Astronomi eller astrofysikk baserer det meste av sin viten om himmelobjektene på studier av den strålingen de sender ut. Teleskoper er nesten de eneste redskaper astronomene har til å observere strålingen. Vi kan med rette kalle dem astronomenes hovedverktøy. Vi starter derfor med å se på hvordan teleskoper fungerer. Vi deler inn teleskopene i linseteleskoper og speilteleskoper, alt etter som det er linser eller krumme speil som danner bilder av himmelobjektene. I dag er det nesten bare speilteleskoper som er i bruk blant profesjonelle astronomer og vi skal se hvorfor det er slik. Vi går igjennom hovedegenskapene for teleskoper og nevner tilleggsutsyr som er i bruk for å registrere bildene og splitte opp lyset i alle spektrale farger. Til slutt beskriver vi hvordan de teleskopene som brukes for observasjoner av bølgelengder utenom området synlig lys. 1
Det første teleskopet ble trolig bygget i 1608 av Hans Lippershey, en hollandsk brillemaker som levde fra 1570 til 1619. Han kalte instrumentet en kijker på hollandsk, et ord vi norske kjenner igjen. Straks teleskopet var oppfunnet, ble det tatt i bruk i astronomien, og ikke bare av Galilei. Personer som Scheiner, Fabritius, Harrison og Marius var nok om lag like tidlig ute. De første teleskopene var alle refraktorer. Men som vi har sett konstruerte Newton en reflektor rundt 1670. Gregory var trolig enda tidligere ute med sitt speilteleskop, som han beskrev alt i 1656. Optisk teori for teleskoper og linser ble også straks utviklet. Kepler laget den første beskrivelse av hvordan linsene virker. 2
Snells lov for lysbrytning er grunnleggende for å forså hvordan en linse virker. Snells lov sier at lys som går på skrå inn i et medium for eksempel fra luft til glass blir avbøyd. Hvis overgangen er fra luft til glass brytes strålen mot innfallsloddet. Innfallsloddet er normalen på glassoverflata. Dette er situasjonen tegnet i figuren. Vinklene φ og φ kalles henholdsvis innfalls- og brytningsvinkel og er vinklene mellom lysstrålen og innfallsloddet i luft (eller vakuum) og i glass. Relasjonen mellom disse vinklene er: sin φ / sin φ = n hvor n kalles brytningsindeksen. For glass i forhold til luft (eller vakuum som er nesten det samme) er verdien av n lik om lag 1.5. Hvordan forklarer vi at strålingen brytes? Årsaken er at lyset har ulik fart i ulike medier. La oss da tenke oss at vi har en plan bølgefront. I luft er bølgefronten gitt ved den stiplede linjen til venstre for glassoverflaten. På denne linjen tenker vi oss at alle lysstrålene er i samme fase, de befinner seg på samme stadium i svingningen. I figuren ser vi bølgefronten i vakuum/luft akkurat idet den øvre del av strålen treffer glasset. Inne i glasset må bølgefronten framdeles være plan. Her har vi tegnet fronten idet den nedre del av strålen nettopp passerer inn i glasset. Sidene fasen er den samme langs bølgefronten både innenfor og utenfor glasset så vil lengden av de røde strålene mellom bølgefrontene og glassoverflaten være tilbakelagt i samme tid både utenfor og inne i glasset. Og siden lyshastigheten er større i luft enn i glass så er denne lengden størst utenfor glasset i den nedre del av strålen. Litt geometri overbeviser oss om at vi har relasjonen ovenfor, med brytningsindeksen, n, lik forholdet mellom lyshastigheten i henholdsvis vakuum (eller luft) og i glasset, n = c vakuum / c glass Med n lik om lag 1.5 betyr dette at lyshastigheten i glass er 200,000 km/s. 3
