Ocena brak

Obserwacje nieba - Lornetka i luneta

Autor /Domarat Dodano /14.02.2012

 

Nawet przy użyciu zwykłej lornetki polowej możemy sobie zorganizować zdumiewające obserwacje nieba. Ponieważ jednak w ostatnich latach małe lunety stały się osiągalne po umiarkowanych cenach - głównie dzięki taniemu importowi z Japonii, a częściowo z USA - poświęcimy nieco uwagi i tym przyrządom.

Również przy wyborze i zakupie lornetki czy lunety należy dysponować pewną wiedzą o ważnych prawidłowościach optyki. Pomijając tak zwane lornetki teatralne, wszystkie lornetki i lunety soczewkowe zbudowane są na zasadzie lunety keplero-wskiej czyli astronomicznej. W jej przednim końcu znajduje się obiektyw, który dokładnie odpowiada obiektywowi aparatu fotograficznego lub kamery filmowej.

Obiektyw wytwarza w swej płaszczyźnie ogniskowej odwrócony (to znaczy umieszczony „do góry nogami"), tak zwany rzeczywisty obraz obiektu położonego w nieskończonej odległości (to założenie można zawsze przyjmować w astronomii). Jeżeli chcemy sfotografować aparatem fotograficznym obiekt nie położony w nieskończonej odległości, na przykład osobę stojącą w odległości 3 m, wówczas obraz powstanie w nieco większej odległości od obiektywu i dlatego w aparacie fotograficznym musimy nastawiać odległość. Ta trudność jest obca astronomii.

Obraz obiektu kosmicznego powstały w płaszczyźnie ogniskowej można by już utrwalić na błonie fotograficznej, lecz my chcemy mieć widok przez lunetę. Dlatego za płaszczyzną ogniskową ustawia się drugą soczewkę, okular, która działa jak rodzaj lupy. Przy obserwacji przez okular widzimy silnie powiększony obraz z płaszczyzny ogniskowej.

Odległość ogniska lub płaszczyzny ogniskowej od obiektywu nazywamy ogniskową obiektywu. Ogniskową ma oczywiście i okular. Powiększenie naszej lunety można łatwo obliczyć dzieląc ogniskową obiektywu przez ogniskową okularu. Jeżeli na przykład obiektyw ma ogniskową 1 m (1000 mm), a ogniskowa okularu wynosi 1 cm (10 mm), to powiększenie równa się 1000 :10 = 100 razy.

Początkujący astronom łatwo może dać się zwieść danym o zbyt wielkim powiększeniu jakiejś lunety. Jej powiększenie ma bowiem znaczenie drugorzędne, a miarodajna jest średnica obiektywu: im jest ona większa, tym więcej światła może zebrać nasz obiektyw.

Ludzka źrenica przy doskonałym dostosowaniu się do ciemności ma średnicę najwyżej 8 mm, a często nawet mniej, zwłaszcza u ludzi starszych. Dopiero przy użyciu lunety o średnicy obiektywu 5 lub 6 cm zysk na ilości światła jest znaczny w porównaniu z okiem, gdyż wielokrotność wynosi około 50.

Właśnie przy obserwacjach nieba często spotykamy się z sytuacją, że chcemy oglądać możliwie najsłabsze gwiazdy. Tak więc nie chodzi nam o powiększenie lunety, a o jej tzw. światłosiłę. Również tak zwana rozdzielczość zależy tylko od wielkości obiektywu. Pod tym pojęciem rozumiemy możliwość oddzielnego zobaczenia dwóch blisko siebie położonych obiektów. Jest ona bardzo istotna w obserwacjach astronomicznych, na przykład przy rozdzielaniu gwiazd podwójnych lub drobnych szczegółów powierzchni Księżyca.

Całkiem z grubsza można określić, że zdolność rozdzielczą w sekundach kąta określa wynik dzielenia liczby 13 przez średnicę obiektywu w centymetrach. Tak więc przy użyciu lunety o średnicy obiektywu 6 cm osiągamy rozdzielczość około 2,2", co odnosi się zresztą do dwóch jednakowo jasnych gwiazd przynajmniej piątej lub szóstej wielkości.

