teleskop99.html
© J. Westman 1999, 2005, 2006, 2012

Det pratsamma ljuset.

Har ni aldrig undrat hur det kommer sig att astronomer och astrofysiker uttalar sig så tvärsäkert om vilka grundämnen det finns i stjärnor och hurudana förhållandena där annars är? Astronomins subjekt finns på himlen oåtkomliga för alla klåfingriga laboranter. Ändå klarar vetenskapen sedan mer än 150 år av att tyda de budskap som finns i ljus och annan strålning från himlaobjekten. Under 1900-talet har astronomernas förmåga att observera fenomen i rymden sträckts ut så långt något överhuvudtaget kan observeras. En stor del av framstegen beror på utvecklingen av de instrument där observationerna sker i synligt ljus. Redan år 1800 upptäcktes att Solen strålar även med lägre våglängder än de i det synliga röda ljuset, och 1801 att det även finns solstrålning som är blåare än synligt blått. Under 1900-talet har astronomerna kunnat börja observera alla våglängdsområden, från gamma till radiostrålning.


jw sept 1999, uppdat. 7 apr-12


Under 1900-talet har astronomin allra mest handlat om förhållandena på planeterna och ute bland stjärnorna. Astrofysikerna gör upp modeller för hur stjärnorna är uppbyggda i det inre, hur de har kommit till och hur de utvecklas - och i de flesta fall har observationerna bekräftat de teoretiska förutsägelserna.

Geheimerådet Johann Wolfgang von Goethe (1749 - 1832) är känd som estet och diktare, mindre känt är att han även var sysselsatt med naturvetenskap, och att han under 1800-talets första årtionde publicerade en polemisk skrift mot Isaac Newtons uppfattning av ljusets natur, särskilt det att det vita ljuset skulle vara sammansatt av ljus av många olika färger, dvs som vi nu vet, av olika våglängder. Tanken att ljuset kunde innehålla mer information än vad ögat kunde uppfatta var von Goethe fullständigt främmande. Han var inte den enda. Filosofen Auguste Comte (1798 - 1857) lyckades ta ett steg vidare år 1835:

"Vi förstår hur det är möjligt att undersöka himlakropparnas former, deras avstånd och deras storlekar och rörelser, men - vi kommer aldrig , inte med några som helst metoder, att kunna studera deras kemiska sammansättning, deras mineralogiska uppbyggnad eller naturen av de organiska varelser som lever på deras ytor. Jag vidhåller tillockmed att varje slag av kunskap om stjärnornas verkliga temperaturer oundvikligen kommer att förbli förborgade för oss."
Auguste Comte 1835

Det här alltså av en filosof som faktiskt trodde på att det enda vi säker kan veta om omvärlden är sådant som fysiskt kan utforskas: Auguste Comte räknas som positivist. Men - han var illa informerad.

Jag vidhåller tillochmed att varje slag av kunskap om stjärnornas verkliga temperaturer oundvikligen kommer att förbli förborgade för oss."

Vilken bysmed som helst hade kunnat upplysa Comte att det järn som de hamrade ut till liar och hästskor ändrade färg från djuprött till klarrött och vidare till orange och gult ju mer det hettades upp. Men herrarna kanske inte betraktade det de kunde se i smedjor med den blicken. Andra gjorde det. Under Comtes tid spekulerade astronomerna redan kring sambandet mellan stjärnornas färg och hur heta de kunde vara. Under 1800-talet handlade astronomin om förhållandena på planeterna. Då 1900-talet gick in förflyttades tyngdpunkten ut bland stjärnorna i vår Vintergata, och till galaxernas värld, där vår Vintergata endast är en av miljarder världs-öar.

Under slutet av adertonhundratalet undersökte fysikerna mera noggrannt de färgförändringar som hör samman med temperaturer, och de fick fram en serie empiriska lagar: Österrikarna Josef Stefan och Ludwig Bolzmann beskrev på 1880-talet hur värmeflödet ur ett föremål ökar med temperaturens fjärdepotens. Wilhelm Wien ställde på 1890- talet upp en lag om hur strålningsvåglängderna är fördelade och hur strålningstoppens våglängd är beroende av temperaturen. Och då kunde astronomerna ta tempen på solen och stjärnorna.

Sambandet mellan stjärnornas temperatur och ljusstyrka reddes ut av dansken Ejnar Herzsprung och amerikanen Henry Norris Russel under första världskrigets år - det visar sig att största delen av alla stjärnor följer en lagbundenhethär: när man lägger ut dem på ett diagram med temperatur eller färg vågrätt, hett och blått till vänster och svalt och rött till höger, och sedan ljusstyrkan lodrätt; svagt nere, ljusstarkt uppe - så hamnar de allra flesta på ett band som går diagonalt över diagrammet: En huvudserie som den kallas, med ljusstarka, heta stjärnor uppe till vänster, och svala ljussvaga nere till höger.

