Ana-Maria
Constantin

# Teleskop

Teleskopet, uppfunnet i Holland i början av 1800-talet, är det verktyg som används av astronomer och astrofysiker för sina observationer. I och med utvecklingen av modern vetenskap, används teleskop nu för tiden för observationer i alla delar av det elektromagnetiska spektrumet, innanför och utanför jordens atmosfär. Teleskop fungerar genom att samla in ljus via en stor yta, benämnd objektiv, som får det instrålade ljuset att konvergera. Den slutliga bilden kan betraktas genom att använda ett okular.

## Öppningsdiameter och fokalförhållande

Teleskop används för att samla in ljus från himmelsobjekt och få det att konvergera till en punkt, som benämns fokalpunkt. De beskrivs av två parametrar, öppningsdiameter och fokalförhållande. Diametern på den ljusinsamlande ytan kallas teleskopets öppningsdiameter: Ju större öppningsdiameter, desto ljusare blir bilden. Förhållandet mellan teleskopets brännvidd f och öppningsdiameter D definieras som fokalförhållandet. Det beskriver teleskopets förmåga att samla in ljus. Så kallade snabba teleskop har mindre fokalförhållande, eftersom de ger ljusare bilder med en kort exponeringstid. När fokalförhållandet ökar, behöver teleskopet längre exponeringstider för att ge en ljus bild, vilket är orsaken till att det är långsammare. Fokalförhållandet betecknas oftast med f/n, där n är förhållandet mellan brännvidden och öppningsdiametern.

## Aberration

För att ge en bild använder teleskop linser eller speglar. Tyvärr får man förvrängningar av bilden som kallas abberationer vid användning av båda två. Vissa abberationer är gemensamma för både linser och speglar, som astigmatism och fältkrökning.

Astigmatism uppträder när olika delar av linsen eller spegeln får det instrålade ljuset att konvergera på något olika ställen av fokalplanet. Vid korrigering av astigmatism, kan fältkrökning uppstå på linsens eller spegelns yta, vilket får ljuset att konvergera längs en kurva istället för på ett plan.

Dessutom finns det också specifika abberationer för linser och speglar.

Kromatisk abberation är en egenskap hos teleskop som använder linser för att få ljuset att konvergera. I huvudsak är linsens brännvidd beroende av våglängd, vilket betyder att fokalpunkten för blått ljus skiljer sig från den för rött ljus. Resultatet blir en suddig bild. Effekten av kromatisk abberation kan minskas genom att lägga till korrigerande linser i systemet. Sfärisk abberation kan också vara ett problem för linser, orsakad av deras form. Sfäroidiska ytor får inte ljuset att konvergera till en enda punkt, vilket är orsaken till att paraboloider föredras. Men även genom att använda dem har vi ändå problem, eftersom komafel uppstår i detta fall. Det orsakas av brännviddens beroende av vinkeln mellan riktningen på det instrålade ljuset och systemets optiska axel. Sålunda förlängs bilden av punkter som inte ligger längs den optiska axeln, istället för att vara punktformade, vilket vore det normala.

## Förstoring

Förstoringen, ökningen av ett objekts vinkelstorlek betraktat i ett teleskop, beskrivs som förhållandet mellan objektivets och okularets brännvidder. Ju större objektivets brännvidd är, desto större blir förstoringen. Om man vill få en stor bild behövs ett objektiv med lång brännvidd och ett okular med kort brännvidd.

Om man exempelvis har ett 500 mm objektiv och ett 25 mm okular, blir den erhållna förstoringsgraden 500 / 25, vilket ger 20, eller 20X.

## Synfält

Synfältet är den vinkel på himlen som täcks av teleskopet. Teleskopets skenbara synfält bestäms bara av okularet. Det är en specifik karaktäristik hos det, oftast omkring 52 grader. För att ta reda på teleskopets sanna synfält måste det skenbara synfältet divideras med förstoringen. Det sanna synfältet är den verkliga vinkel av himlen som täcks av teleskopet.

