5.1 – Det optiske teleskop

Har du nogensinde kigget på et nærbillede af Månens overflade? Måske har nogen i din familie eller din nabo et amatørteleskop, som det vist i figur 5.1. Eller Månen kunne have været hovedattraktionen ved et besøg til et planetarium. Med det første glimt af Månen, kom også anerkendelsen af, at Månen virkelig er en planetarisk verden, dækket med kratere og enorme lave-oversvømmede bassiner. På en mørk himmel, med en lille kikkert, kan du se Oriontågen, der er en kæmpe samling af gas og støv, cirka 1.500 lysår væk, eller den større Andromeda galakse, omkring 2 millioner lysår væk. Med de største teleskoper, kan astronomerne detektere lys, som har rejst gennem rummet i milliarder af år – selv elektromagnetisk stråling afsendt kort efter Big Bang, oprindelsen af selve universet. Teleskopet, er astronomens vigtigste instrument. Alligevel, er det kun inden for de seneste cirka halvandet århundrede, at teleskopets muligheder er blevet udnyttet fuldt ud.

Så langt tilbage som i det 13. århundrede, lavede håndværkere i Venedig, små linseformede skiver af glas, der kunne monteres i rammer og væres foran øjnene, for at forbedre synet. Kendt som linser, var disse glasskiver konkave på begge sider. Set i bakspejlet, er det bemærkelsesværdigt, at der gik mere end 300 år, før disse linser ville blive anvendt til andet end briller.

Refraktorer og reflektorer

Hans Lippershey (1570 – 1619), var en tyskfødt brillemager, der boede i Holland. Legenden fortæller, at i 1609, legede nogle børn med hans linser og satte to af dem sammen, og så et fjernt objekt forstørret. Lippershey, monterede linserne i et rør, for at skabe en kijker (en ”kigger”), som han kaldte det. Nyheden om Lippersheys opfindelse, spredtes hurtigt, og nåede snart den italienske instrumentmager, Galileo Galilei. Galileo, så med det samme potentialet for ”kiggeren” til at studere himlen, og han konstruerede hurtigt en af sine egne (se figur 5.2). Hvis du husker fra tidligere, var Galileo den første til at observere Venus’ faser og Jupiters måner, og blandt de første til at iagttage kratere på Månen. Han var også den første til at indse, at Mælkevejen består af utallige, individuelle stjerner. Som historien går, demonstrerede Galileo sit instrument for sine gæster, og en af disse døbte det for teleskopet, fra den græske betydning for ”langt seende”, og navnet hang ved. Men sin evne til at se langt ud over området for det menneskelige øje, revolutionerede linseteleskopet (også kaldet brydnings-, eller refraktorteleskop), hurtigt astronomien som videnskab.

Refraktion, eller brydning, er ændring af lysets retning, ind i et nyt medie (se Grundlæggende viden 5.1). Et linseteleskop, har en enkelt konveks linse, kaldet objektivlinsen, hvis buede overflader, bryder lyset fra et fjernt objekt (se figur 5.3). Dette brudte lys, danner et billede på teleskopets brændplan, der er vinkelret på den optiske akse, som lyset tager gennem midten af linsen (eller spejlet, hvis det er et spejlteleskop). Diameteren af objektivlinsen, kendt som teleskopåbningen (eller blænde), bestemmer linsens lyssamlingsevne. Teleskopets lyssamlingsevne er proportional med arealet af dets åbning, det vil sige til kvadratet af dets diameter. Afstanden mellem teleskopets linse og de dannede billeder, kaldes brændvidden for teleskopet. Længere brændvidde, øger størrelsen på og adskillelsen af objekter på brændplanet. Åbning og brændvidde, er de to vigtigste parametre for et teleskop. Teleskopets åbning, bestemmer dets lyssamlingsevne, og brændvidden fastlægger størrelsen på billedet (se Matematiske værktøjer 5.1).

Desværre, har linsekikkerter to store problemer. Det første er, at alle enkelt-linse teleskoper (dem der bruger et enkelt par af linser), lider af kromatisk aberration (se Grundlæggende viden 5.1), hvilket resulterer o blå haloer omkring lyse objekter. Som lyset passerer gennem en simpel linse, bringes blåt lys til et kortere fokus, end de længere synlige bølgelængder, og dette forårsager en effekt af en blå halo, ude af fokus. For at minimere kromatisk aberration, bruger linsekikkerter nu sammensatte linser, der kun efterlader små eftervirkninger af den blå halo. Linseteleskoper voksede i størrelse, igennem hele det 19. århundrede, op til færdiggørelsen i 1897, af Yerkes 1-meter linseteleskopet. Beliggende i Williams Bay, Wisconsin, bærer Yerkes teleskopet en 450 kg objektivlinse monteret i enden af det 19,2 meter lange rør. Det andet store problem ved linsekikkerter er, at som linserne bliver større (for at øge linsens lysindsamlingsevne og give de størst mulige billeder), bliver de også tungere, og de massive stykker glas i enden af et meget langt rør lider også meget under tyngdekraften der trækker dem nedad.

