Föreläsning 12/5
Astronomiska instrument
Ulf Torkelsson
(Se Kap. 6 i Freedman & Kaufmann)
1
Linsteleskop, refraktorer
De första teleskopen var linsteleskop, vilka använder en lins för att fokusera det infallande ljuset till
fokalplanet där det bildar en bild. Ett problem med linsteleskop är att de lider av kromatisk aberration. Linsmaterialets brytningsindex beror på ljusets våglängd, så att ljus av olika våglängder
fokuseras i olika fokalplan. I en del av de tidiga teleskopen löste man detta genom att använda
väldigt långa brännvidder, men sådana teleskop blir svåra att hantera. Ett mer praktiskt sätt att
eliminera färgfelet är att bygga en lins som är sammansatt av två eller flera linselement av olika
glassorter med olika brytningsindex.
En annan begränsning med ett linsteleskop är att linsen inte kan göras obegränsat stor. Dels
är det svårt att framställa en stor glasbit utan att den innehåller några fel, och dessutom kommer
en stor lins att böja sig under sin egen tyngd. Därför är den största möjliga diametern på ett
linsteleskop ungefär en meter. Linsens diameter är viktig eftersom den bestämmer hur mycket ljus
som linsen kan samla in. Ju större linsens diameter är desto ljussvagare objekt kan man observera.
2
Spegelteleskop, reflektorer
Lösningen på de problem som linsteleskopen har är att istället använda en spegel för att samla
in ljuset. Reflektionsriktningen i en spegel bestäms av rent geometriska effekter, och är därmed
densamma för ljus av alla våglängder. En spegel kan man stödja på baksidan, så en spegel kan
byggas betydligt större än en lins.
Det enklaste spegelteleskopet bygger på en sfärisk spegel, men ett problem då är att ljus som
infaller vid spegelns kant reflekteras till ett annat fokus än ljus som infaller nära spegelns centrum,
vilket kallas för sfärisk aberration. Detta problem kan man lösa genom att byta ut den sfäriskt
formade huvudspegeln mot en parabolisk spegel, som reflekterar allt ljus till samma fokus. Fast
även i detta fall kommer bilden att förvrängas mot bildfältets kant av andra effekter. Ett typiskt
bildfel hos en parabolisk spegel är att stjärnorna blir utdragna till en kometform med en svans som
pekar bort från bildfältets centrum, vilket man kallar för koma. Detta begränsar storleken på det
användbara synfältet.
I praktiken så räcker det sällan med en spegel i ett spegelteleskop, eftersom bilden då uppstår
i ett fokus framför huvudspegeln, primärfokus. Detta fokus är i princip användbart, men man
kan bara stoppa in förhållandevis små detektorer, som enkla kameror här. Om man vill använda
större mätinstrument som spektrografer eller mer avancerade kameror så behöver man plocka ut
ljuset ur teleskoptuben, vilket man gör genom att föra in en eller flera extra speglar i instrumentet.
Man kan då placera mätinstrumenten i andra foki, såsom Cassegrain-fokus bakom huvudspegeln
eller Coudé-fokus bredvid teleskopet. Genom att ge sekundärspegeln en lämplig form kan man
också korrigera för de kvarvarande bildfelen.
Stora teleskop har problemet att deras synfält är små även om man lyckas korrigera för bildfelen, men i vissa fall behöver man teleskop med stora synfält. En effektiv design för detta är
Schmidt-teleskopet, som bygger på en sfärisk huvudspegel, men man eliminerar den sfäriska aberrationen genom att införa en tunn korrektionslins framför huvudspegeln. Man kan sedan ta upp
en vidvinkelbild på en krökt fotografisk plåt i primärfokus.
1
3
Upplösningsförmåga
Vid sidan av hur mycket ljus som teleskopet kan samla ihop, så är dess viktigaste egenskap hur
små vinklar det går att urskilja med teleskopet. I det ideala fallet begränsas denna av teleskopets
diffraktion, som ger att den minsta urskiljbara vinkeln mätt i radianer är
∆θ = 1.22
λ
,
D
(1)
där λ är ljusets våglängd och D teleskopets diameter. Ofta är det praktiskt att uttrycka vinkeln i
bågsekunder
λ
∆θ” = 2, 5 × 105 .
(2)
D
För ett stort teleskop med en diameter på 8 m och som arbetar med synligt ljus vid 550 nm får vi
då
5, 5 × 10−7
∆θ” = 2, 5 × 105
= 0, 02.
