Isegi suured teleskoobid omavad lahutusvõime piiranguid. Näiteks Palomari 5 m teleskoobi teoreetiline nurklahutus on Reaalselt on see aga vaid Põhjuseks on atmosfääri turbulents, mis määrib kujutise laiali enne kui see teleskoobini jõuab. Kui säriaeg on juba mõni minut, jõuab kiirgusvastuvõtjal difraktsioonpunkti kujutis pideva värelemise tõttu tekitada paraja pläraka (joonis 68). Atmosfääri turbulents on ka põhjuseks, miks üsna madalal horisondi kohal paistvad tähed näivad vilkuvat. Vt näiteks väga lühikeste ajavahemike tagant tehtud pilte ühest tähest, mis iseloomustab tähe kujutise värelemist.: https://www.youtube.com/watch?v=VI_3X5Gf57Q .
Et atmosfääri turbulentsi mõju vähendada, paigutatakse teleskoobid kõrgele mägedesse, sest õhukiht, mis jääb teleskoobi ja atmosfääri ülempiiri vahele on seal õhem. Veel parem on viia need sateliitide abil Maa atmosfäärist hoopis välja, nagu on tehtud näiteks Hubble'i Kosmoseteleskoobi (HST) puhul. HST omab 2,4m peeglit, mille difraktsiooni piir on vaid andes astronoomidele maapealsete vaatlustega võrreldes korda teravama pildi. Suurte teleskoopide kosmosesse viimine on aga väga kallis: kuuemeetrise James Webbi kosmoseteleskoobi maksumuseks on hinnatud umbes 10 miljardit dollarit. Seetõttu on otstarbekam ehitada suuri teleskoope maapeale ning püüda parandada nende teleskoopide kujutise kvaliteeti. See on kõrglahutusega astronoomia.
|
|
|---|---|
| Hubble'i Kosmoseteleskoop on NASA ja ESA ühisprojekt. Teleskoop viidi umbes 500km kõrgusele kosmosesüstikuga Discovery 1990. aastal. Teleskoobi peapeegeli läbimõõt on 2,4m, kiirgust registreeriva aparatuurina on kasutusel mitmeid kaameraid ja spektrograafe. Teleskoop töötab seniajani ja on üks kaasaegse astronoomia edukamaid instrumente. | Mitte ainult pilvine taevas vaid ka jäätumine kõrgel mägedes võib takistada teleskoopidega tehtavaid vaatlusi. https://twitter.com/fallingstarIfA/status/1095793518407081984?s=20 |
Uute kõrglahutusega teleskoopide konstruktsioon on seotud arvutite ja pilditöötlusega. Kui kujutist saaks analüüsida sel ajal, mil valgust alles kogutakse (protsess, mis võib kesta minuteid või isegi tunde), oleks kujutist võimalik igal ajahetkel teleskoobi peegli distorsiooniefektidest, temperatuurikõikumistest ja halvast kujutisest sõltuvalt korrigeerida.
Aktiivoptikaks nimetatakse reaalajas toimuvat teleskoobi peegli pinna kuju korrigeerimist. Sellega on saavutatav nurklahutus parandades peegli kuju ja säilitades seega parimat fookust, kui temperatuuri või teleskoobi orientatsiooni muutudes peegli ideaalne kuju samuti veidi muutub.
Adaptiivoptika puhul korrigeeritakse fookust säriaja jooksul mitusada või isegi mõnituhat korda sekundis, et kompenseerida atmosfääri turbulentsi mõju. Adaptiivse optikaga kaasnevad olulised teoreetilised ja tehnilised probleemid, ent võit on väga suur. Laserikiir(ed) suunatakse taevasse ning nii tekitatakse kõrgetes atmosfäärikihtides nn „kunstlik täht”. Jälgides teleskoobiga seda tähte, korrigeeritakse vastavalt tähekujutise värelemisele lisapeegli abil teleskoobi fookust. Kui vaateväljas on monitoorimiseks sobiliku heledusega tavaline täht (parem mitu tähte), siis kasutatakse laserite asemel või lisaks laseritele ka neid.
Adaptiivoptikat kasutatakse koos aktiivoptikaga, sest ei ole mõtet rakendada väga keerukat adaptiivoptikat, kui peegli kuju jämedamad deformatsioonid jäävad parandamata. Ehk siis peapeegli kuju muudetakse nn aktuaatorite abil, et saada parimat hetkelist üksikkujutist ning lisaks suunatakse pidevalt sekundaarpeegli asendit, et kompenseerida (hetkelise) üksikkujutise nihkumisi atmosfääri turbulentsi tõttu.
