Dalekohled je nejdůležitějším přístrojem v astronomii. Sbírá světlo ze vzdálených objektů. To nám umožňuje jasně vidět vzdálené objekty. Zařízení generuje zvětšené obrázky. Používáme ho k analýze záření. Toto záření pochází z nebeských těles. Některé z nich se nacházejí v nejodlehlejších koutech vesmíru.
Věda za zvětšením
Dalekohled sbírá elektromagnetické záření. Soustředí toto záření, aby vytvořil obraz. Obraz je větší než to, co vidíme pouhým okem. Toto zvýšení je klíčové. Pomáhá nám studovat detaily. Můžeme vidět krátery na Měsíci. Můžeme vidět hvězdy v jiných galaxiích.
Proč jsou dalekohledy důležité
Bez dalekohledů bychom minuli většinu vesmíru. Rozšiřují naše pozorovací schopnosti. Můžeme studovat jevy, které nelze přímo vidět. Patří mezi ně rádiové vlny a rentgenové záření. Každý typ záření vypráví svůj vlastní příběh. Tyto příběhy zachycují dalekohledy. Pomáhají nám pochopit vesmírné události.
Typy dalekohledů
Různé dalekohledy používají různé metody. Optické dalekohledy používají čočky nebo zrcadla. Shromažďují viditelné světlo. Radioteleskopy používají velké parabolické antény. Sbírají rádiové vlny. Vesmírné dalekohledy obíhají kolem Země. Zabraňují atmosférickému zkreslení. Každý typ má jedinečné výhody. Rozšiřují naše znalosti o vesmíru.
Galileo vše změnil. Před ním nikdo nemířil na oblohu zvětšovacími přístroji. Na počátku 17. století jako první namířil dalekohled na mimozemské objekty. Tato jediná akce posunula hranice lidského vidění.
Od té doby jsou nástroje stále výkonnější. Neomezili jsme se pouze na skleněné čočky. Vytvořili jsme přístroje, které dokážou detekovat každou část elektromagnetického spektra. Optický dalekohled získal velkou podporu díky podpůrným zařízením, jako jsou kamery, spektrografy a zařízení s nábojovou vazbou (CCD). Pak se objevily elektronické počítače. Rakety. Kosmická loď. To vše bylo integrováno do systému dalekohledu.
Výsledek byl masivní. Nyní víme mnohem více o sluneční soustavě. Mléčná dráha už není tajemným mrakem. Celý vesmír je zobrazen s vysokou přesností.
Tento článek pojednává o provozních principech a historii optických dalekohledů. Pokud potřebujete data z jiných rozsahů vlnových délek, přečtěte si články o radioteleskopech, rentgenových dalekohledech nebo gama dalekohledech.
Refraktory
Nejstarší optické dalekohledy byly refraktory. K lomu světla používají čočky. Galileův design byl jednoduchý. Konvexní čočka objektivu sbírala světlo. Konkávní okulár zvětšil obraz. Fungovalo to. Toto řešení však mělo svá omezení.
Chromatická aberace sužovala rané čočky. Různé barvy světla byly zaostřeny na různé body. Obraz vypadal jako ohraničený duhovými pruhy. Inženýři později tento problém vyřešili pomocí složených čoček. Ale sklo je těžké. Velké čočky se ohýbají vlastní vahou. Mohou být podepřeny pouze na okrajích. Proto existuje pevný limit na to, jak velký refraktor může být.
Tento problém posunul astronomii směrem k odrazovým dalekohledům. Ale po staletí zůstal refraktor standardem pro pozorování ve vysokém rozlišení. Poskytoval jasný obraz bez centrální závěrky, kterou najdete v systémech DSLR. Pro pozemní pozorování tato jasnost neměla obdoby.
Pomohlo to vymýšlení nových materiálů. Kombinace pazourkového skla a korunového skla snížila zkreslení barev. Ale fyzická omezení zůstala stejná. Nemůžete nahodit čočku větší než asi 40 palců, aniž byste riskovali, že se rozbije nebo zdeformuje. Tento strop si vynutil další velký skok v astronomické technologii.
Refraktory. Tak jim říkáme. Pravděpodobně jste viděli siluetu takového dalekohledu na stativu, směřující k obloze. Je to primární nástroj pro pozorování Měsíce, studium pásů Jupitera nebo sledování Marsu. Dvojhvězdy také milují refraktory. Název pochází z refrakce. Je to jen složené slovo pro lom světla. Dochází k němu, když světlo prochází z jednoho média do druhého s různou hustotou. Například ze vzduchu do skla.
Sklo je čočka. Může sestávat z jedné nebo více komponent. Na formě záleží. Konvexní. Konkávní. Rovinně paralelní. Všichni hrají svou roli.
Myslete na ohniskovou vzdálenost. Není to jen číslo na specifikaci. Toto je vzdálenost, kterou světlo urazí po průchodu čočkou, než se sblíží. Smysl této konvergence? To je ten trik. V refraktoru světlo nejprve prochází čočkou objektivu. Narazí na ohniskovou rovinu. A tady je ten problém: obraz je vzhůru nohama. Vzhůru nohama.
K nápravě potřebujete oční čočku. Nachází se za ohniskovou rovinou. Přiblíží. Umožní to sledovat. Nejjednodušší refraktor se skládá pouze ze dvou čoček. Objektivní a oční.
Clona a problém chromatické aberace
Šířka první čočky je clona. Velmi se liší. Malý pozorovací dalekohled může mít aperturu jen několik centimetrů. Největší refraktor na světě? Jeho průměr je jeden metr.
Ale čočky nejsou jednoduché. Objektiv a oční čočky se často skládají z několika součástí. U menších dalekohledů se někdy za okulár přidává čočka, která překlápí obraz do správné polohy. Bez toho vše vypadá vzhůru nohama.
I v tomto případě nemusí být obraz jasný. Může mít zvláštní barevný nádech. Tato zkreslení se nazývají aberace. Vznikají, když je čočka vyleštěna do určitého tvaru.
Nejdůležitější z nich? Chromatická aberace. To je neschopnost různobarevných paprsků světla konvergovat v jediném ohnisku. Modré světlo zaostřuje jinak než červené světlo. Získáte duchy. Barevné okraje. Špatný kontrast.
