φάση της δοκιμαστικής λειτουργίας του)

YEPUN[29] : Σεπτέμβριος 2000 (βρίσκεται σε φάση δοκιμαστικής λειτουργίας)

[29] Ο πρώτος στόχος του YEPUN ήταν το πλανητικό νεφέλωμα Hen2-428, μεταξύ των αστερισμών του Τοξότη και του Υδροχόου. Με τη χρήση των Α.Ο. η γωνιακή ανάλυση έφτασε τα 0.9 arcsec.

Τεχνικά χαρακτηριστικά των τηλεσκοπίων και λειτουργία τους

Τα τηλεσκόπια του VLT μπορούν να λαμβάνουν το φάσμα μακρινών αντικειμένων με μήκη κύματος ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας από το εγγύς υπεριώδες (0.3 μm) μέχρι το μέσο υπέρυθρο (25 μm). Η διάμετρος καθενός από αυτά είναι ίση με 8.2 μ. ενώ η συνδυασμένη φωτοσυλλεκτική ισχύς των 4 τηλεσκοπίων είναι ίση με εκείνη ενός ενιαίου τηλεσκοπίου με διάμετρο κατόπτρου 16.4 μ.

Μελλοντικά, με τη βοήθεια ακόμα τριών μικρότερων τηλεσκοπίων διαμέτρου 1.8 μ. έκαστο, θα μπορούν να λειτουργήσουν σαν ένα Συμβολόμετρο (ίσως το 2002) το οποίο θα δίνει καθαρότητα εικόνων σαν εκείνη ενός τηλεσκοπίου με διάμετρο κατόπτρου 130 μ. Η ικανότητα ενός τέτοιου οργάνου θα είναι τέτοια ώστε θα μπορεί να ξεχωρίσει τα φώτα ενός αυτοκινήτου από απόσταση 400.000 μιλίων (περίπου δυο φορές την απόσταση Γης-Σελήνης)!

Πέρα από την φανταστική ποιότητα, το VLT έχει και μεγάλη ευκολία χρήσης. Χρειάζεται μόνο 1.5 λεπτό για να αλλάξει στόχο (κάτι που δεν γίνεται σε κανένα άλλο τηλεσκόπιο)! Αυτό σημαίνει φυσικά καλύτερη εκμετάλλευση του χρόνου παρατηρήσεων και περισσότερες παρατηρήσεις μέσα σε μια νύχτα.

Ένα άλλο πλεονέκτημα του VLT είναι ότι κάθε ένα τηλεσκόπιο είναι έτσι σχεδιασμένο ώστε να συμπληρώνει το ένα τα άλλα. Ουσιαστικά έχουμε τέσσερα τηλεσκόπια που το καθένα έχει τουλάχιστον τρία διαφορετικά όργανα, με αποτέλεσμα τελικά να διαθέτουμε 12 δυνατότητες επίλυσης ενός προβλήματος!

Κάθε μονάδα τηλεσκοπίου ζυγίζει 430 τόνους και διαθέτει 4 εστίες παρατηρήσεων. Μία Cassegrain (κάτω από το κύριο κάτοπτρο) με εστιακή απόσταση 108.827 μ. (f/13.41) και οπτικό πεδίο 15 arcsec, 2 Nasmyth (που έχουν άξονα παρατήρησης με κλίση 90ο σε σχέση με τον άξονα του τηλεσκοπίου) με εστιακή απόσταση 120 μ. (f/15) και οπτικό πεδίο 30 arcsec, και μία Coude με εστιακή απόσταση 408 μ. (f/51) και οπτικό πεδίο 2 arcmin.

Κάθε τηλεσκόπιο διαθέτει αλταζιμουθιακή στήριξη ενώ προστατεύεται από τις εξωτερικές μεταβολές των κλιματολογικών συνθηκών με ένα προστατευτικό κτίριο που το περιβάλλει.

Ο οπτικός τύπος τους είναι Ritchey-Chretien.


31

Τα 4 τηλεσκόπια διαθέτουν κάτοπτρα πάχους μόνο 18 εκ. Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα την εύκολη παραμόρφωσή τους, είτε από το ίδιο τους το βάρος (κατά την κίνηση του τηλεσκοπίου), είτε ακόμη από δυνάμεις της φύσης (π.χ. τον αέρα ή τις θερμοκρασιακές μεταβολές).

Για τη σωστή λειτουργία των κατόπτρων των τηλεσκοπίων πρέπει να εξασφαλίζεται η ευθυγράμμισή τους και η καμπυλότητα σχεδιασμού της επιφανείας τους. Για να επιτευχθεί αυτό χρησιμοποιούνται σύγχρονα ενεργά οπτικά συστήματα στήριξης (active support optics).

Με τα συστήματα αυτά η οπτική ποιότητα της εικόνας ελέγχεται συνεχώς από ένα ειδικό όργανο ανάλυσης, και αμέσως, μέσω ηλεκτρονικού υπολογιστή, δίνονται οι απαραίτητες εντολές και γίνονται οι αναγκαίες διορθώσεις στη στήριξη του κύριου και του δευτερεύοντος κατόπτρου, που έχουν σαν αποτέλεσμα να διορθώνεται το σχήμα των κατόπτρων και να βελτιώνεται έτσι η εικόνα του παρατηρούμενου αντικειμένου.

Παρόλο τον υπερσύγχρονο αυτό σχεδιασμό και τη μοντέρνα τεχνολογία που χρησιμοποιείται για τη διατήρηση της σωστής καμπυλότητας και ευθυγράμμισης, τα ενεργά οπτικά συστήματα δεν είναι σε θέση να διορθώσουν την υποβάθμιση του ειδώλου που οφείλεται στη διαταραχή της γήινης ατμόσφαιρας.

Θεωρητικά, η διακριτική ικανότητα ενός τηλεσκοπίου είναι ανάλογη με τη διάμετρο του πρωτεύοντος κατόπτρου του. Όμως, η γήινη ατμόσφαιρα περιορίζει αυτή τη δυνατότητα στην καλύτερη περίπτωση στα 0.2'' της μοίρας υπό ιδανικές συνθήκες παρατήρησης.

Η λύση στο πρόβλημα αυτό θα δοθεί με τη χρήση της νέας υπερσύγχρονης τεχνολογίας της Προσαρμοστικής Οπτικής (Adaptive Optics), που εφαρμόζεται με επιτυχία από το ESO, από το 1992, στο τηλεσκόπιο των 3.6 μ. στη La Silla της Χιλής.

Προς στιγμήν τα Adaptive Optics εφαρμόζονται για μήκη κύματος του εγγύς και μέσου υπέρυθρου και αργότερα, με την πρόοδο της τεχνολογίας προβλέπεται να εφαρμοστούν και για μικρότερα μήκη κύματος.

Διοίκηση του VLT

Το VLT, όπως αναφέρθηκε παραπάνω, λειτουργεί και προγραμματίζεται από το ESO στο αστεροσκοπείο του Paranal στη Χιλή. Πολλές όμως δραστηριότητες γίνονται στο "Αρχηγείο" του ESO που εδρεύει στο Garching της Γερμανίας. Έτσι, ενώ οι πραγματικές παρατηρήσεις γίνονται στο Paranal, οι προετοιμασίες των προγραμμάτων παρατήρησης, η συγκέντρωση, χρήση και αρχειοθέτηση των δεδομένων παρατήρησης, ο σχεδιασμός και η ανάπτυξη νέων τεχνολογιών και άλλες δραστηριότητες γίνονται στο Αρχηγείο του ESO.

Το αστεροσκοπείο του Paranal είναι σε μόνιμη σύνδεση, μέσω ειδικού δορυφόρου, με τις άλλες εγκαταστάσεις του ESO και με το Αρχηγείο, για επικοινωνία και ροή πληροφοριών.

Πλεονεκτήματα του VLT

Τα κύρια πλεονεκτήματα του VLT, που το φέρνουν στην κορυφή των μεγάλων τηλεσκοπίων, είναι:

• η τεράστια συνολική φωτοσυλλεκτική επιφάνειά του (πάνω από 200 m2), • η επίτευξη πολύ μικρής γωνιακής ανάλυσης (με το Συμβολόμετρο αναμένεται να φτάσει στα 0.001 arcsec,

για μήκη κύματος 1μm), • οι εξαιρετικές συνθήκες παρατήρησης του όρους Paranal (μεγάλος αριθμός νυχτών με διαυγή ουρανό, πολύ

καλό seeing, μικρό ποσοστό υδρατμών στην ατμόσφαιρα), • το κυριότερο όμως όλων είναι ο υπερσύγχρονος εξοπλισμός του.

Τα κυριότερα στοιχεία του VLT

Το VLT είναι ένα εξαιρετικά σύνθετο "εργαλείο" στα χέρια των αστρονόμων που απαρτίζεται από πολλά επιμέρους όργανα και λειτουργίες. Τα κυριότερα από αυτά είναι τα εξής:

• Τα τέσσερα, διαμέτρου 8.2 μ. έκαστο, τηλεσκόπια και οι θόλοι τους. • Το Συμβολόμετρο VLTI και τα βοηθητικά τηλεσκόπια. • Η συνδυασμένη δέσμη φωτός που έχει να κάνει με το εργαστήριο Coude. • Τα διάφορα αστρονομικά όργανα, που λειτουργούν στο οπτικό φάσμα και στο υπέρυθρο, και

προσαρμόζονται στα τηλεσκόπια.


32

• Το σύστημα ελέγχου των τηλεσκοπίων και των διαφόρων οργάνων που περιλαμβάνει ένα δίκτυο ηλεκτρονικών υπολογιστών μαζί με το δίκτυο τοπικών μονάδων ελέγχου, καθώς και το σύστημα τηλεπικοινωνιών (διηπειρωτικό).

• Το σύστημα που παρέχει τη δυνατότητα αστρονομικών παρακολουθήσεων. • Το κτίριο ελέγχου δραστηριοτήτων. • Τα κτίρια του προσωπικού • Ισχυρές γεννήτριες, δεξαμενές νερού, αποθήκες, κτίριο διατήρησης και συντήρησης των κατόπτρων.

Επιστημονικά όργανα παρατηρήσεων

Η επιστημονική εργασία και έρευνα του ESO γίνεται μέσω βοηθητικών οργάνων. Η διάταξη των βοηθητικών αυτών οργάνων (ουσιαστικά η πρώτη γενιά), ανά εστία τηλεσκοπίου, παρατίθεται στον παρακάτω πίνακα, όπου σημειώνεται και η έναρξη λειτουργίας τους:

Τηλεσκόπιο Βοηθητικά Όργανα

Κύρια εστία Nasmyth A Nasmyth B

ANTU FORS1 (9/'98) SINFONI (1/'02) ISAAC (11/'98) NAOS (3/'01)

CONICA (3/'01)

Laser Guide Star (2003)

KUEYEN FORS2 (10/'99) FLAMES (6/'01) UVES (9/'99)

MELIPAN VISIR (7/'01) VISITOR (10/'01) VIMOS (7/'00)

YEPUN FORS1 (9/'98) CRIRES (5/'03) NIRMOS (5/'01)

Τα όργανα αυτά αναλυτικά είναι τα εξής:

FORS : Focal Reducer/low dispersion Spectrograph UVES : UV - Visual Echelle Spectrograph FLAMES : Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph VIMOS : Visible MultiObject Spectograph ISAAC : Infrared Spectrometer And Array Camera CONICA : High-Resolution Near-Infrared Camera ΗRIRES : VLT High-Resolution IR Echelle Specrometer NIRMOS : Near Infrared MultiObject Spectograph SINFONI : SINgle Far Object Near-ir Investigation VISIR : VLT Mid Infrared Imager Spectrometer NAOS : Nasmyth Adaptive Optics System MACAO : Multiple Application Curvature Adaptive Optics

Ακόμα έχει προγραμματιστεί να τοποθετηθεί το Φεβρουάριο του 2002 η ΩCAM (Omega Camera) στο βοηθητικό τηλεσκόπιο VST (διάμετρος κατόπτρου 2.61 μ.)

Από τα όργανα αυτά το πρώτο που δοκιμάστηκε ήταν το ISAAC. Πρόκειται για μια φωτογραφική μηχανή κι ένα φασματόμετρο που λειτουργούν στο υπέρυθρο και καλύπτουν μήκη κύματος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος από 1μm έως 5 μm.

Με το ISAAC προβλέπεται να γίνει καταγραφή και μελέτη μακρινών γαλαξιών και κβάζαρς. Το όργανο CONICA καλύπτει το εγγύς υπέρυθρο. Πρόκειται για μια φωτογραφική μηχανή πολύ μεγάλης ευκρίνειας με την οποία μελετώνται τα μεσοαστρικά νέφη, τα νεογέννητα αστέρια, οι γαλαξιακοί πυρήνες, αλλά και οι περίφημες μαύρες τρύπες.


33

Το ορατό φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας μέχρι και το υπεριώδες καλύπτεται από το όργανο UVES (UV Visual Echelle Spectrograph). Πρόκειται για ένα φασματογράφο μεγάλης φασματικής ανάλυσης που χρησιμοποιείται κυρίως για την παρατήρηση γαλαξιακών πυρήνων, αστρικών σμηνών, καθώς και για τη μελέτη μεσογαλαξιακών αερίων που βρίσκονται σε απομακρυσμένες περιοχές του Σύμπαντος.

Οπτικά των τηλεσκοπίων

Κάθε ένα τηλεσκόπιο διαθέτει, όπως αναφέρθηκε, 4 εστίες. Η εστία Cassegrain βρίσκεται πίσω από το κύριο κάτοπτρο και μέσα από το κέλυφος Μ1 που δέχεται τις ενεργές στηρίξεις (active optics). Η εστία Nasmyth τοποθετείται πάνω σε ειδική πλατφόρμα παρατηρήσεων σε κάθε μια από τις δυο πλευρές του οριζοντίου άξονα του τηλεσκοπίου και είναι ικανή να παραλάβει πολύ βαριά όργανα. Ο σχεδιασμός της εστίας Coude έγινε έτσι ώστε να περιλαμβάνει 8 ανακλαστικές επιφάνειες (Μ1-Μ8). Η εστία αυτή παίζει ρόλο και στη σύνδεση με τη μεταφερόμενη δέσμη του Συμβολόμετρου.

Η υλοποίηση των τεσσάρων (διαμέτρου 8.2 μ.) κοίλων κατόπτρων Μ1 από Zerodur δείχνει το όριο της τρέχουσας τεχνολογίας κατασκευής και λείανσης. Τα δευτερεύοντα κάτοπτρα Μ2 από Βηρύλλιο είναι εξαιρετικά ελαφρά κι έτσι γίνεται κατορθωτός, με πολύ μεγάλη συχνότητα, ο έλεγχος και η αλλαγή της θέσης τους. Το κάτοπτρο Μ3 είναι από Zerodur και είναι ελλειπτικού σχήματος.

Οι εστίες Cassegrain και Nasmyth είναι εφοδιασμένες με ειδικούς προσαρμοστές ώστε να μπορούν να προσαρμόζουν τα διάφορα αστρονομικά όργανα στα τηλεσκόπια.

Στόχοι του VLT και επιτυχίες

Χάρη στην ευελιξία του και στις υπερσύγχρονες τεχνολογίες του το VLT είναι ικανό να ανταποκρίνεται στις νέες επιστημονικές προκλήσεις που εγείρονται με την ταχεία ανάπτυξη των αστρονομικών γνώσεων. Ενώ είναι δύσκολο να προβλεφτούν οι εκάστοτε νέες προκλήσεις για ένα χρονικό ορίζοντα δέκα ή περισσοτέρων ετών, εντούτοις, η αστρονομική κοινότητα έχει θέσει κάποιους θεμελιώδεις επιστημονικούς στόχους οι οποίοι και καθοδηγούν το εκάστοτε πρόγραμμα του VLT. Αυτοί οι στόχοι είναι οι εξής:

• Μέτρηση των θεμελιωδών παραμέτρων του Σύμπαντος. • Ώθηση της έρευνας όσο το δυνατόν πιο βαθιά στο χωροχρόνο, μέχρι τις πρώτες στιγμές του Σύμπαντος. • Ανάλυση και μελέτη γαλαξιών στον τρόπο δημιουργίας τους. • Εξέλιξη και μεταμόρφωση των γαλαξιών σε κοσμική κλίμακα, από το σχηματισμό τους μέχρι σήμερα. • Αποτύπωση της μορφής και διάταξης των μεγάλης κλίμακας κατασκευών στο Σύμπαν. • Διευκρίνιση της σύνδεσης μεταξύ του σχηματισμού των γαλαξιών και των σημερινών συνθηκών των

πυρήνων των γαλαξιών. • Μελέτη της γέννησης των αστέρων και των πρωτοπλανητικών συστημάτων. • Αποσαφήνιση της γνώσης μας για την εξέλιξη των μονών ή διπλών αστέρων, από τη γέννησή τους μέχρι την

τελική τους φάση. • Ανακαλύψεις εξωηλιακών πλανητικών συστημάτων. • Επέκταση και συμπλήρωση της γνώσης μας πάνω σε διάφορα αντικείμενα του ηλιακού μας συστήματος.

Το VLT έχει ήδη στο ενεργητικό του πάρα πολλές επιτυχίες και "πρωτιές". Μία από αυτές είναι η παρατήρηση στο υπέρυθρο του γαλαξία με τη μεγαλύτερη μάζα που παρατηρήθηκε ποτέ σε τόσο μακρινή (10 δις έτη φωτός) απόσταση[30]. Είναι ο ISOHDFS 27. Μέχρι την ανακάλυψη αυτή πίστευαν ότι στην τόσο μακρινή αυτή εποχή δεν είχαν σχηματιστεί τόσο μαζικοί γαλαξίες.

[30] Η μάζα του γαλαξία αυτού, που παρατηρήθηκε από την Ελληνίδα Δήμητρα Ρηγοπούλου, εκτιμήθηκε ότι είναι ίση με 1.000 δις ηλιακές μάζες, δηλαδή 4 φορές τη μάζα του γαλαξία μας! Ο προηγούμενος μαζικός γαλαξίας σε μεγάλη απόσταση που είχε βρεθεί είχε τη μισή μάζα.


34

Λειτουργία του VLT σαν Συμβολόμετρο

Το VLT είναι μοναδικό, ανάμεσα στα μεγάλα επίγεια τηλεσκόπια, από άποψη υποδομής, για τη μελλοντική λειτουργία του σαν Συμβολόμετρο (VLTI).

Για το σκοπό αυτό θα απαιτηθεί η συνεργασία των 4 βασικών μονάδων μαζί με αρκετά άλλα βοηθητικά τηλεσκόπια που θα κινούνται πάνω σε ράγες. Η αναμενόμενη γωνιακή ανάλυση (διακριτική ικανότητα) του Συμβολόμετρου είναι της τάξης των χιλιοστών του δευτερολέπτου της μοίρας (miliarcsec), ενώ πιστεύεται ότι η ακρίβεια των παρατηρήσεων θα φτάσει σε απίστευτα δεδομένα.

Για τη λειτουργία του σαν Συμβολόμετρο απαιτούνται ακόμα αρκετά βήματα προόδου τα οποία οι επιστήμονες πιστεύουν ότι θα τα έχουν ολοκληρώσει μέχρι το 2002. Όταν γίνει αυτό τότε πιστεύουμε ότι θα δώσει τη δυνατότητα να ερευνηθούν εξωηλιακοί πλανήτες, το περιβάλλον πέριξ των αστέρων και ο έλεγχος της επιφανειακής δομής τους, καθώς και η έρευνα της κεντρικής περιοχής (0.1 parsec[31]) του γαλαξία μας ή και άλλων γαλαξιών, ή ακόμα η ανάλυση των κεντρικών περιοχών των σφαιρωτών σμηνών[32].

Το κύριο όργανο για το VLTI θα είναι το VINCI (VLT INterferometer Commissioning Instrument) που ήδη βρίσκεται στο τελικό στάδιο κατασκευής από βιομηχανικές εταιρίες της Γαλλίας και της Γερμανίας

[31] 1 Parsec = 3.26 έτη φωτός = 3.1Χ1013 km. Πρόκειται για αστρονομική μονάδα μέτρησης αποστάσεων

[32] Σφαιρωτά σμήνη: λέγονται οι τεράστιες συγκεντρώσεις αστέρων (μέχρι 1.000.000) που βρίσκονται σε βαρυτική αλληλεπίδραση μεταξύ τους και κινούνται σαν ένα σώμα πέριξ του πυρήνα των γαλαξιών. Συνήθως βρίσκονται στην άλω των γαλαξιών.

Τα τέσσερα τηλεσκόπια του VLT


35

Ένα απο τα τηλεσκόπια του VLT


36

Το όργανο FORS του τηλεσκοπίου ANTU του VLT


37

Το τηλεσκόπιο ANTU του VLT


38

Το τηλεσκόπιο VLT

6. Τα Gemini North και Gemini South

Γενικά

Η λέξη Gemini σημαίνει Δίδυμοι και αναφέρεται στον Κάστορα και τον Πολυδεύκη. Στην περίπτωση των δύο τηλεσκοπίων υποδηλώνει ότι πρόκειται για σχεδόν δύο πανομοιότυπα τηλεσκόπια, το ένα στο Βόρειο ημισφαίριο (στο βουνό Mauna Kea της Χαβάης) και το άλλο στο Νότιο (στο Cerro Pachon της Κεντρικής Χιλής). Τα δύο αυτά τηλεσκόπια, λόγω της θέσης τους, έχουν τη δυνατότητα συνολικά να μπορούν να παρατηρούν ολόκληρο τον ουράνιο θόλο. Λειτουργούν με τη συνεργασία 7 χωρών και μπορεί να θεωρηθεί ότι αποτελούν ένα διεθνές πρότυπο συνεργασίας. Για να εξασφαλισθεί το μέγιστο των πλεονεκτημάτων τους κάθε τηλεσκόπιο έχει προγραμματιστεί για διαφορετικές χρήσεις. Έτσι, το Gemini North (G.N.) προορίζεται να καλύψει κυρίως την υπέρυθρη αστρονομία, ενώ, το Gemini South (G.S.) θα ασχοληθεί κυρίως με την υπεριώδη αστρονομία.

Η φωτοσυλλεκτική ισχύς καθενός εξ αυτών είναι 11 φορές μεγαλύτερη αυτής του Hubble Space Telescope και περίπου 3πλάσια αυτής του Palomar. Μελλοντικά πάντως έχει προταθεί να συνδεθεί το G.N. με τα γειτονικά του τηλεσκόπια Keck I, Keck II και Subaru για τη δημιουργία ενός τεράστιου Συμβολόμετρου, όπως το VLT, το οποίο θα έχει τη δυνατότητα 50 φορές τουλάχιστον καλύτερης γωνιακής ανάλυσης (διακριτικής ικανότητας).

Τεχνικά xαρακτηριστικά

Τα τηλεσκόπια G.N. και G.S. διαθέτουν το καθένα σύγχρονα, ελαφρά, μονολιθικά κάτοπτρα (σχήματος μηνίσκου), διαμέτρου 8.0 μ. (315 ίντσες), με f/1.8 και πάχος 20 cm. Τα κάτοπτρα αυτά κατασκευάστηκαν από την Corning Glass και έχουν έναν πολύ μικρό συντελεστή θερμικής διαστολής. Προέκυψαν από χύτευση πολλών ομοιόμορφων εξαγωνικών κομματιών τα οποία δημιούργησαν το ενιαίο κάτοπτρο. Με ειδική θερμική επεξεργασία προέκυψε η τελική προς επεξεργασία και λείανση επιφάνεια του κατόπτρου.

Η διακριτική ικανότητα ενός τέτοιου κατόπτρου είναι τόσο ισχυρή, ώστε, να μπορεί να ξεχωρίσει τα μπροστινά φώτα ενός αυτοκινήτου σε απόσταση 3.200 χιλιομέτρων. Τα κατασκευαστικά σφάλματα της επιφάνειας τους είναι κατά μέσο όρο μόνο 16 νανόμετρα από τη θεωρητικά τέλεια επιφάνεια. Αυτό σημαίνει ότι αν το κάτοπτρο είχε τις διαστάσεις της Γης η μεγαλύτερη προεξοχή του κατόπτρου δεν θα ξεπερνούσε τα 30 cm! Με αυτήν την τελειότητα της κατασκευής, αλλά και με την επαναστατική διάταξη του εξαερισμού και την απομάκρυνση όλων των πιθανών "θερμών" πηγών, πέτυχε στις πρώτες του δοκιμαστικές εικόνες γωνιακή ανάλυση 0.08 arcsec σε μήκη κύματος 2.2 μικρά (καλύτερη ακόμα και από το HST)!


39

Οι επιστήμονες οδηγήθηκαν στην απόφαση να απομακρύνουν όλες τις θερμές πηγές από το θόλο που βρίσκεται το τηλεσκόπιο (συμπεριλαμβανομένων και των αστρονόμων-παρατηρητών) γιατί τα μήκη κύματος που εκπέμπονται από τα "θερμά" σώματα είναι σχεδόν ίδια μ΄ αυτά της ακτινοβολίας που συλλέγουν τα αστρονομικά όργανα και αυτό δυσκολεύει τις παρατηρήσεις.

Με αυτές τις ρυθμίσεις πέτυχαν να μειώσουν τις θερμικές εκπομπές μέσα στο θόλο στο 1/3 αυτών που υπάρχουν σε άλλα μεγάλα τηλεσκόπια. Για καλύτερη μάλιστα εξουδετέρωση αυτών των επιρροών οι επιστήμονες φρόντισαν να έχουν ακόμα και τις κατασκευές στήριξης του δευτερεύοντος κατόπτρου όσο το δυνατόν απομακρυσμένες από τη διαδρομή του εισερχομένου φωτός.

Σήμερα τα κάτοπτρα των Gemini έχουν επίστρωση αλουμινίου αλλά προβλέπεται σύντομα να γίνει επαργύρωσή τους. Ο λόγος είναι ότι η επαργυρωμένη επιφάνεια θα εκπέμπει τρεις φορές λιγότερη "ανεπιθύμητη θερμότητα" σε σχέση με την παρούσα επιφάνεια αλουμινίου, κι έτσι η επιρροή της δικής τους θερμότητας στη λήψη υπέρυθρων εικόνων θα περιοριστεί στο μισό. Επιπλέον όμως η επαργυρωμένη επιφάνεια αντανακλά το 99% του προσπίπτοντος υπέρυθρου φωτός δηλαδή καλύτερο ποσοστό από ότι η επιφάνεια με αλουμίνιο.

Τα δύο τηλεσκόπια θα διαθέτουν όργανα για καταγραφή και παρατηρήσεις στο ορατό φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας αλλά κυρίως θα λειτουργούν στο υπέρυθρο τμήμα. Αυτό έχει ένα επιπλέον πλεονέκτημα: το μεγαλύτερου μήκους κύματος υπέρυθρο φως δεν είναι τόσο επηρεαζόμενο, όπως το ορατό, από την ατμοσφαιρική διαταραχή. Για το λόγο αυτό τα τηλεσκόπια που λειτουργούν με το υπέρυθρο φως παράγουν καθαρότερες εικόνες από ίδιου μεγέθους που λειτουργούν στο ορατό.

Επίσης με το υπέρυθρο μπορούμε να διεισδύσουμε βαθύτερα, κοιτώντας κοντινούς γαλαξίες ή ακόμα και το κέντρο του δικού μας γαλαξία, γιατί ένα τμήμα της υπέρυθρης ακτινοβολίας τελικά μπορεί και διαπερνάει το φράγμα σκόνης και αερίων που περιβάλει περιοχές αόρατες στο ορατό φάσμα.

Τέλος οι αστρονόμοι των Gemini έχουν ακόμα ένα λόγο να παρατηρούν στο υπέρυθρο. Το ορατό φως που εκπέμπεται από πολύ μακρινούς γαλαξίες (που βρίσκονται δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά μας) δεν φτάνει μέχρις εμάς σαν ορατό φως αλλά λόγω της διαστολής του Σύμπαντος έχει μια μετατόπιση προς το ερυθρό (redshift).

Το κινητό μέρος κάθε ενός τηλεσκοπίου ζυγίζει 377 τόνους (=3/4 του βάρους του, 5.0 μ., Palomar), και οι κινήσεις του γίνονται εντελώς αθόρυβα. Τα τηλεσκόπια αυτά έχουν ένα υπό κατασκευή σύστημα active optics , που θα τα επιτρέπει να διατηρούν ανά πάσα στιγμή την ιδανική καμπύλη της επιφάνειας του κυρίου κατόπτρου τους (εξαφανίζοντας τα κατασκευαστικά λάθη και τις παραμορφώσεις λόγω των δυνάμεων βαρύτητας και της πίεσης του ανέμου).Προβλέπεται επίσης να εγκατασταθεί επί πλέον και ένα σύστημα adaptive optics[33] για την εξουδετέρωση της επίδρασης της διαταραχής της ατμόσφαιρας. Κάθε κύριο κάτοπτρο στηρίζεται πάνω σε 120 ενεργά έμβολα, στο μέγεθος ποτηριών του καφέ, που μπορούν ανεξάρτητα μεταξύ τους να κινούν πάνω ή κάτω το κάτοπτρο σε μήκος ίσο με το 1/1.000 έως 1/10.000 του πάχους μιας ανθρώπινης τρίχας.

Άλλα 60 ενεργά έμβολα υπάρχουν στην περιφέρεια του κυρίου κατόπτρου, ώστε, πιέζοντάς το ανάλογα, να συνεισφέρουν κι αυτά στο να διατηρεί το ιδανικό σχήμα του. Το Gemini εφαρμόζει το σύστημα Adaptive Optics που αναπτύχθηκε από το Πανεπιστήμιο της Χαβάης. Η καρδιά αυτού του συστήματος είναι ένας επίπεδος καθρέφτης διαμέτρου 3 ιντσών.

Ο καθρέφτης είναι εύκαμπτος και μπορεί να αλλάζει το σχήμα του, ανταποκρινόμενος σε μικρά ηλεκτρικά ρεύματα, στις υπάρχουσες 36 θέσεις αισθητήρων, στο πίσω μέρος του. Η όλη διεργασία γίνεται με συχνότητα 1000 διορθώσεων ανά δευτερόλεπτο. Πάντως οι επιστήμονες του Gemini έχουν αποφασίσει να αντικαταστήσουν το σύστημα των 36 αισθητήρων με άλλο που να αποτελείται από 85 αισθητήρες και το οποίο φυσικά θα δίνει τη δυνατότητα μεγαλύτερης μείωσης της επίδρασης της ατμοσφαιρικής διαταραχής.

Για να λειτουργήσει το Αdaptive Οptics system απαιτείται η χρησιμοποίηση ενός βοηθητικού αστέρα-οδηγού τουλάχιστον 15ου μεγέθους. Αυτό σημαίνει ότι μόνο το 5% της περιοχής του ουρανού μπορεί να ερευνηθεί με τη χρήση των Α.Ο. Έτσι, οι επιστήμονες αναγκάζονται με τη βοήθεια ακτίνων λέηζερ να δημιουργήσουν τεχνικά αστέρια στην ατμόσφαιρα και σε ύψος περίπου 90 χιλιόμετρα, ενεργοποιώντας τα υπάρχοντα στο ύψος αυτό μόρια Νατρίου.

[33] Adaptive Optics System: Έχουν αναπτυχθεί δύο τέτοια συστήματα, ένα του Πανεπιστημίου της Χαβάης και το άλλο του Ινστιτούτου Αστροφυσικής Herzberg του Καναδά.


40

Επιστημονικά όργανα

Τα διάφορα επιστημονικά όργανα με τα οποία θα γίνεται η επιστημονική εργασία των δύο τηλεσκοπίων είναι τα εξής:

Gemini North

• Altair: γνωστό και σαν GAOS, προορίζεται για το ΑΟ System • CIRPASS: Φασματογράφος του εγγύς υπέρυθρου • GCAL: Μονάδα για καλιμπράρισμα • GMOS: Φασματογράφος και οπτικός αποτυπωτής πολλαπλών αντικειμένων • GPOL: Όργανο ρύθμισης της πόλωσης • Hokupa'a: προορίζεται για το ΑΟ System και περιέχει και την φωτογραφική Μηχανή QUIRC για το εγγύς

υπέρυθρο • Michelle: Φασματόμετρο και αποτυπωτής στο μέσο υπέρυθρο • NIRI: Φασματογράφος και αποτυπωτής στο εγγύς υπέρυθρο • GNIRS: Φασματογράφος στο εγγύς υπέρυθρο • OSCIR: Φασματογράφος και αποτυπωτής στο μέσο υπέρυθρο

Gemini South

• GCAL: Μονάδα για καλιμπράρισμα • GMOS: Φασματογράφος και οπτικός αποτυπωτής πολλαπλών αντικειμένων • GPOL: Όργανο ρύθμισης της πόλωσης • HROS: Οπτικός φασματογράφος υψηλής ανάλυσης • Phoenix: Φασματόμετρο στο εγγύς υπέρυθρο υψηλής ανάλυσης • T-ReCS: Γνωστό και σαν MIRI, αποτυπωτής και φασματόμετρο στο μέσο υπέρυθρο

Χρονοδιάγραμμα κατασκευής

Οι συμμετέχουσες χώρες ξεκίνησαν το πρόγραμμα του Gemini το 1991. Οι πρώτες δοκιμαστικές εικόνες πάρθηκαν από το G.N. το Μάρτιο του 1999, ενώ εγκαινιάστηκε τον Ιούνιο του 1999 με τη λήψη των θαυμάσιων εικόνων του Πλούτωνα και του δορυφόρου του Χάροντα.

Ήδη ξεκίνησαν οι επιστημονικές παρατηρήσεις από το G.Ν., ενώ, το G.S. βρίσκεται στο τελευταίο στάδιο κατασκευής του. Στις 17 Μαρτίου 2000 έφτασε και το κάτοπτρό του που κατασκευάστηκε από την Corning στη Νέα Υόρκη και λειάνθηκε στο Παρίσι. Το G.S. εκτιμάται ότι θα δεχτεί το πρώτο φως στα τέλη του 2000.

Διοίκηση

Η διοίκηση των δύο τηλεσκοπίων γίνεται με τη συνεργασία 7 χωρών οι οποίες και διέθεσαν το ύψους 184.000.000 δολαρίων χρηματικό ποσό που χρειάζεται για την υλοποίησή τους. Οι χώρες αυτές και τα ποσοστά συμμετοχής τους στη δαπάνη κατασκευής είναι οι εξής:

• ΗΠΑ 48% • Ηνωμένο Βασίλειο 24% • Καναδάς 14% • Αυστραλία 5% • Χιλή 5% • Αργεντινή 2.5% • Βραζιλία 2.5%

Στόχοι

Με τα τηλεσκόπια αυτά θα δοθεί η δυνατότητα βαθύτερης διείσδυσης στο Σύμπαν και φυσικά στο χρόνο, μέχρι τις πρώτες στιγμές της δημιουργίας. Θα μπορέσουμε να έχουμε αποδείξεις για τη δημιουργία και την ανάπτυξη των


41

γαλαξιών όπως επίσης και για την κατασκευή του γαλαξία μας.

Η έρευνα θα δώσει τη δυνατότητα καλύτερης κατανόησης της δημιουργίας των αστέρων διεισδύοντας μέσα στους δίσκους σκόνης που περιβάλουν τα νεαρά αστέρια που πιθανόν να είναι πρόδρομοι πλανητικών συστημάτων. Με τη μελλοντική χρησιμοποίηση του Συμβολόμετρου στη Χαβάη θα μπορέσουμε να μελετήσουμε ακόμα και την επιφάνεια άλλων αστέρων όπως μελετάμε σήμερα την επιφάνεια του δικού μας ήλιου.

Για το 2004 έχει τεθεί στόχος να εγκατασταθεί στο G.S. ένα βελτιωμένο σύστημα Α.Ο. που θα βασίζεται σε πέντε λέηζερ για τη δημιουργία αστέρων-οδηγών. Εάν αυτό το νέο σύστημα λειτουργήσει ικανοποιητικά, τότε, θα εγκατασταθεί και στο G.N. Τότε τα Gemini θα μπορούν να λειτουργήσουν συμπληρωματικά στο διάδοχο του HST, το Next Generation Space Telescope.

Το τηλεσκόπιο Gemini North

Το τηλεσκόπιο Gemini North


42

Το τηλεσκόπιο Gemini South

7. Το Magellan I και Magellan II

Γενικά

Το πρόγραμμα Magellan περιλαμβάνει την κατασκευή δύο ολόιδιων τηλεσκοπίων στη Las Campanas της Χιλής, σε υψόμετρο 2282 μ. Η κατασκευή του Magellan Ι έχει ήδη ολοκληρωθεί, ενώ το Magellan ΙΙ βρίσκεται ακόμα υπό κατασκευή (πρόσφατα τα τηλεσκόπια αυτά ονομάστηκαν Baade και Clay).

Η ιδέα και ο σχεδιασμός ξεκίνησε από τα μέσα της δεκαετίας του ΄80 από το αστεροσκοπείο του Ινστιτούτου Carnegie της Ουάσιγκτων, το OCIW. Το OCIW είναι ένα ιδιωτικό, μη κερδοσκοπικό, Ίδρυμα που υποστηρίζει βασικά την έρευνα στην αστρονομία, τη βιολογία κλπ. Μεταξύ του 1904 και του 1918 το OCIW δημιούργησε το περίφημο αστεροσκοπείο του όρους Ουίλσον, που στέγασε τα μεγαλύτερα τηλεσκόπια του κόσμου της εποχής εκείνης. Στο OCIW επίσης έκανε τις παρατηρήσεις του ο περίφημος αστρονόμος Edwin P. Hubble[34].

Η απόφαση να προχωρήσει το πρόγραμμα, με την κατασκευή ενός από τα δύο τηλεσκόπια, πάρθηκε το 1992 μετά από συνεργασία του OCIW και του Πανεπιστημίου της Αριζόνας. Στη συνεργασία αυτή προσχώρησαν, το Δεκέμβριο του 1995, το Πανεπιστήμιο του Χάρβαρντ, και αργότερα το Φεβρουάριο του 1996, το Τεχνολογικό Ινστιτούτο της Μασσαχουσέτης (ΜΙΤ) και το Πανεπιστήμιο του Μίτσιγκαν. Η προσχώρηση αυτή έδωσε και τη δυνατότητα για τον προγραμματισμό της κατασκευής και του δεύτερου τηλεσκοπίου.

[34] Edwin P. Hubble: Ανακάλυψε ότι 1) ο γαλαξίας μας είναι ένας από τα δισεκατομμύρια άλλους που υπάρχουν στο Σύμπαν, 2) Υπάρχουν ουσιαστικά δυο τύποι γαλαξιών, οι σπειροειδείς και οι ελλειπτικοί, 3) το Σύμπαν διαστέλλεται

Χρονοδιάγραμμα υλοποίησης, "πρώτο φως"

Οι εργασίες αποψίλωσης του μέρους που προοριζόταν για την εγκατάσταση του τηλεσκοπίου ξεκίνησαν από το 1993. Η κατασκευή του πρώτου κατόπτρου άρχισε νωρίς το 1994, ενώ, λίγο αργότερα άρχισε η κατασκευή και των υπολοίπων μερών του τηλεσκοπίου καθώς και των λοιπών οπτικών.