For at løse problemet med kromatisk aberration, designede Isaac Newton i 1668, et reflekterende teleskop – ved at bruge spejle i stedet for linser (se figur 5.5). Fordi retningen af en reflekteret stråle ikke afhænger af lysets bølgelængde, er kromatisk aberration ikke et problem i spejlteleskoper (også kaldet reflektorteleskoper). For at lave sit første reflekterende teleskop, støbte Newton et 2-tommers spejl af kobber og tin, og polerede det til det fik en særlig krumning. Han anbragte herefter dette primære spejl i bunden af et rør, med et sekundært fladt spejl, monteret over det, med en hældningsvinkel på 45º. Det andet spejl, sendte det fokuserede lys til et okular på ydersiden af røret.

Et reflekterende teleskop, danner et billede i dets brændplan, når lys reflekteret fra et specielt buet spejl, snarere end fra en konveks linse som i linseteleskopet. Dette spejl, kaldes det primære spejl, for at skelne det fra de øvrige spejle, der sædvanligvis anvendes i moderne spejlteleskoper. Lysets bane fra det primære spejl til brændplanet, kan bøjes ved at indføre et sekundært spejl, der muliggør en væsentlig reduktion i længde og vægt af teleskopet. I et moderne Cassegrain teleskop, som det på billedet i figur 5.1, har det primære spejl et hul, så lyset kan passere tilbage gennem det; okularet er på bagsiden, og røret kan være endnu kortere (se figur 5.6).

Grundlæggende viden 5.1, kigger på optikken af refrakteret og reflekteret lys.

Det sfæriske spejls overflade, som benyttedes af Newton, virker kun for små spejle. Større spejle, kræver en parabolsk overflade, for at kunne danne et skarpt fokuseret billede, og parabolske overflader, er meget vanskeligere at fremstille. Først i den sidste halvdel af det 18. århundrede, blev fremstilling af store spejlteleskoper mere almindeligt. Men så fortsatte størrelsen på det primære spejl også med at vokse; de blev større og større for hvert årti. Nu kan de primære spejle understøttes fra bagsiden, og de kan gøres tyndere og derfor mindre massive, end objektivlinserne der findes i linseteleskoperne. Begrænsningen på størrelsen af et spejlteleskop, er prisen på deres fremstilling og den understøttende struktur. Tabel 5.1, viser verdens største optiske teleskoper. Alle er spejlteleskoper. De største enkeltspejle der fremstilles i dag, er 8 meter i diameter, men teleskoper der er endnu større en dette, bliver designet til at bruge en vifte af mindre segmenter. Hvert af Keck tvillingeteleskoperne (se figur 5.12), er fremstillet af 36 hexagonale segmenter, hver på 1,8 meter i diameter. Placeret på det 4.100 meter høje Mauna Kea på Hawaii, er Keck teleskoperne blandt de største spejlteleskoper i verden. Hvert af dem, har omkring 4 millioner gange større lysindsamlingsevne, end det menneskelige øje.

Observatorieplacering

Hvad er en god placering for et teleskop? Astronomer leder efter steder der er højt placeret, tørre og mørke. De bedste steder, er langt fra lysene i byerne, steder med lidt fugt, lav luftfugtighed og lidt regn, og hvor atmosfæren er relativt stille. Teleskoper opstilles så højt som muligt, så de kan komme op over en betydelig del af Jordens atmosfære, der forvrænger billeder og blokerer infrarødt lys. Mange teleskoper, er beliggende på afsidesliggende høje bjergtoppe, omgivet af ørken eller havet. Hvis du husker fra kapitel 2, afhænger stjernerne der kan ses hele året, af breddegraden, og kun ved ækvator, ville et teleskop have adgang til alle stjernerne på himlen. Men ækvatoriale breddegrader har tropisk vejr – vådt, høj luftfugtighed og stormfuldt – og er dermed dårlige steder at placere et teleskop. Så for at kunne dække hele himlen, har astronomer bygget observatorier på både nordlige og sydlige placeringer. I USA, for eksempel, er der placeret store teleskoper i Californien, Arizona, New Mexico, Texas og Hawaii. De største observatorier på den sydlige halvkugle, findes i Chile, Sydafrika og Australien. Twin Gemini teleskoperne, der er designet således at de er tilpasset som et par, er placeret på Hawaii for den nordlige halvkugles vedkommende og i Chile for den sydlige halvkugles vedkommende.