Inženýři to minimalizují přidáním komponent do objektivu. Vybírají koeficienty roztažnosti pro různé typy skel. Proč? Teplotní změny v noci způsobují roztahování nebo smršťování dalekohledu. Pokud sklo reaguje jinak, čočka se zdeformuje. Aberace se vracejí. Je to křehká rovnováha materiálů a fyziky.
Výpočet zvětšení a boj proti chvění
Okuláry můžete vyměnit. To funguje jak pro refraktory, tak pro reflektory. To vám umožní vybrat zvětšení.
Jak to vypočítat? Jednoduchá matematika.
Vydělte ohniskovou vzdálenost objektivu ohniskovou vzdáleností okuláru.
Vezměte si objektiv s ohniskovou vzdáleností 254 cm (100 palců). Spárujte jej s okulárem s ohniskovou vzdáleností 2,54 cm (1 palec). Získáte 100x zvětšení.
Velké zvětšení je pro Měsíc skvělé. Skvělé pro planety. Pro hvězdy k ničemu. Hvězdy jsou bodové zdroje. Jsou příliš daleko. Zvětšením se nezvětší. Jednoduše zvyšuje černé pozadí.
Je tam háček s velkým zvětšením. Stabilita.
Jakékoli vibrace v držáku se zvyšují. Mírné otřesy se změní v chvějící se nepořádek. Kvalita obrazu okamžitě klesá. Potřebujete stabilní platformu. Spolehlivý stativ. Odolný držák.
Nepleťte si to s atmosférickým „viděním“. Vidění je zkreslení způsobené oscilujícími proudy vzduchu. Rozmazává obraz. Většina těchto turbulencí se vyskytuje v prvních 30 metrech (100 stop) nad dalekohledem. To je důvod, proč jsou na vrcholky hor instalovány velké teleskopy. Zvedněte se nad nejhorší vzdušné proudy.
Nad těmito 30 metry je vzduch čistší. Pohled je jasnější. Ale třesení? To je tvůj problém.
Jak zrcadla zachycují světlo mimo viditelné spektrum
Zrcadla se neomezují pouze na to, co vidí naše oči. Zachycují kratší ultrafialové a delší infračervené vlnové délky, čímž otevírají celé pásy elektromagnetického spektra, které refraktory často nezvládnou.
Samotný název prozrazuje princip fungování. Je to reflektor, protože primární zrcadlo odráží světlo zpět do ohniska. Neláme světlo jako čočka. Primární zrcadlo má obvykle konkávní tvar – buď kulový nebo parabolický. Když světlo dopadne na toto zakřivení, obraz se překlopí. Je převrácený v ohniskové rovině. Pokud se podíváte na schéma konkávního odrážejícího zrcadla, je tento princip zřejmý.
Matematika se oproti starým návrhům příliš nezměnila. Vzorce pro rozlišení, zvětšení a clonu? Používají se zde stejně jako u refraktorů. Získáte stejná pravidla zapojení.
Zrcadlo za sklem
Primární zrcadlo je umístěno ve spodní části tubusu dalekohledu. Jeho přední plocha je pokryta extrémně tenkou vrstvou kovu. Standardním materiálem je hliník. Ale záda? To je obvykle sklo.
Ne vždy tomu tak však bylo. Historici astronomie vědí, že materiály se v průběhu času měnily. Po desetiletí byl Pyrex primární volbou pro velké, starší dalekohledy. Obstál ve zkoušce. Pracoval. Nové technologie ale změnily pravidla hry.
Nyní vidíme širokou škálu skel s velmi nízkými koeficienty tepelné roztažnosti. Proč je to tak důležité? Protože tvar zrcadla musí zůstat stabilní. Pokud teplota v noci klesne, zrcadlo by se nemělo deformovat. Nízký koeficient roztažnosti zajišťuje, že fyzický tvar zůstane nezměněn i při ochlazení vzduchu.
Zadní strana zrcadla nemusí být opticky dokonalá. Plní pouze konstruktivní funkci. Poskytuje potřebnou formu a fyzickou oporu. Nemusí splňovat přísné normy optické kvality vyžadované pro čočky. Světlo jím nikdy neprojde. Jednoduše se odráží od přední plochy.
Na tomto rozlišení záleží. Umožňuje upřednostnit tepelnou stabilitu před bezchybnou vnitřní průhledností. Přední plocha dělá veškerou těžkou práci.
Refraktory nejsou jedinou možností na trhu. Odrazové dalekohledy mají řadu významných výhod, které z nich činí preferovanou volbu pro mnoho vážných pozorovatelů. Hlavní výhoda? Zcela eliminují chromatickou aberaci. Vzhledem k tomu, že reflektory používají zrcadla místo čoček, světlo se odráží spíše než prochází sklem. To znamená, že vlnové délky nejsou odděleny. Získáte ostrý obraz bez barevných duchů, které ničí obraz s jednoduchými čočkami.
Pak je tu otázka měřítka. Reflektorová trubice je podstatně kratší než refraktorová trubice se stejným průměrem otvoru. To není jen otázka estetiky. Tím se snižují náklady na samotnou trubku. A protože je trubka kratší, může být menší i kupole, která ji obepíná. Díky tomu je design mnohem ekonomičtější. Ušetříte peníze za design, mechaniku a prostorové nároky.
Je tu ale geometrický problém, který je potřeba vyřešit. Mluvili jsme o hlavním zrcadle. Kam mám dát okulár?
Primární zrcadlo směřuje světlo z nebeského objektu do primárního ohniska. Tento bod se nachází na horním konci potrubí. Pokud se tam pokusíte vložit oko, zablokujete přicházející světlo. Vaše hlava bude přímo v dráze fotonů. Zrcadlo se stane k ničemu. V podstatě se budete dívat na svůj vlastní nos.
Isaac Newton tento problém vyřešil jednoduchým trikem.
Do trubky umístil malé ploché zrcátko. Umístil jej pod úhlem přesně 45 stupňů blízko primárního ohniska. Toto sekundární zrcadlo zachytilo sbíhající se světlo a odráželo ho do strany. Ohnisko se přesunulo z potrubí ven, na stranu. Pozorovatel nyní může pohodlně stát a dívat se skrz okulár, aniž by zakrýval clonu.
Účinnost tohoto provedení je překvapivě vysoká. Množství světla ztraceného přidáním tohoto sekundárního zrcadla je minimální. Ve srovnání s obrovskou schopností hlavního zrcadla shromažďovat světlo je zanedbatelná. Ztratíte nepatrný zlomek, ale získáte funkční design.