Το Νοέμβριο του 1999 το κάτοπτρο του Magellan Ι μεταφέρθηκε από το Steward Mirror Laboratory του


43

Πανεπιστημίου της Αριζόνας στη Χιλή, ένα ταξίδι που κράτησε 23 ημέρες.

Το "πρώτο φως" έπεσε στο τηλεσκόπιο στις 15 Σεπτεμβρίου 2000, δυο μέρες μετά από μια καταιγίδα, και ήταν από το αστρικό σμήνος NGC 6809, κάπου 20.000 έτη φωτός μακριά μας. Αποτυπώθηκε με CCD[35] κάμερα από την εστία Nasmyth, με έκθεση 20 δευτερολέπτων, χωρίς οδήγηση και χωρίς φίλτρο.

Το αποτέλεσμα ήταν πολύ ικανοποιητικό. Τα εγκαίνια του Magellan Ι είχαν προγραμματιστεί για τις 9 Δεκεμβρίου 2000, ενώ, οι επιστημονικές παρατηρήσεις θα αρχίσουν κανονικά από το Φεβρουάριο του 2001.

[35] CCD: Charge Coupled Device. Πρόκειται για ευαίσθητη ψηφιακή φωτογραφική μηχανή


Το τηλεσκόπιο ζυγίζει 150 τόνους και έχει ύψος περίπου 15 μ. Εδράζεται πάνω σε μια, υπό μεγάλη πίεση, λεπτή στρώση λιπαντικού και είναι πλήρως ισορροπημένο ώστε να μπορεί να κινηθεί ακόμα και από ένα μικρό παιδί. Πρωτοτυπεί στην κατασκευή του θόλου του και του συστήματος στήριξής του. Έχει αλταζιμουθιακή στήριξη που όμως χρησιμοποιεί μια νέα διάταξη υποστηρίγματος με στρόφαλο, αντί για τη συνηθισμένη διχαλωτή κατασκευή, που σκοπό έχει τη μεγαλύτερη αντίσταση του τηλεσκοπίου στον άνεμο.

Ο θόλος που στεγάζει το τηλεσκόπιο είναι οκταγωνικής μορφής και ανοιχτός κάτω από το δάπεδο ώστε ο αέρας στο επίπεδο του εδάφους να περνάει κάτω από το τηλεσκόπιο και όχι από πάνω του. Έτσι εξασφαλίζει θερμοκρασία τηλεσκοπίου ίδια με το περιβάλλον.

Τα κάτοπτρα των δύο τηλεσκοπίων είναι μονολιθικά (ίδια με το κάτοπτρο του αναβαθμισμένου ΜΜΤ), διαμέτρου 6.5 μ. (256 ίντσες), f/11, το καθένα αλλά κατασκευασμένα με τη σύγχρονη τεχνολογία. Εσωτερικά έχουν κενά με μορφή κυψελών, ενώ εξωτερικά δημιουργήθηκε ενιαία επιφάνεια από γυαλί Ohara E6. Το γυαλί αυτό έγινε με τη μέθοδο της περιστροφικής χύτεσης. Τα κάτοπτρα έχουν παραβολικό σχήμα.

Το οπτικό πεδίο παρατήρησης του τηλεσκοπίου είναι μεγάλο κι έτσι θα είναι δυνατόν ταυτοχρόνως να παρατηρηθούν πολλά αντικείμενα. Έχουν προγραμματιστεί αρκετά σύγχρονα όργανα για το τηλεσκόπιο αυτό με προεξέχον το MAGIC. Το όργανο αυτό θα επιτρέψει στους αστρονόμους να ασχοληθούν με "ευκαιριακούς στόχους" όπως είναι οι πηγές εκπομπής ακτίνων γ[36] και οι σουπερνόβα. Οι στόχοι αυτοί εμφανίζονται ξαφνικά και χωρίς προειδοποίηση. Άλλα όργανα είναι το IMACS και το ΜΙΚΕ που επιτρέπουν τη λήψη φασματογράμματος από εκατοντάδες αστέρες ή γαλαξίες ταυτοχρόνως!

[36] Πηγές εκπομπής ακτίνων γ: Πρόκειται για φαινόμενα που διαρκούν πολύ λίγο χρονικό διάστημα και γι αυτό δύσκολα ανιχνεύονται. Στα λίγα λεπτά που διαρκεί το φαινόμενο αυτό η συνολική ενέργεια που εκπέμπεται από την πηγη εκπομπής φτάνει πολλές φορές να είναι ίση με την ενέργεια που εκπέμπουν αθροιστικά 1.000.000.000 γαλαξίες!

Στόχοι

Κάθε μέλος που συμμετέχει στο Magellan έχει το δικό του ανεξάρτητο πρόγραμμα παρατηρήσεων. Γενικά όμως μπορούμε να πούμε ότι με τις δυνατότητες που παρέχουν τα δύο τηλεσκόπια θα μπορέσουμε να παρατηρήσουμε:

• Πολύ μακρινά αντικείμενα που παρουσιάζουν μεγάλη μετατόπιση προς το ερυθρό (redshift). • Λόγω του μεγάλου οπτικού πεδίου θα μπορέσουμε να παρατηρήσουμε ολόκληρα αστρικά σμήνη ή γαλαξίες

με μία φορά. • Ελπίζουμε ότι θα μπορέσουμε να κατανοήσουμε τα όρια του Σύμπαντος, μελετώντας τη χημική ιστορία των

πρωτοαστέρων του γαλαξία μας, καθώς επίσης το σχηματισμό των πρωτογαλαξιών που υπάρχουν στα άκρα του Σύμπαντος.

• Θα ερευνηθούν αντικείμενα που περιστρέφονται γύρω από μαύρες τρύπες.


44

• Θα μελετηθούν οι συγκρούσεις γαλαξιών και Θα δημιουργηθούν χάρτες με τη δομή του Σύμπαντος.

Tο τηλεσκόπιο Magellan

8. Αλλα σύγχρονα τηλεσκόπια

Εκτός από τα αναφερθέντα υπερσύγχρονα μεγάλα τηλεσκόπια υπάρχουν σήμερα και αρκετά άλλα μεγάλων διαμέτρων που αξίζει να αναφερθούν έστω και σε περίληψη.

Το νέο ΜΜΤ

Το ΜΜΤ ήταν από τα πρώτα σύγχρονα τηλεσκόπια νέας γενιάς που ξεκίνησε τη λειτουργία του το 1979. Λειτούργησε κανονικά με το πολλαπλό κάτοπτρό του μέχρι το Μάρτιο του 1998 οπότε και έγινε η αποκαθήλωση του τηλεσκοπίου με τη μορφή αυτή. Το νέου τύπου τηλεσκόπιο διαθέτει κάτοπτρο από βοριοπυριτικό υλικό, διαμέτρου 6.50 μ. (260 ίντσες), το μεγαλύτερο που μπορούσαν να δεχθούν οι εγκαταστάσεις του ΜΜΤ, που δημιουργήθηκε στο Steward Observatory Mirror Laboratory με τη μέθοδο της περιστροφικής χύτευσης. Το νέο κάτοπτρο τοποθετήθηκε στις 25 Μαρτίου 1999, ενώ, το δευτερεύον κάτοπτρό του τοποθετήθηκε νωρίς το Μάιο 2000.

Το "πρώτο φως" από το ορατό φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας έπεσε στην εστία Cassegrain στις 17 Μαίου 2000, ενώ τα εγκαίνιά του έγιναν στις 20 Μαίου 2000. Στη συνέχεια πήρε τις πρώτες υπέρυθρες εικόνες τον Ιούνιο του 2000[37], ενώ έκανε τις πρώτες λήψεις ευρέως πεδίου στις 6 Σεπτεμβρίου 2000. Τα πρώτα αποτελέσματα ξεπέρασαν τις προσδοκίες των κατασκευαστών του, οι οποίοι πιστεύουν ότι όταν ολοκληρωθεί το σύστημα ψύξης του κατόπτρου θα μπορέσουν να ληφθούν εικόνες 8 φορές καλύτερης ευκρίνειας. Το νέο ΜΜΤ διαθέτει πάνω από διπλάσια φωτοσυλλεκτική ισχύ από το προηγούμενο και οπτικό πεδίο 1ο (περίπου 15 φορές ευρύτερο από πριν), που σημαίνει ότι καλύπτει 225 φορές μεγαλύτερη έκταση από το παλαιό ΜΜΤ.

Το νέο ΜΜΤ διαθέτει σύστημα active optics στο δευτερεύον κάτοπτρο με το οποίο πέτυχε γωνιακή ανάλυση 0.04 arcsec στο εγγύς υπέρυθρο! Η στήριξή του είναι αλταζιμουθιακή ενώ το βάρος του ανέρχεται σε 130 τόννους.

[37] Φωτογράφησε το σπειροειδή γαλαξία NGC 7479 στον Πήγασο με το PISCES και πέτυχε γωνιακή ανάλυση 0.8 arcsec. Θα πρέπει να τονιστεί όμως ότι ο γαλαξίας αυτός ήταν χαμηλά στον ορίζοντα όταν φωτογραφήθηκε.


45

Το WHT

Το WHT (William Herschel Telescope) βρίσκεται στη La Palma των Καναρίων Νησιών της Ισπανίας, σε υψόμετρο 2.400 μ. και η κατασκευή του ολοκληρώθηκε το 1987. Το κάτοπτρό του έχει διάμετρο 4.2 μ., είναι από υλικό Cervit, και είναι παραβολικού σχήματος.

Διαθέτει τέσσερις εστίες παρατηρήσεων: την κύρια με f/2.81, την Cassegrain με f/11, και δύο εστίες Nasmyth με f/11. Ο λόγος διάμετρος/πάχος είναι 8 (σχετικά μικρός για την εποχή που κατασκευάστηκε). Το συνολικό βάρος του τηλεσκοπίου είναι 210 τόνοι και έχει αλταζιμουθιακή στήριξη.

Λειτουργεί από το Observatorio del Roque de los Muchachos και διαθέτει υπερσύγχρονα όργανα παρατηρήσεων, ενώ, προγραμματίζεται και η εγκατάσταση συστήματος adaptive optics το οποίο όμως θα χρησιμοποιεί μόνο φυσικούς αστέρες-οδηγούς.

Διάφορα άλλα τηλεσκόπια

Πέραν των ήδη αναφερομένων τηλεσκοπίων υπάρχει και πληθώρα άλλων. Σχεδόν κάθε Πανεπιστήμιο που διαθέτει έδρα αστρονομίας ή αστροφυσικής έχει και ένα μικρό ή μεγάλο τηλεσκόπιο. Πολλά από αυτά περιέχονται στον πίνακα τηλεσκοπίων που υπάρχει στο Παράρτημα.


46

Κεφάλαιο Γ΄ Τηλεσκόπια υπό κατασκευή

1.Το LBT

Γενικά

Εάν καλύψουμε το κάτοπτρο ενός τηλεσκοπίου και αφήσουμε ακάλυπτες μόνο δύο οπές που βρίσκονται συμμετρικά σε σχέση με τον άξονά του, τότε, θεωρητικά το κάτοπτρο αυτό έχει τη δυνατότητα να διαχωρίσει διπλούς αστέρες κάτω από το όριο γωνιακής ανάλυσης που αναλογεί στη διάμετρό του. Φυσικά όμως η επικάλυψη αυτή του κατόπτρου έχει σαν αποτέλεσμα τη μείωση της φωτοσυλλεκτικής του ικανότητας.

Αυτή η αρχή εφαρμόζεται στην περίπτωση του LBT (Large Binocular Telescope), όπου δύο ακριβώς ίδια κάτοπτρα (που θα αποτελούν ουσιαστικά τμήμα ενός ενιαίου κατόπτρου) θα βρίσκονται πάνω σε μία κοινή βάση στήριξης και θα λειτουργούν σαν ένα ενιαίο κάτοπτρο διαμέτρου 22.8 μ. (η αξονική απόσταση των δύο ανεξαρτήτων κατόπτρων θα είναι 14.417 μ.) και φωτοσυλλεκτικής ισχύος ισοδύναμης με ένα ενιαίο κάτοπτρο διαμέτρου 11.8 μ. Με απλά λόγια θα μπορούσαμε να το εξομοιώσουμε με ένα ζευγάρι τεράστια κιάλια, απ΄ όπου και το όνομά του.

Θα εγκατασταθεί πάνω στο όρος Graham στο International Observatory (Διεθνές Αστεροσκοπείο), κοντά στο Safford της Αριζόνας σε υψόμετρο 3170μ. Το πρόγραμμα του LBT βασίζεται στη συνεργασία του Πανεπιστημίου της Αριζόνας, του Osservatorio Astrofisico de Arcetri της Ιταλίας, και 10 άλλων εταίρων από τις ΗΠΑ και τη Γερμανία.

Γενικά θεωρείται τηλεσκόπιο χαμηλού κόστους. Συγκεκριμένα θα κοστίσει 660.000 δολάρια (ισοτιμία 1989) ανά τετραγωνικό μέτρο φωτοσυλλεκτικής επιφάνειας κατόπτρου, τη στιγμή που άλλα μεγάλα τηλεσκόπια έχουν διπλάσια ή και τριπλάσια αντίστοιχη τιμή.

Το ολικό κόστος κατασκευής του εκτιμάται να ανέλθει σε 84.000.000 δολάρια. Γενικά το LBT θα το χαρακτηρίζει η μεγάλη ακρίβεια των εικόνων παρατήρησης, η μικρή διακριτική ικανότητά του, το μεγάλο οπτικό πεδίο του και το χαμηλό κόστος κατασκευής και λειτουργίας του.

Χρονοδιάγραμμα κατασκευής, "πρώτο φως"

Η μελέτη για την κατασκευή αυτού του υπερσύγχρονου και μοναδικού στο σχεδιασμό του τηλεσκοπίου ολοκληρώθηκε το 1989 αλλά τελικά δόθηκε το "πράσινο φως" για την κατασκευή του το 1992. Την εποχή εκείνη όμως υπήρχε αδυναμία χρηματοδότησης της κατασκευής ολοκλήρου του τηλεσκοπίου κι έτσι είχε αποφασιστεί κατ΄ αρχήν η κατασκευή της κοινής βάσης και μόνο του ενός κατόπτρου.

Ευτυχώς όμως το 1997 συνέπραξαν στην κοινή προσπάθεια οι νέοι εταίροι προσκομίζοντας και νέα κεφάλαια κι έτσι αποφασίστηκε τελικά η κατασκευή ολοκλήρου του τηλεσκοπίου, όπως προβλεπόταν στην αρχική μελέτη. Η κατασκευή του θόλου προβλεπόταν να είχε ολοκληρωθεί μέχρι τα τέλη του 2000.

Η βάση στήριξης του τηλεσκοπίου κατασκευάζεται, με βάση δύο συμβόλαια, από Ευρωπαϊκές κατασκευαστικές εταιρίες και προβλέπεται να αποσταλεί στην Αριζόνα στα μέσα του 2001. Τα κάτοπτρά του γίνονται με τη μέθοδο της περιστροφικής χύτευσης στο Steward Observatory Mirror Laboratory του Πανεπιστημίου της Αριζόνας. Η διαδικασία χύτευσης του μονόλιθου για την κατασκευή του πρώτου κατόπτρου διήρκεσε από τα μέσα Ιανουαρίου του 1997 μέχρι το Σεπτέμβριο του ιδίου έτους.

Στη συνέχεια ξεκίνησε τον Απρίλιο του 1998 η χύτευση του δεύτερου μονόλιθου. Τελικά το πρώτο κάτοπτρο ολοκληρώθηκε τον Ιούνιο του 1999, ενώ, η επεξεργασία του δεύτερου κατόπτρου ξεκίνησε το Μάιο του 2000.

Το "πρώτο φως" που θα δεχτεί το πρώτο κάτοπτρο του LBT προβλέπεται να γίνει κατά το φθινόπωρο του 2002 ή την αρχή του 2003, ενώ, η τοποθέτηση και του δεύτερου κατόπτρου πιθανολογείται να γίνει οκτώ μήνες αργότερα. Η ολοκλήρωση της κατασκευής του LBT εκτιμάται ότι θα έχει γίνει περίπου το 2004.


47

Τεχνικά χαρακτηριστικά, επιστημονικά όργανα

Το LBT θα χρησιμοποιεί δύο κύρια παραβολικά κάτοπτρα (τα μεγαλύτερα μονολιθικά κάτοπτρα στον κόσμο) διαμέτρου 8.408 μ. (331 ίντσες) έκαστο, με f/1.142, ενώ, τα δευτερεύοντα κάτοπτρα θα είναι "ενεργά" (επιδεχόμενα διορθώσεις με active system), με f/15.

Το κάθε ένα κύριο κάτοπτρο ζυγίζει περίπου 16 τόνους και είναι από ιαπωνικό γυαλί Ohara E6 που η σύστασή του είναι κυρίως από βοριοπυριτικό υλικό. Κάθε ένα κάτοπτρο θα έχει στο κέντρο του οπή διαμέτρου 0.889 μ. Το κινητό μέρος του τηλεσκοπίου ζυγίζει 350 τόνους. Το LBT προβλέπεται ότι στο εγγύς υπέρυθρο θα ξεπεράσει ακόμα και το Hubble Space Telescope, ενώ, η απόδοσή του με τη χρήση των adaptive optics systems και της Συμβολομετρικής λειτουργίας του θα είναι φανταστική.

Ο σχεδιασμός που έγινε προβλέπει:

• Συμβολομετρική αποτύπωση εικόνων από 0.4 έως 400 μικρά • Υπέρυθρη αποτύπωση και Φωτομέτρηση από 2 έως 30 μικρά • Φασματοσκοπία ευρέως πεδίου πολλαπλών αντικειμένων από 0.3 έως 1.6 μικρά • Αμυδρά αντικείμενα και φασματοσκοπία επιμήκους σχισμής από 0.3 έως 30 μικρά • Φασματοσκοπία υψηλής ανάλυσης από 0.3 έως 30 μικρά.

Τα όργανα που προβλέπεται να χρησιμοποιηθούν στο LBT είναι:

• Οπτικός άμεσος αποτυπωτής • Οπτικός συμβολομετρικός αποτυπωτής • Οπτικός φασματογράφος αμυδρών αντικειμένων • Φωτογραφική μηχανή για το εγγύς υπέρυθρο • Οπτικός φασματογράφος υψηλής ανάλυσης • Φασματογράφος υπέρυθρου μέσης ανάλυσης • Θερμικός αποτυπωτής στο υπέρυθρο και φασματογράφος • Οπτικός και υπεριώδης φασματογράφος • Φασματογράφος στο εγγύς υπέρυθρο • Infrared beam combiner (όργανο που θα συνδυάζει για κοινή επεξεργασία το υπέρυθρο φως και από τα δυο

κάτοπτρα ταυτοχρόνως).

Όταν θα αρχίσει να λειτουργεί LBT πιστεύεται ότι οι επιδόσεις του θα είναι δέκα φορές μεγαλύτερης ακρίβειας στο υπέρυθρο από τους άλλους ανταγωνιστές του.

Στόχοι

Ένας από τους κύριους στόχους για το LBT θα είναι η έρευνα των πρωτογαλαξιών. Επί του παρόντος η μελέτη του σχηματισμού των γαλαξιών εμποδίζεται από την έλλειψη δεδομένων υψηλής ακρίβειας, κάτι που θα το εξασφαλίσει το LBT.

Διεισδύοντας βαθιά μέσα στο διάστημα και στο χρόνο, το LBT, θα μπορέσει επίσης να βοηθήσει στην διερεύνηση των μακρινών ενεργών γαλαξιών, των γνωστών κβάζαρς. Θα μπορέσει ακόμα να ρίξει φως στο φαινόμενο του σχηματισμού των αστέρων και των πλανητών.

Σήμερα κάτι τέτοιο είναι δύσκολο λόγω του ότι οι αστέρες δημιουργούνται μέσα σε σύννεφα από αέρια και σκόνη με αποτέλεσμα να μην μπορούμε να τους διακρίνουμε καθαρά. Ο πιο φιλόδοξος όμως στόχος του LBT είναι να μπορέσει να δει άμεσα, για πρώτη φορά, πλανήτες στο μέγεθος του Δία σε αστέρες γύρω από τον ήλιο μας, ερευνώντας την περιοχή του Σύμπαντος σε ακτίνα 50 ετών φωτός από εμάς.

Δυστυχώς η ζώνη αυτή δεν περιλαμβάνει κανέναν από τους ήδη γνωστούς εξωηλιακούς πλανήτες που έχουν ανακαλυφτεί μέχρι σήμερα. Για να μπορέσει να διακρίνει άμεσα τους πλανήτες αυτούς θα πρέπει να βρίσκονται σε τροχιά περίπου όση και η τροχιά του Δία από τον ήλιο ώστε να μην καλύπτονται από τη λάμψη του αστέρα που τους φιλοξενεί.

Πιστεύεται ότι 96% των αστέρων στο μέγεθος του δικού μας ήλιου πιθανόν να διαθέτουν γιγάντιους πλανήτες σε


48

τροχιές παρόμοιες με του δικού μας ηλιακού συστήματος. Πολύ σύντομα θα γνωρίζουμε αν το LBT θα είναι το τηλεσκόπιο που πρώτο θα πετύχει αυτόν τον στόχο!

Το τηλεσκόπιο LBT

2. Το GRANTECAN

Γενικά

Το GRANTECAN (Gran Telescpio Canarias) προβλέπεται να ολοκληρωθεί το 2002 στο Observatorio del Roque de los Muchachos, στη La Palma των Καναρίων Νήσων, σε υψόμετρο 2400 μ. Οταν ολοκληρωθεί θα είναι το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο της ευρωπαϊκής ηπείρου.

Το GRANTECAN χρηματοδοτείται από την Ισπανία και άλλους διεθνείς εταίρους και εκτιμάται ότι το συνολικό κόστος κατασκευής του θα ανέλθει στα 75.000.000 δολάρια. Ο σχεδιασμός του είναι όμοιος με εκείνου των Keck.

Προβλέπεται ότι θα αποδίδει έξοχες εικόνες των παρατηρουμένων αντικειμένων, ενώ, θα μπορεί να αποτυπώνει ταυτοχρόνως το φάσμα πολλαπλών αντικειμένων σε μια μεγάλη περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Επίσης θα το χαρακτηρίζει η μεγάλη λειτουργικότητα και αποδοτικότητά του.


49


Η γαλλική εταιρία REOSC θα κατασκευάσει τα 36 εξαγωνικά ανεξάρτητα τμήματα (πλάτους 1.9 μ. έκαστο) που θα σχηματίζουν το διαμέτρου 10.4 μ. κάτοπτρό του. Ο τύπος του τηλεσκοπίου θα είναι Ritchey-Chretien, ενώ η στήριξή του προβλέπεται αλταζιμουθιακή. Θα έχει ύψος περίπου 27 μ. και πλάτος περίπου 13 μ.

Θα διαθέτει σύγχρονο σύστημα ελέγχου και θα είναι εφοδιασμένο με μονάδες Προσαρμοστικής Οπτικής (Adaptive Optics) για να υπερνικάει τη διαταραχή της γήινης ατμόσφαιρας. Οι επιστημονικές παρατηρήσεις θα μπορούν να γίνονται τόσο από την κύρια εστία, όσο και από τις εστίες Cassegrain και Nasmyth.

Εκτός από το κύριο κάτοπτρο θα διαθέτει και δευτερεύον καθώς και τριτεύον. Τα 36 ανεξάρτητα τμήματα του κυρίως κατόπτρου θα απέχουν μεταξύ τους μόνο 3 mm. Κάθε τέτοιο τμήμα θα διαθέτει αισθητήρες και ενεργά έμβολα ώστε ανά πάσα στιγμή να ελέγχεται και να διορθώνεται η θέση και το ακριβές σχήμα του με το σύγχρονο active support system.

Το δευτερεύον κάτοπτρο θα έχει παρόμοια κατασκευή και θα είναι σχήματος εξαγωνικού με διάμετρο 1.172 μ. Θα επιδέχεται και αυτό διορθώσεις με active system. Το τριτεύον κάτοπτρο θα είναι επίπεδο, ελλειπτικού σχήματος, με διαστάσεις αξόνων 1.511μ.Χ1.063μ.


Τρία θα είναι κυρίως τα επιστημονικά όργανα που θα βοηθούν τους επιστήμονες στις παρατηρήσεις τους:

1. OSIRIS (Optical System for Imaging and low-Resolution Integrated Spectroscopy): Πρόκειται για ένα υπερσύγχρονο όργανο της νέας γενιάς επιστημονικών οργάνων που έχει ήδη δοκιμαστεί σε τηλεσκόπια των 4 μ. Θα κάνει αποτυπώσεις και θα είναι και φασματογράφος χαμηλής ανάλυσης επιμήκους σχισμής και πολλαπλών αντικειμένων. Καλύπτει τα μήκη κύματος από 0.365 μm μέχρι 1.05 μm με ένα οπτικό πεδίο 7Χ7 arcmin.

2. EMIR (Espectrografo Multi-objeto InfraRrojo): Πρόκειται για έναν πολλαπλών αντικειμένων φασματογράφο ευρέως πεδίου για το εγγύς υπέρυθρο. Θα επιτρέπει στους επιστήμονες να λαμβάνουν ταυτοχρόνως το φάσμα (μέσης ανάλυσης) από δεκάδες εκατοντάδες αντικείμενα.

3. CANARI-CAM (The Thermal Infrared Camera-Spectrograph for the GRANTECAN): Το όργανο αυτό θα λειτουργεί τόσο σαν αποτυπωτής όσο και σαν χαμηλής ανάλυσης φασματογράφος. Θα εργάζεται σε μήκη κύματος από 8 μικρά μέχρι 26 μικρά.

Στόχοι

Οι στόχοι του GRANTECAN είναι πολλοί και φιλόδοξοι. Μεταξύ των άλλων θα ασχοληθεί: με αναζήτηση και έρευνα αστεροειδών και κομητών, με μεταβλητούς αστέρες, με κύκλους αστρικών δραστηριοτήτων σε ανοικτά σμήνη, με αστρικούς πληθυσμούς σε απομακρυσμένα τμήματα του γαλαξία μας, με λευκούς και καφέ νάνους, με περιοχές ιονισμένου υδρογόνου (ΗΙΙ) σε γαλαξίες, με μαύρες τρύπες, με μορφολογία γαλαξιών, με αναζήτηση μακρινών γαλαξιών που παρουσιάζουν μεγάλη μετατόπιση z προς το ερυθρό (redshift), με ενεργούς γαλαξίες, με παρατηρήσεις σε περιοχές ραδιοεκπομπών και πηγών ακτίνων Χ, με κβάζαρς, με ενασχολήσεις γύρω από τη σκοτεινή ύλη του Σύμπαντος, με βαρυτικούς φακούς, με εξωηλιακούς πλανήτες, με το κρυμμένο κέντρο του γαλαξία μας, με αναζήτηση πρωτοαστρικών αντικειμένων και σχηματισμό άστρων, με εκρήξεις σουπερνόβα και πολλά άλλα, που θα βοηθήσουν στην προώθηση της κοσμολογίας και της Αστρονομίας.

3. Το SALT

Γενικά

Το SALT (Southern African Large Telescope) μπορεί να θεωρηθεί σαν το δίδυμο τηλεσκόπιο του ΗΕΤ. Πολλά από τα οπτικά του συστήματα έχουν σχεδιαστεί εκ νέου έτσι ώστε να μπορεί να χρησιμοποιεί περισσότερο τμήμα του κατόπτρου. Η ολοκλήρωση της κατασκευής του προβλέπεται να γίνει το 2004 και θα είναι εγκατεστημένο στο Sutherland της Νοτίου Αφρικής, σε υψόμετρο 1798 μ.

Όταν ολοκληρωθεί θα είναι το μεγαλύτερο μονό τηλεσκόπιο του νοτίου ημισφαιρίου και θα έχει φωτοσυλλεκτική ισχύ 20 φορές μεγαλύτερη από το αμέσως μικρότερο τηλεσκόπιο της αφρικανικής ηπείρου. Θα μπορεί να


50

καταγράφει μακρινούς αστέρες, γαλαξίες και κβάζαρς ένα εκατομμύριο φορές πιο αμυδρούς από τα αντικείμενα που μπορούμε να διακρίνουμε με γυμνό μάτι. Αυτό σημαίνει ότι θα έχει τόσο τρομερή ισχύ, ώστε θα μπορεί θεωρητικά να διακρίνει τη φλόγα ενός κεριού στην επιφάνεια της Σελήνης. Επίσης θα είναι ικανό να προσδιορίζει διακυμάνσεις σε μεταβλητούς αστέρες της τάξης του 1/1000 της λαμπρότητάς τους. Προορίζεται να κάνει εξειδικευμένη έρευνα μόνο με φασματοσκόπιση και το κόστος κατασκευής του αναμένεται να φτάσει περίπου τα 20.000.000 δολάρια, δηλαδή περίπου το 1/5 του κόστους τηλεσκοπίων αντίστοιχης διαμέτρου αλλά κινητής στήριξης. Για την κατασκευή του συνεργάζονται η Νότια Αφρική, η Γερμανία, η Πολωνία, η ΗΠΑ, η Μεγάλη Βρετανία και η Νέα Ζηλανδία.


Θα έχει εξαγωνικό σφαιρικό κάτοπτρο πλάτους 11 μ. και λειτουργικής διαμέτρου 9.1 μ. Το κάτοπτρο αυτό θα αποτελείται από 91 ανεξάρτητα εξαγωνικά κομμάτια που θα είναι τοποθετημένα πάνω σε μια δικτυωτή κατασκευή αποτελούμενη από 1747 μεταλλικές ράβδους συνδεδεμένες σε 289 κόμβους.

Θα διαθέτει δυνατότητα μόνο αζιμουθιακής κίνησης (όπως το ΗΕΤ). Αυτό σημαίνει ότι οι παρατηρήσεις με το τηλεσκόπιο αυτό θα γίνονται με πιο περίπλοκο τρόπο από ότι με άλλου είδους τηλεσκόπια. Ακόμα σημαίνει ότι θα μπορεί να παρατηρήσει μόνο το 70% του ουρανού που θα μπορούσε να παρατηρήσει αν είχε π.χ. αλταζιμουθιακή στήριξη και αυτό μόνο από "παράθυρα ευκαιρίας" και όχι οποτεδήποτε το επιθυμεί κάποιος. Το σύνθετο αυτό κάτοπτρο θα είναι μονίμως στερεωμένο με κλίση 37ο σε σχέση με το οριζόντιο επίπεδο. Η δυνατότητα παρατήρησης θα είναι από +10ο έως -75ο. Οι παρατηρήσεις θα γίνονται με τη βοήθεια ενός οργάνου που λέγεται "κυνηγός" και θα κινείται πάνω σε ράγες μπροστά από το κυρίως κάτοπτρο. Όταν ο κυνηγός θα είναι στο κέντρο του κατόπτρου τότε θα συμμετέχει ολόκληρο το κάτοπτρο στην παρατήρηση, ενώ, όταν θα πηγαίνει (λόγω των αναγκών παρατήρησης) προς το άκρο του κατόπτρου η λειτουργική διάμετρος του κατόπτρου θα περιορίζεται στα 7 μ. Το οπτικό του πεδίο προβλέπεται να είναι 4΄ της μοίρας.

Όργανα παρατηρήσεων

Τα κύρια όργανα παρατηρήσεων που υπάρχει σχεδιασμός να χρησιμοποιηθούν στην έρευνα του SALT είναι ένας χαμηλής προς μέση ανάλυση φασματογράφος και ένας φασματογράφος υψηλής ανάλυσης.

Στόχοι

Με το SALT θα μπορέσουν να δοθούν απαντήσεις σε βασικά ερωτήματα όπως:

• Πώς ήταν το Σύμπαν την εποχή που σχηματίζονταν τα αστέρια; • Οι κβάζαρς είναι συνηθισμένοι μέσα στο Σύμπαν; • Τι είδους κόσμοι περιστρέφονται γύρω από άλλους ήλιους; • Πόσο διαφέρουν τα αστέρια των κοντινών γαλαξιών από τα αστέρια της γειτονιάς του ήλιου; • Κατά πόσο αυτά τα αστέρια μπορούν να δώσουν απάντηση για την ηλικία του Σύμπαντος; • Πώς οι κβάζαρς και οι πηγές εκρήξεων ακτίνων γ εκπέμπουν φως όσο τρισεκατομμύρια αστέρια στο

μέγεθος του ήλιου;

Λόγω της θέσης του πάντως θα μπορεί να κάνει παρατηρήσεις στον πυρήνα του γαλαξία μας, στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου και στην περιοχή του Μεγάλου Ελκυστή.

4. To LZT

Το LZT (Large Zenith Telescope) είναι ένα τηλεσκόπιο που βασίζεται στη νέα τεχνολογία των κατόπτρων από υδράργυρο. Προβλέπεται να τοποθετηθεί στο UBC Malcolm Knapp Research Forest, περίπου 70 km ανατολικά του Βανκούβερ του Καναδά, σε υψόμετρο μόνο 395 μ.

Μέχρι σήμερα έχουν κατασκευαστεί τέτοια τηλεσκόπια, με μικρότερη όμως διάμετρο, όπως το UBC-Laval (2.7 μ.), το NODO (3.0 μ.), το UCLA (2.7 μ.) και το UWO (2.7 μ.). Η επιτυχία αυτών των μικρότερων κατόπτρων έδωσε την ώθηση για να προγραμματιστεί η κατασκευή ενός μεγαλύτερης διαμέτρου, όπως το LZT.

Το 1994 ξεκίνησε μια συνεργασία μεταξύ επιστημόνων του UBC (University of British Columbia), του Πανεπιστημίου Laval, και του Ινστιτούτου Αστροφυσικής του Παρισιού με σκοπό τη σχεδίαση ενός τέτοιου κατόπτρου με διάμετρο μεγαλύτερη των 5 μ. Ο σκοπός του εγχειρήματος είναι να μπορέσουν να μετρήσουν τις


51

κατανομές φασματικής ενέργειας και τις μετατοπίσεις προς το ερυθρό (redshifts) πάνω από 100.000 γαλαξιών και κβάζαρς, ώστε να μπορέσουν να μελετήσουν θέματα κοσμολογίας, τις κατασκευές μεγάλης κλίμακας του Σύμπαντος και την εξέλιξη των γαλαξιών με μέσες μετατοπίσεις προς το ερυθρό.

Η διάμετρος του τηλεσκοπίου θα είναι 6.0 μ. και το πάχος του 0.1 μ., ενώ η διακριτική ικανότητά του εκτιμάται να φτάνει κατά μέσο όρο τα 0.9 arcsec. Ο εστιακός λόγος του κυρίως κατόπτρου θα είναι f/1.5. Η επιφάνεια του κατόπτρου, που θα στηρίζει μια λεπτή στρώση υδραργύρου, θα είναι παραβολικού σχήματος με ακρίβεια 100 μικρών. Το κάτοπτρο θα στηρίζεται σε 19 θέσεις.

Το LZT θα διαθέτει, εκτός από το οριζόντιο κύριο κάτοπτρό του, ανιχνευτή, διορθωτή, ατσάλινη κατασκευή στήριξης και σύστημα ελέγχου. Η κατασκευή του κτιρίου που θα στεγάσει το τηλεσκόπιο έχει τελειώσει καθώς και πολλά εξαρτήματά του, ώστε να θεωρείται πολύ πιθανόν να δει το "πρώτο φως" εντός του 2000, ενώ θα αρχίσει επιστημονική έρευνα το 2001.

Το LZT θα βρίσκεται στο ίδιο κτίριο που υπήρχε από το 1992 έως το 1996 το πρωτότυπο τηλεσκόπιο υγρού κατόπτρου UBC-Laval 2.7μ.

5. Τηλεσκόπια μεγάλου οπτικού πεδίου

Ένα σύγχρονο τηλεσκόπιο π.χ. διαμέτρου 10 μ. είναι θαυμάσιο όργανο όταν θέλουμε να μελετήσουμε λεπτομέρειες από ένα γαλαξία αλλά δυστυχώς διαθέτει πολύ μικρό οπτικό πεδίο (λίγα λεπτά της μοίρας). Έτσι δεν είναι κατάλληλο για έρευνα μεγάλης περιοχής του ουρανού.

Για αναζήτηση νέων αντικειμένων, όπως πολύ απομακρυσμένων γαλαξιών στα όρια του Σύμπαντος, κβάζαρς, καφέ νάνων, αμυδρών σουπερνόβα, αντικειμένων της ζώνης Kuiper ή ακόμη και βαρυτικών μικροφακών χρειαζόμαστε τηλεσκόπια με μεγάλο οπτικό πεδίο.

Τέτοια τηλεσκόπια, οπτικά και του υπέρυθρου, είναι κυρίως το DENIS (Deep Near-Infrared Survey) στον ουρανό του νοτίου ημισφαιρίου, το 2MASS (2-Micron All-Sky Survey), και το SDSS (Sloan Digital Sky Survey) με διαμέτρους κατόπτρων αντιστοίχως 1.0μ., 1.3 μ., και 2.5 μ. Τα τηλεσκόπια αυτά πολύ σύντομα προβλέπεται να αντικατασταθούν από τη νέα γενιά τηλεσκοπίων μεγάλου οπτικού πεδίου που είναι τα εξής:

Α) Το VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy)

Είναι τηλεσκόπιο για παρατηρήσεις τόσο στο ορατό φάσμα όσο και στο υπέρυθρο. Θα εγκατασταθεί στο Cerro Paranal, στη βόρεια Χιλή, για το ESO (European Southern Observatory) και εκτιμάται ότι θα δεχτεί το "πρώτο φως" το 2004. Το VISTA θα διαθέτει κάτοπτρο διαμέτρου 4 μ., στο οποίο θα υπάρχει δυνατότητα εναλλαγής δυο φωτογραφικών μηχανών (για ορατό και για υπέρυθρο), με οπτικό πεδίο 1.7ο! Αυτό σημαίνει ότι το οπτικό του πεδίου θα έχει εμβαδόν 9 φορές μεγαλύτερο από το φαινόμενο δίσκο της Πανσελήνου. Το τηλεσκόπιο αυτό θα υλοποιηθεί μετά από πρωτοβουλία 18 Βρετανικών Πανεπιστημίων και θα στοιχίσει περίπου 40.000.000 δολάρια.

B) Το LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope)

Το LAMOST θα είναι ένα ασυνήθιστο μεσημβρινό κατοπτρικό τηλεσκόπιο, τύπου Cassegrain. Θα έχει σταθερό κάτοπτρο λειτουργικής διαμέτρου 4.0 μ., με f/1.75, και εστιακό μήκος 20 μ. και θα βρίσκεται στη βόρεια Κίνα κοντά στο μεγάλο Τείχος, στο Xinglong Station of Beijing Astronomical Observatory, της Κινεζικής Ακαδημίας Επιστημών.

