Výzkum exoplanet je dynamicky se rozvíjející moderní obor astronomie - a je to tedy vysoce konkurenční prostředi. S tím nevyhnutelně souvisí nutný rozvoj ondřejovského ešeletového spektrografu.
Současná konstrukce OESu vykazuje dvě omezení, jež bychom rádi v budoucnu překonali. Jsou to:
nízká přesnost nemožnost odečítat rozptýlené světlo - "pozadí oblohy".
V současné době dosahuje ondřejovský ešeletový spektrograf přesnosti v měření radiálních rychlostí (RV - "radial velocity") cca 40m/s. Tato přesnost dostačuje k hledání a nalézání horkých Jupiterů. K hledání planet typu Země však zdaleka nedostačuje.
Supermoderní ešeletové spektrografy dosahují přesnosti hluboko pod 1m/s. Budují se přístroje ve vakuovaných nádobách a dokonce i tyto nádoby se umísťují v místnostech temperovaných s přesností hluboko pod 0.1oC. Chladicí médium dusík (či hélium) se přivádí hadicemi z vnějších zásobníků, takže se chladicí médium do spektrografu nedolévá (k přístroji nepřichází žádná obsluha) a dewarovy nádoby mají trvale přesně stejnou hmotnost (nedochází k úbytku a dolévání dusíku a tudíž nedochází k výkyvům hmotnosti dewarek) atd. atd.
Ondřejovský přístroj takové přesnosti dosáhnout zdaleka nemůže - to by vyžadovalo nejenom stavbu úplně nového přístroje, ale též podstatnou změnu konstrukce samotné kopule dalekohledu (stabilizace podlah, umístění nového spektrografu do speciálně izolované místnosti apod.)
Přesto se domníváme, že jeho přesnost lze podstatně zvýšit. Vhodnou úpravou místnosti, v níž je umístěn, případně nějakým vhodným krytem lze zvýšit přesnost temperování na cca 0.1oC a tím dosáhnout přesnosti cca 5 - 10m/s. To už je přesnost, která pro velkou část projektů plně postačuje. To je ostatně obecný základ každého výzkumu - uvědomit si silné i slabé stránky každého přístroje a pro ně najít vhodný pozorovací program.
Co je rozptýlené světlo je nepochybně každému čtenáři zřejmé. Stačí se podívat na hvězdnou oblohu za bezměsícné noci, a o dva týdny později, když je Měsíc v úplňku. Za úplňku vídíme mnohokrát méně hvězd, noční obloha slabší objekty doslova přesvítí.
Proto se řada fotometrických programů řídí fázemi Měsíce. Měřit přesné tvary a změny fotometrických křivek malých těles sluneční soustavy je za úplňku nemožné, naproti tomu měřit astrometrické pozice je možné (pokud je dalekohled schopen to těleso vůbec detekovat, samozřejmě).
Pro spektroskopii představuje rozptýlené světlo noční oblohy vědecky jiný problém. Nebrání sice měření radiálních rychlostí (ty závisejí pouze na pozici spektrálních čar, a tyto pozice jsou na rozptýleném světlu fakticky nezávislé), ale nedovoluje snadno měřit profily spektrálních čar. K tomu je nutné rozptýlené světlo oblohy odečíst - a pak lze pracovat podle původních programů.
Odečítat pozadí oblohy na jednořádovém spektrografu je snadné. Štěrbina je vysoká a do spektrografu pronikne nejenom obraz zkoumané hvězdy, ale i obraz oblohy "nad" a "pod" hvězdou. Na CCD čip se pak zobrazí hvězda jako úzký proužek z jednoho kraje čipu na druhý (podél vlnových délek). To, co je "nad ní" a "pod ní" je zobrazené "spektrum oblohy" (na čip se už zobrazuje spektrum, ne přímy obraz). Je-li úplněk, je toto pozadí "zvednuté" (má nenulovou hodnotu signálu). Má-li CCD čip 2048 sloupců pixelů, stačí vzít 2048 řezů čipem "shora dolů", detekovat na každém svislém řezu, odkud kam sahá příčný profil spektra hvězdy - a zbytek signálu na čipu je signál z oblohy. Jeho hodnotu je snadné změřit a od signálu hvězdy v každém sloupci odečíst. Uděláme-li to 2048 krát, odečetli jsme vliv pozadí oblohy.
Na ondřejovském ešeletu je takový proces nemožný. Ešeletový spektrograf zobrazuje velké množství spektrálních řádů najednou, jednotlivé řády jsou zobrazeny velice těsně "jeden nad druhým". Mezi většinou řádů není vůbec žádný prostor (výjimku představují řády zobrazující nejkratší vlnové délky), kde by bylo možné změřit rozptýlené světlo.
Důvod tohoto stavu je jednoduchý: ešeletový spektrograf byl původně projektován pro CCD čip, který jsme měli k dispozici. Byl to obdélníkový čip 2048x800 pixelů. Do počtu 800 pixelů se tedy musely "směstnat" všechny řády, od modrých (blízké UV záření) až po červené (blízké IR záření). Teprve v průběhu stavby spektrografu, kdy již nebylo možné projekt změnit, jsme získali čtvercový CCD čip 2048x2048 pixelů. Ten má dost místa jak pro spektrální řády, tak i pro mezery mezi nimi, kde lze detekovat rozptýlené světlo. Protože však již nebylo možné projekt změnit, zobrazuje se spektrum jenom na část čipu (na tu, která odpovídá 800 řádkům pixelů), zbývající plocha čipu zůstává nevyužita.
Plán modernizace předpokládá nový druhý disperzní element, který by provedl jinou distribuci spektrálních řádů tak, aby se řády zobrazovaly dál od sebe. Dnes je tím druhým disperzním elementem hranol. Buď se koupí hranol s větším vrcholovým úhlem, nebo hranol z jiného druhu skla s vyšším indexem lomu, nebo se postaví dva hranoly vedle sebe tak, aby jejich výsledný vrcholový úhel byl větší než současný.
 |
| Druhý disperzní prvek. Na každém obrázku je zobrazen hranol, který promítá spektra (světelný svazek zobrazen žlutě) do kamery a do dewarovy nádoby se CCD čipem. A - současný stav. B - jiný hranol s větším vrcholovým úhlem. C - hranol se stejným vrcholovým úhlem, jako je dnes, ale z materiálu s větším indexem lomu. D - dva hranoly. |
 |
| Dnešní hranol v OESu. |