Historia Teleskopu Kosmicznego Hubble’a. Część 4

Budowanie teleskopu

Już od lat 60-tych LST był projektowany, a jego plany były dopracowywane, kiedy naukowcy walczyli z administracją o budżet na początku lat 70-tych. 

Kiedy tylko projekt teleskopu kosmicznego oficjalnie ruszył, powołane komitety i grupy robocze w latach 60-tych od razu zaczęły zastanawiać się, jakie instrumenty naukowe zainstalować na teleskopie. Największym problemem już na starcie było wybranie głównego detektora – czyli instrumentu, który wykonywałby główne zdjęcia. 

Pierwsze zdjęcie obiektu astronomicznego wykonał Louis Daguerre w 1839 roku i było to zdjęcie Księżyca. W 1859 roku wykonano pierwszą fotografię gwiazdy – Vega sfotografowana została przez obserwatorium w Harwardzie. Ale wczesna fotografia w astronomii nie była zachwycająca. Brak odpowiedniej technologii sprawiał, że zdjęcia były rozmyte, a krótkie naświetlenia sprawiały, że wcale nie dało się zobaczyć aż tylu gwiazd na niebie. Kolejne lata przynosiły postępy w fotografii chemicznej, ale dopiero lata 70-te i 80-te przyniosły rewolucję, która pomogła zrealizować ideę teleskopu kosmicznego.44

Główna kamera

W przeszłości, przed latami 70-tymi XX wieku, naukowcy musieli korzystać z normalnych klisz fotograficznych do wykonywania fotografii nieba przez teleskopy. Ale już w 1974 roku James Westphal, kierując zespołem naukowców z Caltech45 i JPL46, zbudował pierwszy Widikon SIT – po zamontowaniu go na teleskopie Hale’a w Palomar, w ciągu jednej sekundy naświetlania udało się sfotografować obiekty słabsze, niż kiedykolwiek udało się naświetlić na kliszy filmu fotograficznego. Widikony, czyli pewien rodzaj kamer wideo, były obecne już od lat 50-tych, ale dopiero Westphal zaczął rozwijać tę technikę na potrzeby teleskopów, choć wcześniej Widikon znalazł się na wielu sondach badawczych lat 60-tych i 70-tych. 

Ponieważ Widikony były powszechne w użyciu i ich sygnał wideo był bez problemu transmitowany falami radiowymi z powrotem na Ziemię, Nancy Roman, kiedy jeszcze pracowała jako główny astronom w NASA, przyznała Lymanowi Spitzerowi budżet na prace nad Widikonem SEC, który opracowano na potrzeby wojska. Na bazie tej kamery, Spitzer miał zbudować główny detektor dla teleskopu kosmicznego. Niestety, wojskowy Widikon SEC miał swoje ograniczenia, na przykład źle wyłapywał światło z czerwonej części spektrum. Nie mógł też wykonywać długich naświetleń, a jego rozdzielczość była wciąż za mała jak na oczekiwania środowisk naukowych. A do tego zbudowanie tub dla Widikonu było bardzo problematyczne, z wieloma niedziałającymi odrzutami.47

Zmiana czekała już jednak na horyzoncie. W 1970 roku laboratoria Bell opracowały zupełnie nową technologię, którą JPL szybko zaadaptowała na potrzeby NASA, montując ją w sondzie na Galileo, która miała lecieć na Jowisza. Tą technologią nie był już system video, ale system całkowicie elektroniczny – matryca CCD. Dokładnie ta sama matryca, którą odnajdujemy dziś w aparatach telefonów komórkowych, a powstała w 1970 roku. JPL szybko zainteresowało się nową technologią, która była mniejsza i lżejsza od Widikonów, a jednocześnie miała zdolność do obserwacji czerwonego zakresu spektrum – wszystko, czego JPL potrzebowało dla swoich sond badawczych. Ale, żeby nie było zbyt łatwo, CCD cechowało się wciąż zbyt małą rozdzielczością, a to znaczyło, że efektem są małe zdjęcia i w dodatku CCD wymagało sporego chłodzenia rzędu -73 stopni Celsjusza by poprawnie działać i być w stanie dostrzec naprawdę małe i słabe obiekty. I, o ile Widikon miał problemy z czerwonym końcem spektrum, CCD miało problemy z całym zakresem ultrafioletu. Tymczasem wiele rzeczy takich jak gazy czy pewne pierwiastki, można dostrzec tylko w ultrafiolecie. 