Το φως θα οδηγείται στο σταθερό κάτοπτρο του τηλεσκοπίου με έναν καθοδηγούμενο καθρέφτη. Το οπτικό πεδίου του τηλεσκοπίου θα είναι 5ο, ενώ, το κόστος του εκτιμάται ότι θα ανέλθει στα 30.000.000 δολάρια. Προβλέπεται να λειτουργήσει το 2004. Θα διαθέτει συστήματα active optics, fiber optics, καθώς και 20 φασματογράφους, και θα είναι το πιο παραγωγικό τηλεσκόπιο που έγινε ποτέ, ικανό να λαμβάνει το φάσμα από 4000 ανεξάρτητα αμυδρά αντικείμενα, μέχρι φαινόμενο μέγεθος 20.5, σε μία μόνο φορά!

Αυτή η δυνατότητα θα έχει σαν αποτέλεσμα να λαμβάνει το φάσμα από αρκετές δεκάδες χιλιάδες αντικείμενα μέσα σε μια νύχτα!


52

Γ) LSST (Large-aperture Synoptic Survey Telescope)

Προβλέπεται να έχει διάμετρο κατόπτρου 6.5 μ. και ένα πολύ μεγάλο οπτικό πεδίο παρατήρησης (περίπου 3ο). Το LSST προτάθηκε για υλοποίηση το Μάιο του 2000 από την επιτροπή Decadal Review of Astronomy των ΗΠΑ[38], σαν ένα από τα κυριότερα επίγεια τηλεσκόπια νέας γενιάς.

Το LSST θα εστιάσει την έρευνά του κυρίως σε μεταβλητά φαινόμενα όπως αμυδροί σουπερνόβα και αστεροειδείς. Θα έχει τη δυνατότητα να "χτενίζει" σε ολόκληρο τον ουρανό αντικείμενα μέχρι 24ου μεγέθους μια φορά την εβδομάδα!

Με το LSST φιλοδοξούμε να μπορέσουμε να καταγράψουμε το 90% των κοντινών προς τη Γη αστεροειδών, μεγέθους μεγαλύτερο από 300 μ. καθώς και χιλιάδες αντικείμενα που βρίσκονται στη ζώνη Kuiper. Επίσης εκτιμάται ότι θα μπορεί να καταγράφει περίπου 100.000 εξωγαλαξιακές εκρήξεις σουπερνόβα κατ΄ έτος!

Επίσης το LSST θα συμβάλει και στην καταγραφή της "σκοτεινής ύλης" του σύμπαντος. Το κόστος κατασκευής του εκτιμάται ότι θα ανέλθει στα 170.000.000 δολάρια.

[38] Η επιτροπή αυτή, που αποτελείται από διακεκριμένους αστρονόμους, συνεδριάζει κάθε 10 χρόνια και προτείνει για υλοποίηση τα καλύτερα αμερικανικά προγράμματα και όργανα της επόμενης δεκαετίας.

Δ) Το DMT (Dark Matter Telescope)

Το τηλεσκόπιο αυτό θα είναι μια βελτιωμένη έκδοση του LSST. Το DMT θα υλοποιηθεί για λογαριασμό του Πανεπιστημίου της Αριζόνας.

Η διάμετρος του κατόπτρου του θα είναι 8.4 μ. και θα έχει οπτικό πεδίο 3ο. Αυτό σημαίνει ότι θα είναι 1000 φορές πιο αποτελεσματικό σε ευρύτητα παρατήρησης από την γνωστή, διαμέτρου 1.2 μ., φωτογραφική μηχανή του αστεροσκοπείου του Palomar.

Το όνομά του το πήρε από το σκοπό για τον οποίο θα κατασκευαστεί, δηλαδή για τη μελέτη της κατανομής της σκοτεινής ύλης στο Σύμπαν, εξετάζοντας τις παραμορφώσεις που υφίστανται μακρινοί γαλαξίες λόγω βαρυτικών φακών.

6. Αλλα τηλεσκόπια

Α. Το SOAR

Το SOAR (SOuthern Astrophysical Research) είναι ένα τηλεσκόπιο με διαμέτρο κατόπτρου 4.2 μ., με f/16, που προβλέπεται να λειτουργήσει το 2002 στο Cerro Pachon των Χιλιανών Ανδεων, σε υψόμετρο 2701 μ.

Η κατασκευή του τηλεσκόπιου αυτού, που είναι τύπου Ritchey-Chretien, ξεκίνησε με τη συνεργασία της Βραζιλίας, του Πανεπιστημίου του Μίτσιγκαν, του ΝΟΑΟ (National Optical Astronomy Observatory) των ΗΠΑ, και του Πανεπιστημίου της Νοτίου Καρολίνας. Η χρηματοδότησή του είναι πλήρως εξασφαλισμένη.

Το κάτοπτρό του έγινε από την Corning και προορίζεται για καταγραφή εικόνων υψηλής ποιότητας και φασματοσκοπίας του ορατού και του εγγύς υπέρυθρου φωτός (από 300 μέχρι 2.500 nm). Το οπτικό του πεδίο θα είναι 12΄ της μοίρας, ενώ, η διακριτική του ικανότητα πιστεύεται ότι θα φτάνει τα 0.18 arcsec.

Εκτός από την κύρια εστία του θα διαθέτει επίσης δύο Nasmyth (μία για το ορατό και μία για το υπέρυθρο) και τρεις εισόδους Cassegrain.


53

Β. Το SOFIA

Για το τηλεσκόπιο SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) συνεργάζονται η γνωστή NASA και η Γερμανική Υπηρεσία Διαστήματος DLR.

Πρόκειται για ειδική κατασκευή ενός αεροπλάνου, τύπου Boeing 747SP, το οποίο θα διαμορφωθεί έτσι ώστε να γίνει ένα ιπτάμενο αστεροσκοπείο. Το αεροπλάνο αυτό θα μεταφέρει το ειδικό, διαμέτρου 2.5 μ., με f/19.6, κατοπτρικό τηλεσκόπιο, τύπου Cassegrain.

Για να κατανοήσουμε τη φωτοσυλλεκτική ικανότητα ενός τέτοιου κατόπτρου θα πρέπει να τη συγκρίνουμε με αυτή του ανθρώπινου οφθαλμού. Μία διάμετρος λοιπόν τηλεσκοπίου ίση με 2.5 μ. μπορεί να συγκεντρώσει 162.000 φορές περισσότερο φως από αυτό που συγκεντρώνει ο ανθρώπινος οφθαλμός!

Η ιδέα ενός ιπτάμενου τηλεσκοπίου δεν είναι καινούργια. Η NASA έχει πραγματοποιήσει τέτοιου είδους εγχειρήματα τα τελευταία 30 χρόνια. Ο προκάτοχός του SOFIA ήταν το Kuiper Airborne Observatory (με διάμετρο κατόπτρου μόλις 0.91 μ.), που εκτελούσε πτήσεις και παρατηρήσεις από το 1971 μέχρι το 1995. Το SOFIA όμως θα είναι το μεγαλύτερο αερομεταφερόμενο τηλεσκόπιο στον κόσμο. Θα μπορεί να κάνει παρατηρήσεις που είναι αδύνατες ακόμα και από τα μεγαλύτερα επίγεια τηλεσκόπια του κόσμου.

Το τηλεσκόπιο αυτό σχεδιάστηκε και θα λειτουργήσει από την USRA (Universities Space Research Associatiion), για λογαριασμό της NASA, και αποτελεί μέρος του προγράμματος της NASA, "ORIGINS".

Οι παρατηρήσεις του, που θα εκτελούνται από υψόμετρο 12.800μ. έως 13.450 μ. (στη γήινη στρατόσφαιρα), θα γίνονται στο υπέρυθρο τμήμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας και θα εκτείνονται από μήκη κύματος 0.3 μέχρι 1600 μικρά. Πιστεύεται ότι οι παρατηρήσεις θα μπορούν να πραγματοποιούνται τρεις με τέσσερεις νύχτες την εβδομάδα για τουλάχιστον 20 χρόνια.

Το SOFIA στο ύψος που θα πετάει θα ξεπεράσει το εμπόδιο της γήινης ατμόσφαιρας η οποία απορροφά (κυρίως οι υδρατμοί της) το μεγαλύτερο μέρος της υπέρυθρης ακτινοβολίας που μας έρχεται από τα διάφορα αντικείμενα του Σύμπαντος. Πρόκειται για ένα από τα πιο πολύπλοκα τηλεσκόπια που κατασκευάστηκαν ποτέ, καθόσον θα πρέπει να στοχεύει με ακρίβεια τον εκάστοτε παρατηρούμενο στόχο ενώ το αεροπλάνο θα τρέχει με ταχύτητα περίπου 500 μίλια την ώρα.

Το οπτικό πεδίο του τηλεσκοπίου θα είναι 8΄ της μοίρας, ενώ, η ακρίβεια των παρατηρήσεών του θα φτάνει τα 0.2 arcsec. Το κάτοπτρο του τηλεσκοπίου έχει ειδικά διαμορφωμένα κενά με τη μορφή κηρύθρας έτσι ώστε να ζυγίζει μόνο 880 κιλά αντί για 4.500 κιλά που θα ζύγιζε αν ήταν συμπαγές.

Το κάτοπτρο έχει χυτευτεί στη Γερμανία και κόπηκε στη Γαλλία. Η λείανσή του είχε προγραμματιστεί να ολοκληρωθεί μέχρι το τέλος του 2000. Εκτιμάται ότι οι πρώτες δοκιμαστικές πτήσεις θα πραγματοποιηθούν το 2002 από το Ames Research Center της NASA.


54

Κεφάλαιο Δ΄ Διαστημικά Τηλεσκόπια (Υπάρχοντα και μελλοντικά)

Εισαγωγή

Όπως είναι γνωστό, η γήινη ατμόσφαιρα απορροφά ένα μεγάλο τμήμα του φάσματος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Ουσιαστικά φτάνει στη Γη μόνο ένα πολύ μικρό μέρος από αυτήν και κατ΄ επέκταση έχουμε στη διάθεσή μας ένα αντίστοιχα μικρό "παράθυρο" για τις διάφορες παρατηρήσεις μας.

Με την ανάπτυξη της διαστημικής τεχνολογίας στον 20ο αιώνα ο άνθρωπος κατόρθωσε για πρώτη φορά στην ιστορία να ξεπεράσει το "εμπόδιο"[39] της ατμόσφαιρας και να κάνει παρατηρήσεις σε κάθε τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.

Στο κεφάλαιο αυτό θα εξεταστούν τα κυριότερα διαστημικά τηλεσκόπια ή γενικά παρατηρητήρια που υπάρχουν ή κατασκευάζονται σήμερα, αλλά και αυτά που είναι στα μελλοντικά σχέδια. Ανά ξεχωριστό τμήμα του όλου φάσματος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, ξεκινώντας από τα μεγάλα μήκη κύματος προς τα μικρά, μπορούμε να αναφέρουμε γενικά τα εξής:

[39] Αυτό όμως που για τις αστρονομικές παρατηρήσεις θεωρείται "εμπόδιο" είναι ουσιαστικά η μόνη προστατευτική απορροφητική ασπίδα που έχουμε για να αποφύγουμε τα διάφορα θανατηφόρα είδη ακτινοβολίας, που αν έφταναν στην επιφάνεια της Γης θα είχαν αφανίσει κάθε ίχνος ζωής.

1. Παρατηρητήρια ραδιοκυμάτων

Προς το παρόν υπάρχει μόνο το ιαπωνικό HALCA - High Advanced Laboratory for Communications and Astronomy - (πρώην MUSES-B). To HALCA μετά από αρκετές περιπέτειες τέθηκε και πάλι υπό έλεγχο το Φεβρουάριο του 2000. Διαθέτει αντένα διαμέτρου 8 μέτρων και χρησιμοποιείται σε συνδυασμό με επίγεια Τ/Σ για παραγωγή εικόνων υψηλής ανάλυσης, σε συχνότητα 1.6 και 5 Hz. Οι περισσότεροι στόχοι του είναι κβάζαρς και ραδιογαλαξίες μεγάλης έντασης.

Υπάρχουν όμως σχέδια για τουλάχιστον δυο στο εγγύς μέλλον. Τα υπό μελέτη Ρ/Τ είναι το ιαπωνικό σχέδιο Very Long Baseline Interferometry (VLBI) Space Observatory Program (VSOP), και το αντίστοιχο ρωσικό RADIOASTRON. Η NASA υποστηρίζει και τα δυο αυτά προγράμματα διευκολύνοντάς τα με το Deep Space Network που διαθέτει.

Όπως είναι ίσως γνωστό τα ραδιοκύματα φτάνουν μέχρι τη Γη ακόμα και αν υπάρχουν σύννεφα στην ατμόσφαιρα, γι αυτό και είναι τόσο πολύ διαδεδομένη η επίγεια Ραδιοαστρονομία. Η βασική αρχή με την οποία προβλέπεται να λειτουργήσουν τα μελλοντικά διαστημικά Ρ/Τ είναι η Συμβολομετρία, κάτι που συμβαίνει σε υπάρχοντα Ρ/Τ στη Γη. Αυτό θα έχει σαν αποτέλεσμα δύο Ρ/Τ, που βρίσκονται σε μεγάλη απόσταση μεταξύ τους, συνδυαζόμενα κατάλληλα να πετυχαίνουν γωνιακές αναλύσεις τέτοιες όσο και εάν διέθεταν ένα ενιαίο κάτοπτρο διαμέτρου όση και η μεταξύ τους απόσταση!

2. Παρατηρητήρια μικροκυμάτων[40]

Σήμερα δεν υπάρχει τέτοιο παρατηρητήριο, αν και μέχρι προ τινος υπήρχε το περίφημο COBE (Cosmic Background Explorer), που εκτοξεύτηκε στις 18 Νοεμβρίου 1989, και έκανε για μια δεκαετία πολύ ακριβείς μετρήσεις της κοσμικής ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου (Οι παρατηρήσεις έγιναν σε τρία μήκη κύματος, δηλαδή, 3.3 mm, 5.7 mm και 9.5 mm). Προς οποιαδήποτε κατεύθυνση κι αν ερευνήσουμε παρατηρούμε μια σταθερή εκπομπή μικροκυμάτων γνωστή σαν Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου (ΚΥΑ). Αυτά τα μικροκύματα πιστεύεται ότι είναι τα απομεινάρια της Μεγάλης Έκρηξης (Big Bang) από την οποία δημιουργήθηκε το Σύμπαν[41]. Το Σύμπαν αρχικά ήταν πολύ μικρό και υπερβολικά θερμό. Καθώς όμως άρχισε να διαστέλλεται η θερμοκρασία του συνεχώς ελαττωνόταν. Έτσι σήμερα ανιχνεύεται μία σχεδόν σταθερή θερμοκρασία περίπου 2.73ο Κ προς οποιαδήποτε κατεύθυνση κι αν παρατηρήσουμε.Το COBE έκανε μια λεπτομερή χαρτογράφηση ολόκληρου του ουρανού αποτυπώνοντας τις


55

διάφορες διακυμάνσεις θερμοκρασίας[42] της ακτινοβολίας μικροκυμάτων που υπάρχει στο Σύμπαν.

Το Μάιο του 2001 προγραμματίζεται η εκτόξευση του, κόστους 80.000.000 δολαρίων, MAP (Microwave Anisotropy Probe), του πρώτου οχήματος που θα βρίσκεται στo ονομαζόμενo σημείο Lagrange L2, μια θέση ισορροπίας μεταξύ Ηλίου και Γης (1.600.000 χιλιόμετρα από τη Γη), στην αντίθετη κατεύθυνση από τον Ήλιο. Το παρατηρητήριο αυτό θα διαθέτει κάτοπτρο διαμέτρου 1.5 μέτρων και θα μπορεί, με μία γωνιακή ανάλυση 30 arcseconds, να υπολογίσει την κατανομή θερμοκρασίας με ακρίβεια 0.00002ο Κ!

[40] Η κοσμική ακτινοβολία μικροκυμάτων παρατηρήθηκε για πρώτη φορά το 1965 από τους Penzias και Wilson.

[41] Πολύ πρόσφατες παρατηρήσεις οδηγούν σε μια άλλη άποψη για την αιτία αυτής της ακτινοβολίας. Πιστεύεται ότι ίσως να πρόκειται για εκπομπές από πολύ μακρινούς γαλαξίες, μη ορατούς, που σε πολύ μεγάλη κλίμακα σχηματίζουν ομοιόμορφη κατανομή στο Σύμπαν.

[42] Οι διακυμάνσεις που παρατηρήθηκαν ήταν ίσες περίπου με 30 μΚ, με πιθανό λάθος 5 μΚ, και αντιστοιχούν στις τοπικές ανομοιογένειες της πυκνότητας της ύλης. Οι παρατηρήσεις του COBE χαρακτηρίστηκαν σαν η πιο σημαντική ανακάλυψη στην Κοσμολογία κατά την τελευταία εικοσαετία.

3. Παρατηρητήρια υπέρυθρου

Η περιοχή του υπέρυθρου εκτείνεται σε μήκος κύματος από 1 μικρόμετρο (μm) μέχρι 350 μικρόμετρα[43].

Το πρώτο διαστημικό τηλεσκόπιο υπέρυθρου ήταν το IRAS (Infrared Astronomical Satellite), μια συνεργασία ΗΠΑ, Βρετανίας και Γερμανίας, που εκτοξεύτηκε το 1983. Διέθετε κάτοπτρο διαμέτρου μόνο 0.6 μέτρα αλλά παρατήρησε πάνω από 250.000 στόχους. Ο διάδοχός του ήταν το ISO (Infrared Space Observatory), που εκτοξεύτηκε το Νοέμβριο του 1995 από την ESA (European Space Agency) και λειτούργησε μέχρι το Μάιο του 1998. Βρισκόταν σε γεωστατική τροχιά (περίοδο περιφοράς 24 ώρες) και παρατηρούσε σε μήκη κύματος από 2.5 μέχρι 240 μικρά. Είχε την ίδια διάμετρο με το IRAS αλλά οι αισθητήρες του ήταν χίλιες φορές πιο ευαίσθητοι. Μεταξύ των ανακαλύψεών του ήταν ο προσδιορισμός ενός προαστρικού πυρήνα (εντόπισε ένα αντικείμενο με θερμοκρασία μόνο 17ο Κ).

Ένα άλλο, που σχεδιάζει να θέσει σε τροχιά η NASA τον Ιούλιο του 2002, είναι το SIRTF (Space Infrared Telescope Facility). Θα βρίσκεται σε απομακρυσμένη τροχιά ώστε να μην καλύπτονται από τη Γη οι διάφορες πηγές που θα παρατηρεί, αλλά και να μην επηρεάζεται από το θερμοκρασιακό περιβάλλον της. Το τηλεσκόπιο αυτό, με διάμετρο κατόπτρου 0.85 cm, θα επιτυγχάνει ευκρίνεια εικόνων 10 φορές καλύτερη από τα προηγούμενα.

Για το 2003 προγραμματίζεται να τεθεί σε τροχιά το ιαπωνικό IRIS (Infrared Imaging Surveyor), διαμέτρου 70 cm, ενώ, για το 2007 ετοιμάζεται το ευρωπαϊκό FIRST (Far Infrared and Submillimeter Telescope), διαμέτρου 3.5 μέτρα, που πρόσφατα μετονομάστηκε σε Herschel Space Observatory. Ένα ακόμα παρατηρητήριο υπέρυθρου, που μπορεί να θεωρηθεί και σαν διαστημικό, είναι το πρόγραμμα SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy), που εξετάστηκε σε προηγούμενο κεφάλαιο.

Ένα διαστημικό παρατηρητήριο που θα συμπληρώνει το SIRTF και το SOFIA είναι το ονομαζόμενο SAFIR (Single-Aperture Far Infrared Observatory). Θα παρατηρεί σε μήκη κύματος από 30 μέχρι 300 μικρά, στην περιοχή του πολύ μακρινού υπέρυθρου. Προβλέπεται να είναι ένας συνέταιρος του NGST, ξεκινώντας τις παρατηρήσεις του σε μήκη κύματος από την περιοχή που αυτό θα σταματά. Το διαστημικό αυτό τηλεσκόπιο προβλέπεται να έχει διάμετρο 8 μέτρα.

Το παρατηρητήριο όμως που θα αφήσει πραγματικά εποχή θα είναι το NGST (Next Generation Space Telescope). Θα αποτελεί τμήμα του προγράμματος της NASA, ORIGINS, στο οποίο ενδεχομένως να λάβει μέρος τελικά και η ESA. Το, διαμέτρου 8 μέτρων, γιγάντιο τηλεσκόπιο, που εξετάζεται αναλυτικά παρακάτω, θα παρατηρεί στο εγγύς και μέσο υπέρυθρο.

[43] Η υπέρυθρη ακτινοβολία χωρίζεται στο εγγύς υπέρυθρο (1-4 μm), στο μέσο υπέρυθρο (4-40 μm) και στο μακρό υπέρυθρο (40-350 μm) και ανακαλύφτηκε η ύπαρξή της το 1801 από τον διάσημο William Herschel


56

4. Παρατηρητήρια ορατού φάσματος

Το μοναδικό τέτοιο παρατηρητήριο είναι το γνωστό Hubble Space Telescope (HST). Σε σύγκριση με τα επίγεια τηλεσκόπια το HST παρουσιάζει το μεγάλο πλεονέκτημα να μην επηρεάζονται οι παρατηρήσεις του από τη γήινη ατμόσφαιρα.

Εάν η ατμόσφαιρα είχε παντού την ίδια θερμοκρασία, εάν δεν υπήρχαν άνεμοι ούτε και διαφορές στην ατμοσφαιρική πίεση, τότε, οι παρατηρήσεις από τη Γη, παρά την ύπαρξη της ατμόσφαιρας, θα ήταν θαυμάσιες. Δυστυχώς όμως η ατμόσφαιρα προκαλεί το φαινόμενο της διαταραχής. Εάν δυο ακτίνες φωτός ξεκινούσαν από την ίδια φωτεινή πηγή, αλλά διέσχιζαν διαφορετικό τμήμα της ατμόσφαιρας, θα εμφάνιζαν διαφορετική συμπεριφορά και κατά συνέπεια δεν θα είχαμε το ίδιο οπτικό αποτέλεσμα.

Μία άλλη συνέπεια είναι η απορρόφηση, κάτι που δεν συμβαίνει για το HST. Έτσι το HST μπορεί να παρατηρεί μεγαλύτερο φάσμα από αυτό που παρατηρούν τα αντίστοιχα επίγεια τηλεσκόπια. Ακόμα μπορεί να παρατηρήσει και στο υπεριώδες που είναι αδύνατο να παρατηρηθεί από τη Γη γιατί απορροφάται από την ατμόσφαιρά της. Το HST εξετάζεται αναλυτικά παρακάτω.

5. Παρατηρητήρια υπεριώδους

Σήμερα δεν υπάρχουν διαστημικά παρατηρητήρια που να παρατηρούν αποκλειστικά στο υπεριώδες. Το HST εκτελεί τέτοιες παρατηρήσεις αλλά διαθέτει ένα πολύ μικρό οπτικό πεδίο.

Από το 1966 εκτοξεύτηκαν αρκετά μικρά παρατηρητήρια με τη γενική ονομασία ΟΑΟ (Orbiting Astronomical Observatory). Στη σειρά αυτή ανήκε και ο ΚΟΠΕΡΝΙΚΟΣ, ενώ, μέχρι το 1996 υπήρχε και λειτουργούσε το IUE (International Ultraviolet Explorer), που είχε εκτοξευτεί τον Ιανουάριο του 1978.

Θα πρέπει να αναφερθεί ότι δυο φορές τέθηκαν σε τροχιά με διαστημικό λεωφορείο τα τρία τηλεσκόπια υπεριώδους του ASTRO UV. Σε αντίθεση με το HST τα τηλεσκόπια του ASTRO UV διαθέτουν πολύ μεγάλο οπτικό πεδίο και ως εκ τούτου μπορούν να λάβουν εικόνες από εκτεταμένα αντικείμενα, όπως π.χ. οι γαλαξίες.

Για το Σεπτέμβριο του 2001 έχει προγραμματιστεί να τεθεί σε τροχιά το GALEX (Galaxy Evolution Explorer). Πρόκειται για ένα τηλεσκόπιο διαμέτρου 0.5 μέτρων της σειράς Small Explorer, της NASA.

6. Παρατηρητήρια άκρου υπεριώδους

Αναφέρουμε δύο τέτοια παρατηρητήρια. Το πρώτο είναι το EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) ενώ το άλλο είναι το ALEXIS (Array of Low Energy X-ray Imaging Sensors).

Όταν εκτοξεύτηκε το EUVE, τον Ιούλιο του 1992, διαπίστωσε ότι το ηλιακό μας σύστημα βρίσκεται τοποθετημένο μέσα σε μια σφαίρα που περιέχει τα σωματίδια του ηλιακού ανέμου, την ηλιόσφαιρα. Η περιοχή γύρω από τον ήλιο είναι σχετικά αραιή από αέρια και σκόνη κι έτσι επέτρεψε στα όργανα του EUVE να παρατηρήσουν πολύ πιο μακριά από ότι είχε θεωρητικά εκτιμηθεί. Πρόσφατα η NASA αποφάσισε το τέλος της αποστολής του EUVE που εκτιμάται να συμβεί τέλη του 2001 ή αρχές του 2002. Το EUVE παρατήρησε πάνω από 1000 πηγές, στα 8 χρόνια λειτουργίας του, και άλλαξε την εντύπωση που είχαμε για τη μεσοαστρική ύλη[44].

Το παρατηρητήριο ALEXIS, αν και από το όνομά του φαίνεται ότι κάνει παρατηρήσεις στην περιοχή των ακτίνων Χ, εν τούτοις, κινείται στα όρια των ακτίνων Χ και των άκρων του υπεριώδους. Το ALEXIS εκτοξεύτηκε το 1995, αλλά μία αστοχία κατά την εκτόξευση έσκισε τη μια ηλιακή αντένα του.

[44] Τώρα γνωρίζουμε ότι η μεσοαστρική ύλη περιέχει περιοχές από ιονισμένα αέρια, όπου τα ηλεκτρόνια είναι απομακρυσμένα από τα άτομα των στοιχείων.


57

7. Παρατηρητήρια ακτίνων Χ

Το πρώτο παρατηρητήριο ακτίνων Χ εκτοξεύτηκε το 1970 και ήταν το UHURU[45]. Στη συνέχεια εκτοξεύτηκαν αρκετά άλλα όπως το ΑΪΝΣΤΑΪΝ (1978) και το ROSSAT (1990). Σήμερα υπάρχουν αρκετά τέτοια παρατηρητήρια στο διάστημα. Θα αναφέρουμε το RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) που εκτοξεύτηκε στις 30 Δεκεμβρίου του 1995, μετά από συνεργασία της NASA, του ΜΙΤ (Massachusetts Institute of Techmology) και του Πανεπιστημίου της Καλιφόρνιας. Το RXTE ασχολείται κυρίως με παρατηρήσεις[46] και μετρήσεις διακυμάνσεων (σε κλίμακα milliseconds) των ακτίνων Χ που προέρχονται από αστέρες νετρονίων, πάλσαρς, magnetars[47], μελανών οπών, ενεργών γαλακτικών πυρήνων, καθώς επίσης και με κίνηση αντικειμένων γύρω από μαύρες τρύπες. Παρατηρεί πηγές με ενέργειες από 2 έως 250 keV και διαθέτει πολύ μεγάλη συλλεκτική επιφάνεια.

Άλλο παρατηρητήριο είναι το ASCA (Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics), ένα κοινό εγχείρημα των ΗΠΑ και της Ιαπωνίας. Εκτοξεύτηκε το Φεβρουάριο του 1993 και παρατηρεί ενεργειακές πηγές από 0.4 έως 10 keV. Η τροχιά του συνεχώς χαμηλώνει και βρίσκεται ήδη σε ύψος 440 km από τη Γη. Αυτό σημαίνει ότι αναμένεται το 2001 να αρχίσει να μπαίνει στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας. Δυστυχώς όμως μία τεράστια ηλιακή έκλαμψη που έλαβε χώρα στις 14 Ιουλίου 2000 έθεσε εκτός λειτουργίας το παρατηρητήριο αυτό.

Επίσης υπάρχει το παρατηρητήριο BeppoSAX. Πρόκειται για ένα πρόγραμμα της Ιταλικής Διαστημικής Υπηρεσίας (Italian Space Agency) σε συνεργασία με την αντίστοιχη ολλανδική (Netherlands Agency for Aereospace Programs). Η εκτόξευσή του έγινε στις 30 Απριλίου του 1996 και παρατηρεί ενεργειακές πηγές από 0.1 έως 300 keV.

Αναφέρουμε ακόμα το νεότευκτο, μήκους 10 μέτρων και πλάτους 16, πολλά υποσχόμενο παρατηρητήριο της ESA (European Space Agency), το XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror Mission - Newton). Το XMM-Newton εκτοξεύτηκε στις 10 Δεκεμβρίου 1999 και αποτελεί το δεύτερο βήμα του επιστημονικού προγράμματος Horizon 2000 της ESA. Η ενεργειακή περιοχή που καλύπτει είναι από 0.1 έως 12 keV ή στο φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας από 1 έως 120 νανόμετρα. Εχει πολύ μεγάλη συλλεκτική επιφάνεια (120 m2), μεγαλύτερη του Chandra (άρα αποτυπώνει αμυδρότερα αντικείμενα), αλλά, με μικρότερο εστιακό μήκος (άρα αποτυπώνει λιγότερες λεπτομέρειες). Διαθέτει τρία τηλεσκόπια ακτίνων Χ (έκαστο διαθέτει 58 ομόκεντρα επίχρυσα κάτοπτρα), και ένα υπεριώδους-ορατού φάσματος. Μπορεί να πραγματοποιεί ταυτοχρόνως τόσο οπτικές παρατηρήσεις όσο και παρατηρήσεις ακτίνων Χ. Κύριο όργανο για την πραγματοποίση της επιστημονικής αποστολής του είναι το XRS (X-Ray Spectrometer). Κατά την πρώτη φάση λειτουργίας του πραγματοποίησε παρατηρήσεις σε περίπου 2.500 στόχους! Το ΧΜΜ βρίσκεται σε μια υπερβολικά ελλειπτική τροχιά γύρω από τη Γη (κινείται σε ύψος μεταξύ 7.000 km και 114.000 km σε 48 ώρες) και ελέγχεται από το Darmstadt της Γερμανίας και τη Μαδρίτη της Ισπανίας. Στόχος του να μελετήσει αντικείμενα που εκπέμπουν ακτίνες Χ[48], όπως υπέρθερμα αέρια γαλαξιών, απομεινάρια σουπερνόβα, πίδακες από εκρηγνυόμενα αστέρια και μαύρες τρύπες στο κέντρο γαλαξιών. Επίσης πιθανόν να ρίξει φως στη μελέτη της σκοτεινής ύλης. Μαζί με το Chandra και το Ιαπωνικό ASTRO E (που δυστυχώς απέτυχε να τεθεί σε τροχιά στις αρχές του 2000) θα μπορούσαν να καλύψουν όλο το φάσμα ακτίνων Χ. Το ΧΜΜ-Newton προσδιόρισε πρόσφατα (Μάιος του 2000) σε ακτίνες Χ τον πιο απομακρυσμένο, μέχρι στιγμής, κβάζαρ[49] του Σύμπαντος, όταν η ηλικία του Σύμπαντος ήταν 1 δις χρόνια. Ο κβάζαρ αυτός έχει το προσωρινό όνομα SDSS1044-0125 και εμφανίζει μετατόπιση προς το ερυθρό z=5.8!

Επίσης αναφέρουμε το HESSI (High Energy Solar Spectroscopic Imager) που θα μελετήσει τις ηλιακές εκλάμψεις στο φάσμα των σκληρών ακτίνων Χ (3000 έως 400000 eV), με έξοχα αναμενόμενα αποτελέσματα φασματικής ανάλυσης. Θα μας δίνει εικόνες που θα εμφανίζουν γωνιακή ανάλυση 2 arcseconds. Το HESSI αποτελεί τμήμα της σειράς Μικροί Εξερευνητές (Small Explorer) της NASA και θα εκτοξευτεί στις 28 Μαρτίου του 2001.

Το πιο διάσημο όμως παρατηρητήριο ακτίνων Χ είναι το CXO (Chandra X-ray Observatory), της NASA, που τέθηκε σε τροχιά τον Ιούλιο του 1999 από το διαστημικό λεωφορείο και το οποίο θα εξεταστεί αναλυτικά παρακάτω.

Πάντως ήδη στο GSFC (Goddard Space Flight Center) της NASA σχεδιάζεται και η επόμενη γενιά τηλεσκοπίων ακτίνων Χ, που θα λειτουργούν σαν Συμβολόμετρα. Κατά τις εκτιμήσεις των επιστημόνων, τα συμβολόμετρα αυτά θα μπορούν να πετύχουν γωνιακές αναλύσεις που θα φτάνουν μέχρι και τα 3.3 εκατομμυριοστά του arcsecond! Πιστεύεται ότι τα νέα αυτά τηλεσκόπια θα είναι ικανά να βλέπουν μέχρι τον αποκαλούμενο "ορίζοντα γεγονότων"[50] των μαύρων τρυπών. Η πρώτη τέτοια αποστολή προβλέπεται να περιέχει 33 διαστημικά τηλεσκόπια που θα βρίσκονται σε ακριβή σχηματισμό και θα απέχουν 500 χιλιόμετρα από τον "ανιχνευτή" που θα δέχεται και θα συνυάζει το φως από τα κάτοπτρά τους. Το φιλόδοξο αυτό πρόγραμμα ονομάζεται ΜΑΧΙΜ (Microarcsecond X-ray Imaging Mission), και θα μπορεί να πετύχει γωνιακή ανάλυση 100 microarcseconds[51] δηλαδή 3.000.000 φορές καλύτερη από του Chandra! Με τέτοια ανάλυση θα μπορούμε να παρατηρήσουμε ακόμα και το ηλιακό στέμμα κοντινών αστέρων. Η εκτόξευση του ΜΑΧΙΜ εκτιμάται ότι θα γίνει το 2010.

Αξίζει εδώ να αναφέρουμε και το, κόστους 800.000.000 δολαρίων, φιλόδοξο πρόγραμμα Constellation-X Observatory που προβλέπει την αποστολή ομάδας 4 ίδιων τηλεσκοπίων που θα παρατηρούν από τα 0.25 μέχρι τα


58

40 keVs. Τα τηλεσκόπια αυτά θα μπορούν συνδυαζόμενα να πετύχουν εικόνες 20 έως 300 φορές πιο ευκρινείς, και 3 έως 10 φορές καλύτερη φασματική ανάλυση από το Chandra. Πρόκειται για το κυριότερο οπτικό όργανο που σχεδιάστηκε για τη μελέτη του σχηματισμού και της ανάπτυξης μελανών οπών όλων των μεγεθών!

Επίσης θα πρέπει να σημειώσουμε ότι ήδη σχεδιάζεται και ο διάδοχος του XMM-Newton. Πρόκειται για το XEUS (X-Ray Evolving Universe Spectroscope), που θα υιοθετήσει αρκετές νέες τεχνολογίες, και το οποίο θα βρίσκεται σε χαμηλή τροχιά γύρω από τη Γη. Θα διαθέτει συλλεκτική επιφάνεια κατ΄ αρχήν 6 m2 και μετά από 4-6 χρόνια λειτουργίας του θα επισκεφτεί το Διεθνή Διαστημικό Σταθμό ISS (International Space Station) όπου θα του προστεθούν επιπλέον τμήματα κατόπτρου ώστε τελικά η συλλεκτική επιφάνειά του θα ανέλθει σε 30 m2! Αυτό σημαίνει ότι η ακρίβεια των παρατηρήσεών του θα είναι 250 φορές καλύτερη από του XMM-Newton. Με τη νέα δομή του το XEUS προβλέπεται να έχει ζωή πάνω από 20 χρόνια και να προσφέρει έτσι στην επιστημονική κοινότητα μεγάλες δυνατότητες.

Στο Διεθνή Διαστημικό Σταθμό ISS θα εγκατασταθεί και το EXIST (Energetic X-ray Imaging Survey Telescope) που θα χαρτογραφεί τον ουρανό κάθε 90 λεπτά και θα προσδιορίζει παροδικές πηγές εκπομπής ακτίνων Χ.

[45] UHURU: σημαίνει "ελευθερία" στη γλώσσα σουαχίλι της Κένυα.

[46] Η πιο πρόσφατη (Νοέμβριος 2000) παρατήρησή του αφορά μια μοναδική σε διάρκεια έκρηξη αστέρα νετρονίων, του 4U 1828-30, που αποτελεί διπλό σύστημα ενός αστέρα νετρονίων (μάζας όση και του ήλιου μας και διαμέτρου μόλις 7 μιλίων) και ενός χαμηλής μάζας νάνου αστέρα. Η διάρκεια της έκρηξης ήταν 3 ώρες (όταν τέτοιες εκρήξεις διαρκούν περίπου 10 sec) και απελευθερώθηκε στο χρόνο αυτό ενέργεια όση εκπέμπει ο ήλιος μας σε 20 χρόνια!

[47] Magnetars = Πρόκειται για ειδικούς αστέρες νετρονίων με εντονότατο μαγνητικό πεδίο.

[48] Ο ευρωπαϊκός δορυφόρος EXOSAT (1983), προσδιόρισε 10.000 τέτοια αντικείμενα, ενώ ο γερμανοαμερικανοαγγλικός ROSAT (1990), επέκτεινε τον κατάλογο σε 100.000.

[49] Ο πρώτος κβάζαρ παρατηρήθηκε το 1963 και ήταν ο 3C 273. Από τότε μέχρι σήμερα ανακαλύφτηκαν περίπου 10.000 κβάζαρς.

[50] Ορίζοντας γεγονότων: Είναι το όριο γύρω από μια μαύρη τρύπα εντός του οποίου δεν μπορεί να ξεφύγει τίποτε από την έλξη της, ούτε καν το φως. Το όριο αυτό προσδιορίζεται από την ακτίνα Schwarzschild και ισούται με R=2GM/c2.

[51] 1 microarcsecond = 1/1000000 του arcsecond. Το Chandra πέτυχε γωνιακή ανάλυση ίση με 0.5 arcsecond!

8. Παρατηρητήρια ακτίνων γ[52]

Οι πηγές εκρήξεων ακτίνων γ είναι τα πιο βίαια φαινόμενα του Σύμπαντος και συμβαίνουν μερικές τουλάχιστον φορές την ημέρα. Εμφανίζονται στα πλέον απομακρυσμένα όρια του Σύμπαντος και απελευθερώνουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας. Πολλοί επιστήμονες τα χαρακτηρίζουν σαν μικρά Big Bang.

Θα αναφέρουμε το CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory), που εκτοξεύτηκε τον Απρίλιο του 1991, και όσο ήταν σε τροχιά αποτελούσε το βαρύτερο αστρονομικό όργανο στο διάστημα με τους 17 τόνους του. Προορισμός του, όπως αναφέρει και το όνομά του, η παρατήρηση ευκαιριακών πηγών εκπομπής ακτίνων γ, αλλά και ηλιακών εκλάμψεων και άλλων αστροφυσικών φαινομένων υψηλής ενέργειας. Μία αναπάντεχη ανακάλυψη που έκανε το CGRO ήταν όταν διαπίστωσε ότι υπάρχει εκπομπή ακτίνων γ από την ίδια τη Γη και συγκεκριμένα από τα ανώτερα επίπεδα των καταιγίδων που εμφανίζουν αστραπές. Ανακάλυψε 10 φορές περισσότερες πηγές εκπομπής ακτίνων γ από όσες γνωρίζαμε πριν εκτοξευτεί. Δυστυχώς, λόγω τεχνικών προβλημάτων, η NASA αναγκάστηκε να το οδηγήσει σε ελεγχόμενη συντριβή στη γήινη ατμόσφαιρα (Ιούνιος 2000), μετά από 9 χρόνια επιτυχούς προσφοράς του.