Det finns undantag: jättar och överjättar, som är röda, svala men ända ljusstarka, och därmed vet man att de är stora. Sen finns det heta, vita men ändå ljussvaga - de är de vita dvärgarna, som utgör ett slutskede i stjärnornas utveckling. Sådana här diagram kallas Herzsprung-Russell-diagram, och alla som vill bekanta sig med astronomi kommer att stöta på dem.

Kunnandet om atomernas och atomkärnornas värld togs snabbt i bruk: redan 1926 beskrev britten Arthur Eddington stjärnornas inre med en serie tillståndsekvationer som ännu i stort används. Efter andra världskriget har de kärnreaktioner som sörjer frö att stjärnorna får energi retts ut – på femtitalet kom den modell som i stort är i bruk idag, av Geoffrey och Margaret Burbridge, William Fowler och Fred Hoyle. Nobelpriskommitten för fysik gjorde nog sig skyldig till en blodig orättvisa, när den belönade de andra, men inte Hoyle för den här utredningen.

Det visar sig att både stjärnans temperatur, och den takt i vilken den utvecklas, hänger samman med hur mycket massa den innehåller: Små stjärnor lyser svagt, men de lyser länge på huvudserien, Solen i totalt kanske tio miljarder år, sen sväller de upp och blir jättestjärnor, slutligen kollapsar de till vita dvärgar.

Stora tunga stjärnor strålar kraftigt uppe till vänster på huvudserien, men fröjden är kortvarig - några tiotal miljoner år bara, och sedan bär det iväg från den heta zonen uppe till vänster till överjättezonen uppe till höger i HR-diagrammet, och till slut smäller det. Det som blir kvar syns inte på något Herzsprung-Russell-diagram, men kan ses i spektrogram från explosionerna : Nyskapade tunga grundämnen, som kastas ut för att bli råstoff för nya stjärnor, och eventuellt planetsystem.

Astrofysiken blir en vetenskap.

..."vi kommer aldrig, inte med några som helst metoder, att kunna studera deras kemiska sammansättning..."

När Comte skrev sina tvärsäkra rader 1835 så höll redan metoderna att göra kemisk analys på stjärnljus på att utvecklas. Isaac Newton hade ren på 1600-talet upptäckt att solljus som man låter lysa genom ett prisma bryts upp i ljus av olika färger - ljusets spektrum. Tjugo år före Comte drog upp gränsen för vetandet hade en optiker som hette Josef von Fraunhofer upptäckt att det finns mer information i solljus än bara en mängd färger. I von Fraunhofers förnämliga prisma-anordningar syntes mörka linjer som alltid hade bestämda våglängder ligga över färgspektrumets ljusband. Drygt tjugo år efter Comte, 1859, bekräftade två kemister Gustav Robert Kirchhoff och Robert Wilhelm Bunsen det som många hade gissat redan innan: spektrallinjerna är kemiska signaturer, och spektralkemin fick fart: Bunsens gasbrännare hettade upp prover i laboratorierna och grundämne efter grundämne identifierades: som lysande linjer om själva grundämnet i gasform hettades upp, som mörka ifall grundämnet förekom som kall gas framför en upphettad ljuskälla.

Spektroskopin visar att den del av materian i Universum som vi ser till mer än två tredjedelar består av det enklaste grundämnet, väte. Största delen av resten är det näst-enklaste grundämnet, helium. I stjärnor sammanslås väteatomer till heliumatomer och det är den här fusionen som gör att stjärnorna får energi nog att lysa. Ändå är största delen av det helium som finns i Universum idag rester av fusioner som ägde rum kort efter allt allting hade börjat, i den stora smällen. Resten av grundämnena har bildats inuti stjärnorna.

Grundämnet helium upptäcktes först i spektrum från solen, det var 1868. Först år 1885 upptäckte kemister att heliumgas också förekommer här på jorden.

Adertonhundratalets spektralkemi var en empirisk vetenskap. Varför grundämnen och även kemiska föreningar för den delen - faktiskt ger sig till känna på det här sättet, det började få sin förklaring i och med Maximilian Karl Ernst Ludvig Plancks teori om strålningspaket- ljuskvanta - år 1900. Kvantmekaniken lär, att allt som finns i och som sker i atomens värld finns och sker vid entydigt givna energi-nivåer. När atomer hettas upp så tar elektronerna i dem åt sig värme-energin först vid vissa givna energinivåer som motsvarar bestämda strålningsvåglängder. Där upstår mörka linjer i ett spektrum - tecken på att atomer av ett givet grundämne finns där mellan ljuskällan och spektrografen - tillexempel luften i jordatmosfären - och suger åt sig energi. När atomernasvalnar så lämnar de ifrån sig energier på samma nivåer - och nu ser vi lysande linjer i spektrumet, som berättar vilka grundämnens atomer som glöder.

Inte nog med det. Lägg på ett magnetfält över den glödande gasen - och vips syns det på spektrallinjerna som en särskild effekt, spektrallinjerna delar sig , på det viset vet vi att solfläckarna omges av mycket kraftiga magnetfält.