Tato konfigurace dala vzniknout Newtonovu reflektoru. Mezi výrobci dalekohledů zůstává neuvěřitelně populární. Proč? Nabízí velké otvory za nízkou cenu. Zabraňuje vadám objektivu. A nepotřebuje obří, drahou kopuli.
Cassegrain a Gregory design
Laurent Cassegrain, francouzský současník Isaaca Newtona, vyvinul reflektor, který způsobil revoluci v pojetí optického směru. Cassegrainův dalekohled používá malé konvexní sekundární zrcadlo, které odráží světlo zpět malým otvorem ve středu primárního zrcadla. Ohnisko je za tímto primárním zrcadlem. Většina diagramů tento design jasně ukazuje. Některé pevné verze díru úplně odstraní. Místo toho používají malé ploché zrcátko před hlavním zrcadlem, které přivádí světlo ze strany tubusu. Hlavní výhoda? Krátké trubky. Získáte dlouhou ohniskovou vzdálenost, aniž byste museli stavět mrakodrap.
Pak přišel James Gregory. skotský astronom. Přibližně ve stejnou dobu navrhl podobný nápad. Jeho inovace? Konkávní sekundární zrcadlo umístěné mimo hlavní ohnisko. Světlo se odráží zpět skrz otvor v hlavním zrcadle. Tomu se říká Gregoryho konstrukce. Nebyla to jen laboratorní kuriozita. Solar Maximum Mission (SMM) používal tuto konfiguraci. Vesmírná observatoř byla spuštěna v roce 1980.
Montáž a vyhledávání cílů
Podívejte se dnes na jakýkoli velký odrazový dalekohled. You will most likely see a cage (platform) near the main focal point. It is large enough to accommodate an observer inside the tube. The 5-meter (200-inch) reflector at Palomar Observatory near San Diego has this feature. Tohle je stará škola. Ona pracuje.
Důležitý je typ upevnění. Většina reflektorů používá rovníkové držáky. Napodobují design starých refraktorů. You align one axis with the rotation of the Earth. To track an object, movement in only one coordinate is required. Deklinace zůstává konstantní. The world’s largest reflector breaks this pattern. 10,4metrový (34,1 stop) přístroj na Gran Telescopio Canarias, který se nachází na ostrově La Palma na Kanárských ostrovech ve Španělsku, používá výškovou montáž. To track a star, both axes must be adjusted simultaneously. Je to mechanicky složitější.
Zaměřovací dalekohledy jsou stále standardem. They are mounted parallel to the main optical axis. Nízké zvětšení. Široké zorné pole. Jsou potřeba k hledání slabých hvězd nebo vzdálených galaxií, než se přesunou k hlavnímu přístroji.
Oprava úzkého okraje
Parabolická zrcátka mají nevýhodu. Poskytují úzké zorné pole. To je špatné pro rozšířené objekty, jako jsou mlhoviny nebo galaxie. Kvalita obrazu se zhoršuje na okrajích.
Most large reflectors now use a modified Cassegrain design to correct this deficiency. Konkrétně konfigurace Richie-Chretien. The central area of the main mirror is recessed. Už to není jednoduchý paraboloid. Sekundární zrcadlo je tvarováno tak, aby kompenzovalo toto zkreslení. Výsledkem je zakřivená ohnisková rovina.
Pro zachycení vysoce kvalitních snímků podél celé této křivky je zapotřebí zakřivený film nebo senzory. The 1-meter telescope at the US Naval Observatory in Flagstaff, Arizona, was one of the first to use this design. To je nyní standard pro seriózní astronomii. Pokud chcete vědět, jak se moderní observatoře vyhýbají zkreslení, nehledejte dále než Ritchie-Chrétien. Obětuje jednoduchost přesnosti.
Schmidtův dalekohled
Wide-field photography with Schmidt telescopes
Design Ritchie-Chretien je solidní volbou a poskytuje slušné zorné pole kolem 1 stupně. Pro některé astronomické mise to však nestačí. Někdy je potřeba vyfotografovat obrovské plochy oblohy. Na scénu přichází Schmidtův dalekohled.
V roce 1930 tento problém vyřešil Bernhard Schmidt, optik pracující na observatoři v Hamburku v německém Bergedorfu. Vyvinul katadioptrický dalekohled speciálně navržený pro zachycení velkých oblastí nebeské sféry. „Katadioptrický“ je velké slovo, ale jednoduše to znamená, že systém používá reflexní i refrakční optiku. Bere ty nejlepší aspekty refraktorů a reflektorů a spojuje je do něčeho nového.
To je problém sférických zrcadel: nejsou dokonalá. Světelné paprsky dopadající na střed se odrážejí a zaostřují dále než ty, které dopadají na vnější okraje. Toto zkreslení kazí obraz. Schmidtovo řešení bylo elegantní. Na poloměr zakřivení primárního zrcadla umístil tenkou, speciálně tvarovanou čočku – nazývanou korekční destička.
Protože je deska velmi tenká, nezavádí téměř žádnou chromatickou aberaci. Výsledek? Ohnisková rovina se zorným polem přesahujícím několik stupňů. To je obrovské zlepšení oproti tradičním jednozrcadlovým systémům.
Mapping the skies
Tento design nebyl pouze teoretický. National Geographic Society a Palomar Observatory použily 1,2metrový (47palcový) dalekohled Schmidt k fotografování severní oblohy. Pořídili snímky v červené i modré oblasti viditelného spektra.
V letech 1949 až 1956 bylo tímto výzkumem vyrobeno 900 párů fotografických desek. Každý z nich pokrýval plochu o rozměrech přibližně 7 x 7 stupňů. That’s a lot of sky.
Palomar ale nedokázal pokrýt všechno. To map the rest of the celestial sphere, astronomers turned to telescopes in the Southern Hemisphere. The European Southern Observatory in Chile and the Siding Spring Observatory in Australia took on this task. Australský projekt nebyl omezen na viditelné světlo; it included infrared photography along with images in the red and blue spectrum.
Cena velkých zrcadel
Proč vůbec pokračujeme ve stavbě větších dalekohledů? Jen. Otvor. The larger the aperture, the deeper you can see into the Universe. Přesně takhle to je.
Je tu však problém. The cost of building a telescope with a single mirror increases approximately in proportion to the cube of its diameter. Zdvojnásobení šířky nezdvojnásobí pouze náklady. Zvyšuje se exponenciálně.