Η NASA ετοιμάζεται να εκτοξεύσει δύο διαδόχους του CGRO. Πρόκειται για το Swift που προγραμματίζεται για το 2003 και για το, κόστους 300.000.000 δολαρίων, GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) που προγραμματίζεται για το 2005. Το LAT (Large Area Telescope) του GLAST θα έχει 50 φορές καλύτερη ακρίβεια από ότι το προηγούμενο όργανο (EGRET) του είδους, που υπήρχε στο CGRO (Compton Gamma Ray Observatory), πετυχαίνοντας γωνιακή ανάλυση μερικά arcminutes, σε περιοχή παρατηρήσεων από 10 εκατομμύρια έως 1 δισεκατομμύριο eVs.

Το ρωσικό παρατηρητήριο ακτίνων γ είναι το GRANAT που όμως έχει ήδη εξαντλήσει τα καύσιμά του.


59

Πρόσφατα, στις 9 Οκτωβρίου 2000 εκτοξεύτηκε το HETE-2 (High Energy Transient Explorer). Είχε προηγηθεί το HETE-1, που όμως καταστράφηκε κατά την εκτόξευσή του το 1996. Το HETE-2 είναι μια κοινή προσπάθεια μεταξύ των ΗΠΑ, της Ιαπωνίας, της Γαλλίας και της Ιταλίας. Θα μπορεί να ανιχνεύει πηγές εκπομπής ακτίνων γ, να παρατηρεί στο υπεριώδες, αλλά κυρίως να παρατηρεί μαλακές και μέσες ακτίνες Χ. Θα καταγράφει αμέσως τις ευκαιριακές αυτές πηγές εκπομπής, θα υπολογίζει μέσω ηλεκτρονικού υπολογιστή τις συντεταγμένες τους και θα τις διαβιβάζει ταυτοχρόνως στα επίγεια τηλεσκόπια, ώστε, να δίνεται η δυνατότητα λεπτομερών παρατηρήσεων των διαφόρων πηγών εκπομπής ακτίνων γ, από τις πρώτες στιγμές της εμφάνισής τους. Η περιοχή παρατηρήσεων θα καλύπτει ενεργειακές πηγές από 0.5 έως 400 keV.

Με κοινή αμερικανορωσική προσπάθεια θα τεθεί σε τροχιά στο εγγύς μέλλον και το Spectrum X-Gamma, που θα έχει τη δυνατότητα να παρατηρεί τόσο ακτίνες Χ, όσο και ακτίνες γ.

Επίσης, για το 2001, υπάρχει στο πρόγραμμα της ESA η αποστολή του INTΕRGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory). Θα ασχοληθεί με υψηλής ενέργειας ακτίνες Χ και χαμηλής και μέσης ενέργειας ακτίνες γ, αντικαθιστώντας το OSSE και το COMPTEL.

Αναφέρουμε ακόμα το VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) που θα μελετά τα μεγίστης ενέργειας φωτόνια που εκπέμπονται από τους πίδακες των μελανών οπών.

Κλείνοντας την περιληπτική παρουσίαση των διαστημικών Τ/Σ θα πρέπει να αναφερθεί η πολύ μεγάλη συμβολή στην αστρομετρία του προγράμματος HIPPARCOS, που εκτοξεύτηκε το 1989, από την ESA και λειτούργησε μέχρι το 1993. Στον τομέα της αστρομετρίας προγραμματίζονται αρκετές αποστολές όπως το FAME (Full-Sky Astrometric Mapping Explorer), που πιθανολογείται ότι θα εκτοξευτεί από τη NASA το 2004, το SIM (Space Intrerferometry Mission) της NASA, που θα εκτοξευτεί το 2006 (και θα συμμετάσχει και στο πρόγραμμα TPF που εξετάζεται παρακάτω), και ο διάδοχος του HIPPARCOS που θα είναι το ευρωπαϊκό GAIA (Global Astrometric Interferometry for Astrophysics), η εκτόξευση του οποίου πιθανόν να γίνει το 2009. Το GAIA θα τοποθετηθεί στο σημείο Lagrange L2. Οι επιστήμονες προσδοκούν ότι θα ανακαλύπτει κατά μέσο όρο 100 νέους αστεροειδείς, 30 αστέρες που διαθέτουν πλανήτες, 50 νέες εκρήξεις σουπερνόβα σε άλλους γαλαξίες, και 300 νέους κβάζαρς κάθε ημέρα στη διάρκεια της 5ετούς αποστολής του!

Τόσο η NASA όσο και η ESA έχουν στα σχέδια τους την αποστολή σε τροχιές γύρω από τη Γη τεράστιων Συμβολόμετρων τα οποία θα είναι ικανά να παρατηρήσουν εξωηλιακούς πλανήτες στο μέγεθος της Γης. Πάντως τόσο το αμερικανικό πρόγραμμα TPF (Terrestrial Planet Finder), όσο και το αντίστοιχο ευρωπαϊκό Darwin-IRSI, θα βασίζονται στις τεχνικές του SIM αλλά η εκτέλεσή τους δεν προβλέπεται πριν από το 2011.

Αξίζει πάντως, λόγω της ιδιαιτερότητάς του, να αναφερθούμε περιληπτικά και στο σχεδιασμό του διαστημικού τηλεσκοπίου Eddington. Πρόκειται για ένα τηλεσκόπιο της ESA διαμέτρου 1.2 μέτρων που θα ασχολείται με αστεροσεισμολογία (ανίχνευση των μετακινήσεων της επιφάνειας των αστέρων ώστε να προσδιοριστεί το τι συμβαίνει από κάτω). Η ακρίβεια των παρατηρήσεων που προσδοκάται να έχει θα επιτρέψει ίσως να δούμε τους δίσκους των πλανητών που πιθανόν γυρίζουν γύρω από αστέρες καθώς θα διέρχονται από μπροστά τους.

Παρόμοιας φύσης είναι και το γαλλικό COROT (COnvection ROtation and Planetary Transits) για το οποίο επίσης ενδιαφέρεται η ESA.

Τέλος αναφέρουμε το φιλόδοξο πρόγραμμα Kepler που θα παρατηρήσει 170.000 αστέρες στον αστερισμό του Κύκνου για προσδιορισμό εξωηλιακών πλανητών.

[52] Η πλέον απομακρυσμένη πηγή εκπομπής ακτίνων γ ανακαλύφτηκε από το Very Large Telescope στις 31 Ιανουαρίου 2000, σε απόσταση περίπου 11 δις έτη φωτός μακριά. Πρόκειται για την GRB 000131 με redshift 4.5. H προηγούμενη (η GRB971214) ήταν σε απόσταση 9 δις έτη φωτός μακριά (στον αστερισμό της Μεγάλης Άρκτου) και είχε redshift 3.42.

Στις σελίδες που ακολουθούν θα γίνει αναλυτική παρουσίαση δύο διαστημικών τηλεσκοπίων που ήδη βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τη Γη, του HST και του Chandra, καθώς επίσης και του πολυδιαφημισμένου NGST και του φιλόδοξου προγράμματος TPF.


60

Το διαστημικό ραδιοτηλεσκόπιο HALCA

Tο μελλοντικό ιπτάμενο τηλεσκόπιο SOFIA


61

Το διαστημικό COBE

Το μελλοντικό διαστημικό τηλεσκόπιο SIRTF


62

To διαστημικό τηλεσκόπιο XMM-Newton

Το διαστημικό συμβολομετρικό τηλεσκόπιο Constellation-X Observatory


63

Το μελλοντικό διαστημικό συμβολομετρικό τηλεσκόπιο SIM

Το διαστημικό μελλοντικό τηλεσκόπιο HESSI


64

1. Hubble Space Telescope

Γενικά

Όπως αναφέρθηκε σε προηγούμενα κεφάλαια, από νωρίς διαπιστώθηκε ότι η ατμόσφαιρα της Γης αποτελούσε ένα μεγάλο εμπόδιο για την παρατήρηση των ουρανίων αντικειμένων. Για να ξεπεραστεί το πρόβλημα αυτό άρχισαν πριν μερικές δεκαετίες οι αποστολές παρατηρήσεων στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας με αερόστατα, αεροπλάνα ή πυραύλους, προσπαθώντας να μειώσουν τις επιδράσεις αυτές. Η σκέψη όμως ενός διαστημικού τηλεσκοπίου, που θα περιφερόταν σε μόνιμη τροχιά γύρω από τη Γη και που οι παρατηρήσεις του δεν θα επηρεαζόταν από την ατμόσφαιρα, άρχισε σιγά σιγά να γίνεται όλο και πιο δελεαστική.

Οι πρώτες σκέψεις άρχισαν τη δεκαετία του ΄40, ενώ εκτεταμένες συζητήσεις μεταξύ των αστρονόμων γινότανε τη δεκαετία του ΄60. Η σχεδίαση και η κατασκευή του έγιναν τις δεκαετίες του ΄70 και ΄80, για να λειτουργήσει τελικά τη δεκαετία του ΄90. Αρχικά είχανε ονομάσει το τηλεσκόπιο αυτό Large Space Telescope και συζητούσανε για διάμετρο κατόπτρου 3 μ. Μάλιστα στη φάση αυτή προβλεπότανε το τηλεσκόπιο αυτό να μπορεί να επανέρχεται στη Γη κάθε 5 χρόνια για επισκευές και να ξαναεκτοξεύεται μετά για παρατηρήσεις. Το 1975 το αμερικανικό Κογκρέσο πίεσε τη NASA να μικραίνει τη σχεδιαζόμενη διάμετρο του τηλεσκοπίου στα 1.8 μ. Η άποψη όμως της επιστημονικής κοινότητας ήταν ότι ένα διαστημικό τηλεσκόπιο θα έπρεπε να είχε διάμετρο κατόπτρου αρκετά μεγάλη ώστε να μπορεί να ξεχωρίζει τους μεταβλητούς Κηφίδες στο γαλαξιακό σμήνος του αστερισμού της Παρθένου, ένα κρίσιμο σκαλοπάτι για τον προσδιορισμό των διαστάσεων του Σύμπαντος. Το όριο αυτό μπορούσε να καλυφτεί με διάμετρο 2.4 μ. που τελικά υιοθετήθηκε. Ταυτόχρονα το τηλεσκόπιο αυτό, που αποφασίστηκε η κατασκευή του, ονομάστηκε Space Telescope μέχρι το 1982, οπότε πήρε και το τελικό του όνομα Hubble Space Telescope (HST). Λίγο αργότερα, το 1985, αποφασίστηκε ότι οι επισκευές στο διάστημα θα ήταν από μόνες τους αρκετές για να κρατήσουν στη ζωή το τηλεσκόπιο αυτό τουλάχιστον για 15 χρόνια, και ως εκ τούτου ακυρώθηκε ο αρχικός σχεδιασμός για επανείσοδο στη Γη. Η περιοδική επισκευή του στο διάστημα ορίστηκε να γίνεται περίπου ανά τριετία. Το HST αποτελεί ένα πρόγραμμα συνεργασίας μεταξύ της NASA (National Aeronautics and Space Administration) και της ESA (European Space Agency), προς όφελος ολοκλήρου της αστρονομικής κοινότητας, και αποτελεί ουσιαστικά την αρχή ενός μεγάλου προγράμματος της ανθρωπότητας για την κατασκευή διαστημικών τηλεσκοπίων.

Από την εκτόξευση μέχρι την έναρξη λειτουργίας του

Το HST τέθηκε σε τροχιά γύρω από τη Γη, σε ύψος 600 περίπου χιλιομέτρων, από το διαστημικό λεωφορείο Discovery (κωδικός αποστολής STS-31), που εκτοξεύτηκε στις 25 Απριλίου του 1990. Το βάρος του είναι 11600 κιλά, ενώ, το συνολικό του κόστος ανήλθε στο αστρονομικό ποσό των 2.000.000.000 δολαρίων. Έκτοτε, το κόστος λειτουργίας του HST ανέρχεται σε 25.000.000 δολάρια το μήνα! Μετά την τοποθέτησή του σε κανονική τροχιά, και συγκεκριμένα στις 27 Ιουνίου 1990, ανακοινώθηκε από τη NASA ότι το πρωτεύον κάτοπτρο του HST παρουσίαζε σφάλμα σφαιρικής εκτροπής[53]! Επίσης διαπιστώθηκαν προβλήματα σταθερότητας όταν οι ηλιακές αντένες πέρασαν από τη σκιά της Γης στην επίδραση του ηλίου (παρουσίασαν πρόβλημα ταλάντωσης λόγω θέρμανσης). Η απογοήτευση των παραγόντων, που δούλεψαν για τη δημιουργία του τηλεσκοπίου αυτού, ήταν μέγιστη. Πραγματικά οι στιγμές εκείνες ήταν πολύ δύσκολες για την επιστημονική κοινότητα, που περίμενε με αγωνία τη λειτουργία του HST. Για να ξεπεραστούν τα προβλήματα αυτά οι επιστήμονες της NASA χρειάστηκε να αντικαταστήσουν τις ηλιακές αντένες, αλλά και τα όργανα με την ονομασία Wide Field και Planetary Camera (WF/PC) με ένα νέας γενιάς, που ήταν εφοδιασμένο όμως με Corrective Optics, και ονομάστηκε WFPC2. Επίσης αντικατέστησαν το High-Speed Photometer με το COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) για να διορθώνει τη σφαιρική εκτροπή. Όλα αυτά έγιναν κατά την αποστολή του διαστημικού λεωφορείου (αποστολή με τον κωδικό STS-61), το Δεκέμβριο του 1993. Έτσι το HST ξεκίνησε την ιστορική πορεία του!

Ουσιαστικά για να τεθεί σε λειτουργία χρειάστηκε να περάσει από τρεις φάσεις. Στην πρώτη φάση (Orbital Verification), που διάρκεσε 8 μήνες, έγιναν οι αναγκαίοι έλεγχοι στο διαστημόπλοιο, στους ηλεκτρονικούς υπολογιστές, στο σύστημα ελέγχου θέσης, στις ηλιακές αντένες κλπ. Στην δεύτερη φάση (Science Verification), που διάρκεσε περίπου ένα χρόνο, ελέγχθηκαν τα έξη κύρια μηχανήματα του HST και καθορίστηκαν τα όρια και οι δυνατότητές τους. Η τρίτη και τελευταία φάση (General Observer) ξεκίνησε από το τέλος της δεύτερης φάσης και θα διαρκέσει μέχρι το τέλος της αποστολής.

[53] Σφαιρική εκτροπή: Οπτικό σφάλμα που παρουσιάζεται στα σφαιρικά κάτοπτρα. Ουσιαστικά όλες οι προσπίπτουσες ακτίνες δεν εστιάζουν στο ίδιο σημείο κι έτσι η εικόνα που δημιουργείται δεν είναι ευκρινής. Το σφάλμα αυτό δεν το έχουν τα παραβολικά κάτοπτρα. Το κάτοπτρο του HST δεν παρουσίαζε φυσικά σφαιρικό σφάλμα όταν ήταν στη Γη, σε συνθήκες βαρύτητας, και είχε περάσει με επιτυχία όλα τα επίγεια τεστ που του είχανε γίνει. Το σφάλμα αυτό το δημιούργησε η έλλειψη βαρύτητας του διαστήματος και δεν είχε προβλεφτεί!


65

Περίοδος λειτουργίας, επισκευαστικές αποστολές

Η επόμενη αποστολή διαστημικού λεωφορείου, για επισκευές στο HST, έγινε επίσης με επιτυχία το Φεβρουάριο του 1997. Στην αποστολή αυτή οι αστροναύτες τοποθέτησαν δύο νέα επιστημονικά όργανα: την υπέρυθρη φωτογραφική μηχανή NICMOS και το φασματογράφο STIS.

Για να μπορεί το HST να εκτελεί με ακρίβεια τις παρατηρήσεις του χρειάζεται να λειτουργούν τουλάχιστον 3 από τα 6 γυροσκόπια που διαθέτει. Λίγο καιρό μετά τη δεύτερη επισκευαστική αποστολή δύο γυροσκόπιά του τέθηκαν εκτός λειτουργίας, ενώ, στις 24 Ιανουαρίου 1999 άρχισε να παρουσιάζει προβλήματα και το τρίτο. Η επόμενη επισκευαστική αποστολή ήταν προγραμματισμένη να πραγματοποιηθεί κανονικά τον Ιούνιο με Ιούλιο του 2000. Επειδή όμως υπήρχε κίνδυνος να χαθεί κι άλλο γυροσκόπιο αποφασίστηκε η Τρίτη επισκευαστική αποστολή να χωριστεί σε δύο σκέλη, με την ονομασία SM-3Α (Servicing Mission 3A) και SM-3Β, επισπεύδοντας όσο το δυνατόν την SM-3Α και απομακρύνοντας ανάλογα την SM-3Β.

Εν τω μεταξύ στις 13 Νοεμβρίου του 1999 χάλασε και το τέταρτο γυροσκόπιο και το HST πέρασε σε κατάσταση ασφαλείας (save mode).

Μετά από ένα ρεκόρ 9 αναβολών το διαστημικό λεωφορείο Discovery, επιτέλους, στις 19 Δεκεμβρίου 1999 ξεκίνησε την 27η αποστολή του. Οι αστροναύτες με διαστημικούς περιπάτους, γνωστούς στη γλώσσα της NASA σαν EVAs (Extra-Vehicular Activities), εργάστηκαν ακόμα και τα Χριστούγεννα για να θέσουν και πάλι σε λειτουργία το HST. Εκτός από τα γυροσκόπια εγκατέστησαν επίσης έξη ρυθμιστές τάσης, για να αποφεύγεται η υπερθέρμανση των μπαταριών του HST, καθώς επίσης και έναν καινούργιο ηλεκτρονικό υπολογιστή (ο αρχικός ήταν τεχνολογίας της δεκαετίας του ΄70), 20 φορές πιο γρήγορο από τον προηγούμενο. Τέλος εγκατέστησαν ένα νέο καταγραφέα, με δυνατότητα 10πλάσιας καταγραφής δεδομένων, κι ένα νέο ραδιοφωνικό πομπό.

Η επόμενη επισκευαστική αποστολή, η SM-3Β, προγραμματίστηκε για τον Ιούνιο του 2001.

Περιγραφή του τηλεσκοπίου

To HST ήταν το πρώτο από αυτά που περιλαμβάνονται στο μεγάλο πρόγραμμα διαστημικών παρατηρητηρίων της NASA. Σχεδιάστηκε για να συμπληρώσει παρατηρήσεις σε μήκη κύματος που δεν συμπεριλαμβάνονται σε άλλα προγράμματα (CGRO, AXAF και SIRTF). Συγκεκριμένα σχεδιάστηκε ώστε να μπορεί να εκτελεί παρατηρήσεις σε μήκη κύματος του ορατού φάσματος, του εγγύς υπεριώδους και του εγγύς υπέρυθρου (από 1150 Å έως 1 mm).

Το σχήμα του είναι περίπου κυλινδρικό με μήκος 13.1 μ. και μέγιστο πλάτος 4.3 μ. Το κάτοπτρό του έχει διάμετρο 2.4 μ., με f/24, τύπου Ritchey-Chretien και έγινε από γυαλί Corning ULE.

Με ειδικό, περίπλοκο τρόπο εξασφαλίζει το ύψος και τη σταθερότητά του κατά τη διάρκεια παρατηρήσεων. Με τον ορισμό ενός συστήματος ορθογωνίων συντεταγμένων (V1, V2 και V3) προσδιορίζει τη θέση του και τη θέση διαφόρων στόχων. Ο άξονας V1 ταυτίζεται με τον οπτικό άξονα του τηλεσκοπίου. Ο άξονας V2 είναι παράλληλος με τον άξονα περιστροφής των ηλιακών αντενών, ενώ ο άξονας V3 ορίζεται κάθετος στους άλλους δυο.

Το HST κατά την αλλαγή στόχου κινείται με ταχύτητα 6 μοιρών το λεπτό, δηλαδή για μια πλήρη περιστροφή 360ο θα χρειαστεί μία ολόκληρη ώρα!

Γενικά αποφεύγει τις παρατηρήσεις σε γωνιακή απόσταση μικρότερη των 50ο από τον ήλιο για ευνόητους λόγους. Άλλωστε μόλις η γωνιακή απόσταση από τον ήλιο γίνει 20ο ή μικρότερη τότε αυτομάτως κλείνει το προστατευτικό κάλυμμα. Επίσης αποφεύγονται παρατηρήσεις σε γωνιακή απόσταση 15.5ο από οποιοδήποτε φωτεινό τμήμα της Γης, 7.6ο από το σκοτεινό άκρο της Γης ή 9ο από τη Σελήνη.

Διαθέτει έξι γυροσκόπια και δύο ηλεκτρονικούς υπολογιστές. Η ηλεκτρική ενέργεια που χρειάζεται για τη λειτουργία των δύο ηλεκτρονικών υπολογιστών του και των άλλων επιστημονικών του οργάνων, εξασφαλίζεται άμεσα από δυο ηλιακές αντένες διαστάσεων 12.1 μ. Χ 2.4 μ. Επίσης οι αντένες αυτές φορτίζουν έξι μπαταρίες νικελίου-υδρογόνου, ώστε να μπορεί να χρησιμοποιεί την ηλεκτρική ενέργεια που του χρειάζεται ακόμα και όταν βρίσκεται στη σκιά της Γης (25 λεπτά σε κάθε πλήρη περιφορά).

Το HST ελέγχεται από το STOCC (Space Telescope Operations Control Center) που βρίσκεται στο GSFT (Goddard Space Flight Center) στην Greenbelt του Maryland. Οι επικοινωνία με το HST γίνεται μέσω του TDRSS (Tracking and Data Relay Satellite System) που συνίσταται από ένα σύνολο γεωστατικών δορυφόρων. Οι εντολές για το HST


66

ετοιμάζονται στο STOCC και μέσω επίγειων γραμμών ή δορυφόρων στέλνονται στον επίγειο σταθμό του TDRSS στο White Sands. Από εκεί στέλνονται στο HST. Ακολουθώντας το αντίστροφο δρόμο έρχονται τα επιστημονικά στοιχεία από το HST στη Γη.

Τα επιστημονικά όργανα θα εξεταστούν αναλυτικά παρακάτω, αλλά γενικά μπορούμε να πούμε ότι έχουν τοποθετηθεί πίσω από το κύριο κάτοπτρο του HST κατέχοντας το καθένα ειδική ξεχωριστή θέση. Το εισερχόμενο φως οδηγείται π.χ. στο όργανο Wide Field Planetary Camera (που κατέχει έναν ακτινικό τομέα) μέσω ενός κατόπτρου που έχει κλίση 45ο σε σχέση με την οπτική ακτίνα. Άλλα όργανα, όπως τα Faint Object Camera, Near Infrared Camera, Multi-Object Spectrometer και Space Telescope Imaging Spectrograph, είναι τοποθετημένα σε αξονική διάταξη, ενώ, τα όργανα Fine Guidance Sensors κατέχουν τρεις ακτινικούς τομείς.

Οι ηλιακές αντένες του HST είναι πάντα στραμμένες προς τον ήλιο κάτι που γίνεται εύκολα με απλή περιστροφή πέριξ του οπτικού του άξονα. Σε μια μελλοντική αποστολή προβλέπεται να αντικατασταθούν και άλλα όργανα όπως το FGS2 και ο καταστραμμένος καταγραφέας ESTR-2. Επίσης ο καταγραφέας SSR θα αντικαταστήσει το ESTR-1 δίνοντας έτσι 10πλάσια δυνατότητα αποθήκευσης δεδομένων. Αυτή η επί πλέον μνήμη θα μπορέσει να εξασφαλίσει παράλληλες λειτουργίες στα διάφορα όργανα αλλά και ευκαμψία παρατήρησης.

Στον πίνακα που ακολουθεί σημειώνονται τεχνικά χαρακτηριστικά και επιδόσεις των διαφόρων οργάνων του HST κατά τη διάρκεια των παρατηρήσεων.

Εύρος μήκους κύματος 1100 Å έως 2.6 μικρά

Διάμετρος κατόπτρου 2.4 m

Εστιακός λόγος (χωρίς το COSTAR) f/24

Κλίμακα ειδώλου (στον άξονα, χωρίς το COSTAR) 3.58 arcsec/mm

Εικόνες από το FWHM του WFPC2 (στα 6328 Å) 0.053 arcsec

Εικόνες από το FWHM του FOC (στα 4860 Å) 0.042 arcsec

Εικόνες από το FWHM του NICMOS (στα 1.6 μικρά) 0.14 arcsec

Για τον προσδιορισμό της θέσης του και την εξασφάλιση του προσανατολισμού του κατά τη διάρκεια των διαφόρων παρατηρήσεων, το HST χρησιμοποιεί δύο αστέρια-οδηγούς. Τα αστέρια-οδηγοί τοποθετούνται στην άκρη του οπτικού πεδίου σε αντίθεση με τα επίγεια τηλεσκόπια που τα τοποθετούν στο μέσον. Τα αστέρια-οδηγοί λαμβάνονται από έναν κατάλογο που περιέχει τα ακριβή στοιχεία από 18.000.000 τέτοια αντικείμενα φαινόμενου οπτικού μεγέθους μέχρι 14.5.


Τα επιστημονικά όργανα που είναι διαθέσιμα είναι τα εξής:

• WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) • FOC (Faint Object Camera), με f/96 (για φασματοσκοπία σχισμής όμως είναι f/48) • STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) • NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) • FGS (Fine Guidance Sensors)

Ολα τα όργανα είναι τοποθετημένα στο εστιακό επίπεδο του HST με αποτέλεσμα όλα (εκτός από το WFPC2 ) να λαμβάνουν φως έξω από τον οπτικό άξονα του τηλεσκοπίου. Οι παρακάτω πίνακες περιέχουν τα όργανα αυτά στις επί μέρους επιστημονικές αποστολές τους και μερικά από τα σημαντικότερα χαρακτηριστικά τους:


67

Άμεση απεικόνιση

Όργανο Οπτικό πεδίο (arcsec)

Αντιστοιχία pixel σε τμήμα του ουρανού (arcsec)

Περιοχή μήκους κύματος (Å)

Όριο φαινόμενου μεγέθους

WFPC2 154X154 5X35

0.1 0.0455

1200-11000 1200-11000

28.0 7.7

FOC f/96 14X14 0.014 1150-6500 26.2

NICMOS 11X11 9X19 51X51

0.043 0.075 0.2

8000-19000 8000-25000 8000-25000

24.5 25.0 25.0

STIS 51X51 25X25 25X25

0.05 0.024 0.024

2500-11000 1650-3100 1150-1700

28.5 26.5 24.0

Φασματοσκοπία σχισμής

Όργανο Αντιστοιχία μεγέθους κατόπτρου

Ισχύς ανάλυσης λ/Δλ



FOC f/96 0.063''Χ12.5'' 1150 1150-5400 21.5

0.06''-2.0''Χ25'' 100000 150

1150-3100 1150-3100

11.8-13.0 22.1

STIS

0.06''-2.0''Χ51'' 30000 8000 700

1150-3100 1150-11000 1150-11000

12.7-15.2 15.2-16.1-19.5 18.6-20.1-22.4

Φασματοσκοπία μη σχισμής

Όργανο Αντιστοιχία pixel σε τμήμα του ουρανού (arcsec)

Ισχύς ανάλυσης λ/Δλ



WFPC2 0.1'' 100 3700-9800 25

FOC f/96 0.014'' 100 (στα

1500Å) 1150-6000 20.3

NICMOS 0.2'' 200 8000-25000 21, 20, 16

STIS 0.05'' 0.024''

700-8000 700-8000

2000-11000 1150-3100

Βλέπε πίνακα φασματοσκοπία σχισμής


68

Αστρομετρία θέσης

Όργανο Οπτικό πεδίο

Ακρίβεια θέσης



FGS 5΄Χ4΄ +/- 0.002'' 4700-7100 15

Αστρομετρία διπλών αστέρων

Όργανο Ακρίβεια διαχωρισμού Περιοχή μήκους κύματος (Å) Όριο φαινόμενου μεγέθους

FGS +/- 0.005'' 4700-7100 14

Μερικά όργανα είναι τόσο πολύ ευαίσθητα ώστε δεν μπορούν να παρατηρήσουν φωτεινές πηγές ή κάτι τέτοιο μπορεί να γίνει μόνο με τη βοήθεια φίλτρων.

Στοιχεία τροχιάς

Το HST όπως αναφέρθηκε παραπάνω βρίσκεται σε σχετικά χαμηλή τροχιά. Τα κύρια χαρακτηριστικά περιγράφονται στον παρακάτω πίνακα:

Μεγάλος ημιάξων 6971 km

Υψος 600 km

Ταχύτητα καθόδου τροχιάς 0.4 km/έτος

Κλίση Τροχιάς 28.5ο

Περίοδος Περιφοράς 96.4 λεπτά της ώρας

Περίοδος τροχιακής Κλώνησης 56 ημέρες

Λόγω της τροχιάς του HST πέριξ της Γης υπάρχουν στόχοι που κρύβονται πίσω από τη Γη κατά τη διάρκεια της περιφοράς του. Όσοι στόχοι βρίσκονται σε γωνιακή απόσταση 24ο από τους πόλους της τροχιάς του δεν κρύβονται καθόλου και ονομάζονται Ζώνες Συνεχούς Παρατήρησης CVZs (Continuous Viewing Zones). Λόγω όμως της τροχιακής κλώνησης οι στόχοι αυτοί το μέγιστο που μπορούν να παρατηρηθούν αδιαλείπτως είναι 7 ημέρες.

Ο χώρος που κινείται το HST δεν είναι απόλυτα κενός αλλά έχει ίχνη γήινης ατμόσφαιρας. Το γεγονός αυτό έχει επίπτωση στην κίνηση του οχήματος (εξαρτάται μάλιστα από τον προσανατολισμό του), αλλά και στον ακριβή προσδιορισμό της θέσης του.

Επιτυχίες

Το HST είναι το πιο γνωστό τηλεσκόπιο του κόσμου. Βέβαια, ίσως στη φαντασία των ανθρώπων να ξεπερνάει ακόμα και τις πραγματικές δυνατότητές του, αλλά, είναι γεγονός ότι από τη στιγμή που άρχισε τις επιστημονικές του παρατηρήσεις πολλά πράγματα άλλαξαν στον χώρο της Αστρονομίας.

Στους αρχικούς σχεδιασμούς είχε θεωρηθεί ότι η συνεισφορά του HST θα ήταν κυρίως στην εξωγαλαξιακή αστρονομία. Έκτοτε όμως διαπιστώθηκε ότι ήταν πολύ βολικό και για πολύ πιο κοντινούς στόχους. Έτσι μπόρεσε να


69

διακρίνει χαρακτηριστικά στις ατμόσφαιρες του Ουρανού και του Ποσειδώνα και να αντιληφτούμε ότι στους γιγάντιους αυτούς αέριους πλανήτες υπάρχουν παρόμοια συστήματα καιρού όπως και στους πλανήτες Δία και Κρόνο. Η μεγαλύτερή του όμως επιτυχία στην πλανητική αστρονομία ήταν η ανέλπιστη παρατήρηση της πρόσκρουσης του κομήτη Shoemaker-Levy 9 στο Δία (διέκρινε λεπτομέρειες μέχρι διαστάσεων 320 χιλιομέτρων).

Σε έναν άλλο τομέα που πραγματικά εντυπωσίασε ήταν στην αποτύπωση περιοχών αστρογένησης, με καλύτερη τη φωτογράφηση του Μ16 (Eagle Nebula). Επίσης μπόρεσε να αποδείξει (και ήταν μια από τις εκπλήξεις) ότι οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι[54] είναι κάτι το συνηθισμένο στο Σύμπαν.

Φωτογράφισε πολυάριθμα πλανητικά νεφελώματα, καταγράφοντας εκπληκτική ποικιλία περίπλοκων και φανταστικών σχημάτων, βοηθώντας έτσι τους επιστήμονες να εξηγήσουν τη συμπεριφορά και αντίδραση των πλανητικών νεφελωμάτων με το περιβάλλον που τα περικλείει.

Μπόρεσε να μελετήσει τα κατάλοιπα της περίφημης πρόσφατης έκρηξης σουπερνόβα SN 1987A στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου[55] και να διακρίνει (για πρώτη φορά) μεταβολές σε κλίμακα κάτω του έτους φωτός!

Ένας άλλος τομέας στον οποίο αφιέρωσε πολλές παρατηρήσεις του ήταν η μελέτη και η αναζήτηση μαύρων οπών στο κέντρο γαλαξιών. Σπουδαιότερη ήταν η έρευνά του στο κέντρο του γαλαξία Μ87, ενός ελλειπτικού γαλαξία στο σμήνος της Παρθένου. Ανακάλυψε, με έκπληξη, στο κέντρο του την ύπαρξη ενός δίσκου προσαύξησης[56] και πιθανολόγησε την ύπαρξη μαύρης τρύπας μάζας περίπου 2 δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες.

Με τις παρατηρήσεις του σε μακρινούς κβάζαρς συνέβαλε κι αυτό στην κατανόηση των παράξενων αυτών αντικειμένων. Συγκεκριμένα παρατηρήθηκε ότι οι περισσότεροι κβάζαρς βρίσκονταν στους πυρήνες φωτεινών γαλαξιών. Επίσης διαπιστώθηκε ότι οι περισσότεροι κβάζαρς σχετίζονται με ελλειπτικούς γαλαξίες που παρουσιάζουν ισχυρά ραδιοκύματα, αν και βρέθηκαν μερικοί σε ελλειπτικούς γαλαξίες που δεν εκπέμπουν ραδιοκύματα (κάτι που μέχρι πρότινος πίστευαν ότι ίσχυε μόνο για σπειροειδείς - δηλαδή να μην εκπέμπουν ραδιοκύματα). Τέλος μία ακόμα σημαντική παρατήρηση ήταν ότι πολλοί από τους γαλαξίες που φιλοξενούν κβάζαρς φαίνεται ότι βρίσκονται σε σύγκρουση με άλλους γαλαξίες.

Μία ακόμα από τις επιτυχίες του HST ήταν όταν το Δεκέμβριο του 1995 φωτογράφησε επί 10 ημέρες συνέχεια μια περιοχή του ουρανού, 2.7 arcminutes, στη Μεγάλη Αρκτο, καταγράφοντας αντικείμενα μέχρι 30ου φαινόμενου οπτικού μεγέθους. Στη μικρή λοιπόν αυτή περιοχή του ουρανού καταγράφηκαν περίπου 1500 γαλαξίες που βρίσκονταν στα πιο μακρινά όρια του παρατηρήσιμου Σύμπαντος!Η συνεισφορά του HST στον τομέα του προσδιορισμού της γνωστής σταθεράς του Hubble[57], Ηο, είναι μέγιστη. Με βάση τα δεδομένα του δούλεψαν δυο ανεξάρτητες ομάδες επιστημόνων οι οποίες όμως κατάληξαν σε διαφορετικά συμπεράσματα. Η πρώτη ομάδα (Wendy L. Freedman) βρήκε Ηο=70±7 km/sec/megaparsec, ενώ η δεύτερη (Allan Sandage), που βασίστηκε στα δεδομένα των Κηφίδων, κατέληξε σε Ηο=58±5 km/sec/megaparsec!

Οι επιτυχίες του είναι αμέτρητες και καθημερινά προστίθενται καινούργιες. Οι στόχοι του, εξ αρχής ομολογουμένως πολύ φιλόδοξοι, πέτυχαν όλοι και ίσως ξεπέρασαν ακόμα και τις προσδοκίες των παραγόντων που το δημιούργησαν. Για να γίνει όμως απόλυτα κατανοητή η μεγάλη συνεισφορά του HST στον τομέα της αστρονομίας παρατίθεται ο παρακάτω πίνακας όπου φαίνονται οι γνώσεις μας πριν από την εκτόξευση του HST και μετά από αυτό.

Τομέας έρευνας Γνώσεις προ του HST Συνεισφορά του HST

Σταθερά Hubble, Ho

Οι διαφωνίες έφταναν το συντελεστή 2. Ετσι η ηλικία του Σύμπαντος εκτιμόταν από 10 ως 20 δις χρόνια.

Με την εκτίμηση Ηο=70 km/sec/megaparsec η ηλικία του Σύμπαντος εκτιμάται σε 12-14 δις χρόνια.

Βαρυτικοί φακοί Λίγα παραδείγματα ήταν γνωστά

Ανακαλύφτηκαν πολλοί μικροί βαρυτικοί φακοί που έδωσαν τη δυνατότητα υπολογισμού της καμπυλότητας του Σύμπαντος και της ηλικίας του.

Κβάζαρς

Δημιουργήθηκαν στο νεαρό Σύμπαν. Μερικοί έχουν γύρω τους μια "θολότητα" που ίσως να είναι γαλαξίας που τους φιλοξενεί. Ισως

Απέδειξε σαφώς ότι πολλοί γαλαξίες φιλοξενούν κβά-ζαρς. Αρκετοί τέτοιοι γαλαξίες είναι σε σύγκρουση με άλλους. Αυτές οι συγκρούσεις ίσως τροφοδοτούν


70

ενισχύονται από μαύρες τρύπες. τις μαύρες τρύπες.

Μακρινοί γαλαξίες και εξέλιξή τους

Σχετικά λίγα είναι γνωστά για γαλαξίες πέραν από λίγα δις έτη φωτός από εμάς.

Απέδειξε την εξέλιξη της μορφολογίας των γαλαξιών και του σχηματισμού των αστέρων.

Μαύρες τρύπες μεγάλης μάζας

Με τα επίγεια τηλεσκόπια δεν μπορεί να φανεί η γειτονιά των μαύρων οπών και απλά κάνουν υποθέσεις για την ύπαρξή τους

Οι παρατηρήσεις του δείχνουν ότι σκοτεινά αντικείμενα στο κέντρο γαλαξιών είναι κάτι συνηθισμένο και πιθανόν να είναι μαύρες τρύπες.

Δομή γαλακτικού εξογκώματος

Μπορούμε να δούμε μόνο του δικού μας και των πολύ κοντινών γαλαξιών

Επιβεβαίωσε την ύπαρξή του σε ελλειπτικούς πρωτογαλαξίες. Βρέθηκαν μικρότερα σε υπό συγχώνευση γαλαξίες.

Περιβάλλον γύρω από πρωτοαστέρια

Λίγα ήταν γνωστά. Φάνηκαν πίδακες και δίσκοι ύλης στο υπέρυθρο.

Έδειξε ότι οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι είναι συνήθεις. Οι δίσκοι αυτοί περιορίζουν και δίνουν την κατεύθυνση στους πίδακες.