En linse har overflaten formet slik at lysbrytingen mellom glasset og lufta bøyer av alle stråler som kommer inn loddrett på linseplanet og samler dem i ett punkt fokus (focal point) eller brennpunktet. Avstanden fra linsa til brennpunktet kalles brennvidden eller focal length på engelsk. Linseoverflaten formes ved å slipe til glasset i en spesiell fasong, for eksempel som to utbulnende flater som står mot hverandre. I tilfellet vist ovenfor sier vi at lyset faller inn langs, eller parallelt med, den optiske aksen til linsa. (Den optiske aksen står loddrett på linseplanet og går gjennom sentrum av linsa.) 4
Stråler av parallelt lys som faller inn på skrå brytes til punkter i brennplanet eller fokalplanet. Dette planet går gjennom brennpunktet og står loddrett på den optiske aksen, som vist på tegningen. Nå ser vi hvordan linsen kan danne et bilde i fokalplanet av omgivelsene, vel og merke når objektet er uendelig langt borte, som for eksempel stjernehimmelen. (Dersom vi studerer objekter nær oss, noen meter borte, vil avbildning komme i et plan som ligger litt unna brennplanet. Det er derfor vi må bevege linsa på fotografiapparatet vårt når vi fokuserer på objekter i ulik avstand fra fotoapparatet.) 5
Linser har et problem ved at lys med ulik farge ikke kommer til fokus i samme punkt. Årsaken er at lyshastigheten i glasset, og dermed brytningsindeksen, er litt forskjellig for de ulike bølgelengden i lyset. Forskjellene er ikke store, men er likevel merkbare og fører til at rødt lys samles i et fokus litt lenger fra linsen enn blått lys. Dette gir et bilde med fargestikk, litt utsmurt og farget i kantene.. 6
Til en viss grad kan man korrigere for fargefeil, eller kromatisk feil, ved å lage en sammensatt linse av flere ulike typer glass med litt forskjellige brytningsindekser. Da blir det mulig å samle strålene for alle bølgelengdene alle fargene i lyset i ett punkt med god tilnærmelse. Slike akromatiske linser må naturligvis anvendes i vanlige fotoapparater som benytter fargefilm. Men akromatiske linser blir komplekse og man taper lys fordi det reflekteres litt fra alle flatene det treffer. I en enkel linse treffer lyset bare to flater: luft til glass ved inngang og glass til luft ved utgang av linsen. Selv i den enkleste akromatiske linse treffer lyset fire flater og gode akromater kan være mer sammensatte og komplekse enn i eksempelet vist her. 7
Kromatiske feil eller fargefeil er en vesentlig ulempe ved et teleskop som bruker linser til å danne bilder. Og som vi skal se finnes det også andre vansker med denne typen instrumenter. Det er derfor gode grunner til å benytte krumme speil eller hulspeil som billeddannende elementer i stedet for linser. Prinsippet er vist i figuren. Lys som faller inn langs aksen til et speil med overflaten formet som en paraboloide, vil reflekteres fra overflaten og samles i ett punkt. Dette følger fra selve definisjonen av en parabel. Lyset reflekteres fra den parabelformede flaten som lages ved at glasset slipes i form av en rotasjonsparaboloide og belegges med et tynt lag av metall som reflekterer lyset godt, for eksempel aluminium. Vi har for øvrig de samme begreper som for linser: brennpunkt eller fokus, og brennvidde. Og ved skrått innfall får vi samling av lyset i et fokal- eller brennplan og bilder av utstrakte områder vil dannes i dette planet. 8
Det er enklere og billigere å lage et speil med en kuleformet (sfærisk) overflate enn med en paraboloidsk overflate, men en slik forenkling fører til at stråler som kommer inn i ulik avstand fra den optiske aksen ikke kommer sammen i ett punkt. Løsningen er å sette inn en korrigerende linse. Slike teleskoper blir laget, især dersom de skal ha kort brennvidde, og stor synsvinkel. De kalles Schmidt-teleskoper og brukes til å avbilde store felter av himmelen i en eksponering. 9
