Teleskopai ir astronomijos observatorijos

Mes tiksliai nežinome, kas buvo teleskopo¹ – vieno iš svarbiausių žmonijos išradimų – autorius. Tačiau tiksliai žinome, kad žmogus, pirmasis nukreipęs teleskopą į dangų ir pradėjęs teleskopinių stebėjimų epochą XVII a. pradžioje, buvo italų mokslininkas Galileo Galilėjus. Nuo to laiko teleskopas tapo svarbiausiu ir naudingiausiu astronomų prietaisu, nes juo galima užregistruoti (pamatyti) daug blyškesnius objektus ir (arba) juose užfiksuoti gerokai daugiau detalių, nei tai įmanoma pastebėti plika akimi.

Atsižvelgiant į tai, kuriam elektromagnetinės spinduliuotės spektro diapazonui yra pritaikyti, teleskopai skirstomi į òptinius teleskopùs, radioteleskopùs, gãma teleskopùs, reñtgeno teleskopùs, infraraudonúosius teleskopùs. Teleskopą, kuris pastatytas veikia ant Žemės esančioje observatorijoje, vadiname antžeminiù teleskopù. Teleskopas, veikiantis kosmose (skriejantis orbitoje aplink Žemę), vadinamas kòsminiu teleskopù.

Visų teleskopų svarbiausia paskirtis yra surinkti iš dangaus šviesulio atsklindančią spinduliuotę ir ją nukreipti į spinduliuõtės imtùvą (detèktorių). Dažniausiai ant spinduliuotės imtuvo yra suformuojamas dangaus šviesulio arba tam tikro dangaus sferos plotelio su daugybe šviesulių atvaizdas. Teleskopų įvairovė ir jų pagrindiniai ypatumai plačiau bus išnagrinėti tolesniuose skyreliuose.

Nuo G. Galilėjaus laikų iki XX a. vidurio sąvoka „optinis teleskopas“ nebuvo vartota, nes kitokių teleskopų nebuvo. Todėl kiekvienas teleskopas buvo „optinis teleskopas“. Šiais laikais òptiniais teleskòpais vadinami teleskopai, naudojami dangaus šviesuliams tyrinėti 300–2000 nm diapazone, kuris apima ne tik regimosios šviesos diapazoną, bet ir jam gretimų ilgesniųjų ultravioletinių bei trumpesniųjų infraraudonųjų bangų diapazono dalį. Šiame vadovėlyje, kaip ir daugelyje astronominių publikacijų, žodis „optinis“ iš aptariamo termino gali būti praleistas, jei iš konteksto bus aišku, jog nagrinėjamas optinis teleskopas.

Teleskopo veikimo principas paremtas glaudžiamųjų (iškiliųjų) lęšių arba įgaubtųjų veidrodžių savybe sudaryti tolimų objektų atvaizdus. Teleskopas, kuriame dangaus šviesulio atvaizdą sudaro glaudžiamasis lęšis – objektỹvas, vadinamas refrãktoriumi², arba lęšiniu teleskopù. 3.3.1 pav. pavaizduota refraktoriaus optinė schema, vadinama Keplerio teleskopu³.

Pavienių lęšių yda yra spalvinė (chromatinė) aberãcija. Jos priežastis – stiklo lūžio rodiklio priklausomybė nuo šviesos bangos ilgio: kuo ilgèsnės šviesos bangos, tuo mažesnis lūžio rodiklis. Dėl to skirtingų spalvų spinduliai surenkami skirtingu židinio nuotoliu, ir lęšio sudarytas atvaizdas yra neryškus su spalvotais kontūrais. Siekiant kuo labiau sumažinti šią ydą, lęšinių teleskopų objektyvai ir okuliarai konstruojami iš keleto įvairių formų ir skirtingų rūšių stiklo lęšių. Didžiausias pasaulyje refraktorius buvo pastatytas JAV Jerkizo (Yerkes) observatorijoje 1897 m. Šio teleskopo objektyvo skersmuo 1,02 m, o židinio nuotolis 18,9 m.

Teleskopas, kuriame dangaus šviesulio atvaizdą sudaro įgaubtas veidrodis – objektỹvas, vadinamas reflèktoriumi⁴, arba veidrodiniù teleskopù. 3.3.2 pav. pavaizduota reflektoriaus optinė schema, vadinama Niùtono teleskopù⁵.

Paprasčiausias reflektoriaus pagrindinio veidrodžio atspindintis paviršius būtų sferinis. Tačiau tokie veidrodžiai turi trūkumą – jiems būdinga sfèrinė aberãcija. Ši aberacija ypatinga tuo, kad šviesos spinduliai, kurie atsispindi nuo veidrodžio centrinės srities ir nuo pakraščių, surenkami į skirtingo nuotolio židinius. Dėl to matomas nebe taškinis žvaigždės vaizdas, o daug didesnė dėmelė. O pratisų objektų detalės ir kontūrai tampa neryškūs, migloti. Šio trūkumo neturi veidrodžiai, kurių atspindintis paviršius yra paraboloido formos. Tokiõs formos veidrodžiai yra daugumoje šiuolaikinių reflektorių. Visuose reflektoriuose veidrodiniai paviršiai padengti plona aliuminio plėvele, vienodai gerai atspindinčia visų bangų ilgių šviesą. Visi didieji pasaulio teleskopai (D ≥ 3 m) yra reflektoriai.

Dar būna ir veidrodinių-lęšinių teleskòpų, juose objektyvą sudaro sferiškas veidrodis ir tam tikros formos plonas lęšis, kuris ištaiso sferinio veidrodžio pagrindinę ydą – sferinę aberaciją.

Objektyvo sudarytą šviesulio atvaizdą galima užregistruoti tam tikru spinduliuotės imtuvu (fotografinė juostelė arba plokštelė, elektroninis jutiklis), įtaisytu objektyvo židinio F plokštumoje, apžiūrėti vizualiai (akimi) arba tyrinėti kitais būdais. Vizualiesiems stebėjimams už teleskopo objektyvo židinio reikia įtaisyti mažo židinio nuotolio glaudžiamąjį lęšį – okuliãrą, pro kurį, kaip pro lupą, bus matomas padidintas šviesulio atvaizdas (žr. 3.3.1 pav. ir 3.3.2 pav.).

