Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 22 – vyšlo 21. července, ročník 21 (2023) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

22/2023

Jak přemůže umělá hvězda neklid atmosféry?

Aleš Zapadlo

Představte si, že stojíte v parném letním dni na přeplněném parkovišti u místního obchodu a hledáte své auto. Jak přelétáte zrakem nad rozpálenými střechami automobilů, původně rovný obraz se začne vlnit a stane se nestabilním. Tento jev nastává proto, že bubliny teplého vzduchu ohřátého kapotou jsou méně husté než okolní vzduch, odtrhávají se od povrchu a stoupají vzhůru. Jak víme ze Snellova zákonu lomuSnellův zákon lomu – vlnění se na rozhraní dvou prostředí láme tak, že podíl sinu úhlů odklonu paprsků od kolmice je roven podílu rychlostí šíření v daném prostředí: sin α / sin β = v_α/v_β, světlo při přechodu do prostředí o jiném indexu lomuIndex lomu – absolutní index lomu je v homogenním izotropním prostředí bez disperze definován jako podíl rychlosti světla a fázové rychlosti. Obecně je index lomu komplexní veličina závislá na frekvenci, v případě anizotropního prostředí tenzorová. Frekvenční závislost reálné části popisuje disperzi v daném prostředí. Imaginární část indexu lomu popisuje (v závislosti na znaménku) absorpci nebo zesílení světla. Relativní index lomu je dán poměrem indexů lomu prostředí, do kterého záření vstupuje vůči indexu lomu prostředí, z něhož záření vychází. Na rozhraní dvou prostředí je relativní index lomu roven podílu sinu úhlu dopadu a sinu úhlu lomu (Snellův zákon). Uvozující přídavné jméno (absolutní nebo relativní) se často vypouští, takže zda se jedná o absolutní či relativní index lomu poznáme pouze z kontextu. mírně změní svůj směr. Protože teplý a studený vzduch mají různé indexy lomu, světlo se láme. To znamená, že když se díváme na jeden malý bod, do našeho oka dorazí paprsky i z jeho okolí, které se v turbulentním vzduchu zakřivily.

Pohled na dalekohled Yepun, jeden ze čtyř přístrojů VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace., vysílající čtyři laserové paprsky ke hvězdám. Proč se tak děje, se dozvíte dále v bulletinu. Zdroj: ESO, VLT.

Adaptivní optika – slouží ke korekci vysokofrekvenčních změn obrazu způsobených zejména turbulencí atmosféry (až 500 korekcí za sekundu). Korekce se provádí počítačem řízenými posuny a deformacemi pomocných zrcátek. K vyhodnocení aktuálního tvaru vlnoplochy slouží referenční hvězda, která se musí nacházet v blízkosti pozorovaného objektu. Asi v 1% případů lze využít přirozenou hvězdu (NGS – Natural Guide Star). Většinou se používá umělá hvězda (LGS – Laser Guide Star), která se vytváří laserovým paprskem fokusovaným do výšky přibližně 90 km, kde zpětným rozptylem vzniká skvrna zářících sodíkových atomů. Druhou možností je využití Rayleighovy difúze ve výškách 10 až 20 km. Umělou hvězdu můžeme vytvořit jakkoli blízko sledovanému objektu, vyvstávají ale problémy spojené s její konečnou výškou a velikostí. Aktivní optika – způsob korekce nízkofrekvenčních (0,03 Hz a nižších) deformací primárního zrcadla. Poprvé byl systém aktivní optiky vyvinut a použit pro dalekohled NTT (New Technology Telescope) o průměru 3,5 metru, který patří ESO a je umístěn na hoře La Silla. Aktivní optika by měla eliminovat především tyto jevy: stálé výrobní vady, tepelné deformace způsobené teplotním gradientem, kompenzace vlastního průhybu zrcadla způsobeného gravitací, kompenzace nízkofrekvenční složky deformace zrcadla způsobené větrem a změny způsobené přechodem mezi Nasmythovým a Cassegrainovým ohniskem. LGS – Laser Guide Star, laserem vytvořená naváděcí hvězda. Jde o v atmosféře laserem vytvořenou svítící skvrnu, která se využívá jako referenční zdroj pro monitorování turbulencí atmosféry v systémech adaptivní optiky. Zdrojem světla jsou buď excitované sodíkové atomy ve výšce kolem 90 km, nebo Rayleighův rozptyl v nižších vrstvách atmosféry. První z metod je nákladnější, ale přesnější. Rayleighův rozptyl – rozptyl světla způsobený elastickými srážkami fotonů s molekulami a shluky částic v atmosféře, které jsou mnohem menší než vlnová délka. Světlo rozkmitá náboje ve shluku a ty se stanou zdrojem rozptýleného světla. Rayleighův rozptyl je zodpovědný za difúzní svit oblohy a za její namodralou barvu. Jevem se podrobně zabýval John William Strutt (lord Rayleigh) v letech 1871 až 1899.