&kstars; har ett verktyg för att ta reda på och visa det sanna synfältet (på den virtuella himlen), som kallas Synfältssymbol. Det används genom att gå till menyn Inställningar Synfältssymboler Redigera synfältssymboler. Genom att klicka på Ny visas en dialogruta med fyra olika flikar: Okular, Kamera, Kikare och Radioteleskop. Välj relevant flik och mata in utrustningens specifikation för att beräkna synfältet. Klicka till sist på Beräkna synfält för att beräkna och visa synfältet direkt nedanför. &kstars; kan nu också visa det som ett område med den storleken på den virtuella himlen. För att göra det, ange ett namn på just det här synfältet (såsom `20 mm okular` eller `Digital spegelreflexkamera med refraktor`) och välj en form och färg att visa. Använd Cirkel eller Halvgenomskinlig cirkel för Okular, eftersom okularets fält är runt. Använd Fyrkant för Kamera (vilket i själva verket är en rektangel), med antagandet att sensorn eller filmen är rektangulär eller kvadratisk. När flera okular och/eller teleskop används, är det en god idé att skilja dem åt med olika färger. Klicka på Ok för att stänga dialogrutan. Gå tillbaka till menyerna Inställningar Synfältssymboler och välj det nya menyalternativet med det angivna namnet, vad det nu än var, för att visa synfältet på skärmen. För att inaktivera det, klicka på menyalternativet igen.

## Teleskoptyper

Eftersom teleskop används för observationer i hela det elektromagnetiska spektrumet, klassificeras de i optiska, ultravioletta, gamma-, röntgen-, infraröda och radioteleskop. Vart och ett av dem har sin egen, väldefinierade roll när det gäller att erhålla en detaljerad analys av ett himmelsobjekt.

## Optiska teleskop

Optiska teleskop används för observationer i det synliga fältet, och är i huvudsak refraktorer och reflektorer. Skillnaden mellan de båda är sättet som ljus från stjärnor samlas in.

Refraktorer använder två linser för att skapa en bild, en primär eller objektivlins som samlar in det instrålade ljuset och skapar en bild på fokalplanet, samt okularet vilket fungerar som ett förstoringsglas använt för att observera den slutliga bilden. De två linserna är placerade i motsatta ändar av en rörlig tub och avståndet mellan dem kan justeras för att erhålla den slutliga bilden.

Den största refraktorn i världen är Yerkes observatoriet i Williams Bay, Wisconsin. Det byggdes 1897, och har ett 1,02 m (40 tum) objektiv med brännvidden 19,36 m.

Reflektorer använder å andra sidan speglar istället för linser för att erhålla den slutliga bilden. Genom att ersätta objektivlinsen med en spegel får vi en fokalpunkt som ligger i det inkommande ljusets väg. En observatör som befinner sig i denna punkt skulle kunna se en bild, men skulle blockera en del av det instrålade ljuset. Huvudspegelns fokalpunkt kallas primär fokalpunkt, vilket också är benämningen på den första kategorin reflektorer. Sålunda använder teleskop med primär fokalpunkt en spegel för att samla in ljus från ett himmelsobjekt och bilden av objektet kan observeras i teleskopets primära fokus. Andra typer av reflektorer är Newton, Cassegrain och Coudé.

Newtonteleskop använder ytterligare en platt spegel, placerad i närheten av det primära fokuset, på det reflekterade ljusets väg. Det resulterar i att fokalpunkten flyttas till en annan plats på ett av teleskopets sidor, mer tillgängligt för observation. Naturligtvis blockerar också en spegel som placeras på det reflekterade ljusets väg en del av det instrålade, men om förhållandet mellan den primära och sekundära spegelns ytor är stort nog, är mängden av det instrålat ljuset som blockeras försumbar.

Cassegrainteleskopet liknar Newtonteleskopet, men i detta fall reflekterar den sekundära spegeln ljuset till teleskopets botten. Det finns ett hål i mitten av den primära spegeln som låter det reflekterade ljuset fortsätta på sin väg tills det konvergerar i fokalpunkten. Den sekundära spegeln måste vara konvex, eftersom den ökar systemets brännvidd. Den primära spegeln i ett Cassegrainteleskop är en paraboloid. Genom att ersätta den med en hyperboloid erhåller vi ett Ritchey-Chretien teleskop. Fördelen med att använda ett Ritchey-Chretien teleskop är att det tar bort komafelet hos de klassiska reflektorerna.