Svarbiausi teleskopo parametrai yra objektyvo (pagrindinio veidrodžio) skersmuo D ir židinio nuotolis f, nes nuo šių parametrų priklauso svarbiausios teleskopo charakteristikos: šviesõs surinkimo gebà ir kampinė skyrà. Kuo didesnis objektyvo skersmuo, tuo daugiau šviesulio šviesos sutelkia teleskopas ir nukreipia ją į spinduliuotės imtuvą (stebėtojo akį), t. y. tuo didesnė teleskopo šviesõs surinkimo gebà. Tarkime, kad tiesiogiai (be teleskopo) stebimas šviesulys sukuria akies vyzdžio (šviesos imtuvo) apšvietą E_a. Teleskopas, kurio objektyvo (veikliõsios angõs) skersmuo D, į tą patį akies vyzdžio plotą sutelkia šviesulio šviesą iš ploto, kuris lygus objektyvo plotui, \frac{1}{4}\mathrm{\mathrm{\pi}}D^2. Dėl to šviesulio sukuriama apšvieta E_t ties akies vyzdžiu (spinduliuotės imtuvu) padidėja proporcingai teleskopo objektyvo plotui:

k_{\mathrm{t}}=\frac{E_{\mathrm{t}}}{E_{\mathrm{a}}}=\frac{\frac{1}{4}\mathrm{\pi}D^2E\mathrm{_{\mathrm{a}}}}{E_{\mathrm{a}}}=\frac{1}{4}\mathrm{\pi}D^2 (3.3.1)

Gavome formulę, apibūdinančią teleskopo šviesos surinkimo gebą. Objektyvo arba pagrindinio veidrodžio skersmuo yra labai svarbus teleskopo parametras ir parodo tiek teleskopo šviesos surinkimo gebą, tiek teleskopo kampinę skyrą (žr. toliau), todėl aptariant konkretų teleskopą visada nurodomas jo objektyvo arba pagrindinio veidrodžio skersmuo. Pavyzdžiui, pavadinimas „1,5 m teleskopas“ reiškia, kad kalbama apie teleskopą, kurio pagrindinio veidrodžio skersmuo 1,5 m.

Kitas svarbus teleskopo parametras yra telesko po santykinė angà, arba šviesingùmas:

A=\frac{D}{f}. (3.3.2)

Astronomai teleskopo santykinę angą (šviesingumą) dažniausiai išreiškia paprastąja trupmena:

$$ A=\frac{1}{f/D}$$ (3.3.3)

Pavyzdžiui, jei teleskopo veidrodžio (objektyvo) skersmuo D = 30 cm, židinio nuotolis f = 180 cm, tai jo santykinė anga (šviesingumas) lygi

$$ A=\frac{1}{180/30}=\frac{1}{6}.$$

Apšvieta, kurią sukuria pratisas šviesulys (kometa, planeta, galaktika ar tarpžvaigždinis ūkas), teleskopo židinio plokštumoje proporcinga šviesingumui kvadratu A². Todėl šių šviesulių atvaizdus fotografuojant ar registruojant elektroniniais imtuvais pranašesni yra didesnio šviesingumo teleskopai.

Pro teleskopą stebėdami dangaus šviesulius vizualiai (akimi), norime pamatyti kuo didesnius jų atvaizdus. Todėl šiuo atveju svarbus dar vienas parametras – teleskòpo didinimas, kuris lygus teleskopo objektyvo ir okuliaro židinių nuotolių santykiui:

\mathrm{\omega}=\frac{f}{f_{\mathrm{ok}}}. (3.3.4)

Pavyzdžiui, jei į anksčiau minėtą teleskopą, kurio objektyvo židinio nuotolis f = 180 cm, įdėsime okuliarą, kurio židinio nuotolis f_ok = 2 cm, tai jo didinimas bus lygus

\mathrm{\omega=\frac{180}{2}}=90.

Taigi, jei plika akimi stebėdami dangų galime atskirti dvi žvaigždes, atitolusias viena nuo kitos mažiausiai per 2′, tai pro šį teleskopą galėsime atskirti dvi žvaigždes, tarp kurių kampinis atstumas bus ω kartų mažesnis, t. y. šiuo konkrečiu atveju bus lygus apie 1,3″.

Atrodytų, kad, siekiant pamatyti atskirus kuo mažesniu kampu vienas nuo kito atitolusius šviesulius arba jų detales, reikėtų naudoti kuo labiau didinančius teleskopus (okuliarus su kuo mažesniu židinio nuotoliu). Iš tikrųjų tai pasiteisina tik iki tam tikros ribos. Didžiausią galimą didinimą riboja dvi priežastys: šviesos difrãkcija ir Žemės atmosferos trikdžiai. Šviesos difrakcijos reiškinys siejasi su šviesos banginėmis savybėmis. Dėl šviesos difrãkcijos nuo objektyvo (veidrodžio) kraštų taškinio šviesos šaltinio atvaizdas yra tam tikro spindulio skrituliukas, apsuptas šviesių žiedų (3.3.3 pav., a). Šio skrituliuko kampinis spindulys priklauso nuo šviesos bangos ilgio λ ir objektyvo skersmens:

sin ψ≈ ψ = 1,22\frac{\mathrm{\lambda}}{D}. (3.3.5)

(Jei taikysime mažų kampų formulę, vertė bus išreikšta radianais.)

Pasinaudodamas šia formule britų fizikas Džonas Viljamas Reilis (John William Rayleigh, 1842–1919) suformulavo teleskopo kampinės skyrõs kriterijų, kad du taškiniai šaltiniai (dvi žvaigždės) yra atskiriami, jei atstumas tarp difrakcinių skrituliukų centrų yra ne mažesnis kaip kampas, kurį apibrėžia (3.3.5) formulė.

