Det eneste formål for et astronomisk teleskop, er at indsamle lysbølger fra kosmos og bringe dem i fokus. Vi kigger nu på forskellige måder, hvorpå astronomer fanger disse lysbølger, og konverterer dem til nyttige oplysninger. Detektorer i et teleskops brændplan, omdanner lysbølger til billeder, som vi kan se og gemme.
Mennesker, er følsomme over for lys med bølgelængder i området fra cirka 380 nm (dyb violet) til 750 nm (dyb rød). Nethinden er lysdetektoren i det menneskelige øje (se figur 5.18), og de individuelle receptorceller, der reagerer på det lys der falder på nethinden, kaldes stave og tapper. Tapperne er placeret tæt på øjets optiske akse, i midten af synsfeltet. De giver den højeste opløsningsevne, og gør det muligt at genkende farver. Størrelsen af og afstanden mellem keglerne – og ikke størrelsen af pupillen – bestemmer de 1 til 2 bueminutters opløsningsevne for det menneskelige øje. Stavene, der er placeret væg fra øjets optiske akse, er ansvarlig for vores perifere syn, og giver den højeste følsomhed overfor lave lysniveauer, men de har lavere opløsningsevne og kan ikke skelne farver.
Som fotoner fra en stjerne, kommer ind i åbningen i øjet, falder de på og exciterer tapperne i centrum af synet. Tapperne sender derefter signal til hjernen, som fortolker denne meddelelse som ”jeg ser en stjerne”. Så, hvad begrænser hvor svage stjerner vi kan se med det blotte øje, under den forudsætning at det er en klar, rolig nat og at man har et godt syn? Denne grænse, bestemmes delvist af to faktorer, som er karakteristiske for alle detektorer: integrationstid og kvanteeffektivitet.
Integrationstid, er det begrænsede tidsinterval, over hvilket øjet kan tilføje fotoner. Hjernen ”udlæser” informationerne opsamlet af øjet, en gang hver 100 ms. Hvis noget er hurtigere, ser det ud som om det sker på samme tid. Hvis to billeder på en computerskærm, vises 30 ms fra hinanden, vil du se dem som et billede, fordi dine øjne vil opsummere (eller integrere), hvad de ser i løbet af 100 ms eller mindre. Men hvis billederne optræder 200 ms fra hinanden, vil du se dem som separate billeder. Denne relativt korte integrationstid, er den største faktor som begrænser dit nattesyn. Stjerner for svage til at blive set med det blotte øje, er dem, som du modtager for få fotoner fra, til at dine øjne kan behandle dem på 100 ms.
Kvanteeffektivitet, er sandsynligheden for, at en bestemt der foton rammer nethinden, rent faktisk vil danne et respons. For det menneskelige øje, skal 10 fotoner finde en stav inden for 100 ms, for at aktivere et enkelt respons. Så kvanteeffektiviteten for vores øjne er på omkring 10%: for hver 10 hændelser, sender øjet et signal til hjernen. Sammen, bestemmer integrationstiden og kvanteeffektiviteten den hastighed, hvormed fotoner skal ankomme til nethinden, før hjernen siger ”aha, jeg ser noget!”.
Fotografiske plader
Indtil 1840, var nethinden i det menneskelige øje, den eneste astronomiske detektor. Permanente registreringer af astronomiske observationer var begrænset til, hvad en iagttager kunne skitsere på papir, mens der blev arbejdet ved okularet af teleskopet. For mere end to århundreder efter opfindelsen af teleskopet, kæmpede astronomer med problemet overfladelysstyrke. I et teleskop (eller en kikkert), vises stjernerne både tættere og lysere, men kun punktkilder som for eksempel stjerner, synes lysere i et teleskop. Hvis man kigger på et fjernt landskab, eller månen, eller andre udvidede (ikke-punktkilde) astronomiske objekter, synes de større i okularet, men deres overflader er ikke lysere, end de ser ud til at være med det blotte øje (husk på gennemgangen i Matematiske værktøjer 5.1 om åbning og forstørrelse). Selv når astronomer bygger større teleskoper, optræder stjernetåger og galakser større, men detaljerne i disse svage objekter, forblev flygtige. Problemet lå ikke i teleskopet, men i begrænsningerne i optikken og det menneskelige øje. Kun med de længere eksponeringstider, der blev muliggjort med fotografiets opfindelse, og den seneste udvikling af elektroniske kameraer, blev astronomer endelig i stand til at skelne den svage, men indviklede struktur i kosmos.