Dopady turbulence atmosféry na pozorování

Jakkoliv zajímavý tento jev je, jeho dopady na pozemní astronomii jsou obrovské a spolu s dalšími neduhy atmosféry nás nutil vysílat drahé dalekohledy, jako je například Hubblův dalekohledHST – Hubble Space Telescope, Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnějšímu určení Hubblovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009., do vesmíru. Jelikož se snažíme pozorovat hvězdy přes přibližně stokilometrovou vrstvu atmosféry, která se neustále pohybuje, jakékoli turbulence mírně ohýbají paprsky příchozího světla, a tudíž způsobují mihotání obrazu hvězdy. Jedná se o natolik významný efekt, že úhlové rozlišeníSeeing – z anglického seeing conditions (podmínky viditelnosti). Turbulence atmosféry v okolí dalekohledu mění strukturu obrazu objektu a způsobují jeho pohyb v zorném poli. Tyto projevy nazýváme seeing. Seeing vyjadřujeme v obloukových vteřinách. Údaj určuje limitní rozlišovací schopnost dalekohledů způsobenou projevy atmosféry. (jaké nejbližší dva body dalekohled zobrazí) je při průměru dalekohledu větším než přibližně 20 cm omezeno převážně tímto jevem.

Deformace vlnoplochy světla přicházejícího atmosférou. Zdroj: [1], AGA.

Jedná se o problém, který trápil astronomy stovky let a jehož potlačení je náročné – standardní variantou je umístit dalekohledy co nejvýše, aby světlo procházelo menší vrstvou atmosféry, do prostředí s minimální vlhkostí vzduchu, nevýrazným větrem a s maximální stabilitou teploty. Z toho důvodu se staví observatoře vysoko v horách, ideálně v poušti; příkladem je poušť Atacama v Chile, kde je ve výšce 2635 m například postaven Velmi velký dalekohled VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. Evropské jižní observatořeESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA. V současnosti je v Chile budován Extra velký dalekohled ELT, který bude zprovozněn v roce 2014 a celooblohová Observatoř Very Rubinové, která bude v rutinním provozu od roku 2023.. Problémy jsou očividné. Dalekohled je stále v atmosféře, tudíž nejsou eliminovány všechny turbulence a stavět na takto odlehlých místech je velmi finančně i technicky náročné.

Dalekohled VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. vybudovaný Evropskou jižní observatoří (ESOESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA. V současnosti je v Chile budován Extra velký dalekohled ELT, který bude zprovozněn v roce 2014 a celooblohová Observatoř Very Rubinové, která bude v rutinním provozu od roku 2023.). Zdroj: ESO.