Pavyzdžiui, teleskopo, kurio D = 30 cm = 0,3 m kampinė skyra 550 nm bangos ilgio regimojoje šviesoje bus lygi

ψ = 1,22\frac{550\cdot10^{-9}}{0,3}\approx2,2\cdot10^{-6}\mathrm{rad}\approx0,5''.

(3.3.5) formulė apibūdina teleskopo objektyvo (pagrindinio veidrodžio) teòrinę kampinę skỹrą. Šiai kampinei skyrai pasiekti pirmiausia būtina, kad teleskopo įrangoje panaudotų veidrodžių ir lęšių optinių paviršių forma labai tiksliai atitiktų suprojektuotos optinės schemos teorinius skaičiavimus. Jei teleskopas bus skirtas tyrimams elektromagnetinio spektro ruože, kurio vidutinis bangos ilgis λ, tai realaus optinio paviršiaus nuokrypos nuo teoriškai apskaičiuotųjų neturi viršyti 0,1λ (0,1 bangos ilgio).

Astronominiai stebėjimai atliekami tam tikroje vietovėje pro Žemės atmosferą, kurios trikdžiai teorinę kampinę skyrą labai pablogina (t. y. kampinis atstumas tarp vos matomų žvaigždžių yra gerokai didesnis). Žemės atmosfera nėra stacionari. Joje nuolat susidaro ir išnyksta įvairių dydžių sūkuriai ir oro masių tėkmės, t. y. atmosferoje vyksta turbuleñcija. Šiuose dariniuose šviesos lūžio rodiklis nėra vienodas ir nuolat kinta. Dėl to iš vienos žvaigždės atsklindančius spindulius teleskopo objektyvas sufokusuoja ne į (3.3.5) formulės p. 74 nusakomo dydžio skrituliuką, o į daug didesnę dėmelę, kurios forma ir matmenys nuolat kinta. Šios dėmelės kampinis skersmuo, vadinamas vaizdo dydžiù, apibūdina stebėjimo sąlygų kokybę nurodytoje vietovėje. Kai vaizdai didesni, pratisų objektų atvaizdai ne tokie ryškūs ir kontrastingi, juose smulkios detalės susilieja ir visai nebematomos. Daugelyje vietovių vaizdų skersmuo vidutiniškai siekia 2–3″. Vadinasi, ir didelių teleskopų kampinė skyra siekia tik apie 1″, t. y. ji blogesnė, nei nusakoma (3.3.5) formule. Esant nestabiliems orams, toje pačioje vietovėje vaizdų dydis gali svyruoti nuo kelių iki keliasdešimties sekundžių. Nors didelių teleskopų kampinę skyrą riboja Žemės atmosferos įtaka, kitas jų svarbus privalumas – didelė šviesos surinkimo geba – išlieka. Siekiant kuo efektyviau panaudoti didelius teleskopus, jie statomi vietovėse, kurios pasižymi mažais vaizdų dydžiais (0,5–1″) ir stabiliomis oro sąlygomis bei ilgalaikės giedros periodais.

Didelių teleskopų naudingumas ypač padidėjo, kai buvo sukurti metodai ir sistemos, pataisančios atmosferos turbulencijos sutrikdytus vaizdus. XX a. pabaigoje sukurtos ir daugelyje teleskopų įrengtos aktyviõsios òptikos sistemos. Kadangi atliekant astronominius stebėjimus teleskopas nuolat keičia savo erdvinę orientaciją, sunkio jėgos poveikis skirtingiems veidrodžių ir juos laikančių konstrukcijų taškams nėra pastovus. Dėl šios priežasties ir dėl šiluminio plėtimosi teleskopo veidrodžiai šiek tiek deformuojasi ir reali kampinė skyra gali būti netgi blogesnė už atmosferos turbulencijos nulemtą kampinę skyrą. Aktyviõsios òptikos sistema atliekant stebėjimus kontroliuoja ir kas kelias sekundes vis pataiso veidrodžio formą bei fokusavimą taip, kad teleskopo kampinė skyra būtų optimali.

Plėtojant aktyviosios optikos sistemas, sukurta nauja sistema – adaptyvióji òptika. Šios sistemos paskirtis yra ištaisyti atmosferos turbulencijos sukeltus vaizdo iškraipymus taip, kad vaizdo dydis būtų arti teorinės kampinės skyros. Teleskopo suformuotas vaizdas nukreipiamas į adaptyviõsios òptikos sistemos tam tikrus jutiklius, kurie nustato turbulencijos sukeltus vaizdo iškraipymus, ir į mažą lankstųjį veidrodį, nuo kurio atsispindėję spinduliai patenka į spinduliuotės imtuvą. Adaptyviosios optikos sistemos jutikliais išmatavus vaizdo iškraipymus, atitinkamai deformuojamas lankstusis veidrodis, kad nustatytieji iškraipymai būtų panaikinti ir į spinduliuotės imtuvą būtų nukreiptas ištaisytas objekto atvaizdas. Šią sistemą turi valdyti galingas kompiuteris, nes turbulencijos sukeltų vaizdo trikdžių matavimai ir lanksčiojo veidrodžio deformacijos atliekamos kelis šimtus kartų per sekundę. Adaptyviosios optikos sistemos efektyvumą rodo 3.3.4 pav. pateikta nuotrauka, kurioje palyginami Galaktikos centro vaizdai, nufotografuoti su 8 m teleskopu VLT be adaptyviosios optikos ir su adaptyviąja optika. Atkreipkite dėmesį, kad su adaptyviosios optikos sistema gautoje nuotraukoje daug geresnė kampinė skyra, mažesni žvaigždžių vaizdai, matomos gerokai blyškesnės žvaigždės.