Et teleskop med brennpunkt eller brennplan inne i teleskoprøret er upraktisk selv om slike teleskoper finnes. For eksempel er det store Palomar teleskopet, med speildiameter 5 meter, bygget slik at observeringen kan foregå i primærfokus. Men dette er uvanlig. Isaac Newton, som bygget et av de første speilinstrumentene, fant derfor på å sette et plant speil i 45 graders vinkel litt foran fokus og kaste lyset ut gjennom et hull i siden på teleskoprøret. Her kunne han også sette inn et okular, eyepiece på engelsk, og betrakte fokus gjennom det. Alternativt kan man legge fokus helt utenfor røret og sette opp sitt kamera der. Arrangementet er ikke praktisk. Hvis man setter et registreringsapparat på siden av teleskopet, for eksempel et fotografiapparat eller et spektrometer, så fører man inn en vekt som vil bøye hele instrumentet. Denne bøyingen endres når teleskopet peker mot ulike steder på himmelen. Det er vanskelig å holde et slikt instrument godt nok justert og i fokus når det følger bevegelsen av stjernene over himmelen i løpet av en lang eksponering. Især gjelder dette dersom registreringsapparaturen er tung. Newtonsk montering er derfor lite brukt. 10
Med Cassegrain-montering føres lyset ut gjennom et hull i objektivspeilet hulspeilet og fokus befinner seg på den optiske aksen. All tilleggsapparatur monteres bak primærspeilet og det gir en stødigere konstruksjon. Det blir som å bruke en gammeldags, enøyd linsekikkert. Cassegrain- montering er derfor mye brukt, men mange andre monteringer er også i bruk. I Cassegrainmonteringen er foldningsspeilet, sekundærspeilet, krumt med en krumningsflate som buler utover. Dette har den virkning at brennvidden, avstanden til fokus, blir lenger, noe som gir større forstørrelse. En bakdel er at man får en skygge fra sekundærspeilet på objektiv- eller primærspeilet samtidig som man må skjære ut et hull i midten av speilet. Dette påvirker bildet noe, men ikke sterkt så lenge hullet og skyggen er liten sammenlignet med diameteren på objektivspeilet. 11
1. Speilene virker likt på alle bølgelengder. Vi unngår dermed fargefeil. De er akromatiske. Det kommer av at bildedannelsen bare avhenger av formen på speiloverflaten. 2. Det er bare speiloverflaten som må formes nøyaktig ved sliping. For en akromatisk linse må man slipe minst fire flater. 3. Speil kan lages mye større enn linser idet kravene til glassets kvalitet er lavere. Dette går på spørsmålet om luftbobler i glasset. En stor glassblokk av høy kvalitet må, etter å ha vært flytende, kjøles av langsomt. Under avkjølingen danner det seg luftbobler inne i glasset. Når lys går gjennom glasset i en linse vil det ikke være til å unngå at deler av lysstrålen vil gå gjennom en eller flere bobler. Dette ødelegger bølgefronten. I praksis kan man ikke lage kvalitetslinser større enn en meter i diameter. For speil er kravene til glassblokken mindre. Det man må passe på er at den slipte overflaten ikke treffer en boble i glasset et mye svakere krav. 4. Absorpsjon og refleksjon av lys i linser gir mye større tap av stråling enn refleksjon på speilflater, især for ultrafiolette bølgelengder. Tapene i linser økes ved at akromatiske linser har så mange overflater. Videre vil alle typer av glass absorbere sterkt fra blått (synlig) lys og mot kortere bølgelengder, mens et speil belagt med aluminium fortsatt reflekterer rimelig godt ned til 120 nm. 12
Lysinnsamlingen er det viktigste. Oppløsning er også viktig, men her er det ikke bare teleskopet som spiller en rolle, men også observasjonsforholdene, noe vi skal komme tilbake til. Forstørrelse er ikke en særlig viktig egenskap for astronomiske formål, noe vi straks skal begrunne. 13