Låt laddade atomer röra sig i ett magnetfält: vips kommer det att magnetfältet bromsar dem att ge sig till känna som radiostrålning av annan art än värmestrålning.

Låt tunn kall gas av väteatomer sväva mellan stjärnorna - när väteatomkärnan och dess enda elektron byter spinnriktning så sänder vätet ut en foton med våglängden 21 centimeter och så vet radioastronomerna att de har ett moln neutralt väte framför sig - och eftersom det är en äkta spektrallinje så visar varje förskjutning av våglängden hur vätgasen rör sig. och så vidare.

Det verkar faktiskt som om naturen skulle lida av pratsjuka: så gott som alla fysikaliska fenomen absorberar eller sänder ut nånslags strålningskvanta, eller påverkar strålnignen på olika mätbara sätt.

Det behöver inte vara synligt ljus: elektromagnetisk strålning förekommer i alla tänkbara våglängder från ytterst energirik och ytterst kortvågig - det vill säja högfrekventa - gammastrålningen, där våglängderna är tusenmiljardedels till hundramiljardedels meter, till den energifattiga lågfrekventa radiostrålningen med våglängder långt över kilometerlängd. Under 1900-talet har framsteg inom tekniken öppnat nästan alla de här våglängdsbanden för forskningen.

Fjärrkartläggning.

"...deras mineralogiska uppbyggnad eller naturen av de organiska varelser som lever på deras ytor..."

Spektroskopin ger uppgifter om de glödande gaser som finns i stjärnor och till en del om de kalla gaser som stjärnljuset passerar - tillexempel vilka gaser solljuset har råkat ut för om det under sin väg har återkastat från ytan av planeten Mars. Svårigheten är här att gaser i vår egen atmosfär också sätter sina spår och därtill att många grundämnens klaraste spektrallinjer inte finns inom det synliga ljusets område utan nånstans på kortvågigare- eller ultravioletta - eller långvågigare- eller infraröda - sidan. Planetfysiken var nog en samling trevande gissningar som dessutom gick ganska snett ända till sextitalet, till rymdfarkosternas tid , då forskarna fick möjligheten att mäta förhållandena från positioner utanför jordens atmosfär - nära själva mål-planeten och i några fall på ort och ställe. Och så fick vi ju prover från Månen, och nånting sånt hade Comte ju aldrig räknat med.

Men även fasta ämnen påverkar ljus- och annan strålning - som återkastas mot dem. Rymdåldern kom med nånting som kallas fjärrkartläggning. Den går ut på att man registrerar hur de olika ämnena återkastar ljus - eller radiovågor – i bestämda våglängdsområden. Det forskarna mäter är mängden återkastat ljus genom olika filter. Mängderna återkastat ljus inom infrarött, rött, gult, grönt, blått och så vidare jämförs med varann. Och med prover av olika mineraler och andra kandidatämnen i laboratoriet.

Tillexempel meteoriter. De är ju varuprover från andra himlakroppar - en del från månen och Mars har det visat sig, de flesta från bältet av småplaneter, asteroider, mellan Mars och Jupiter. Mineralogiskt består meteoriterna av olika grupper, olika slags sten, sten-och metall, och sten med kolföreningar.

Forskarna har jämfört hur asteroiderna återkastar solljus med återkastningen från meteoritämnena och de har funnit endel samstämmigheter - meteoreiterna ÄR varuprover från asteroidbältet men lustigt nog är de flesta meteoriterna inte likadana som majoriteten av asteroiderna.

Fjärrkartläggning av jorden kan användas för att kartlägga växtlighet, skördeutsikter och tillockmed växtsjukdomar. Eller utsläpp i hav, sjöar och floder. Tjernobyl-katastrofens omfattning 1986 klarnade först för omvärlden då fjärrkartläggningsatelliter visade att vatten i avloppet var hetare än vanligt

- och snart upptäcktes även värmestrålning från det kollapsade kraftverket. Naturen av organiska varelser som lever på jorden kan alltså studeras med astronomiska metoder - om och när det bara kan upptäckas organiska varelser nån annan stans så kommer Comte också härvidlag att visa sig ha haft fel.

Teleskop: linser och speglar.

Hur långt kan man se?
Ja, en människa med normal synförmåga kan en klar natt utan månljus se den stora galaxen i stjärnbilden Andromeda och till Andromeda-galaxen är det drygt två och en halv miljon ljusår.
Vi skulle kunna se ännu längre men de Vintergator som finns längre bort är för ljussvaga för att våra ögon ska uppfatta ljuset från dem. Så det rätta svaret på hur långt man kan se blir: Så långt ljuset räcker - alltså ljuset från det man tittar efter.

Hur skarpt kan man se?
Ja, kan man se den understa raden på synskärpe-kartan hos ögonläkaren eller optikern så klarar man av att urskilja föremål - tillexempel stjärnor nära varann - på två bågminuters vinkelavstånd. Ungefär. En bågminut är en sextiondedel av en grad. Ser man en fullvuxen människa stå på tre kilometers avstånd så är den människans skenbara längd två bågminuter. Alla planeter och stjärnor har en mindre skenbar vinkeldiameter än två bågminuter och därför ser vi dom bara som ljuspunkter.