I 1840, skabte kemiprofessoren John W. Draper (1811 – 1882) fra New York, det tidligst kendte astronomiske fotografi (se figur 5.19). Hans motiv var Månen. Tidlig fotografering var langsom og meget rodet, og astronomer var tilbageholdende med at bruge det. I slutningen af 1870’erne, blev en hurtigere og enklere proces opfundet, og den astronomiske fotografering tog fart. Astronomer, kunne ni danne permanente billeder af planeter, tåger og galakser. Tusindvis af fotografiske plader, fyldte snart pladearkiverne i de store observatorier. Fotografering, havde skabt sin egen astronomiske revolution. Kvanteeffektiviteten af de fleste fotografiske systemer der blev anvendt i astronomien, var meget lav, typisk omkring 1-3 procent, og dermed endnu dårligere end det menneskelige øje. Men i modsætning til øjet, kan fotografering overvinde den dårlige kvanteeffektiviteten, ved at øge integrationstiden til mange timers eksponering. Fotografering, har gjort det muligt for astronomerne, at registrere og studere objekter, der tidligere havde været usynlige for det menneskelige øje.
Fotografering var ikke uden problemer. Meget svage objekter, kræver ofte lange eksponeringstider, der optog det meste af en observationsnat, og en 10-timers eksponering, kunne blive ødelagt af et uheld. Fotografiske plader var kun følsomme over for de samme dele af det elektromagnetiske spektrum, som det menneskelige øje var. Hertil kom, at responsen fra et fotografi til lys, ikke var lineært, især ikke ved lange eksponeringer. Det betød, at hvis du fordoblede eksponeringstiden, fik du ikke den dobbelte effekt på billedet. Til sidst, hver fotografiske plade, kunne kun anvendes en gang.
Charged-Coupled Devices (CCD)
Gennem den sidste halvdel af det 20. århundrede, har astronomer anvendt forskellige elektroniske detektorer, for at overvinde følsomheds-, spektralområde- og linearitetsproblemerne ved fotografering. Enheder, kaldet fotometre, modtager fotoner fra objekter, og konverterer dem til et elektronisk signal, der er proportional med lysstyrken af objektet, ligesom et kamera måler mængden af lys, inden du tager et billede. Fotometre, muliggjorde målinger af de variable lysstyrker af objekter, men dannede ikke billeder. I 1969, udviklede forskere ved Bell Laboratories telefoner, der indeholdt et lille kamera og en visningsskærm, der viste et billede af personen i den anden ende af samtalen. Den offentlige mening, var på det tidspunkt, at billedtelefoner var en krænkelse af privatlivets fred, og telefonerne blev aldrig kommercielt produceret, men Bell Laboratories forskning, førte til opfindelsen af en detektor, kaldet Charged–Coupled Device, eller CCD. Astronomer indså hurtigt, at dette var den detektor de havde ventet på. Ved slutningen af 1970’erne, var CCD detektoren blevet den valgte detektor i næsten alle astronomiske billedbehandlingsapplikationer. CCD’en er lineær, så en fordobling af eksponeringen, betyder at du optager dobbelt så meget lys. De er derfor gode til, at måle objekter der varierer i lysstyrke, samt svage objekter, der kræver lang eksponeringstid. CCD’ere har en højere kvanteeffektivitet, op til 70 eller 80 procent ved nogle bølgelængder. Resultatet fra en CCD er et digitalt signal, der kan sendes direkte fra teleskopet til billedbehandlingsapplikationer, eller lagres elektronisk til senere analyse.
En CCD, er en ultratynd skive af silicium, tyndere end tykkelsen af et menneskehår, der er opdelt i en todimensionel matrix af billedelementer, eller pixels (se figur 5.20a). Når en foton rammer en pixel, frigives der en lille elektrisk ladning fra siliciummet. Da hver CCD pixel udlæses, er det digitale signal der strømmer til computeren, næsten nøjagtig proportional med den akkumulerede ladning. Dette er hvad vi mener, når vi siger at CCD’en er en lineær enhed.