Vi illustrerer begrepet vinkelforstørrelse ved hjelp av et linseteleskop. I en enkel form består et slikt instrument av en primærlinse, som kalles et objektiv, med brennvidde, f 1. Vi ser på avbildningen gjennom er okular, et eyepiece på engelsk, med brennvidde f 2. Et objekt som spenner over synsvinkelen, θ 1, i virkeligheten, vil spennes ut over en synsvinkel, θ 2, betraktet gjennom okularet. Vinkelforstørrelsen er dermed gitt ved forholdet, θ 2 / θ 1 som er omtrent lik forholdet mellom brennviddene, f 1 / f 2, Dette gjelder så lenge vinklene er små. Det er derfor ikke vanskelig å få stor forstørrelse hvis det er det man vil ha. Det er bare å sette sammen et okular med kort brennvidde og et objektiv med lang brennvidde. Men et slikt arrangement har andre ulemper. 14
Denne serien viser bilder av månen tatt med ulik forstørrelse. Den er oppnådd ved å bruke okularer med stadig kortere brennvidde. Vi ser at en virkning av stor forstørrelse er å minske lysstyrken i bildet. Den samme mengden lys spres nå ut over et større område i billedplanet. Kontrasten mellom sterkt lysende og svakere lysende områder avtar og gjør at bildet ser mer utvisket ut. Det kan også være en ulempe at synsfeltet minker. Da mister man kontekst, muligheten til å se de ulike deler av bildet i sin sammenheng. Dette kan være upraktisk når man ser på månen, men også når man betrakter et felt av stjerner. 15
Evnen til å samle inn lys er hovedgrunnen til at vi benytter teleskoper. Dette er mye viktigere enn forstørrelse, som er av liten betydning ut over en viss minimumsforstørrelse. Den mengden av lys som kommer inn i teleskopet er naturligvis proporsjonal med arealet, A, av teleskopets åpning, dets inngangspupill eller aperturåpning. 16
Oppløsningsevnen angir teleskopets evne til å skjelne detaljer i avbildningen, for eksempel til å registrere to atskilte kilder som står nær hverandre. Øyet har en oppløsningsevne som svarer til en vinkel på 1 bueminutt eller 60 buesekund under gode forhold. Galileis teleskop representerte en sterk forbedring over øyet og med Hubble Space Telescope er oppløsningen mer enn en faktor 1000 ganger bedre enn det øyet presterer. Likevel er det vanskelig å utnytte den forbedringen i oppløsning som et stort teleskop teoretisk kan gi. I praksis begrenses oppløsningen av lufturo, turbulens, i jordas atmosfære. Men siden HST befinner seg i bane rundt jorda utenfor atmosfæren, er det ikke påvirket av forholdene i jordatmosfæren. 17
Siden lys har bølgenatur vil en smal åpning, en spalt, ikke gi et skarpt avgrenset bilde på en skjerm bak åpningen. I stedet får vi en intensitet som fordeler seg med en kraftig topp i lysstrålens retning. Så avtar intensiteten gradvis med vinkelavstanden fra intensitetstoppen og blir lik null et stykke ute, for deretter å øke til en sekundær topp, som er mye svakere enn den primære intensitetstoppen. Dette gjentar seg med stadig svakere topper jo lenger bort fra lysstrålen vi kommer. Vi har et brytningsmønster slik vi ser det på bildet for en belyst smal spalte. 18
Her ser vi hvordan brytningsbildet for en rektangulær åpning ser ut. Svakere bilder av åpningen strekker seg ut til fire sider fra en sterk sentralavbildning i midten. 19
Et teleskop har en åpning, aperturen, som kan svare til speilet eller objektivlinsa. Avbildningen av en stjerne vil derfor få et brytningsmønster, slik vi ser her, hvor teleskopet er rettet mot to stjerner som blir avbildet, ikke som lysende punkter, men som to brytningsbilder. 20
Her ser vi brytningsbildene til to stjerner som står nær hverandre på himmelen. Avbildningen av hver stjerne har en sentral skive i midten med høy intensitet, kalt Airy-skiven, hvor mesteparten av lyset samles. Rundt denne finner vi ringer med lavere intensitet. Brytningsbildene har sirkulær form fordi teleskopet har en sirkulær aperturåpning. 21
