Ana-Maria
Constantin

# Telescopen

Uitgevonden in Nederland, in het begin van de 17e eeuw, worden telescopen door astronomen en astrofysici gebruikt voor hun waarnemingen. Met de ontwikkeling van de moderne wetenschap, worden telescopen tegenwoordig gebruikt voor waarnemingen in alle gebieden van het elektromagnetische spectrum, zowel binnen als buiten de aardse atmosfeer. Telescopen verzamelen licht met een ontvangend groot oppervlak, dat het binnenkomende licht convergeert. Het resulterende beeld wordt daarna bekeken met een oculair.

## Opening en openingsverhouding

Telescopen worden gebruikt voor het verzamelen van licht van objecten aan de hemel, en dat licht te laten convergeren in een punt, dat het brandpunt wordt genoemd. Hierbij behoren twee parameters, de opening en de openingsverhouding. De opening is de diameter van het licht verzamelende oppervlak van de telescoop – hoe groter de opening, hoe helderder het beeld. De verhouding van de brandpuntsafstand f, ten opzichte van de opening D van een telescoop, wordt de openingsverhouding genoemd. Deze bepaalt het lichtverzamelend vermogen van de telescoop. Lichtsterke telescopen hebben een kleine openingsverhouding, omdat er helderder beelden in minder tijd mee kunnen worden verkregen. Bij een toenemende openingsverhouding is er meer belichtingstijd nodig voor het verkrijgen van een helder beeld, en zegt men dat de telescoop langzamer is. De openingsverhouding wordt gewoonlijk aangegeven met f/n, hierin is n de verhouding brandpuntsafstand/opening.

## Aberraties

Voor het krijgen van afbeeldingen met telescopen, worden lenzen of spiegels gebruikt. Jammer genoeg ontstaan in beide gevallen beeldfouten, die aberraties worden genoemd. Sommige aberraties treden bij zowel lenzen als spiegels op, zoals astigmatisme en beeldveldwelving.

Astigmatisme komt voor wanneer de diverse delen van het lensoppervlak niet alle dezelfde brandpuntsafstand hebben. Na correctie van de lens voor astigmatisme, kan door verder lensfouten beeldveldwelving het beeld op een gebogen in plaats van op een plat vlak laten convergeren.

Maar er zijn ook aberraties die alleen bij lenzen, of alleen bij spiegels optreden.

Chromatische aberratie treedt op bij telescopen waarin lenzen worden gebruikt voor het convergeren van licht. Gewoonlijk is de brandpuntsafstand van een lens afhankelijk van de golflengte van het licht, wat wil zeggen dat het brandpunt voor blauw licht verschilt van dat voor rood licht. Hierdoor ontstaat een wat wazig beeld. Het effect van chromatische aberratie kan worden verminderd door het toepassen van correctielenzen. Spherische aberratie kan ook een probleem zijn met lenzen, als gevolg van hun vorm. Sferische lensoppervlakken laten inkomend licht niet in één punt convergeren. Daarom geeft men de voorkeur aan andere optische lensoppervlakken, zoals paraboloïde (een parabool gewenteld om de symmetrieas).Maar we zijn er dan nog niet, want er kan ook nog een coma-aberratie optreden. Deze wordt veroorzaakt door de afhankelijkheid van de brandpuntsafstand van de hoek waarmee het licht binnenkomt ten opzichte van de optische as van de telescoop. Hierdoor worden punten die niet op de optische as een beetje uitgerekt afgebeeld, in plaats van als een punt.

## Vergroting

Vergroting, de toename van de hoek waaronder een object in de telescoop is te zien, wordt bepaald door de verhouding van de brandpuntsafstanden van het objectief (vooraan) en van het oculair (voor het oog). Hoe groter de brandpuntsafstand van het objectief is, hoe sterker de vergroting. Als u een groot beeld wilt, dan moet u een objectief nemen met een grote brandpuntsafstand, en een oculair met een kleine brandpuntsafstand.

Bijvoorbeeld, met een objectief van 500 mm en een oculair van 25 mm is de vergroting 500/25 = 20, dus 20 keer.

## Gezichtsveld

Het gezichtsveld is de hoek die aan de hemel in het blikveld van de telescoop. Het schijnbare gezichtsveld van een telescoop wordt alleen door het oculair bepaald. Het is daarvan een karakteristiek kenmerk, en is gewoonlijk rond de 52 graden. Om het ware gezichtsveld te vinden, moet u het schijnbare gezichtsveld delen door de vergroting. Het ware gezichtsveld bepaalt het blikveld in de telescoop.

