astronomiczne instrumenty

astronomiczne instrumenty,

przyrządy i urządzenia służące do obserwacji astronomicznych.

Dawniej instrumenty astronomiczne służyły jedynie do pomiaru czasu i określania położenia ciał niebieskich na niebie. Najstarszym i najprostszym instrumentem astronomicznym był stosowany do pomiarów astrometrycznych gnomon — pionowy pręt lub słup; długość i kierunek jego cienia wyznaczały wysokość i azymut Słońca; gnomon służył również jako zegar słoneczny. Późniejsze instrumenty astronomiczne miały przezierniki do nastawiania przyrządu na dane ciało niebieskie i podziałki kątowe pozwalające odczytać położenie danego ciała na sferze niebieskiej. Należały do nich: kwadrant, w którym przeziernik mógł być przesuwany wzdłuż podziałki kątowej w kształcie ćwiartki okręgu, sfera armilarna, składająca się z kilku współśrodkowych kół z podziałką kątową i przeziernikiem (stosowane do XVI w. do wyznaczania współrzędnych równikowych i ekliptycznych), oraz będące jej odmianą astrolabium (wynalezione przez starożytnych Greków, w zmienionej formie stosowane do XVIII w.). Od XVII w. miejsce przezierników zajęła luneta. W instrumencie przejściowym służącym do wyznaczania momentów przejść gwiazd przez południk niebieski — w celu wyznaczenia ich rektascencji oraz prowadzenia służby czasu — luneta może obracać się wyłącznie w płaszczyźnie południka wokół prostopadłej do niej poziomej osi. (Różniące się nieco budową koło południkowe jest stosowane do wyznaczania rektascencji i deklinacji gwiazd). W instrumencie uniwersalnym luneta może się obracać wokół 2 wzajemnie prostopadłych osi, pionowej i poziomej, a jej położenie odczytuje się na kołach z podziałką stopniową (wyznaczanie współrzędnych geograficznych, czasu i azymutu); o podobnej konstrukcji — lecz znacznie większe i nieprzenośne — jest koło wierzchołkowe (wertykalne — wyznaczanie deklinacji). Lunety o dużym powiększeniu są stosowane również do pomiaru wzajemnych położeń składników gwiazd podwójnych wizualnych, leżących zwykle bardzo blisko siebie. Specjalną odmianą takiej lunety był heliometr, użyty 1837–38 przez F.W. Bessela do wyznaczenia pierwszej paralaksy gwiazdy (61 Cygni).

Podstawowym instrumentem w astrofizyce jest teleskop. Na ogół nie wykonuje się w niej obserwacji wizualnych (poza dokładnym ustawieniem teleskopu na żądany obiekt) i w miejscu okularu i oka umieszcza się w ognisku teleskopu przyrządy mierzące i analizujące skupione promieniowanie (fotometry, spektrografy, polarymetry, odbiorniki promieniowania radiowego itd.); sam teleskop służy do zebrania w ognisku jak największej ilości promieniowania (od bardzo słabo świecących źródeł, jakimi są ciała niebieskie). Jedynie Słońce jest dostatecznie jasne; zamiast urządzenia zbierającego światło jest potrzebny przy jego badaniach układ optyczny dający możliwie duży i nieruchomy obraz tarczy słonecznej, pozwalający na obserwację szczegółów powierzchni Słońca; układem takim jest heliostat, który zawiera płaskie zwierciadło poruszane zgodnie z ruchem dziennym Słońca tak, by jego odbity obraz pozostawał w tym samym miejscu. Heliostat wyposażony w dodatkowe nieruchome zwierciadło kierujące obraz Słońca (lub innego ciała niebieskiego) w wybranym kierunku nazywa się celostatem. Innymi instrumentami astronomicznymi używanymi w heliofizyce są: fotoheliograf (heliograf), służący do otrzymywania fotografii Słońca w szerokim zakresie widmowym, i spektroheliograf stosowany do zdjęć w świetle monochromatycznym. Do obserwacji korony słonecznej służy koronograf, w którym specjalna przesłona (tzw. sztuczny księżyc) eliminuje jaskrawe światło fotosfery Słońca, przepuszczając tylko promieniowanie korony; koronografy umieszcza się zwykle w obserwatoriach wysokogórskich dla zmniejszenia wpływu światła rozproszonego w atmosferze ziemskiej.

Całkowicie odmiennej konstrukcji instrumenty stosuje się do obserwacji promieniowania radiowego. Do jego skupiania i rejestracji używa się radioteleskopów. Ponieważ kątowa zdolność rozdzielcza pojedynczych radioteleskopów czaszowych jest niewielka (rzędu 1°), do uzyskiwania ostrych obrazów radioźródeł stosuje się radiointerferometry. Odrębną też grupę stanowią instrumenty stosowane do obserwacji krótkofalowego promieniowania elektromagnetycznego: rentgenowskiego i γ (teleskopy wysokoenergetyczne).

Bardzo ważną częścią instrumentarium obecnej astrofizyki obserwacyjnej są detektory promieniowania. Najstarszym z nich jest emulsja fotograficzna. Zdolność rozdzielcza obecnie stosowanych emulsji (określona przez rozmiary ziaren) jest rzędu 10 µm, a ich czułość widmowa pozwala na rejestrowanie promieniowania w zakresie od promieniowania rentgenowskiego do bliskiej podczerwieni (długość fali ok. 1,2 µm). Wadą emulsji jest mały stosunek sygnału do szumu oraz fakt, że zaczernienie nie jest (z wyjątkiem niewielkiego zakresu oświetleń) wprost proporcjonalne do oświetlenia. Dlatego też w obserwacjach fotometrycznych emulsje zostały niemal całkowicie wyparte przez fotodetektory, w których sygnał jest wprost proporcjonalny do natężenia padającego promieniowania. Obecnie coraz szersze zastosowanie w obserwacjach astronomicznych znajdują fotodetektory wykonane w technologii CCD charakteryzujące się dużą wydajnością kwantową (do ok. 80%) i szerokim zakresem czułości widmowej (od nadfioletu do podczerwieni). Wraz z opanowaniem (w latach 90. XX w.) technologii wytwarzania dwuwymiarowych mozaik złożonych z milionów elementów o szerokim zakresie czułości widmowej, detektory CCD całkowicie wyparły emulsje fotograficzne również w obserwacjach, których celem jest uzyskanie ostrych obrazów bardzo słabych obiektów rozciągłych. W obserwacjach radiowych stosuje się odbiorniki radiowe specjalnie przystosowane do odbioru słabych sygnałów. Odbiornikami promieniowania γ i twardego promieniowania rentgenowskiego są urządzenia stosowane w fizyce jądrowej: liczniki Geigera–Müllera, komory iskrowe, scyntylatory.

Astrolabium M. Bylicy 2. poł. XV w. — Collegium Maius, Kraków.

Dźajpur, obserwatorium astronomiczne, XVIII w. (Indie)

Torkwetum, M. Bylicy, 2 poł. XV w. — Muzeum Collegium Maius, Kraków

Instrumentarium Marcina Bylicy, Kraków