Telescoape cu oglindă lichidă pentru știință
Pentru a face o oglindă parabolică, este suficient să rotiți o suprafață lichidă reflectorizantă, de exemplu mercurul. Progresul tehnic face posibilă acum producerea unor telescoape uriașe la un cost mai mic, conform acestui concept antic.
Telescopul Large Zenith Telescop cu oglindă cu mercur lichid cu diametru de șase metri se rotește cu o viteză de 7 rotații pe minut.
Oglinzile pentru telescop sunt de obicei din sticlă. Cele mai mari dintre acestea astăzi, cele ale telescoapelor Twin Keck din vârful Mauna Kea, Hawaii, sunt oglinzi segmentate, fiecare alcătuită din 36 de elemente hexagonale, cu un diametru total de zece metri. Aceste bucăți de sticlă trebuie lustruite cu atenție cu o precizie de câteva zeci de nanometri, înainte de a fi acoperite cu un strat subțire de aluminiu sau argint destinat să le facă reflectante. Este necesar un sistem complex de susținere pentru a preveni variațiile de temperatură sau greutatea lor de a deforma suprafața lor. Majoritatea telescoapelor mari moderne sunt, de asemenea, echipate cu sisteme optice adaptive, un set de senzori și mufe care reglează continuu forma oglinzii la scară mică pentru a compensa distorsiunile cauzate de turbulențele atmosferice. Aceste instrumente sunt minuni ale tehnologiei, dar sunt extrem de scumpe: un telescop cu șase metri diametru costă în jur de zece milioane de dolari. Dar, oricât de surprinzător ar suna, performanțe comparabile pot fi obținute prin simpla rotire a unei suprafețe plane acoperite cu mercur.
Principiul este simplu. Suprafața unui lichid în echilibru este o suprafață de energie potențială constantă, adică orice modificare a potențialului pe această suprafață ar constitui o forță care ar determina curgerea lichidului. În repaus, energia potențială a unui obiect este proporțională cu înălțimea acestuia. Astfel, suprafața adoptată de majoritatea lichidelor este plană (dacă neglijăm capilaritatea). Dar dacă conferim acestui lichid o rotație la o viteză unghiulară constantă în jurul unei axe verticale, energia potențială depinde nu numai de înălțime, ci și de distanța față de axă (scade pe măsură ce pătratul acestei distanțe). Sub acțiunea gravitației și a forței centrifuge, suprafața adoptă apoi forma echipotențială a unui paraboloid.
Dar paraboloidul este exact forma necesară focalizării luminii! Razele incidente paralele cu axa sunt reflectate în așa fel încât să se întâlnească într-un punct, punctul focal al oglinzii. Razele care sosesc din alte direcții nu sunt focalizate la fel de precis, dar adăugarea unui set adecvat de obiective în amonte de punctul focal oferă o imagine de bună calitate pentru un câmp vizual larg. Majoritatea telescoapelor astronomice mari folosesc, prin urmare, oglinzi primare parabolice (sau cvasi-parabolice) și oglinzi secundare sau lentile pentru a corecta aberațiile de la marginea axei optice.
Ideea de a folosi un lichid rotativ pentru a focaliza lumina nu este nouă. Astronomul italian Ernesto Capocci de la Observatorul de la Napoli a fost primul care a descris această posibilitate încă din 1850, deși nu a pus niciodată ideea în practică. Valabilitatea conceptului a fost demonstrată în 1872, când Henry Skey de la Dunedin Observatory, Noua Zeelandă, a construit o oglindă lichidă cu diametrul de 14 inci în laboratorul său. În 1909, fizicianul american Robert Wood de la Universitatea Johns Hopkins a construit primele telescoape complete cu oglindă lichidă. Cel mai de succes model avea o oglindă de 51 centimetri în diametru. S-a rotit pe un suport mecanic acționat de o centură de cauciuc. Cu acest telescop, Wood reușește să distingă componentele sistemului stelar cvadruplu ε Lyrae, ale cărui stele sunt separate de doar 2,3 secunde de arc, abia cu un ordin de mărime peste limita teoretică datorită difracției pentru o oglindă de acest diametru.