Och till vad nytta är då en kikare eller ett teleskop? Som Galileo Galilei uttryckte saken:

"Jag fick höra att en viss flamländare hade gjort en kikare, och att den gjorde att fjärran belägna föremål kunde tyckas vara nära."
Galileo Galilei 1610

Så vad är en kikare eller ett teleskop egentligen?

Teleskopet samlar in ljus och koncentrerar det, med en LINS eller en SPEGEL - Är det en lins så är den - ja, linsformig - konvex heter det, den är tjockast på mitten och tunnar ut mot kanterna.

Om det är en spegel, ja då ska den vara konkav, den ska ha en buktad yta där kanterna är vända mot det som observeras - objektet.

Ljuset som samlas in koncentreras till en brännpunkt - ett fokus. I brännpunkten kan ljuset sedan hanteras med linser för att skapa en bild att betrakta med ögat eller svärta en fotografisk plåt eller numera skapa en digitalbild i en anordning som kallas CCD - en förkortning av Charge-Coupled Device.

Teleskopet med linser är det äldsta - spegelteleskopet skapades i slutet av sextonhundratalet av bland andra mångsysslaren Isaac Newton. Newtons spegelteleskop har en huvudspegel och sedan en snedställd mindre planspegel som tar upp strålknippet från huvudspegeln och skickar ut den åt sidan.

En fransman som hette Cassegrain - nånting mer vet man inte om honom – föreslog att man istället skulle ha en buktig andraspegel, som skulle skicka strålknippet tillbaks mot huvudspegeln och ut genom ett hål i huvudspegelns mitt. Det var en ide som Newton sablade ner direkt:

"Den här uppbyggnaden har alls inga fördelar, däremot är dess nackdelar så stora, och så ofrånkomliga, att jag fruktar att den aldrig kommer att komma till någon praktisk användning."

Isaac Newton

Nähä. Bara det att så gott som alla stora spegelteleskop under nittonhundratalet har konstruerats enligt Cassegrains princip - med olika variationer förståss.

För hundra år sedan hade de allra största linser som har monterats i något teleskop redan tagits i bruk: Den största år 1897, en 101 centimeters lins. Det var gränsen, större linser än så skulle heltenkelt bångna under sin egen tyngd och inte längre hålla formen. Spegelteleskop kunde förståss göras större än så - år 1845 fick William Parsons, tredje earl av Rosse på Irland färdigt monsterteleskopet Leviatan med en huvudspegel på 183 centimeter.

Problemet var, att speglarna var av metall - en speciell bronslegering, som med tiden - inom några få år - ärgade såpass att de inte kunde poleras upp på nytt. Botemedlet var förståss glasspeglar med en yta av speglande metall - till en början silver, från början av vårt sekel aluminium.

Storteleskopen kom först till USA, där rika män donerade pengar för stora teleskop som skulle bli deras minnesmärken. År 1908 kom ett 153 centimeters spegelteleskop uppe på Mount Wilson i Kalifornien. Det första teleskopet med aluminium som speglande yta var ett 183-centimeters instrument i Kanada, det togs ibruk 1918, men det överträffades inom bara ett par månader av ett 2,54-meters (100 tum!) spegelteleskop på Mount Wilson. Det var med det, som forskare som Edwin Powell Hubble på 1920- och 1930-talen fick fram ett första avstånd till Andromeda-galaxen och också upptäckte Universums expansion.

Rymden lockar.

År 1948 kom ett teleskop med spegeldiametern 5,08 meter (200 tum) på bergstoppen Mount Palomar. Och då ansåg man på många håll att nu hade gränsen för vad som var tekniskt vettigt nåtts, och ville man ha väsentligt bättre teleskop som kunde lösa Universums gåtor, så borde de sättas upp i rymden.

Och varför tyckte man nu det?

Jo, det har med de begränsningar som jordens atmosfär ställer till med. Först och främst hur ljussvaga objekt man kan se. Under antiken angavs himla-objektens ljusstyrka i storleksordningar, de klaraste stjärnorna var av första storleksordningen och de svagaste en människa kunde se av sjätte. Numera finns ingen undre gräns. Skalan är nu sådan att fem storleksordningar neråt är hundrafalt svagare än den man utgår ifrån.

För varje teleskop talar man om gränsmagnitud: Den svagaste storleksordning som kan observeras med instrumentet. För femmetersteleskopet på Mount Palomar är den 23 magnitud. Det motsvarar en ljusmängd som är en 6-miljondel av den svagaste stjärna vi kan se med blotta ögat.

Den teoretiska gränsmagnituden bestäms först och främst av instrumentets ljusöppning, den anges i diametermått, tillexempel meter, men det är arean som gäller, så när man fördubblar diameter så fyrfaldigar man mängden ljus som fångas in.

