Kráječ obrazu

Klasickou štěrbinu spektrografu tvoří dva břity mezi kterými prochází světlo ze zdroje. Rozlišovací schopnost spektrografu závisí na šířce štěrbiny: čím je štěrbina užší, tím lepší je rozlišovací schopnost spektrografu. Je tedy žádoucí použít co nejužší štěrbinu.

Proti tomuto trendu se však staví neklid atmosféry. Ten tvoří z podstatné části konvektivní buňky o průměru řádově desítek centimetrů, které mají odlišnou teplotu i tlak než okolní vzduchové vrstvy a stoupají vzhůru. Velmi dobře je efekt pozorovatelný v létě nad rozpálenou zemí. "Bubliny" mají nepatrně odlišný index lomu a proto mírně deformují dráhu paprsků, které jimi procházejí. V zorném poli malého dalekohledu se pak efekt projevuje scintilací: obraz hvězdy nepravidelně mění jasnost a "poskakuje", avšak zůstává v podstatě bodovým zdrojem. Naproti tomu ve velkém dalekohledu, jehož efektivní sběrná plocha (apertura) je řádově větší než charakteristický rozměr konvektivní buňky, se tento efekt "integruje", takže výsledný obraz hvězdy pak není bodový, ale tvoří kotouček, jehož typický průměr je kolem 3 úhlových vteřin, může však dosáhnout až pěti nebo šesti vteřin nebo naopak klesnout za vynikajících atmosférických podmínek až k hranici jedné úhlové vteřiny.

Pokud tedy takový "rozmytý" obraz hvězdy vrhneme na velmi úzkou štěrbinu, bude se samozřejmě valná většina obrazu hvězdy ztrácet na břitech a do spektrografu půjde jen malá část světla.

K odstranění tohoto nepříznivého efektu slouží zařízení zvané kráječ obrazu (vžitý termín pro anglický pojem image slicer). Je to optické zařízení, které nahrazuje klasickou štěrbinu (popsanou výše). Skládá se z kruhového vstupního otvoru a několika zrcátek a umožňuje využít část světla, která by klasickou úzkou štěrbinou neprošla. Účinnost zařízení je tím větší, čím více je obraz hvězdy deformován v důsledku neklidu atmosféry.

Image slicer byl na Ondřejově uveden do provozu v listopadu 1992. Jeho konstruktéry jsou ruští odborníci I. F. Bitmaev a E. Gažur, kteří také osobně zařízení instalovali. Světlo hvězdy prochází kruhovým vstupním otvorem o průměru 1.5 mm. Tento průměr odpovídá pěti úhlovým vteřinám. Jinak řečeno, je-li obraz hvězdy v důsledku atmosférických podmínek "rozmyt" do průměru pěti úhlových vteřin, pak právě vyplní celý kruhový otvor. Za tímto otvorem je vlastní image slicer, který "rozřeže" obraz hvězdy na množství velmi tenkých "proužků" a poskládá je nad sebe do jednoho dlouhého proužku, jenž je ekvivalentní proužku, který by prošel klasickou úzkou štěrbinou.