40. Dalekohledy
Jednoduché čočkové dalekohledy se začaly používat na počátku 17. století v Holandsku. První dochovaná zmínka se týká jednoduchého kukátka, které vyrobil Hans Lippershey v roce 1608. O pouhý rok později tento přístroj zdokonalil italský učenec Galileo Galilei a údajně ho jako první obrátil k noční obloze. Spatřil tak úžasný svět dosud skrytý lidskému zraku. Objevil několik kráterů na Měsíci, 4 měsíce Jupiteru, potvrdil existenci fází Venuše, sledoval Mléčnou dráhu a rozlišil v ní některé hvězdy a na Slunci objevil sluneční skvrny. Od těch dob jsou dalekohledy jednou z nejdůležitějších pomůcek astronomů. Dalekohledy nejenom, že „přibližují“ vzdálené objekty Vesmíru, ale především posbírají mnohem více světla než sítnice lidského oka. Umožňují nám proto spatřit objekty pro nás jinak neviditelné.
Za uplynulá 4 století doznaly dalekohledy mnohých změn. Dnešní největší přístroje světa využívají namísto čoček důmyslně poskládaná zrcadla a jejich průměr přesahuje 10 metrů. Staví ve velkých nadmořských výškách, kde je alespoň částečně omezen rušivý vliv naší atmosféry. Největší současný dalekohled je Velký kanárský dalekohled. Je postaven na Kanárských ostrovech a má průměr 10,3 metru. Druhým dalekohledem v pořadí je Keckovo dvojče. Jde o dva přístroje s průměrem 10 metrů, které jsou umístěny na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech v nadmořské výšce přes 4 kilometry.
Fungování těchto obřích kolosů by bylo nemyslitelné bez nových technologií, které korigují změny tvaru zrcadel a turbulence v atmosféře. Pomalé deformace hlavního zrcadla se vyrovnávají za pomoci tzv. aktivní optiky. Pod zrcadlem je soustava pístů, která neustále dorovnává zrcadlo do ideálního tvaru. Takto lze korigovat výrobní vady, tepelné deformace a zejména změny tvaru zrcadla způsobené gravitací a větrem. Poprvé byl systém aktivní optiky vyvinut a použit pro dalekohled NTT o průměru 3,6 metru, který patří Evropské jižní observatoři a je umístěn na hoře La Silla v Chille. Zprovozněn byl v roce 1989.
Druhou důležitou technologií otestovanou na tomto dalekohledu je adaptivní optika. Slouží ke korekci vysokofrekvenčních změn obrazu způsobených zejména turbulencí atmosféry. Dnešní systémy dokážou dělat až 1000 korekcí za sekundu. Korekce se provádí počítačem řízenými posuny a deformacemi pomocných zrcátek. K vyhodnocení aktuálního stavu atmosféry slouží referenční hvězda, která se musí nacházet v blízkosti pozorovaného objektu. Pouze v 1 % případů lze využít přirozenou hvězdu. Většinou se používá umělá hvězda, která se vytváří laserovým paprskem zaostřeným do výšky přibližně 90 km, kde zpětným rozptylem vzniká skvrna zářících sodíkových atomů. Umělá hvězda není nikdy tak kvalitním zdrojem informací o atmosféře jako skutečná hvězda. Především není bodová a vadí i to, že se nachází, na rozdíl od opravdových hvězd, jen několik desítek kilometrů nad zemí.
Samostatným fenoménem je vynikající Hubblův dalekohled umístěný od roku 1990 na oběžné dráze ve výšce přibližně 600 kilometrů. Po překonání prvních obtíží se stal na dlouhou dobu nejdokonalejším astronomickým okem hledícím do vesmíru. Přestože má jeho zrcadlo průměr jen 2,4 metru, dává mimořádně kvalitní a ostrý obraz. Je tomu tak hlavně proto, že zpracovávané světlo neprochází zemskou atmosférou. Po nástupu aktivní optiky u pozemských dalekohledů bylo jasné, že umísťovat další optické dalekohledy na oběžnou dráhu je příliš drahé. Své místo tam ale mají rentgenové, ultrafialové a infračervené přístroje. Elektromagnetické záření těchto vlnových délek buď atmosférou vůbec neprojde, nebo prochází jen částečně. Dokonce i dalekohled Jamese Webba, který se stane následovníkem Hubbleova dalekohledu, bude pracovat převážně v infračervené části spektra.