(3)
8
I praktiken går det inte att uppnå en sådan upplösning från jordytan. Genom turbulens i atmosfären kommer ljusstrålar från olika delar av synfältet att brytas olika i atmosfären, och i
praktiken uppnår man sällan en upplösning bättre än 1 bågsekund. På ett fåtal platser på jorden
kan man komma ner i en upplösning av 0,3 bågsekunder under ideala förhållanden, vilket inte
inträffar så ofta.
Ett sätt att lösa detta problem är att skicka upp ett teleskop utanför jordatmosfären, vilket man
har gjort med Hubble Space Telescope som är praktiskt taget diffraktionsbegränsat. Ett annat sätt
att delvis kompensera för brytningen i atmosfären är att införa extra justerbara optiska element i
strålgången, som under observationens gång kan korrigera för förändringarna i atmosfären. Denna
teknik kallas för adaptiv optik och har blivit genomförbar med moderna snabba datorer.
4
Radioastronomi
Ett radioteleskop fungerar i princip på samma sätt som ett optiskt spegelteleskop så tillvida att
det består av en stor parabolisk spegel som fokuserar radiostrålningen till primär- eller Cassegrainfokus. Den stora skillnaden uppstår genom att radioteleskopet arbetar vid en mycket längre
våglängd, mellan någon millimeter och några meter. Trots att man idag kan bygga radioteleskop
med diametrar på upp till 100 m, så blir upplösningen betydligt sämre i dessa instrument
∆θ” = 2, 5 × 105
0, 01
= 25”.
100
(4)
För att uppnå lika bra upplösning i radioområdet som i optiskt så måste man uppenbarligen
pröva någon annan metod. Ett sätt att göra detta är att låta signalerna från olika radioteleskop
interferera med varandra. Signalerna från två radioteleskop på avståndet d kommer att interferera
konstruktivt om de uppfyller villkoret
d sin θ = mλ,
(5)
där θ är vinkeln mellan horisontalplanet och riktningen till en astronomisk radiokälla, samt m är
ett heltal. Då blir vinkelavståndet mellan två maxima
∆θ =
λ
,
d
(6)
och upplösningen bestäms alltså av avståndet mellan teleskopen. Denna interferometerteknik har
utnyttjats när man har byggt radioteleskop som VLA, vilket består av 27 teleskop i Y-formation
över en sträcka på några mil och kommer i framtiden att utnyttjas vid ALMA-teleskopet som
skall byggas i de chilenska Anderna. Den mest extrema tillämpningen av tekniken är VLBI (Very
2
Long Baseline Interferometry), där man utnyttjar interferometri mellan radioteleskop på olika
kontinenter. Upplösningen begränsas då av Jordens diameter på 12 000 km
∆θ =
0, 01
= 8 × 10−10 rad = 0, 2 millibågsekunder.
1, 2 × 107
(7)
I begränsad omfattning har man också utnyttjat interferometri med ett satellitbaserat radioteleskop.
På senare tid har man börjat experimentera med interferometri också mellan optiska teleskop,
vilket dock är mycket svårare eftersom det synliga ljuset har så mycket kortare våglängd, men
en del framgångsrika försök har gjorts vid till exempel VLT (Very Large Telescope), det stora
europeiska teleskopet i Chile.
5
Rymdbaserad astronomi
En annan begränsning för astronomin är att jordens atmosfär bara är genomsläpplig för vanligt
ljus och radiostrålning. För att kunna observera i andra våglängdsområden måste man flytta
ut instrumenten i rymden. Under de senaste trettiofem åren har man byggt satellitobservatorier
för infrarött, ultraviolett, röntgen och gamma-strålning. Instrumenten i infrarött och ultraviolett
påminner mycket om vanliga spegelteleskopet, men i extremt ultraviolett och röntgen så fungerar
inte vanliga speglar längre, utan man blir tvungna att bygga väldigt djupa paraboliska speglar som
reflekterar strålningen under en väldigt liten vinkel. För att uppnå stora insamlingsareor sätter
man ihop flera sådana speglar inuti varandra.
I gamma-området fungerar inte någon form av speglar. De instrument man använder här
påminner mer om de instrument som partikelfysiker i CERN använder. I vissa fall lämnar fotonerna
sådana spår i detektorerna att man genom att analysera spåren kan räkna ut varifrån fotonen kom.
I andra fall använder man masker som begränsar den del av himlen som instrumenten kan se, och
sedan räknar man hur många fotoner som kommer från den här delen av himlen.
3