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. Fra teorien om brytningsbilder, diffraksjon, finner vi at dette skjer når vinkelen mellom de to kildene er gitt ved θ 1 = 1.22 λ / D hvor λ er lysets bølgelengde og D er diameter for aperturåpningen. Faktoren 1.22 gjelder for sirkulære aperturer. Med andre fasonger på aperturåpningen vil denne faktoren være litt større. Det gjelder også hvis vi har en Cassegrainmontering med et hull skåret ut i sentrum av speilet og et sekundærspeil som skygger for deler av primærspeilet. Men som nevnt tidligere blir variasjonene i praksis små og formelen er en god tilnærmelse i de fleste praktiske tilfeller. 22
Dersom et teleskop i praksis oppnår vinkeloppløsningen gitt ved formelen for teoretisk oppløsning, så sier vi at teleskopet er diffraksjonsbegrenset. Bedre kan ikke oppløsningen bli! I praksis har likevel oppløsningen vært avgrenset av lufturo selv om man i dag kan bygge aktiv optikk som korrigerer for slik lufturo med god tilnærmelse, især i infrarødt lys hvor lufturoen er minst. (Se notat til slidene 35 og 37 for litt mer om dette.) 23
Vi skal ikke gå i detalj om hvordan registreringen av intensitet med en CCD gjøres, men bare minne om at CCD-detektorer i dag finnes over alt, for eksempel i foto- og videokameraer til hverdagsbruk. Astronomene var tidlig ute med å skaffe seg slike detektorer av høy kvalitet. En CCD registrerer lyset som faller på den og leverer et mål på intensiteten i atskilte punkter eller områder som kalles piksler. En nokså enkel CCD i dag har 2000 x 2000 piksler eller bildeelementer og CCD er med 10 million piksler er ikke uvanlig. Fordelen med CCDer og andre fotoelektriske detektorer er at de gir et signal som er direkte proporsjonalt med lysstyrken som faller på dem, og at deres følsomhet og spennet i intensitet som de kan registrere er mye større en det man får ut av en fotografisk emulsjon. Bakdeler er at pikslene ennå er større en de fine kornene i finkornet fotografisk film og at størrelsen, antallet piksler på en detektor ennå er begrenset. Begge disse bakdelene vil likevel snart være en saga blott. Utviklingen av CCD-detektorer har gått eventyrlig raskt siden de ble oppfunnet i 1969 av Boyle og Smith ved AT&Ts Bell Laboratories. 24
Store CCD-kameraer kan settes sammen som en mosaikk av et stort antall brikker. Dette er det største CCD-kamera bygget til nå. Kapasitet er 1.4 Gigapixel. Det består av en mosaikk på 64 x 64 brikker som hver har 600 x 600 pixler. Brikkene dekker et areal på omlag 40x40 centimeter. Hver pixel er 10 mikrometer stor. 25
Her vises prinsippet for et spektrometer som bruker et gitter til å spre lyset ut i alle farger. I denne forenklede skissen har man utelatt at spektrografen må ha en inngangsspalt som står i fokalplanet til det første speilet. Parallelt lys fra dette speilet treffer et refleksjonsgitter som sprer lyset i alle bølgelengder. Denne strålen samles igjen ved hjelp av et kameraspeil og detektoren plasseres i brennplanet for dette speilet. Et refleksjonsgitter er et speil med mange (flere tusen) smale riss. Disse rissene virker som kildepunkter for nye bølger og vi får konstruktiv (forsterkende) refleksjon av en gitt bølgelengde i en bestemt refleksjonsretning fra gitteret. Lyset reflekteres da i en bestemt retning som varierer med bølgelengden, og spres dermed ut i alle farger. Man kan også bruke glassprismer i stedet for gitre for å splitte opp lyset i farger. 26
