Jen se tak tiše adaptivně koukat...

Docela jistě už vás někdy někdo chlácholil slovy: „ Nic si z toho nedělej, jsou věci mezi nebem a zemí, se kterými prostě nehneš!„ Pro astronomy je jednou z „těch věcí mezi nebem a zemí„ atmosféra. V posledních letech se však ukazuje, že nebude třeba vždy opouštět zemský povrch, abychom se jejího špatného vlivu na pozorování zbavili. Technický zázrak, který to dokáže, si říká „adaptivní optika„ (dále jen AO).

Rozlišovací schopnost dalekohledu závisí na jeho průměru. Teoretické rozlišení dalekohledu o průměru 13 cm činí zhruba 1 úhlovou vteřinu, pro 130 cm teleskop pak 0,1 úhlové vteřiny atd. Takže pro každé z "Keckových dvojčat" by plynula úžasná hodnota 0,013 úhlové vteřiny. Jenže skutečnost je jiná. Turbulence atmosféry vede k praktické maximální hodnotě úhlového rozlišení na úrovni 0,5 úhlové vteřiny.
Jistě již mnoho staletí vrtala technikům hlavou otázka, jak se vlivu turbulence atmosféry zbavit. Myšlenka adaptivní optiky v podobě, jak ji známe dnes, se zrodila v USA již v 50. letech 20. století (H. Babcock, Hale Observatory, California). Realizace tohoto principu však byla zcela mimo technické možnosti doby. Až na sklonku 80. let byl prototyp AO instalován na dalekohled o průměru 3,6 m na Evropské jižní observatoři v Chile. Paralelně existovala celá řada tajných vojenských projektů AO. Po roce 1991 USA uvolnily některé technologie AO pro civilní sektor a nastal tak i rychlý rozvoj jejich použití v astronomii.

Princip AO je podobný kódování a dekódování TV signálu. Systém AO musí být schopen zjistit všechna zkreslení vlnoplochy v každém okamžiku, a poté vložit zkreslení "opačná" do cesty světlu jdoucímu k ohnisku. Oba úkoly jsou snazší v blízké IR oblasti (teoretická rozlišovací schopnost dalekohledu je totiž úměrná vlnové délce přijímaného záření). Takový zásah provede speciální korekční zrcadlo, což je tenké skleněné zrcadlo deformovatelné stovkami piezoelektrických krystalů.

Je několik možností, jak se dá popsaný princip AO realizovat:

1. Metoda fixace vlnoplochy
Tato metoda je použitelná jen pro jasné hvězdy (u Keckova dalekohledu jen pro objekty do 13 magnitud). Dělič světla odvede část na detektor vlnoplochy. Tím je matice tenkých čoček, každá vybavená vlastním detektorem. Zatímco ideální vlnoplocha se zobrazí v každém detektoru přesně ve středu, deformovaná nikoliv. Odchylka od středu se tedy stává mírou deformace a lze z ní vypočítat údaje pro korekční člen. Pro slabší objekty je metoda použitelná, je-li v okolí několika úhlových vteřin nějaká dostatečně jasná hvězda. Ta poslouží ke stanovení deformace vlnoplochy a stejně je pak opraven i obraz slabého objektu.

2. Metoda umělé hvězdy
Pokud není v okolí objektu žádná jasná hvězda, je nutné použít tzv. "umělou hvězdu". Ta se vytváří silným laserovým svazkem ( o vlnové délce 589 nm - sodík) tak, že je nabuzen sodík v atmosféře ve výšce asi 90 km. Tím je vytvořena umělá hvězda žluto - oranžové barvy. Protože AO se užívá v blízké IR oblasti, nedochází k rušení laserovým svazkem, ten je ve viditelné oblasti. Stavba takového laseru (výkon 20 W) je však nákladná a obtížná. Navíc takový laser ohrožuje piloty letadel a vojenské satelity.
Umělá hvězda sice umožní získat informace o deformaci vlnoplochy, ale nikoliv o změně polohy objektu ("přeskakování ze strany na stranu"). K tomu je nutné použít skutečnou hvězdu. Naštěstí už nemusí být tak jasná, jako to požadujeme u metody fixace vlnoplochy.

3. Systémy měřící zakřivení vlnoplochy
Je to vlastně jiná varianta první metody. Hodnocení tvaru vlnoplochy je provedeno pouze jedním "senzorem křivosti vlnoplochy". Je snímán neostrý obraz hvězdy ve stejné vzdálenosti před a za ohniskem. V případě ideální vlnoplochy jsou oba obrazy shodné. V praxi jsou však oba obrazy rozdílné, jejich porovnáním lze rekonstruovat skutečný tvar vlnoplochy. Protože nedochází k dělení svazku, může být referenční hvězda slabší než v případě metody fixace vlnoplochy, limitní hodnota je prozatím 16 magnitud.

4. Metoda atmosférické tomografie
Při konstrukci obřích dalekohledů s průměrem složeného zrcadla nad 20 metrů už nebude klasická AO fungovat, astronomové budou muset použít technologie MCAO (Multi-Conjugate Adaptive Optics), které se v současné době teprve vyvíjejí. Asi nejlépe je přirovnat takový postup k lékařské tomografii, s tím rozdílem, že MCAO bude schopna sestavit trojrozměrný obraz aktuálního stavu atmosféry, nikoliv lidského těla. Takový systém bude vybaven několika senzory tvaru vlnoplochy a také několika "laserovými hvězdami". Správná funkce MCAO klade extrémní nároky na výpočetní techniku.

První z VLT dalekohledů již vidí adaptivně

Patrně "nejmocnější" nástroj pozemské pozorovací astronomie, čtveřice dalekohledů VLT (Paranal, Chile), byla na podzim vybavena prvním systémem AO ( zařízení bylo instalováno na čtvrtou jednotku nazývanou Yepun).

Systém je označován zkratkou NAOS (Nasmyth AO System) a CONIKA (COudé Near-Infrared CAmera), neboli NACO. Byl poprvé úspěšně vyzkoušen 25. listopadu 2001. Vývoj je výsledkem dlouhodobé tradice používání AO na observatořích ESO (průkopníkem byl systém ADONIS na 3,6 m dalekohledu na La Silla). Rozlišovací schopnost dalekohledu je systémem NACO vylepšena až 15 krát, tedy na hranici teoretické hodnoty, která pro 8 m dalekohled činí asi 0,06 úhlové vteřiny (v IR oboru K).
Vědecké cíle týmu NACO lze rozdělit do skupiny galaktické a extragalaktické astronomie. Mezi prioritní otázky první skupiny patří výzkum výtrysků a disků kolem mladých hvězd, hledání málo hmotných průvodců blízkých hvězd, zkoumání struktury centra Galaxie a také obálek červených obrů. Stěžejním zájmem druhé oblasti pozorování se pak stanou kvasary, černé díry v centech galaxií a měření vzdáleností extragalaktických objektů.
Další informace naleznete na http//:www.eso.org/instruments/naco

podle S&T 10/2001 a The Messenger No. 107