Ocena brak

Fotografia na usługach astronomii

Autor /Machabeusz123 Dodano /05.06.2013

Aż do połowy ubiegłego stulecia jedynie oko ludzkie rejestrowało promieniowanie gwiazd i planet. Ma ono wiele korzystnych właściwości, przede wszystkim szybko reaguje na światło. Lecz oceny uzyskiwane za jego pośrednictwem są bardzo subiektywne i występują różnice u poszczególnych obserwatorów w określeniu jasności jakiegoś ciała. Wad tych nie wykazuje fotografia, toteż wkrótce zastosowano ją do obserwacji astronomicznych.

Wynalazcą fotografii był malarz francuski Louis Jacąues Daguerre (1789-1851), który w roku 1839 otrzymał pierwsze zdjęcie, czyli tak zwany dagerotyp. Za początek fotografii astronomicznej można uważać rok 1850, w którym astronom amerykański Wiliam Cranch Bond (1769-1859) uzyskał zdjęcie Księżyca. Niebawem fotografię zastosowano do obserwacji planet, a w roku 1857 astronom angielski Warren de la Rue (1815-1889) rozpoczął systematycznie fotografować Słońce. Trudność związaną z jego wielką jasnością pokonał stosując wąską, szybko poruszającą się w polu widzenia szczelinę.

Obserwacje fotograficzne planet i Księżyca znacznie ustępują obserwacjom wizualnym. Główna tego przyczyna tkwi w falowaniu powietrza, co powoduje zacieranie się drobnych szczegółów w obrazach dawanych przez lunetę. Oko ludzkie potrafi wykorzystać te krótkie chwile spokoju atmosfery i zarejestrować wszystkie subtelne szczegóły, które wówczas są dobrze widoczne. Naświetlanie kliszy fotograficznej trwa dość długo i skutkiem tego sumuje ona dochodzące do niej światło, rejestrując wszystkie migotania i falowania. Dlatego też na fotografiach planet i Księżyca widać znacznie mniej szczegółów.

Mimo tych braków fotografia w dużym stopniu przyczyniła się do lepszego poznania topografii Księżyca i planet. Przede wszystkim każde zdjęcie fotograficzne jest pewnego rodzaju dokumentem, który w dowolnej chwili można poddawać dokładnym badaniom. Ponadto dostarcza obiektywnych danych o powierzchni jakiejś planety lub Księżyca, doskonale uzupełniających obserwacje wizualne. Dziś zresztą obiekty te fotografują kamery sond kosmicznych, które drogą radiową dostarczają na Ziemię zdjęcia o nieosiągalnej dotąd sile rozdzielczej.

Początkowo materiały fotograficzne były mało czułe i astronomowie z konieczności ograniczali się wówczas do fotografowania Księżyca, Słońca i planet. Dużo jednak większe osiągnięcia zanotowano w fotografii dalszych obiektów, chociaż w pierwszym okresie ten zakres penetracji fotograficznych wydawał się mało obiecujący. Zapoczątkował go astronom angielski David D. Gili (1843—1914), który w roku 1882 na Przylądku Dobrej Nadziei sfotografował jasną kometę. Wygląda ona na fotografii okazale, ale większe jeszcze wrażenie na astronomach zrobiła ilość zarejestrowanych gwiazd. Zdjęcie to uświadomiło wartość fotografii dla celów kartografii nieba.

Wkrótce potem astronom francuski Paul Henry (1848-1905) wraz ze swym bratem Prosperem Henrym (1849-1903) rozpoczęli systematycznie fotografować niebo. Osiągnęli przy tym tak dobre wyniki, że kongres astronomów obradujący w 1887 roku w Paryżu postanowił wspólnym wysiłkiem wielu obserwatorów sporządzić za pomocą metody fotograficznej szczegółową mapę nieba. Miała ona zawierać kilkadziesiąt milionów gwiazd, pozycje zaś około trzech milionów miały być dokładnie skatalogowane. To olbrzymie przedsięwzięcie zostało tylko częściowo zrealizowane. Ale opublikowane już mapy i katalogi są dużą pomocą w pracy astronomów i najlepiej świadczą o przydatności fotografii.