I den avsluttende delen av denne forelesningen skal vi beskrive noen utvalgte eksisterende instrumenter og observatorier. Vi skal se på virkemåten av interferometere som man får ved å sette sammen signaler fra flere identiske instrumenter som står på forskjellige steder. Interferometri har vært mye i bruk i radioastronomien til å øke vinkeloppløsningen til radioteleskoper, men kommer nå i stadig økt bruk også for infrarøde bølgelengder. Til slutt tar vi for oss de spesielle speilteleskopene som vi trenger for å kunne avbilde objekter i røntgenlys. 27
Radioastronomi skjøt fart etter 2 dre verdenskrig, basert på kunnskaper om radar utviklet under krigen. Radioteleskoper er antenner formet som paraboloider. De samler strålingen i et fokus hvor en dipol (i sin enkleste utforming en metallstang) fanger opp de elektriske feltene i strålingen. Her vises en skisse av Green Bank Telescope som er det største styrbare og enkeltstående radioteleskop i verden. Parabelens diameter er 100 meter. Den styrbare parabolsk formede antennen fungerer i stor grad som et teleskopspeil. Den kan pekes i mange forskjellige retninger på himmelen slik at man kan observer radiokilder over en stor del av himmelkulen. Slike isolerte radioteleskoper har begrenset vinkeloppløsning. Grunnen er naturligvis at radiobølgene har lang bølgelengde. Vi husker formelen : θ 1 = 1.22 λ / D, hvor λ er bølgelengen og D er speilets diameter. En bølgelengde på 21 cm er vanlig brukt i radioastronomien fordi vi her har en spektrallinje fra hydrogen som brukes til å oppspore hvor vi har skyer av gass mellom stjernene. Setter vi dette inn får vi for Green Bank observatoriet θ = 0.0025 radianer eller om lag 9 bueminutt. Det er atskillig dårligere enn 1 buesekund som de fleste optiske instrumenter presterer. 28
Arecibo er verdens største radioteleskop. Arecibo observatoriet på Puerto Rico er verdens største radioteleskop med en diameter på 305 meter, men det er ikke styrbart. Her er det parabolske speilet bygget inn i en fordypning i terrenget. Mottageren er flyttbar og er hengt opp over reflektoren. Ved å flytte på mottageren, kan man styre retningen man mottar stråling fra, men bare i begrenset grad. 29
Den dårlige oppløsningen for enkeltstående antenner kan forbedres radikalt ved bruk av et interferometer. I prinsippet kan det bestå av to antenner hvor vi setter sammen signalene fra begge antennene. Da kan vi måle gangforskjellen, BC, for strålingen fra en kilde og bestemme kildens posisjon fordi vi også vet hvor langt fra hverandre de to antennene står. Resultatet blir en vinkeloppløsning som vi kan skrive θ 1 ~ λ / L, hvor L nå er avstanden mellom antennene, og denne avstanden kan naturligvis gjøres mye større enn antennenes diametre. 30
Very Large Array VLA befinner seg i Soccorro i New Mexico. Her er mange 26 meters- antenner plassert i en Y-form ute på en stor, flat slette. Signalene fra de enkelte antennene kan settes sammen slik at hele anlegget virker som et interferometer. Antennene kan kjøres slik at avstanden på det meste blir 36 km. 31
I dag kan man sette sammen signaler fra radioobservatorier over hele verden og dermed få interferometere med avstander mellom mottagerne på opp til 10,000 km. I fremtiden vil vi ha radio- interferometere i verdensrommet. Resultatet er at radiokilder i dag kartlegges med mye større posisjonsnøyaktighet enn kilder som observeres i synlig lys. Men interferometere som virker i infrarødt er allerede her, jfr. Keck teleskopene, og optiske interferometere er på vei. Noen regneeksempler: D/L λ = 21 cm λ = 1 cm Green Bank 100 m 7.2 0.3 Arecibo 305 m 2.4 0.1 VLA 36 km 0.02 0.001 VLBI 10,000 km 7x10-5 (4 10-3 ) 3.4x10-6 (2 10-4 ) Her angis størrelsen λ/d henholdsvis λ/l i bueminutter for disse fire teleskopene/interferometrene. Som frittstående teleskoper er oppløsningen for radioinstrumenter mye dårligere enn for teleskoper i synlig lys, men som interferometere overgår oppløsningen alt som enkeltstående optiske instrumenter presterer. 32