Jeżeli gwiazdy znacznie różnią się jasnością, wówczas rozdzielczość wyrazi się odpowiednio większą liczbą. Powiększenia nie można dowolnie zwiększać. Teoretycznie można by przecież osiągnąć powiększenie 750-krotne przy użyciu okularu o ogniskowej 2 mm i obiektywu lunety o ogniskowej 1500 mm, jednak w praktyce nie miałoby to sensu.

Obraz byłby wtedy powiększony, nie dostarczyłby jednak żadnych dodatkowych informacji. Byłoby to powiększenie „puste" jak w przypadku silnego powiększenia negatywu małoobrazkowego, z którego można teoretycznie uzyskać odbitkę 13 x 18 m, lecz poszczególne ziarna emulsji wystąpiłyby na niej tak wyraźnie, że odbitka nie ukazałaby żadnych dodatkowych szczegółów.

Dla niewielkich lunet obowiązuje reguła, że największe rozsądne powiększenie nie powinno przewyższać podwójnej średnicy obiektywu wyrażonej w milimetrach. Na przykład dla lunety o średnicy obiektywu 60 mm sensowne jest największe powiększenie 120-krotne, a nawet ono da się wykorzystać tylko przy dobrej pogodzie, gdyż ruchy powietrza i inne zjawiska atmosferyczne bardzo pogarszają jakość obrazu.

Dzisiejsze obiektywy i okulary lunet nie są pojedynczymi soczewkami, lecz są złożone z dwóch lub trzech soczewek. Pojedyncza soczewka dawałaby szkodliwe barwne obwódki (aberracja chromatyczna) i dlatego obiektyw lunety najczęściej zbudowany jest z dwóch soczewek wykonanych ze szkła flintowego i crown, a okulary mogą zawierać nawet więcej soczewek. Lunety astronomiczne dają obrazy odwrócone, a więc północ jest w nich na dole, południe na górze, zachód z lewej, a wschód z prawej.

Można się szybko do tego przyzwyczaić, a odradzamy wbudowywania dodatkowych układów soczewek wyprostowujących obraz, które mogłyby być pomocne w obserwacjach na Ziemi. Natomiast w obserwacjach nieba znaczne straty światła i ostrości w takich układach nie zrównoważyłyby zalety wyprostowanego obrazu. Inaczej jest w przypadku lornetek.

Ponieważ wyprodukowano je do obserwacji na Ziemi, wbudowano w nie po dwa pryzmaty, które wyprostowują obraz nie powodując szczególnego pogorszenia jego jakości i dlatego nazywa się je nawet lornetkami pryzmatycznymi. Lornetki teatralne mają nieco inną budowę optyczną; zbudowane są one na zasadzie tak zwanej lunety Galileusza i dają obrazy proste nawet bez pryzmatów i dodatkowych soczewek. Ta zasada jest jednak nieprzydatna przy większych średnicach obiektywu i dłuższych ogniskowych.

Najważniejsze dane optyczne lornetki pryzmatycznej brzmią następująco: Lornetka pryzmatyczna 10 x 50. Oznacza to, że lornetka powiększa 10-krotnie, a średnica jej obiektywu wynosi 50 mm. Najbardziej rozpowszechnione typy to 6 x 30, 7 x 50, 8 x 50 i 10 x 50. Istnieją zresztą większe lornetki czyli 13 x 60 itd.

W obserwacjach astronomicznych szczególnie dużo satysfakcji dają lornety o dużych średnicach obiektywu. Ponieważ jednak wzrostowi rozdzielczości towarzyszy wzrost masy takich urządzeń, to nie można ich utrzymać nieruchomo w ręku i wobec tego należy je mocować na trwałym statywie.

Na ogół trudno jest ludziom utrzymać nieruchomo w ręku przyrząd o powiększeniu 10-krot-nym i dlatego taka jest granica powiększenia, przy której można dokonywać obserwacji trzymając lornetkę swobodnie. Nie jest zresztą trudno zamontować lornetkę na normalnym statywie do aparatu fotograficznego lub kamery filmowej za pomocą specjalnego uchwytu, który można zamówić jako wyposażenie dodatkowe.