Mimo tych utrudnień, ludzie stojący za LST szybko zaczęli myśleć nad zastosowaniem kamery CCD w teleskopie. Jednym z powodów był szybki rozwój tej technologii pomiędzy 1970 a 1974 rokiem, podczas gdy Widikon nie rozwijał się praktycznie w ogóle. Później Widikona nazwano martwym punktem technologii – jego rozwój dotarł do maksymalnego punktu i nie dało się już nic zrobić. Tymczasem rozwój technologii CCD pędził do przodu. Już w 1974 roku rozdzielczość CCD sięgnęła z 40 do 400 pikseli (400×400), a nowe rozwiązania pozwoliły pracować matrycom w wyższych temperaturach.

W październiku 1976 roku odbyło się kolejne spotkanie grupy roboczej pod przewodnictwem Nancy Roman. Widikon SEC stał się tam praktycznie celem ataku – właśnie z powodu braku postępów w rozwoju technologii. Jednocześnie przedstawiono wtedy potencjał matryc CCD dla teleskopu kosmicznego. Praktycznie cały zespół naukowców zdecydował, że kwestia głównego detektora zostanie wystawiona do konkursu – Widikon Spitzera musiał się zmierzyć z nową konkurencją. Wcześniej wszyscy byli przekonani, że Widikon będzie głównym detektorem LST – jednak decyzja ta została podjęta prawie 10 lat wcześniej i w ciągu tego czasu technologia zupełnie się zmieniła. Nikt, ani Roman, ani O’Dell, ani Bahcall, nie mogli już wspierać Spitzera w jego projekcie Widikonu SEC. 

Na spotkaniu październikowym obecny był również James Westphal, ten sam, który opracował Widikon SIT. Wkrótce miał stać się ważnym członkiem projektu LST. Jakiś czas po październikowym spotkaniu NASA opublikowała RFP, szukając wykonawców do przetargu dla nowej głównej kamery teleskopu kosmicznego. Westphala w jego biurze w Caltech odwiedził astronom James Gunn, który powiedział krótko: „zbudujemy dla LST kamerę szerokiego pola.”48 Gunn przekonał Westphala argumentując, że teleskop kosmiczny jest niezbędny dla rozwoju astronomii, przytaczając wszelkie klasyczne argumenty: o poradzeniu sobie z problemem falującej atmosfery, o większej widzialności spektrum ultrafioletowego, o większym zasięgu. 

Westphal był oporny, ale w końcu się zgodził. I choć był odpowiedzialny za Widikon SIT zamontowany w teleskopie Hale’a, jego nowa kamera dla LST miała oprzeć się o technologię CCD, z którą Westphal miał już doświadczenie.

Westphal nie tracił czasu. Naukowcy, a konkretniej Robert O’Dell, chcieli detektora o rozdzielczości minimum 2000 na 2000 pikseli, podczas gdy największą rozdzielczość w tamtych czasach miał detektor opracowany przez zespół Westphal’a w JPL, mając 400 na 400 pikseli. Za sugestią O’Della Westphal łatwo rozwiązał ten problem – połączył cztery detektory razem, zamiast próbować budować jeden duży CCD. Problem ultrafioletu również został rozwiązany. Westphal zbudował filtr pokryty koronenem, związkiem fluorescencyjnym, który reagował na światło ultrafioletowe, co detektor CCD mógł bez problemu wykryć. 

Westphal zbudował swoją kamerę, którą nazwał Wide Field/Planetary Camera, czyli kamera szerokiego pola/kamera planetarna, w skrócie WF/PC. We wrześniu 1977 roku dokonano ostatecznego wyboru – głównym detektorem LST miała zostać właśnie WF/PC, a nie Widikon Spitzera. 

Centrum dowodzenia

Teleskop kosmiczny, będąc już na orbicie, musiał być w jakiś sposób kontrolowany od strony technicznej – ktoś musiał nim więc zarządzać. Kiedy tylko pierwsze komitety i grupy robocze zaczęły pracę nad budową LST, środowisko naukowe od razu poruszyło temat naziemnego centrum kontroli. I praktycznie całe środowisko naukowe jednogłośnie stwierdziło, że pod żadnym pozorem kontrola nad LST nie może przypaść Centrum Goddarda. 

