Nový teleskop má rychle mapovat rozsáhlé oblasti oblohy a hledat v nich statistické souvislosti. Hubble nadále nabídne schopnosti, které Roman nepřebírá, včetně pozorování v ultrafialové oblasti.
Roman je průzkumná observatoř NASA určená k mapování rozsáhlých oblastí oblohy ve viditelné a blízké infračervené oblasti spektra. Získaná data mají pomoci studovat temnou hmotu, temnou energii a planetární soustavy. Hlavním vědeckým přístrojem je Wide Field Instrument (WFI), širokoúhlý zobrazovací a spektroskopický systém.
Teleskop odstartoval 30. srpna 2026 na raketě Falcon Heavy. Po startu navázal spojení se Zemí, oddělil se od druhého stupně rakety a rozvinul solární panely. Nyní jej čeká cesta k oběžné dráze kolem libračního bodu L2 soustavy Slunce–Země. Během přibližně tříměsíčního uvádění do provozu proběhnou kalibrace, zkoušky i první pozorování; zveřejnění prvních snímků NASA očekává začátkem roku 2027.
První zveřejněné snímky teprve přijdou. Konstrukce ale už nyní vysvětluje, proč může být zorné pole tak široké. Primární zrcadla obou teleskopů mají průměr 2,4 m. Optická soustava teleskopu Roman však pracuje s kratší ohniskovou vzdáleností a třízrcadlovým uspořádáním; obraz snímá rozměrná mozaika detektorů.
Samotný průměr zrcadla zorné pole neurčuje
Zdánlivý rozpor mizí, jakmile oddělíme úhlové rozlišení od zorného pole. Průměr vstupního otvoru dalekohledu ovlivňuje množství zachyceného světla a spolu s vlnovou délkou také difrakční mez, tedy nejmenší úhlový detail, který může ideální optika rozlišit. Samotný průměr však neříká, jak velkou oblast oblohy přístroj při jedné expozici zaznamená.
Zorné pole, které přístroj skutečně zaznamená, určuje především efektivní ohnisková vzdálenost optické soustavy a fyzické rozměry aktivní detektorové mozaiky. U běžných fotoaparátů a kamer známe stejný princip z výměny objektivů: při stejné velikosti snímače poskytne kratší ohnisková vzdálenost širší úhel záběru, zatímco delší ohnisková vzdálenost zachytí užší výřez a stejný objekt promítne na větší plochu snímače. U kosmického dalekohledu se k tomu přidává požadavek, aby hvězdy a galaxie zůstaly dobře vykreslené nejen uprostřed, ale i na vzdálených okrajích mimořádně velkého pole.
Teleskop Roman má přibližně třetinovou ohniskovou vzdálenost oproti teleskopu Hubble. Optickou soustavu tvoří třízrcadlový anastigmat, který koriguje hlavní optické vady v podstatně širším zorném poli. Kratší ohnisková vzdálenost znamená, že na každý centimetr ohniskové roviny připadá větší úhel oblohy; třízrcadlová soustava je přitom navržena tak, aby zachovala požadovanou kvalitu zobrazení v celém poli.
V ohniskové rovině, tedy ploše, na kterou optika promítá obraz, je 18 infračervených detektorů H4RG-10 uspořádaných ve třech řadách po šesti. Rozměrná mozaika využívá široké korigované pole, pro které je optika navržena. Bez rozměrné detektorové mozaiky by velká část tohoto pole zůstala nezaznamenaná; ani pouhé použití většího snímače za optikou navrženou jen pro úzké pole by nezajistilo použitelnou kresbu až k okrajům.
V ohniskové rovině pracuje mozaika 18 detektorů
Každý z 18 detektorů má matici 4096 × 4096 pixelů, z nichž 4088 × 4088 tvoří aktivní světlocitlivou oblast. Dohromady tak vzniká 300 811 392 aktivních pixelů, tedy přibližně 300,8 Mpx. Samotné číslo zde ovšem neplní stejnou roli jako v reklamním srovnání dvou telefonů. Počet pixelů sám jemnost vzorkování neurčuje, ale umožňuje ji zachovat na mimořádně velké ploše pole.
Úhlové měřítko obrazu WFI činí přibližně 0,11 obloukové sekundy na pixel, tedy úhel připadající na jeden pixel. Samo o sobě neříká, jaký nejmenší detail dalekohled skutečně rozliší. Bodový zdroj se kvůli difrakci, vlastnostem optiky, stabilitě zaměření a odezvě detektoru nezobrazí jako matematický bod, ale jako obrazec s konečnou šířkou.
Při stejném průměru primárního zrcadla 2,4 m a stejné vlnové délce je difrakční mez obou teleskopů podobná. Z toho však nelze odvodit totožnou citlivost ani totožné rozlišení obou observatoří ve všech režimech. Roman a Hubble mají jiné povlaky zrcadel, optické cesty, detektory, spektrální rozsahy i vzorkování. Skutečná kvalita obrazu se navíc mění s použitým filtrem a vlnovou délkou.