Noen data. HST er et 2.5 m teleskop i bane rundt jorda siden 1990. Det har fire fokalplaninstrumenter. I sin bane noen hundre km over bakken påvirkes avbildningen ikke av lufturo i jordatmosfæren. HST observerer like mye i ultrafiolett og infrarødt som i synlig lys. Det er gjennomført serviceturer og utskiftinger av instrumenter for HST, sist i 2009. Men det vil ikke bli foretatt flere reparasjoner og utskiftinger og dette fører til at teleskopet går ut av drift senest i 2014.. 33
Observatorier på Mauna Kea. På toppen av vulkanen Mauna Kea på Hawaii ligger en gruppe teleskoper i omlag 4000 meters høyde. Det mest omtalte utgjøres av tvillingteleskopene Keck I og II, lengst til høyre på fjelltoppen. 34
Her ser vi en tegning av Keck-observatoriet med takene fjernet. Diameter for hvert av de to teleskopene er 8 m. Hvert 8 m speil er sammensatt av mindre enheter, 36 i tallet. Disse kan beveges individuelt på en slik måte at man til en viss grad kompenserer for lufturoen. De observerer forøvrig i infrarødt hvor lufturoen er mindre enn for synlig lys. Man kan dessuten blande signalene fra de to teleskopene på en slik måte at de tjener som et interferometer. (Se slide 42 for informasjon om interferometre.) Da øker oppløsningen sterkt. Observatoriet er oppkalt etter den private velgjøreren som har donert midler til byggingen. 35
Det svenske solobservatoriet Swedish Solar Telescope SST ligger på toppen av La Palma, en av Kanariøyene med en utslukt vulkan, 2500 m høy. Dette teleskopet er i dag det beste instrument i verden for observasjoner av sola i synlig lys. Det har en 1 m diameter linse som bildedannende element. Cølostaten som vi ser på toppen av teleskoptårnet, består av et arrangement av speil som kan beveges slik at lyset hele tiden kastes ned i den vertikale sjakten selv om sola endrer både høyde over horisonten og azimut i løpet av dagen. 36
SST på toppen av tårnet. SST har aktiv optikk. Det betyr at man delvis kan korrigere for de bevegelsene og utsmøringen i bildet som lages av turbulens i jordatmosfæren. Dessuten er lufturoen liten på LaPalma-observatoriet. I jordas atmosfære vil lufturo, turbulens, både i høye luftlag og nær bakken, bryte opp den plane bølgefronten til lyset. Dette skyldes at variasjoner i temperatur og tetthet på grunn av turbulensen, endrer luftens brytningsindeks litt, og lysstrålene bøyes dermed litt forskjellig. Resultatet blir at bildet av sola i teleskopets brennplan hopper rundt, og at de ulike deler av solbildet hopper i forskjellige retninger. Noen av bevegelsene er så raske at de etterlater et inntrykk av et utsmurt bilde. Ved hjelp av gode naturlige vilkår, aktiv opptikk, spesielle observasjonsprosedyrer og og godt utarbeidede metoder for databehandling etter at observasjonene er gjort, kan virkningen av denne lufturoen fjernes og vi får tilbake en avbildning som har en vinkeloppløsning som svarer til den man får med et 1 meter diameter teleskop, altså 5 x 10-7 radianer eller 0.1 buesekund. Heldigvis har Norge betalt en andel av dette teleskopet som gir oss rett til 10-15% av observasjonstiden. 37
La Palma-observatoriene. Her viser vi at fjelltoppen på LaPalma har en rekke observatorier. 38