In &kstars; is een hulpmiddel aanwezig voor het gebruik (op de hemelkaart) van het ware gezichtsveld, met de naam GV-aanwijzer. U kunt die starten met menu-item Instellingen GV-symbolen GV-symbolen bewerken. Door te klikken op Nieuw... wordt een dialoog geopend waarin vier verschillende tabbladen: Oculair, Camera, Verrekijker en Radiotelescoop. Het gezichtsveld kunt u berekenen door het juiste tabblad te kiezen, en de gegevens in te vullen. Als u tenslotte op de knop GV berekenen klikt, wordt het gezichtsveld onmiddellijk berekend en eronder getoond. Thans kan &kstars; dit met de juiste afmetingen en vorm tonen in de hemelkaart. U doet dit, door een naam in te voeren voor dit gezichtsveld (zoals `20mm oculair` of `DSLR met lenzen`), en een vorm en kleur te selecteren die moeten worden getoond. Voor Oculair, gebruikt u de vorm Cirkel of Halfdoorlatende cirkelschijf, omdat het gezichtsveld van een oculair rond is. Voor Camera, gebruikt u Vierkant (eigenlijk een rechthoek), aannemende dat de sensor of film rechthoekig is, of vierkant. Als u meerdere oculairs en/of telescopen gebruikt, is het handig die met verschillende kleuren van elkaar te onderscheiden. Klikken op OK sluit de dialoog. Om het op het scherm te tonen, gaat u terug naar het menu Instellingen GV-symbolen , en selecteert u het nieuwe symbool met de er aan gegeven naam. U kunt het uitschakelen door er opnieuw op te klikken.

## Types van telescopen

Omdat voor waarnemingen in het hele elektromagnetische spectrum telescopen worden gebruikt, worden die onderverdeeld in Optische telescopen, en Ultraviolet-, Gammastraling-, X-straling (Röntgen)-, Infrarood-, en Radiotelescopen. Elk daarvan speelt zijn eigen rol bij het gedetailleerde onderzoek van objecten aan de hemel.

## Optische telescopen

Optische telescopen worden gebruikt voor waarnemingen in zichtbaar licht. Ze worden onderverdeeld in lenzen en spiegel-telescopen (refractors en reflectors), met als verschil het gebruik van lenzen of van spiegels voor het opvangen en convergeren van licht, afkomstig van een hemellichaam.

Bij Lenzentelescopen worden (minstens) twee lenzen gebruikt voor het maken van een beeld: een primaire lens, het objectief, dat het inkomende licht opvangt, en een beeld van de lichtbron vormt in het brandvlak, en het oculair, dat dienst doet als vergrootglas, waarmee het door het objectief gevormde beeld wordt bekeken. De twee lenzen zitten aan de uiteinden van een buis, waarvan de lengte kan worden gewijzigd om het beeld scherp te kunnen zien (scherpstellen). Zowel objectief als oculair kunnen meerdere lenzen bevatten.

De grootste huidige lenzentelescoop in de wereld is die van de Yerkes Sterrenwacht in Williams Bay, Wisconsin. Gebouwd in 1897 (!), heeft die een objectief van 1,02 m en een brandpuntsafstand van 19,36 m.

Bij Spiegeltelescopen daarentegen maakt men gebruik van spiegels voor het verkrijgen van een uiteindelijk beeld. Door het objectief te vervangen door een spiegel, verkrijgen we een brandpunt dat in de baan van het binnenkomende licht ligt. Een waarnemer in dit punt, zou een beeld kunnen zien, maar het inkomende licht blokkeren. Het brandpunt van de hoofdspiegel heet het Primaire brandpunt, en hiermee wordt ook de eerste categorie van spiegeltelescopen aangeduid. Dat wil zeggen dat bij deze telescopen met een spiegel het licht, afkomstig van een hemellichaam, wordt opgevangen, en dat het beeld in het primaire brandpunt kan worden waargenomen. Andere typen van spiegeltelescopen zijn Newton-, Cassegrain- en Coudé- telescopen..

Bij de The Newtontelescoop wordt een extra vlak spiegeltje geplaatst nabij het primaire brandpunt, dus in de baan van het inkomende licht. Hierdoor wordt het brandpunt naar elders verplaatst, opzij van de telescoop, en daardoor beter toegankelijk gemaakt voor waarneming. Natuurlijk blokkeert dit spiegeltje een deel van het inkomende licht, maar als het maar klein genoeg is, is dit verwaarloosbaar. Het mag uiteraard ook niet te klein zijn.

De Cassegraintelescoop is vergelijkbaar met de Newtontelescoop, maar nu wordt het inkomende licht weer in de richting van de hoofdspiegel teruggekaatst. In de hoofdspiegel bevindt zich een gat, om dit teruggekaatste licht door te laten, waarna dat kan convergeren in het brandpunt. Het tweede spiegeltje moet convex (bol) zijn om de brandpuntsafstand van het systeem te vergroten. De hoofdspiegel van een Cassegraintelescoop is paraboloïde (een omwentelingsparabool). Door die te vervangen door een hyperboloïde spiegel krijgt men een Ritchey-Chretientelescoop. Het voordeel daarvan is dat hiermee de comafout wordt tegengegaan, waarvan men bij de klassieke spiegeltelescopen last heeft.

