KAPITEL 2 Astronomiska instrument

Transkript

1 KAPITEL 2 Astronomiska instrument Vi ser efter hur linser och speglar fungerar, hur de används i små och stora teleskop med praktiska synpunkter på de mindre, som observerande och fotografering. Som avslutning lite om radioteleskop och rymdsonder. Kameran a b Så ser strålen ut att ha gått. Parallella F f Fig. 2.1, ljusbrytning mellan luft och andra ämnen (som glas). a) Ljusets väg genom en glasskiva. b) Brytning i en lins. I figur 2.1a går en ljusstråle in genom ett fönster. Den bryts i båda ytorna, men om skivan är jämn tar brytningarna ut varandra och strålen ut har samma riktning som den som går in. Föremålen ser ut som de är, men inte på exakt samma ställen. I 2.1b kommer ljusstrålar in till en lins, men nu tar brytningarna inte ut varandra, utan strålarna bryts in mot mitten. Linskonstruktionen gör att de strålar samman i en punkt på ett avstånd från linsen som beror brytförmågan. Den beror i sin tur på glassorten och linsens tjocklek. Den anges som linsens brännvidd, f, avståndet från linsen till punkten där strålarna möts när de ingående strålarna är parallella. Det är brännpunkten, fokus F. A Objektiv Bildplan f b Objekt Bild a B Cirka f Figur 2.2, bild i kamera. A och B är två punkter på föremålet som fotograferas, objektet, och a och b är deras bilder i kameran. Linsen har brännvidden f. Linsen fungerar också så att strålar från en punkt på ena sidan kan brytas och samlas i en punkt på andra sidan. Så avbildas i figur 2.2 punkten A på ett föremål, objekt, i punkten a och motsvarande för B. Bilden är upp och ned (likaså sidledes). Om A och B ligger på samma avstånd från linsen gör också deras bilder a och b det, i bildplanet. 1

2 Om linsen sitter i en kamera som är rätt inställd för skärpa ligger bildplanet precis på kamerachipet (filmen förr i tiden). Strålarna från A (och B) sprider sig på sina vägar mot linsen, men om objektets avstånd från linsen är mycket större än den som det allra oftast är är spridningen så liten att strålarna från en punkt är praktiskt taget inbördes parallella. Det gör att avståndet mellan lins och bildplan praktiskt taget är lika med linsens brännvidd. För astronomiska objekt gäller det i allra högsta grad! Linsteleskopet Objektiv, f1 Bildplan Okular, f2 u Öga v f1 f2 Figur 2.3, linsteleskop. De blå parallella linjerna kommer från en punkt på objektet, de röda från en annan. Vinkeln mellan de båda strålknippena är u. I linsteleskopet i figur 2.3 kommer strålknippen från två punkter till teleskopets objektiv (som är den lins som är vänd mot objektet). De samlas i två punkter i bildplanet som ligger på objektivets brännvidd f1 därifrån. Sedan går de vidare mot den andra linsen, okularet, så kallat p.g.a. latinets ord för öga, okulus, som man tittar i okularet med. Strålgång är alltid omvändbar, så om okularets avstånd från bildplanet är lika med dess brännvidd f2 kommer det ut två knippen med parallella strålar. I ögonlinsen bryts de sedan slutligen samman till två punkter, bilderna av de båda punkterna på objektet. Så fungerar linsteleskopet, ofta kallat refraktor eftersom det bygger på ljusstrålars brytning, refraktion. Månen u v Objektiv Okular Figur 2.4, förenklad strålgång i refraktor. Vi går till figur 2.4 med schematiskt ritad strålgång för att komma vidare. Eftersom vinkeln mellan strålarna efter okularet, v, är större än u tycker den som tittar i okularet att objektet månen i det här fallet ser större ut än för blotta ögat. Förstoringen M (magnification) är förhållandet mellan v och u och man kan kan visa att den också är lika med förhållandet mellan objektivets och okularets brännvidder. Det är ett viktigt och mycket allmängiltigt samband: M = (objektivets brännvidd) / (okularets brännvidd), 2