Vznik adaptivní optiky

Vývoj technologie v průběhu studené války poskytl astronomům další nástroj – tzv. adaptivní optiku (AOAdaptivní optika – slouží ke korekci vysokofrekvenčních změn obrazu způsobených zejména turbulencí atmosféry (až 500 korekcí za sekundu). Korekce se provádí počítačem řízenými posuny a deformacemi pomocných zrcátek. K vyhodnocení aktuálního tvaru vlnoplochy slouží referenční hvězda, která se musí nacházet v blízkosti pozorovaného objektu. Asi v 1% případů lze využít přirozenou hvězdu (NGS – Natural Guide Star). Většinou se používá umělá hvězda (LGS – Laser Guide Star), která se vytváří laserovým paprskem fokusovaným do výšky přibližně 90 km, kde zpětným rozptylem vzniká skvrna zářících sodíkových atomů. Druhou možností je využití Rayleighovy difúze ve výškách 10 až 20 km. Umělou hvězdu můžeme vytvořit jakkoli blízko sledovanému objektu, vyvstávají ale problémy spojené s její konečnou výškou a velikostí.). Původně šlo o vojenský systém na sledování satelitů. Tato technologie zvládne v reálném čase kompenzovat zkreslení způsobené atmosférou. Kompenzace se provádí speciálním zrcadlem, které následuje ve světelné cestě po primárním zrcadlu (jde o sekundární, nebo terciální zrcadlo). Toto korekční zrcadlo je schopné deformovat svůj povrch v řádu sto až tisíc změn za sekundu.

Princip kompenzace vlnoplochy pomocí deformovatelného zrcadla. Zdroj: [1].

Princip detekce zkreslení je jednoduchý. Vesmírné objekty jsou velmi daleko, proto je vlnoplocha elektromagnetického záření, která dorazí k Zemi, z našeho hlediska téměř dokonale rovinná. Poté vlnoplocha cestuje atmosférou, která ji „pokřiví“ a dopadá na primární zrcadlo a poté na deformovatelné zrcadlo systému adaptivní optiky. Malá část světla nepůjde do hlavního senzoru (kamery), ale do tzv. detektoru vlnoplochy WFS (Wavefront Sensor). Tento detektor je schopen pomocí mřížky čoček změřit, o kolik se ve které části obrazu tvar příchozí vlny odlišuje od ideální plochy. Naměřené odchylky zpracuje počítač a vypočítá nové nastavení zakřivení deformovatelného zrcadla, které vyrovná rozdíly ve fázi světla, a my ideálně dostaneme úplně ostrý obraz hvězdy. Díky tomuto systému se dokáží pozemské dalekohledy přiblížit mnohem blíže svému maximálnímu teoretickému rozlišení.

Cesta světla adaptivní optikou čočkového dalekohledu, detekce vlnoplochy
a její kompenzace. Zdroj: [1], AGA.

Pro detekci vlnoplochy je použita malá část dopadajícího světla, proto musí být zaměřovací hvězda, pomocí které provádíme tyto korekce, relativně jasná. Jedná se o značně omezující požadavek, protože ne vždy se v blízkém okolí objektu, který chceme pozorovat, takto jasná hvězda vyskytuje, a tudíž by nebylo možné adaptivní optiku použít. Dostatečně jasné hvězdy a jejich blízké okolí pokrývají přibližně 1 % plochy hvězdné oblohy, což je pro rutinní práci nedostačující.