Centrum Goddarda nie miało dobrej reputacji wśród naukowców w latach 60-tych i 70-tych. Działo się tak z dwóch powodów. Po pierwsze, Goddard zatrudniał „średniaków” – naukowców, którzy często nawet nie posiadali doktoratów. Po drugie zaś, Goddard bardzo lubił się rządzić w kontaktach ze środowiskiem zewnętrznym, przez co naukowcy z zewnątrz niechętnie współpracowali z tą instytucją. Dlatego Robert O’Dell, sam niechętny do Centrum Goddarda, intensywnie promował ideę stworzenia niezależnego „instytutu”, który miałby zająć się kontrolą nad teleskopem kosmicznym, gdy ten znalazłby się już na orbicie. NASA przychylna była Centrum Goddarda, które i tak było pod kontrolą agencji. NASA nie chciała przekazać kontroli na zewnątrz, czego znowu chciało środowisko naukowe i większość osób, które już w latach 70-tych pracowały nad budową teleskopu kosmicznego. 

Zażarte dyskusje trwały latami, aż do 1976 roku. Wtedy to komisja Narodowej Akademii Nauk pod przewodnictwem Donalda Horniga przekonała NASA, by kontrolę nad LST miał niezależny, zewnętrzny instytut naukowy. NASA rozpisała więc kolejny konkurs – tradycją stało się, że tego typu instytuty były kontrolowane przez konsorcja co najmniej kilku Uniwersytetów. Tego typu konsorcja – stowarzyszenia kilku lub kilkunastu instytucji akademickich z całego kraju, już w latach 50-tych zaczęły się formować celem kontrolowania dużych projektów, takich jak zespół radioteleskopów z Nowego Meksyku, czy choćby przechowywanie i badanie skał księżycowych, przywiezionych przez misje Apollo. W latach wcześniejszych natomiast, zwłaszcza w pierwszej połowie XX wieku, większość teleskopów była prywatna, lub należała do jednej instytucji, która całkowicie zamykała dostęp do swojego sprzętu naukowcom z zewnątrz.

Kiedy więc pod koniec lat 70-tych zaczęto rozpisywać ideę niezależnego instytutu dla teleskopu kosmicznego, naukowcom nie tylko zależało na kontroli akademickiej, ale przede wszystkim na otwartym dostępie. Środowiska naukowe chciały, by z LST mógł skorzystać każdy naukowiec z całego świata, bez względu na powiązania z Uniwersytetami czy instytucjami naukowymi. 

Kiedy więc NASA ogłosiła przetarg, przystąpiły do niego stabilne już wtedy konsorcja akademickie: AUI, AURA, USRA i URA. Konsorcja te zrzeszały różne Uniwersytety i Politechniki z całej Ameryki. Ostatecznym celem było zbudowanie fizycznego instytutu na terenie kampusów jednej z zrzeszonych instytucji. Lyman Spitzer, po utracie kontraktu na główną kamerę, pracując na Uniwersytecie w Princeton, również nie próżnował, kontaktując się z różnymi konsorcjami, by instytut teleskopu kosmicznego umieścić właśnie w Princeton, gdzie Spitzer mógłby pozostać częścią całego projektu. 

W 1980 NASA zaczęła analizować zgłoszenia od różnych konsorcjów, aż w końcu wybrała dwóch finalistów – oferty AUI oraz AURA. W ramach tych ofert, wszystkie konsorcja opracowały konkretne plany, określając wszystkie elementy instytutu, od jego powierzchni przez liczbę pracowników po podwykonawców i dostawców oprogramowania. Z tych ofert ostatecznie NASA wybrała dobrze przygotowaną propozycję AURA, co było bólem dla Spitzera, związanego z AUI. AURA zaproponowała mały, tańszy, ale też bardziej uniwersalny i nowocześniejszy instytut. W ten sposób, w 1980 roku NASA podjęła ostateczną decyzję: na Uniwersytecie Johns Hopkins, promowanym przez AURA, miał powstać Instytut Naukowy Teleskopu Kosmicznego z siedzibą w Baltimore. Instytut ten znajduje się tam do dziś.

Instytut w Baltimore miał zająć się kontrolą LST jako instrumentu naukowego, tymczasem operacje LST jako satelity miał przejąć Goddard. Ten podział funkcjonuje do dziś, gdzie Goddard kontroluje teleskop kosmiczny jako pojazd orbitalny, a Instytut z Baltimore zarządza wszystkimi danymi i projektami naukowymi.