Ο σουπερνόβα 1987A

Ο πιο κοντινός σουπερνόβα στα τελευταία 400 χρόνια. Παρατηρείται από το 1987

Μόνο το HST μπορεί να δει αλλαγές διαστάσεων κάτω του έτους φωτός, από έτος σε έτος.

Ο Πλούτωνας Πολύ λίγα στοιχεία για τη χαρτογράφηση της επιφάνειάς του.

Σχεδίασε έναν πρώτο χάρτη της επιφάνειάς του. Πέτυχε ανάλυση από τον Χάροντα.

[54] Πρωτοπλανητικοί δίσκοι: είναι οι αρχικές συγκεντρώσεις αερίων και σκόνης, λόγω βαρύτητας, από τις οποίες αργότερα δημιουργείται το αστέρι και οι πλανήτες.

[55] Είναι η λαμπρότερη έκρηξη σουπερνόβα από το 1604 όταν καταγράφηκε το "αστέρι του Κέπλερ"

[56] Δίσκος προσαύξησης: αποτελείται από μάζα αερίων και σκόνης η οποία περιστρέφεται γύρω από μαύρες τρύπες πριν "πέσει" μέσα σ΄ αυτές. Η υπερθέρμανση της μάζας αυτής λόγω τριβών μας δίνει τη δυνατότητα παρατήρησής της κάτι που δεν μπορεί να γίνει άμεσα για τις μαύρες τρύπες.

[57] Σταθερά Hubble Ηο: Πρόκειται για τη σταθερά που πρώτος ο Hubble υπολόγισε το 1929 και αφορά την ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος. Η πρώτη αυτή τιμή είχε εκτιμηθεί ότι ήταν 558 km/sec/megaparsec (1 parsec = 3.26 έτη φωτός)

Το μέλλον του HST

Με τις συνεχείς αποστολές συντήρησης και βελτίωσής του το HST κατορθώνει συνεχώς και ξεπερνάει τις προηγούμενες επιδόσεις του.

Κατά την αποστολή SM-3B, έχει προγραμματιστεί να εγκατασταθεί το νέο όργανο ACS (Advanced Camera for Surveys), που κόστισε 50.000.000 δολάρια. Με το νέο αυτό απόκτημα θα πετύχει διπλασιασμό της γωνιακής ανάλυσης, αλλά και του οπτικού πεδίου, από αυτά που μπορεί να πετύχει τώρα. Το ACS θα δώσει τη δυνατότητα για 10πλάσιες πληροφορίες ανά φωτογραφία από ότι πετυχαίνει το WFPC2.

Η αποστολή SM-4 προγραμματίζεται για το 2003. Εκτός από την αναμενόμενη αντικατάσταση των γυροσκοπίων, στην αποστολή αυτή θα τοποθετηθούν δύο καινούργια όργανα, το Wide Field Camera 3 και το Cosmic Origins Spectrograph.

Εάν το σχεδιαζόμενο νέο διαστημικό τηλεσκόπιο NGST (Next Generation Space Telescope) εκτοξευτεί όπως προγραμματίζεται το 2007, τότε, για το HST, δεν θα υπάρχει πλέον μέλλον και θα επιστραφεί στη Γη, περίπου το 2010, για να τοποθετηθεί πιθανόν σαν εκθεσιακό είδος στο Smithsonian Institution.


71

Το διαστημικό τηλεσκόπιο HUBBLE

2. Chandra X-ray Observatory (CXO)

Γενικά

Το ορατό φως, όπως το παρατηρούμε, δεν είναι παρά ένα μικρό μόνο μέρος από το συνολικό φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Οι ακτίνες Χ είναι ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία μεγάλης ενέργειας και επειδή βρίσκονται εκτός του ορατού φάσματος δεν μπορούμε να τις δούμε.

Τα διάφορα αντικείμενα του Σύμπαντος που βρίσκονται σε πολύ υψηλή θερμοκρασία, της τάξεως των εκατομμυρίων βαθμών Κελσίου, εκπέμπουν ενέργεια κυρίως με μορφή ακτινοβολίας ακτίνων Χ, και λιγότερο με μορφή άλλων ακτινοβολιών. Οι ακτίνες Χ δεν φτάνουν όμως μέχρι την επιφάνεια της Γης γιατί απορροφώνται από την ατμόσφαιρά της. Αυτός είναι και ο λόγος που τα παρατηρητήρια ακτίνων Χ βρίσκονται όλα στο διάστημα.

Πάντως παρατηρώντας μια φωτεινή πηγή θα "δούμε" διαφορετικά χαρακτηριστικά όταν την παρατηρούμε σε διαφορετικά μήκη κύματος. Αυτός είναι και ο λόγος που οδήγησε τους επιστήμονες στην ανάγκη κατασκευής τηλεσκοπίων που να μπορούν να ανιχνεύουν αχτίνες Χ.

Αρχές λειτουργίας τηλεσκοπίων ακτίνων Χ

Ένα οπτικό τηλεσκόπιο, που δέχεται στο κάτοπτρό του φως από μια πηγή, το αντανακλά μέχρι το όργανο παρατήρησης ή καταγραφής. Το ποσοστό του ανακλώμενου φωτός σε σχέση με το προσπίπτον φτάνει, για τα οπτικά τηλεσκόπια, μέχρι και 97%.

Οι αχτίνες Χ όμως όπως αναφέραμε έχουν πολύ υψηλή ενέργεια. Έτσι, εάν τις οδηγήσουμε κάθετα σε ένα κάτοπτρο τότε είναι ικανές να το διαπεράσουν και να μην μπορέσουμε να τις επεξεργαστούμε. Για να ξεπεράσουμε αυτό το πρόβλημα οδηγούμε τις αχτίνες Χ στο κάτοπτρο υπό πολύ μικρή γωνία, ώστε, να υποστούν στο μεγαλύτερό τους ποσοστό αντανάκλαση και να οδηγηθούν τελικά στα όργανα καταγραφής και παρατήρησης. Συνεπώς τα κάτοπτρα των τηλεσκοπίων αχτίνων Χ είναι σχεδόν παράλληλα με τη διεύθυνση παρατήρησης και όχι κάθετα όπως συμβαίνει π.χ. με τα οπτικά. Αυτό οδηγεί σε μια κατασκευή κατόπτρου που μοιάζει περισσότερο με κύλινδρο και όχι με πιάτο.


Το τηλεσκόπιο αυτό το πρότεινε η NASA να κατασκευαστεί από το 1976. Η χρηματοδότησή του άρχισε ένα χρόνο αργότερα, το 1977, οπότε ξεκίνησαν και οι σχετικές μελέτες για την κατασκευή του από το Κέντρο Διαστημικών Πτήσεων της NASA.

Στους αρχικούς σχεδιασμούς προβλεπόταν 12 κάτοπτρα και 6 επιστημονικά όργανα, αλλά και χαμηλή τροχιά.


72

Λόγω όμως του υψηλού κόστους που θα χρειαζόταν, το 1992, σε μία αναπροσαρμογή της αρχικής μελέτης προτάθηκαν και υιοθετήθηκαν τελικά μόνο 8 κάτοπτρα και 4 επιστημονικά όργανα, καθώς και υψηλή πλέον τροχιά, ώστε, να μπορέσουν να εξασφαλιστούν οι δυνατότητες του τηλεσκοπίου που παρείχε ο αρχικός σχεδιασμός.

Αρχικά το τηλεσκόπιο αυτό ονομάστηκε AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility) αλλά μετονομάστηκε, προς τιμή του διάσημου Ινδοαμερικανού νομπελίστα Subrahmanyan Chandrasekhar[58], σε CXO (Chandra X-ray Observatory). Η μετονομασία έγινε μετά από έναν διαγωνισμό της NASA και το όνομα αυτό επιλέχθηκε τελικά ανάμεσα σε 6.000 άλλες προτάσεις που έγιναν στις ΗΠΑ και σε 61 άλλες χώρες του κόσμου. Νικητές του διαγωνισμού ήταν ο Tyrel Johnson, μαθητής απ΄ το Idaho, και ο Jatila van der Veen, καθηγητής φυσικής και αστρονομίας στην Καλιφόρνια[59].

Το Chandra τέθηκε σε τροχιά στις 23 Ιουλίου 1999 από το διαστημικό λεωφορείο Columbia και μπορεί να ανιχνεύει ακτίνες Χ ενέργειας από 0.1 έως 10 keV. Διαθέτει τα μεγαλύτερα κάτοπτρα του είδους του, τα πιο ακριβή στον σχεδιασμό τους, και τα πιο λεία που κατασκευάστηκαν ποτέ. Αν το κάτοπτρό του είχε τις διαστάσεις της Γης, τότε, η μεγαλύτερη ανωμαλία δεν θα ξεπερνούσε τα 1.8 μέτρα.

Το Chandra πέτυχε, σε σχέση με προηγούμενα τηλεσκόπια του είδους του, ευκρίνεια που ήταν μέχρι 50 φορές καλύτερη, και μπόρεσε να διακρίνει πηγές 20 φορές πιο αμυδρές! Θα μπορούσε π.χ. να διαβάσει κανείς μ΄ αυτό εφημερίδα από απόσταση μισού μιλίου.

Διαθέτει, όπως και το HST, θύρα σκίασης ώστε να διευκολύνεται η παρατήρηση. Μέχρι να πετύχει τον προς παρατήρηση στόχο η θύρα αυτή παραμένει κλειστή, όπως επίσης παραμένει κλειστή και όταν η γωνία που σχηματίζει ο οπτικός του άξονας με τον ήλιο γίνει μικρότερη από 45ο.

Έχει ένα ειδικό υπερσύγχρονο σύστημα ελέγχου και ρύθμισης της θερμοκρασίας των διαφόρων οργάνων του καθώς η θερμοκρασία επηρεάζει την ακρίβεια σκόπευσης. Η ηλεκτρική ενέργεια που χρειάζεται παράγεται από συστοιχίες φωτοβολταϊκών κυττάρων και αποθηκεύεται σε τρεις συσσωρευτές. Η παραγόμενη ισχύς φτάνει περίπου τα 2 KW και καλύπτει τις ενεργειακές ανάγκες του τηλεσκοπίου.

Υπάρχει ειδικό σύστημα επικοινωνιών κι ελέγχου διαχείρισης δεδομένων με το οποίο παρακολουθείται η θέση του παρατηρητηρίου στην τροχιά του αλλά και με το οποίο αποστέλλονται δεδομένα και λαμβάνονται εντολές από τη Γη. Τα δεδομένα αυτά συνήθως αποστέλλονται ανά 8ωρο. Άλλο ειδικό και υπερευαίσθητο σύστημα είναι αυτό με το οποίο ελέγχεται η σκόπευση και ο προσδιορισμός της θέσης των στόχων με πάρα πολύ μεγάλη ακρίβεια. Για το σκοπό αυτό χρησιμοποιούνται γυροσκοπικές πυξίδες, ειδικοί αισθητήρες, κάμερες κλπ. Η ακρίβεια θέσης στόχου που μπορεί να πετύχει είναι ίση με 3 mm από απόσταση περίπου 1 km.

Δύο από τα πιο διάσημα επιστημονικά όργανα του Chandra είναι το HETGS (High-Energy Transmission Grating Spectrometry), και το LETGS (Low-Energy Transmission Grating Spectrometry). Μαζί με το ονομαζόμενο ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer) μπορούν και αναλύουν τις ακτίνες Χ και παράγουν ένα υψηλής ανάλυσης φάσμα ακτίνων Χ, που είναι 50 φορές πιο λεπτομερές από τα φάσματα προηγούμενων παρατηρητηρίων.

Το μήκος του παρατηρητηρίου φτάνει τα 13.8 περίπου μέτρα, ενώ το βάρος του ανέρχεται σε 5 τόνους. Είναι από τα πιο μεγάλα αντικείμενα που έχει θέσει σε τροχιά το διαστημικό λεωφορείο. Το Chandra διευθύνεται από το Κέντρο Marshall, για λογαριασμό της NASA. Ο κύριος συμβαλλόμενος της NASA είναι η TRW Space and Electronics Group, ενώ το εργαστήριο Αστροφυσικής Smithsonian ελέγχει τις διάφορες λειτουργίες του, για λογαριασμό της NASA.

[58] Chandra στη Σανσκριτική διάλεκτο σημαίνει "φεγγάρι" ή "φωτεινός".

[59] Kέρδισαν ένα ταξίδι στο Διαστημικό κέντρο J. F. Kennedy για να παρακολουθήσουν την εκτόξευση του Chandra.

Τροχιά και κόστος

Η τροχιά του παρουσιάζει μεγάλη εκκεντρότητα. Η παράξενη αυτή τροχιά επιτεύχθηκε χάρις στη βοήθεια ενός ειδικού ενσωματωμένου προωθητικού συστήματος. Το απόγειό[60] του βρίσκεται σε 136.150 χιλιόμετρα (απόσταση περίπου ίση με το 1/3 αυτής της Γης-Σελήνης), ενώ το περίγειό του είναι στα 9.600 χιλιόμετρα. Η περίοδος περιφοράς του γύρω από τη Γη συμπληρώνεται σε 64 ώρες και 18 λεπτά, αν και τον περισσότερο χρόνο βρίσκεται κοντά στο απόγειό του (2ος νόμος του Κέπλερ).


73

Θα πρέπει να σημειώσουμε ότι το 85% της τροχιάς του παρατηρητηρίου διέρχεται από τις ζώνες φορτισμένων σωματιδίων, τις γνωστές Van Allen, που βρίσκονται πέριξ της Γης. Παρόλα αυτά το Chandra είναι ικανό να κάνει συνεχείς παρατηρήσεις για διάρκεια χρόνου μέχρι και 55 ώρες! Το όλο πρόγραμμα κόστισε περίπου 1.500.000.000 δολάρια!

[60] Όταν βρίσκεται στο απόγειό του η Γη φαίνεται στον ουρανό σαν δίσκος με διάμετρο μικρότερη από 5ο!

Επιτυχίες και στόχοι

Πρόκειται για το πιο πολύπλοκο παρατηρητήριο ακτίνων Χ που κατασκευάστηκε ποτέ και παρατηρεί, όπως αναφέρθηκε στην αρχή, ακτίνες Χ, προερχόμενες από περιοχές του Σύμπαντος που εκπέμπουν υψηλή ενέργεια με τη μορφή αυτή, όπως π.χ. είναι τα υπέρθερμα μεσοαστρικά αέρια ή τα κατάλοιπα σουπερνόβα.

Το Chandra με τις παρατηρήσεις του βοήθησε την αστρονομική κοινότητα να κάνει σπουδαίες ανακαλύψεις. Πολλές φορές μάλιστα οι παρατηρήσεις του συνδυάζονται με τις παρατηρήσεις άλλων μεγάλων τηλεσκοπίων ώστε να έχουμε πιο λεπτομερή εικόνα των παρατηρούμενων αντικειμένων.

Κατόρθωσε να ρίξει φως στον τρόπο παραγωγής πυριτίου, σιδήρου και άλλων στοιχείων κατά τις εκρήξεις των σουπερνόβα. Βοήθησε επίσης στην παγίωση της άποψης ότι όλα τα στοιχεία, πλην του υδρογόνου και του ήλιου, δημιουργήθηκαν στο εσωτερικό των αστέρων.

Η πρώτη επιστημονική παρατήρησή του έγινε στις 12 Αυγούστου 1999 και αφορούσε τα κατάλοιπα του σουπερνόβα Cassiopeia A[61]. Η γνωστή πλέον εικόνα πάρθηκε, μετά από 5000 δευτερόλεπτα έκθεσης, από το επιστημονικό όργανο ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer), και προκάλεσε έξαλλο ενθουσιασμό στους επιστήμονες του Chandra Control Center, στο Cambridge της Μασαχουσέτης. Ήταν ασύγκριτα καλύτερη από οποιαδήποτε προηγούμενου τηλεσκοπίου ακτίνων Χ! Στην περίφημη αυτή φωτογραφία φαινόταν αποτυπωμένος, για πρώτη φορά, και ο αστέρας νετρονίων που απέμεινε από τη φοβερή εκείνη έκρηξη του σουπερνόβα.

Μία από τις πιο πρόσφατες ανακαλύψεις του ήταν όταν επιβεβαίωσε, για πρώτη φορά, μια μαύρη τρύπα μέσης μάζας (μέχρι την ανακάλυψη αυτή είχαν βρεθεί ή μικρής ή πολύ μεγάλης μάζας) στο κέντρο του γαλαξία Μ82.

Οι επιστήμονες εκτιμούν ότι η Chandra θα μπορέσει να ανακαλύψει 1000 νέες πηγές ακτίνων Χ σε κάθε τμήμα του ουρανού μεγέθους όσο και η πανσέληνος!

Πάντως το σίγουρο είναι ότι θα μπορέσει να εξερευνήσει το Σύμπαν σε ακτίνες Χ τουλάχιστον 100 φορές λεπτομερέστερα από ότι έχει γίνει προηγουμένως.

[61] Την παρατήρηση της έκρηξης αυτής σουπερνόβα έκανε πρώτος ο Tycho Brahe το Νοέμβριο του 1572. Στο μέγιστο φαινόμενο μέγεθος έφτασε την τιμή -4 και ήταν ορατό για περίπου 18 μήνες.


74

To διαστημικό Chandra X-Ray Observatory

3. NGST

Γενικά

Το NGST (Next Generation Space Telescope) αποτελεί το μεγαλύτερο αστρονομικό πρόγραμμα της επόμενης δεκαετίας. Ξεκίνησε το 1996 με συνεργασία της NASA, της ESA[62] και της CSA (Canadian Space Agency) και είναι πλέον σε πρώτη προτεραιότητα. Ουσιαστικά προορίζεται για διάδοχος του Hubble Space Telescope, αλλά είναι ακόμα στη φάση σχεδίασης. Εντάσσεται στα πλαίσια του προγράμματος ORIGIN της NASA.

Δύο είναι οι ανταγωνιστές στη σχεδίαση του τηλεσκοπίου, η TRW/Ball Aerospace και η Lockheed Martin που μέχρι στιγμής έχουν δώσει μόνο προσχέδια του τηλεσκοπίου. Λεπτομέρειες κατασκευής του θα δοθούν μετά την υπογραφή των σχετικών συμβολαίων που εκτιμάται ότι θα γίνει τον Ιούλιο του 2001.

[62] Η συμβολή της ESA συνίσταται στην κατασκευή του επιστημονικού οργάνου NIRMOS (Near Infrared Multi-object Spectrometer) και στην από κοινού με την NASA και την CSA κατασκευή του Mid-Infrared (MIR) (Φωτογραφική μηχανή και φασματόμετρο).


Προβλέπεται να έχει κάτοπτρο, αποτελούμενο από επί μέρους ανεξάρτητα κομμάτια, συνολικής διαμέτρου περίπου 8 μέτρων. Το κάτοπτρο αυτό προβλέπεται να είναι πολύ ελαφρύ, περίπου το 1/10 του βάρους ανά τετραγωνικό μέτρο του κατόπτρου του Hubble. Το κάτοπτρο κατά την εκτόξευση θα είναι διπλωμένο και θα ξεδιπλωθεί στο διάστημα.

Το συνολικό βάρος του τηλεσκοπίου (μαζί με τα διάφορα επιστημονικά όργανα που θα φέρει) εκτιμάται ότι θα είναι περίπου 2.700 kg.

Οι κύριες παρατηρήσεις του θα γίνονται στο υπέρυθρο και συγκεκριμένα από 0.6 μέχρι 28 μικρά. Για τις παρατηρήσεις αυτές θα χρησιμοποιηθούν υπερευαίσθητες φωτογραφικές μηχανές και φασματογράφοι και μοντέρνα οπτική τεχνολογία. Ο χρόνος ζωής του εκτιμάται ότι θα είναι 5 με 10 χρόνια.

Σε αντίθεση με το Hubble, που ουσιαστικά βρίσκεται σε γήινη τροχιά, το NGST θα βρίσκεται σε απομακρυσμένη τροχιά και συγκεκριμένα στο σημείο ισορροπίας L2 του Lagrange[63]. Το σημείο αυτό εμφανίζει βαρυτική σταθερότητα στο σύστημα Γης-Ηλίου και βρίσκεται περίπου 1.6 εκατομμύρια χιλιόμετρα πίσω από τη Γη. Στη θέση αυτή το τηλεσκόπιο θα μπορεί να λειτουργεί ανεμπόδιστα. Το βασικό όμως μειονέκτημα θα είναι ότι η θέση αυτή θα


75

βρίσκεται πολύ μακριά για να είναι επισκέψιμη από το διαστημικό λεωφορείο σε περίπτωση που εμφανιστεί κάποιο πρόβλημα.

Ακόμα, σε αντίθεση με τα παραδοσιακά τηλεσκόπια, το NGST, σύμφωνα με τα σχέδια που εμφάνισαν οι δύο διαγωνιζόμενοι, δεν θα διαθέτει "σωλήνα". Θα έχει όμως προστατευτική ασπίδα, ώστε να βρίσκεται πάντα στο σκοτάδι και να παραμένει ψυχρό (50ο Κ). Αλλά, αυτή η ασπίδα πιθανόν να δημιουργήσει άλλα προβλήματα στο τηλεσκόπιο με πιθανότερο να λειτουργεί σαν ιστίο κόντρα στον ηλιακό άνεμο.

[63] Lagrange: Γάλλος μαθηματικός του 18ου αιώνα που έλυσε το πρόβλημα ισορροπίας κατά την κίνηση τριών σωμάτων. Το σημείο L2 είναι μία από τις 5 λύσεις του προβλήματος. Στις 3 λύσεις τα σώματα είναι σε ευθεία γραμμή ενώ στις άλλες 2 λύσεις σχηματίζουν ισοσκελή τρίγωνα.

Λειτουργία, στόχοι, κόστος

Η εκτόξευσή του προβλέπεται να γίνει το νωρίτερο το 2007, με πιθανότερη όμως ημερομηνία περί το 2009. Πριν όμως γίνει αυτό θα σταλεί στη θέση L2, τον Οκτώβριο του 2004, ένα ομοίωμα του NGST, υπό κλίμακα 1:3, το οποίο φέρει την ονομασία NEXUS και θα κοστίσει περίπου 200.000.000 δολάρια, ενώ συνολικά η κατασκευή του NGST θα στοιχίσει περίπου 1.000.000.000 δολάρια. Το NEXUS θα διαθέτει τηλεσκόπιο λίγο μεγαλύτερο από του Hubble, και συγκεκριμένα διαμέτρου κατόπτρου 2.5 μέτρα. Το τηλεσκόπιο αυτό δεν θα προορίζεται για επιστημονική έρευνα (άλλωστε θα διαθέτει μόνο μια φωτογραφική μηχανή με οπτικό πεδίο μικρότερο από 1 arcminute), αλλά απλά για να πείσει τους επιστήμονες ότι το NGST μπορεί να λειτουργήσει ικανοποιητικά στη θέση αυτή.

Το NGST, όταν τεθεί σε λειτουργία, θα μπορεί να διεισδύσει πιο βαθιά στο Σύμπαν, δηλαδή στο χώρο και το χρόνο, από ότι μπορεί το Hubble, ανιχνεύοντας τα πλέον απομακρυσμένα αντικείμενα, το φως των οποίων εμφανίζει πολύ μεγάλη μετατόπιση προς το ερυθρό (redshift). Πιστεύουμε ότι πλέον θα μπορούμε να διακρίνουμε τους πρώτους γαλαξίες που δημιουργήθηκαν λίγες εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Θα μπορεί επίσης να διακρίνει από κοντά, διεισδύοντας μέσα από τα ενδοαστρικά σύννεφα σκόνης, περιοχές όπου δημιουργούνται αστέρες και πλανήτες. Απώτερος σκοπός του θα είναι να δει πώς ακριβώς ξεκινάει η διαδικασία αυτή. Επίσης, θα μελετήσει τις ιδιότητες εκρήξεων σουπερνόβα που βρίσκονται σε μεγάλες αποστάσεις από εμάς.

Η επιστημονική κοινότητα έχει επενδύσει πολλές ελπίδες στα αποτελέσματα της έρευνας του NGST.


76

Το μελλοντικό διαστημικό τηλεσκόπιο NGST

4. TPF (Terrestrial Planet Finder)

Γενικά

Η τεχνολογία έχει πλέον προχωρήσει τόσο πολύ ώστε στη διάρκεια του 21ου αιώνα να αναμένουμε πολλές ανακαλύψεις από τα επίγεια τηλεσκόπια της τελευταίας γενιάς. Εφόσον όμως ο άνθρωπος ενδιαφέρεται, και σίγουρα ενδιαφέρεται, για την αναζήτηση ζωής πέρα από το ηλιακό μας σύστημα, τότε ο στόχος αυτός μπορεί να επιτευχθεί μόνο από παρατηρήσεις από το διάστημα. Ο λόγος είναι ότι η γήινη ατμόσφαιρα απορροφά σχεδόν το περισσότερο υπέρυθρο φως, στο φάσμα του οποίο θα μπορέσουμε να "δούμε" ευκολότερα εξωηλιακούς πλανήτες. Αλλά, ακόμα κι έτσι, είναι πολύ δύσκολο να μπορέσουμε να διακρίνουμε κάποιον πλανήτη στη γειτονιά ενός αστέρα, αφενός λόγω του αμυδρού του μεγέθους, αφετέρου λόγω της λάμψης του αστέρα. Για να κατανοήσουμε τη δυσκολία, είναι σαν να προσπαθούμε από απόσταση να διακρίνουμε κάποια μύγα δίπλα σε έναν προβολέα!

Στα πλαίσια του φιλόδοξου προγράμματος ORIGIN της NASA προβλέπεται η υλοποίηση μιας διάταξης τεσσάρων διαστημικών τηλεσκοπίων, με την επωνυμία TPF (Terrestrial Planet Finder), που θα λειτουργούν σαν Συμβολόμετρο.


Τα τέσσερα τηλεσκόπια θα έχουν το καθένα διάμετρο 3.5 μέτρων. Η τεχνολογία του Συμβολόμετρου που θα απαιτηθεί θα αναπτυχθεί σε δύο αποστολές, την SP-3 (Space Technology-3) και την SIM (Space Interferometry Mission).

Για το 2003 προγραμματίζεται η προκαταρκτική αποστολή SP-3, με την τοποθέτηση σε τροχιά δύο τηλεσκοπίων που θα βρίσκονται σε απόσταση περίπου 1 km μεταξύ τους. Τα δύο αυτά τηλεσκόπια θα προσπαθήσουν με ακρίβεια θέσης 1 μικρού να συνδυάσουν το φως σαν Συμβολόμετρα, και εφόσον η αποστολή στεφτεί από επιτυχία, τότε θα ανοίξει ο δρόμος για την υλοποίηση του TPF.

Ενώ τα σχέδια του SIM δεν έχουν ακόμα καθοριστεί πλήρως, πιθανολογείται ότι θα αποτελείται από δύο


77

τηλεσκόπια 12 ιντσών, που θα βρίσκονται σε απόσταση 10 με 15 μέτρα, και θα εκτοξευτεί το 2005. Η ακρίβειά του στον προσδιορισμό της θέσης των αστέρων θα είναι μοναδική. Θα μπορεί επίσης να προσδιορίζει την απόσταση αντικειμένων του γαλαξία μας με ακρίβεια 10%. Ενσωματώνοντας την τεχνολογία του NGST, του ST-3 και του SIM, η NASA θα προχωρήσει στην εκτόξευση του TPF το νωρίτερο το 2011.

Παρότι η Ευρώπη προχωρεί το δικό της αντίστοιχο πρόγραμμα (Darwin) ενδεχομένως να υπάρξουν κοινές αποστολές για την υλοποίηση του TPF. Πιθανολογείται ότι σε ένα χώρο ακτίνας 50 ετών φωτός από εμάς θα ανακαλυφθούν τουλάχιστον 200 πλανήτες στο μέγεθος της Γης.

Έναρξη, κόστος, πρώτος στόχος

Εκτιμάται ότι αν όλα πάνε όπως προγραμματίζονται και αν εγκριθούν τελικά από το αμερικανικό Κογκρέσο τα 200.000.000 δολάρια, που εκτιμάται ότι θα κοστίσει το TPF, τότε το 2012 θα είναι η χρονιά που θα ξεκινήσει τις παρατηρήσεις του.

Σύμφωνα λοιπόν με τα σχέδια των επιστημόνων, όταν το Συμβολόμετρο TPF θα είναι έτοιμο, ο πρώτος στόχος του για παρατήρηση θα είναι ο αστέρας τ του Κήτους, ένας αστέρας περίπου 12 έτη φωτός μακριά μας, που διαθέτει τουλάχιστον 3 πλανήτες γύρω του. Με το Συμβολόμετρο αυτό ενδεχομένως να ανακαλυφτούν και άλλοι πλανήτες στο εν λόγω ηλιακό σύστημα, και μάλιστα πλανήτες στο μέγεθος της Γης. Αυτό θα το ξέρουμε μετά από αρκετούς μήνες παρακολούθησή τους. Εάν ανακαλυφτεί πλανήτης στο μέγεθος της Γης θα συλλεχθεί φως απ΄ αυτόν για δύο συνεχείς εβδομάδες, ώστε να μπορέσουμε να πάρουμε το φάσμα του! Μπορεί μια εικόνα να είναι όσες χίλιες λέξεις, αλλά το φάσμα αυτό θα είναι όσες χίλιες εικόνες! Από το πολύτιμο αυτό φάσμα θα μπορέσουμε να διακρίνουμε την ύπαρξη υδρατμών, διοξειδίου του άνθρακα, οξυγόνου και άλλων χημικών στοιχείων που να υποδηλώνουν την ύπαρξη ζωής.

Το TPF δεν θα είναι το τελευταίο στάδιο επιστημονικής έρευνας της ανθρωπότητας στην αναζήτηση εξωγήινης ζωής. Σίγουρα θα ακολουθήσουν και άλλα στο μέλλον. Θα ακολουθήσει πιθανόν το Life Finder, ένα Συμβολόμετρο αποτελούμενο από 6 έως 10 διαστημικά τηλεσκόπια που θα μπορεί να πάρει υψηλής ανάλυσης φάσμα από τους εξωηλιακούς αυτούς πλανήτες.

Μετά το Life Finder θα ακολουθήσει πιθανόν το Συμβολόμετρο Planet Imager, που θα αποτελείται από μια αρμάδα περίπου 100 διαστημικών τηλεσκοπίων, διαμέτρου 10 μέτρων έκαστο, που θα βρίσκονται το καθένα εκατοντάδες μίλια μακριά από το άλλο (αυτό σημαίνει τεράστια γωνιακή ανάλυση)! Με το Συμβολόμετρο αυτό θα είμαστε σε θέση να διακρίνουμε ωκεανούς και ηπείρους σε πλανήτες στο μέγεθος της Γης! Επίσης θα μπορέσουμε να δούμε στροβίλους αερίων πριν εξαφανιστούν σε μαύρες τρύπες, καθώς και ηλιακές κηλίδες σε άλλους αστέρες!

Είναι ακόμα πιθανόν κάποτε να κατασκευαστεί ένα γιγάντιο τηλεσκόπιο στην πλευρά της Σελήνης που δεν βλέπουμε, το οποίο να συμβάλει στην περαιτέρω προώθηση της επιστημονικής έρευνας.


78

Το μελλοντικό διαστημικό συμβολομετρικό τηλεσκόπιο TPF (Terrestrial Planet Finder) και ενδεικτικό σκίτσο του

ηλιακού μας συστήματος απο απόσταση 33 ετών φωτός, όπως θα φαινόταν με το TPF.


79

Κεφάλαιο Ε΄ Μελλοντικά τηλεσκόπια (Επίγεια)

Προεισαγωγικά

Τα τηλεσκόπια που παρουσιάστηκαν στα προηγούμενα κεφάλαια αποτελούν την τελευταία λέξη της τεχνολογίας στον τομέα της παρατηρησιακής αστρονομίας.

Πριν από μερικές δεκαετίες, ακόμα και ο πιο τολμηρός επιστήμονας δεν θα μπορούσε να σκεφτεί αυτό που θα συνέβαινε στον τομέα αυτό. Δεν θα μπορούσε να διανοηθεί τα θαύματα που πραγματικά επιτεύχθηκαν.

Σήμερα μπορούμε να είμαστε περήφανοι για το τι μπόρεσε να πετύχει ο άνθρωπος. Από τη φύση του όμως ο άνθρωπος δεν μένει ποτέ απόλυτα ευχαριστημένος από αυτό που πέτυχε. Σκέφτεται, φαντάζεται, σχεδιάζει και υλοποιεί συνέχεια καινούργια πράγματα, προωθώντας την επιστήμη και την τεχνολογία και ικανοποιώντας κάθε φορά τις νέες ανάγκες που δημιουργούνται. Έτσι και τώρα, στην αυγή του 21ου αιώνα, έχοντας πλέον στα χέρια του τα υπερσύγχρονα τηλεσκόπια που δημιούργησε, και πριν ακόμα τα αξιοποιήσει πλήρως, καταθέτει στο τραπέζι των συζητήσεων καινούργια σχέδια και ιδέες για την επόμενη γενιά τηλεσκοπίων.

Και πάλι τα σχέδια που κατατίθενται στο τραπέζι των συζητήσεων ξεπερνούν κατά πολύ και την πιο τολμηρή φαντασία του ανθρώπου. Τηλεσκόπια με ασύλληπτης διαμέτρου κάτοπτρα, με απίθανες ικανότητες, με τεράστιες διαστάσεις.Γιατί όμως αυτός ο αγώνας δρόμου; Υπάρχει κάποιο τέλος στο σχεδιασμό των επόμενων τηλεσκοπίων και ποιο είναι αυτό;

Κατά τον 20ο αιώνα διαπιστώσαμε ότι, κάθε φορά, η διάμετρος της επόμενης γενιάς τηλεσκοπίων περίπου διπλασιαζόταν. Και αυτό γινόταν ανά 30 χρόνια περίπου (Mt Wilson, Mt Palomar, Keck). Η κύρια αιτία γι αυτό μπορούμε να πούμε ότι ήταν η δυσκολία κατασκευής κυρίως των οπτικών.

Σήμερα φαίνεται να μην ισχύει αυτή η αρχή. Η τεχνολογία έχει προχωρήσει με ταχύτατους ρυθμούς και δίνει πολλά ελπιδοφόρα μηνύματα στους αστρονόμους. Έτσι, η νέα γενιά τηλεσκοπίων, αν λάβουμε υπόψη τα σχέδια που βλέπουν κατά καιρούς το φως της δημοσιότητας, θα έχει κάτοπτρα που θα φτάνουν μέχρι και το 10πλάσιο της διαμέτρου των κατόπτρων της προηγούμενης γενιάς. Η πρόοδος όμως που συντελέστηκε μέχρι στιγμής και εξακολουθεί να συντελείται στον τομέα της Προσαρμοστικής Οπτικής (Adaptive Optics), ξεπέρασε το εμπόδιο της ατμοσφαιρικής διαταραχής για τα επίγεια τηλεσκόπια. Έχει πλέον τεχνολογίες χαμηλού κόστους, με πιθανή εφαρμογή σε προσαρμόσιμα κάτοπτρα, που μαζί με μεθόδους, όπως τα MCAO (Multi-Conjugated Adaptive Optics), τους ευαίσθητους αισθητήρες, ή τους τομογράφους διαταραχής, θα μπορέσουν να βελτιώσουν ακόμα περισσότερο τη νέα γενιά τηλεσκοπίων που σχεδιάζεται.

Στις σελίδες που ακολουθούν παρουσιάζονται τα σπουδαιότερα χαρακτηριστικά από τα σχέδια της επόμενης γενιάς τηλεσκοπίων, όπως έχουν δει το φως της δημοσιότητας και όπως τα έχουν φανταστεί οι διάφοροι σχεδιαστές.

1. OWL

Γενικά

Το OWL (Overwhelmingly Large Telescope) δεν είναι ούτε όνειρο ούτε φαντασία. Είναι ένα, υπό μελέτη, σοβαρό σχέδιο για την κατασκευή του μεγαλύτερου τηλεσκόπιου του κόσμου, που εκπονείται από το ESO (European Southern Observatory). Στη φάση του αρχικού σχεδιασμού το τηλεσκόπιο ονομάστηκε WWT (από τα αρχικά των λέξεων Wide Terrestrial Telescope ή Wishful Thinking Telescope). Στη φάση αυτή μάλιστα συζητιόταν μια διάμετρος διπλάσια από αυτή που τελικά σχεδιάστηκε. Οι λόγοι που είχαν οδηγήσει στην αρχική αυτή πρόταση ήταν δύο. Ο πρώτος ήταν ότι θέλανε να μπορούν να παρατηρούν το φάσμα από τα πλέον αμυδρά αντικείμενα που θα μπορούσε να διακρίνει το NGST (μελλοντικό διαστημικό τηλεσκόπιο που προορίζεται να είναι ο διάδοχος του Ηubble Space Telescope). Ο άλλος λόγος ήταν ότι θέλανε να ξεπεράσουν τα όρια της γωνιακής ανάλυσης (διακριτικής ικανότητας) που είχαν μέχρι τότε επιτύχει με το Ηubble.

Με την πάροδο όμως του χρόνου σημειώθηκαν αρκετά βήματα προόδου που ανάγκασαν τους επιστήμονες να τροποποιήσουν τους αρχικούς τους στόχους. Οι κυριότεροι λόγοι που οδήγησαν στην αναθεώρηση των αρχικών


80

απόψεων, ήταν οι εξής:

• Το HST έδειξε ότι η γωνιακή ανάλυση, είναι ένα σπουδαιότατο κλειδί στην πρόοδο της παρατηρησιακής αστρονομίας.

• Η γωνιακή ανάλυση της τάξης των milliarsecond[64] θα μπορούσε να επιτευχθεί από τη Γη με Συμβολόμετρα (π.χ.με το VLTI) αντί με αύξηση της διαμέτρου ενός τηλεσκοπίου.

• Η σημερινή τεχνολογία (που ίσως βέβαια βελτιωθεί στο μέλλον) δίνει τη δυνατότητα κατασκευής ενός τηλεσκοπίου, του σχεδιασμού του OWL, μέχρι διαμέτρου κατόπτρου 140 μ.

Έτσι εγκαταλείφτηκε η ιδέα του σχεδιασμού ενός τηλεσκοπίου διαμέτρου 200 μ. και προχώρησε ο σχεδιασμός του OWL, με διάμετρο 100 μ.

Γιατί όμως να θέλουμε να κατασκευάσουμε ένα τηλεσκόπιο διαμέτρου κατόπτρου 100 μ. τη στιγμή που με λιγότερο δαπανηρές διατάξεις τηλεσκοπίων όπως τα Συμβολόμετρα (π.χ. το VLTI ή τα Keck κλπ) μπορούμε να πετύχουμε καλύτερες γωνιακές αναλύσεις (π.χ. του VLTI θα είναι iσοδύναμη με ενός τηλεσκοπίου με διάμετρο κατόπτρου 130 μ!). Η απάντηση είναι: πρώτον για τη φωτοσυλλεκτική τους ικανότητα (Ένα τηλεσκόπιο έχει ασύγκριτα μεγαλύτερη φωτοσυλλεκτική ικανότητα από ότι η αντίστοιχη ενός Συμβολόμετρου με ισοδύναμη διάμετρο κατόπτρου) και δεύτερο για το μεγαλύτερο οπτικό τους πεδίο (τα σημερινά μεγάλα τηλεσκόπια έχουν μικρό οπτικό πεδίο που δεν είναι τόσο βολικό για τη μελέτη εκτεταμένων αντικειμένων όπως γαλαξιών ή περιοχών αστρογέννησης).

