ΤΗΛΕΣΚΟΠΙΟ

Οπτικό όργανο που χρησιμοποιείται κυρίως στην αστρονομία και έχει τη δυνατότητα, εξασφαλίζοντας στον παρατηρητή μεγαλύτερη οπτική γωνία θέασης ενός αντικείμενου, να καθιστά ορατά ή να μεγεθύνει αντικείμενα που είναι αόρατα ή πολύ μικρά στο γυμνό μάτι λόγω της πολύ μεγάλης τους απόστασης ή της πολύ μικρής τους λαμπρότητας. Τα στοιχεία που καθορίζουν την απόδοση και τις δυνατότητες ενός τηλεσκοπίου είναι η μεγέθυνση, η ευαισθησία, δηλ. η ασθενέστερη ένταση της ακτινοβολίας που μπορεί να προσληφθεί, και η διακριτική ικανότητα, δηλ. η ικανότητα διαχωρισμού δύο αντικειμένων που λόγω της απόστασης φαίνονται ως ένα. Η βασική διάταξη ενός τηλεσκοπίου περιλαμβάνει το αντικειμενικό σύστημα και το προσοφθάλμιο σύστημα. Το αντικειμενικό σύστημα συλλέγει και εστιάζει την ακτινοβολία του αντικειμένου που παρατηρούμε, με αποτέλεσμα το σχηματισμό ενός πραγματικού ειδώλου, το οποίο στη συνέχεια μεγεθύνεται από το προσοφθάλμιο σύστημα που σχηματίζει ένα είδωλο φανταστικό. Το αντικειμενικό σύστημα μπορεί να είναι ένας ή περισσότεροι συγκλίνοντες φακοί (διοπτρικό τηλεσκόπιο) ή ένα ή περισσότερα παραβολικά ή σφαιρικά κάτοπτρα (κατοπτρικό τηλεσκόπιο). Το προσοφθάλμιο σύστημα είναι ένας ή περισσότεροι συνηθισμένοι μεγεθυντικοί φακοί. Το χαμηλότερο κόστος κατασκευής των κατόπτρων, σε συνδυασμό με το ότι είναι απαλλαγμένα από το φαινόμενο της χρωματικής απόκλισης που παρατηρείται στους φακούς, δίνει καταρχήν ένα προβάδισμα στα κατοπτρικά τηλεσκόπια. Κυρίως, όμως, η αδυναμία τοποθέτησης πολύ μεγάλων φακών διαμέτρου πάνω από 1μ. στο όλο σύστημα του τηλεσκοπίου χωρίς τον κίνδυνο να λυγίσουν και να υποστούν παραμορφώσεις συνέβαλε σταδιακά στην πλήρη επικράτηση των κατοπτρικών τηλεσκοπίων πάνω στα διοπτρικά, τουλάχιστον όσον αφορά τα μεγάλα τηλεσκόπια που χρησιμοποιούνται στην αστρονομική έρευνα. Τα κάτοπτρα του αντικειμενικού συστήματος, που πρέπει αφού υποστούν την κατάλληλη επεξεργασία να είναι απολύτως λεία, κατασκευάζονταν παλιότερα από γυαλί και η μπροστινή τους επιφάνεια καλυπτόταν μ' ένα λεπτό στρώμα αλουμινίου. Κατά τη διάρκεια της νύχτας, όμως, λόγω της πτώσης της θερμοκρασίας το κάτοπτρο αυτό συστελλόταν ανομοιόμορφα, καθώς η επιφάνειά του ψυχόταν ταχύτερα από το εσωτερικό του και παραμορφωνόταν το σχήμα του. Για να αντιμετωπιστεί το πρόβλημα αυτό, το απλό γυαλί αντικαταστάθηκε αρχικά από ένα μείγμα γυαλιού και κεραμικών υλικών, ενώ από τα μέσα της δεκαετίας του 1970 άρχισαν να χρησιμοποιούνται ειδικά σύνθετα υλικά, όπως το zerοdur και το cerνit, που δεν μεταβάλλονται καθόλου στις συνηθισμένες διακυμάνσεις της θερμοκρασίες, ή χαλαζίας, που έχει επίσης πολύ μικρό συντελεστή θερμικής διαστολής. Υπάρχουν, επίσης, προοπτικές για την κατασκευή κατόπτρων εξολοκλήρου από αλουμίνιο, που έχει μεν μεγάλο συντελεστή διαστολής, αλλά επίσης και μεγάλο συντελεστή θερμικής αγωγιμότητας, με αποτέλεσμα οι θερμοκρασιακές μεταβολές να επηρεάζουν απλώς την εστίαση, κατάσταση όμως που διορθώνεται πολύ εύκολα.