This economic reality forced a change in design philosophy. Chceme-li nasbírat více světla, aniž bychom museli vydělat peníze, nemůžeme spoléhat na masivní systémy s jedním zrcadlem. Potřebujeme nové, nákladově efektivnější přístupy. This is where multi-mirror systems come into play. They offer a way to increase aperture without the heavy financial burden of a monolithic lens or mirror.
Matematika je jednoduchá. Tradiční škálování se do rozpočtu nevejde. Astronomové proto začali hledat jiná řešení.
The Keck Observatory’s twin 10-meter (33 ft) multimodule telescopes represent a monumental response to the limitations of solid optical glass. První z těchto obrů se nachází na vrcholu Mauna Kea na Havaji a byl dokončen v roce 1992. Druhý dalekohled byl vypuštěn v roce 1996. Nelámali jen rekordy ve velikosti; změnili přístup k vytváření clon.
Each telescope uses 36 hexagonal mirror segments. Nejsou pevně upevněny. Každá z nich je regulována individuálně. Počítačový systém neustále upravuje jejich vzájemnou polohu tak, aby fungovaly jako jeden ucelený povrch. To umožňuje přístroji shromažďovat světlo se sběrnou plochou ekvivalentní jako u tradičního zrcadla, podstatně větší než jakékoli sklo, které lze odlévat nebo leštit najednou.
American and European astronomers are already planning the creation of even larger multi-module instruments. Cíl je jednoduchý: nasbírat více světla. Více světla znamená, že můžete vidět slabší předměty. This makes it possible to resolve features closer to black holes or deeper in the early Universe.
Solar telescopes
Pozorování Slunce vyžaduje jiný přístup. You can’t just point a regular optical telescope at it. The heat and intensity of the radiation would instantly destroy the optics or blind the sensors.
Sluneční dalekohledy musí odolat obrovským tokům energie. Často používají specializované nátěry a chladicí systémy. Zrcadla jsou navržena tak, aby odrážela viditelné světlo a zároveň absorbovala nebo rozptylovala infračervené teplo, které by jinak roztavilo běžné sklo.
Protože je Slunce tak jasné, astronomové si mohou dovolit používat menší apertury pro úkoly s vysokým rozlišením. However, they require extreme stability. The atmosphere above the Sun is turbulent. Sluneční dalekohledy často používají adaptivní optiku ke korekci těchto zkreslení v reálném čase. To jim umožňuje vidět granulaci na slunečním povrchu. To umožňuje sledovat magnetická pole. Tím se Slunce z oslepujícího disku promění v podrobnou laboratoř.
Možná si myslíte, že k pozorování slunečních skvrn nebo výčnělků stačí standardní refraktor nebo odrazový dalekohled. To je pravda. Pokud se ale chcete do sluneční fyziky ponořit hlouběji, jsou tyto základní nástroje dotaženy na hranici svých možností. Vědci potřebovali přístroje, které by mohly pracovat s dalším vybavením, jako jsou spektroheliografy a koronografy. To znamenalo nutnost vytvořit úplně jiný design.
Tower solar telescopes take the stage.
Tito obři jsou instalováni ve věžích a jejich čočky mají neuvěřitelně dlouhou ohniskovou vzdálenost. Vzpomeňte si na Mount Wilson Observatory v Kalifornii nebo McMah-Hulbert Observatory v Michiganu. Why is this height needed? Not just for the sake of entertainment. A long focus lens creates a huge image scale. Tato stupnice umožňuje astronomům rozeznat jednotlivé vlnové délky elektromagnetického spektra Slunce s naprostou přesností. You don’t just see a bright disk. Vidíte data.
Mechanismus je elegantní ve své jednoduchosti. Na vrcholu věže je instalováno ploché zrcadlo, upevněné podle rovníkového principu. Sleduje pohyb Slunce po obloze. Toto zrcadlo směřuje světlo dolů do čočky dalekohledu. This system is called coelostat. Zrcadlo kompenzuje rotaci Země. Výsledkem je, že do tmavého potrubí pod ním vstupuje stálý proud slunečního světla. Stabilní obraz. Čistá data.
Blocking light to reveal crown
In 1930 everything changed again. Bernard Lyot postavil nový typ slunečního dalekohledu na observatoři Pic du Midi ve Francii. His goal was specific and complex. He wanted to photograph the sun’s corona. Jeho vnější atmosféra. Dříve ji bylo možné zachytit pouze při úplném zatmění Slunce. Korona má slabý jas, ale fotosféra je oslnivě jasná. Abyste viděli halo, musíte zablokovat hlavní zdroj světla.
Lio’s invention was the coronagraph.
Ale je tu nuance. Aby koronograf fungoval efektivně, nemůže být umístěn na hladině moře. Potřebuje vysokou nadmořskou výšku. Proč? Kvůli rozptýlenému slunečnímu záření. Samotná atmosféra funguje jako obří difuzér. Mraky, prach a molekuly vzduchu rozptylují sluneční světlo do všech stran. Tento rozptyl „smývá“ slabou korónu. It destroys the contrast. High altitude means thinner air. Menší rozptyl. Čistší obrázky.
Colorado High Altitude Observatory využívá tento princip. Zvedají koronograf na „střechu světa“, abych tak řekl. Odstraněním většiny atmosféry z rovnice mohou studovat strukturu a dynamiku koróny, aniž by čekali na zatmění.
Od studia Slunce po lov exoplanet
Stejný princip blokování světla nezůstal ve sluneční soustavě. Vyvinul se. Inženýři si uvědomili, že pokud můžete zablokovat světlo hvězdy, abyste viděli její korónu, můžete zablokovat světlo hvězdy, abyste viděli její planety.
Koronografy jsou nyní kritickým nástrojem pro hledání exoplanet. Hvězdy jsou neuvěřitelně jasné ve srovnání s jejich obíhajícími světy. Bez blokování záře hvězdy zůstává planeta jen neviditelným šumem. Moderní koronografy napodobují Lyotův design a vytvářejí umělá zatmění v zorném poli observatoře.
Tato technologie není omezena na pozemní věže. Letí do vesmíru. Koronografy jsou instalovány na palubě Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Žádné problémy s atmosférickým rozptylem. Žádné zpoždění kvůli počasí. Jen čisté, ničím nerušené pozorování slunečního větru a výronů koronální hmoty.