[64] 1 milliarsecond = γωνία ίση με 1/1000 του ενός δευτερολέπτου της μοίρας = 1/3.600.000 της μοίρας


Το OWL θα έχει φωτοσυλλεκτική ισχύ 10 φορές μεγαλύτερη από το άθροισμα όλων των τηλεσκοπίων που κατασκευάστηκαν ποτέ στη Γη! Πηγαίνοντας από τη διάμετρο των 10 μ. στα 100 μ. θα ανοιχτούν πραγματικά νέοι ορίζοντες στην παρατηρησιακή αστρονομία. Κάτι τέτοιο θα μπορούσε να συγκριθεί με το άλμα που έγινε όταν ο άνθρωπος από την παρατήρηση με γυμνό μάτι πήγε στο τηλεσκόπιο του Γαλιλαίου! Ήδη οι οπτικοί μηχανικοί του ESO έχουν ολοκληρώσει τη μελέτη τους για τα κάτοπτρα του OWL, ενώ οι ειδικοί τεχνικοί σχεδιάζουν για τη στήριξη του τηλεσκοπίου μία κατασκευή, τύπου δικτυώματος, που θα αποτελείται από περίπου 4000 σωλήνες διαμέτρου δύο μέτρων ο καθένας.

Το βάρος ενός τέτοιου τηλεσκοπίου θα ανέρχεται σε 20.000 τόνους και θα μοιάζει περισσότερο με τον τρόπο κατασκευής του πύργου του Άιφελ παρά με ένα παραδοσιακού τύπου τηλεσκόπιο. Μόνο το κάτοπτρό του θα ζυγίζει περίπου 1.500 τόνους, και θα είναι σφαιρικού σχήματος, σε αντίθεση με άλλα τηλεσκόπια, (όπως π.χ. του Keck) που είναι παραβολικά. Η επιφάνεια αυτή θα σχηματιστεί με την τοποθέτηση 2000 ανεξάρτητων, εντελώς ίδιων, εξαγωνικού σχήματος τεμαχίων, διαμέτρου 2.3 μ. έκαστο. Εκτιμάται ότι η μαζική παραγωγή αυτών των 2000 τεμαχίων θα χρειαστεί περίπου 8 χρόνια για να ολοκληρωθεί (ολοκληρώνοντας ένα κάθε εργάσιμη μέρα)! Το τεράστιο αυτό κάτοπτρο θα στηρίζεται σε 500.000 ενεργά έμβολα, ελεγχόμενα μέσω ηλεκτρονικών υπολογιστών, τα οποία θα εξασφαλίζουν τη θεωρητικά τέλεια επιφάνεια του κατόπτρου. Η υποστήριξη αυτής ακριβώς της εργασίας μέσω ηλεκτρονικών υπολογιστών φαίνεται να είναι και το μεγαλύτερο πρόβλημα σήμερα κατά τους σχεδιαστές του OWL.

Το τεράστιο δευτερεύον κάτοπτρο θα είναι επίπεδο και θα είναι επίσης τεμαχισμένο (θα αποτελείται δηλαδή από ανεξάρτητα τμήματα), ενώ, προβλέπεται και η ύπαρξη μιας μονάδας διορθωτικού κατόπτρου (στο μέγεθος του VLT) για την απομάκρυνση των σφαλμάτων του σφαιρικού κατόπτρου.

Στη διάρκεια της ημέρας τέσσερα τεράστια κλιματιστικά θα διατηρούν τη θερμοκρασία του κατόπτρου ίδια με αυτήν που αναμένεται στη διάρκεια της νύχτας και εάν κρίνεται σκόπιμο ένα τεράστιο υπόστεγο, συρόμενο πάνω σε ειδικές ράγες, θα σκεπάζει το γιγάντιο αυτό τηλεσκόπιο.

Το κόστος κατασκευής εκτιμάται ότι θα ανέλθει περίπου σε 900.000.000 δολάρια και ίσως είναι και το μεγαλύτερο πλεονέκτημα των τόσο μεγάλων επίγειων τηλεσκοπίων σε σχέση με τα διαστημικά τηλεσκόπια (το HST στοίχισε 2.000.000.000 δολάρια!), αν και το κόστος των τελευταίων μειώνεται όλο και περισσότερο. Εφόσον καταστεί λοιπόν δυνατή η εξασφάλιση αυτών των χρημάτων τότε θα ήταν δυνατόν περίπου το 2012 το τηλεσκόπιο να μπορέσει να δει τουλάχιστον το "πρώτο φως". Έτσι, το 2015 θα μπορούσαν να αρχίσουν περιορισμένες επιστημονικές παρατηρήσεις, ενώ το 2018 το τηλεσκόπιο θα μπορεί να είναι έτοιμο για πλήρη λειτουργία!

Εφοδιασμένο με την τελευταία λέξη της σύγχρονης τεχνολογίας το OWL θα μπορούσε να διακρίνει αντικείμενα


81

κάτω από το 38ο μέγεθος (το Συμβολόμετρο VLT θα διακρίνει μέχρι 34ου μεγέθους) και χάρη στην Προσαρμοστική Οπτική (Adaptive Optics) θα μπορούσε να διακρίνει λεπτομέρειες μέχρι 1.4 milliarsecond της μοίρας! Αυτό σημαίνει ότι θα ήταν ικανό να διακρίνει το πάχος ενός νομίσματος από απόσταση 1700 μιλίων ή σε επιστημονικό επίπεδο σημαίνει ότι θα μπορούσε να διακρίνει κάθε λευκό νάνο στο γαλαξία της Ανδρομέδας ή ακόμα πλανήτες στο μέγεθος του Δία σε μία απόσταση μέχρι 30 ετών φωτός από εμάς! Το οπτικό του πεδίο για το ορατό φάσμα θα είναι 30'' της μοίρας, ενώ για το υπέρυθρο θα είναι μόνο 2''.

Στόχοι

Κάτι που θα πετύχουμε με το OWL είναι η ακόμα βαθύτερη διείσδυση στο Σύμπαν, που σημαίνει βέβαια ότι θα μπορέσουμε να δούμε ακόμα πιο μακριά στο χώρο και ακόμα πιο πίσω στο χρόνο. Θα είμαστε δηλαδή ικανοί να διακρίνουμε τις πρώτες ίσως στιγμές της δημιουργίας του Σύμπαντος!

Ενώ με τα Συμβολόμετρα (επίγεια ή διαστημικά) θα μπορέσουμε να βελτιώσουμε τη διακριτική ικανότητα των τηλεσκοπίων, εντούτοις, για να μπορέσουμε να διακρίνουμε λεπτομέρειες σε αμυδρά αντικείμενα στο επίπεδο των micro-arcsecond, όπως πλανήτες στο μέγεθος της Γης ή λεπτομέρειες στην επιφάνεια αστέρων, σίγουρα χρειαζόμαστε τη φωτοσυλλεκτική ισχύ ενός τηλεσκοπίου όπως θα είναι το OWL.

Με το OWL θα μπορέσουμε να διακρίνουμε επίσης Κηφίδες σε ακόμα μακρινότερους γαλαξίες κι έτσι να μπορέσουμε να υπολογίσουμε με ακρίβεια την απόστασή τους από εμάς. Στην πραγματικότητα θα μπορούμε να διακρίνουμε Κηφείδες[65] σε αποστάσεις 100 φορές πιο μακριά από το σμήνος γαλαξιών της Παρθένου και να έχουμε διακριτική ικανότητα 100 φορές καλύτερη από το HST!

Τα πάντα στην Αστρονομία θα δεχτούν τέτοια ώθηση που ούτε μπορούμε να το φανταστούμε σήμερα! Ό,τι κάνουμε σήμερα με τα διαθέσιμα τηλεσκόπια θα μπορεί να γίνεται στον υπερθετικό βαθμό. Είναι σίγουρο ότι δεν μπορούμε να φανταστούμε τις ανακαλύψεις που θα πετύχει ένα τέτοιο τηλεσκόπιο!

[65] Κηφείδες: Είναι μία πολύ σπουδαία κατηγορία μεταβλητών αστέρων που μας επιτρέπουν να υπολογίζουμε με σχετική ακρίβεια διάφορες αποστάσεις στο Σύμπαν.

2. CELT

Σε ένα πρόσφατο συνέδριο αστρονομίας στο Μόναχο παρουσιάστηκαν τα σχέδια της μελέτης των Jerry E. Nelson και Terry Mast του αστεροσκοπείου Lick, του Πανεπιστημίου της Καλιφόρνιας, σχετικά με το CELT (California Extremely Large Telescope).

Σύμφωνα με τη μελέτη αυτή το κόστος κατασκευής του CELT, σε σημερινά χρήματα, θα ανερχόταν στο ποσό των 400.000.000 δολαρίων. Τα χρήματα βέβαια αυτά δεν έχουν μέχρι στιγμής εξασφαλιστεί και αναζητείται χρηματοδότης.Το CELT θα μπορούσε να χαρακτηριστεί σαν ένα γιγάντιο Keck. Το παραβολοειδές ή υπερβολοειδές κύριο κάτοπτρό του θα αποτελείται από εκατοντάδες εξαγωνικά επί μέρους κομμάτια που θα είναι πλήρως ελεγχόμενα και καθοδηγούμενα από ηλεκτρονικούς υπολογιστές.

Η στήριξή του προβλέπεται να είναι αλταζιμουθιακή, ενώ θα διαθέτει διάφορα σύγχρονα συστήματα Προσαρμοστικής Οπτικής καθώς επίσης και όλα τα υπερσύγχρονα όργανα για τις επιστημονικές του παρατηρήσεις και έρευνες. Σαν τόπος εγκατάστασής του συζητείται το όρος Mauna Kea στη Χαβάη, αν φυσικά μπορέσει να εξασφαλιστεί χώρος γι αυτό. Θα ανήκει στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνιας και στο Caltech.

3. GSMT

Το GSMT (Giant Segmented Mirror Telescope), σύμφωνα με το δεκαετές πρόγραμμα των ΗΠΑ (Decadal Survey), θα μπορούσε να γίνει το εθνικό τηλεσκόπιο των ΗΠΑ, υπό την προϋπόθεση βέβαια ότι το κόστος κατασκευής, που εκτιμάται σε 350.000.000 δολάρια, θα είχε χρηματοδότηση κατά το ήμισυ από διάφορες χορηγίες και κατά το άλλο ήμισυ, συμπεριλαμβανομένου και του κόστος προμήθειας των διαφόρων οργάνων και της λειτουργίας του, από το NSF (National Science Foundation).


82

Τα σχέδια για το GSMT προβλέπουν την κατασκευή ενός τηλεσκοπίου με διάμετρο κατόπτρου 30 μ. (δηλαδή 10πλάσια φωτοσυλλεκτική ισχύ από κάθε ένα Keck) το οποίο θα μπορέσει να χρησιμοποιηθεί σαν πρότυπο για ακόμα μεγαλύτερα τηλεσκόπια στο απώτερο μέλλον. Είναι άγνωστο άλλωστε μέχρι πού μπορεί να είναι το όριο της κατασκευής όλο και μεγαλύτερων τηλεσκοπίων στο μέλλον, αν θα υπάρχει βέβαια τέτοιο όριο. Μέχρι σήμερα πάντως φαίνεται το όριο αυτό να ορίζεται από τη δυνατότητα ή μη λειτουργίας των Adaptive Optics (Προσαρμοστική Οπτική). Θα ήταν σίγουρα άχρηστο να κατασκευάσουμε ένα τηλεσκόπιο των διαστάσεων των 30 μ. χωρίς να εξασφαλίσουμε ότι θα μπορέσει να λειτουργήσει με την τεχνική των Adaptive Optics.

Η υπάρχουσα σήμερα τεχνολογία επιτρέπει άνετα την κατασκευή ενός τηλεσκοπίου που θα είχε διαστάσεις κατόπτρου 30 μ. Ένα τέτοιο τηλεσκόπιο δεν έχει ακόμα σχεδιαστεί καθ΄ ολοκληρία από τα επιτελεία των αμερικανών επιστημών, αλλά η Επιτροπή Εισήγησης του Δεκαετούς Προγράμματος των ΗΠΑ συνέστησε να ξεκινήσει αμέσως η φάση σχεδιασμού του.

Ένα τέτοιο τηλεσκόπιο φυσικά θα είναι εφοδιασμένο με όλα τα σύγχρονα επιστημονικά όργανα και πιθανόν με άλλα που ακόμα βρίσκονται σε φάση έρευνας και πειραματισμών. Το τηλεσκόπιο αυτό προβλέπεται να παρατηρεί μήκη κύματος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας από το εγγύς υπεριώδες μέχρι το μακρό υπέρυθρο, δηλαδή από 0.3 έως 2.5 μικρά. Στόχος του GSMT θα είναι, εκτός των άλλων, και η λήψη φάσματος από τους πρώτους γαλαξίες και αστέρες που δημιουργήθηκαν λίγα εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang) και που εκτιμάται ότι θα ανακαλυφθούν από το σχεδιαζόμενο διαστημικό διάδοχο του Hubble, το NGST (θα γίνει δηλαδή κάτι αντίστοιχο με το Keck που συμπληρώνει τις ανακαλύψεις του Hubble).

4. XLT

Στη Σουηδία, στο Lund Observatory, υπό την καθοδήγηση του Torben Andersen ήδη από το 1991 ξεκίνησε μία σχετική μελέτη, για την κατασκευή του XLT (Extremely Large Telescope). Στα πλαίσια αυτής της μελέτης εξετάστηκαν διάφορες εναλλακτικές λύσεις για διαμέτρους τηλεσκοπίων από 20 μ. έως 50 μ. Τελικά αποφασίστηκε το γιγάντιο αυτό τηλεσκόπιο να έχει διάμετρο πρωτεύοντος κατόπτρου 50 μ. και να είναι πλήρως καθοδηγούμενο. Όταν ολοκληρωθεί πιστεύεται ότι θα φέρει επανάσταση στον τομέα της παρατηρησιακής αστρονομίας.

Το τηλεσκόπιο αυτό θα είναι εφοδιασμένο με σύγχρονα συστήματα Προσαρμοστικής Οπτικής και θα μπορεί να πετύχει γωνιακή ανάλυση περίπου 2 milliarsecond, δηλαδή περίπου 200 φορές καλύτερη από τα υπάρχοντα υπερσύγχρονα τηλεσκόπια.

Η φωτοσυλλεκτική επιφάνεια ενός τέτοιου τηλεσκοπίου θα είναι γύρω στα 2000 m2, που σημαίνει ότι θα είναι περίπου 25 φορές μεγαλύτερη από αυτήν που έχει το μεγαλύτερο υπάρχον τηλεσκόπιο του κόσμου (του Keck), και ισοδύναμη με το άθροισμα των επιφανειών των κατόπτρων όλων των τηλεσκοπίων που έχουν μέχρι σήμερα κατασκευαστεί από τον άνθρωπο!

Με την υπάρχουσα σήμερα τεχνολογία πιστεύεται ότι θα ήταν δυνατόν να κατασκευαστεί ένα μονολιθικό κάτοπτρο διαμέτρου 50 μ. Κάτι τέτοιο όμως φαίνεται να μην υιοθετείται από τη μελετητική ομάδα. Αντί γι αυτή τη λύση, θεωρείται πιο δελεαστικό να δημιουργηθεί το κάτοπτρο από τη συναρμολόγηση 585 ανεξάρτητων μεταξύ τους τμημάτων διαμέτρου 2 μ. το καθένα. Το σχήμα του κατόπτρου συζητιέται ότι θα μπορούσε να είναι εξαγωνικό, αλλά κάτι τέτοιο προσκρούει σε αρκετά αρνητικά σημεία, κι έτσι δεν έχει ακόμα ληφθεί απόφαση. Ομοίως, η καμπυλότητα της επιφανείας του κατόπτρου δεν έχει ακόμα ξεκαθαριστεί ποια μορφή θα έχει. Πάντως οι απόψεις μάλλον κλίνουν περισσότερο προς μία παραβολοειδή μορφή (που είναι πιο ακριβή λύση) παρά προς μία σφαιρική (που θεωρείται φθηνότερη λύση) και αυτό γιατί πλέον οι κατασκευαστικές δυνατότητες και τεχνικές, για τη δημιουργία παραβολοειδών κατόπτρων, έχουν προχωρήσει πάρα πολύ.

Το δευτερεύον κάτοπτρο θα είναι μονολιθικό με κοίλη επιφάνεια και θα μπορεί να επιδέχεται παραμορφώσεις ώστε να συμμετέχει στο σύστημα των Adaptive Optics.Το XLT θα είναι εφοδιασμένο με υπερσύγχρονα συστήματα στήριξης (active optics) και θα διαθέτει περισσότερα από ένα παραμορφώσημα κάτοπτρα και τουλάχιστον 100.000 ευαίσθητους αισθητήρες για την ανά πάσα στιγμή εξασφάλιση της θεωρητικά τέλειας επιφάνειας των κατόπτρων, αλλά και για να επιτευχθεί μεγάλο οπτικό πεδίο παρατήρησης. Η οπτική διάταξη θα είναι τύπου Gregorian, με f/1 για το κύριο κάτοπτρο, και θα μπορεί να κάνει παρατηρήσεις τόσο στο υπέρυθρο, όσο και στο ορατό φάσμα. Το εύρος που θα καλύπτει θα είναι από 350 nm έως 2.5 μικρά. Κάτι που είναι ακόμα υπό συζήτηση είναι αν θα επεκταθεί και άλλο προς το υπέρυθρο. Το περιορισμένης διάθλασης οπτικό πεδίο του τηλεσκοπίου θα είναι 4 arcminutes στην Γρηγοριανή εστία και 1.5 arcminutes στις άλλες.

Με αυτές τις διατάξεις πιστεύεται ότι το τηλεσκόπιο αυτό θα μπορεί να πετύχει γωνιακή ανάλυση που να φτάνει τα 0.35 arcsecond και με τη χρήση των συστημάτων της Προσαρμοστικής Οπτικής να μπορεί να κατέβει ακόμα και


83

στα 2 έως 5 milliarseconds! Τα συστήματα της Προσαρμοστικής Οπτικής προβλέπεται να ολοκληρωθούν σε τρεις φάσεις, με πρώτη την εφαρμογή για το υπέρυθρο. Για τη λειτουργία τους θα χρειαστούν ακόμα 3 έως 6 διατάξεις λέηζερ για τη δημιουργία τεχνιτών αστέρων-οδηγών.

Ο σκελετός στήριξης του τηλεσκοπίου θα γίνει από ατσάλι και θα μοιάζει περισσότερο με τα μεγάλα ραδιοτηλεσκόπια. Θα έχει ύψος περίπου 100 μ. και θα ζυγίζει γύρω στους 5.000 τόνους. Για την προστασία του τηλεσκοπίου από τις αντίξοες καιρικές συνθήκες προβλέπεται η κατασκευή ενός τεράστιου προστατευτικού θόλου που θα έχει ύψος περίπου 120 μ. και θα διαθέτει κατάλληλο σύστημα ψύξης του χώρου ώστε να διατηρείται το κάτοπτρο στη θερμοκρασία της νύχτας.

Εκτιμάται ότι το κόστος κατασκευής του θα ανέλθει στα 750.000.000 δολάρια και ότι από τη στιγμή που θα εξασφαλιστούν τα χρήματα αυτά θα χρειαστούν περίπου 10 χρόνια σχεδιασμού και ολοκλήρωσής του. Πιστεύεται όμως ότι στα 7 χρόνια από τη στιγμή που θα εξασφαλιστούν τα χρήματα θα είναι δυνατόν να αρχίσουν οι πρώτες παρατηρήσεις με τοποθετημένο μέρος μόνο του κυρίως κατόπτρου.

5. MAXAT και ELT

Ο σχεδιασμός της επόμενης γενιάς τηλεσκοπίων απασχολεί ολόκληρη της επιστημονική κοινότητα της Γης. Ετσι και το NOAO (National Optical Astronomy Observatory) στην Tucson της Αριζόνας εκπόνησε τα δικά του σχέδια για το ΜΑΧΑΤ (Maximum Aperture Telescope). Το τηλεσκόπιο αυτό θα μπορούσε να έχει διάμετρο κατόπτρου από 30 μ. έως 50 μ. Ακόμα όμως δεν έχει δει το φως της δημοσιότητας ένα ολοκληρωμένο σχέδιο, ή τουλάχιστον προσχέδιο, γύρω από την τελική μορφή του τηλεσκοπίου αυτού. Μία από τις απόψεις που κυκλοφόρησαν ήταν και του James Oschmann, συντελεστή δημιουργίας του προγράμματος Gemini. Κατ΄ αυτόν, θα μπορούσε το ΜΑΧΑΤ να είναι πολύ φωτεινό[66], με f/1, και να έχει πρωτεύον κάτοπτρο τεμαχισμένο, μη σφαιρικό. Το δευτερεύον κάτοπτρο θα ήταν μικρό, με διάμετρο μόλις 2 μ. Σύμφωνα με τις απόψεις αυτές το κόστος κατασκευής του τηλεσκοπίου αυτού εκτιμήθηκε ότι θα ανέλθει περίπου στο 1 δις δολάρια.

Άλλη μελετητική ομάδα, υπό την ηγεσία του Dr Jay Gallagher του Πανεπιστημίου του Wisconsin, παρουσίασε τις δικές της απόψεις για το θέμα στο συμβούλιο του AURA. Οι απόψεις αυτές παρουσιάστηκαν στο πέμπτο κατά σειρά δεκαετές πρόγραμμα προτάσεων για θέματα προχωρημένης τεχνολογίας και επιστήμης, για αστρονομικούς σκοπούς, που ξεκίνησε τέλος του 1998. Σύμφωνα με τις γενικές αυτές απόψεις, το τηλεσκόπιο αυτό θα πρέπει να λειτουργεί τόσο στο υπέρυθρο όσο και στο ορατό τμήμα, με περιορισμένη διάθλαση, ώστε να μπορέσει να εφαρμόσει πλήρως τις πρόσφατες ανακαλύψεις της σύγχρονης τεχνολογίας. Η διάμετρος του κατόπτρου του θα μπορούσε να είναι από 30 μ. έως 50 μ.

Μία διαφορετική άποψη για το ΜΑΧΑΤ, σύμφωνα με άλλους σχεδιαστές, θα μπορούσε να είναι η υλοποίηση ενός τηλεσκοπίου αντίγραφου του Hobby-Eberly, αλλά σε μεγαλύτερες διαστάσεις, υπό την επωνυμία ELT (Extremely Large Telescope). Έτσι σύμφωνα με ορισμένες πρώτες σκέψεις ένα τέτοιο τηλεσκόπιο θα είχε σφαιρικό κάτοπτρο διαμέτρου περίπου 30 μ. και θα αποτελούνταν από 127 ανεξάρτητα τεμάχια. Το συνολικό κόστος για την κατασκευή του πιθανολογείται ότι θα έφτανε τα 250.000.000 δολάρια. Το τηλεσκόπιο πάντως που θα κατασκευαστεί με αυτές τις προδιαγραφές θα είναι το πιο οικονομικό, σε σχέση με τις αντίστοιχες προτάσεις για κατασκευή τηλεσκοπίων με διάμετρο κατόπτρου περίπου 30 μ. Βασιζόμενοι στην υπάρχουσα κατασκευαστική τεχνολογία μπορούμε να πούμε ότι είναι σίγουρα δυνατή η κατασκευή του. Θα μπορεί όμως, όπως το ΗΕΤ, να παρατηρεί καθημερινά μόνο το 70% του ουρανού και να "οδηγείται"[67] παρακολουθώντας ένα ουράνιο αντικείμενο το μέγιστο για μία ώρα. Τα μειονεκτήματα όμως αυτά αναιρούνται από τον απλό σχεδιασμό του και το χαμηλό του κόστος.

Για την κατασκευή του τηλεσκοπίου αυτού θεωρείται πολύ πιθανόν ότι θα συνεργαστούν φορείς από την Ισπανία, τη Γαλλία και τις ΗΠΑ, και σαν πιθανότερη τοποθεσία για την εγκατάστασή του ίσως επιλεγούν οι χιλιανές Άνδεις.

[66] Ένα τηλεσκόπιο λέγεται φωτεινό ή γρήγορο όταν έχει μικρό εστιακό λόγο f/. Όσο μικρότερο είναι το f/ τόσο πιο φωτεινό είναι.

[67] Οδήγηση: λέγεται η διαδικασία εκείνη με την οποία το τηλεσκόπιο παρακολουθεί ή καταγράφει ένα ουράνιο αντικείμενο καθώς αυτό κινείται πάνω στον ουρανό (φαινόμενη κίνηση λόγω της περιστροφής της Γης).


84

6. Άλλα τηλεσκόπια

Πέρα από τα τηλεσκόπια που αναφέρθηκαν και τα οποία θα αποτελέσουν οπωσδήποτε κάτι το ξεχωριστό, υπάρχουν σχέδια για δεκάδες άλλα μικρότερων διαστάσεων. Αξίζει να αναφέρουμε τα σχέδια του Πανεπιστημίου Cornell των ΗΠΑ για την κατασκευή του Cornell Atacama Telescope, που θα είναι το μεγαλύτερο επίγειο τηλεσκόπιο υπέρυθρου.

Προβλέπεται να εγκατασταθεί στην έρημο Atacama της Χιλής, σε υψόμετρο 5.500 έως 5.800 μέτρα. Θα διαθέτει αλταζιμουθιακή στήριξη και θα έχει διάμετρο κατόπτρου 12 - 15 μέτρα. Το κάτοπτρό του θα απαρτίζεται από 216 ανεξάρτητα τμήματα, εξαγωνικού σχήματος, μεγέθους 1.13 μέτρα έκαστο, από υλικό ULE ή Zerodur. Θα συλλαμβάνει μήκη κύματος από 1 μικρό έως 1000 μικρά. Η γωνιακή ανάλυση που θα μπορεί να πετύχει θα φτάνει τα 0.3'' - 0.6'' υπό ιδανικές ατμοσφαιρικές συνθήκες ή 0.037'' - 0.046'' με τη χρήση των Adaptive Optics που θα διαθέτει.

Φωτοσυλλεκτικές επιφάνειες διαφόρων τηλεσκοπίων


85

Κεφάλαιο ΣΤ΄ Άλλα είδη Τηλεσκοπίων (Ραδιοτηλεσκόπια, ηλιακά, νετρίνο, βαρυτικά)

Α. ΡΑΔΙΟΤΗΛΕΣΚΟΠΙΑ

Γενικά

Τα ραδιοτηλεσκόπια (Ρ/Τ) είναι τα όργανα εκείνα με τα οποία συλλαμβάνουμε ραδιοκύματα.

Τα ραδιοκύματα ανακαλύφτηκαν τυχαία από τον μηχανικό Karl Jansky των εργαστηρίων της Bell Telephon, το 1932, καθώς έψαχνε να εντοπίσει την αιτία ενός στατικού θορύβου βάθους που επηρέαζε τις υπερατλαντικές τηλεπικοινωνίες. Κατάφερε έτσι να εντοπίσει τη διεύθυνση της πηγής εκπομπής που δεν ήταν άλλη από το κέντρο του γαλαξία μας. Το πρώτο όργανο που κατασκεύασε ο Jansky ήταν φτιαγμένο από ξύλο και σωλήνες και είχε μήκος 30 μ.

Το πρώτο παραβολικό Ρ/Τ το κατασκεύασε ο Grote Reber το Σεπτέμβρη του 1937. Ο Reber δημιούργησε μάλιστα και τον πρώτο ραδιοχάρτη του γαλαξία μας που τον δημοσίευσε το 1940. Κανένας όμως αστρονόμος δεν έδωσε τότε σημασία γιατί ήταν κάτι που δεν είχαν ξαναδεί και δεν γνωρίζανε την αξία του. Έτσι ο Reber ήταν ο μοναδικός ραδιοαστρονόμος στον κόσμο για περίπου 10 χρόνια και διέθετε το μοναδικό Ρ/Τ.

Τη δεκαετία του ΄50 άρχισε η κατασκευή και άλλων Ρ/Τ αλλά όλα σχεδόν βασίζονταν στον αρχικό σχεδιασμό του Reber. Έτσι η ραδιοαστρονομία αναπτύχθηκε σαν ανεξάρτητος κλάδος της επιστήμης κυρίως μετά το Β΄ Παγκόσμιο Πόλεμο.

Το βασικό ίσως πλεονέκτημα των Ρ/Τ είναι ότι δεν επηρεάζονται από τα σύννεφα της ατμόσφαιρας της Γης[68], αλλά σχεδόν ούτε από τα μεσοαστρικά νέφη. Άλλο πλεονέκτημά τους είναι ότι μπορούν να κάνουν παρατηρήσεις καθ΄ όλη τη διάρκεια του 24ώρου, αν και προτιμούνται οι νυχτερινές ώρες για να αποφεύγεται η επίδραση του ήλιου.

[68] Η ιονόσφαιρα της Γης εμποδίζει ένα μεγάλο τμήμα ραδιοσημάτων να τη διαπεράσουν. Υπάρχει όμως ένα τμήμα ραδιοκυμάτων, μήκους κύματος (υπό ορισμένες συνθήκες) από 1mm μέχρι 150 μέτρα, που μπορεί και φτάνει μέχρι την επιφάνεια της Γης. Το τμήμα αυτό λέγεται ραδιοπαράθυρο.

Λειτουργία των Ρ/Τ

Η αρχή λειτουργίας τους είναι η ίδια με τα οπτικά τηλεσκόπια: στοχεύουν και συγκεντρώνουν από μια πηγή ραδιοκύματα που τα οδηγούν στην εστία για επεξεργασία. Το "κάτοπτρο" δεν χρειάζεται να είναι λειασμένο, ούτε καν συμπαγές[69]. Γι αυτό βλέπουμε να έχουν δικτυωτή μορφή.

Η στήριξή τους εξαρτάται κυρίως από το μέγεθός τους. Έτσι μπορεί να έχουν ισημερινή στήριξη, αλταζιμουθιακή, μεσημβρινή ή ακόμα τα πολύ μεγάλα να είναι ακίνητα πάνω στο έδαφος. Στην τελευταία περίπτωση η στόχευση γίνεται με τη μετακίνηση του συλλέκτη ραδιοκυμάτων ή με την τοποθέτηση ενός καθρέφτη που ανάλογα με την κλίση του θα οδηγεί στο Ρ/Τ τα ραδιοκύματα διαφόρων πηγών.

Πάντως, όσο μεγαλύτερο είναι ένα τηλεσκόπιο ή Ρ/Τ, σε σχέση με το μήκος κύματος που λαμβάνει, τόσο μεγαλύτερη είναι η ικανότητά του να διακρίνει λεπτομέρειες.

Η κεραία (ή αλλιώς ο δίσκος ή το "πιάτο") ενός Ρ/Τ συλλέγει τα ραδιοκύματα από μια πηγή που επιλέξαμε και τα οδηγεί στο δέκτη. Εκεί ξεχωρίζονται ανάλογα με τη συχνότητά τους. Χαρακτηριστικά των ραδιοκυμάτων είναι η έντασή τους, η συχνότητά τους και η πόλωση που παρουσιάζουν, ενώ χαρακτηριστικό των Ρ/Τ είναι το γωνιακό τους εύρος.


86

Το βασικό μειονέκτημά τους είναι ότι δεν έχουν μεγάλη διαχωριστική ικανότητα δηλαδή δεν μπορούν να ξεχωρίσουν δύο ραδιοπηγές που βρίσκονται κοντά η μία με την άλλη[70]. Το μειονέκτημα αυτό ξεπεράστηκε με τη χρήση Ρ/Τ σαν Ραδιοσυμβολόμετρων.

[69] Μπορεί να έχει διάκενα μικρότερα του 1/2 του μήκους κύματος της προσπίπτουσας ακτινοβολίας.

[70] Η ελάχιστη γωνία (σε arcsecond) διαχωρισμού δύο αντικειμένων δίνεται από τον τύπο: α=2.1Χ105Χλ/d, όπου λ το μήκος κύματος της προσπίπτουσας ακτινοβολίας σε cm και d η διάμετρος του κατόπτρου σε cm.

Διάφορα Ρ/Τ

Εχουν κατασκευαστεί πάρα πολλά Ρ/Τ. Τα σπουδαιότερα από αυτά που μπορούμε να αναφέρουμε είναι τα εξής:

• Το κατευθυνόμενο Ρ/Τ του Jodrell Bank της Αγγλίας, που κατασκευάστηκε το 1957, ανανεώθηκε έκτοτε αρκετές φορές. Εχει διάμετρο κατόπτρου 76 μ., ενώ η στήριξή του είναι αλταζιμουθιακή.

• Το κατευθυνόμενο Ρ/Τ του Ινστιτούτου Max Planck που είναι εγκατεστημένο κοντά στη Βόννη της Γερμανίας. Έχει διάμετρο κατόπτρου 100 μ. και κατασκευάστηκε το 1972. Η στήριξή του είναι αλταζιμουθιακή.

• Το μεσημβρινό Ρ/Τ του Nancay σε μικρή απόσταση από το Παρίσι. Συνίσταται από ένα κινούμενο επίπεδο ανακλαστή και ένα ακίνητο σφαιρικό ανακλαστή (ύψους 35 μ. και μήκους 300 μ.)

• Στο Green Bank των ΗΠΑ έχουν εγκατασταθεί αρκετά Ρ/Τ, όπως το μεσημβρινό Ρ/Τ με διάμετρο κατόπτρου 42 μ, ενώ έχει ήδη ολοκληρωθεί από τις 22 Αυγούστου 2000 το νέο Ρ/Τ με διάμετρο κατόπτρου 100μ.Χ110μ. Το νέο αυτό Ρ/Τ[71], που ονομάζεται GBT (Green Bank Telescope), έχει αλταζιμουθιακή στήριξη, ενώ διαθέτει ειδικό σύστημα εξασφάλισης του ακριβούς σχήματος της επιφάνειας του κατόπτρου του. Ο μηχανισμός αυτός του εξασφαλίζει ικανότητα γωνιακής ανάλυσης ίση με 1'' σε μήκος κύματος 4mm. Στο Green Bank υπήρχε ακόμα ένα Ρ/Τ διαμέτρου 91μ. που όμως καταστράφηκε το 1988.

• Το Ρ/Τ του Colombus των ΗΠΑ με διάμετρο κατόπτρου 183μ.Χ122μ. • Το Ρ/Τ του Ootacamund της Ινδίας με διαστάσεις 530μ.Χ30μ. • Το περίφημο ακίνητο Ρ/Τ του Arecibo στο Πουέρτο Ρίκο της Αμερικής. Εχει διάμετρο κατόπτρου 305 μ!

• Το δακτυλιοειδές Ρ/Τ RATAN-600, κοντά στο Zelenchukskaya της πρώην Σοβιετικής Ενωσης, με διάμετρο δακτυλίου 600 μ!

Θα πρέπει να αναφερθεί ακόμα ότι σε πρόσφατη συνάντηση της IAU (International Astronomical Union) στο Manchester εκπροσωπήθηκαν 24 Ινστιτούτα Ραδιοαστρονομίας από 10 χώρες και αποφάσισαν να εξασφαλίσουν χρήματα για την κατασκευή ενός γιγάντιου Ρ/Τ, του SKA (Square Kilometer Array). Το SKA θα έχει συλλεκτική επιφάνεια 100 φορές μεγαλύτερη από αυτήν που έχει το μεγαλύτερο σήμερα Ρ/Τ. Αν όλα πάνε καλά θα μπορεί να είναι έτοιμο μεταξύ του 2010 και του 2015, με πιθανό μέρος τοποθέτησης την Αυστραλία. Το κόστος του εκτιμάται ότι θα ανέλθει σε 1.000.000.000 δολάρια και θα μπορέσει να χαρτογραφήσει, εκτός των άλλων και τα νέφη ατομικού υδρογόνου που τελικά δημιούργησαν τους γαλαξίες.

[71] Ο πρώτος στόχος του ήταν ο ραδιογαλαξίας 1140+223 και στη συνέχεια ο πάλσαρ Β1133+16


87

Διάφορα Ραδιοσυμβολόμετρα (Ρ/Σ)

Για να ικανοποιηθούν οι απαιτήσεις σε καλύτερη διακριτική ικανότητα κατασκευάστηκαν διάφορα Ρ/Τ συνδυασμένα μεταξύ τους με τη μορφή Συμβολομέτρων. Αναφέρουμε μερικά από αυτά:

• Το Ρ/Σ του Cambridge της Αγγλίας που αποτελείται από 3 Ρ/Τ. Επιτυγχάνεται διαχωριστική ικανότητα που φτάνει τα 7.5'' για μία απόσταση κατόπτρων 732μ.

• Τα δύο Ρ/Τ του Green Bank στις ΗΠΑ με απόσταση κατόπτρων 2.7 km επιτυγχάνουν διαχωριστική ικανότητα 2.5''.

• Τα 96 Ρ/Τ του Culgoora της Αυστραλίας που βρίσκονται σε διάταξη κύκλου διαμέτρου 3 km πετυχαίνουν διαχωριστική ικανότητα 3,5''.

• Το σύνθετο, με μορφή σταυρού Ρ/Τ, στο Molongo της Αυστραλίας επιτυγχάνει διαχωριστική ικανότητα 10''. • Τα 3 Ρ/Τ στο Owens Valley με διαχωριστική ικανότητα 13''. • Το φημισμένο Ρ/Σ VLA (Very Large Array) που βρίσκεται έξω από το Socorro του δυτικού Νέου Μεξικού των

ΗΠΑ. Εχει διάταξη Υ, και αποτελείται από 27 Ρ/Τ διαμέτρου 25 μ. έκαστο. Λειτουργεί από το 1978. Η διαχωριστική του ικανότητα εξαρτάται από το μήκος κύματος του προσπίπτοντος ραδιοκύματος και φτάνει μέχρι 0.13''!

Σήμερα υπάρχει η δυνατότητα να χρησιμοποιηθούν ακόμα πιο μεγάλες διατάξεις Ρ/Σ με Ρ/Τ που μπορούν να βρίσκονται ακόμα και σε αντίθετα σημεία της Γης. Μια τέτοια διάταξη είναι η ονομαζόμενη VLBA (Very Long Baseline Array - Διάταξη Πολύ Μεγάλης Γραμμής Βάσης) που αποτελείται από 10 Ρ/Τ διαμέτρου 25 μ. το καθένα και ισοδυναμεί με ένα ενιαίο Ρ/Τ διαμέτρου 8.000 km από Ανατολή σε Δύση και 4.000 km από Βορρά σε Νότο! Το VLBA αποτελεί ουσιαστικά προέκταση του VLA.

Οι διατάξεις αυτές, όπως και άλλα Ρ/Σ, μπόρεσαν να πετύχουν πάρα πολύ ικανοποιητικές διαχωριστικές ικανότητες[72].