ESO i Chile. European Southern Observatory ESO representerer et samarbeid mellom 11 europeiske nasjoner. Norge ikke medlem. ESO har hovedkvarter i Europa, men observasjonsstasjonene er i det nordlige Chile, på La Silla og Paranal. På disse stedene har ESO en rekke teleskoper. Ett av dem er SINFONI på Paranal et 8.2 meters teleskop med aktiv optikk slik at man korrigerer for virkningen på avbildningen fra lufturoen. SINFONI åpnet i juli i 2004. I dag har vi i alt 4 teleskoper med 8 m diameter på Paranal. De kan observere sammen som et interferometer i infrarødt. 39
Til venstre ser vi instrumentene i for et av instrumentene på Paranal, SINFONI, som har adaptiv optikk. Til høyre vises det første bildet tatt med SINFONI. Stjernen blir avbildet som en skive med en diameter på 60 10-3 buesekunder og vi ser diffraksjonsringer rundt denne. Siden dette bildet er tatt i infrarødt lys på bølgelengden 2200 nm, hvor oppløsningen for et 8 m teleskop er 55 millibuesekund (55 10-3 buesekunder) må denne avbildningen betegnes som diffraksjonsbegrenset, så god som det er mulig å få til selv utenfor atmosfæren. 40
Sender man røntgen- eller UV-lys rett inn på en speilflate vil ingen ting bli reflektert. Det gjelder for all røntgenstråling, λ<10 nm, og for store deler av UV, selv om man der kan finne materialer å lage speilene av som har en viss refleksjon i deler av UV området. Eksempler er speil av gull, osmium og silisium karbid. Men all stråling uansett bølgelengde, vil reflekteres godt fra flater dersom lyset har streifende innfall, det vil si at innfallsvinkelen er nær 90 grader. Et eksempel på den sterke refleksjonen ved streifende innfall ser vi på stranda en sommerettermiddag når sollyset glitrer kraftig i småbølgene på sjøen. Streifende innfall får vi fordi vinkelen mellom sollyset og sjøoverflata kan bli liten (og innfallsvinkelen tilsvarende stor) langs sidene i bølgen. Astronomene lager teleskoper for streifende innfall som består av kombinasjoner av parabolske og hyperbolske flater. Sentraldelene av paraboloiden og hyperboloiden er skåret bort; refleksjonene skjer bare fra et segment langt ute. Disse teleskopene kalles Wolter-teleskoper etter Hans Wolter som lanserte dem rundt 1950. De ser ut som rør. Vi trenger to refleksjoner, fra både en hyperbolsk og en parabolsk flate, for å minske en avbildningsfeil som kalles coma og som ellers ville smøre ut bildet på en håpløs måte. Figuren viser de to vanligste typer Wolter-teleskoper. 41
Chandra og XMM Newton er begge Wolter I-teleskoper og dekker bølgelengdeområdet 10 nm til 0.1 nm. XMM har størst speilareal og er mest følsomt, men Chandra har betydelig bedre oppløsning i vinkel og energi (bølgelengde). XMM har også en optisk komponent hvor man kan studere det som røntgeninstrumentene ser i vanlig synlig lys. Begge instrumentene ble skutt opp i 1999 og har derfor vært i drift i mer enn 10 år. Begge instrumentene er utstyrt med så vel spektrometre som med avbildende kameraer. Begge teleskopene er store og tunge instrumenter slik vi tydelig ser i neste bilde av XMM i laboratoriet på bakken før oppskytning. 42
43
Chandra speilene. Her ser vi speilsystemet for Chandra. Speilene ser ut som korte rør, og vi legger merke til at Chandra har flere sett av Wolter teleskoper, fire i tallet, det ene inni det andre. Dette er gjort for å øke den totale speilflaten og dermed lysinnsamlingsevnen for teleskopet. Med streifende innfall og rørformede speil blir den reflekterende overflaten av hvert enkelt speil liten. Et slikt nested set av speil øker derfor instrumentets lysinnsamlende evne vesentlig. 44
Figuren viser de store gullbelagte speilene til XMM Xray Multi-Mirror Mission. Skille mellom den parabolske og hyperbolske delen av speilene er lett å se. XMM har 58 sett av slike gullbelagte speil lagt inn i hverandre. 45
46