Vesmírné dalekohledy na oběžné dráze Země
Pozemní dalekohledy jsou stále větší. Tento trend je vidět v každé nové hvězdárně postavené na horských vrcholech. Ale velikost má své limity. Někdy, abyste vyřešili konkrétní vědecký problém, musíte opustit atmosféru.
Atmosféra Země je hlučným sousedem. Obrazy se tím rozmazávají. Pohlcuje určité vlnové délky světla. Po desetiletí astronomové doufali, že lepší optika nebo adaptivní optika tyto problémy napraví. Ale úplně nefungovaly. Jediným skutečným řešením pro některá pozorování je jít za něj.
NASA se pokusila implementovat tuto myšlenku pomocí Orbiting Astronomy Observatories (OAO). V roce 1972 spustili jeden z nich, později nazvaný Copernicus. Nesla dalekohled o průměru zrcadla 81 cm. Tohle byl začátek. Ale to nebyl konec.
Hubbleův vesmírný dalekohled: obr s vadou
Nejpropracovanějším pozorovacím systémem umístěným na oběžné dráze Země je dnes Hubbleův vesmírný dalekohled (HST).
HST, který byl vypuštěn v roce 1990, je v podstatě dalekohled s primárním zrcadlem o průměru 2,4 metru. Byl navržen tak, aby monitoroval objem prostoru 300 až 400krát větší, než mohou pokrýt pozemní systémy. Žádné atmosférické rušení. Žádné blikající hvězdy. Pouze čistá data.
Nese pět hlavních vědeckých nástrojů:
1. Širokoúhlá a planetární kamera.
2. Spektrograf slabých objektů.
3. Spektrograf s vysokým rozlišením.
4. Vysokorychlostní fotometr.
5. Kamera slabých objektů.
HST obíhá ve výšce více než 570 km. Na oběžnou dráhu byl vynesen z amerického raketoplánu. Pak nastal problém.
Krátce po startu na oběžnou dráhu vědci objevili výrobní vadu hlavního zrcadla. Na jeho uniformě byla drobná vada. To způsobilo sférickou aberaci. Dalekohled nemohl správně zaostřit. Vzdálené galaxie a kvasary vypadaly jako rozmazané skvrny. Objekty umístěné blízko sebe nebylo možné rozlišit.
Mise se nezdařila? Žádný.
Vědci vyvinuli opatření, jak chybu kompenzovat. Nainstalovali korekční optiku. Problém s obrázky byl vyřešen. HST se stala základním kamenem moderní astronomie. Dokázal, že i s fatální chybou může vynalézavost zachránit průlomovou misi.
Mapování oblohy: Dopravní nástroje
Než jsme měli počítače na sledování hvězd, měli jsme mechanická zařízení. Astronomické tranzitní přístroje hrály zásadní roli při mapování nebeské sféry.
Jedná se o malá, ale nesmírně důležitá zařízení. Typicky se jedná o refraktory s aperturou 15 až 20 cm. Za vynálezce tohoto systému je považován dánský astronom Ole Römer.
Jak fungují? Hlavní optická osa je orientována ve směru sever-jih. Pohyb je omezen na rovinu meridiánů. Poledník pozorovatele je velký kruh procházející severním a jižním bodem obzoru a zenitem.
Proč omezovat pohyb? Pro stabilitu. Dalekohled se nekýve. Ale je tu nuance. Musíme počkat. Nebeský objekt musí procházet vaším poledníkem. Tento proces se nazývá tranzit. Odtud název.
Existují různé typy.
* Tranzitní kruh určuje rektascenci.
* Vertikální kruh měří deklinaci.
*Vodorovné kruhy poledníku měří oba parametry.
Výsledná data se zapisují do katalogů hvězd nebo planet. Pozoruhodným příkladem je tranzitní kruh u Národní astronomické observatoře v Tokiu. Nepadne do oka. Je to přesné.
Prizmatické astralaby a moderní inovace
Dalším speciálním nástrojem je moderní Astralab. Zejména hranolový astralab.
Slouží k přesnému určení polohy hvězd a planet. Někdy se používá obráceně. Pokud znáte polohu hvězd, můžete si sami určit zeměpisnou šířku a délku.
Clona je malá. Obvykle 8 až 10 cm. Zbývající části zahrnují malý bazén rtuti a refrakční hranol. Pozorujete obraz odražený od rtuti spolu s přímým obrazem. Rozdíl mezi nimi udává údaje o poloze.
Danjonův francouzský Astralab je nejpozoruhodnějším příkladem. Tohle je klasika.
Technologie se ale posunula dál. V 70. letech 20. století Číňané inovovali. Vytvořili přesnější, automatizovaný typ astralabu. Nyní jej používá Národní astronomická observatoř Číny se sídlem v Pekingu. Automatizace nahradila manuální sledování. Přesnost se zvýšila.
Od Galilea po Herschela: vývoj optiky
Galileo vyvinul dalekohledy pro astronomická pozorování v roce 1609. Samotnou myšlenku nevymyslel, ale proměnil ji ve vědecký nástroj.
Jeho největší nástroj byl dlouhý asi 120 cm. Průměr čočky byl 5 cm. Měl okulár, který poskytoval přímý obraz. To bylo vzácné. Většina raných dalekohledů obrátila obraz.
S tímto skromným zařízením prozkoumal:
* Údolí a hory Měsíce.
* Fáze Venuše.
* Čtyři největší měsíce Jupitera.
Nic z toho nebylo dříve systematicky pozorováno. Tohle všechno změnilo.
Později se objevily reflektory. Isaac Newton vyvinul odrazový dalekohled v roce 1668. John Gregory nezávisle navrhl alternativní design v roce 1663. Cassegrain představil další variantu v roce 1672.
Koncem 17. století se lidé pokoušeli postavit refraktory dlouhé až 61 metrů. Byli příliš nemotorní na to, aby byli efektivní. Sklo se ohýbá. Sloupky jsou ohnuté. Nemůžete jen tak vyrobit skleněnou trubici nekonečně dlouhou.
- století přineslo sira Williama Herschela. Jeho zájem začal u skromného gregoriánského reflektoru s 5 cm aperturou. Přesvědčil anglického krále, aby financoval větší projekt.
Výsledkem byl reflektor s ohniskovou vzdáleností 12 metrů a zrcadlo o průměru 120 cm. Na svou dobu to bylo masivní.