Didžiausieji pasaulio teleskopai yra reflektoriai, nes jie tinkamiausi įvairiems astrofizikiniams tyrimams, o jų gamybos technologijos gerai ištobulintos. Didelių veidrodžių gamybos technologijos plėtojamos dviem kryptimis: gaminant vientisus veidrodžius ir segmentinius veidrodžius. Suprantama, kad labai didelių vientisų veidrodžių gamybai reikalingos ir labai didelės patalpos bei įrenginiai. Be to, iškyla ir jų transportavimo nuo gamybos vietos iki observatorijos sunkumų. Dėl to vientisų didžiausių veidrodžių skersmenys siekia „tik“ iki 8,4 m. Pavyzdžiui, Europos pietinės observatorijos (ESO)⁶ teleskopą VLT⁷ sudaro 4 teleskopai, kurių kiekvieno pagrindinio veidrodžio skersmuo 8,2 m (3.3.5 pav.). Kad teleskopo svoris būtų kuo mažesnis, teleskopo veidrodžius jungia ne ištisinis vamzdis, kaip mažuose teleskopuose, o tam tikros konstrukcijos rėmas.

Kita labai didelių veidrodžių gamybos kryptis yra segmentiniai veidrodžiai. Šiuo atveju didelį veidrodį sudaro palyginti maži šešiakampiai veidrodžiai, tarpusavyje suderinti taip, kad veiktų kaip vientisas veidrodis. Vienas pirmųjų segmentinių veidrodžių buvo pagamintas 10 m Keko (Keck) teleskopui (JAV). Šį veidrodį sudaro 36 šešiakampiai veidrodžiai, kurių kiekvieno skersmuo 1,8 m (3.3.6 pav.). Toks segmentinis veidrodis savo šviesos surinkimo geba prilygsta vientisam 10 m skersmens veidrodžiui. Didžiausias teleskopas bus šiuo metu Europos pietinės observatorijos statomas ELT⁸ (3.3.7 pav.). Jo pagrindinį segmentinį veidrodį sudarys 798 šešiakampiai veidrodžiai, kurių kiekvieno skersmuo 1,45 m. Šio teleskopo šviesos surinkimo geba prilygs 39,3 m skersmens veidrodžiui. Pasaulio didžiausiųjų optinių teleskopų sąrašas pateiktas lentelėje vadovėlio priede.

Nuo seniausių laikų iki XIX a. vidurio vienintelis spinduliuotės detektorius (imtuvas) buvo astronomo akis, t. y. vizualieji stebėjimai. Pro teleskopo okuliarą apžiūrinėdamas regimąjį vaizdą, astronomas turėjo įvertinti šviesulio spindesį ir (arba) išsamiai aprašyti ar nupiešti stebimą šviesulio atvaizdą. XIX a. pabaigoje pradėta taikyti fotografija, o vėliau ir fotoelektriniai spinduliuõtės detèktoriai ilgainiui išstūmė vizualiuosius stebėjimus.

Fotogrãfijos panaudojimas astronominiams vaizdams užregistruoti tuojau pat parodė savo privalumus. Fotografijoje užfiksuotas atvaizdas gali būti saugomas neribotą laiką ir tyrinėjamas daug kartų. Fotografija paprastai apima gana didelį dangaus plotą, kuriame gali būti daug įvairių šviesulių (žvaigždžių, ūkų, galaktikų ar kitų objektų). Šviesai jautri fotografijos medžiaga (fotografinė emulsija) pasižymi savybe kaupti į ją krintančią spinduliuotę (fotonus). Kuo fotografuojamo vaizdo ekspozicija ilgesnė, tuo blyškesni (didesnio ryškio) objektai bus užregistruojami nuotraukoje. Norint nufotografuoti kuo blyškesnius šviesulius, ekspozicijos gali siekti kelias arba net keliolika valandų. Todėl nuotraukose pamatoma gerokai daugiau blyškesnių objektų, kurie visai nematomi tyrinėjant juos vizualiai su tokiu pat teleskopu. Fotografuoti pritaikytas teleskopas turi daug panašumų su klasikiniu juostiniu fotoaparatu. Bet astronomai naudoja ne fotojuosteles, o fotografines plokšteles, t. y. fotografinė emulsija būna užlieta ant stiklo plokštelės. Kaip ir fotoaparate, teleskopo objektyvo židinio plokštumoje įtaisoma kasetė su fotografine plokštele. Šiais informacijos technologijų laikais daugelis pasaulio observatorijų turimas dideles astronominių fotografijų kolekcijas skaitmenizuoja ir pritaiko kompiuteriniam apdorojimui ir analizei.

Fotografija nėra efektyvus šviesos detektorius – tik apie 2 % fotonų, atsklindančių iš žvaigždės, sukelia fotografinį efektą. Todėl ją pakeitė daug jautresni spinduliuotės detektoriai – krūvio sąsajos įtaisų, arba CCD⁹, matricos. Šie detektoriai astronomijoje pradėti naudoti XX a. antrojoje pusėje ir šiuo metu yra pagrindinis astronomų naudojamas spinduliuotės detektorius. Panašūs detektoriai naudojami ir vaizdo kamerose bei skaitmeniniuose fotoaparatuose.

Krūvio sąsajos įtaiso (CCD) pagrindas yra silicio plokštelė, kurioje išdėstyti maži šviesai jautrūs kvadratėliai, vadinami vaizdo elementais arba, dažniau, pikseliais, sudaro dvimatę matricą. Pikselio matmenys paprastai siekia 10–20 μm. Dideles CCD matricas sudaro 4608 × 4608 ≅ 21,2 ∙ 10⁶ ar net daugiau pikselių. Teleskopuose, skirtuose platiems dangaus plotams fotografuoti, įrengtos CCD mozaikos, kurias sudaro keliolika ar net kelios dešimtys tokių didelių CCD matricų. Teleskopo sudarytas tam tikro dangaus ploto vaizdas yra projektuojamas į CCD matricą (mozaiką), įrengtą teleskopo židinio plokštumoje. Ekspozicijos metu kiekviename pikselyje proporcingai krintančių į jį fotonų skaičiui kaupiasi fotoelektronai (elektros krūvis). Pasibaigus ekspozicijai, kiekviename pikselyje sukauptas elektros krūvis persiunčiamas į kompiuterio laikmenas. Tam tikslui skirta programine įranga kompiuteriu apdorojus šiuos duomenis, atkuriamas nufotografuoto dangaus ploto dvimatis atvaizdas, apskaičiuojamos jame matomų objektų koordinatės ir ryškiai. Astronomijoje naudojami CCD detektoriai yra labai jautrūs – jie užregistruoja iki 90–95 % į juos krintančių fotonų.