W 1981 roku na pierwszego dyrektora nowego instytutu mianowano Riccardo Giacconiego. Lata później Giacconi wspominał, że był przeciwnikiem finansowania LST,49 ale zostając szefem naukowym projektu, mógł przynajmniej uczestniczyć w tym historycznym projekcie mimo wcześniejszej niechęci.50

Zarządzanie teleskopem kosmicznym

Struktura zarządzania teleskopem kosmicznym nie zmieniła się od ponad 30 lat. Warto więc dowiedzieć się, jak to wszystko wyglądało i jak wygląda po dziś dzień.

Ośrodek w Baltimore

Piękne zdjęcia kosmosu wykonane przez Hubble’a znane są na całym świecie. Nowe zdjęcia zaś pojawiają się dość regularnie – jak jednak wygląda proces wykonania takiego zdjęcia? Praca teleskopu Hubble’a koordynowana jest przez ludzi z dwóch instytucji. Pierwszą z nich jest Instytut Naukowy Teleskopu Kosmicznego (STScl) w Baltimore. Instytut ten odpowiada za operacje naukowe teleskopu jako międzynarodowego instrumentu obserwacyjnego. Znajduje się on w kampusie Johns Hopkins Homewood i zarządzany jest przez organizację AURA – Stowarzyszenie Uniwersytetów na Rzecz Badań Astronomicznych. Dziś to już międzynarodowe stowarzyszenie, które koordynuje pracę obserwatoriów astronomicznych na całym świecie. AURA zarządza instytutem w Baltimore w imieniu NASA. Aktualnie w instytucie STScl pracuje około 500 osób, z których przynajmniej część do naukowcy, a 15 z nich to przedstawiciele Europejskiej Agencji Kosmicznej. Celem instytutu jest wybieranie celów dla Hubble’a do obserwacji, a także wykonywanie tych obserwacji, oraz monitorowanie osprzętu naukowego w HST, by móc sprawnie prowadzić badania naukowe. 

Wkład europejski

Od 1984 do 2010 roku, Europejska Agencja Kosmiczna posiadała swój własny ośrodek koordynacji pracy Hubble’a, który koordynował korzystanie z Hubble’a przez europejskich badaczy, a także utrzymywał spore archiwum danych. 

Europejski ośrodek Hubble’a, znany jako ST-ECF (Space Telescope European Coordinating Facility), zamknięty został w grudniu 2010 roku po 26 latach działalności. Powodem zamknięcia była konsolidacja ESA – agencja europejska dokonywała wewnętrznej przebudowy swoich instytucji zarządczych, a elementem tego było właśnie zamknięcie ST-ECF. Część działalności wcześniejszych instytucji przeniesiono do centrum ESAC (European Space Astronomy Centre) w Hiszpanii. 

ST-ECF utworzono w 1984 roku jako ważny element międzynarodowej współpracy pomiędzy NASA i ESA. Z pomocą europejskiego ośrodka teleskopu Hubble’a, ESA chciało ułatwić dostęp do instrumentu naukowcom i instytucjom europejskim w czasach, kiedy Internet jeszcze nie istniał. Ale powołanie tego ośrodka do życia sprawiło, że stał się on dodatkowo miejscem inkubacji wielu ciekawych idei i rozwiązań, z których warto wymienić choćby oprogramowanie, czy systemy przechowywania danych, które zostały przez NASA wykorzystane w obsłudze teleskopu kosmicznego. A doświadczenia zebrane przy HST zostały też przełożone na późniejszy Bardzo Duży Teleskop.51

Ośrodek ST-ECF pomógł rozwinąć techniki obróbki zdjęć, zanim Hubble został naprawiony w czasie pierwszej misji serwisowej. Ośrodek europejski był też pionierem w komunikacji internetowej, tworząc sieć komputerów, dzięki którym można było przesyłać dane między ośrodkami ESA a NASA. ST-ECF stworzył też jedną z pierwszych europejskich stron internetowych w historii już w 1993 roku. 

Zamknięcie ośrodka europejskiego nie sprawiło, że ESA zakończyła swój etap Hubble’a – zespół naukowców europejskich z ESA wciąż pracuje w Instytucie Naukowym Teleskopu Kosmicznego w Baltimore, a koordynacją zajmuje się również ośrodek ESA w Hiszpanii. Z pewnością era rozwiniętego Internetu przyczyniła się do zamknięcia ośrodka europejskiego – dostęp do danych z HST jest dziś znacznie łatwiejszy dzięki globalnej sieci.