Używając tych prostych środków można dokonywać obserwacji gwiazd na niebie bez poruszonych obrazów. Wielką zaletą lornetki lub lornety w porównaniu z lunetą o długiej ogniskowej jest możliwość równoczesnego zobaczenia dużego obszaru nieba. Wynika to z krótkiej ogniskowej i małego powiększenia lornetki. Stosunek średnicy obiektywu do jego ogniskowej określa się jako światłosi-łę.

Dla lornetek jest ona rzędu 1:4, podczas gdy w większości lunet soczewkowych wynosi od 1:12 do 1:18. Wbudowanie pryzmatów powoduje zresztą nie tylko odwrócenie obrazu, lecz także skrócenie lornetki, dzięki czemu ma ona poręczniejsze rozmiary. Przeciętną lornetką ogarniamy obszar wielu stopni, podczas gdy przy słabym powiększeniu ogarniamy lunetą 6-centymetrową obszar zaledwie jednego stopnia, co odpowiada dwóm średnicom Księżyca w pełni.

O budowie okularu: soczewkę okularu zwróconą ku obiektywowi nazywamy soczewką pola, a zwróconą ku oku soczewką oczną. Prostymi okularami zbudowanymi z dwóch soczewek są na przykład tak zwane okulary Huygensa i Ramsdena. Oprócz nich istnieją okulary zbudowane z większej liczby soczewek, na przykład pewne okulary szerokokątne i achromaty-czne, które jeszcze bardziej redukują rozmycie obrazu.

W wyposażeniu podstawowym licznych małych lunet znajduje się także jeden lub kilka filtrów słonecznych. Zamocowuje się je na okularze i powinny one zapewniać bezpieczne obserwowanie Słońca. Nie zawsze tak się dzieje: przy silnym promieniowaniu Słońca i długiej obserwacji mogą one pękać, co jest zagrożeniem dla oka obserwatora, zwłaszcza w przypadku lunety o większej średnicy obiektywu.

W takich przypadkach możemy zmniejszyć średnicę obiektywu zwykłą przesłoną tekturową do 5-8 cm. Oprócz nich istnieją jednak proste aluminiowane folie ze sztucznego tworzywa, które rozpina się na obiektywie i które odbijają ponad 99% padającego światła słonecznego.

Takie folie oferuje się na przykład kierowcom i wspinaczom wysokogórskim jako „folie ratunkowe". Przy ich zastosowaniu tylko w rzadkich przypadkach potrzebne są dodatkowe filtry tłumiące. Oprócz opisanej już bezpośredniej obserwacji Słońca istnieje wiele innych możliwości jego obserwowania, mniej niebezpiecznych, a przy tym wygodniejszych: za okularem lunety należy umocować biały ekran.

W najprostszym przypadku może to być kawałek błyszczącego kartonu. Na nim powstaje obraz Słońca mniejszy lub większy zależnie od odległości ekranu od okularu lunety. Może się okazać, że w celu uzyskania ostrego obrazu Słońca musimy poprawić ustawienie okularu. Zakłócający wpływ bezpośredniego promieniowania słonecznego można wyeliminować mocując przed okularem osłonę kartonową, dzięki czemu ekran znajdzie się w cieniu.

Oczywiście, lunety o średnicy obiektywu nawet 5 cm nie można utrzymać nieruchomo w rękach i dlatego trzeba ją solidnie umocować na statywie.

Nie można tu zbytnio oszczędzać, gdyż chwiejąca się luneta nie sprawia radości nawet cierpliwemu obserwatorowi. Elegancki drewniany trójnóg nadaje się co najwyżej dla małej lunety do obserwacji w spokojnych, bezwietrznych warunkach. Do naszej lunety powinniśmy raczej użyć stabilnego statywu, drewnianego lub metalowego, a nawet mocnego słupka betonowego, który wkopiemy w ogródku. W najprostszym przypadku nasza luneta jest zamontowana w taki sposób, byśmy mogli obracać ją wokół osi pionowej i poziomej. Taki sposób montowania nazywamy ustawieniem horyzontalnym.