Największe jednak możliwości fotografii ujawniły się przy badaniu takich obiektów kosmicznych, jak mgławice i galaktyki- Obiekty te świecą bardzo słabo i dopiero klisza fotograficzna po wielogodzinnym naświetleniu w pełni pokazuje szczegóły ich budowy. Bardziej zresztą odległe mgławice i galaktyki nie są widoczne nawet przez największe teleskopy i o ich istnieniu dowiedzieliśmy się właśnie dzięki fotografii. Przykładem może być mgławica w Plejadach, która została odkryta na fotografii otrzymanej w roku 1885 przez braci Henrych.

Klisza fotograficzna zastąpiła również oko ludzkie w analizie widmowej gwiazd, mgławic i galaktyk. Pierwszy krok w tym kierunku zrobił astronom angielski William Huggins (1824—1910), który w roku 1876 skonstruował udoskonalony spektrograf. Użyte w nim pryzmaty wykonane zostały z islandzkiego szpatu, soczewki zaś z kwarcu, toteż znacznie lepiej przepuszczał on promienie fioletowe od spektrografu z optyką szklaną. Z jego pomocą Huggins w roku 1882 uzyskał widmo znanej mgławicy w Orionie, na którym było widać pięć jasnych linii, co potwierdzało wcześniejsze domysły, że ma ona gazowy charakter.  

Z dużym wreszcie powodzeniem zastosowano fotografię do klasyfikacji widmowej gwiazd. Aby jednak uzyskać ogólny przegląd ich widm, należało znaleźć metodę jednoczesnego fotografowania widm. większej ilości gwiazd. Próby takie przeprowadzał już w latach 1879-1882 amerykański miłośnik astronomii Henry Draper (1837-1882), lecz udało się rozwiązać to zagadnienie dopiero w roku 1886 amerykańskiemu astronomowi Edwardowi C. Pickeringowi (1846-1919), który umieścił pryzmat nie za okularem lunety - jak dotąd czyniono - lecz przed jej obiektywem. W ten sposób na jednej kliszy zostały zarejestrowane widma 40 gwiazd z Plejad. Zachęciło to Pickeringa do przebadania pryzmatem obiektywowym całego nieba, w wyniku czego powstał katalog zawierający widma gwiazd do 8-9 wielkości gwiazdowej.

Dziś fotografia jest powszechnie stosowana do obserwacji astronomicznych. Zwykły jednak teleskop zwierciadlany ma ograniczone pole widzenia i za dużą aberrację sferyczną, toteż daje ostre obrazy jedynie w środkowych partiach kliszy.

Dlatego do fotografowania większych obszarów nieba używa się szerokokątnego teleskopu, którego prototyp skonstruował w roku 1930 optyk niemiecki Bernard V. Schmidt (1879-1935). Główne zwierciadło tego teleskopu ma kształt sferyczny, zniekształcenia zaś wywołane aberracją neutralizuje umieszczona w środku jego krzywizny płyta korekcyjna. Dzięki temu teleskop ma nie tylko duże pole widzenia, ale daje także wyraźne obrazy na całej kliszy.

Wadą teleskopu Schmidta jest to, że musi mieć dwa razy dłuższy tubus od zwykłego teleskopu i że płyta korekcyjna posiada bardzo trudny do wykonania kształt.

Usterki powyższe wyeliminował w roku 1940 optyk radziecki Dymitr D. Maksutow (1896--1946), który skomplikowaną płytę korekcyjną zastąpił łatwiejszym do wykonania meniskiem. Zaprojektowany przez niego teleskop, zwany teleskopem meniskowym lub Maksutowa, jest dwa razy krótszy od teleskopu Schmidta. A co najważniejsze-ma nieco lepsze od niego właściwości optyczne.

Podobne prace

Do góry