3 eller M = f1 // f2 med beteckningarna i figur 2.3. Som exempel väljer vi ett teleskop med ett objektiv som har brännvidden 2,5 meter (2500 mm) och ett okular på 25 mm. Det ger förstoringen M = 2500 / 25 = 100 gånger. Är det månen vi studerar är v = 0,5, d.v.s. u = 100 0,5 = 50. Det kan också uttryckas som att månen ser ut att vara på hundra gånger mindre avstånd när man ser på den genom teleskopet. Att det här fungerar är inte självklart eftersom det kräver att okularet klarar strålknippen med 50 graders vinkel mellan sig. Det ordnar sig med vidvinkelokularet i figur 2.5. Kromatisk aberration Sfärisk aberration Figur 2.5, okular. Till vänster ett vidvinkelokular av typ SUPER PLÖSSL. Längst till höger läser man att det har brännvidden 25 mm. Det uppges klara strålvinklar på 50. Till höger hur ett ursprungligt Plösslokular är konstruerat. Kameraokular har ännu fler linser. Som figur 2.5 visar finns det två problem med enkla linser. Ett är att ljus av olika färger bryts olika mycket, blått mer än rött, vilket gör att blå bildpunkter ligger något närmare linsen än röda. Detta är kromatisk aberration (färgavvikelse), som kan visa sig som färgade kanter på bilder. Det andra problemet är sfärisk aberration, som innebär att ljusstrålar som kommer in mot linsens yttre delar bryts mer än centrala strålar. Man får alltså inget bestämt fokus, utan varje bildpunkt blir suddig hur väl man än försöker ställa in skärpan. Verkan av aberrationerna blir värre med minskad brännvidd, men i kvalitetsoptik är enkla linser alltid praktiskt taget oanvändbara. Därför sätts objektiv och okular samman av flera linser så att de enskilda felen i hög grad tar ut varandra. Kameraobjektiv kan ha fem linser eller flera och Plösslokularet i figur 2.5 har fyra. Den långa brännvidden hos objektiv i refraktorer gör aberrationsproblemen mindre så att det räcker att kombinera två linser (av olika glassorter) för att få till ett godtagbart objektiv. 3

4 Som man ser av förstoringsformeln finns två sätt att öka ett teleskops förstoring: att öka objektivets brännvidd eller minska okularets. Man ser också att det förra gör tuben längre eftersom längden i stort sett är lika med objektivets brännvidd, vilket kan vara opraktiskt. Å andra sidan gör aberrationen att okular med kort brännvidd är besvärligare att tillverka. De kan också vara svårare att se bra i. Med ökad förstoring ökar utträdesvinkeln v (figur 2.3 och 2.4), d.v.s. det tillgängliga ljuset från objektet sprids ut mer så att bilden blir mindre ljus; varje bildpunkt minskar i styrka. För den ljusstarka månen är det knappast något problem, men för ljussvaga som galaxer, nebulosor och stjärnhopar kan det vara värre. Så för ljussvaga objekt ska förstoringen vara låg, kanske bara gånger och som förstoringsformeln visar kan då objektivets brännvidd vara liten. I stället vore okular med stor brännvidd tänkbart, men sådana med brännvidder större än ca 25 mm är ovanliga. Ett objektiv med stor diameter, som samlar in mycket ljus, är naturligtvis alltid bra. Det här brukar sammanfattas också för kameror med instrumentets öppningsförhållande. Det skrivs ofta t.ex. som f/10 med betydelsen att objektivets diameter är en tiondel av dess brännvidd. Objektivet till refraktorn i figur 2.6 har diametern 80 mm och brännvidden 600 mm, d.v.s. brännvidden är 7,5 gånger linsdiametern. Öppningsförhållandet är alltså f/7,5. Figur 2.6, ett linsteleskop ( AstroSweden). Ett 25-millimetersokular ger förstoringen 600 / 25 = 24 gånger. Största användbara förstoringen uppges till 240. Då skulle okularet ha brännvidden 2,5 mm (600 / 2,5 = 240), men sådana okular finns inte. Troligen får man i stället ta ett 5 millimeters och sätta in en s.k. barlowlins som dubblar förstoringen. Den lilla kikaren ovanpå tuben är en sökare som har låg förstoring, mindre än tio gånger. Det ger stort synfält och gör det lättare att hitta det objekt man söker. För bästa inställningsnoggrannhet brukar sökarokular vara försedda med hårkors. (Här sitter inte något okular, utan i stället en kamera.) Vi kan sammanfatta resonemanget så: Ljussvaga objekt Små/ljusstarka objekt (planeter, månen) f/6 och nedåt f/6 och uppåt (ofta kring f/10) Med sitt öppningsförhållande f/7,5 utgör refraktorn i figur 2.6 en kompromiss som gör den till ett bra allroundteleskop. 4