Údaj 300 Mpx tedy sám o sobě neznamená jemnější úhlový detail na jednom astronomickém cíli a široké pole samo nezvyšuje citlivost na jediný slabý zdroj. WFI nabízí jemné úhlové vzorkování na mnohem větší ploše najednou. Z fotografického pohledu nejde o užší výřez jednoho cíle, ale o podstatně širší oblast oblohy zaznamenanou při jediné expozici.
Aktivní zorné pole WFI má přibližně 89krát větší plochu než ACS/WFC
Teleskop Hubble nemá jediné zorné pole; jeho velikost závisí na použitém přístroji. Srovnávacím základem je širokoúhlý kanál ACS/WFC přístroje Advanced Camera for Surveys. Jeho zorné pole měří 202 × 202 obloukových sekund, tedy přibližně 0,056 × 0,056°. Plocha takového čtverce je asi 0,00315 čtverečního stupně.
Aktivní zorné pole WFI činí 0,281 čtverečního stupně. Po vydělení obou hodnot vychází 89,25, takže WFI má přibližně 89násobnou aktivní plochu zorného pole oproti ACS/WFC.
Tento poměr neplatí pro každý přístroj na teleskopu Hubble. Ve srovnání s infračerveným kanálem WFC3/IR, jehož pole má 136 × 123 obloukových sekund, má aktivní zorné pole WFI přibližně 218násobnou plochu. Stále jde o poměr ploch, nikoli o 89násobný rozměr pole na šířku a na výšku. U podobně tvarovaných polí odpovídá 89násobná plocha přibližně 9,4násobnému rozměru v obou směrech.
Široké pole umožní studovat rozsáhlé populace hvězd a galaxií
Široké pole má největší cenu tam, kde není cílem jediná známá galaxie nebo hvězda, ale velký a pokud možno jednotně pozorovaný vzorek. Při jedné expozici WFI pokryje mnohem větší oblast oblohy než ACS/WFC, takže při srovnatelné hloubce může zaznamenat i výrazně větší soubor galaxií a hvězd. Opakovaná pozorování téhož širokého pole pak umožní sledovat větší soubor proměnných zdrojů a zachytit více přechodných jevů.
Právě proto NASA popisuje Roman jako průzkumnou observatoř pro studium temné hmoty a temné energie i pro statistický průzkum planetárních soustav. Velké zorné pole zde není pouhý bonus, ale jeden z hlavních předpokladů pro získání rozsáhlého a jednotně pozorovaného vzorku v rozumném čase.
Široké zorné pole samo o sobě neznamená podrobnější obraz každého zdroje. Mise má pořizovat jemně vzorkované mapy rozsáhlých oblastí oblohy, vyhledávat v nich vzácné jevy a studovat vlastnosti celých populací. Z mapy lze vytipovat zajímavý jev; následná pozorování se pak mohou soustředit na vybraný astronomický cíl.
Hubble zůstává specialistou na jiné světlo a jiné režimy
WFI a současné vědecké přístroje teleskopu Hubble pokrývají odlišné části spektra. Zobrazovací filtry WFI společně pokrývají přibližně 0,48 až 2,3 µm, přičemž většina tohoto rozsahu leží v blízké infračervené oblasti. Přístroje na teleskopu Hubble na rozdíl od WFI pokrývají také ultrafialovou oblast a sahají přes viditelné světlo do části blízkého infračerveného spektra. Ultrafialová pozorování tedy nový teleskop nepřebírá.
Liší se také obrazové měřítko WFI a kanálu WFC3/UVIS na teleskopu Hubble. U WFC3/UVIS připadá na jeden pixel přibližně 0,04 obloukové sekundy, zatímco WFI pracuje s 0,11 obloukové sekundy na pixel. Menší úhel na pixel znamená jemnější vzorkování, stále však nejde o úplný popis rozlišení bez vlnové délky a vlastností celé optické soustavy.
U běžného štěrbinového spektrografu projde světlo vybraného cíle nejprve úzkou štěrbinou. WFI ji při bezštěrbinovém pozorování nepoužívá. Jeho optika funguje podobně jako hranol: světlo každé hvězdy či galaxie rozloží podle vlnové délky a vytvoří její spektrum. V jediné expozici tak lze získat údaje o mnoha objektech v širokém zorném poli. Pokud však leží blízko sebe, jejich spektra se mohou překrývat. Teleskop Hubble má naproti tomu specializované spektrografy COS a STIS. STIS nabízí mimo jiné prostorově rozlišenou spektroskopii se štěrbinou a střední až vysoké spektrální rozlišení v ultrafialové oblasti. Bezštěrbinová spektroskopie v širokém poli a cílená detailní spektroskopie jsou rozdílné úkoly.
Největší přínos teleskopu Roman se proto nemusí vejít do jediného působivého snímku. Cennější mohou být rozsáhlé soubory dat, v nichž bude možné vyhledávat vzácné jevy a porovnávat populace hvězd a galaxií. Široký záběr nemá nahradit detail; má ukázat souvislosti, které by v úzkém výřezu mohly zůstat skryté.