Astronomus paprastai domina astronominių objektų spalvos ir ryškiai tam tikrų spalvų (bangų ilgių) ruožuose, t. y. tiriamųjų objektų fotomètriniai matãvimai. Tuo atveju objektų šviesa fokusuojama ne tiesiogiai ant detektoriaus, o pro tam tikslui pagamintą šviesõs filtrą (spalvoto stiklo plokštelę), įtaisą, kuris praleidžia tik tam tikro bangų ilgių intervalo šviesą. Astronomų dažniausiai naudojamų šviesos filtrų pavadinimai žymimi raidėmis U (angl. ultraviolet – ultravioletinis), B (angl. blue– mėlynasis), V (angl. visual – vizualusis) ir R (angl. red – raudonasis). Šie filtrai, kurių pralaidumo juostos, t. y. jų pralaidumo spektrinės priklausomybės, yra tiksliai apibrėžtos, sudaro vadinamąją UBVR fotomètrinę sistèmą. Jų pralaidumo juostų vidutiniai bangos ilgiai atitinkamai lygūs: λ_U = 366 nm, λ_B = 438 nm, λ_V = 545 nm ir λ_R = 640 nm. Astronomas norėdamas nustatyti tiriamųjų objektų ryškius šių keturių spalvų ruožuose, turi tiriamąją dangaus sritį fotografuoti atskirai su kiekvienu iš šių keturių filtrų. Apdorojęs gautas keturias nuotraukas, jis galės apskaičiuoti tiriamųjų objektų ryškius ir spalvas.

Tačiau jei reikalinga dangaus šviesulių išsami spektrinė analizė (žr. 3.2 posk.), teleskopu surinktą šviesą reikia išskleisti į spektrą. Tam naudojami prietaisai vadinami spektrogrãfais. Paprasčiausio spektrografo schema pavaizduota 3.3.8 pav. Teleskopo optinė sistema sukuria šviesulio atvaizdą spektrografo plyšyje (1). Pro plyšį praėjusius šviesulio spindulius kolimatorius (2) nukreipia į prizmę (3), o ši baltą šviesą išskleidžia į spektrą. Objektyvas (4) sufokusuoja spektro vaizdą ant detektoriaus, pavyzdžiui, CCD kameros (5). Moderniuose spektrografuose vietoj prizmės naudojamos difrakcinės gardelės, o vietoj lęšių – įgaubtieji veidrodžiai. Viena iš svarbiausių spektrografo charakteristikų yra spèktrinė skiriamóji gebà:

R=\frac{\mathrm{\lambda}}{\mathrm{\Delta\lambda}}; (3.3.6)

čia λ – spektro linijos bangos ilgis, o Δλ – mažiausias atstumas tarp dviejų linijų, kurios dar išskiriamos (pastebimos) spektre. Kuo didesnė spektrinė skiriamoji geba, tuo išsamesnė linijų struktūra (daugiau blyškių linijų) užregistruojama spektre.

Žemės atmosfera yra skaidri 0,01–20 m ilgio radijo bangoms, taip pat iš dalies praleidžia ir 1–10 mm radijo bangas (dar vadinamas mikrobangomis) (žr. 3.1.1 lentelę ir 3.1.1 pav.). Todėl iš kosmoso atsklindančią spinduliuotę radijo bangų diapazone galima tyrinėti nuo Žemės paviršiaus tam skirtais prietaisais – radioteleskòpais.

Šis spektro diapazonas astronomams svarbus dėl kelių priežasčių. Radijo bangų ruožo stebėjimai padeda aptikti žemų temperatūrų tarpžvaigždinius dujų ir dulkių debesis, nes jų atomai ir molekulės skleidžia radijo bangų fotonus. Pavyzdžiui, žemos temperatūros vandenilio dujų debesys skleidžia 21 cm ilgio radijo bangas. Tačiau šie debesys nematomi su optiniais teleskopais, nes jie neskleidžia jokios matomos šviesos. Regimąją šviesą labai efektyviai išsklaido jos sklidimo kelyje pasitaikantys tarpžvaigždinių dulkių debesys. Dėl to už tokių debesų esantys objektai regimojoje šviesoje nematomi. Bet radijo bangos per šiuos debesis pereina be trukdžių ir astronomai gali tyrinėti už jų esančius objektus. Pavyzdžiui, tyrinėti tarpžvaigždinių dujų ir dulkių debesyse besiformuojančias žvaigždes. Taip pat, radijo teleskopai padeda aptikti tuos kosminius objektus, kurių spinduliuojamos energijos galia yra didžiausia radijo bangų ruože, bet visai nežymi kituose spektro diapazonuose.

Pažymėtina, kad radijo signalai, pasiekiantys Žemę iš kosmoso, yra nepaprastai silpni – šimtus milijonų ar net milijardus kartų silpnesni už FM radijo stoties signalą. Siekiant aptikti tokius silpnus signalus, reikia labai jautrios įrangos. Įprastas radioteleskòpas (1.3.2 pav. 3.3.9 ir 3.3.10 pav.) veikia panašiai kaip optinis veidrodinis teleskopas (reflektorius). Radioteleskopo „objektyvo“ funkciją atlieka didžiulė dažniausiai paraboloido formos antena (reflektorius). Ši antena sutelkia radijo bangų spinduliuotę į jos židinyje įtaisytą radijo imtuvą, ir jis radijo signalą paverčia elektriniu signalu. Šis signalas toliau yra daug kartų sustiprinamas ir užregistruojamas kompiuterio laikmenose.

Radioteleskopo (kaip ir optinių teleskopų) spinduliuotės surinkimo geba ir kampinė skyra priklauso nuo jo „objektyvo“ – reflektoriaus skersmens. Dėl šių priežasčių ir statomi radioteleskopai su labai didelėmis antenomis. Kadangi radijo bangų ilgiai yra daug didesni už regimosios šviesos bangų ilgius, tai ir didelio radioteleskopo kampinė skyra gerokai mažesnė už optinių teleskopų kampinę skyrą.