Cu toate acestea, telescopul lui Wood nu era practic. Era handicapat de vibrații și de o ușoară instabilitate a oglinzii. Mai mult, lipsa de precizie în controlul vitezei de rotație a dus la variații ale distanței focale. Mai mult, deoarece axa de rotație trebuia să fie verticală, telescopul putea observa doar un câmp îngust situat direct în linie, în care rotația Pământului dădea stelelor o mișcare constantă. Astfel de probleme explică de ce pista telescoapelor cu oglindă lichidă a fost abandonată timp de aproape trei sferturi de secol.
În 1982, fizicianul canadian Ermanno Borra, pe atunci la Universitatea Laval din Quebec, a decis să revadă abordarea lui Wood. E. Borra și colegii săi credeau că progresul tehnic va depăși dificultățile care l-au oprit pe Wood în acel moment. E. Borra a realizat în special că problema derivei imaginii în câmpul vizual, datorită rotației Pământului, ar putea fi rezolvată prin înlocuirea filmului tradițional cu un detector ccd (dispozitiv cuplat cu încărcare), un tip de siliciu integrat circuit care astăzi echipează toate camerele digitale și alte camere video. Principiul este după cum urmează: fotonii care lovesc rețeaua de siliciu furnizează suficientă energie pentru a deplasa electroni către potențiale fântâni create de tensiuni aplicate unei matrice de electrozi. La sfârșitul timpului de expunere, tensiunile sunt modificate astfel încât să se deplaseze electronii de pe suprafața dispozitivului către o margine a rețelei, apoi, de acolo, către un amplificator care produce o serie de semnale de tensiune. numărul de electroni colectați în fiecare fântână potențială. Imaginea este citită pixel cu pixel și trimisă unui computer.
Când iluminarea este redusă, este suficient să creșteți timpul de expunere pentru a permite senzorului ccd să colecteze suficientă lumină. Din păcate, dacă ccd-ul ar fi folosit ca standard cu un telescop cu oglindă lichidă, care nu poate urmări un obiect care se mișcă pe cer, stelele ar apărea mai degrabă ca urme decât puncte ascuțite și imaginile ar fi neclare.
Cu toate acestea, este posibil să contracarăm acest decalaj jucând tensiunile. Prin aplicarea tensiunilor corespunzătoare electrozilor ccd la rata corespunzătoare, se pot forța electronii să călătorească cu aceeași viteză și în aceeași direcție ca imaginea cerului proiectată de telescop. Dacă această deplasare se face cu atenție, electronii rămân în fază cu fotonii care îi produc și imaginea neclară dispare.
Când imaginea unei stele ajunge la marginea senzorului ccd, la fel și electronii corespunzători. Citirea - și expunerea - este continuă, de obicei la o rată de câteva zeci de linii de rețea pe secundă. Timpul de expunere necesar pentru ca imaginea unei stele să se deplaseze dintr-o parte a senzorului în cealaltă este de ordinul a unu-două minute. Astronomii folosesc adesea această tehnică de „măturare” atunci când observă cu telescoapele convenționale, deoarece este o modalitate foarte eficientă de a captura imaginea unei porțiuni mari a cerului.
Telescoape pentru sondaje sistematice
Deși ideea scanării a fost cea care l-a încurajat pe E. Borra să resusciteze telescoapele cu oglindă lichidă, el nu a ajuns niciodată la punctul de a folosi această tehnică. El a introdus totuși alte inovații. Pentru a depăși vibrațiile și oscilațiile, E. Borra a folosit un rulment de aer, ale cărui suprafețe care se rotesc unele pe altele, lustruite cu precizie, sunt separate de un strat subțire de aer sub presiune. Acești rulmenți sunt practic fără frecare și asigură astfel o rotație lină. Prin utilizarea unui motor sincron acționat de un oscilator piezoelectric, E. Borra a eliminat, de asemenea, variațiile de viteză care au afectat instrumentul lui Wood.