Οι ραδιοαστρονόμοι προωθούν μια παγκόσμια διάταξη των υφιστάμενων Ρ/Τ ώστε όλα μαζί να λειτουργούν σαν ένα πλανητικό Ρ/Σ.

Σε περίπτωση που μπορέσουμε να δημιουργήσουμε Ρ/Σ με δύο Ρ/Τ που θα βρίσκονται το ένα στη Γη και το άλλο στη Σελήνη, τότε η διακριτική ικανότητά του Ρ/Σ θα φτάνει τα 0.00007''!

Τέλος, ένα σημαντικό πρόγραμμα που θα πρέπει να αναφερθεί είναι και το ARISE (Advanced Radio Interferometry between Space and Earth), κόστους 350.000.000 δολαρίων που θα συνδέει συμβολομετρικά επίγεια Ρ/Τ με διαστημικά.

[72] π.χ. η διακριτική ικανότητα του VLΒA φτάνει τα 0.03'' έως 0.0005'', ανάλογα με το μήκος κύματος του προσπίπτοντος ραδιοκύματος. Επίσης μεταξύ των Ρ/Τ Goldstone των ΗΠΑ και της Κριμαίας πέτυχαν διαχωριστική ικανότητα 0.0003''!

Χρησιμότητα των Ρ/Τ

Οι επιστήμονες χάρη στη μελέτη του Σύμπαντος με τα Ρ/Τ μπόρεσαν να προσδιορίσουν τις σπείρες του δικού μας γαλαξία. Επίσης χάρη σ΄ αυτά έγινε δυνατό να προσδιοριστούν απομακρυσμένοι γαλαξίες που εκπέμπουν μόνο ραδιοκύματα και είναι ως εκ τούτου αόρατοι στα οπτικά τηλεσκόπια.

Γενικά μπορούμε να πούμε ότι τα Ρ/Τ μπορούν να διεισδύουν στο Σύμπαν σε διπλάσια απόσταση από ότι τα οπτικά Τ/Σ.

Χάρη στα ραδιοκύματα γίνεται εφικτό να μελετηθούν οι επιφάνειες των νεφοσκεπών πλανητών του ηλιακού μας συστήματος όπως είναι η Αφροδίτη και οι αέριοι γίγαντες.


88

Η πρώτη κερατοειδής ραδιοκεραία ανίχνευσης μικροκυμάτων

Κατευθυνόμενο Ραδιοτηλεσκόπιο


89

Το Ραδιοτηλεσκόπιο του Arecibo

Το Ραδιοσυμβολόμετρο VLA

Β. Ηλιακά τηλεσκόπια

Γενικά

Ο ήλιος είναι το πιο κοντινό σε μας αστέρι και ως εκ τούτου μας δίνει τη μοναδική ευκαιρία να το παρατηρήσουμε[73] λεπτομερειακά. Με τα ειδικά τηλεσκόπια που κατασκευάστηκαν μπορούμε να μελετήσουμε την επιφάνεια, την ατμόσφαιρα, ή το στέμμα του.

Λόγω της πολύ μεγάλης λαμπρότητας του ήλιου τα περισσότερα ηλιακά τηλεσκόπια έχουν μικρά κάτοπτρα σε σχέση με τα αντίστοιχα αστρικά. Παρόλα αυτά μπορούμε να πετύχουμε λεπτομερείς εικόνες χρησιμοποιώντας μεγάλα εστιακά μήκη.

Επειδή ο ατμοσφαιρικός αέρας είναι ένα σημαντικό πρόβλημα, που δημιουργεί φαινόμενα διαταραχής, συνήθως η οπτική διαδρομή του ηλιακού φωτός γίνεται μέσα σε σωλήνα κενού ή βαθιά κάτω στη Γη, ή υπάρχουν ειδικά


90

συστήματα ψύξης του σωλήνα. Τα τελευταία χρόνια χρησιμοποιούνται ειδικά προσαρμοστικά οπτικά όργανα, ώστε να εξουδετερώνονται οι διάφορες παραμορφώσεις του ειδώλου λόγω διαταραχής.

Το βασικό πλεονέκτημα των τηλεσκοπίων αυτών είναι ότι παρατηρούν φυσικά στη διάρκεια της ημέρας κι έτσι έχουν στη διάθεσή τους πολλές ώρες.

Υπάρχουν πολλά ηλιακά τηλεσκόπια. Εδώ θα παρουσιάσουμε περιληπτικά τα έξι σπουδαιότερα επίγεια και το διαστημικό SOHO.

[73] Η παρατήρηση του ήλιου δεν γίνεται ποτέ άμεσα. Πάντοτε γίνεται με τη βοήθεια ειδικών απορροφητικών φίλτρων ή έμμεσα με την προβολή του ειδώλου του σε πέτασμα.

Το τηλεσκόπιο Μακ Μαθ

Βρίσκεται εγκατεστημένο στην Αριζόνα, στην κορυφή του Κιτ Πικ, σε υψόμετρο 2090 μ. και διαθέτει οπτική σήραγγα μήκους 160μ. Είναι το μεγαλύτερο ηλιακό τηλεσκόπιο στον κόσμο και παράγει τα μεγαλύτερα είδωλα ηλίου. Η σήραγγα έχει κλίση 32ο και είναι παράλληλη με τον άξονα περιστροφής της Γης.

Ο ηλιοστάτης (ένα μεγάλο περιστρεφόμενο κάτοπτρο διαμέτρου 2 μ.) οδηγεί το ηλιακό φως μέσα από τη σήραγγα στο κοίλο πρωτεύον κάτοπτρο, διαμέτρου 1.50 μ. Ακολούθως ανακλάται στο δευτερεύον, με διάμετρο 1.2 μ. για να οδηγηθεί τελικά στο θάλαμο παρατήρησης.

Η σήραγγα διαθέτει ένα χάλκινο περίβλημα με ενσωματωμένο σύστημα ψύξης για σταθεροποίηση της θερμοκρασίας του αέρα. Έτσι το συγκεκριμένο τηλεσκόπιο αφήνει να περάσει η υπέρυθρη ακτινοβολία[74] που βοηθάει τους επιστήμονες να ανιχνεύσουν τα ασθενή μαγνητικά πεδία στην επιφάνεια του ήλιου.

[74] Στην περίπτωση που υπάρχει κενό αέρος τότε ένα μεγάλο μέρος της υπέρυθρης ακτινοβολίας απορροφάται από τα γυάλινα τοιχώματα που εξασφαλίζουν το κενό.

Το τηλεσκόπιο του Σακραμέντο Πικ

Βρίσκεται χτισμένο στην άκρη ενός γκρεμού στο Σακραμέντο Πικ του Νέου Μεξικού σε υψόμετρο 2.800 μ. Είναι τηλεσκόπιο κενού και μπορεί να αναλύσει λεπτομέρειες της τάξης 0.25'' ή μέχρι 160 χιλιόμετρα στην επιφάνεια του ήλιου. Είναι το τηλεσκόπιο με τη μεγαλύτερη διακριτική ικανότητα του είδους του.

Ο σωλήνας κενού που διαθέτει έχει μήκος 98 μ. με το 1/3 πάνω από το έδαφος και τα 2/3 μέσα σ΄ αυτό. Είναι εγκιβωτισμένος με σκυρόδεμα πάχους 1 μ. και επικαλυμμένο με διοξείδιο του Τιτανίου ώστε να διαθέτει μεγάλη ανακλαστικότητα.

Ο αστροστάτης ζυγίζει 250 τόνους και βρίσκεται βυθισμένος μέσα σε υδράργυρο ώστε να κινείται ευκολότερα.

Διαθέτει φίλτρο συμβολής U.B.F.[75] που βελτιώνει την αποτελεσματικότητά του. Τα "φιλτρογράμματα" του U.B.F. βοηθούν να κατανοήσουμε την πολυπλοκότητα της συνεργασίας της ύλης και του μαγνητισμού πάνω στον ήλιο.

[75] U.B.F.: Ειδικό όργανο που αφήνει να περάσει μόνο μια πολύ μικρή περιοχή του ηλιακού φάσματος και μπορεί να αλλάξει γρήγορα μήκος κύματος.


91

Το τηλεσκόπιο του Πικ ντι Μιντί

Πρόκειται για ειδικό τύπο ηλιακού τηλεσκοπίου. Ανήκει στην κατηγορία που γενικά ονομάζονται στεμματογράφοι μια και μελετούν το στέμμα[76] του ήλιου. Είναι εγκατεστημένος στην κορυφή του Πικ ντι Μιντί, σε υψόμετρο 2.800 μ.

Ο πρώτος στεμματογράφος εγκαταστάθηκε από το Γάλλο αστρονόμο Μπερνάρ Λιό στο αστεροσκοπείο του Πικ ντι Μιντί, το 1931. Γενικά το ηλιακό στέμμα είναι ένα εκατομμύριο φορές πιο αμυδρό από το ηλιακό φως και ο στεμματογράφος απλά δημιουργεί τεχνητή έκλειψη.

Στο Πικ ντι Μιντί το ηλιακό φως εισέρχεται στο σωλήνα του στεμματογράφου από έναν αντικειμενικό φακό που εστιάζει την ηλιακή εικόνα πάνω ακριβώς σε έναν ανακλαστικό κώνο κι έναν λεπτό λοξό δίσκο επικάλυψης. Η διάταξη των δύο αυτών στοιχείων επιτρέπει να περάσει μόνο το φως του ηλιακού στέμματος που μετά από μια ειδική διαδρομή φτάνει στο φασματογράφο.

[76] Γενικά, το ηλιακό στέμμα διακρίνεται με τα τηλεσκόπια μόνο κατά την ολική έκλειψη ηλίου. Το ηλιακό στέμμα έχει θερμοκρασία που φτάνει περίπου 1.400.000ο C.

Τα τηλεσκόπια του Μπιγκ Μέαρ

Βρίσκεται σε υψόμετρο 2.040 μ., πάνω στην οροσειρά του Σαν Μπερναντίνο στην Καλιφόρνια, στην όχθη της ομώνυμης λίμνης.

Η τοποθεσία της λίμνης επιλέχθηκε ώστε τα νερά της να απορροφούν την ηλιακή θερμότητα και όχι να την αντανακλούν όπως γίνεται στην ξηρά.

Έχει δυνατότητα μεγάλης ημερήσιας παρατήρησης και γι αυτό κυρίως ασχολείται με τις ταλαντώσεις της επιφάνειας του ήλιου και με τις εκλάμψεις του.

Στο Μπιγκ Μπέαρ υπάρχουν τρία τηλεσκόπια, ένα ανακλαστικό διαμέτρου 66 εκ. και δυο διαθλαστικά διαμέτρων 25 και 15 εκ. Το μικρότερο τηλεσκόπιο παρακολουθεί συνεχώς τον ηλιακό δίσκο. Τα άλλα δύο, που είναι κενού, παρατηρούν λεπτομέρειες. Στο μεγαλύτερο εκ των τριών, το ηλιακό φως ανακλάται από ένα πρωτεύον κάτοπτρο προς ένα κεκλιμένο που ψύχεται με νερό. Στο κέντρο του κεκλιμένου κατόπτρου υπάρχει ένα μικρό άνοιγμα που στέλνει τμήμα του ηλιακού φωτός σ΄ ένα δευτερεύον κάτοπτρο κι από εκεί μεγεθυσμένη η εικόνα του ήλιου στέλνεται στον φασματογράφο ή σε άλλα όργανα.

Τα τηλεσκόπια του σταθμού Αμούδσεν-Σκοτ

Όπως είναι γνωστό στους πόλους της Γης η ημέρα διαρκεί έξι μήνες, κάτι που είναι μοναδικό για τους αστρονόμους που ασχολούνται με τις παρατηρήσεις του ήλιου.

Κάθε χρόνο λοιπόν από το 1979 οι ηλιακοί φυσικοί πηγαίνουν από τον Οκτώβριο μέχρι το Φεβρουάριο στην Ανταρκτική, σ΄ έναν καταυλισμό που είναι 8 χιλιόμετρα από το σταθμό Αμούσδεν-Σκοτ. Στη διάρκεια των παρατηρήσεων ο ήλιος βρίσκεται συνεχώς πάνω από τον ορίζοντα σε ύψος 12ο μέχρι 23ο.

Κυρίως μεταφέρονται φορητά τηλεσκόπια και παρατηρούνται οι συχνότητες της ηλιακής ταλάντωσης καλύτερα από οπουδήποτε αλλού στη Γη.

Το τηλεσκόπιο "Θέμις"

Βρίσκεται εγκατεστημένο στην Τενερίφη, στα Κανάρια Νησιά και αποστολή του είναι η έρευνα των μηχανισμών της μαγνητικής δραστηριότητας του Ήλιου.

Είναι τηλεσκόπιο κενού με διάμετρο 90 εκ. Το 1975 οι επιστήμονες ανακάλυψαν ότι το μαγνητικό πεδίο της ηλιακής ατμόσφαιρας δεν είναι ομοιογενές, αλλά αποτελείται από νημάτια διαμέτρου 150 χιλιόμετρα έκαστο. Επειδή


92

κανένα ηλιακό τηλεσκόπιο της εποχής εκείνης δεν μπορούσε να διακρίνει τόσο μικρές λεπτομέρειες αποφασίστηκε η κατασκευή του "Θέμις", αφού πρώτα επιλύθηκε το πρόβλημα της πόλωσης κατά την παρατήρηση του ηλιακού φωτός. Το πρόβλημα της διακριτικής ικανότητας, παρότι η τοποθεσία είναι πολύ καλή, χρειάστηκε να επιλυθεί με τη βοήθεια προσαρμοστικών οπτικών οργάνων[77], όπως αυτά που χρησιμοποιούνται στα υπερσύγχρονα τηλεσκόπια νέας γενιάς. Με τη βοήθεια των οργάνων αυτών επιτεύχθηκε διακριτική ικανότητα 0.2'' που αντιστοιχεί σε αποστάσεις περίπου 150 χιλιομέτρων πάνω στην επιφάνεια του Ηλίου[78].

Το πρώτο φως το δέχτηκε στις 22 Μαρτίου 1996, ενώ τέθηκε σε πλήρη λειτουργία στις αρχές του 1997. Έκτοτε ασχολείται με τη μέτρηση των μαγνητικών πεδίων της επιφάνειας του Ήλιου, αλλά και στοιχείων της ατμόσφαιράς του, όπου μπορεί να παρατηρεί μέχρι βάθους 10.000 χιλιομέτρων πάνω από την φωτόσφαιρα. Μελετάει επίσης τη θερμοκρασία, την πίεση, την ταχύτητα και τη διεύθυνση κάθε σημείου του ηλιακού στέμματος, όπως ακόμα παρακολουθεί την εξέλιξη των ατμοσφαιρικών δομών του Ηλίου, ώστε να κατανοήσουμε καλύτερα τις εσωτερικές δομές του ζωογόνου άστρου μας.

[77] Ένα ενεργό κάτοπτρο, διαμέτρου 30 εκ., που βρίσκεται στο εστιακό επίπεδο του τηλεσκοπίου διορθώνει τα σφάλματα που επιφέρει η ατμόσφαιρα στο είδωλο με ταχύτητα 600 φορές το δευτερόλεπτο.

[78] Τα άλλα ηλιακά τηλεσκόπια πετυχαίνουν διακριτική ικανότητα μεγαλύτερη από 1''.

7. To διαστημικό τηλεσκόπιο SOHO

Στις 2 Δεκεμβρίου 1995 εκτοξεύτηκε το περίφημο ηλιακό τηλεσκόπιο SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory). Τοποθετήθηκε στο διάστημα στη θέση L1 Lagrange σε απόσταση 1.500.000 χιλιόμετρα από τη Γη προς την πλευρά του Ηλιου. Το μήκος του SOHO είναι 3.65 μέτρα και το πλάτος του επίσης 3.65 μ., ενώ έχει καθαρό βάρος 610 kg.

Είναι αποτέλεσμα συνεργασίας μεταξύ της ESA και της NASA και κατασκευάστηκε στην Ευρώπη από αμερικανούς και ευρωπαίους επιστήμονες. Η τροχιά του παρακολουθείται από το δίκτυο DSN (Deep Space Network) της NASA, ενώ ο έλεγχός του γίνεται από το Goddard Space Flight Center στο Maryland. Μπορεί, λόγω της θέσης του, με 12 ομάδες επιστημονικών οργάνων, να παρακολουθεί συνεχώς τον ήλιο σε αντίθεση με παλαιότερα διαστημικά ηλιακά παρατηρητήρια που βρισκόταν σε γήινες τροχιές και ως εκ τούτου η Γη περιοδικά κάλυπτε τον ήλιο.

Εκτός από το SOHO υπάρχει σε τροχιά και το παρατηρητήριο Ulysses, μια κοινή προσπάθεια της NASA και της ESA. Χαρακτηριστικό του είναι ότι η τροχιά του έχει κλίση 80ο σε σχέση με το επίπεδο της γήινης τροχιάς και ως εκ τούτου μπορεί να παρατηρεί άμεσα τους πόλους του Ήλιου. Εκτοξεύτηκε πριν μια δεκαετία, ενώ, πρόσφατα ανακάλυψε δύο είδη ηλιακών ανέμων: έναν ασθενή που πηγάζει από την περιοχή του ηλιακού ισημερινού και έναν ισχυρό που πηγάζει απ΄ τους ηλιακούς πόλους.

Τέλος θα πρέπει ακόμα να αναφέρουμε ότι σχεδιάζεται το παρατηρητήριο Solar Orbiter που θα μελετήσει για πρώτη φορά από κοντά τον Ήλιο και θα εκτοξευτεί περί το 2008.


93

Tο ηλιακό τηλεσκόπιο Πικ ντι Μιντί

Γ. Παρατηρητήρια Ανίχνευσης Νετρίνο

Τα νετρίνο είναι υποατομικά σωματίδια της ύλης που πιστεύεται ότι υπάρχουν σε ασύλληπτες ποσότητες στο Σύμπαν. Παράγονται από τις συντελούμενες θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό του Ήλιου και των άλλων αστέρων, αλλά κυρίως, στις εκρήξεις σουπερνόβα ή πηγών ακτίνων γ. Τα νετρίνο έχουν μηδενικό ηλεκτρικό φορτίο[79] και σχεδόν μηδενική μάζα[80], ενώ κινούνται σχεδόν με την ταχύτητα του φωτός.

Διαπερνούν κατά τεράστιες ποσότητες τη Γη[81], αλλά γενικά, δεν αντιδρούν με την ύλη. Στη σπάνια όμως περίπτωση που συμβεί αυτό, τότε απελευθερώνουν φορτισμένα σωματίδια που ονομάζονται μιόνια. Τα μιόνια μπορούν να ανιχνευτούν μέσω φωτοπολλαπλασιαστών από το "φως" που εκπέμπουν (φως Cerenkov).

Τα ειδικά Παρατηρητήρια Ανίχνευσης Νετρίνο (ΠΑΝ) που υπάρχουν σήμερα στη Γη είναι υπόγεια ή υποθαλάσσια. Ο λόγος είναι πως τα παρατηρητήρια αυτά πρέπει να είναι προφυλαγμένα από την επίδραση οποιασδήποτε άλλης ακτινοβολίας.

Στο βυθό της θάλασσας είναι στραμμένα προς το κέντρο της Γης, ενώ η Γη λειτουργεί σαν προστατευτική ασπίδα από το σύνολο των ακτινοβολιών που δέχεται από το Σύμπαν. Τα μόνα που μπορούν να τη διαπεράσουν είναι τα νετρίνο.

Το πρώτο, μεγάλης κλίμακας, ΠΑΝ κατασκευάστηκε το 1965 από τον καθηγητή Raymond Davis του Brookhaven National Laboratory των ΗΠΑ και κόστισε 600.000 δολάρια εποχής. Το ΠΑΝ αυτό εγκαταστάθηκε σε βάθος 1.5 χιλιομέτρου στο Homestake Mine της Νότιας Ντακότα. Διαθέτει μια δεξαμενή με 400.000 λίτρα C2Cl4. Παρόλη όμως την τεράστια αυτή ποσότητα ελεγχόμενου υγρού, ο παρατηρούμενος ρυθμός αντίδρασης ενός νετρίνο με την ύλη είναι μικρότερος από ένα ανά ημέρα!

Άλλο περίφημο ΠΑΝ είναι το Super-Kamiokande που βρίσκεται εγκατεστημένο σε βάθος περίπου 1 χιλιόμετρο


94

στην περιοχή Kamioka Mine των Ιαπωνικών Άλπεων. Διαθέτει μία δεξαμενή 50.000.000 λίτρων με υπερκαθαρό νερό και περίπου 13.000 φωτοπολλαπλασιαστές. Το ΠΑΝ αυτό προσδιόρισε ότι τα νετρίνο είναι διαφόρων τύπων.

Άλλο επίσης διάσημο ΠΑΝ είναι αυτό που βρίσκεται κοντά στο Sudbury στο Οντάριο του Καναδά. Σε βάθος 2 χιλιομέτρων από την επιφάνεια της Γης έχει μια δεξαμενή που περιέχει περίπου 1.000.000 λίτρα βαρύ ύδωρ. Πρόκειται για μια προσπάθεια 100 επιστημόνων από 11 Πανεπιστήμια και Εργαστήρια του Καναδά, των ΗΠΑ και του Ηνωμένου Βασιλείου.

Πρόσφατα εγκαταστάθηκε στο βυθό της θάλασσας ανοιχτά της Μασσαλίας, σε βάθος 2.4 χιλιομέτρων, το ΠΑΝ "Antares" που διαθέτει 1.000 φωτοπολλαπλασιαστές. Πρόκειται για διεθνή συνεργασία μεταξύ φυσικών, αστρονόμων και ωκεανογράφων από τη Γαλλία, την Ολλανδία, τη Ρωσία, την Ισπανία και τη Βρετανία.

Σύντομα επίσης ολοκληρώνεται από το Πανεπιστήμιο Αθηνών, ένα παρόμοιο ΠΑΝ, ανοιχτά της Πύλου που ονομάζεται "ΝΕΣΤΩΡ". Το πιο ενδιαφέρον όμως από όλα είναι ίσως το AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array) που χρησιμοποιεί καθαρό πάγο πάχους 1.4 χιλιομέτρων στην Ανταρκτική. Με τη χρήση θερμού ύδατος άνοιξαν οπές στον πάγο και τοποθέτησαν σ΄ αυτό το βάθος φωτοπολλαπλασιαστές. Με το πρόγραμμα AMANDA 2 θα τοποθετηθούν 424 φωτοπολλαπλασιαστές σε βάθη από 1.3 έως 2.4 χιλιομέτρων εξασφαλίζοντας ένα λειτουργικό όγκο περίπου 1 km3.

Γενικά με τη μελέτη των νετρίνο πιστεύεται ότι θα μπορέσουν οι επιστήμονες να κάνουν μια χαρτογράφηση του Σύμπαντος με ένα νέο τρόπο και να κατανοήσουν την προέλευση της κοσμικής ακτινοβολίας.

[79] Γι αυτό και κινούνται ευθύγραμμα, μη επηρεαζόμενα από μαγνητικά πεδία στο Σύμπαν. Εάν μπορέσουμε να προσδιορίσουμε την κατεύθυνσή τους μπορούμε να βρούμε την πηγή από την οποία ξεκίνησαν.

[80] Πρόσφατες μετρήσεις οδηγούν στο συμπέρασμα ότι η μάζα ενός νετρίνο είναι λιγότερη από το 1/10.000 της μάζας ενός ηλεκτρονίου!

[81] Εκτιμάται ότι από μια επιφάνεια 1m2 της Γης διέρχονται 6Χ1014 νετρίνο/sec!


95

Ανιχνευτής νετρίνο στο Sudbury

Δ. Παρατηρητήρια Βαρυτικών Κυμάτων

Γενικά

Σύμφωνα με τη Γενική Θεωρία του Αϊνστάιν, ένα σώμα με σημαντική μάζα καμπυλώνει το χωροχρόνο πέριξ αυτού. Την καμπύλωση του χωροχρόνου την αντιλαμβανόμαστε σαν βαρυτική έλξη που ορίζει την τροχιά ενός υλικού σώματος. Αυτή η βαρυτική έλξη επιφέρει καμπύλωση ακόμα και στην τροχιά του φωτός. Κατά τη Θεωρία αυτή οποιαδήποτε αλλαγή στο βαρυτικό πεδίο διαδίδεται μέσα στο χώρο με την πεπερασμένη ταχύτητα του φωτός, δηλαδή με 300.000 km/s. Από την αλλαγή του βαρυτικού πεδίου δημιουργούνται βαρυτικά κύματα (όπως τα κύματα στην επιφάνεια μιας λίμνης στην οποία ρίχνουμε μια πέτρα) τα οποία διαταράσσουν το χωροχρόνο πέριξ αυτού. Αυτό σημαίνει ότι τα σώματα που βρίσκονται μέσα στη ζώνη διαταραχής επιμηκύνονται και συμπιέζονται εναλλάξ. Δηλαδή η απόσταση δύο υλικών σημείων μεταβάλλεται. Λόγω του ότι η βαρύτητα είναι πολύ ασθενής σε σχέση με τις άλλες δυνάμεις οι αλλαγές, στη μεταξύ απόσταση των δύο σημείων, είναι της τάξης 1 προς 1021. Αυτό σημαίνει ότι δυο υλικά σημεία που απέχουν μεταξύ τους 1 Αστρονομική Μονάδα θα μετακινηθούν λόγω των βαρυτικών κυμάτων μόνο κατά την απόσταση 10-10 μέτρα (δηλαδή όσο το μέγεθος της διαμέτρου του ατόμου του υδρογόνου)!

Βαρυτικά κύματα μπορεί να προκαλέσει ένα ζεύγος διπλών αστέρων που περιστρέφονται το ένα γύρω από το άλλο, εφόσον διαθέτουν μεγάλη μάζα και κινούνται πολύ κοντά το ένα στο άλλο. Επίσης βαρυτικά κύματα μπορούν να δημιουργήσουν ζεύγη αστέρων νετρονίων ή μαύρων οπών. Καθώς περιστρέφονται χάνουν ενέργεια, που


96

"ακτινοβολείται" με τη μορφή βαρυτικών κυμάτων, και πλησιάζουν όλο και πιο κοντά το ένα στο άλλο, ώσπου στο τέλος επέρχεται η μεταξύ τους σύγκρουση. Πλησιάζοντας προς τη σύγκρουση εκπέμπουν βαρυτικά κύματα με επιταχυνόμενο ρυθμό. Ακόμα βαρυτικά κύματα μπορούν να δημιουργηθούν όταν συγκρούονται δύο γαλαξίες μεταξύ τους. Τα βαρυτικά κύματα που δημιουργούνται με αυτούς τους τρόπους έχουν συχνότητα 10-4 έως 104 Hz και μήκη κύματος από 3Χ1012 m (20 Αστρονομικές Μονάδες) έως 3Χ104 m (30 χιλιόμετρα).

Μέχρι σήμερα δεν έχουμε ακόμα προσδιορίσει πειραματικά την ύπαρξη βαρυτικών κυμάτων.

Παρατηρητήρια βαρυτικών κυμάτων

Τα παρατηρητήρια αυτά είναι ουσιαστικά υπερευαίσθητοι αισθητήρες. Το πρώτο του είδους εγκαταστάθηκε από τον καθηγητή Joseph Weber, του Πανεπιστημίου του Maryland, το 1960. Αποτελούνταν από ένα στερεό κύλινδρο αλουμινίου, στον οποίο ήταν προσαρμοσμένα εξαιρετικά ευαίσθητα μηκυνσιόμετρα. Το μειονέκτημα της διάταξης κυλίνδρου είναι ότι μπορεί να προσδιορίσει μεταβολές μήκους μόνο εάν τα κύματα έρχονται κάθετα σ΄ αυτόν.

Αντί για τη διάταξη αυτή δημιουργήθηκαν συμβολομετρικοί αισθητήρες που μπορούν να δεχτούν κύματα από μεγάλη περιοχή διευθύνσεων. Συνήθως τέτοιες διατάξεις αποτελούνται από δύο ανεξάρτητους, βραχίονες κάθετους μεταξύ τους, δηλαδή υπό μορφή σχήματος L. Συμβολόμετρα με την μορφή αυτή κατασκευάστηκαν στις ΗΠΑ, τη Γερμανία, την Ιταλία και την Ιαπωνία.

Το αμερικανικό πρόγραμμα προσδιορισμού βαρυτικών κυμάτων φέρει την ονομασία LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory). Αποτελείται από δύο συμβολομετρικές διατάξεις σχήματος L, κάθε μια με βραχίονες μήκους 4 χιλιομέτρων. Η πρώτη είναι στο Hanford της Ουάσινγκτον και η άλλη στο Livingston στη Louisiana, περίπου 3.000 χιλιόμετρα μακριά. Το LIGO αναμένεται να τεθεί σε λειτουργία εντός του 2001.

Παρόμοια διάταξη είναι το υπό κατασκευή Ιταλογαλλικό VIRGO, με μήκος βραχιόνων 3 χιλιόμετρα έκαστος, που αναμένεται η λειτουργία του σε λίγα χρόνια.

Επίσης αναφέρουμε το Αγγλογερμανικό GEO, με μήκος βραχιόνων 600 μέτρα έκαστος, που θα λειτουργήσει σε λίγα χρόνια, καθώς επίσης το ιαπωνικό TAMA, με μήκος βραχιόνων 300 μέτρα έκαστος, που ξεκίνησε τη λειτουργία του τον Μάιο του 1999.

Λόγω του γήινου βαρυτικού πεδίου τα διάφορα παρατηρητήρια δυσκολεύονται στην αποστολή τους. Μπορούν να ανιχνεύουν βαρυτικά κύματα με συχνότητα πάνω από 1 Hz. Ετσι οι επιστήμονες προχώρησαν στο σχεδιασμό διαστημικού συμβολόμετρου για την ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων. Πρόκειται για το, κόστους 250.000.000 δολαρίων, LISA (Laser Interferometer Space Antenna), ένα φιλόδοξο πρόγραμμα που με τη συνεργασία των ΗΠΑ και της Ευρωπαϊκής Ένωσης θα θέσει σε τροχιά τρεις αισθητήρες (διαμέτρου 2.2 μέτρα έκαστος) που θα σχηματίζουν ισοσκελές τρίγωνο στο διάστημα με μεταξύ τους απόσταση 5.000.000 χιλιόμετρα.

Η θέση του τριγώνου αυτού θα βρίσκεται περίπου 50.000.000 χιλιόμετρα πίσω από τη Γη κατά την τροχιά της γύρω από τον Ήλιο (η γωνία Γη-Ήλιος-LISA θα είναι 20ο). Η σύνδεση μεταξύ των τριών αισθητήρων θα γίνεται με ακτίνες Laser κι έτσι θα δημιουργούν το διαστημικό συμβολόμετρο. Το LISA θα ανιχνεύει μικρής συχνότητας βαρυτικές διαταραχές δηλαδή με περιόδους λίγων δευτερολέπτων μέχρι λίγων ωρών. Πιστεύεται ότι θα μπορέσει να ανιχνεύσει βαρυτικές διαταραχές προερχόμενες από υπερμαζικές μαύρες οπές στους τελευταίους μήνες του σχηματισμού τους, ή ζεύγη υπό σύγκρουση αντικειμένων τουλάχιστον ένα χρόνο πριν την τελική σύγκρουσή τους. Γενικά θα μπορεί να ανιχνεύει οποιαδήποτε τέτοια συστήματα συνδεδεμένων αντικειμένων με μάζες από 1.4 δις έως 10 δις ηλιακές μάζες. Έχει πολύ μεγάλη σημασία η ακριβής θέση των τριών αισθητήρων και θα εξασφαλίζεται με κατάλληλους χειρισμούς διόρθωσης τροχιάς (10 έως 100 φορές πιο ακριβείς από ότι μέχρι τώρα). Για να διαπιστωθεί εάν κάτι τέτοιο θα είναι δυνατό προγραμματίζεται να γίνει το αργότερο το 2003 μια δοκιμαστική αποστολή.

Το πρόγραμμα LISA πιθανόν να λειτουργήσει πλήρως το 2010.


97

Στόχοι

Τα αμέσως επόμενα χρόνια πιθανολογείται ότι ίσως οι διάφορες επίγειες διατάξεις θα μπορέσουν να ανιχνεύσουν για πρώτη φορά βαρυτικά κύματα που θα προέρχονται από εκρήξεις σουπερνόβα και συγκρούσεις αστέρων νετρονίων. Ενδεχομένως όμως κάτι τέτοιο να μην γίνει κατορθωτό.

Το διαστημικό πρόγραμμα LISA είναι αυτό που συγκεντρώνει όλες τις ελπίδες των επιστημόνων για την ανίχνευση τελικά των βαρυτικών κυμάτων. Εάν κάτι τέτοιο, όπως πιστεύεται, γίνει κατορθωτό, τότε ανοίγει ένας νέος κλάδος στην αστρονομία.

Ο νέος κλάδος της αστρονομίας που θα βασίζεται στα βαρυτικά κύματα θα ανοίξει ένα καινούργιο παράθυρο στο Σύμπαν. Και όπως κάθε καινούργιο παράθυρο στην αστρονομία δεν θα μας πει μόνο περισσότερα για τα διάφορα αντικείμενα που ήδη γνωρίζουμε, αλλά ίσως ανακαλύψει καινούργια ήδη αντικειμένων ή φαινομένων η ύπαρξη των οποίων μας είναι προς στιγμήν άγνωστη.

Ο διαστημικός ανιχνευτής βαρυτικών κυμάτων LISA


98

Κεφάλαιο Ζ΄ Παράρτημα

1. Χαρακτηριστικά στοιχεία ενός τηλεσκοπίου

Τα κυριότερα χαρακτηριστικά στοιχεία με τα οποία προσδιορίζεται ένα τηλεσκόπιο είναι τα εξής:

1. Ο τύπος του: Προσδιορίζεται ανάλογα με τον τρόπο που συλλέγει το φως και διακρίνεται σε Διοπτρικό (χρήση φακών), Κατοπτρικό (χρήση κατόπτρων) και Καταδιοπτρικό (χρήση φακών και κατόπτρων)

2. Η στήριξή του: Διακρίνεται σε Αλταζιμουθιακή (δυνατότητα κίνησης καθ΄ ύψος και οριζόντια), Ισημερινή (δυνατότητα κίνησης παράλληλα και κάθετα με τον άξονα περιστροφής της Γης), Μεσημβρινή (δυνατότητα κίνησης μόνο στο μεσημβρινό επίπεδο) κλπ.

3. Η διάμετρος του, D: αναφέρεται στη διάμετρο του αντικειμενικού φακού ή του πρωτεύοντος κατόπτρου. 4. Η φωτοσυλλεκτική Ισχύς του: είναι η ποσότητα φωτός που μπορεί να συγκεντρώσει ένα τηλεσκόπιο και

είναι ανάλογη της διαμέτρου D. 5. Το εστιακό επίπεδο: είναι το επίπεδο όπου απεικονίζεται ευκρινώς το παρατηρούμενο αντικείμενο. 6. Η εστιακή απόσταση, F: είναι η απόσταση από τον αντικειμενικό φακό ή το πρωτεύον κάτοπτρο, όπου

εστιάζεται ευκρινώς η εικόνα του παρατηρούμενου αντικειμένου. 7. Ο εστιακός λόγος, f/: ισούται με F/D (αν το αποτέλεσμα είναι π.χ. 15 γράφεται σαν f/15). 8. H κλίμακα του ειδώλου: ορίζει πόσα δευτερόλεπτα της μοίρας πάνω στον ουρανό αντιστοιχούν σε 1 mm

πάνω στο εστιακό επίπεδο ή στην φωτογραφική πλάκα. 9. Η μεγέθυνση, Μ: ορίζεται σαν ο λόγος δυο γωνιών: της γωνίας με την οποία βλέπουμε ένα αντικείμενο με

ένα τηλεσκόπιο προς τη γωνία που το βλέπουμε με γυμνό οφθαλμό. Η μεγέθυνση Μ δίνεται από τη σχέση:

Μ = F/f[82]

(f = η εστιακή απόσταση του προσοφθαλμίου φακού).

10. Η διακριτική ή διαχωριστική ικανότητα, ω: Λέγεται και γωνιακή ανάλυση. Είναι η ελάχιστη γωνιακή απόσταση που μπορούν να έχουν δύο αστέρια μεταξύ τους ώστε να καταφέρουμε να τα παρατηρήσουμε σαν δυο ξεχωριστά σημεία[83]. Η γωνία ω σε δευτερόλεπτα της μοίρας δίνεται από τη σχέση:

ω'' = 206265 Χ 1.22 Χ λ/D

όπου λ το μήκος κύματος της προσπίπτουσας ακτινοβολίας και D η διάμετρος του κατόπτρου.

11. Η οπτική Ισχύς, Ι: Είναι το αντίστροφο της διακριτικής ικανότητας. Δηλ. Ι = 1/ω. 12. Το φαινόμενο μέγεθος[84], mmax: Ορίζεται σαν το μέγεθος του αμυδρότερου αστέρα που μπορούμε να

παρατηρήσουμε με ένα τηλεσκόπιο διαμέτρου D και δίνεται από τη σχέση:

mmax = 6.5 + 5logD

(το D σε cm)

13. To οπτικό πεδίο, θ: Είναι η γωνία με την οποία παρατηρεί κανείς τον ουρανό μέσα από ένα τηλεσκόπιο. Η γωνία αυτή δίνεται από τον τύπο:

θ = α/Μ

όπου α το οπτικό πεδίο του προσοφθαλμίου φακού (δίδεται από τον κατασκευαστή) και Μ η μεγέθυνση.

[82] Από τη σχέση αυτή καταλαβαίνουμε ότι μπορούμε να αυξήσουμε τη μεγέθυνση απλά αλλάζοντας προσοφθάλμιους φακούς και τοποθετώντας άλλους με μικρότερη εστιακή απόσταση f.

[83] Το είδωλο ενός αστέρα που μας δίνει ένα τηλεσκόπιο δεν είναι σημείο αλλά ένας δίσκος (δίσκος του Airy).

[84] Φαινόμενο μέγεθος: είναι το οπτικό μέγεθος που φαίνεται ότι έχει στον ουρανό το παρατηρούμενο αντικείμενο. Πρώτου μεγέθους είναι τα πλέον φωτεινά αντικείμενα, ενώ 6ου μεγέθους είναι τα πλέον αμυδρά που διακρίνονται με γυμνό οφθαλμό. Συνεπώς, όσο πιο μεγάλο μέγεθος έχει ένα αντικείμενο, τόσο πιο αμυδρό είναι.


99

2. Ενεργά Οπτικά Συστήματα (Active Optics)

Η οπτική αστρονομία είναι η κύρια επιστήμη που χρησιμοποιούμε για την κατανόηση του σύμπαντος, αλλά οι ικανότητες των επίγειων τηλεσκοπίων είναι πολύ περιορισμένες, είτε λόγω των επιρροών διαφόρων αιτίων (θερμοκρασιακές μεταβολές, άνεμος, βαρύτητα, κραδασμοί κλπ) επί των τηλεσκοπίων, είτε λόγω της επίδρασης της ατμόσφαιρας επί της διαδρομής του φωτός που προέρχεται από τα παρατηρούμενα αντικείμενα του σύμπαντος.

