Teleskop

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Prinsipp for enkelt linseteleskop (refraktor)

Et teleskop (fra gresk tele (fjern) og skopein (å se eller betrakte)) er et instrument og et optisk hjelpemiddel for å observere fjerntliggende objekter. Teleskoper lages for observasjoner i en del av det elektromagnetiske spektrum. De vanligste teleskoper er for synlig lys, men andre varianter kan avbilde radiobølger, infrarødt, ultrafiolett eller enda kortere bølgelengder som gammastråling. Teleskoper lages i mange forskjellige utførelser og montasjer fra små kikkerter for bruk på relativt små avstander til store astronomiske teleskoper som kan se mot yttergrensene til det observerbare universet.

I figuren vises hvordan linsene i et Kepler-type linseteleskop bryter lyset slik at øyet ser et forstørret objekt. I denne type teleskop vil objektet sees opp ned. I enkelte teleskoper og kikkerter brukes prismer for å rettvende bildet. Oppfinnelsen av teleskopet knyttes blant annet til den tysk-nederlandske Hans Lippershey i 1608. Ordet «teleskop» ble foreslått i 1611 eller 1612. Man fant tidlig ut at gjennom teleskopet så planetene og fiksstjernene langt mindre ut enn med det blotte øye.[1]

Astronomiske observasjoner[rediger | rediger kilde]

Det elektromagnetiske spektrum og atmosfærens opasitet

Atmosfæren er stort sett opak (ugjennomtrengelig) for det elektromagnetiske spektrum unntatt for radiobølger mellom ca. 10 Mhz og 10 GHz samt infrarødt og synlig lys mellom 1000 og 400 nm. Observasjoner i de opake områdene må derfor foregå fra satellitter i bane som romobservatoriet Hubble eller fra ballonger i stor høyde.

Optiske teleskoper[rediger | rediger kilde]

Optiske teleskoper er de eneste som er egnet til direkte visuell observasjon av synlig lys. Men for observasjon av fjerntliggende og lyssvake objekter og objekter i infrarødt elektromagnetisk spektrum brukes spesiell film eller elektroniske detektorer, f.eks CCD avbildning og lang eksponeringstid. Det finnes tre grupper optiske teleskop:

  • linseteleskop (refraktor) fokuserer lyset med en kombinasjon av linser (Dioptrisk fokus).
  • speilteleskop (reflektor) fokuserer lyset med krumme og flate speil speil (Katoptrisk fokus).
  • katadioptriske teleskop som kombinerer linser og speil.

For optiske teleskoper er lyssamlingsevne og oppløsning de viktigste egenskapene. Lyssamlingsevnen bestemmer hvor svakt lys som er detekterbart og er i stor grad avhengig av diameter på hovedspeil eller hovedobjektiv. Dette oppgis som f/tall som er brennvidde delt på lysåpning. Om brennvidden for et amatørteleskop er 2000 mm og lysåpningen er 125 mm har vi et f/16 teleskop. Keck teleskopet (se under) har hovedspeildiameter på 10000 mm og brennvidde 17500 mm og har f/1,75.

Oppløsningen forteller den minste vinkelforskjellen mellom to objekter som vises som adskilbare punkter, og er avhengig av optikkens presisjon, materialvalg og overflatebehandling. Den oppgis i buesekunder (1/3600 grad). Mindre amatørteleskoper bør ha en oppløsning på et buesekund eller mindre. Romteleskopet Hubble har oppløsning bedre enn 0.01 buesekund. Man kan utnytte flere teleskoper samtidig med syntetisk lysåpning på mer enn 1000 km. (en. synthetic aperture) og få en oppløsning på rundt 0.001 buesekund.