Tvorba umělé hvězdy

I v tomto případě vývoj technologií poskytl řešení – když není k dispozici dostatečně jasná hvězda, je možné si ji vytvořit uměle. V začátcích adaptivní optiky se používal pro tvorbu této umělé záměrné hvězdy (LGSLGS – Laser Guide Star, laserem vytvořená naváděcí hvězda. Jde o v atmosféře laserem vytvořenou svítící skvrnu, která se využívá jako referenční zdroj pro monitorování turbulencí atmosféry v systémech adaptivní optiky. Zdrojem světla jsou buď excitované sodíkové atomy ve výšce kolem 90 km, nebo Rayleighův rozptyl v nižších vrstvách atmosféry. První z metod je nákladnější, ale přesnější.) laserLASER – Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation, zesílení světla pomocí stimulované emise záření. Roku 1958 ukázal Charles Hard Townes spolu s Arthurem Leonardem Schawlowem, že je možné zkonstruovat podobné zařízení jako již existující MASER (pracuje v mikrovlnné oblasti) také pro světlo. První laser zkonstruoval Theodore Harold Maiman v roce 1960. Aktivním prostředím byly ionty chrómu v syntetickém rubínovém krystalu., jehož paprsek při průchodu atmosférou narážel do molekul vzduchu, které Rayleighovým rozptylemRayleighův rozptyl – rozptyl světla způsobený elastickými srážkami fotonů s molekulami a shluky částic v atmosféře, které jsou mnohem menší než vlnová délka. Světlo rozkmitá náboje ve shluku a ty se stanou zdrojem rozptýleného světla. Rayleighův rozptyl je zodpovědný za difúzní svit oblohy a za její namodralou barvu. Jevem se podrobně zabýval John William Strutt (lord Rayleigh) v letech 1871 až 1899. odráží zpět část světla do dalekohledu. Protože s přibývající výškou se hustota vzduchu zmenšuje a s ní i množství odraženého světla, tato metoda je účinná pouze do přibližně deseti kilometrů. Nicméně v atmosféře jsou turbulentní vrstvy i podstatně výše, než je efektivní dosah Rayleighovy umělé hvězdy, tudíž je adaptivní optikaAdaptivní optika – slouží ke korekci vysokofrekvenčních změn obrazu způsobených zejména turbulencí atmosféry (až 500 korekcí za sekundu). Korekce se provádí počítačem řízenými posuny a deformacemi pomocných zrcátek. K vyhodnocení aktuálního tvaru vlnoplochy slouží referenční hvězda, která se musí nacházet v blízkosti pozorovaného objektu. Asi v 1% případů lze využít přirozenou hvězdu (NGS – Natural Guide Star). Většinou se používá umělá hvězda (LGS – Laser Guide Star), která se vytváří laserovým paprskem fokusovaným do výšky přibližně 90 km, kde zpětným rozptylem vzniká skvrna zářících sodíkových atomů. Druhou možností je využití Rayleighovy difúze ve výškách 10 až 20 km. Umělou hvězdu můžeme vytvořit jakkoli blízko sledovanému objektu, vyvstávají ale problémy spojené s její konečnou výškou a velikostí. nemůže kompenzovat a dostáváme pouze nedokonalý obraz. Takto odražené světlo tvoří při pozorování tzv. Rayleighův kužel, nicméně ve skutečnosti nesvítí laser kontinuálně – laser vyšle pouze extrémně krátký pulz, který cestuje atmosférou přibližně rychlostí světla. Pořízením snímku ve vhodný okamžik je možné zachytit pouze zpětně odražené světlo v okamžiku, kdy pulz procházel atmosférou ve výšce 10 km. Jako zdroje záření se používají zelené lasery s krátkou vlnovou délkou (okolo 550 nm), protože Rayleighův rozptyl se nejvíce projevuje na krátkých vlnách a v neposlední řadě na této frekvenci dochází jen k malému útlumu atmosférou, umožňující menší výkon paprsku. Technika umělé hvězdy (LGS) založené na Rayleighově rozptylu se začala připravovat v roce 1982 a první experiment byl proveden v observatoři amerických vzdušných sil Starfire Optical Range v roce 1983.

Snímek z prvního pozorování v Starfire Optical Range v 1983. Zdroj: [1].

Rayleighovy umělé hvězdy (LGS) ze Starfire Optical Range. Zdroj: Wikipedia.