I praktiken finns en gräns för observationer i synligt ljus - uppe i den övreatmosfären slås elektroner loss ur sina atomer och så förenar de sig igen, det här åstadkommer ett diffust bakgrundljus ungefär 22 till 23 magnitud.

Hur skarpt kan man då se med ett teleskop? Ja bildskärpan, eller upplösningsförmågan, som astronomerna säjer, den anges i vilkelmåttet bågsekunder - en bågsekund är 1/60 av en bågminut – en tiocents-slant på 3 kilometers avstånd har en skenbar diameter på ungefär en bågsekund.

Stjärnor är ju i praktiken punktformiga ljuskällor. Man kunde ju då tro, att en teleskopöppning stor nog, eller en förstoring stor nog skulle kunna upplösa ljuset från alla dubbestrjärnor i två bilder. Men det kan man inte. Ljus har som all annan strålning, både partikel och våg-natur, och vågnaturen ger sig till känna såm nånting som kallas DIFFRAKTION. Pga ljusets diffraktion är vardera stjärnans bild inte punktformig. Britt-astronomen George Biddell Airy visade 1834, att ljuset från en punktformig källa, även i ett perfekt teleskop, bildar en ljusplätt, som blir gräns för vad som kan urskiljas.

Hur stor Airy-plätten blir beror på dels instrumentets öppningsdiameter, och dels på den våglängd man observerar i, tillexempel kring 500 nanometer för synligt ljus. Ett par tumregler här: Talet 0,12 eller 0,13 dividerat med instrumentets öppningsdiameter i meter ger Airy-plätten i bågsekunder. Nå, det innebär förståss att ett instrumet med diametern 2,4 meter som Hubble-rymdteleskopet har en diffraktionsgräns på ungefär fem hundradels bågsekund, medan femmetersteleskopet på Mount Palomar ska visa hälften mindre objekt.

Men det gör det ju inte - och orsaken är igen vår atmosfär: Den är orolig, där finns områden med olika temperatur, och ljuset bryts i gränsskikten mellan dem, så att man ytterst sällan får en klarare bild än vinkeldiameter en bågsekund - uppe på höga berg ovanför den tätaste delen av luftlagret kan man komma ner till en halv bågsekund.

Om ljuset ifrån den övre atmosfären stoppar upp alla svagare ljuskällor, och oron i atmosfären stoppar upp försöken att öka bildskärpan, så hjälps inte annat än att sätta teleskopen i satellitbana i rymden. Eller???

USAs rymdteleskop, Hubble Space Telescope, skulle bli den nya tidens mega-instrument. Ljuskänsligheten skulle bli ner till 28 magnitud och upplösningsförmågan 0,1 bågsekund - man kan säja att om ett markteleskop som Mount Palomar ser de största bokstäverna högst uppe på en ögonläkares synskärpekarta, så skulle HST se de minsta lägst nere.

Hubble sattes upp i bana 1990, och då visade det sig att 2,4 meters huvudspegelns kanter hade slipats 2 mikrometer för flata - kanterna ger fokus 38 millimeter bakom centrala delarnas fokus. 15 % av ljuset hamnar inom 0,1 bågsek men 85 % utspritt i halo. Det här felet har sedan dess korrigerats med extraoptik i instrument som har bytts ut, och under åren har Hubble faktiskt nått nära de värden det skulle nå.

Markteleskopens renässans.

Men markteleskop-tekniken har inte stått stilla. Tvärtom. Markplacerande spegel-teleskop för synligt ljus upplever en renässans. Av flera skäl.

Rymd-teleskop visar sig bli rent osannolikt dyra, För priset av ett rymdteleskop kan man bygga tiotals stora observatorier på marken och utveckla ny teleksop-teknik för dem, så att skillnaden mellan rymdteleskop och markteleskop krymps ner.

Teleskopen placeras på höga bergstoppar ute på oceanöar som Kanarieöarna eller Hawaii - eller i den torra ökenzon som löper genom Sydamerika mellan Anderna och Stilla Havet. Man får klart väder, en atmosfär med minimal oro i luftlagren och frånvaro av störande vattenånga.

Korrigerande optik: Det att teleskopet bågnar när man vrider på det och temperaturskillnader i strukturen ger upphov till,de kan kompenseras genom att göra teleskopens huvudspeglar böjliga.

Speglar sätts samman av mindre enheter, som de amerikanska tiometers Keck-teleskopen på Hawaii - de är två nu, de består vardera av 32 speglar i mosaik. Tillsammans har de en ljusinsamlingsförmåga som är 32falt större än rymdteleskopet HST, och en bildskärpa som inom synligt ljus och nära infrarött närmar sig den i HST. Och för priset av ett rymdteleskop får man 25 Keck-storteleskop att placera på bergstoppar.

Når man vill ha ännu mer kapacitet kan man kombinera flera teleskop-enheter. De två Keck-teleskopen slås ut av Europeiska Sydobservatoriet ESOs fyra 8,2-metersteleskop Antu, Kueyen, Melipal och Yepun på Cerro Paranal i Chile. Idag (2006) finns det 13 instrument som är större än Palomar-femmetersspegeln och den sovjetiska - numera ryska 6-metersspegeln som ända till 1990 var v>ärldens största.

