AST1010 – En kosmisk reise Forelesning 6: Teleskoper.

Presentasjon om: "AST1010 – En kosmisk reise Forelesning 6: Teleskoper."— Utskrift av presentasjonen:

1 AST1010 – En kosmisk reise Forelesning 6: Teleskoper

2 De viktigste punktene i dag: Optikk og teleskop Linse- og speilteleskop De viktigste egenskapene til et teleskop Detektorer og spektrometre Teleskop for andre bølgelengder enn synlig lys

3 3 Teleskop Teleskop danner bilder av objekter. Benyttet av Galileo Galilei til å betrakte sola, planetene og stjerner – fra 1609. Andre like tidlige brukere var Scheiner, Fabritius, Harrison og Marius. To typer: – Refraktorer – benytter linser for å lage bilder. – Reflektorer – gjør bruk av krumme glasspeil belagt med et lag av reflekterende metall.

4 Refleksjon og brytning

5 Linser

6 Lys som faller inn på skrå? Lysstråler som faller inn på skrå brytes til punkter i brennplanet (fokalplanet). Det går gjennom brennpunktet og er loddrett på den optiske aksen.

7 7 Fargefeil – kromatisk aberrasjon I linser vil stråler med ulik farge ikke ha fokus på samme sted. Bildet får derfor et fargestikk.

8 AST1010 - Teleskoper8 Kromatisk korreksjon ved hjelp av 2 linser

9 9 Hulspeil og speilteleskop Lys inn langs aksen til et parabolsk speil vil reflekteres fra overflaten og samles i ett punkt.

10 AST1010 - Teleskoper Newtonsk teleskopmontering

11 11 Cassegrainmontering Med Cassegrainmontering føres lyset ut gjennom et hull i primærspeilet – hulspeilet – og fokus befinner seg på den optiske aksen. All tilleggsapparatur monteres på aksen bak primærspeilet og konstruksjonen blir stødigere.

12 12 Fordelene med speilteleskop Speilene virker likt på alle bølgelengder, altså ingen fargefeil. Det er bare en flate som må formes nøyaktig ved sliping – speiloverflaten. Speil kan lages mye større enn linser idet kravene til glassets kvalitet er lavere. Absorpsjon og refleksjon av lys i linser er mye større enn tap ved refleksjon på speilflater, især for ultrafiolette bølgelengder.

13 13 Tre hovedegenskaper ved teleskop Forstørrelse. Lysinnsamlende evne. Oppløsning – hvor godt greier teleskopet å skille mellom stjerner som står nær hverandre på himmelen. I hovedsak lager vi teleskop for å oppnå stor innsamling av lys slik at vi kan observere svakt lysende objekter.

14 14 Effekten av økende forstørrelse Stor forstørrelse minsker lysstyrken i bildet, minsker kontrasten, og minsker synsfeltet.

15 15 Lysinnsamlende evne Relatert til størrelsen av linse eller primærspeil eller teleskopåpning. Mengden av lys som samles inn er proporsjonal med arealet til denne så kalte aperturåpningen: A = (½) 2  d 2, hvor d er diameter for åpningen. – Øyets pupill: d = 5 millimeter, A = A 0 – Amatørteleskop: d = 15 cm, A = 10 3 A 0 – Palomarteleskopet: d = 5 m, A = 10 6 A 0

16 16 Oppløsningsevne forteller hvor godt man skiller mellom to lyskilder som er nær hverandre på himmelen. Galileis teleskop forbedret øyet med en faktor 20. Hubbleteleskopet har gitt en faktor 60 i tillegg.

17 AST1010 - Teleskoper17 Brytningsbilder

18 AST1010 - Teleskoper18 Brytningsbildet for en rektangulær åpning

19 19 Brytningsbildet fra to kilder

20 AST1010 - Teleskoper20 To kilder nær hverandre

21 21 Marginalt oppløste kilder Her vises situasjonen med marginal oppløsning: Primært intensitetsmaksimum for den ene kilden faller på samme sted som posisjonen for første minimum i brytningsbildet til den andre kilden.

22 22 Vinkeloppløsning – noen tall Sentralt i spektralområdet for synlig lys, = 500 nm, er oppløsningsvinkelen: – Amatørteleskop: D = 10 cm   = 6.1 10 -6 ~ 1.25”, – Hubble Space Telescope: D = 2.5 m   = 2.45 10 -7 ~ 0.05”,  gitt henholdsvis i radianer og buesekunder (”). Stor diameter gir høy oppløsning. For teleskop på bakken bestemmes oppløsning i praksis av turbulens i jordas atmosfære.

23 AST1010 - Teleskoper23 Registrering av lys: detektorer Tidligere benyttet man nesten bare fotografiske plater. I dag brukes ulike typer fotoelektrisk registrering. Vanligst er s.k. CCD – Charge Coupled Device. Figuren viser en CCD-brikke.

24 24 Prinsippet for spektrometre Hvitt lys faller inn på et refleksjonsgitter. Lysets splittes opp i farger. Fargene spres ut og registreres med en detektor. Avbilding gir detaljerte spektra med linjer.

25 25 Teleskop for alle bølgelengder Radioteleskop Sy nlig lys og infrarøde bølgelengder Røntgen- og gammateleskop

26 AST1010 - Teleskoper26 Radioteleskop Eksempel: Green Bank Telescope – det største styrbare enkeltstående radioteleskop. Parabolsk speil samler stråling på en dipol- mottager.

27 AST1010 - Teleskoper27

28 AST1010 - Teleskoper Radiointerferometer

29 AST1010 - Teleskoper29 Very Large Array - Soccorro

30 AST1010 - Teleskoper30 HST

31 AST1010 - Teleskoper31 Observatorier på Mauna Kea

32 AST1010 - Teleskoper32 Keck-teleskopene

33 AST1010 - Teleskoper33 Swedish Solar Telescope

34 AST1010 - Teleskoper34 La Palma observatoriene

35 AST1010 - Teleskoper35 ESO i Chile – SINFONI på Paranal

36 36 UV- og røntgenteleskop På bølgelengder i UV- og røntgen- området vil vanlige speil ikke reflektere lys. Refleksjonen er likevel høy ved streifende innfall. Setter sammen speil med hyperbolske og parabolske flater.

37 Chandra og XMM Skjematiske skisser 37 Chandra XMM - Newton

38 AST1010 - Teleskoper38

39 XMMs gullbelagte speil AST1010 - Teleskoper39

40 Neste forelesning: Merkur, Venus, Jorda, månen og Mars