Umělá hvězda v sodíkové vrstvě

Problém s krátkým dosahem Rayleigho vyumělé hvězdy vyřešil nález vrstvy ve výšce 90 až 105 kilometrů, ve které se vyskytují volné atomy sodíku. Tyto atomy je možné excitovat světlem s vlnovou délkou 589,2 nm (oranžová barva), které následně vyzáří foton náhodným směrem, tudíž i směrem dolů do teleskopu. Světlo z uměle vytvořeného svítivého bodu v sodíkové vrstvě je zachyceno dalekohledem a je možné ho použít jako vstup pro adaptivní optiku. Samozřejmě se i světlo z oranžových laserů rozptyluje v atmosféře, proto dostaneme při pohledu dalekohledem jak svítící bod v sodíkové vrstvě, tak Rayleighův kužel.

Princip sodíkové a Rayleighovy LGS. Zdroj: [1], AGA.

Pohled na bod a Rayleighův kužel vytvořený sodíkovou LGS.
Zdroj: E. Viard, Experimental Astronomy, ArXiv.

Všechny moderní dalekohledy tuto technologii využívají a o jejím přínosu je možné se přesvědčit na následujících fotografiích Neptunu pořízených dalekohledem VLT. Zajímavostí je, že snímek se zapnutou adaptivní optikou dokonce ostrostí převyšuje Hubblův teleskop, který je ve vesmíru, a tudíž není atmosférou nijak ovlivněn. Jedná se o důkaz, že s adaptivní optikou je možné stavět pozemské dalekohledy, které budou pro určitý obor spektra srovnatelné s dalekohledy ve vesmíru (atmosféra tlumí světlo o různých vlnových délkách různou měrou a některé vlnové délky prakticky nepropouští, proto není možné se vesmírných teleskopů vzdát).

Fotografie Neptunu pořízená dalekohledem VLT s adaptivní optikou a bez ní
v porovnání s pozorováním z Hubblova dalekohledu. Zdroj: ESO.

Hybridní LGS

V roce 2019 upozornila skupina čínských vědců (Keran Deng a kol.) že jsou sice sodíkové LGSLGS – Laser Guide Star, laserem vytvořená naváděcí hvězda. Jde o v atmosféře laserem vytvořenou svítící skvrnu, která se využívá jako referenční zdroj pro monitorování turbulencí atmosféry v systémech adaptivní optiky. Zdrojem světla jsou buď excitované sodíkové atomy ve výšce kolem 90 km, nebo Rayleighův rozptyl v nižších vrstvách atmosféry. První z metod je nákladnější, ale přesnější. obrovským přínosem pro pozemní pozorování, ale jejich relativně malá světelnost neumožňuje snímat vytvořený bod s velkým rozlišením, protože pak by na každý pixel připadalo příliš málo fotonů v porovnání s tepelným a jiným šumem. Zvýšení intenzity je řešením, nicméně ne všude jsou výkonnější lasery implementovatelné nebo praktické. Dále v publikaci autoři doplňují, že bylo pozorováno prudké snížení korekce obrazu pomocí adaptivní optiky za využití sodíkových LGS za velmi turbulentních atmosférických podmínek v nižších vrstvách. Navrhli možnost vylepšení – použít značně světlejší Rayleighův kužel, který se nyní považuje u sodíkových LGS za vedlejší produkt, jako druhý zdroj signálu. Díky jeho vyšší světelnosti je možné ho použít pro snímání vlnoplochy s větším rozlišením než u sodíkové LGS. Takto získaný signál je zdrojem pro druhé deformovatelné zrcadlo kompenzující rychlé a ostré turbulence v nízké atmosféře. Světlo ze sodíkové LGS s menším rozlišením, které ovšem prošlo větší částí atmosféry, slouží pro kompenzaci pomalejších turbulencí, ale ve vyšším pásmu. Tato takzvaná hybridní LGS má velký potenciál vylepšit pozorování při normálních a především špatných atmosférických podmínkách.

Hybridní LGS, využívající jak sodíkovou vrstvu, tak Rayleighův rozptyl.
WFS – detektor vlnoplochy; LGS – umělá hvězda.  Zdroj: [4].

Odkazy