Elektronikens triumfer.

Elektronik-revolutionen kom även till astronomin. Vid seklets mitt var det ännu fotografisk film som gällde - det inströmmande ljuset påverkade kemikalier på en glasplåt.

Spionsatelliter och rymdsonder ledde till utvecklingen av halvledaranordningar - de kallas CCD för Charged-coupled Devices vilket betyder att de fotoner som träffar halvledaren bygger upp en elektrisk laddning i den. Varmanskameror med samma teknik finns redan i handeln. Och som var och en som har sett prospekt på en sån kamera vet, så kan bilden efterbehandlas med dator - särskilt viktigt för astronomer som ju arbetar på synbarhetens gräns. CCD-na i Hubble Space Telescope har 800 x 800 bildelement, - nuförtiden kör tillockmed amatörastronomer med minst tusen gånger tusen och ska man tänka sig något seriöst arbete så blir det tvåtusen gånger tvåtusen element – med motsvarande detaljrikedom i bildfältet.

Den stora revolutionen är på kommande: snabbkompensering som motverkar oron i atmosfären. Tekniken utvecklades för satellitövervakning och för rymdförsvaret Stjärnornas Krig. Ljuset från en ledstjärna - naturlig eller konstlad, den görs då med laser, övervakas och variationerna i den ljus-vågfront som kommer in , kan kompenseras med böjlig teleskopyta. Istället för att seendet begränsas av vad atmosfären ger med sig en given natt, så skiljer sig det som observeras inte mycket från vad som teoretiskt ska kunna ses. Och då så...

Genom att i förena bildinformationen från flera teleskopspeglar kan man nå en väsentligen ökad upplösning. När Europeiska Sydteleskopet VLT-s alla fyra 8,2 meters speglar arbetar tillsammans får man en bildskärpa som motsvarar den i en enda spegel som skulle vara 16,4 meter i diameter! Keck-duon ska kunna samköras och efterlikna en tjugometersspegel.

Ja, vad ska inte den som lever få se?

Osynligt "ljus".

Det var år adertonhundra som Sir William Herschel lät solljus spridas till ett färgspektrum genom ett prisma och sedan la han ut en rad termometrar på spektrumet - utanför den röda ändan av ljusbågen fick han utslag på termometern. Vi känner den här strålningen under namnet infra-rött, under det röda ljuset.

Året därpå, adertonhundra ett lät Munchen-forskaren Johann Wilhelm Ritter solljus falla på ett lager vitt silverklorid. Det svärtades därför att ljuset kom rent silver att fällas ut - andra skulle snart skapa fotograferingskonsten med det här kemiska kunnandet. Ritter fann att silverkloriden också svärtades

av nånting utanför ljusspektrumets violetta ända. Den strålningen kallas ultraviolett - utanför det violetta ljuset.

På 1860-talet ställde britten James Clerk Maxwell upp en serie ekvationer som band ihop elektricitet, magnetisk kraft och ljus. På 1880-talet tillämpade tysken Heinrich Rudolf Herz Maxwells ekvationer och fick fram en strålning med en våglängd en miljon gånger våglängden för synligt ljus. Vid sekelskiftet kallades den radiostrålning sedan italienaren Guglielmo Marconi använde den för telegrafi via radiation det vill säja via strålning, trådlöst.

Hösten 1895 gjorde tysken Wilhelm Konrad Röntgen upptäckten att han ur ett evakuerat glasrör som han körde elström igenom fick fram en mycket genomträngande strålning. en upptäckt som renderade honom det första Nobelpriset i fysik 1901.

Vid det laget hade fransmannen Antoine Henri Becquerel upptäckt den naturliga radioaktiviteten. Snart upptäcktes i den en ännu mera genomträngande elektromagnetisk strålning, som har fått namnet gamma.

Den tyske forskaren Maximilian Karl Ernst Ludvig Planck kom 1900 med en strålningsteori, den som förklarar att all elektromagnetisk strålning egentligen är samma sak – energipaket, ljuskvanta, som rusar fram med ljusets hastighet, med energi-innehåll som blir större, ju kortare våglängden är. Plancks assistent, Max Theodor Felix von Laue visade på tiotalet att röntgen och gammastrålning har samma natur som ljuset och radiovågorna.

Atmosfären filtrerar.

Det är jordens atmosfär som bestämmer vad astronomerna får se härnerifrån jordytan. Den energirika kortvågiga strålningen: gamma, röntgen, hård ultraviolett - med våglängder från en tredjedel av det synliga ljuset ner till en tusendel av synligt ljus - den här strålningens ljus-kvanta har tillräckligt med energi för att slå ut elektroner ur atomernas elektron-höljen - och det gör de högt uppe i atmosfären. Lite ultraviolett och synligt ljus når ner till jordytan - man talar om det optiska fönstret.