Adaptiivoptika tehnoloogia on keeruline ja kallis. Kuid saadav kujutiste paranemine on üsna suur ning teleskoopide kosmosesse viimine on oluliselt kallim. Lisaks, väga suuri nt 10 m Kecki teleskoobiga võrreldavaid teleskoope ei olegi praegu võimalik kosmosesse viia. Joonisel 71 on Havaii saare kustunud vulkaani tipus paikneva Kecki teleskoobiga saadud pildid Linnutee keskosast ilma adaptiivoptikat kasutamata (vasakul) ja siis, kui adaptiivoptika on sisse lülitatud (paremal). Piltide teravuse vahe on väga suur.
Fotoplaate kasutatakse kujutiste salvestamiseks tänapäeval üpriski harva. Fotoplaadi kvantefektiivsus on vaid 0,1−1% (inimsilma kvantefektiivsus on umbes ). Selle asemel kasutatakse elektroonilisi detektoreid, mida nimetatakse CCD−deks. Nendest läheb elektrisignaal otse arvutisse. Tüüpiline CCD koosneb kahemõõtmelisest väga väikeste ränielementide (nn pikslite) maatriksist. Kui valgus satub pikslile, tekib seal elektrilaeng. Laeng on lineaarselt seda suurem, mida rohkem footoneid pikslile satub. Laengute kogunemist jälgitakse elektrooniliselt ja nii saadakse kahemõõtmeline kujutis. Tavaliselt on CCD mõne cm2 pindalaga ja võib koosneda miljonitest pikslitest. Tehnoloogia arenedes CCD−de pindala ja seega pikslite arv üha suureneb. Tüüpiliselt on ühes detektoris 512×512 kuni 4096×4096 pikslit, ent kasutatakse ka detektorite liitmist. Piksli suurus on enamasti See on võrreldav fotoemulsiooni terade mõõtmetega.
CCD−de kvantefektiivsus on 80−95% . See tähendab, et CCD-kujutisel on näha kuni mitusada korda nõrgemad objektid kui sama teleskoopi ja säriaega kasutanud fotoplaadil. Või teisiti: sama nõrkasid objekte saab CCD−dega registreerida mitusada korda kiiremini kui fotoplaadiga. Erinevalt fotoplaatidest on CCD−d lineaarsed. Lisaks annavad CCD−d kujutise otse arvutisse edasi. Nii fotoplaadid kui ka CCD-d annavad vaid pooltoonides must-valgeid pilte. Vaid neid teadlased oma töödes kasutavadki. Observatooriumite pressiteadetes rahvale toodud värvipildid on tehtud, pildistades kosmose objekte läbi erinevate filtrite (nt sarnaselt RGB värve imiteerivate filtrite) ja siis kokku pandud. Nii mõnigi kord on neile värvipiltidele tehtud ka järeltöötlust, et tuua esile mingi antud pressiteate olulisemaid aspekte.
Astronoomias kasutavad CCD−d vajavad müra mahasurumiseks jahutamist. Kujutise kvaliteeti iseloomustab signaal−müra suhe. Kui ⟨N⟩ on keskmine loendatud footonite arv, siis signaal−müra suhe S/M on
Siin valemis on footonite arvu muutumiste (fluktuatsioonide) standardhälve. Mida suurem signaal-müra suhe on, seda kvaliteetsemad on vaatlused. Footonid alluvad Poissoni tõenäosusjaotusele, seega kui need fluktuatsioonid on ainsad müraallikad, siis σm=√⟨N⟩ ja
Olgu detektor, millele langev footonite voog on (footonit/sekundis). Siis on detekteeritud footonite hulk
ja
st mida pikem aeg seda parem S/M suhe tuleb.
Reaalselt on müraallikaid mitmeid. CCD-kaamera soojuslikud mürad genereerivad nn pimevoolu (seda saab jahutamise ehk enamasti vedela lämmastikuga vähendada, ent jahutamine vähendab ka tundlikkust). Elektronide mahalugemise müra on vist kõige raskemini arvestatav probleem. Siiski on müra karakteristikud tihti määratavad (näiteks vaadeldes objektideta taevaala) ja arvutite abil teataval määral kõrvaldatavad. See võimaldab näha ka muidu peaaegu nähtamatuid objekte.
Kasutades arvutitöötlust saab kujutist kompenseerida ka teadaolevate aparatuuri defektide arvel ja isegi parandada teatud määral atmosfääri turbulentsist.
Detektoritena kasutatakse tihti ka fotokatoode (fotoefekti põhimõte, kvantefektiivsus 10−30%) ja fotokordisteid (võimendatud fotokatood). Need võimaldavad mõõta vaid objekti integraalset heledust. Vastavat aparatuuri (koos apertuuride, läätsede ja filtritega) nimetatakse fotomeetriks. Kui vahefiltrid on polariseerivad, nimetatakse aparaati polarimeetriks.