Coudétypen består av mer än en spegel som reflekterar ljuset till ett särskilt rum, Coudérummet, som är placerat under teleskopet. Fördelarna med att använda ett Coudételeskop varierar, däribland erhålls en lång brännvidd användbar inom olika astronomiska och astrofysiska fält, såsom spektroskopi för att undvika användning av större instrument. Men det finns också nackdelar med användning av ett Coudételeskop, eftersom ju fler speglar som ingår i systemet, desto mindre ljus kommer fram till detektorn. Det beror på att vid användning av aluminiumspeglar reflekteras bara 80 % av det infallande ljuset.

Katadioptiska teleskop är en typ av teleskop som använder system med både linser och speglar för att få ljuset att konvergera. Det mest populära katadioptiska teleskopet är Schmidt-Cassegrain teleskopet. Det har fördelen att erbjuda en stor synfältsvinkel. För att minimera komafel använder det en primär sfäroid spegel med en tunn korrigerande lins som tar bort sfärisk abberation. Den sekundära spegeln placeras i mitten av den korrigerande linsen, och reflekterar ljuset genom ett hål i den primära spegeln. Maksutov teleskopet är inte lika berömt som Schmidt-Cassegrain teleskopet, men dock vanligt, och använder också en korrigerande lins för den primära spegeln, denna gång med koncentriska ytor.

## Observationer med andra våglängder

Observationer utförs också i andra delar av det elektromagnetiska spektrumet för en detaljerad analys av himlen. Radioteleskop, i huvudsak utvecklade under det senaste århundradet, är mycket populära och effektiva, Ett vanligt problem med både radioteleskop och optiska teleskop är behovet av bättre upplösning. Ett teleskops upplösning kan härledas genom att använda Rayleighs kriterium, som anger att den möjliga upplösningen är lika med förhållandet mellan den instrålade våglängden och öppningsdiametern (gånger 1,22 för cirkulära öppningar). För en god upplösning behöver vi alltså så stora diametrar som möjligt. Det största radioteleskopet i världen är Arecibo-teleskopet i Puerto Rico, som använder en enorm parabol på 305 m i diameter. För att lösa problemet med upplösningen har astronomer utvecklat en ny teknik som kallas interferometri. Grundprincipen i interferometri är att man kan få en slutlig bild genom att observera samma objekt med två separata teleskop och "koppla ihop" de två ursprungliga bilderna. Nu för tiden är Very Large Array nära Socorro i New Mexico det mest effektiva observatoriet som använder interferometri. Det har 27 teleskop med 25 m öppningsdiameter, placerade i en Y-form. Det finns också en teknik kallad långbasinterferometri (VLBI, Very Long Baseline Interferometry), som ger astronomer en upplösning som sträcker sig över hela kontinenter. Århundradets största projekt av denna typ är byggnationen av Atacama Large Millimeter Array (ALMA), som ska använda 66 teleskop placerade i Atacama-öknen i norra Chile.

## Rymdbaserade observationer

Eftersom jordbaserade observationer påverkas av utsläckning på grund av jordens atmosfär, lyckas observationer utförda i rymden bättre. Vi nämner rymdteleskopet Hubble (HST, Hubble Space Telescope) som har en 2,4 m, f/24, primär spegel, den jämnaste spegel som någonsin konstruerats. Rymdteleskopet Hubble befinner sig i en låg bana runt jorden, och på grund av avsaknaden av atmosfär kan det observera mycket svaga objekt. Ett annat rymdteleskop är rymdteleskopet James Webb (JWST), som är planerat att skjuta upp 2018. Det kommer att ha en 6,5 m primär spegel och kretsa omkring en stabil gravitationspunkt på linjen mellan solen och jorden, som kallas den andra Lagrange-punkten (L2). Här balanserar dragningskraften orsakad av både jorden och solen centrifugalkraften för ett objekt som sätts i rörelse kring solen. Punkten har den särskilda egenskapen att om ett objekt placeras här, är det i jämvikt i förhållande till systemet bestående av solen och jorden. Den andra Lagrange-punkten befinner sig på linjen som förbinder solen och jorden, på andra sidan jorden. Ett teleskop som placeras här tar emot mindre termisk strålning, vilket förbättrar infraröda observationer.