Människan kan se rött, efter det kommer infrarött som stoppas upp av vattenånga i luften och därför söker sig astronomerna observationsplatser på höga berg där luften är torr. Mot längre våglängder öppnar sig radiofönstret - millimetervågor och centimetervågor som används i bland annat radar och för TV och UKW-radio, och det fönstret är öppet till ungefär femton meters våglängd - och därför måste man bygga telefoni- och TV-master.

Våglängderna över 15 meter upp till 10 kilometer speglas av de elektriskt ledande skikt i atmosfären som den kortvågiga strålningen från solen åstadkommer, och det gör radioförbindelse jorden runt möjlig med kortvåg, mellanvåg och långvåg. Men skikten hindrar givetvis också inkommande radiostrålning. Våra ögon är anpassade för synliga ljusfönstret i atmosfären, för att öppna fler fönster får vi ta till teknik.

Radioastronomi.

Radiofönstret var det första som öppnades - på glänt på trettitalet då USA-teleteknikern Karl Guthe Jansky upptäckte radiostrålning som kom från Vintergatan. Framstegen med radarteknik under andra världskriget förde med sig att radiofönstret slogs upp på vid gavel.

Kall vätgas mellan stjärnorna ger ifrån sig svag radiostrålning med våglängden 21 centimeter. Andra grundämnen och även molekyler - både enkla och så pass komplicerade som alkohol ger också ifrån sig radiostrålning.

En annan typ radiostrålning uppstår våldsamt. Det handlar ibland om enorma dimensioner - Vintergator i kollision, eller aktiva Vintergats-kärnor som kastar ut gas i hundratusentals till miljontals ljusår långa strålar, med mera, med mera.

Nu har ju de radiovågor som astronomerna observerar i runt tal tiotusen till en miljon gånger större våglängd än synligt ljus - och ett radiotelskop - alltså en antenn för att samla in radiovågorna - bör då också vara tiotusen till en miljon gånger större för att ge samma upplösning som ett optiskt teleskop. Men radioteknikerna kan förena de registrerade signalerna från flera antenner, som kan placeras långt från varann.

En anläggning i New Mexico i USA har 27 flyttbara antenner, var och en antennskål 25 meter i diameter. De är uppställda i en formation som ser ut som bokstaven Y. I största utsträckning får man då ett antennfält som är 35 kilometer i diameter. När man observerar med frekvensen 23 gigaherz, motsvarande våglängd är 1,3 centimeter, så får man en upplösning på en tiondels bågsekund vilket motsvarar Hubble Space Telescope när det är som bäst.

Men teknikerna kan bättre - när registreringar från olika delar av jorden sammanställs blir upplösningsförmågan tusenfalt bättre än i de bästa teleskopen för synligt ljus. Radioastronomerna studerar tillexempel objekt av vårt solsystems dimensioner i centrum av vår Vintergata, tjugosextusen ljusår bort. De hittar gaser i våldsam rörelse som tyder på en massanhopning i Vintergatans absoluta centrum - det kan vara ett svart hål.

Infrarött

Infraröd-fönstret var svårt att öppna. År 1948 lyckades i alla fall en forskargrupp använda mätningar med två-och-en-halvmeters teleskopet på Mount Wilson visa, att månens yta måste vara täckt av damm och stoft som fungerar temperatur-isolerande. Som vi vet kunde man 21 år senare handgripligen konstatera att så var fallet.

Det dröjde ända till vårt sekels mitt innan det fanns sådana anordningar som kunde skapa bilder, men sen tog det fart. Infrarödobservationer från flygplan visade att planeten Jupiter strålar ut värme, att planeten Uranus har ringar och att ringarna runt Saturnus består av is. Infrarödkartläggning med satelliten IRAS visade att det fanns mängder av kallt stoft både i vårt solsystem och i rymden mellan stjärnorna både i vår Vintergata och i andra galaxer.

IRAS-observationerna visade också att stjärnan Vega har ett hölje av stoft kring sig. Sendess vet man att alla unga stjärnor omger sig med ett stoftbälte - det stoff som planeter göras av. Nittitalets efterföljare, västeuropeiska ISO har fortsatt kartläggningen av det kalla stoftet i vår och i främmande Vintergator där stjärnor uppstår. Och infrarödinstrument på satelliten COBE har kartlagt de ojämnheter i hur massan var fördelad i Universums barndom, de ojämnheterna som sedan dess har gett upphov till Vintergator och hopar av Vintergator. Och ESAs ISO visade att vatten är ett mycket allmänt förekommande ämne i molekylmolnen mellan stjärnorna liksom i solsystemets yttre delar.

Ultraviolett

Högenergi-astrofysiken, ultaviolett och kortare våglängder, måste vara en del av rymdforskningen därför att jordens atmosfär stänger ute all strålning som har kortare våglängd än 300 nanometer. Ultraviolettfönstret öppnades första gången år 1946 då USA-forskare satte in en spektrograf i en tysk V-2-raket som hade tagits som krigsbyte, och fick ultraviolettspektrogram av solen från 80 kilometers höjd.

