Rozlišení dalekohledu

Astronomická pozorování se od dob Galileova vynálezu dalekohledu neustále zlepšují. Dalekohledy nám totiž umožňují podívat se na daleko větší detaily pozorovaného předmětu. Ať už jde o pozemská pozorování nebo o pozorování hvězd.

Úhlové rozlišení \(\theta\) optického přístroje, podobně jako rozlišovací schopnost oka, je nejmenší úhel, který nám umožní na pozorovaném předmětu rozlišit dva body. Jeho velikost závisí na průměru jeho objektivu \(D\) a na vlnové délce \(\lambda\) světla, ve kterém předmět pozorujeme. Tento vztah odvozený Lordem Rayleighem píšeme ve tvaru \(\theta=1{,}22\lambda/D\).

Vezmeme-li tedy triedr s průměrem objektivu 0,050 m a budeme pozorovat na vlnové délce 550 nm, dostaneme rozlišovací schopnost dalekohledu 2,8″. Pro dalekohled o průměru 1 m je tato hodnota již 0,14″.

Jde o to, že kvůli difrakci světla se bod nezobrazí jako bod, ale jako skvrna, a splyne tedy se sousedním bodem. Aby byly dva body na předmětu rozlišitelné, musí být mezi nimi minimální úhel daný Rayleighovým kritériem. Dobře to ilustruje optický obraz dvou velmi blízkých hvězd (astronomové je nazývají dvojhvězdy nebo binární hvězdy). Jestliže obraz první hvězdy zasahuje do obrazu druhé hvězdy, nelze je rozeznat (obrázek a). Difrakční skvrny zcela splývají. Naopak jestliže jsou difrakční skvrny pozorovaných hvězd oddělené (obrázek c), můžeme dvojhvězdu rozpoznat.

Obrázek 24.2 – (a) – dvojhvězdu nelze rozlišit (difrakční skvrny se překrývají), (b) – hranice rozlišení dvou hvězd, (c) – dvojhvězda identifikována (difrakční skvrny jsou zřetelně odděleny).
Zdroj

Ani velký průměr dalekohledu však nemusí stačit, protože naše pozorování je hodně ovlivněno nehomogenitami a nečistotami v zemské atmosféře. Astronomické observatoře tedy budujeme ve vysokých horách – Mont Graham v Arizoně, Cerro Paranal et Cerro Armazones v Chile, Mauna Kea na Havajských ostrovech, La Palma na Kanárských ostrovech – nebo na oběžné dráze (Hubbleův teleskop, teleskop Jamese Webba). Dalším vylepšením je také adaptivní optika, která umožní korigovat atmosférické turbulence v reálném čase za pomoci proměnlivého zrcadla.

24.3 – Schematické znázornění velikostí důležitých astronomických dalekohledů.
Zdroj

Otázky:

Jak se nazývá fyzikální jev, který omezuje jemnost astronomického pozorování? V čem spočívá?
Je obraz světelného bodu vždy bodem? Pokud ne, jaký má tedy tvar?
Jak se daří astronomům a inženýrům vylepšit rozlišovací schopnost dalekohledů?
Které další problémy omezují rozlišení astronomických dalekohledů?
Jaké jsou výhody dalekohledů umístěných ve vesmíru? A nevýhody?