Paraboloidinės antenos (reflektoriaus) paviršiaus tikslumui keliami panašūs reikalavimai, kaip ir optinių teleskopų veidrodžiams, t. y. realus paviršius nuo apskaičiuotosios paraboloido formos gali skirtis ne daugiau kaip 0,1λ. Radijo bangų ilgiai daug didesni už šviesos bangų ilgius, todėl, radioteleskopo reflektoriaus paviršiaus nuokrypos nuo teoriškai apskaičiuotosios formos yra daug didesnės nei optinio teleskopo. Jei radioteleskopas bus skirtas ilgesnėms radijo bangoms registruoti, tai reflektorius gali būti ne vientisais metaliniais lakštais nuklotas paviršius, o metalinis tinklas, sumontuotas ant karkaso, suteikiančio jam paraboloido formą.

Radioteleskopas nesudaro stebimojo objekto atvaizdo. Jei stebimas vienas tam tikras objekto taškas tam tikros radijo bangos ruože, tai radioteleskopu užregistruotas signalas parodo šio taško radijo spinduliuotės stiprį (analogišką „spindesiui“ regimojoje šviesoje). Objekto atvaizdą radijo bangose galima sukurti taip: pirmiausia radioteleskopu išmatuojami radijo signalai, ateinantys iš daugelio skirtingų objekto taškų. Tada pagal šiuos matavimus sudaromas dvimatis radijo signalo stiprio žemėlapis ir jame maždaug vienodo stiprio signalai sujungiami kontūrinėmis linijomis. Panašiai vaizduojamas, pavyzdžiui, temperatūrų pasiskirstymas orų žemėlapiuose – juose kas tam tikrą intervalą nubrėžtos temperatūrų kreivės ir sutartinėmis spalvomis nuspalvinti jų ribojami plotai rodo regionus, kuriuose temperatūra aukštesnė arba žemesnė. Pavyzdžiui, 3.3.11 pav. pateikta Saulės disko vizualizacija, sudaryta panaudojant VLA¹¹ 25 m radioteleskopu atliktus stebėjimus 6 cm ilgio radijo bangose. Šioje vizualizacijoje skirtingomis sutartinėmis spalvomis pažymėtos skirtingų temperatūrų sritys: aukščiausios temperatūros (apie 10⁶ K) sritys – raudona spalva, žemiausios temperatūros (apie 3 ∙ 10⁴ K) – tamsiai mėlyna, o tarpinės, ne tokios karštos – žalia spalva. Palyginkite: 3.3.12 pav. pateikta tą pačią dieną Saulės dinamikos observatorijos (SDO)¹² padaryta Saulės nuotrauka 617,3 nm bangos ilgio šviesoje (oranžinė spalva). Atkreipkite dėmesį, kad 3.3.12 pav. matomos Saulės dėmės sutampa su 3.3.11 pav. pažymėtomis aukščiausios temperatūros sritimis.

Didžiausias pasaulyje visiškai valdomas (judamas) radioteleskopas yra 100 m Roberto K. Berdo Gryn Banko (Robert C. Byrd Green Bank) teleskopas (3.3.9 pav.). Paraboloidinės antenos matmenys 100 × 110 m. Didžiausias pasaulyje pilnutinės apertūros stacionarus (nejudamas) radioteleskopas yra Kinijos mokslų akademijos 500 m apertūros radioteleskopas FAST¹³, pastatytas 2016 m. Davodango karstinėje įduboje, Guidžou provincijoje Kinijoje. Iki 2016 m. didžiausias stacionarus radioteleskopas buvo JAV Aresibo (Arecibo) 305 m apertūros radioteleskopas, pastatytas Puérto Rike 1963 m. Tačiau jis 2020 m. sugriuvo ir nebebus atkurtas.

Astronomijos observatorija – tai statinys arba jų kompleksas, kuriame yra daugybė teleskopų ir pagalbinių prietaisų astronominiams objektams stebėti. Observatorijos gali būti klasifikuojamos pagal elektromagnetinio spektro dalį, kurioje jos skirtos stebėti (optinės observatorijos, radioastronomijos observatorijos), arba pagal tiriamus objektus (pvz., Saulės observatorijos). Observatorijos taip pat gali būti klasifikuojamos pagal veikimo vietą (antžeminės observatorijos, kosminės observatorijos).

​Iki XX a. vidurio įsteigtose observatorijose būdavo statomi ir įrengiami ne tik teleskopai ir kiti stebėjimams bei jų analizei reikalingi prietaisai, bet ir pastatai astronomų darbo kabinetams, observatorijos įrangos techninei apžiūrai. Observatorijos turėjo gausias astronominių knygų ir žurnalų, leidžiamų įvairiose pasaulio šalyse, bibliotekas. Be to, observatorijoje arba šalia jos būdavo pastatomos ir gyvenamosios patalpos astronomams bei aptarnaujančiam personalui.

Nuo XX a. vidurio naujos observatorijos pradėtos statyti vietovėse, kuriose itin geros sąlygos astronominiams stebėjimams. Šioms toli nuo stambių miestų ir gyvenviečių esančios vietovėms būdingas itin tamsus dangus bei geras atmosferos skaidrumas, jose būna apie 300 ar daugiau giedrų, tinkamų stebėjimams naktų per metus, o žvaigždžių vaizdų dydžiai dažniausiai būna mažesni už 1″. Šias sąlygas geriausiai atitinka vietovės sausringuose kalnų regionuose 2000–5000 m aukštyje virš jūros lygio. Dėl sunkių darbo ir gyvenimo sąlygų observatorijose nuolat dirba tik teleskopus prižiūrintis personalas. Jis periodiškai keičiasi, o astronomai atvyksta tik kelių ar keliolikos dienų stebėjimų laikotarpiui pagal iš anksto sudarytą darbo grafiką. Pagrindinė astronomų darbo vieta paprastai būna stambiuose miestuose įsikūrusiuose universitetuose ar mokslinių tyrimų institutuose. Šiame informacijos technologijų amžiuje astronomams paprastai nebereikia būti šalia teleskopo norint stebėti dangų. Teleskopą valdyti ir atlikti stebėjimus jie gali iš kompiuterizuotos darbo vietos nuotoliniu būdu.