Τα σύγχρονα τηλεσκόπια έχουν επωφεληθεί από τη μεγάλη πρόοδο που συντελέστηκε κατά την τελευταία εικοσαετία στους τομείς της αυτοματοποίησης και της ηλεκτρονικής και συγκροτούν πολύπλοκες διατάξεις οργάνων που πραγματοποιούν διάφορες λειτουργίες, όπως είναι π.χ. η ανίχνευση και η συλλογή της ακτινοβολίας για το σχηματισμό ευκρινών και λεπτομερών εικόνων, η ανάλυση της ακτινοβολίας αυτής από φασματογράφους και η ρύθμιση της θέσης των κατόπτρων από ηλεκτρονικούς υπολογιστές, ώστε να επιτυγχάνεται η σταθερότερη δυνατή εστίασή της. Τελικός αποδέκτης της εικόνας μπορεί να είναι το ανθρώπινο μάτι, αλλά τις περισσότερες φορές οι αστρονόμοι, για να εξασφαλίσουν μια μονιμότερη, ευκρινέστερη και αντικειμενικότερη καταγραφή των δεδομένων, χρησιμοποιούν φωτογραφικές πλάκες ή ηλεκτρονικούς ανιχνευτές ακτινοβολιών.

Η διακριτική ικανότητα και η ευαισθησία ενός τηλεσκοπίου περιορίζονται από δύο κυρίως παράγοντες, από την παρουσία της γήινης ατμόσφαιρας και από τις διαστάσεις του κύριου κατόπτρου του αντικειμενικού συστήματος. Είναι ευνόητο ότι όσο μεγαλύτερο είναι ένα τηλεσκόπιο τόσο περισσότερη είναι η ακτινοβολία που συλλέγεται και εστιάζεται, με αποτέλεσμα το υπό παρατήρηση αντικείμενο να εμφανίζεται φωτεινότερο. Το ίδιο ισχύει και για τη διακριτική ικανότητα, που είναι και αυτή συνάρτηση του μήκους κύματος της ακτινοβολίας, αλλά και της διαμέτρου του κύριου αντικειμενικού κατόπτρου. Από την άλλη μεριά, η ατμόσφαιρα εμποδίζει αισθητά τις αστρονομικές παρατηρήσεις, απορροφώντας και διαθλώντας σημαντικό ποσοστό της ακτινοβολίας, ενώ παράλληλα οι άτακτες κινήσεις του αέρα, που είναι υπεύθυνες και για το τρεμοφέγγισμα των άστρων όταν τα παρατηρούμε με γυμνό μάτι, θολώνουν τα είδωλα των αντικειμένων που σχηματίζονται στην εστία του κατόπτρου. Οπτικά τηλεσκόπια τοποθετημένα σε τροχιά γύρω από τη Γη μπορούν να ξεπεράσουν το εμπόδιο της ατμόσφαιρας, το εγχείρημα όμως συνοδεύεται από μεγάλες τεχνικές δυσκολίες και τεράστιο κόστος. Το διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ, που εκτοξεύτηκε τον Απρίλιο του 1990, είναι η πρώτη επιτυχημένη προσπάθεια αυτού του είδους. Αν και η διάμετρός του ανέρχεται σε 2,4μ., είναι δηλαδή μικρότερο από πολλά άλλα τηλεσκόπια που είναι εγκατεστημένα σε διάφορες περιοχές της Γης, η διακριτική του ικανότητα υπερβαίνει την αντίστοιχη κάθε άλλου γήινου παρατηρητηρίου. Όσον αφορά τα επίγεια τηλεσκόπια, έχουν αναπτυχθεί μετά το 1970 διάφορες μέθοδοι για την αντιμετώπιση της αλλοίωσης των εικόνων που προκαλεί η ατμόσφαιρα. Η μέθοδος της έμμεσης απεικόνισης δεν απαιτεί ειδικές οπτικές