Herschel jej použil k vytvoření pozorovací základny pro extragalaktické „mlhoviny“. Uvědomil si, že to nejsou jen mraky uvnitř naší galaxie. Jsou to galaxie mimo systém Mléčné dráhy. Vzhlédl. Viděl dál. Změnilo to naše chápání rozsahu vesmíru.
Nástroje se vyvinuly. Od rtuťových bazénů po vesmírná zrcadla. Od ručního sledování po digitální katalogy. Cíl zůstává stejný. Podívejte se, co tam je.
Věk obrů: Reflektory a refraktory
- století nebylo jen érou parních strojů a industrializace. To byla také doba, kdy astronomové usoudili, že malá zrcadla prostě nejsou dost dobrá. Chcete vidět více? Potřebujete velké zrcadlo. Tato logika vedla k vývoji reflektorů, vedených postavami jako William Parsons, 3. hrabě z Rosse a William Lascelles.
V roce 1845 Ross postavil monstrum v Irsku. Mluvíme o reflektoru se zrcadlem o průměru 185 cm (73 palců). Ohnisková vzdálenost byla asi 16 metrů (52 stop). Tento přístroj držel 75 let titul největšího dalekohledu na světě. Nestál jen tak a nic nedělal. Prozkoumal tisíce mlhovin a hvězdokup a přeměnil rozmazané skvrny na strukturované kosmické objekty.
Lascelles nezůstal pozadu. Postavil několik reflektorů, ale jeho vlajková loď byla na Maltě. Primární zrcadlo mělo průměr 124 cm (49 palců). Ohnisková vzdálenost? Více než 10 metrů (33 stop). Přestože byl menší než Rossovo „monstrum“, měl Lassellův nástroj větší aperturu (zrcadlovou plochu). To mu umožnilo katalogizovat 600 nových mlhovin. Ještě důležitější je, že odhalil tajemství naší vlastní sluneční soustavy. Objevil Triton, největší měsíc Neptunu. Objevil Hyperion, Saturnův osmý měsíc. Všiml si také Ariel a Umbriel, dvou měsíců Uranu. Vnější planety už najednou nebyly jen vzdálené světelné body. Mají satelity. Mají problém.
Stranou nezůstaly ani refraktory. Během 18. a 19. století se vyvíjely pomalu. Ale existovalo omezení toho, jak velká čočka mohla být vyrobena, než se prověsila vlastní vahou. Posledním významným refraktorem byl 1metrový (40palcový) přístroj na Yerkesově observatoři. Byl instalován v roce 1897 a byl to největší refraktorový systém na světě. Objektiv vyrobil optik Alvan Clarke. Montáž pochází od Warner & Swasey. Byl to triumf skla a mechaniky. Ale hodiny tikaly.
Proč reflektory převzaly moc ve 20. století
Reflektory ovládaly 20. století. Posun nebyl postupný. Jednalo se o rychlou expanzi stále větších nástrojů. Vše začalo 2,5metrovým (60palcovým) reflektorem na observatoři Mount Wilson poblíž Pasadeny v Kalifornii.
Nebylo to jen inženýrství, co bylo problémem. Byl to problém materiálové vědy. Technologie zrcadlení udělala velký skok, když byl Pyrex vyvinut společností Corning Glass Works v okrese Steuben v New Yorku. Toto borosilikátové sklo podléhá podstatně menší expanzi než běžné sklo. Tepelná stabilita je kritická, když se snažíte zaostřit světlo přicházející z miliard mil daleko.
Pyrex byl klíčový pro vytvoření 5metrového (200palcového) Haleova dalekohledu na observatoři Palomar, postaveného v roce 1948. Byl to obr. Pyrex byl také použit v primárním zrcadle 6metrového (236palcového) reflektoru na Speciální astrofyzikální observatoři v Zelenochukskaja v Rusku. Ale i Pyrex měl své limity. Objevily se lepší materiály. Cer-Vit byl například použit pro 4,2metrový (165palcový) dalekohled Williama Herschela na observatoři Roque de los Muchachos na Kanárských ostrovech. Zerodur, sklokeramický kompozit, byl vybrán pro 10,4 metru (410 palců) Gran Telescopio Canarias, rovněž na Kanárských ostrovech. Zrcadla se stále zvětšovala. A chytřejší.
Pomocná zařízení: oči za sklem
Téměř stejně důležité jako samotný dalekohled jsou podpůrné přístroje. Jedná se o přístroje, které astronomové používají k využívání světla shromážděného v rovině zaostření. Bez nich je dalekohled jen kovová trubice. Arzenál zahrnuje kamery, spektrografy, fotonásobiče, CCD a nabíjecí zařízení (CID). Každý z nich změnil způsob, jakým vidíme vesmír.
Fotoaparáty: od daguerrotypií po digitální technologie
Američan John Draper vyfotografoval Měsíc již v roce 1840. Použil proces daguerrotypie. Podle dnešních měřítek to bylo neslušné. Ale povedlo se. Francouzští fyzici A.-H.-L. Fizeau a J.-B.-L. Fourcauld úspěšně získal fotografický snímek Slunce v roce 1845. O pět let později pořídili astronomové z Harvardské observatoře první fotografie hvězd.
Integrace fotografického vybavení do astronomie nebyla jen vymožeností. Poskytlo to dvě jasné výhody. Za prvé, fotografie poskytly trvalý záznam. Mlhovinu byste mohli studovat roky po střelbě. Mohl bys to sdílet. Mohl bys to zkontrolovat. Za druhé, fotografické desky akumulovaly světlo po dlouhou dobu. To astronomům umožnilo vidět mnohem slabší objekty, než jaké kdy lidské oko dokázalo zachytit. Oko pracuje v reálném čase. Deska je trpělivá.
Typicky byla fotografická deska fotoaparátu namontována v ohniskové rovině dalekohledu. Talíř byl skleněný nebo plastový. Byl potažen tenkou vrstvou směsi stříbra. Světlo dopadající na médium způsobilo chemickou změnu. Po vyvolání byl výsledkem negativní obraz. Nejjasnější objekty – Měsíc, hvězdy – se na filmu objevily jako nejtmavší oblasti. Bylo to kontraintuitivní. Ale povedlo se.
Pak přišla digitální revoluce. V 80. letech 20. století nahradily fotografie CCD. Nezlepšili jen kvalitu. Změnili povahu dat. Žádné chemické koupele. Žádné křehké záznamy. Pouze elektrony převedené přímo na digitální signály. Fotoaparát se stal periferií počítače. A astronomie se neohlédla zpět.