Nyere og større teleskoper, er planlagt til opførelse på mange af de nævnte placeringer i tabel 5.1. 8-meter Large Synoptic Survey Telescope (LLST), skal ligge på Cerro Pachón i Chile, hvor det nuværende Gemini South teleskop ligger. The Giant Magellan Telescope (GMT), der består af 7 8-meter spejle, lagt i et mønster så de svarer til et 24,5 meter spejl, er planlagt til at blive bygget på Cerro Las Camoanas i Chile. Thrity Meter Telescope (TMT), er planlagt til at blive bygget på Mauna Kea på Hawaii (se figur 5.13), hvor de to tvillinge Keck teleskoper står; og European Southern Observatory (ESO), har planer om at bygge det 42 meter store spejlteleskop European Extremely Large Telescope (E-ELT) på Cerro Amazones i Chile. Som disse teleskoper bliver større – og dyrere – bliver internationalt samarbejde stadigt vigtigere.

De professionelle astronomer, ser sjældent gennem okularet på et teleskop, fordi det at drive et sådan stort teleskop bare en enkelt nat, kan være meget dyrt. Selvom det kunne være spændende, at få et glimt af Saturns ringe, gennem okularet af et sådan stort teleskop, kan astronomerne lære meget mere og gøre bedre brug af den sparsomme observationstid, ved permanent at registrere planetens billeder på en række bølgelængder, eller se dens lys spredt ud i et afslørende spektrum. Nogle astronomer, rejser slet ikke hen til teleskoperne længere. De observerer langt derfra, for eksempel ved foden af bjerget eller bekvemt fra deres egne institutioner i deres hjemlande, måske placeret på den modsatte side af Jorden.

Professionelle og amatørastronomer, er bekymret over tabet af den mørke himmel. Som byerne og forstæderne vokser og ekspanderer rundt om i hele verden, bliver brug af udendørs kunstigt lys, mere og mere udbredt. Billeder fra rummet viser, hvordan mange dele af verden, allerede er meget lysere end de ser ud på billeder fra 2000 vist i figur 5.14. I USA, for eksempel, bor to-tredjedele af befolkningen i områder der er for lyse til at kunne se Mælkevejen om natten, og det er blevet anslået, at der i 2025, næsten ikke vil være nogen mørk nattehimmel tilgængelig i det kontinentale USA. Luftforureningen, der også forringer udsigten til nattehimlen, er så godt som stigende alle steder. Flere internationale astronomiforeninger, arbejder sammen med UNESCO (United Nations Educational, Scientific and Cultural Organization), for at fremme ”retten til stjernelys”, og de argumenterer for at ud fra historiske, kulturelle og videnskabelige årsager, ville de være et stort tab, hvis menneskeheden ikke længere kunne se stjernerne. Disse organisationer, tilskynder landene til at skabe stjernelysreservater og stjernelysparker, hvor folk ville kunne opleve den mere og mere sjældne mørke nattehimmel og et naturligt natligt miljø.

Optiske og atmosfæriske begrænsninger

En anden vigtig egenskab ved et teleskop, er dets opløsningsevne. For astronomer, defineres udtrykket opløsningsevne som, hvor tæt to lyspunkter kan være på hinanden, før et teleskop ikke længere er i stand til at splitte lyset op i to separate billeder. Uden hjælp, kan det menneskelige øje, opløse objekter adskilt af en vinkel, så lille som 1 bueminut, eller ¹/₃₀ del af fuldmånens diameter. Denne vinkelformede størrelse kan synes lille, og i vores daglig dag er den det også; men når vi ser på himlen, kan tusinder af stjerner og galakser, gemme sig i det lille areal, som det menneskelige øje er i stand til at opløse. Kig igen på figur 5.3a, for at se den strækning, som lysstrålerne far to fjerne stjerner, passerer på deres vej gennem linserne i et linseteleskop. Figur 5.3b illustrerer, at en forøgelse af brændvidden, øger størrelsen og adskillelsen i di billeder som teleskopet danner. Dette er en vigtig grund til, at teleskoper giver et meget klarer billede af disse stjerner, end det blotte øje gør. Brændvidden for det menneskelige øje, er typisk omkring 20 mm, mens teleskoper som anvendes af professionelle astronomer, ofte har brændvidder på adskillige, eller endda hundrede meter. Sådanne teleskoper, kan danne billeder der er langt større end dem, der kan dannes af det menneskelige øje, og følgelig, indeholder der langt flere detaljer.