συσκευές, παρά μόνον ηλεκτρονικούς υπολογιστές μεγάλης ισχύος, και επιτυγχάνει τη βελτίωση των αστρονομικών εικόνων με τη βοήθεια ειδικών αλγορίθμων. Η μέθοδος της συμβολομετρίας κηλίδων (sρeckle interferοmetry) βασίζεται στην ξεχωριστή καταγραφή ενός πολύ μεγάλου αριθμού στιγμιαίων εικόνων και στην ψηφιακή τους επεξεργασία με τη βοήθεια ηλεκτρονικού υπολογιστή, με αποτέλεσμα να ανακατασκευάζεται η εικόνα του αστρικού αντικειμένου σαν να μην υπήρχε ατμόσφαιρα. Η μέθοδος της οπτικής προσαρμογής στηρίζεται στην κατάλληλη μετατόπιση των κατόπτρων του τηλεσκοπίου ανάλογα με τις ατμοσφαιρικές διακυμάνσεις. Συγκεκριμένα, η παραμόρφωση που προκαλεί η ατμόσφαιρα ισοσταθμίζεται από μια αντίστροφη ταχύτατη "παραμόρφωση" της επιφάνειας ενός ευέλικτου κατόπτρου που δρα συμπληρωματικά ως προς το κύριο κάτοπτρο και επιτυγχάνει την καλύτερη δυνατή αποκατάσταση της αστρικής εικόνας. Οι μέθοδοι αυτές, αν και πρόσφεραν πολλά στην αστρονομική έρευνα, μπορούν να εφαρμοστούν μόνο σε ουράνια σώματα μεγάλης έως μεσαίας λαμπρότητας. Έτσι, ως μόνη λύση για την παρατήρηση και τη μελέτη ελάχιστα φωτεινών μακρινών αντικειμένων, που ενδιαφέρουν ιδιαίτερα την κοσμολογία, πρόβαλε η κατασκευή ολοένα και μεγαλύτερων κατοπτρικών τηλεσκοπίων, που όμως ήταν συνδεδεμένη με μια σειρά προβλημάτων, τα οποία δεν αφορούσαν, βέβαια, τον μηχανικό σχεδιασμό, που βασίζεται στην απλή μεγέθυνση των τμημάτων των ήδη υπαρκτών τηλεσκοπίων, αλλά την κατασκευή τεράστιων κατόπτρων, γεγονός που καταδεικνύεται από το ότι χρειάστηκε να περάσουν 38 ολόκληρα χρόνια από την εγκατάσταση του διαμέτρου 5,08 μ. τηλεσκοπίου του Πάλομαρ έως την εγκατάσταση ενός ακόμα μεγαλύτερου τηλεσκοπίου διαμέτρου 6μ. στη Σελιντσούσκαγια του Καυκάσου (1976). Το σημαντικότερο πρόβλημα που αντιμετώπιζαν οι κατασκευαστές ήταν ότι όσο μεγαλύτερο είναι το κάτοπτρο τόσο ισχυρότερη τάση έχει να παραμορφώνεται καθώς περιστρέφεται.

Για να μειωθεί αυτή η παραμόρφωση, πρέπει να αυξηθεί ανάλογα και το βάρος του συστήματος υποστήριξης και, επομένως, και το κόστος κατασκευής. Οι λύσεις που σχεδιάστηκαν και εφαρμόστηκαν έως τώρα είναι δύο, η κατασκευή ελαφρών μονολιθικών κατόπτρων και ο σχηματισμός μιας μεγάλης συλλεκτικής επιφάνειας με τη χρήση μικρότερων επιμέρους κατόπτρων.

Η τεχνική του συνδυασμού πολλών μικρών κατόπτρων αυξάνει κατά πολύ τις διαστάσεις του αντικειμενικού συστήματος σε αντίθεση με ένα μονολιθικό κάτοπτρο που δεν μπορεί να έχει διάμετρο μεγαλύτερη από 8μ. περίπου, η λειτουργία όμως του τηλεσκοπίου απαιτεί στην περίπτωση αυτή ένα πολυπλοκότερο ηλεκτρονικό σύστημα οδήγησης και ρύθμισης.