Spektrografy
Všechno to začalo hranolem. Newton viděl, jak se duha rozpadá na barvy, a přemýšlel o příčině tohoto jevu, ale skutečný průlom přišel později. V roce 1814 zmapoval Joseph von Fraunhofer tmavé čáry ve slunečním spektru. Tak se zrodila spektroskopie. Bez něj si moderní astronomii nelze představit.
Princip činnosti zařízení je jednoduchý. Štěrbina umožňuje průchod světla. Kolimátor dělá paprsky rovnoběžné. Hranol nebo difrakční mřížka rozptyluje světlo. Objektiv jej zaostří na detektor. Tento spektrograf je tahounem moderního pozorování. Říká nám, z čeho jsou hvězdy vyrobeny. Ukazuje, jak rychle se pohybují. Odhaluje, co je mezi námi a nimi.
Když vidíte jasnou čáru, znamená to, že plyn září na určité vlnové délce. Každý prvek má svůj jedinečný podpis. Tmavé linie vyprávějí jiný příběh. Chladnější plyn před zdrojem absorboval tyto specifické barvy. Poloha těchto čar je stejně důležitá jako jejich přítomnost.
“Když se zdroj světla přiblíží, čáry se posunou k modré straně spektra… když se vzdaluje, posunou se k červené.”
Christian Doppler si všiml tohoto posunu v roce 1842. Pokud se hvězda pohybuje směrem k Zemi, její světelné vlny jsou stlačeny. Čáry se posunou do modré oblasti. Pokud se vzdálí, vlny se roztáhnou. Čáry se posunou do červené oblasti. Tento Dopplerův jev umožňuje astronomům měřit kosmické rychlosti. Nejde jen o chemické složení. Jde o pohyb. Ohledně Země. Ohledně galaxie.
Štěrbina se nachází v ohniskové rovině dalekohledu. Spektrum je odesláno do detektoru. První astronomové používali fotografické desky. Nyní jsou minulostí. Nahradily je elektronické detektory. Nejprve přišly fotonásobiče. Pak přišly CCD matrice.
Éra fotonásobiče
Před příchodem digitálních senzorů existovala fotobuňka. Astronomové jej upravili na fotonásobič (PMU). Má větší citlivost. Malý otvor bude blokovat světlo z oblohy. Čočka zaostřuje obraz na fotokatodu.
Světlo dopadá na katodu. Elektrony se uvolňují. Tyto elektrony narazí na řadu desek. Každá deska násobí signál. Získáte milionkrát zesílení. Výstupem je elektrický proud.
Lineární vztah je klíčový. Na fotografické desce se jas nepřekládá přímo do hustoty. Slabé hvězdy jsou ztraceny. Jasné hvězdy způsobují saturaci. Fotonásobič reaguje úměrně intenzitě světla. Můžete přesně měřit široký rozsah jasu.
Ale je tu nuance. Fotonásobič „se dívá“ pouze na jeden bod. Pouze pro jednoho. Musíte skenovat objekt pixel po pixelu. Je to pomalé. Ale pro jednotlivé hvězdy nebo malé planetární disky to fungovalo. Signál byl odeslán do záznamníku. Bylo vytvořeno trvalé záznamové médium.
Vznik matice CCD
technologie CCD vše změnila. Používá silikon. Fotony zasáhly čip. Vytvářejí elektronický náboj. Mikroobvody pohybují tímto nábojem. Obrázek je naskenován rychle.
Uspořádáte-li pixely do jedné řady, získáte lineární pole. Řádky a sloupce tvoří dvourozměrné pole. Hubbleův vesmírný dalekohled používá mozaiku čtyř CCD 800 x 800 pixelů. Jedná se o detektor s rozlišením 1600 × 1600 pixelů.
Citlivost je místo, kde CCD vítězí. Je 100x citlivější než film. Můžete rychle skenovat planety, mlhoviny a kupy. Data jsou zaznamenána okamžitě. Detektor si také můžete přizpůsobit. Některé CCD fungují lépe v modrém světle. Ostatní jsou v červené barvě. Vlastnosti materiálu si volíte podle svého účelu.
Většina velkých observatoří dnes používá CCD. Někdy můžete najít zařízení pro vstřikování náboje (CID). Fungují podobným způsobem. Mechanismus přenosu náboje je mírně odlišný. Pro praktickou astronomii jsou zaměnitelné. Ale dominuje CCD.
Proč je tento posun důležitý
Z chemie jsme přešli k fyzice. Od statických obrázků po dynamická data. Spektrograf neukazuje jen světlo. Kóduje informace. Sloučenina. Rychlost. Teplota. Vzdálenost.
Detektor je jen oko. Spektrograf je mozek. Bez vysoce citlivých senzorů je spektrograf slepý. Nemůžete analyzovat matné galaxie pomocí filmu. Chcete lineární odezvu fotonásobiče nebo obrovskou citlivost CCD.
Fraunhoferovy linky tam stále jsou. Dopplerovy posuny jsou stále použitelné. Nyní je ale zachytíme v reálném čase. Zpracováváme je digitálně. Vesmír mapujeme nejen podle toho, kde se nachází, ale také podle toho, z čeho se skládá a jak se pohybuje.
Technologie se stále zlepšují. Menší pixely. Vyšší kvantová účinnost. Méně hluku. Ale základní princip zůstává stejný. Světlo nese poselství. Jen jsme se to naučili lépe číst.
Jak počítače automatizovaly oblohu
Zapomeňte na představu astronoma shrbeného nad objektivem, který ručně nastavuje knoflíky. To je dávná historie. Dalekohled je stále králem, ale má nového, výkonnějšího partnera: počítač. Tento digitální posun nejen zvýšil efektivitu; zásadně přepsal způsob, jakým se díváme na hvězdy.
Sběr dat z pozorování je nyní téměř zcela automatizovaný. Astronomova práce byla zredukována na jeden kritický krok: identifikace cíle. Jakmile jsou souřadnice pevné, stroj začne pracovat.
Většinu práce odvedou snímače přesně namontované na ose dalekohledu. Jsou synchronizovány s vysoce přesnými quartzovými nebo atomovými hodinami. Počítač přijímá tyto časovací signály a aktivuje senzory v požadované milisekundě. Je to tanec načasování a přesnosti, který lidské ruce nemohou replikovat se stejnou důsledností.