5 Figur 2.7, refraktorn på observatoriet i Belgrad. Att döma av instrumentets längd och diameter är öppningsförhållandet rätt stort. Domen med sin stora refraktor utnämndes till kulturminne 2001, men sedan 2017 kan den inte längre användas i vetenskapligt arbete p.g.a. det störande ljuset från staden. Fotografering med teleskopet Om teleskopet i figur 2.6 ska användas för fotografering sätter man, som på bilden, en kamera i okularhållaren med hjälp av en lämplig adapter. Då är det inte tal om någon förstoring, men väl om hur stor bilden i kameran blir. Det vill säga: är kamerachipet stort nog att täcka bilden så att hela kommer med? Figur 2.8, bildstorlek vid fotografering. d är bildens storlek. v d f Vi undersöker saken med hjälp av den den schematiserade strålgången i figur 2.8 (jämför med figur 2.2). Objektet tar upp vinkeln v på himlen och objektivet har brännvidden f, vilket också är avståndet mellan linsen och bilden på kamerachipet. Ökas brännvidden ökar bildstorleken d. Som utgångspunkt låter vi objektivet ha brännvidden 1 meter och objektvinkeln vara 1. Då visar sig bildstorleken bli 18 mm, mer än vad de flesta kamerachip klarar. Det fungerar alltså inte, men för månen skulle det gå bättre, den tar ju bara upp 0,5 på himlen så att bilddiametern halveras till 9 mm. 5

6 För att klara oss med ett vanligt chip om man ändå vill ha en grads synfält halverar vi brännvidden. Och d halveras, än en gång till 9 mm. Ett allmänt uttryck för sambandet är d (mm) = v (grader) f (mm) / 58. Fotograferas månen med instrumentet i figur 2.6 blir bildstorleken i kameran således d = 0,5 600 / 58 mm = ca 5 mm. Spegelteleskopet Figur 2.9, spegelteleskop. Överst en parabolantenn för television. Mikrovågshuvudet sitter i parabolens fokalplan och placeras där signalen från önskad satellit samlas. Underst strålgången i ett spegelteleskop av newtontyp. Sekundärspegeln stoppar oundvikligen en liten del av ljuset som kommer in. Primärspegel f1 Sekundärspegel Gemensamt fokus Okular f2 Som vi sett sätts objektiven i refraktorer samman av två linser för godtagbar bildkvalitet. Det betyder att fyra ytor måste slipas med optisk precision och det till en kostnad som snabbt ökar med linsstorleken. För större teleskop kommer ett annat problem, linsens upphängning. Dubblas linsens diameter dubblas också längden av kanten där linsen hålls på plats, men volymen, och därmed vikten, åttafaldigas. Så vid ungefär en meters diameter blir linser så tunga att kantområdet deformeras av linsens tyngd. För större instrument är det enda alternativet därför att utnyttja speglar, som ju kan hållas uppe över hela baksidan. Dessutom behöver bara en yta slipas, vilket tar ned priset avsevärt så att också mindre instrument numera är gjorda som spegelteleskop. Det uppfanns av Isaac Newton, som gett namn åt den enklaste sorten, newtonteleskopet i figur