Μόλις τα τελευταία χρόνια έγινε κατορθωτό να ενσωματωθούν στα τηλεσκόπια ειδικά όργανα που μπορούν να εξαλείψουν και τις δύο παραπάνω αιτίες υποβιβασμού της παρατηρούμενης εικόνας. Τέτοια συστήματα βελτίωσης της εικόνας είναι τα ονομαζόμενα active optics και adaptive optics που ήδη εφαρμόζονται σε όλα σχεδόν τα σύγχρονα τηλεσκόπια, ενώ δεν νοείται κατασκευή καινούργιου τηλεσκοπίου χωρίς την ύπαρξή τους.

Το αστρονομικό τηλεσκόπιο, από την ανακάλυψή του (πριν 400 χρόνια περίπου) μέχρι σήμερα, έχει εξελιχθεί από ένα μικρό, χειροκίνητο όργανο, που χρησιμοποιούνταν για οπτικές παρατηρήσεις, σε ένα μεγάλο, επιστημονικό, πλήρως ελεγχόμενο από κομπιούτερς, όργανο με το οποίο πλέον οι διάφορες πληροφορίες συλλέγονται ηλεκτρονικά. Στη διάρκεια αυτής της εξέλιξης δύο ήταν οι παράμετροι που έπαιζαν κυρίαρχο ρόλο: η φωτοσυλλεκτική ισχύς, άμεσα εξαρτώμενη από τη διάμετρο του Τ/Σ (όσο μεγαλύτερη διάμετρο έχει ένα Τ/Σ τόσο πιο αμυδρά, και κατ΄ επέκταση πιο μακρινά, αντικείμενα μπορεί να διακρίνει), και η γωνιακή ανάλυσή του, δηλαδή ουσιαστικά η καθαρότητα της εικόνας. Για ένα τέλεια κατασκευασμένο Τ/Σ, που λειτουργεί χωρίς ύπαρξη ατμόσφαιρας, η γωνιακή ανάλυσή του μπορεί να βελτιωθεί αυξάνοντας τη διάμετρό του. Ένα Τ/Σ που μετατρέπει ένα επίπεδο μέτωπο ηλεκτρομαγνητικού κύματος (προερχόμενο από ένα μακρινό π.χ. αστέρα) σε σφαιρικό για τη δημιουργία εικόνας ορίζει το diffraction limit, ένα αξεπέραστο όριο γωνιακής ανάλυσης.

Πρακτικά, τόσο τα σφάλματα του Τ/Σ όσο και η ατμοσφαιρική επιρροή, αλλοιώνουν τη σφαιρική μορφή του κύματος, δημιουργώντας σφάλματα στο σχηματισμό της εικόνας. Έτσι, ακόμα και αν ένα επίγειο τηλεσκόπιο μεγάλης διαμέτρου ήταν τέλειο από άποψη κατασκευής, δεν θα πετύχαινε καλύτερη γωνιακή ανάλυση από ένα μικρό, διαμέτρου 10-20 cm, λόγω της ατμοσφαιρικής διαταραχής. Σε ένα τηλεσκόπιο, π.χ. διαμέτρου 4 μέτρων, η ατμοσφαιρική διαταραχή θα επηρέαζε τη γωνιακή ανάλυσή του κατά μία τάξη φαινόμενου μέγεθους συγκρινόμενη με το diffraction limit, ενώ η ένταση του κέντρου της εικόνας του αστέρα θα υποβιβαζόταν με ένα συντελεσή της τάξης του 100. Οι επιρροές αυτές παρουσιάζουν αυξομειώσεις εξαρτώμενες από τη διαταραχή που εμφανίζουν οι διάφορες στρώσεις της γήινης ατμόσφαιρας. Αυτός είναι και ένας από τους κύριους λόγους που είχε αποφασιστεί η αποστολή του Hubble στο διάστημα, ώστε να μην υφίσταται τις επιδράσεις της ατμόσφαιρας.

Μέχρι πρόσφατα τα αστρονομικά τηλεσκόπια ήταν ουσιαστικά "παθητικά" όργανα. Δεν υπήρχε καμία ενσωματωμένη διορθωτική διάταξη που να βελτίωνε την ποιότητα των εικόνων κατά τη διάρκεια των παρατηρήσεων και οι όποιες πιθανές ρυθμίσεις απαιτούταν γινότανε κατά τη διάρκεια της ημέρας ή όταν το τηλεσκόπιο ήταν εκτός λειτουργίας.

Οι πρώτες απόψεις ήταν πως δεν θα μπορούσε με καμιά παρέμβαση να διορθωθεί η επίδραση της ατμοσφαιρικής διαταραχής. Για το λόγο αυτό δόθηκε βαρύτητα στην ελαχιστοποίηση των σφαλμάτων[85] των τηλεσκοπίων. Βελτιώθηκε η μορφή και η λείανση των κατόπτρων και αυξήθηκε η ακαμψία τους για να μην είναι εύκολη η παραμόρφωσή τους από οποιονδήποτε παράγοντα. Επίσης χρησιμοποιήθηκαν υλικά με ελάχιστο συντελεστή θερμοκρασιακής μεταβολής και εξασφαλίστηκε σταθερή θερμοκρασία κατόπτρου στη διάρκεια της ημέρας ώστε να ελαχιστοποιηθεί ο χρόνος προσαρμογής του. Ετσι με τις βελτιώσεις αυτές έγινε κατορθωτό οι εικόνες να παρουσιάζουν σφάλματα μόνο από την ατμοσφαιρική διαταραχή, αν και πάντα η επίτευξη τέλειας πολικής ευθυγράμμισης παραμένει ένας δύσκολος στόχος.

Τα σύγχρονα μεγάλα οπτικά τηλεσκόπια χρησιμοποιούν κάτοπτρα που έχουν μικρό πάχος και μεγάλη διάμετρο. Αυτό έχει βέβαια σαν αποτέλεσμα την επίτευξη οικονομίας, αλλά, το μικρό πάχος τους τα κάνει εύκαμπτα. Συνέπεια αυτού του γεγονότος είναι να παρατηρούνται μεταβολές στην καμπυλότητα της επιφάνειας του κατόπτρου και στην ευθυγράμμισή του, είτε λόγω του ιδίου βάρους του, είτε λόγω φυσικών φαινομένων (επίδραση ανέμου ή θερμοκρασιακών μεταβολών)[86]. Οποιαδήποτε όμως μεταβολή στα στοιχεία αυτά του κατόπτρου έχει άμεσο αποτέλεσμα στην ευκρίνεια του παρατηρούμενου ειδώλου.

Για να διορθωθεί αυτό το ανεπιθύμητο αποτέλεσμα εφαρμόζονται τα σύγχρονα Ενεργά Οπτικά Συστήματα (Active Optics).

Η βασική αρχή αυτού του συστήματος είναι ότι το πρωτεύον ή το δευτερεύον κάτοπτρο (ή ακόμη και τα δυο) στηρίζονται πάνω σε μια ειδική διάταξη εμβόλων. Με υπερευαίσθητους αισθητήρες παρακολουθείται η παραμόρφωση των κατόπτρων συνεχώς και προσδιορίζεται μέσω ηλεκτρονικών υπολογιστών η παραμικρή απόκλιση από την επιθυμητή θέση. Ακολούθως δίνονται αυτόματα οι κατάλληλες διορθωτικές εντολές προς τα έμβολα στήριξης για μικρομετακινήσεις αναίρεσης των παραμορφώσεων. Οι μικρομετακινήσεις αυτές είναι της τάξης


100

του 0.001 μm. Αποτέλεσμα αυτών των διορθώσεων στα κάτοπτρα είναι η επίτευξη διακριτικής ικανότητας της τάξης των 0.2'' της μοίρας υπό ιδανικές συνθήκες παρατήρησης.

Περαιτέρω βελτίωση της διακριτικής ικανότητας των τηλεσκοπίων με τη μέθοδο αυτή δεν είναι δυνατόν να επιτευχθεί λόγω της διαταραχής της γήινης ατμόσφαιρας.

[85] Σφάλματα τηλεσκοπίων: Τα κυριότερα σφάλματα είναι τα εξής: 1) σφαιρική εκτροπή, 2) χρωματικό σφάλμα, 3) σφάλμα κόμης, 4) σφάλμα αστιγματισμού, 5) σφάλμα παραμόρφωσης πεδίου και 6) σφάλμα καμπυλότητας πεδίου.

[86] Προκειμένου να μειωθούν στο ελάχιστο οι επιδράσεις επί των τηλεσκοπίων οποιασδήποτε θερμικής πηγής, όλες οι πηγές θερμότητας (περιλαμβανομένων και των αστρονόμων-παρατηρητών) τοποθετούνται μακριά από τα τηλεσκόπια, ενώ τα κτίρια αφήνονται ανοιχτά ώστε ο αέρας να κυκλοφορεί ελεύθερα γύρω τους και να πετυχαίνει να διατηρούν πάντα την ίδια θερμοκρασία με το περιβάλλον τους. Έτσι κατασκευάστηκαν π.χ. τα τηλεσκόπια SUBARU και GEMINI.

3. Προσαρμοστική Οπτική (Adaptive Optics)

Περίπου τέσσερις αιώνες η ατμόσφαιρα της Γης, λόγω διαταραχής, αποτελούσε ένα ανυπέρβλητο εμπόδιο για τους αστρονόμους στις παρατηρήσεις τους. Πρόσφατα όμως το εμπόδιο αυτό ξεπεράστηκε στο μεγαλύτερο βαθμό του με την τεχνική της Προσαρμοστικής Οπτικής.

Για πρώτη φορά προτάθηκε η Προσαρμοστική Οπτική το 1953 από τον αστρονόμο Horace Babcock, αλλά τα πρώτα πειράματα άρχισαν 30 χρόνια μετά, στα πλαίσια του "Πολέμου των Άστρων". Με το τέλος της δεκαετίας του ΄80 η έρευνα πέρασε σε ειδικές αστρονομικές ομάδες (σε Ευρώπη και Αμερική) όπου και συνεχίζεται.

Με την τεχνική αυτή η επιφάνεια ενός εύκαμπτου κατόπτρου (που μπορεί να είναι το δευτερεύον κάτοπτρο ενός τηλεσκοπίου) έχει την ικανότητα να μεταβάλλει το σχήμα της με μεγάλη ταχύτητα (μέσω ηλεκτρονικών υπολογιστών), ώστε να διορθώνονται οι παραμορφώσεις που προκαλεί η γήινη ατμόσφαιρα στην προσπίπτουσα ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία.Με το σύστημα αυτό γίνονται μετρήσεις της παραμόρφωσης[87] που υφίσταται η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία κατά την είσοδό της στη γήινη ατμόσφαιρα και στη συνέχεια εφαρμόζονται κατάλληλες διορθώσεις ώστε να επαναφέρουν την ίδια κατάσταση που υπήρχε στο προσπίπτων ηλεκτρομαγνητικό κύμα πριν την είσοδό του στην ατμόσφαιρα. Οι διορθώσεις αυτές είναι της τάξης του 1/50 του μικρού και γίνονται, μέσω ενός ειδικού ηλεκτρονικού υπολογιστή, με ρυθμό πάνω από 1000 κάθε δευτερόλεπτο!

Η Προσαρμοστική Οπτική χρησιμοποιεί ένα μικρό ευμετάβλητο κάτοπτρο με διάμετρο 10 έως 20 cm που τοποθετείται στη διαδρομή του φωτός μέσα στο τηλεσκόπιο ή σε ξεχωριστό τμήμα πίσω από την εστία. Το κάτοπτρο αυτό μπορεί να είναι ενιαίο πάχους μερικών mm ή ακόμα μπορεί να αποτελείται από ανεξάρτητα κομμάτια. Και στις δυο περιπτώσεις οι θέσεις του ελέγχονται από μικρά πιεζοηλεκτρικά έμβολα. Ο αριθμός των εμβόλων εξαρτάται από τους γενικούς επιστημονικούς στόχους που τίθενται και από τα διαθέσιμα κεφάλαια. Π.χ., για επίτευξη τέλειας διόρθωσης σε ένα κάτοπτρο τηλεσκοπίου 8 m θα χρειαζόταν, για μεν τις παρατηρήσεις στο ορατό φάσμα (μήκος κύματος 0.6 μικρά) 6400 έμβολα, ενώ για παρατηρήσεις στο εγγύς υπέρυθρο (μήκος κύματος 2 μικρά) μόνο 250 έμβολα!

Για την ακρίβεια όμως της εφαρμογής του συστήματος της Προσαρμοστικής Οπτικής απαιτείται η ύπαρξη φωτεινής πηγής πλησίον του παρατηρούμενου αντικειμένου[88]. Οι φυσικές όμως φωτεινές πηγές (φωτεινά αστέρια) είναι σχετικά περιορισμένα με αποτέλεσμα να μπορεί κατ΄ αρχήν να εφαρμοστεί η μέθοδος αυτή σε μικρές περιοχές του ουρανού (περίπου στο 1%). Για να ξεπεραστεί το πρόβλημα αυτό οι επιστήμονες προχώρησαν στη δημιουργία τεχνικών φωτεινών πηγών (τεχνικά αστέρια) με τη χρήση ακτίνων λέηζερ σε ύψος περίπου 90 χιλιόμετρα πάνω από την επιφάνεια της Γης, όπου υπάρχει μια στιβάδα ατόμων Νa.

[87] Πάχος ατμόσφαιρας π.χ. ίσο με 20 km επιφέρει παραμορφώσεις στο προσπίπτον επίπεδο ηλεκτρομαγνητικό κύμα της τάξης μερικών μικρών.

[88] Μάλιστα οι παρατηρήσεις στο ορατό φάσμα απαιτούν αστέρα 25 φορές πιο λαμπερό από ότι οι παρατηρήσεις στο υπέρυθρο.


101

4. Φασματοσκοπία

Τι είναι φάσμα;

Μια ερώτηση που τίθεται συχνά είναι πώς γνωρίζουμε τόσα πολλά για τη χημική σύνθεση, τη θερμοκρασία, την πίεση και τις κινήσεις των αστέρων και των γαλαξιών, όταν μάλιστα βρίσκονται τόσο μακριά; Ακόμα θα πρέπει να απαντήσουμε στο ερώτημα πώς ξέρουμε ότι υπάρχουν αυτά τα αντικείμενα; Η απάντηση φαίνεται ότι είναι απλή: γνωρίζουμε ότι αυτά τα αντικείμενα υπάρχουν γιατί μπορούμε και τα βλέπουμε καθώς εκπέμπουν ενέργεια με τη μορφή ορατού φωτός, αλλά ακόμα και με τη μορφή υπέρυθρου, υπεριώδους και συχνά ραδιοκυμάτων και ακτίνων Χ. Αυτή η ενέργεια ταξιδεύει δια μέσου των αχανών αποστάσεων του Σύμπαντος και φέρνει μέχρις εμάς πολύτιμες πληροφορίες για τα αντικείμενα που την εκπέμπουν. Ένα φάσμα είναι το αποτέλεσμα του διαχωρισμού αυτού του φωτός στα χρώματα που το αποτελούν. Χάρη στο φάσμα οι επιστήμονες έχουν κάνει τις πιο σπουδαίες ανακαλύψεις τους.

Το πιο εντυπωσιακό φάσμα που συναντάμε στη φύση είναι το γνωστό μας ουράνιο τόξο. Δημιουργείται καθώς το ηλιακό φως διέρχεται μέσα από χιλιάδες σταγόνες της βροχής και στη συνέχεια διαχωρίζεται στα επί μέρους συστατικά του. Όταν ένας χημικός, φυσικός ή αστρονόμος επιθυμεί να εξετάσει μια πηγή φωτός, μπορεί να χρησιμοποιήσει ένα τριγωνικό πρίσμα, ή ειδικά όργανα που όμως βασίζονται σ΄ αυτή την αρχή, για να πετύχει διαχωρισμό του φωτός. Τα ειδικά αυτά όργανα ονομάζονται φασματοσκόπια (αν απλά κοιτάει κανείς μέσα απ΄ αυτά) ή φασματογράφοι (αν το φάσμα αποτυπώνεται πάνω σε φωτογραφική πλάκα ή με άλλους γενικά τρόπους εκτός του οφθαλμού).

Τι μας λέει ένα φάσμα;

Περί το 1666 ο Ισαάκ Νεύτων ενώ πειραματιζόταν με την κατασκευή του πρώτου κατοπτρικού τηλεσκοπίου του, διαπίστωσε, για πρώτη φορά, ότι τα χρώματα της ίριδας που δημιουργούνται καθώς το λευκό φως διέρχεται από ένα πρίσμα είναι ιδιότητα του ιδίου του φωτός και δεν οφείλεται σε ιδιότητα του γυαλιού του πρίσματος. Αυτή η διαπίστωση ήταν πολύ προχωρημένη ώστε να φτάσει σε κάποια συμπεράσματα για ολόκληρη τη φυσική και την κατανόησή μας ειδικά για το Σύμπαν. Η μεγάλη επανάσταση στη φυσική, που έλαβε χώρα κατά τη διάρκεια των πρώτων δεκαετιών του 20ου αιώνα, οδήγησε σε μια πλήρη κατανόηση του τρόπου με τον οποίο άτομα και μόρια μπορούν να απορροφήσουν και να εκπέμψουν φως και άλλες ακτινοβολίες. Ήταν γνωστό από καιρό πριν ότι διαφορετικά χημικά στοιχεία εκπέμπουν τις δικές τους χαρακτηριστικές έγχρωμες ακτινοβολίες ή γραμμές όταν θερμαίνονται, καθώς βρίσκονται σε αεριώδη κατάσταση. Η κατανόηση όμως της σχέσης μεταξύ αυτών των γραμμών και της δομής των ατόμων και μορίων ήταν που βοήθησε την ανάπτυξη της αστροφυσικής.

Μία συνηθισμένη χαρακτηριστική ακτινοβολία για ένα κοινό στοιχείο είναι το πορτοκαλοκίτρινο φως που εκπέμπεται από το αναβράζον Na. Σχεδόν όλο το φως από μια λάμπα νατρίου οφείλεται σε δυο πολύ κοντινές πορτοκαλοκίτρινες γραμμές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Το ίδιο στοιχείο είναι υπεύθυνο για το κίτρινο χρώμα που παράγεται, π.χ., όταν ποσότητα αλατόνερου βράσει μπροστά από φλόγα γκαζιού.

Αν κοιτάξουμε σε ένα αστρικό φάσμα, και δούμε τις χαρακτηριστικές γραμμές ενός κοινού στοιχείου, τότε μπορούμε αμέσως να πούμε ότι το στοιχείο αυτό βρίσκεται είτε στον αστέρα, είτε στο γαλαξία που τον φιλοξενεί, ή ακόμα στο μεσοδιάστημα μεταξύ του αστέρα και του τηλεσκοπίου μας. Αυτό από μόνο του είναι αρκετά σπουδαίο στοιχείο, αλλά, η φασματοσκοπία μας επιτρέπει να κάνουμε πολύ περισσότερα από τον απλό προσδιορισμό ενός χημικού στοιχείου ή μορίου.

Η προφανής επόμενη ερώτηση που μπορεί να τεθεί είναι: πόση ποσότητα από κάθε στοιχείο που προσδιορίσαμε υπάρχει σ΄ έναν αστέρα; Στην πραγματικότητα αυτή η ερώτηση δεν μπορεί εύκολα να απαντηθεί, αλλά όμως, έχει ήδη δοθεί απάντηση για αρκετές εκατοντάδες από τους λαμπρότερους αστέρες και τα άλλα ουράνια αντικείμενα.

Αστρονομικές ταχύτητες και φάσμα

Ο φασματογράφος έχει μεγάλη συνεισφορά στη μελέτη της κίνησης των ουρανίων αντικειμένων. Εάν θέλουμε να δούμε πόσο γρήγορα κινείται ένας αστέρας στον ουρανό κάθετα προς την διεύθυνση παρατήρησης, απλά θα μετρήσουμε τη γωνιακή του κίνηση. Αλλά, όταν θέλουμε να υπολογίσουμε την πραγματική του ταχύτητα θα πρέπει να γνωρίζουμε την απόστασή του, κάτι που δεν είναι και τόσο εύκολο. Όταν θέλουμε να μετρήσουμε την ταχύτητα ενός αντικειμένου στον ουρανό κατά μήκος της διεύθυνσης παρατήρησης, απλά χρησιμοποιούμε το νόμο του Doppler.


102

Ο Doppler ανακάλυψε ότι εάν μια φωτεινή πηγή κινείται απομακρυνόμενη ή πλησιάζουσα σε εμάς τότε τα χρώματα ή τα μήκη κύματος του φάσματός της αλλάζουν κατά ποσότητα που εξαρτάται από την ταχύτητα. Αυτό που έχουμε να κάνουμε πλέον είναι να μετρήσουμε τη μετατόπιση των φασματικών γραμμών από τη θέση που έχουν όταν δημιουργούνται από ακίνητο λαμπτήρα τοποθετημένο μπροστά στο φασματογράφο. Αυτή η μέθοδος έχει το πολύ σπουδαίο πλεονέκτημα ότι δεν χρειάζεται να ξέρουμε την απόσταση της φωτεινής πηγής. Ετσι, με τον τρόπο αυτό μπορούμε να μετρήσουμε τις πραγματικές ταχύτητες των γαλαξιών ή των κβάζαρς που βρίσκονται πολύ μακριά μας, μια και οι κινήσεις τους κάθετα προς την κατεύθυνση παρατήρησης είναι πολύ μικρές.

Ο ουρανός σε διαφορετικά μήκη κύματος

Ο ουρανός φαίνεται εντελώς διαφορετικός όταν παρατηρείται σε διαφορετικά μήκη κύματος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.

Κατά σειράν ισχύος τα διάφορα μήκη κύματος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος είναι τα εξής: φάσμα ραδιοκυμάτων, φάσμα μικροκυμάτων, υπέρυθρο φάσμα, ορατό φάσμα, φάσμα υπεριώδους, φάσμα ακτίνων Χ και φάσμα ακτίνων γ.

Πολλά αντικείμενα εκπέμπουν ακτίνες Χ. Οι κυριότερες παρατηρήσεις πηγών ακτίνων Χ είναι προφανώς για μακρινά αντικείμενα, αλλά ακόμα και ο Ήλιος ή η Σελήνη εκπέμπουν ακτίνες Χ.

Ο κύριος λόγος που αντιλαμβανόμαστε τους σπειροειδείς γαλαξίες σαν σπειροειδείς είναι ότι περιέχουν στους βραχίονές τους πολλούς κυανούς ή κυανόλευκους αστέρες, κάτι που κάνει αυτές τις περιοχές πιο ευδιάκριτες στο ορατό φάσμα, παρά εκείνες τις περιοχές που περιέχουν παλαιότερα αστέρια που το φάσμα τους προσδιορίζεται σε μεγαλύτερα μήκη κύματος.


103

5. Πίνακας τροχιακών τηλεσκοπίων

α/α Σύντομος τίτλος Αναλυτικό όνομα Φορέας ή Χώρα Στοιχεία

1 Ariel 1,2,3, 4,5 και 6 Μεγάλη

Βρετανία Εκτοξεύτηκαν από το 1962 (Ariel 1) ως το 1979 (Ariel 6)

2 ΟΑΟ 1,2,B,3 (=Copernicus)

Orbiting Astronomical Observatory ΗΠΑ Εκτοξεύτηκαν από το 1966 ως

το 1972

3 RAE 1,2 ή Explorer 38 κι Explorer 49

Radio Astronomy Explorer NASA

Το RAE 1 τέθηκε πέριξ της Γης ενώ το RAE 2 πέριξ της Σελήνης

4

SAS A,B,C ή SAS 1,2,3 ή Explorer 42 Explorer 48 Explorer 53

Small Astronomy Satelite NASA

Εκτοξεύτηκαν από το 1970 ως το 1975. Το SAS 1 ήταν το πρώτο διαστημικό Ρ/Τ και μετονομάστηκε αργότερα σε UHURU.

5 TD-1A Thor Delta ESA Εκτοξεύτηκε το 1972

6 ANS-1 Astronomical Netherlands Satellite Ολλανδία Εκτοξεύτηκε το 1974 και

λειτούργησε μέχρι το 1976

7 Aryabhata Ινδία Εκτοξεύτηκε το 1975

8 COS-B ESA Εκτοξεύτηκε το 1975 και λειτούργησε μέχρι το 1982

9 HEAO 1, 2(Einstein), 3

High Energy Astronomical Observatory

NASA

Λειτούργησαν: το ΗΕΑΟ 1 από 1977-1979, το ΗΕΑΟ 2 από 1978-1981 και το ΗΕΑΟ 3 από 1979-1981

10 IUE International Ultra-violet Explorer

ESA-NASA-Μ. Βρετανία

Εκτοξεύτηκε το 1978 και λειτούργησε ως το 1996

11 Hakucho Γνωστό και σαν CORSA-b Ιαπωνία Εκτοξεύτηκε το 1979 και λειτούργησε ως το 1985

12 P78-1 NASA Εκτοξεύτηκε το 1979 και καταρρίφθηκε το 1985

13 Tenma Γνωστό και σαν Astro-B Ιαπωνία Εκτοξεύτηκε το 1981 και λειτούργησε ως το 1984

14 IRAS Infrared Astronomical Satellite

NASA-Ολλανδία Εκτοξεύτηκε το 1983

15 Astron-1 Ε.Σ.Σ.Δ Εκτοξεύτηκε το 1983 και λειτούργησε ως το 1989

16 Exosat European X-ray Observatory Satellite ESA Εκτοξεύτηκε το 1983 και

λειτούργησε ως το 1986

17 Ginga Γνωστό και σαν Astro-C Ιαπωνία Εκτοξεύτηκε το 1987 και λειτούργησε ως το 1991

18 Hipparcos ESA Εκτοξεύτηκε το 1989 και λειτούργησε ως το 1993

19 COBE Cosmic Background Explorer Εκτοξεύτηκε το 1989


104

20 HST Hubble Space Telescope NASA, ESA Εκτοξεύτηκε το 1990

21 Rosat Roentgen Satellite Εκτοξεύτηκε το 1990

22 Gamma Ε.Σ.Σ.Δ. Εκτοξεύτηκε το 1990

23 Ulysses NASA, ESA Εκτοξεύτηκε το 1990

24 SARA Γαλλία Εκτοξεύτηκε το 1991

25 EUVE Extreme Ultraviolet Explorer Εκτοξεύτηκε το 1992

26 Eureca European Retrievable Carrier ESA Εκτοξεύτηκε το 1992 και

επέστρεψε στη Γη το 1993

27 ASCA Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics

Ιαπωνία Πρώην ASTRO-D. Εκτοξεύτηκε το 1993

28 Alexis Array of Low Energy X-ray Imaging Sensors

DoE, ΗΠΑ, Λειτουργεί από το LANL

Εκτοξεύτηκε το 1993

29 GGS-Wind Εκτοξεύτηκε το 1994

30 IRTS/SFU Infrared Telescope Satellite/Space Flyer Unit

Ιαπωνία Εκτοξεύτηκε το 1995

31 Surfsat Κατασκευάστηκε από μαθητές και εκτοξεύτηκε το 1995

32 GRANAT Ε.Σ.Σ.Δ. Παρατηρητήριο ακτίνων γ

33 ISO Infrared Space Observatory ESA Εκτοξεύτηκε το 1995

34 RXTE Rossi X-rays Timing Explorer ΗΠΑ Εκτοξεύτηκε το 1995

35 SOHO Solar and Heliospheric Observatory ESA, NASA Εκτοξεύτηκε το 1995

36 MSX Midcourse Space Experiment ΗΠΑ Εκτοξεύτηκε το 1996

37 SAX Αργότερα BeppoSAX Ιταλία Εκτοξεύτηκε το 1996

38 HALCA, VSOP, Muses-B

High Advanced Laboratory for Communications and Astronomy

Ιαπωνία Εκτοξεύτηκε το 1997

39 Minisat 1 Ισπανία Εκτοξεύτηκε το 1997

40 SWAS Submillimeter Wave Astronomy Satellite NASA Εκτοξεύτηκε το 1998

41 ARGOS Advanced Research and Global Observations Satellite

ΗΠΑ Εκτοξεύτηκε το 1999

42 WIRE Wide Field Infrared Explorer NASA Εκτοξεύτηκε το 1999 αλλά ένα

τμήμα του καταστράφηκε

43 ABRIXAS A Broad-Band Imaging Γερμανία Εκτοξεύτηκε το 1999 αλλά


105

All-Sky Survey καταστράφηκε μετά από δύο ημέρες

44 FUSE Far UV Spectroscopic Explorer NASA Εκτοξεύτηκε το 1998

45 Chandra X-ray Observatory Πρώην AXAF NASA

Εκτοξεύτηκε το 1999 σαν AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility)

46 ΧΜΜ-Neuton X-ray Multi-Mirror Mission-Newton ESA Εκτοξεύτηκε το 1999

6. Τα μεγαλύτερα τηλεσκόπια του κόσμου

Α. Σε λειτουργία

Διάμετρος κατόπτρου (m)

Όνομα Θέση Συντεταγμένες & υψόμετρο Σχόλια

10.0 Keck I Mauna Kea, Χαβάη

19 50 Β , 155 28 Δ 4123 m

Το κάτοπτρο αποτελείται από 36 στοιχεία

Keck II Μελλοντικά θα λειτουργεί σαν Συμβολόμετρο

9.2 Hobby-Eberly

Ορος Fowlkes, Τεξας

30 40 Β, 104 1 Δ 2072 m

Πολύ οικονομική κατασκευή. Σφαιρικό τεμαχισμένο κάτοπτρο. Σταθερό καθ΄ ύψος. Μόνο για φασματοσκοπία

8.3 Subaru Mauna Kea, Χαβάη

19 50 Β, 155 28 Δ 4100 m

Ελέγχεται και λειτουργεί από τo Ιαπωνικό NAOJ

8.2 Antu Ορος Cerro Paranal, Χιλή

24 38 Ν, 70 24 Α 2635 m

Τώρα λειτουργούν ανεξάρτητα μεταξύ τους. Στο εγγύς μέλλον θα λειτουργούν συνδυασμένα και θα αποτελούν τις βασικές μονάδες του Very Large Telescope

Kueyen

Melipan

Yepun

8.0 Gemini North

Mauna Kea, Χαβάη

19 50 Β, 155 28 Δ 4100 m

Αποτελεί δίδυμο τηλεσκόπιο με το Gemini South

6.5 ΜΜΤ Ορος Hopkins, Αριζόνα

31 41 Β, 110 53 Δ 2600 m

Αρχικά είχε ένα πολλαπλό κάτοπτρο. Από το Μάιο του 2000 απέκτησε καινούριο.

6.0 ΒΤΑ Nizhny Arkhyz, Ρωσία

43 39 Β, 41 26 Α 2070 m Εχει μονολιθικό κάτοπτρο

5.0 Hale Ορος Palomar, Καλιφόρνια

33 21 Β, 116 52 Δ 1900 m

4.2 William Herschel

La Palma, Κανάρια Νησιά

28 46 Β, 17 53 Δ 2400 m

Observatorio del Roque de los Muchachos


106

4.0 Victor Blanco

Cerro Tololo, Χιλή

30 10 Ν, 70 49 Δ 2200 m CTIO

3.9 Anglo-Australian

Coonabarabran, Αυστραλία

31 17 Ν, 149 04 Α Αστεροσκοπείο Siding Spring

3.8 Mayall Kitt Peak, Αριζόνα

31 57 Β, 111 37 Δ 2100 m

UK Infrared Mauna Kea, Χαβάη

19 50 Β, 155 28 Δ 4200 m

3.6 "360" Cerro La Silla, Χιλή

29 15 N, 70 44 Δ 2400 m

Λειτουργεί από το European Southern Observatory

Canada-France-Hawaii

Mauna Kea, Χαβάη

19 50 B, 155 28 Δ 4200 m

3.5 MPI-CAHA Calar Alto, Ισπανία

37 13 Β, 2 33 Δ 2200 m

New Technology

Cerro La Silla, Χιλή

29 15 Ν, 70 44 Δ 2400 m

Λειτουργεί από το European Southern Observatory

ARC Apache Point, Νέο Μεξικό

32 47 Β, 105 49 Δ 2788 m

WIYN Kitt Peak, Αριζόνα

31 57 Β, 111 37 Δ 2100 m Wisconson, Indiana, Yale, NOAU

Starfire Kirtland AFB, Νέο Μεξικό 1900 m Στρατιωτικό

Telescopio Nazionale Gallileo


28 45 Β, 17 53 Δ 2370 m Ιταλικό

3.0 Shane Hamilton, Καλιφόρνια

37 21 Β, 121 38 Δ 1300 m Αστεροσκοπείο Lick

NASA IRTF Mauna Kea, Χαβάη

19 50 Β, 155 28 Δ 4160 m Λειτουργεί στο υπέρυθρο

NODO Νέο Μεξικό 32 59 Β, 105 44 Δ 2758 m Διαθέτει υγρό κάτοπτρο

2.7 Harlan Smith Locke, Τέξας 30 40 Β,104 01

Δ 2100 m Ανήκει στο αστεροσκοπείο McDonald

UBC LMT Malcolm Knapp, Βρετ. Κολούμπια

49 17 Β, 123 34 Δ 400 m

Διαθέτει καθρέφτη από υδράργυρο

2.6 ΒΑΟ Byurakan, Αρμενία

40 20 Β, 44 17 Α 1405 m

Shajn Κριμαία, Ουκρανία

44 44 Β, 34 Α 600 m

2.5 Hooker Όρος Ουίλσον, Καλιφόρνια

34 13 Β, 118 4 Δ 1700 m Κατασκευάστηκε το 1917

Isaac Newton


28 45 Β, 17 53 Δ 2382 m

Nordic Optical


107

du Pont Las Campanas, Χιλή

Sloan Digital Sky Survey

Apache Point, Νέο Μεξικό

32 47 Β, 105 49 Δ 2788 m

2.45 CHARA Όρος Ουίλσον, Καλιφόρνια

34 13 B, 118 4 Δ 1700 m

Συμβολόμετρο που χρησιμοποιεί 6 τηλεσκόπια διαμέτρου 1.0 m

B. Υπό κατασκευή

Διάμετρος κατόπτρου (m) Όνομα Θέση Σχόλια

16.4 Very Large Telescope

Ορος Cerro Paranal, Χιλή

Θα απαρτίζεται από τα 4 τηλεσκόπια διαμέτρου 8.2 m έκαστο

14.6 Συμβολόμετρο Keck Mauna Kea, Χαβάη

Θα αποτελείται από τo Keck I και το Keck II, καθώς και μερικά δευτερεύοντα μικρότερα τηλεσκόπια

11.8 Large Binocular Telescope

Ορος Graham, Αριζόνα

Αποτελείται από ένα ζεύγος τηλεσκοπίων διαμέτρου 8.4 m έκαστο, τα οποία θα βρίσκονται σε απόσταση 23 m μεταξύ τους

10.0 Gran Telescopio Canarias


Θα έχει κάτοπτρο που αποτελείται από επί μέρους ανεξάρτητα στοιχεία

9.2 SALT Νότιος Αφρική Θα είναι πανομοιότυπο με το ΗΕΤ

8.0 Gemini South Cerro Pachon, Χιλή Είναι το δίδυμο τηλεσκόπιο του Gemini North

6.5 Magellan I Las Campanas, Χιλή Δίδυμα τηλεσκόπια του νέου ΜΜΤ

Magellan II

6.1 LZT Malcolm Knapp, Βρετ. Κολούμπια

Θα διαθέτει καθρέφτη υδραργύρου

4.2 SOAR Cerro Pachon, Χιλή

LAMOST Σταθμός Xinglong, Κίνα

2.5 SOFIA Στρατόσφαιρα Θα λειτουργεί στο υπέρυθρο και θα βρίσκεται πάνω σε αεροπλάνο

Γ. Μελέτες υπερβολικά μεγάλων τηλεσκοπίων

Διάμετρος κατόπτρου (m) Όνομα Σχόλια

100 OWL OverWhelmingly Large Telescope

50 Swedish 50m Optical


108

Telescope

30-50 MaxAT

30 CELT California Extremely Large Telescope

Δ. Διάφορα άλλα ενδιαφέροντα τηλεσκόπια

Διάμετρος κατόπτρου (m) Όνομα Θέση Σχόλια

42 LAMA Χιλή Διάταξη με υγρό καθρέφτη

4 Vista Cerro Paranal, Χιλή Τηλεσκόπιο ευρέως πεδίου

1.0 Yerkes Observatory Williams Bay, Wisconsin Το μεγαλύτερο διοπτρικό

τηλεσκόπιο στον κόσμο

? NPOI Flagstaff Πρωτότυπο οπτικό Συμβολόμετρο


109

7. Βιβλιογραφία

• Τα μεγάλα σύγχρονα τηλεσκόπια και ραδιοτηλεσκόπια του Δ. Κωτσάκη • Το Σύμπαν του Α. Σ. Αναστασιάδη • Περί αστέρων και συμπάντων του Β. Ξανθόπουλου • Ταξίδι στο Σύμπαν - Μυστήρια και φαινόμενα, TIME LIFE BOOKS, Εκδόσεις Κ. Καπόπουλος • Περιοδικό Astronomy • Περιοδικό Sky and Telescope • Περιοδικό Astronomy Now • Περιοδικό Scientific American • Περιοδικό Γαιόραμα • Περιοδικό Time • Περιοδικό Internet Rom Multimedia • Περιοδικό Περισκόπιο • Περιοδικό Millenium Διάστημα • Περιοδικό Night Sky • Εγκυκλοπαιδικό Λεξικό ΗΛΙΟΣ • Εγκυκλοπαίδεια Επιστήμη και Ζωή • Παρατηρησιακή Αστρονομία των Σ. Ι. Αυγολούπη και Ι. Χ. Σειραδάκη • Αστρονομικοί προσδιορισμοί θέσης του Λ. Μαυρίδη • Τα Site των διαφόρων αστεροσκοπείων στο Internet

http://chandra.harvard.edu/ http://constellation.gsfc.nasa.gov/ http://www.dmtelescope.org/ http://sci.esa.int/ http://www.astro.psu.edu/het/ http://medusa.as.arizona.edu/lbto/telescop.html http://www.ifa.hawaii.edu/mko/ http://ngst.gsfc.nasa.gov/ http://www.salt.ac.za/ http://www.eso.org/projects/vlt/ http://cadcwww.dao.nrc.ca/ http://www.keckobservatory.org/ http://www.naoj.org/ http:///www.gemini.edu/ http://www.gtc.iac.es/ http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF/tpf_index.cfm

• Περιοδικό ΓΕΩ της εφημερίδας Ελευθεροτυπία • Λεξικό Αστρονομίας του Κ. Δ. Μαυρομάτη • Σύγχρονες απόψεις για το Σύμπαν του Ν. Κ. Σπύρου


110

Τα μεγάλα τηλεσκόπια στον κόσμο, Ορφανίδης Θεόδωρος

Documents

Transcript of Τα μεγάλα τηλεσκόπια στον κόσμο, Ορφανίδης Θεόδωρος