Centrum Goddarda

Drugą instytucją koordynującą pracę HST jest Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda (GSFC) w Greenbelt – ta instytucja zajmuje się Hubblem nie jako instrumentem naukowym, ale jako satelitą. Jest to bardziej techniczna część projektu.

Kiedy teleskop Hubble’a działa, otwiera główną przesłonę, przez co światło (jako pełne spektrum elektromagnetyczne) pada na zwierciadło główne. Odbijane jest na zwierciadło wtórne, po czym kierowane jest do detektorów, czyli zestawu kamer i spektrografów, które niejako tłumaczą zebrane informacje elektromagnetyczne na dane rozumiane przez komputer. Te informacje komputerowe zarejestrowane przez instrumenty teleskopu przesyłane są następnie z HST do orbitujących satelitów TDRSS – są to satelity śledzące i przekazujące dane na Ziemię. Na Ziemi dane odbierane są przez naziemne odbiorniki systemu TDRSS, a potem przesyłane są do Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda, należącego do NASA. Z tego centrum, dane są przesyłane ostatecznie do Instytutu Naukowego Teleskopu Kosmicznego w Baltimore, gdzie dane są ponownie “tłumaczone” na obrazy i konkretne informacje. Następnie, wszystko to jest analizowane i zapisywane w archiwum. Naukowy, którzy chcą skorzystać z zebranych w czasie obserwacji danych, mogą zrobić to albo w siedzibie Instytutu, albo z innych punktów na świecie, korzystając ze zdalnego dostępu do danych.

Sam teleskop Hubble’a działa praktycznie nieprzerwanie przez całą dobę – ale nie każdy obiekt kosmiczny jest w stanie obserwować w dowolnym momencie. Obiekty, które w danym momencie znajdują się zbyt blisko Słońca, nie są obserwowane, bowiem Słońce jest po prostu zbyt jasne – w takich sytuacjach trzeba poczekać,aż Ziemia wykona swoją część orbity, a docelowe obiekty odsuną się od blasku słonecznego. Co więcej, HST krąży po orbicie i nie zawsze można się z nim skomunikować – czasem teleskop znajduje się poza zasięgiem i wszelkie planowane obserwacje trzeba wprowadzić do komputera odpowiednio wcześniej. HST jest programowany, by w konkretnym momencie wykonał konkretną obserwację danego obiektu kosmicznego. Dane są więc programowane i przesyłane do teleskopu, który w odpowiednim momencie wykonuje powierzone mu zadanie. 

Teleskop działa praktycznie nieprzerwanie od 1990 roku, nie licząc misji serwisowych i poprzedzających je awarii. Na swoją 25 rocznicę Hubble zgromadził ponad 100 terabajtów danych, a ilość ta każdego miesiąca zwiększa się o kolejne 800 gigabajtów. Dane są zapisywane na dyskach twardych na Ziemi, po czym każdy chętny naukowiec może uzyskać do nich dostęp. Danych jest tak dużo, że wyniki analiz mogą pojawić się dopiero po wielu latach od wykonania danej obserwacji.

Obserwacje nie są też prowadzone na okrągło – HST ma swój własny grafik. W czasie 97 minut wykonywanej przez siebie orbity wokół Ziemi musi dokonać obserwacji, ale też wykonać manewry, które pozwolą mu uniknąć przesłonięcia przez Słońce lub Księżyc, czy po prostu odwrócić się w kierunku wybranego obiektu, który ma później obserwować. Dodatkowo, HST przeznacza część swojego czasu orbitalnego na przesył danych na Ziemię i odbieranie danych z Ziemi, przełączanie anten i systemów komunikacyjnych. I wszystko to odbywa się, będąc koordynowanym przez centrum kontroli misji HST w Centrum Goddarda. Dane koordynujące pracę HST aktualizowane są kilka razy w ciągu doby.