Forstørrelsen er gitt ved brennvidden for objektivet (f1 over) delt på brennvidden for okularet (f2). En vil derfor gjerne ønske lang brennvidde for objektivet; gjerne godt over 1 meter fordi det er vanskelig å lage gode okularer med svært kort brennvidde. Vanlige okularer leveres utbyttbare med brennvidder på ca. 5 til 50 millimeter. I et teleskop med 2000 mm objektivbrennvidde vil derfor forstørrelsen bli 40-400 avhengig av okularvalg. Billige teleskoper selges ofte med overdrevne spesifikasjoner for forstørrelse. Forstørrelsen er uten betydning dersom objektene ikke kan oppløses og høy forstørrelse kan ofte gi en dårligere avbildning enn en lavere forstørrelse med høy oppløsning.

Man bør velge et teleskop avhengig av objekt og formålet med observasjonen. Reflektorer kan ofte gi større lyssamlingsevne enn refraktorer for samme kostnad og vil ofte velges til «deep-sky» observasjoner av objekter utenfor vår egen galakse. Motsatt krever observasjon av de fleste planeter og måner i vårt eget solsystem mindre lys men høy oppløsning og da kan en refraktor være å foretrekke. Dersom man ønsker et transportabelt instrument er ofte et katadioptrisk teleskop det eneste mulige.

Refraktor

Refraktor[rediger | rediger kilde]

I refraktoren fokuseres lyset av linser. Dette er først og fremst egnet for synlig lys, og med rett materiale også lys i det nære infrarøde området. Refraktoren består av minst to linser; Ved det innkommende lyset sitter objektivlinsen som alltid er en konveks samlelinse. Nærmest øyet sitter okularet. I et Keplerteleskop er dette også en samlelinse mens et Galileoteleskop bruker en konkav spredelinse. I moderne refraktorer av god kvalitet brukes objektiver med to eller flere konvekse og konkave linseelementer samt utskiftbare okularer med 5-7 linser. Dette er nødvendig blant annet for å unngå geometrisk forvrenging og fargefeil (kromatisk forvrengning, fordi brytningsindeksen er forskjellig for lys av ulik bølgelende) På bildet vises også en fokuseringsmekanisme for okularet. Refraktorer lages opp til linsediametere for hovedokularet på 100 cm. (F,eks det svenske solteleskopet på La Palma)

Reflektor Newton teleskop[1]

Reflektor[rediger | rediger kilde]

Speilteleskopet består av to speil. Et parabolsk hovedspeil sitter i bunnen av teleskoprøret. Når lyset kommer inn i røret, reflekteres det i hovedspeilet mot det skråstilte sekundærspeilet øverst i teleskoprøret og ut til okularet. Den enkleste typen som vist i bildet er et Newton-teleskop. De største teleskopene er reflektorer med hovedspeil opp til 10 meter (Keck teleskopene).

De fleste optiske materialer er opake for langbølget infrarødt lys og ultrafiolett lys. Det samme gjelder atmosfæren, og astronomiske teleskoper for disse bølgelengdene må benytt reflektorer i romobservatorier.

Katadioptrisk teleskop[rediger | rediger kilde]

Maksutov-Cassegrain teleskop
Schmidt-Cassegrain teleskop

Fordi man både ønsker stor diameter og lang brennvidde på hovedspeil eller objektiv vil teleskoper lett bli store og lite portable. Spesielt små og mellomstore teleskoper bygges derfor med en kombinasjon av speil og linser for å «folde» lysveien. Dette gjør teleskopet kortere og lettere og gir også lavere kostnader og vekt for monteringen (som holder teleskopet i rett retning). De fleste er Cassegrain teleskoper, og finnes i en rekke varianter som Schmitt-Cassegrain, Makutsov Cassegrain og Ritchey-Chrétien med forskjellige arrangementer og profiler på optikken. Ved Makutsov-Cassegrain som vist i bildet har teleskopet et sfærisk (kuleflate) hovedspeil. Framst sitter en korreksjonslinse med form som en del av en kuleflate. Sekundærspeilet er pådampet på midten av korreksjonslinsen. Dette gir et lukket teleskoprør som er beskyttet mot støv ol. Et vanlig amatørteleskop kan f.eks ha en brennvidde på 1900 mm i et teleskoprør som bare måler 360 mm.