  Jest ono tanie w wykonaniu, ma jednak decydującą wadę: wszystkie ciała niebieskie poruszają się ukośnie względem horyzontu - pomijamy tu obserwatorów na obu biegunach i na równiku. Gdy na przykład śledzimy Słońce po jego wschodzie, to porusza się ono nie tylko do przodu, lecz również w prawo. Podczas dłuższych obserwacji musielibyśmy więc regulować położenie naszej lunety względem dwóch osi, pionowej i poziomej, a to może być kłopotliwe.

Dlatego dla teleskopów astronomicznych wynaleziono szczególny sposób montowania, tak zwany montaż paralaktyczny. Jedna z osi jest tu skierowana ku północnemu biegunowi gwiazdowemu, inaczej mówiąc, jest skierowana równolegle do osi ziemskiej. Określamy ją jako oś biegunową albo godzinową. Prostopadle do niej umocowana jest druga oś, oś deklinacji.

Oczywiście lunetę paralaktyczną należy najpierw prawidłowo ustawić. Najprościej jest użyć kompasu i określić kierunek północny, gdyż oś biegunowa musi być ustawiona dokładnie w kierunku północ - południe. Ponadto musi być ustawiona pod określonym kątem do płaszczyzny horyzontu odpowiadającym szerokości geograficznej, a zatem i wysokości bieguna. Na 50° szerokości geograficznej północnej oś biegunowa musi również tworzyć z płaszczyzną horyzontu kąt 50°.

Jednak podczas nocnej obserwacji możemy wyjustować oś biegunową na Gwiazdę Polarną. Są to wprawdzie mało dokładne środki pomocnicze do ustawiania lunety paralaktycznej, jednak mogą wystarczyć na początek. Gdy po nastawieniu lunety na jakiś obiekt astronomiczny chcemy go obserwować w ciągu kolejnych minut, wówczas musimy tylko obracać ją wokół osi biegunowej aby utrzymać obiekt w polu widzenia. Oś deklinacji jest wtedy zablokowana.

Liczne lunety z ustawieniem paralaktycz-nym, nawet proste, są wyposażone w giętkie wałki, dzięki którym można obracać osią biegunową i deklinacyjną z miejsca obserwacji, co umożliwia powolne i w miarę jednostajne naprowadzanie lunety. Jeszcze wygodniejsze są mechaniczne lub elektryczne urządzenia naprowadzające. Muszą one mieć wbudowaną przekładnię tak, by luneta obracała się o 360° wokół osi biegunowej w ciągu 24 h (dokładniej w ciągu doby gwiazdowej, czyli 23 h 56 min).

Wtedy po znalezieniu jakiegoś obiektu astronomicznego musimy tylko patrzeć przez okular, a całą resztę pozostawić silnikowi naprowadzającemu, gdyż luneta będzie podążała automatycznie za ruchem ciała niebieskiego. Nawiasem mówiąc, tego rodzaju rozwiązanie jest nieodzowne podczas wykonywania zdjęć fotograficznych z wie-lominutowym czasem ekspozycji. Dotychczas była mowa wyłącznie o lunetach soczewkowych.

Coraz bardziej rozpowszechniają się jednak teleskopy zwierciadlane. Ponieważ w lunetach soczewkowych obraz powstaje w wyniku załamania (refrakcji) światła w soczewkach, takie przyrządy nazywa się również refraktorami. Natomiast w teleskopie zwierciadlanym obraz powstaje w wyniku odbicia promieni świetlnych od zwierciadła, nazywa się je również reflektorami. Budowa teleskopu zwierciadlanego jest w zasadzie podobna do budowy lunety soczewkowej.

Samo zwierciadło ma z reguły kształt paraboloidy i ma alumini-zowaną powierzchnię. Od powierzchni tego zwierciadła wklęsłego odbijają się promienie biegnące od obiektu położonego nieskończenie daleko i skupiają się tworząc obraz rzeczywisty odwrócony w ognisku względnie w płaszczyźnie ogniskowej. Pojęcia ogniskowej i światłosiły mają tutaj takie samo znaczenie jak dla lunet soczewkowych.