Bij de Coudételescoop worden meerdere spiegels gebruikt voor het reflecteren van het licht naar een speciale ruimte, de Coudéruimte, die zich onder de telescoop bevindt. Een Coudételescoop heeft verschillende voordelen, die variëren van een lange brandpuntsafstand, nuttig voor diverse soorten astronomische waarnemingen, zoals spectroscopie (sterk uitgerekte spectra), tot het onnodig maken van een zeer groot instrument. Maar er zijn ook nadelen, want spiegels reflecteren nooit al het opvallende licht, zodat als men meerdere spiegels gebruikt, er uiteindelijk steeds minder licht wordt waargenomen. Aluminiumspiegels reflecteren bijvoorbeeld maar 80% van het erop vallende licht.

Bij Catadioptrische telescopen worden zowel lenzen als spiegels gebruikt. Het meest voorkomende type is de Schmidt-Cassegraintelescoop, die als voordeel een grote gezichtshoek heeft. Om coma te verminderen, wordt een sferische spiegel gebruikt, en een dunne correctielens die de sferische aberraties opheft. De tweede spiegel bevindt zich in het midden van de correctielens, het gereflecteerde licht gaat door een gat in de hoofdspiegel. Minder bekend is de Maksutovtelescoop, waarin ook een hoofdspiegel met correctielens wordt gebruikt, maar nu met concentrische oppervlakken.

## Waarnemingen op andere golflengten

Voor een gedetailleerd onderzoek, worden ook waarnemingen gedaan in andere gebieden van het elektromagnetisch spectrum. Zeer bekend en efficiënt zijn de radiotelescopen, waarvan de ontwikkeling halverwege de vorige eeuw begon, met onder andere de radiotelescoop in Dwingeloo (1956). (Met deze radiotelescoop, samen met de radiotelescoop van Parkes Observatory in Australië, met methoden ontwikkeld door de Nederlandse astronoom J.H. Oort, werd voor het eerst een afbeelding gemaakt van ons eigen melkwegstelsel. Iets dat met optische telescopen onmogelijk is).Zowel gewone als radiotelescopen moeten een goede resolutie (oplossend vermogen) hebben. Het oplossend vermogen kan worden berekend met de formule van Rayleigh, en is gelijk aan de golflengte van de inkomende straling, gedeeld door de diameter van het ontvangende oppervlak, maal 1,22 voor ronde oppervlakken. Dus voor een goede resolutie moet die diameter zo groot mogelijk zijn. De grootste (enkele) radiotelescoop ter wereld is die van Arecibo op Puerto Rico, die een schotel heeft met een diameter van 300m. Om hogere resoluties mogelijk te maken, hebben astronomen een nieuwe techniek ontwikkeld, met de naam interferometrie. De basisgedachte is meerdere telescopen te gebruiken die met elkaar samenwerken. Het effect is gelijk aan dat van een enkele telescoop met een opening (diameter ontvangende oppervlak) die gelijk is aan de afstand tussen de uiterste telescopen. Deze afstand kan zeer groot zijn (VLBI: Very Long Base Interferometry: Interferometrie met een zeer grote basis), en zelfs continenten beslaan. De radiotelescoop in Westerbork (WSRT: Westerbork Synthese Radio Telescoop), gebouwd in 1970, is op deze manier jaren lang de grootste radiotelescoop ter wereld geweest, thans is dat de Very Large Array in New Mexico. Op dit moment worden 50 radiotelescopen gebouwd, in de Verenigde Staten, Europa en Japan, die, met de VLBI-techniek, zullen samenwerken in het kader van de Atacama Large Millimeter Array (ALMA).

## Waarnemingen buiten de dampkring

Omdat op aarde waarnemingen worden beïnvloed door de dampkring, en in veel golflengten zelfs onmogelijk zijn, worden deze ook buiten de dampkring gedaan. We noemen hier de Hubble Space Telescope (HST) (de Hubble ruimtetelescoop), die een primaire spiegel heeft met de specificaties 2,4, f/24. De Hubble telescoop is in een lage baan om de aarde geplaatst, en omdat die geen last heeft van de dampkring, kunnen er zeer lichtzwakke objecten mee worden waargenomen. Een andere ruimtetelescoop is de James Webb Space Telescope (JWST), die in 2011 zou worden gelanceerd, maar mogelijk wordt dit project geschrapt. Houd de betreffende Wikipediapagina in de gaten. Volgens de Nederlandse pagina vindt de lancering nu (op het moment van vertalen) plaats in 2018.