Ritchey-Chrétien har hyperbolske speil og benyttes i romobservatoriet Hubbles hovedteleskop. Denne typen gir relativt kompakt utførelse, men allikevel stort avbildet felt.

Radioteleskoper[rediger | rediger kilde]

Radioteleskoper u Very Large Array (VLA)

Radioteleskop bygges for mottak av elektromagnetisk stråling i radiobølgeområdet, ca. 10 MHz til 10 GHz. Dette er store parabolantenner der selve mottakeren sitter på en bom foran antennen. Det største er NASAs Arecibo radioteleskop i Puerto Rico med en diameter på 305 m, bygget over en naturlig fordypning i terrenget. Ofte kobles flere teleskoper sammen for å gi bedre oppløsning og signal-støyforhold. Dette utnyttes f.eks i Very Large Array, New Mexico, USA som vist på bildet. VLA har 27 individualle antenner som kan kobles sammen.

Radioteleskoper benyttes for å få informasjon om elektromagnetisk stråling fra objekter utenfor det synlige området som gir tilleggsinformasjon. Videre kan det aktuelle området være ugjennomtrengelig for synlig lys, f.eks på grunn av instellare gasskyer. Radioteleskoper brukes også for å motta informasjon fra fjerne romfartøy, som Voyager 1 og Voyager 2 og i noen grad i SETI programmer (søk etter utenomjordisk intelligent liv).

Teleskop for korte bølgelengder og partikler[rediger | rediger kilde]

NASAs Crompton gammastråleobservatorium

Disse instrumentene brukes for å få informasjon om spesielle fenomener som pulsarer, nøytronstjerner, kvasarer, sorte hull og gammastråleutbrudd. Dette detekteres ved gammastråling, røntgenstråling og partikkelstråling (spesielt protoner, heliumkjerner og elektroner). Ingen av disse strålingstypene trenger ned igjennom atmosfæren og observasjonene må derfor foregå fra satellitter eller fra ballong i stor høyde.

Kortbølget stråling trenger inn i forskjellige metaller og har høy energi, og lar seg vanskelig fokusere. Normalt brukes elektromagnetiske detektorer eller partikkeltellere i matrise for å registrere informasjonen.

Montering[rediger | rediger kilde]

En viktig del av teleskopinstallasjonen er teleskopets montering. Denne gjør det mulig å stille inn telskopet og holde objektet stødig. Ved astronomiske observasjoner er det nødvendig med motrotasjon for å hindre at jordens rotasjon flytter objektet ut av synsfeltet. Dette skjer på bare titalls sekunder ved normal forstørrelse og synsfelt. Ved astrofotografi må dessuten telekopet holdes rettet mot samme objekt i lengre tid for å samle nok lys og sørge for at tilfeldige variasjoner kanselleres ut. Da tas fra et til 100 bilder med en total varighet på opp til flere timer som siden legges på hverandre (stabling eller en. stacking).

Ekvatorialmontasje er den enkleste og tillater motrotasjon ved dreining rundt kun en akse. Her stilles teleskopet opp slik at Rektascensjonaksen i Norge peker mot himmelens nordpol (polstjernen Polaris). Fordi objektets posisjon fra astronomikartet er kjent kan teleskopet nå stilles inn ved å regne inn lokaltid og breddegrad med normal aritmentikk.

Horisontalmontasje gir en enklere montering og innstilling, men krever en elektronisk styreenhet som beregner de nødvendige koordinattransforsjonene med trigonometri, og styrer teleskopet i to akser (Asimut og Elevasjon) samtidig.

Referanser[rediger | rediger kilde]

  1. ^ Se Birger Andresen, Trondheim Astronomiske Forening: «Hvorfor blinker stjerner»

Se også[rediger | rediger kilde]

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]

Commons Commons: Telescope – bilder, video eller lyd