Tato automatizace je důležitá ze dvou důvodů. Za prvé, maximalizuje provozní dobu dalekohledu. Při sledování prchavé události se počítá každá sekunda. Za druhé, a co je důležitější, umožňuje vám dosáhnout hloubky. Shromážděná data jsou bohatší, podrobnější a mnohem složitější, než která by mohla být zpracována ručně.
Vezměte si jako příklad objem informací.
Analýza dat, která by u mechanických kalkulátorů zabrala celý život nebo déle, lze nyní pomocí vysoce výkonného počítače dokončit během hodin nebo dokonce minut.
Jde o výpočetní výkon, který promění týdny práce v minuty práce na počítači.
Datové úložiště drží krok s touto explozí informací. Astronomové se topí v datech a potřebují místo, kam je uložit. Technologie optických disků byla zachráncem. CD-ROM a DVD-ROM umožnily ukládání a vyhledávání rozsáhlých archivů teleskopických dat. Nemůžete analyzovat to, k čemu nemáte přístup, a díky těmto formátům jsou tato data hmatatelná, dostupná a sdílená mezi institucemi.
Proč jsme nechali zemskou atmosféru za sebou
Existuje limit toho, co mohou pozemní dalekohledy vidět. Atmosféra Země je jistě bezpečnostní přikrývka, ale je to také zeď.
Určité typy elektromagnetického záření – jako je ultrafialové, rentgenové záření a některé infračervené vlny – jsou z velké části blokovány tímto plynným obalem. Pokud chcete studovat vesmír v těchto vlnových délkách, nemůžete zůstat na zemi. Musíte se nad to povznést.
Hledání těchto skrytých dat pohánělo rané vesmírné závody. Nebylo to jen o vlajkách a stopách na Měsíci; šlo o to vidět to, co bylo dříve neviditelné.
Koncem čtyřicátých let byl tento přístup primitivní. Jednostupňové sondážní rakety byly vypuštěny do výšek 160 kilometrů (100 mil) nebo vyšších. Probili si cestu nižší atmosférou, provedli pár měření a spadli zpět. Byl to krátký výlet, ale nutné vyzkoušet možnosti.
Do roku 1957 se úroveň složitosti výrazně zvýšila. Mezinárodní geofyzikální rok byl zlomový. Vícestupňové Rakatas začaly vypouštět umělé družice vybavené řadou vědeckých přístrojů. Nebyly to jen sondy; byly to orbitální laboratoře.
Konkurence mezi Sovětským svazem a Spojenými státy tyto snahy zesílila. Vesmírný závod nebyl jen politickou demonstrací; byly to vědecké závody ve zbrojení. Cíl se rozšířil z jednoduchých sondážních raket na robotické sondy určené k průzkumu Měsíce.
Hlavním zaměřením se stal průzkum Měsíce. Sovětský svaz a Spojené státy spustily řadu robotických misí s cílem zmapovat povrch, analyzovat půdu a porozumět životnímu prostředí. Byla to špinavá, drahá a nebezpečná práce.
Pak přišel 20. červenec 1969. Mise Apollo 11 přistála lidi na povrchu Měsíce. Bylo to vyvrcholení desetiletí technologického vývoje. To dokázalo, že se můžeme nejen dostat do jiného světa, ale také na něm fungovat.
Činnost pokračovala až do poloviny 70. let, kdy četné americké a sovětské kosmické lodě podrobněji studovaly měsíční prostředí. Pak ale nastalo ticho. Zájem opadl. Financování vyschlo. Měsíc se na čas stal jen poznámkou pod čarou v historii vesmíru.
To se změnilo na počátku 21. století. Lunární ticho bylo znovu přerušeno.
Spojené státy, Čína, Japonsko a Indie vypustily robotické sondy zpět na Měsíc. Zájem nebyl pouze tentokrát být první. Šlo o neustálou přítomnost. Šlo o použití nových senzorů, lepších počítačů a hlubšího pochopení dat, která jsme nemohli získat pouze ze Země.
Atmosféra tam stále je a na určitých frekvencích nám brání ve výhledu.
Robotická hranice
Začátkem 60. let se vesmírný závod vyvinul v něco mnohem složitějšího, než je pouhé vysazování vlajek. Spojené státy a Sovětský svaz aktivně vypustily robotické meziplanetární sondy, aby odhalily záhady sluneční soustavy. Nebyly to jen kamery plující v prázdnotě. Byly vybaveny televizními kamerami, detektory částic a řadou dalších zařízení. Údaje, které poskytli, byly působivé. Detailní záběry vše změnily.
Některé mise vyčnívají z davu. Lety americké kosmické lodi MESSENGER kolem Merkuru v letech 2008 až 2015. Sovětské sondy Venus, fungující v letech 1967 až 1983. Přistání Mars Exploration Rover na Marsu v letech 2004 až 2018. A pak tu byl Voyager 2. Proletěl kolem Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu19991 mezi 19891.
Srpen 1989 byl zlomový. Když Voyager 2 proletěl kolem Neptunu a jeho měsíců, všechny známé velké planety ve Sluneční soustavě byly prozkoumány kosmickou lodí. Představy o vnějších planetách se přes noc změnily. Dlouhotrvající teorie se zhroutily.
Sonda objevila něco, co ze Země nebylo vidět. Neptun má šest dalších měsíců. Několik kroužků. To vše bylo pro pozemní dalekohledy nedostupné. To změnilo naši definici vnější sluneční soustavy. Nebyl to jen prázdný prostor s několika velkými kameny. Byl to složitý, dynamický systém.
Za planetami
Tyto speciálně vybavené kosmické lodě dokázaly více než jen mapovat planety. Zkoumali i další nebeské jevy. Orbiting Solar Observatories a mise Solar Maximum byly americké satelity na oběžné dráze Země. Měli ultrafialové detektorové systémy. Poskytly možnost zblízka studovat sluneční aktivitu.
Pak tu byla sonda Giotto. Vytvořila ji Evropská kosmická agentura. Proletěla kolem Halleyovy komety během svého průletu v roce 1986. Astronomové získali podrobné fotografie jádra komety. Viděli jsme, jak komety skutečně vypadají. Ne jako nadýchané ledové koule, ale jako drsné, tmavé předměty.
Robotický věk nám dal oči tam, kam jsme nemohli. Dala nám data tam, kde jsme nemohli být. Otázky se nezastavily v roce 1989. Jen bylo obtížnější na ně odpovědět.