Svarbiausios ir didžiausios yra tos observatorijos, kuriose pastatyti didžiausi teleskopai ir (arba) radioteleskopai, nes tik su tokiais teleskopais (radioteleskopais) galima ištirti blyškiausius ir dažnai tolimiausius Visatos objektus. Didžiausi optiniai teleskopai ir radioteleskopai buvo aptarti ankstesniuose skyreliuose. Daugiau duomenų apie observatorijas ir teleskopus pateikiama vadovėlio priede.

Kaip rodo 3.1.1 lentelės ir 3.1.1 pav. duomenys, Žemės atmosfera yra nepralaidi gama, rentgeno ir ultravioletiniams spinduliams, o infraraudonuosius spindulius praleidžia tik kai kuriuose bangų ilgių intervaluose. Todėl kosminių šaltinių spinduliuotė šiuose spektro diapazonuose tyrinėjama kòsminiais teleskòpais, t. y. iškeltais už atmosferos ribų į kosmosą. Kadangi kosminiai teleskopai veikia už atmosferos ribų, tai jų kampinė skyra priklauso tik nuo taškinio šaltinio difrakcinio atvaizdo dydžio, kuris nusakomas (3.3.5) formule. Toliau aptarsime kosminių teleskopų, skirtų tyrimams konkrečiame spektro diapazone, ypatumus.

Infraraudonąją spinduliuotę skleidžia įvairūs dangaus objektai: galaktikos, žvaigždės, žvaigždžių formavimosi sritys, planetos, tarpžvaigždiniai ūkai. Tarpžvaigždinių dulkių debesys yra skaidresni infraraudoniesiems spinduliams nei regimajai šviesai. Dėl to infraraudonųjų spindulių diapazone galima tyrinėti tuos objektus, kurie regimojoje šviesoje nematomi.

Žemės atmosferoje esantys vandens garai yra pagrindinis infraraudonosios spinduliuotės sugėriklis. Vandens garai telkiasi žemesniame atmosferos sluoksnyje, todėl, siekiant kuo labiau sumažinti jų įtaką, antžeminiai teleskopai kosminių objektų infraraudonajai spinduliuotei tirti įrengiami sausringose vietovėse aukštai kalnuose. Pavyzdžiui, kai kurie Mauna Kėjos observatorijos teleskopai yra skirti tyrimams infraraudonajame spektro ruože. Tačiau netgi ir tokiose vietovėse kaip Mauna Kėja neįmanoma išvengti vandens garų įtakos. Atmosferos įtakos visai išvengiama infraraudonuosius teleskopus iškeliant į kosmosą. Jų optinės schemos panašios į regimajai spektro sričiai skirtus teleskopus. Tačiau šie teleskopai ir spinduliuotės detektoriai turi būti šaldomi iki temperatūrų, artimų absoliučiajam nuliui, nes kitaip jų pačių skleidžiama infraraudonoji spinduliuotė būtų daug kartų galingesnė už tiriamųjų astronominių objektų spinduliuotę.

Pirmasis infraraudonasis kosminis teleskopas IRAS¹⁴ buvo jungtinis NASA¹⁵ (JAV), JK ir Nýderlandų projektas. Ši kosminė observatorija su 57 cm teleskopu buvo paleista 1983 m. ir kartografavo beveik visą dangų 12–100 μm bangų ruože. 2003 m. buvo paleista tobulesnė Laimano Spicerio (Lyman Spitzer, 1914–1997) kosminė observatorija (NASA) su 85 cm teleskopu. Ši observatorija gavo itin detalias daugelio astronominių objektų nuotraukas 3–180 μm spektro ruože. 2009–2013 m. tyrimus vykdė ESA¹⁶ Viljamo Heršelio kosminė observatorija su didžiausiu tuo metu 3,5 m teleskopu. Tačiau šiuos teleskopus pranoksta 2021 m. paleistas Džeimso Vebo (James Webb, 1906–1992) kosminis teleskopas (NASA ir ESA), kurio pagrindinis veidrodis yra net 6,5 m skersmens (3.3.17 pav.). Šiuo teleskopu tyrinėjama kosminių kūnų spinduliuotė 0,6–28 μm ruože.

Ultravioletinę spinduliuotę skleidžia dauguma žvaigždžių bei galaktikų ir itin karštos tarpžvaigždinės dujos. Žemės atmosfera praleidžia tik siaurą ultravioletinio spektro ruožą (300–400 nm), todėl kosminių kūnų spinduliuotę visame ultravioletinių spindulių diapazone galima tyrinėti tik iš kosminių observatorijų. Iš pirmųjų ultravioletinių teleskopų geriausias buvo NASA, ESA ir JK bendras projektas – kosminė observatorija IUE¹⁷ su 45 cm teleskopu. Ši kosminė observatorija vykdė žvaigždžių, galaktikų ir planetų spektrų stebėjimus 1978–1996 m. 1990 m. NASA paleido tuo metu didžiausią kosminę observatoriją – Hablo kosminį teleskopą, kuris geriau žinomas kaip optinis teleskopas (žr. toliau). Bet šiuo teleskopu taip pat atliekami ir įvairių kosminių objektų ultravioletinės spinduliuotės tyrimai. Žvaigždžių evoliuciją ir tarpžvaigždinę terpę tyrinėjo NASA kosminės observatorijos EUVE¹⁸ ir FUSE¹⁹.

Saulę ir jos karštą vainiką ultravioletinių spindulių ruože tiria NASA ir ESA observatorijos SOHO²⁰ ir SDO²¹.