Wadą teleskopu zwierciadlanego jest to, że płaszczyzna ogniskowa i płaszczyzna obrazu znajdują się wewnątrz tubusu teleskopu. Gdybyśmy chcieli oglądać obraz w płaszczyźnie ogniskowej przez okular, wówczas należałoby go zamontować w górnej środkowej części tubusu, trzeba by zaglądać do teleskopu od przodu, a wtedy głowa zasłoniłaby wpadające światło i obraz znikłby.

Trzeba więc zastosować takie rozwiązanie, by wyprowadzić promień z głównego tubusu teleskopu. W najprostszym przypadku realizuje się to tak, że w miejscu tubusu niezbyt oddalonym od ogniska zwierciadła głównego umieszcza się niewielkie zwierciadło płaskie (zwierciadło odchylające) pod kątem 45° do osi optycznej zwierciadła głównego. Zwierciadło to odbija promienie pod kątem prostym na boczną ścianę tubusu teleskopu.

W tym miejscu jest otwór, na którym można zamontować tubus okularu. W taki teleskop zwierciadlany patrzymy więc nie od tyłu przyrządu, lecz w przodzie z boku. Taką konstrukcję określa się jako newtonowski teleskop zwierciadlany.

W handlu dostępnych jest wiele małych i stosunkowo tanich teleskopów zwierciadlanych zbudowanych na tej zasadzie. Mają one na ogół średnice zwierciadła od 10 do 20 cm, a niektóre nawet więcej. Konstrukcja większych teleskopów newtonowskich wymaga stosowania schodów, drabin lub rusztowań by sięgnąć okiem do okularu, zwłaszcza podczas obserwowania obiektów znajdujących się prawie pionowo nad obserwatorem w pobliżu zenitu. Dlatego wynaleziono inne konstrukcje.

Do nich zalicza się teleskop zwierciadlany w systemie Cassegraina, przez który można patrzeć od tyłu tubusu jak przez lunetę soczewkową. Zwierciadło odchylające jest w tym przypadku ustawione tak, że padające na nie promienie świetlne odbija z powrotem w kierunku zwierciadła głównego, które ma w środku lukę, na wprost której znajduje się okular. Ponieważ bieg promienia jest tu linią łamaną, to układy tego typu są stosunkowo krótkie.

Łączą one szeroki otwór i długą ogniskową ze zwartą konstrukcją, a także nadają się do transportu na duże odległości, na przykład w czasie wyjazdów na urlop. Ostatnio w teleskopach Cassegraina wprowadzanych na rynek zastosowano interesujące odmiany i udoskonalenia, które będą się nadawały również do przyrządów amatorskich.

Chodzi tu o tak zwane systemy katadioptryczne. Niektórzy czytelnicy, którzy po raz pierwszy dowiadują się czegoś o budowie teleskopów zwierciadlanych, są być może zaskoczeni faktem, że w środku tubusu teleskopu znajduje się zwierciadło odchylające, które powinno spowodować „dziurę" w polu widzenia. Tak jednak nie jest. W pewnej mierze zachodzi tutaj to samo zjawisko, co w aparacie fotograficznym.

Nawet jeżeli ustawimy w nim najmniejszą przesłonę, na przykład 1:22, to potem wcale nie otrzymamy zdjęcia, na którym jedynie pośrodku znajduje się niewielki obrazek, lecz obraz wypełnia całą klatkę błony fotograficznej, a mały otwór w przesłonie oznacza tylko stratę energii, w licznych przypadkach pożądaną (jasny obiekt) dla uniknięcia prześwietlenia i uzyskania większej głębi ostrości.

W stosunku do powierzchni zwierciadła głównego teleskopu zwierciadlanego powierzchnia zwierciadła odchylającego jest niewielka i najczęściej powoduje stratę tylko 5 do 10 % energii promieniowania (jasności).

Czy początkujący astronom amator powinien sobie sprawić lunetę soczewkową, czy też teleskop zwierciadlany? Odpowiedź nie jest prosta; zestawiono tu niektóre fakty pomocne w podjęciu decyzji. Przy takiej samej średnicy lunety soczewkowe są droższe od teleskopów zwierciadlanych, nawet biorąc pod uwagę, że na przykład teleskop z 15-centymetrowym zwierciadłem niezupełnie może współzawodniczyć z 15-centymetrową lunetą soczewkową.