Men brændvidden, forklarer kun en forskel mellem teleskopers og det blotte øjes opløsningsevne. Den anden forskel, skyldes lysets bølgenatur. Som lysbølger passerer gennem åbningen i et teleskop, spredes de ud fra kanterne af linsen eller spejlet (se figur 5.15). Forvrængningen af bølgefronten, når den passerer gennem kanten på et uigennemsigtigt objekt, kaldes diffraktion. Diffraktion ”afleder” noget af lyset fra dets vej, og gør billedet der dannes af teleskopet en smule slørret. Graden af slørring, afhænger af bølgelængden af lyset, i forhold til diameteren af teleskopets åbning. Hvis teleskopets blænde er mindre, vokser det diffrakterede billede sig større, og forårsager mere slørring af billedet, der derved begrænser hvor tæt to billeder kan være på hinanden og stadig blive opløst til to separate billeder. Vinkelstørrelsen på diffraktionsmønsteret, afhænger af forholdet mellem lysets bølgelængde (λ) og størrelsen på teleskopets åbning (D): λ/D. Den bedste opløsningsevne, et givent teleskop kan opnå, er kendt som diffraktionsgrænsen (se Matematiske værktøjer 5.2).

Diffraktionsgrænsen fortæller os, at større teleskoper får bedre opløsningevne. Teoretisk set, har 10-meter Keck teleskopet, en diffraktionsbegrænset opløsningsevne på 0,0113 buesekunder (buesek.) i synligt lys, hvilket ville være tilstrækkeligt til, at du kunne læse avisoverskrifter 60 km væk. Men for teleskoper, med åbninger på over 1 meter, står Jordens atmosfære i vejen for en beder opløsningsevne. Hvis du har kigget ud over en stor asfaltsparkeringsplads på en varm sommerdag, har du set den fjerne horisont flimre, som om lysbølgerne konstant bliver afbøjet på denne måde, men det er i virkeligheden turbulente bobler af varm luft, der stiger op fra jorden.

Problemet, er mindre udtalt, når man ser op i luften, men den blinkende stjerne på nattehimlen, er forårsaget af samme fænomen. Som teleskoper forstørrer vinkeldiameteren af en planet, forstørrer de også den flimrende forvrængning af atmosfæren. Grænsen for opløsningsevnen af et teleskop på overfladen af Jorden, på grund af disse atmosfæriske forvrængninger, kaldes astronomisk udsyn. En fordel ved at opsende teleskoper som for eksempel Hubble rumteleskopet i kredsløb om Jorden er, at fra deres udsigtspunkt over atmosfæren, er der et meget klarere billede af universet, uhindret af grænserne for det astronomiske udsyn. Alligevel, er jordbaserede teleskoper ikke forældede. Moderne teknologi er kommet til udsætning, med computerstyrede adaptive optikker, der kompenserer for meget af atmosfærens forvrængning.

For bedre at kunne forstå, hvordan adaptiv optik arbejder, er vi nødt til at se nærmere på, hvordan Jordens atmosfære forvrænger et ellers perfekt stellart billede. I figur 5.15a, ankommer lys fra en fjern stjerne til toppen af Jordens atmosfære, som en flad parallel bølgefront. Hvis Jordens atmosfære var perfekt ensartet, ville bølgefronten forblive flad indtil den nåede objektivlinsen eller det primære spejl på et jordbaseret teleskop. Efter bølgefrontens vej gennem teleskopets optiske system, ville bølgefronten danne en lille diffraktionsskive i brændplanet, som vist i figur 5.15b. Men Jordens atmosfære er ikke ensartet. Den er fyldt med små bobler, der har forskellige temperaturer i forhold til deres omgivelser. Forskellige temperaturer, betyder forskellige densiteter, og forskellige densiteter betyder forskellige refraktive egenskaber, således at hver boble, afbøjer lyset forskelligt.

Disse luftbobler, fungerer som svage linser, og til den tid hvor bølgefronten ramme teleskopet, er den langt fra flad længere (se figur 5.16). I steder for en lille diffraktionsskive, bliver billedet i teleskopets brændplan forvrænget og opsvulmet, og dette nedbryder opløsningsevnen. Adaptiv optik, flader denne forvrængning ud. En optisk enhed inde i teleskopet, måler hele tiden bølgefronten. Så inden den når teleskopets brændplan, er lyset blevet reflekteret endnu engang på et spejl, der har en fleksibel overflade (astronomer kalder undertiden dette for et ”gummispejl”, selvom det faktisk er lavet af glas). En computer analyserer bølgefrontens forvrængning og bøjer det fleksible spejls overflade, så det nøjagtigt korrigerer forvrængningen af bølgefronten. Figur 5.17, viser eksempler på billeder, der er blevet korrigeret med adaptiv optik. Den udbredte brug af adaptiv optik, har gjort kvaliteten af jordbaserede teleskoper konkurrencedygtige, med Hubbles billeder. Men billedforvrængning er ikke det eneste problem der er forårsaget af Jordens atmosfære.

Næste afsnit →