Iškeltiems į kosmosą teleskopams Žemės atmosfera nebeturi įtakos, todėl kosminiai optiniai teleskopai gali tirti blyškesnius astronominius objektus ir su daug kartų didesne kampine skyra nei su tokių pat antžeminių teleskopų. Šiuos privalumus parodė NASA ir ESA sukurtas Edvino Hablo (Edwin Hubble) kosminis teleskopas HST²², iškeltas į orbitą 1990 m. Šio teleskopo pagrindinio veidrodžio skersmuo 2,4 m, o jame įrengti prietaisai gali tirti kosminių objektų spinduliuotę 115–1000 nm ruože. Iki šiol HST yra sėkmingiausias teleskopas, kada nors skriejęs aplink Žemę. Per daugiau kaip 30 darbo metų HST atlikti stebėjimai iš esmės pakeitė astronomų žinias ir supratimą beveik apie visus Visatos objektus ir joje vykstančius reiškinius. HST prietaisais gauti astronominių objektų atvaizdai tapo įspūdingiausiomis astronomijos žurnalų ir vadovėlių iliustracijomis.

Dėl Žemės atmosferos įtakos antžeminiais prietaisais neįmanoma atlikti labai tikslių žvaigždžių padėčių (koordinačių) matavimų. Todėl 1989 m. ESA paleido kosminį teleskopą HIPPARCOS²³, ir jis daugiau kaip 3 metus vykdė žvaigždžių padėčių ir ryškių matavimus. Didžiausias tikslumas, kuriuo buvo išmatuotos žvaigždžių koordinatės ir paralaksai, siekė 0,001″. HIPPARCOS misiją patęsė ESA kosminė observatorija „Gaia“²⁴, paleista 2013 m. Ši observatorija matuoja už 20-ąjį regimąjį ryškį šviesesnių objektų koordinates, ryškius ir radialiuosius greičius. Šiuo metu išmatuota beveik 2 milijardai objektų. Didžiausias tikslumas, kuriuo išmatuotos objektų koordinatės ir paralaksai, siekia 0,00002″. Gauti duomenys naudojami trimačiam Paukščių Tako galaktikos modeliui sukurti.

Žemės atmosfera nepralaidi rentgeno ir gama spinduliams (žr. 3.1.1 lentelę ir 3.1.1 pav.). Todėl astronominių objektų tyrimai šiuose spektro diapazonuose galimi tik iš kosminių observatorijų. Rentgeno ir gama spinduliuotę gali skleisti tokie kosminiai objektai, kurių aplinkoje yra itin karštų dujų (jų temperatūra viršija milijoną kelvinų). Tai gali būti sprogstančios žvaigždės, glaudžių dvinarių žvaigždžių sąveika, masyvių kosminių objektų susidūrimai, aktyviosios galaktikos ir pan. Saulė taip pat skleidžia rentgeno ir gama spindulius.

Įprastiniai teleskopų veidrodžiai atspindi tik elektromagnetines bangas, kurių ilgis didesnis nei 100 nm. Todėl teleskopų, skirtų gama bei rentgeno spinduliuotei ir trumpiausių bangos ilgių ultravioletinei spinduliuotei tirti, konstrukcija visai kitokia. Kitokie yra ir detektoriai šiai spinduliuotei registruoti.

Nuo 1970 m. į orbitą aplink Žemę buvo iškeliami vis sudėtingesni ir jautresni rentgeno teleskopai. Moderniausi iš jų paleisti 1999 m. Tai rentgeno observatorijos „Čandra“²⁵ (NASA) (1.3.4 pav.) ir „XMM-Niutonas“ (ESA) (3.3.18 pav.). „Čandra“ pasižymi didele kampine skyra, siekiančia 0,5″, t. y. tūkstančius kartų geriau, palyginti su pirmaisiais rentgeno teleskopais. „XMM-Niutono“²⁶ spinduliuotės surinkimo geba yra penkis kartus didesnė nei „Čandros“, todėl su juo galima tyrinėti blyškesnius objektus.

1991 m. paleista NASA Komptono gama spindulių observatorija (CGRO²⁷, 3.3.19 pav.) tuo metu buvo moderniausia gama observatorija. 2000 m. pasibaigus CGRO misijai į orbitą aplink Žemę, iškelti tobulesni gama teleskopai: 2002 m. paleistas ESA teleskopas INTEGRAL²⁸, o 2008 m. – NASA Fermio gama spindulių kosminis teleskopas²⁹.

Šiame skyriuje pateiktos žinios apie įvairius teleskopus ir observatorijas rodo, kad šiais laikais astronomai gali tirti astronominius objektus visuose elektromagnetinių bangų diapazonuose, t. y. astronomija tapo visabangė. Astronominiuose objektuose yra didelė fizinių sąlygų įvairovė, kurią galima atskleisti tiriant tų objektų elektromagnetinių spektrų emisijos ir (arba) sugerties linijų stiprius ir formas. Tam tikras astronominis objektas gali būti nepastebimas viename spektro ruože, bet pasirodyti kaip galingas spinduliuotės šaltinis kitame spektro ruože. Astronominio objekto elektromagnetinio spektro įvairiapusiški tyrimai teikia žinių apie jo prigimtį, sandarą ir jame vykstančius procesus.

Analizuojant astronominio objekto stebėjimų duomenis, įvairiuose elektromagnetinio spektro diapazonuose paprastai yra suformuojami objekto atvaizdai sutartinėmis spalvomis. Lyginant šiuos atvaizdus, ieškoma bendrų bruožų ar koreliacijų. Vienas iš tokių pavyzdžių yra Saulės atvaizdo tam tikros radijo bangos ruože ir regimojoje šviesoje palyginimas (3.3.11 pav. ir 3.3.12 pav.). Kiti pavyzdžiai – Jupiterio (3.3.20 pav.) ir Krabo ūko (M1) (3.3.21 pav.) atvaizdai. Krabo ūkas – tai supernovos sprogimo liekana. Ūko centre yra po supernovos sprogimo susidariusi neutroninė žvaigždė – pulsãras. Ūko atvaizdai įvairiuose spektro diapazonuose atskleidžia sudėtingą ūko struktūrą; ji susidarė dėl pulsaro sąveikos su medžiaga, kurią paskleidė žvaigždė prieš sprogimą ir pats supernovos sprogimas.