Μονολιθικά κάτοπτρα: με τις κλασικές τεχνικές ένα κάτοπτρο διαμέτρου 8μ. έχει βάρος μεγαλύτερο από 125 τόνους. Χρειάστηκε, επομένως, να επινοηθούν νέες τεχνικές για την κατασκευή ελαφρότερων κατόπτρων, που είναι δυνατό να χρησιμοποιηθούν χωρίς τον κίνδυνο παραμόρφωσης από το ίδιο τους το βάρος. Μια πρόταση ήταν η κατασκευή εύκαμπτων κατόπτρων μικρού πάχους, τα οποία παραμορφώνονται μεν εύκολα, η παραμόρφωση όμως αυτή δεν είναι μόνιμη και ελέγχεται συνεχώς και σε κάθε σημείο του κατόπτρου με τη βοήθεια ενός ενεργού συστήματος στήριξης που ρυθμίζεται από ηλεκτρονικό υπολογιστή , ώστε να διατηρείται το παραβολικό σχήμα. Η παραπάνω τεχνική έχει ήδη εφαρμοστεί στην Ιαπωνία για την κατασκευή ενός μεγάλου τηλεσκοπίου διαμέτρου 8,2μ.

Μια άλλη τεχνική ακολουθήθηκε από τον αμερικανό αστρονόμο Ρότζερ Έιντζελ, ο οποίος για να ελαττώσει το βάρος κατασκεύασε μονολιθικά αλλά μη συμπαγή κάτοπτρα, που διατηρούν το σχήμα τους χωρίς να χρειάζονται σύστημα ενεργού στήριξης. Οι δύο επιφάνειες του κατόπτρου συνδέονται μεταξύ τους με μια σειρά από λεπτά μεταλλικά υποστηρίγματα σε εξαγωνικούς σχηματισμούς που περιβάλλουν κενούς χώρους, δημιουργώντας ένα δίκτυο παρόμοιο με κηρήθρα. Με τον τρόπο αυτό ο Έιντζελ κατασκεύασε ένα κάτοπτρο διαμέτρου 3,5μ. που ζυγίζει μόνο δύο τόνους, ενώ ένα συμπαγές κάτοπτρο με τις ίδιες διαστάσεις θα έφθανε τους 10 με 12 τόνους, πρόκειται δε να κατασκευάσει άλλα δύο, διαμέτρου 6,5μ. και 8μ. αντίστοιχα. Εκτός από το μικρό βάρος που εξασφαλίζει την ακαμψία, η παρουσία των κενών χώρων επιτρέπει την ελεύθερη κυκλοφορία του αέρα, με αποτέλεσμα να υπάρχει σε σύντομο χρονικό διάστημα ομοιογενής κατανομή της θερμοκρασίας, και οι παραμορφώσεις του κατόπτρου λόγω της διαστολής να είναι ελάχιστες.

Μια τρίτη, επαναστατική λύση, που εμφανίστηκε για πρώτη φορά το 1982 και συνδυάζει την αποτελεσματικότητα με το πραγματικά πολύ χαμηλό κόστος, είναι η κατασκευή υγρών κατόπτρων από υδράργυρο. Ένας τεράστιος δίσκος με υπερυψωμένα χείλη γεμίζει με το υλικό αυτό και στη συνέχεια τίθεται σε αργή και κατόπιν σε ταχύτατη περιστροφική κίνηση για τη δημιουργία μιας παραβολικής επιφάνειας, καθώς η στάθμη του υδράργυρου ανυψώνεται στην περιφέρεια και χαμηλώνει στο κέντρο λόγω της φυγόκεντρης δύναμης. Μια λεπτή στρώση διάφανης γλυκερίνης στην επιφάνεια του υδραργύρου εμποδίζει την εξάτμιση του τοξικού αυτού μετάλλου. Μέχρι στιγμής το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο με υγρό κάτοπτρο είναι το Οrbital Debris Οbserνatοry της ΝΑSΑ (ΝΟDΟ), που κατασκευάστηκε το 1987 και είναι εγκατεστημένο από το 1993 στο Κλάουντκροφτ του Νέου Μεξικού. Για να ελαχιστοποιηθούν οι δονήσεις που μπορεί να καταστρέψουν το είδωλο, το τηλεσκόπιο είναι τοποθετημένο σε μια βάση από μπετόν απομονωμένη από το υπόλοιπο κτίριο και έχει δικά του θεμέλια απευθείας πάνω στο βράχο στον οποίο είναι χτισμένο το αστεροσκοπείο. Ο δίσκος που περιέχει τον υδράργυρο είναι κατασκευασμένος από ένα ελαφρύ και συγχρόνως πολύ ανθεκτικό σύνθετο υλικό, το κεβλάρ (kevlar), ενώ είναι επιπλέον επιστρωμένος με πολυουρεθάνη πάχους ενός εκατοστού περίπου. Το όλο σύστημα έχει βάρος 10 φορές μικρότερο από ένα γυάλινο κάτοπτρο και κοστίζει 60 φορές λιγότερο. Εκτιμάται μάλιστα ότι η τεχνολογία των υγρών κατόπτρων επιδέχεται και άλλες βελτιώσεις, π.χ. την αντικατάσταση του υδραργύρου από ένα ελαφρότερο υγρό όπως είναι το γάλλιο, το οποίο θα μπορούσε να τοποθετηθεί σε μια λιγότερο ακριβή βάση.