Sedan sextitalet har tiotals satelliter med UV-instrument satts upp i bana runt jorden. Av de många ultraviolett-satelliterna har väl International Ultraviolet Explorer eller IUE varit den mest framgångsrika - den här västeuropeisk-amerikanska satelliten sattes upp 1978 och pensionerades i fjol, och med den har astrofysiker från all världens länder - även från Finland observerat.

Ultra-violettstrålning hänger ihop med temperaturer på tiotusentals och hundratusentals grader kelvin. Gaser med den temperaturen förekommer ute mellan stjärnorna, särskilt runt stora unga stjärnor, men även i koronan runt vår sol. Men det är också så att många grundämnens spektrallinjer – det är inte het strålning utan signaturer på bestämda våglängder i ljusstrålningen som ropar ut:"här är vi!", de faller inom det ultravioletta området och det är fallet med tillexempel universums mest allmänna grundämne, väte. Så UV-astrofysikerna har kartlagt i vilka proportioner grundämnena är fördelade i Universum.

~R~ Röntgenstrålar tränger igen genom den interstellära rymden och observeras både som kraftiga utbrott på Solen, och tillexempel i energirika processer kring neutronstjärnor och svarta hål. Det är satellitobservationer hela vägen – med den första lilla satelliten som kallades Uhuru, år 1970, fick man de första observationerna som tydde på att materia från en stjärna i Svanens stjärnbild höll på att störta in i ett svart hål i par med stjärnan - och sen dess har de svarta hålen hört till det astronomiska menageriet, aldrig sedda och inte ens direkt observerade - men högst sannolikt där-varande.

Såhär energirik strålning kan inte längre samlas in med normala speglar. Till en början tog man grovt på riktningen och mätte in strålenergier och hur de fluktuerade med hopp om att hitta den skyldiga med andra metoder. Uhuru hade en synskärpa som en mycket närsynt kontorist.

Röntgenstrålar kan koncentreras genom att få snudda mot ytor som ligger nästan i strålriktningen och de böjs då av. Ett röntgenteleskop ser då ut som en mängd nästan cylinderformade rör innanför varann, med detektorerna i brännpunkten innanför den smalare ändan. Det första riktiga röntgenteleskopet på satelliten Einstein 1978 hade bildskärpa som Galileo Galileis kikare 1610.

Idag visar de bästa röntgen-instrumenten ungefär lika mycket som de teleskop amatörastronomer använder. USAs nya Chandra som håller på att testas som bäst, (1999) ger bildnoggrannheter som ett stort optiskt teleskop, bildskärpa på mindre än en bågsekund..

Gammastrålning och gammautbrott.

Den mest energirika strålningen i Universum - gamma strålningen är än så länge (1999) ett mysterium. Inte nog med att själva strålningen är rik på energi - gamma-utbrott är i särklass de mest energirika fenomenen astronomin känner till.

På sextitalet satte stormakterna upp satelliter som skulle varna för kärnsprängningar genom att upptäcka gammastrålning från dem. De här satelliterna upptäckte förvisso kortvariga utbrott av gammastrålning också och i synnerhet då inga kärnvapenprov gjordes.

Det är inte så svårt att upptäcka utbrotten, det svåra är att få reda på var de äger rum - eftersom gammastrålning är nästan omöjlig att fokusera. Man får ta till att skärma av och maskera - då kommer man ner till ytor som är lite mindre än fullmånen på himlen eller så.

Först under de allra senaste åren har forskarna med diverse satelliter: bland andra det stora gamma-detektorobservatoriet Compton och det noggrannaste högenergi-instrumetet av dem alla hittills, Beppo-SAX - lyckats få korn på gamma-utbrott. Och så mycket vet man att dom äger rum mycket långt ute bland galaxerna - på vad som kallas "kosmologiska avstånd". Mysteriet har bara blivit större när man nu har identifierat gamma-utbrottet med utbrott på andra våglängder: det tyder på så enorma energier att fysikerna finner det svårt att hitta på någon förklaring - kanske två svarta hål med vardera solens massa kolliderar - eller nånting sånt.

En förklaring (jan 2003) till det tillsynes enorma energiflödet är att de gammautbrott som iakttas inte är rundstrålande utan bara sådana där vi råkar befinna oss inom käglan från en riktad stråle. Riktade strålar är ju intenting nytt i stjärne- och galaxvärlden, utan i själva verket rätt vanligt i samband med många olika processer. Vanligen handlar det om en bipolär riktverkan: vanligen uttytt så att strålarna går ut vinkelrätt mot något rotationsplan. En sådan tolkning för ner totalenergierna till det förklarbara och en kandidat för gammaeruptioner är då kollisioner av neutronstjärnor eller svarta hål eller något liknande skeende.


Skicka kommentarer tilljuhaniwestman@gmail.com
Tillbaka till första astro-sidan.
Tillbaka till paradsidan.