Sprawność teleskopu zwierciadlanego w porównaniu z lunetą soczewkową jest mniejsza nie tylko z powodu strat światła na zwierciadle odchylającym, lecz również z innych przyczyn. Mimo wszystko na przykład 20-centymetrowy teleskop zwierciadlany jest wciąż tańszy niż 10-centymetrowa luneta soczewkowa.

Zwarta budowa teleskopów zwierciadlanych, przede wszystkim teleskopów Cassegraina i systemów katadioptrycznych sprawia, że są to typowe „lunety podróżne". Luneta soczewkowa o średnicy obiektywu nawet 15 cm nie jest już przyrządem przewoźnym, podczas gdy systemy zwierciadlane o średnicach zwierciadła 30 do 40 cm nadają się do przewożenia.

Z drugiej strony lunety soczewkowe są prostsze w posługiwaniu się nimi. W teleskopie zwierciadlanym trzeba często starannie justować położenie każdego zwierciadła w celu uzyskania ostrego obrazu. W pewnych warunkach po około 10 latach konieczne jest ponowne aluminizowanie powierzchni zwierciadła głównego.

W przypadku teleskopu newtonowskiego wielu początkującym sprawia trudność konieczność patrzenia z boku, co jest często uciążliwe przy wyszukiwaniu obiektów niebieskich. Jest tak często nawet wtedy, gdy wraz z teleskopem dostarczono małą lunetę celowniczą (szukacz) do zamontowania na teleskopie.

Takie lunety pomocnicze są zresztą przydatne również przy lunetach soczewkowych. W podsumowaniu: na początek należy się raczej wziąć za mniejszą lunetę 6-centymetrową, a dopiero po zebraniu odpowiednich doświadczeń i stwierdzeniu, że obserwacje dają satysfakcję, można się porwać na większy teleskop, przede wszystkim mając do dyspozycji dogodne miejsce obserwacji lub możliwość zabrania lunety w podróż.

W zasadzie każda luneta ma swoje niebo, stosując do naszego przypadku stare powiedzenie astronoma Friedricha Wilhelma Argelandera. Zastanówmy się dalej: im większa luneta, tym bardziej wyniki obserwacji są podatne na zakłócenia przez atmosferę ziemską i tym bardziej kłopotliwe jest posługiwanie się nią.

W ostatnich latach wśród wielu astronomów amatorów rozpowszechniła się moda na fotografowanie nieba. Oprócz szybkich zdjęć Słońca, Księżyca i planet narzucają się tu zdjęcia nieba o długim czasie ekspozycji. Należy w tym celu stosować najczulsze błony, jakie są dostępne. Znaczną czułość mają obecnie również błony do zdjęć barwnych.

Jeżeli nastawimy lunetę na określony obszar nieba i przez godzinę będziemy naświetlali normalnym aparatem o ogniskowej 50 mm, to naturalnie gwiazdy wystąpią jako kreski. Szczególne wrażenie robią wtedy zdjęcia nieba w kierunku północnego bieguna gwiazdowego, gdyż kreski gwiazd mają wtedy postać łuków, jasno ukazuje się położenie niebieskiego bieguna północnego i poznamy, że Gwiazda Polarna tylko nieznacznie odchyla się od miejsca, w które jest skierowana oś Ziemi.

Wysoka czułość obecnych błon pozwala również na wykonywanie zdjęć z czasem ekspozycji kilku sekund, na których gwiazdy występują jako punkty. Nawet w tych przypadkach na zdjęciu widać na ogół więcej gwiazd, niż zdołamy dostrzec gołym okiem w pogodną noc. Trud się opłaca. Aby uzyskać zdjęcia gwiazd w postaci punktów również przy dłuższych czasach ekspozycji, trzeba zastosować ustawienie paralaktyczne lunety i prowadzić lunetę za gwiazdą ręcznie lub silnikiem naprowadzającym.

Podobne prace

Do góry