Μια τέταρτη, τέλος, εναλλακτική κατασκευή, που όμως βρίσκεται ακόμα σε πειραματικό στάδιο, αποτελούν τα εκτατά κάτοπτρα μεταβλητής εστιακής απόστασης (που λειτουργούν όπως οι φακοί ζουμ των φωτογραφικών μηχανών) από εξαιρετικά λεπτές πλαστικές μεμβράνες, οι οποίες θα συλλέγουν την ακτινοβολία και θα την κατευθύνουν πάνω σε επίπεδα φύλλα υγρών κρυστάλλων που θα διεγείρονται και θα παρουσιάζουν το είδωλο του αστρονομικού αντικειμένου.

Κάτοπτρα μωσαϊκά: δημιουργία κατόπτρων με διάμετρο μεγαλύτερη από 8μ. είναι δυνατή με το συνδυασμό και την κατάλληλη συναρμογή πολλών μικρότερων επιμέρους κατόπτρων. Με τον τρόπο αυτό σχηματίζεται ένα κάτοπτρο μωσαϊκό, με χαρακτηριστικό παράδειγμα αυτό του τηλεσκοπίου Κέι στη Χαβάη, που με διάμετρο 10μ. ήταν το 1996 το μεγαλύτερο οπτικό τηλεσκόπιο στον κόσμο. Αποτελείται από 36 εξαγωνικά κάτοπτρα συνδεδεμένα μεταξύ τους, που εστιάζονται κατάλληλα και σχηματίζουν ένα μόνον είδωλο με τη βοήθεια ηλεκτρονικού υπολογιστή. Για τη δημιουργία του ακριβούς παραβολικού σχήματος, οι επιμέρους εξαγωνικές επιφάνειες είναι μεταξύ τους ασύμμετρες, ενώ λόγω του μικρού μήκους κύματος του ορατού φωτός, ακόμα και η παραμικρή παραμόρφωση στις συνδέσεις των διαφόρων τμημάτων προκαλεί έντονη αλλοίωση της τελικής εικόνας. Το πρόβλημα, όμως, αυτό λύθηκε με ένα πολύπλοκο ενεργό σύστημα στήριξης, το οποίο επιτρέπει τη συνεχή ρύθμιση της επιφάνειας του κατόπτρου, καθώς το τηλεσκόπιο περιστρέφεται.