CCD’ere er følsomme for termisk støj – et falsk signal, der forårsages af bevægelser af ladningen – der transporterer elektroner i siliciumskiven. Denne termiske støj, kan minimeres i astronomiske CCD’ere, ved at anvende flydende nitrogen eller helium, for at afkøle CCD’erne til meget lave temperaturer, under 80 K. CCD’ere kan også blive mættede, og på dette tidspunkt, mister de deres linearitet. De første astronomiske CCD’ere, var små matrixer, der ikke indeholdt mere end et par hundrede tusinde pixels. De større CCD’ere der anvendes i astronomi i dag, kan indeholde så mange som 100 millioner pixels (se figur 5.20b). Som CCD’erne bliver større, er der også behov for mere computerkraft for at behandle billederne der er taget med dem. Næsten alle spektakulære astronomiske billeder i ultraviolette, synlige eller infrarøde bølgelængder, du kan finde online, der dannet af CCD’ere fra teleskoper på enten Jorden eller i rummet. CCD’ere findes i mange ikke-astronomiske enheder, som for eksempel digitale kameraer, digitale videokameraer og mobiltelefonkameraer (se figur 5.20c).
Din mobiltelefon tager farvebilleder, ved at bruge et gitter af CCD pixels, arrangeret i grupper på tre. Hver pixel i en gruppe er konstrueret til kun at reagere på et bestemt udvalg af farver – kun rødt lys for eksempel. Denne begrænsning, reducerer opløsningen for kameraet, fordi hver plet i det endelige billede, kræver tre pixels af oplysninger. Astronomer vælger i stedet at bruge alle de pixels der er i kameraret til at måle antallet af fotoner, der falder på hver pixel, uden hensyn til farve. De putter filtre foran kameraet, for kun at tillade lys med bestemte bølgelængder at passere, som for eksempel lyset af en bestemt spektrallinje. Farvebilleder, som dem fra Hubble rumteleskopet, er konstrueret ved at tage flere billeder, farvelægge hvert af dem omhyggeligt, for derefter forsigtigt at tilpasse dem og lægge dem oven på hinanden, og danne smukke og informative billeder. Undertiden er farverne ”ægte”; det vil sige, at de er tæt på de farver du ville se, hvis du rent faktisk kiggede på objektet med dine egne øjne. Andre gange, repræsenterer ”falske” farver, de forskellige dele af det elektromagnetiske spektrum, og kan fortælle om temperaturen, eller sammensætningen af de forskellige dele af objektet. Ved hjælp fra udskiftelige filtre i stedet for dedikerede farvepixels, får astronomerne større fleksibilitet og højere opløsning.
Spektrografer
Spektroskopi, er studiet af et objekts spektrum (flertal: spektre) – dets elektromagnetiske stråling, opdelt i dens bølgelængder. Spektrografer (også kaldet spektrometre), er værktøjer der giver astronomerne mulighed for at sondere de kemiske og fysiske egenskaber for fjerne objekter, ved at studere deres spektre. Tidlige spektrografer, anvendte glasprismer til at sprede det indkomne lys i dets bølgelængder (se figur 5.21), hvilket danner et spektrum som det vist i figur 5.10. Disse spektre, blev registreret på fotografiske plader, for præcis måling af bølgelængderne af deres spektrallinjer. Glasprismespektrografer, danner spektre, med større spredning ved de kortere bølgelængder (violet) end ved længere bølgelængder (rød). Glas kan ikke transmittere kortbølget ultraviolet og langbølget infrarødt lys; således er glasprismespektrografer begrænset, til den synlige del af spektret. De fleste moderne spektrografer bruger diffraktionsfiltre (se Grundlæggende viden 5.2), for at sprede lyset og en CCD til at optage spektret.
Spektrografer, kan udformes til enten høj eller lav dispersion. Astronomer bruger lav-dispersionsspektrografer, til at identificere de kemiske bestanddele i svage lyskilder, eller til at måle den reflekterede spektrale energifordeling, af svage objekter i Solsystemet, som for eksempel små eller fjerne asteroider. Måling af temperatur eller radiale hastigheder, kræver normalt høj dispersion. Høj-dispersionsspektrograferne der er forbundet til de fleste større teleskoper, har en tendens til at være store og veje flere tons – her tænkes der SUV (Sports Utility Vehicle) størrelse og er for tunge til at blive fastgjort direkte til teleskopet. Et system af spejle, fører lyset fra teleskopets brændplan ind i spektrografen, der er placeret i nærheden. Nogle moderne spektrografer er ”multi-slids” spektrografer, og bruger bundter af optiske fibre, til at opnå samtidige spektre fra flere objekter i teleskopets synsfelt.