Obserwując kosmos, Hubble często korzysta z dwóch instrumentów na raz, by nie marnować cennego czasu. Dodatkowo, kiedy jakiś spektrograf52 Hubble’a wykonuje obserwację kosmicznego obiektu, w tym samym czasie kosmos obserwują czujniki FGS. Są to czujniki sterujące, a ich zadaniem jest obserwowanie konkretnych gwiazd w polu widzenia Hubble’a. Czujniki FGS analizują pozycję kilku wybranych gwiazd i przesyłają dane do żyroskopów i kół reakcyjnych, dzięki czemu HST jest w stanie dokładnie utrzymać swój “cel” obserwacji przed sobą – to dzięki precyzyjnym czujnikom pozycji i celu, HST jest w stanie wykonywać zdjęcia wysokiej jakości. Centrum kontroli HST posiada bazę obiektów – gwiazd, zgromadzonych w HGSC, Hubble Guide Star Catalogue. Katalog tych gwiazd “sterujących” zawiera około 15 milionów obiektów gwiezdnych. Gwiazdy te służą celowaniu teleskopu, dzięki czemu bez względu na to, jaki region nieba jest obserwowany, HST cały czas pozostaje niezwykle precyzyjnym teleskopem. 

Wiele obserwacji wykonywanych jest bez bezpośredniej kontroli naziemnej – zadanie jest zaprogramowane i wykonywane przez komputery, a dane są przesyłane na Ziemię i zapisywane w komputerach. Jeśli jednak zajdzie chęć lub potrzeba obserwacji “na bieżąco”, zarówno w Instytucie w Baltimore jak i w Centrum Goddarda istnieją konsole, przy których można na bieżąco obserwować spływające z HST dane. Sterowanie HST “na żywo” nie jest możliwe, ale obserwacja przesyłanych danych już tak. 

***

Powracając jednak do lat 70-tych, kiedy NASA rozpisywało przetarg na siedzibę teleskopu kosmicznego, sam instrument był już budowany. W Centrum Goddarda pracowano nad instrumentami naukowymi, a w Wilton, w stanie Connecticut, jeden z podwykonawców wykonywał główny szkielet teleskopu oraz jego zwierciadła. Po umieszczeniu na orbicie, teleskop Hubble’a został nazwany “bublem za miliard dolarów”. To właśnie w firmie Perkin-Elmer miały miejsce wydarzenia, które o mały włos nie uśmierciły projektu teleskopu kosmicznego na dobre.

Przypisy

44 Dickinson, s. 108.

45 California Institute of Technology.

46 Jet Propulsion Laboratory.

47 Zimmerman, s. 81.

48 W literaturze polskiej kamera szerokiego pola często jest też nazywana kamerą szerokokątną.

49 Giacconi specjalizował się w latach 60-tych w badaniu spektrum promieniowania Roentgena. Pierwotną niechęć do LST wykształcił zapewne z powodu Nancy Roman, która odmówiła mu funduszy na badania promieni X, podczas gdy LST był w pełni finansowany przez NASA. W latach późniejszych jednak stał się obrońcą i zwolennikiem teleskopu kosmicznego.

50 Zimmerman, s. 96.

51 Bardzo Duży Teleskop, z angielskiego Very Large Telescope (VLT), to zestaw czterech teleskopów należących do ESA, znajdujących się na pustyni Atacama w północnej części Chile. Każde z luster VLT ma 8,2 metra średnicy. Teleskopy zazwyczaj operują niezależnie od siebie, ale jeśli zajdzie potrzeba, mogą współpracować, obserwując ten sam obiekt, w efekcie dając dużą rozdzielczość obserwacyjną. VLT oddano do użytku w latach 1998-2000.

52 Spektrograf jest urządzeniem, które zbiera informacje na temat danego zakresu spektrum elektromagnetycznego. Tak jak nasze oko zbiera informacje na temat zakresu spektrum widzialnego, co sprawia, że po prostu widzimy to, co nas otacza, tak i spektrograf gromadzi informacje na temat spektrum, którego normalnie nie widzimy, przerabiając te informacje na obrazy i dane, które możemy zobaczyć i zanalizować na potrzeby nauki. Innymi słowy, spektrografy to “kamery”, dzięki którym możemy obserwować to, czego nie można zaobserwować zwykłym sprzętem optycznym, czy nawet ludzkim okiem. Uwaga: technicznie ujmując, spektrograf jest urządzeniem do rejestrowania widma, natomiast spektroskop jest urządzeniem do analizy widma. Współcześnie jednak, terminy te bardzo często używane są zamiennie, ponieważ każdy współczesny spektrometr rejestruje widmo.

Author: Wojciech Usarzewicz

Pisał dla Blomedia i Antyweb, komponuje muzykę, na co dzień pracuje w branży wydawniczej.