Συνδυασμός τηλεσκοπίων: έχει υπολογιστεί ότι και στα κάτοπτρα μωσαϊκά οι δυνατότητες της τεχνολογίας θέτουν ένα όριο στη διάμετρό τους, ώστε αυτή δεν μπορεί να ξεπεράσει τα 15 περίπου μέτρα. Οι διαστάσεις αυτές επαρκούν βέβαια για την παρατήρηση απομακρυσμένων ουράνιων σωμάτων που φαίνονται αμυδρά. Η λεπτομερής, όμως, καταγραφή της δομής των σωμάτων αυτών μπορεί να επιτευχθεί μόνον με συνδυασμένες παρατηρήσεις πολλών τηλεσκοπίων που γίνονται σήμερα με δύο κυρίως τρόπους: ο ένας συνίσταται σε τηλεσκόπια πολλαπλών κατόπτρων που είναι τοποθετημένα σε κοινή βάση και μετακινούνται ταυτόχρονα, και ο άλλος, στο συνδυασμό περισσότερων του ενός τηλεσκοπίων που βρίσκονται σε απόσταση το ένα από το άλλο. Ο πρώτος τρόπος έχει εφαρμοστεί στο τηλεσκόπιο Μulti Μirrοr Τelescορe (ΜΜΤ), που λειτουργεί από το 1979 στο όρος Χόπκινς της Αριζόνα και αποτελείται από 6 κάτοπτρα διαμέτρου 1,8μ. το καθένα, που είναι προσαρμοσμένα στην ίδια βάση και λειτουργούν όπως ένα μόνο γιγάντιο κατοποτρικό τηλεσκόπιο διαμέτρου 7,5μ. Είναι, φυσικά, πολύ πιο εύκολο και πολύ πιο οικονομικό να κατασκευαστούν μικρά κάτοπτρα διαμέτρου 1,6μ. από ό,τι ένα της τάξης των 7,5μ., ενώ επιπλέον η διακριτική ικανότητα του ΜΜΤ είναι καλύτερη από αυτήν ενός τηλεσκοπίου μωσαϊκού των ίδιων διαστάσεων. Το μοναδικό του μειονέκτημα είναι ότι απαιτείται συνεχής έλεγχος των διάφορων τμημάτων του με μια εξαιρετικά λεπτή και πολύπλοκη τεχνολογικά μέθοδο. Ο δεύτερος τρόπος συνδυασμού επιλέχτηκε από το Ευρωπαϊκό Αστεροσκοπείο Νοτίου Ημισφαιρίου (ΕSΟ) για την κατασκευή του λεγόμενου Πολύ Μεγάλου Τηλεσκοπίου VLΤ (Very Large Τelescορe), που τα περισσότερα εξαρτήματά του ήταν το 1996 έτοιμα και προβλέπεται να εγκατασταθεί στην τοποθεσία Cerrο Ρaranal, σε υψόμετρο 2.664μ., στη Χιλή. Το VLΤ συγκροτείται από τέσσερα ξεχωριστά τηλεσκόπια που φέρουν ως κύριο αντικειμενικό σύστημα λεπτά κάτοπτρα πάχους 20 εκατ. και διαμέτρου 8μ., που το καθένα τους φυσικά θα μπορεί να χρησιμοποιηθεί και ως ανεξάρτητη διάταξη. Στην κοινή τους λειτουργία οπτικές ίνες θα συλλέγουν την ακτινοβολία που δέχονται τα τέσσερα αυτά τηλεσκόπια και θα την κατευθύνουν σε μια κοινή εστία, ενώ ένα σύστημα από κάτοπτρα θα εξουδετερώνει τις διάφορες φάσεις ανάμεσα στις φωτεινές δέσμες, ώστε να μην παρατηρούνται φαινόμενα συμβολής, και η απόδοση του συστήματος θα αντιστοιχεί σε τηλεσκόπιο διαμέτρου 16 ή 32 μ., ανάλογα με τις απαιτήσεις της έρευνας. Παράλληλα, όμως, θα υπάρχει και η δυνατότητα χρησιμοποίησης των VLΤ χωρίς εξουδετέρωση της συμβολής των φωτεινών ακτίνων όταν θα πρέπει να γίνουν συμβολομετρικές παρατηρήσεις για τη λεπτομερή ανάλυση της δομής των γαλαξιών, τη χαρτογράφηση των αστρικών επιφανειών και την ανακάλυψη εξωηλιακών πλανητικών συστημάτων. Έχει υπολογιστεί ότι με τη διαδικασία αυτή θα είναι δυνατόν να αναγνωριστούν αντικείμενα στην επιφάνεια της Σελήνης διαστάσεων ενός μόλις μέτρου. Το τελευταίο αυτό στοιχείο αποτελεί μια εύγλωττη μαρτυρία για την τεράστια εξέλιξη που έχουν γνωρίσει τα τηλεσκόπια, διεισδύοντας ολοένα και βαθύτερα στα μυστικά που κρύβει το σύμπαν, από την εποχή που ο Γαλιλαίος έστρεψε την πρώτη διόπτρα στον νυχτερινό ουρανό.