7 Som figuren visar har primärspegeln, som normalt har paraboliskt tvärsnitt, ett fokus liksom linsen. För att få ut ljuset till okularet sätts en sekundärspegel längst ut, vinklad 45 grader. Låter vi primär(huvud)spegelns brännvidd vara f1 och okularets f2 gäller formeln för förstoring också nu, liksom resonemangen om öppningsförhållande och bildstorlek. Figur 2.10, bilder från VLT, Very Large Telescope. Till vänster fackverket för teleskopet med plats för spegeln underst. Överst en bur för instrument m.m. Till höger arbete på den väldiga åttametersspegeln, den största i sitt slag. VLT består av fyra sådana teleskop. Mer praktiskt än newtonteleskopet är ofta cassegrainteleskopet. Som figur 2.11a visar sitter sekundärspegeln på en glasskiva i tubens front och reflekterar ljuset från primärspegeln tillbaka mot denna, genom ett hål i dess mitt och ut till okularet. Här finns också ett zenitprisma som vinklar av ljuset 90 grader, en mycket praktisk sak då man observerar objekt högt upp på himlen. Skärpan ställs in genom att man flyttar primärspegeln i tubens längdriktning med hjälp av fokuseringsratten. Paraboliska speglar har ett bildfel, koma, som gör att strålar som kommer in snett i förhållande till instrumentets centrallinje ger suddiga bilder. Liksom för den sfäriska aberrationen ökar problemen vid minskad brännvidd. För cassegrainteleskop kan det åtgärdas med speciell utformning av glaset i fronten, som görs till en speciell sorts lins, korrektionsplattan. Ofta formas den också så att man i stället för en parabolisk primärspegel kan använda en sfäriskt, som är enklare att tillverka. Detta är schmidt-cassegrainoptik. (Andra varianter på temat finns också.) Figur 2.11b visar ett sådant teleskop. Man ställer inte in det manuellt, utan med två motorer som styrs från handenheten. Teleskopet är försett med en liten dator, styrd med handenhetens knappsats, som har minne med många objekt det kan vara tusentals och som teleskopet självt kan leta upp och följa på himlen. Teleskopet på bilden har tjugo centimeters öppning, d.v.s. en primärspegel med denna diameter. (Mycket p.g.a. historiska skäl anges diametern ofta i tum en tum är ca 2,5 cm varför detta instrument är en åttatummare.) Öppningsförhållandet anges till f/10, så primärspegelns brännvidd är tio gånger så stor som dess diameter, alltså två meter. Ändå visar bilden en tublängd som är mycket

8 mindre än två meter. Det beror på att sekundärspegeln inte är plan som i newtonteleskopet, utan konkavt buktig (tjockare mot mitten) med speciell kurvform. På så vis ökar den brännvidden kraftigt och möjliggör korta tuber, en stor praktiskt fördel. Okular a b Primärspegel Zenitprisma Sekundärspegel Fokusering Handenhet Figur a) Strålgången i cassegrainteleskop. Hålet i primärspegeln, den buktiga sekundärspegeln och korrektionsplattan gör instrumentet betydligt mer komplicerat än newtonteleskopet. Det är dessutom svårare att justera optiskt. b) Schmidt-cassegrainteleskop av märket MEADE. Att rikta in teleskop Teleskopet i figur 2.11 kan vridas runt horisontellt på sitt stativ och i höjdled kring fästpunkterna i gafflarna. Riktningen horisontellt kallas azimut (till sjöss: bäring) och den i höjdled altitud (som i flygsammanhang) så teleskopuppställningen är altazimutal. Den är bra för att se på föremål på jorden bortsett från att det man ser med astronomiska instrument brukar vara vänt upp och ned och bak och fram men himlakropparna rör sig både i azimut och altitud så att man får två reglage att styra samtidigt. Med datorstyrda motorer ordnar det sig smidigt, men också då finns stora fördelar med en annan uppställning, den ekvatoriella. För att se hur namnet kommer sig och vad fördelen är ställer vi ett teleskop i jordens centrum som i figur 2.12a. Det kan rotera kring en vertikal axel som pekar mot Nordpolen och mot norr himmelspolen (NHP) och dessutom vridas i höjdled. Bilden visar teleskopet vridet 50 uppåt från ekvatorsplanet. Jorden roterar moturs, från väster till öster så att stjärnan ser ut att röra sig åt andra hållet, medurs. Därför förses teleskopfundamentet med en anordning som får det att rotera medurs och på så sätt kompensera för jordrotationen. Teleskopet står nu stilla i rymden medan allt omkring roterar. 8

9 NHP a b Väst Öst Jorden moturs δ = Medurs Deklination 0 (Himmels)ekvator 90 Jordaxel Polaxel Figur a) Teleskop i jordens mitt, inställt för observation av en stjärna med deklinationen δ = 50. b) Teleskopet pekande mot NHP, deklination 90 Polaxel Rektascension ( longitud ) Från jordens mitt ser man tänker vi oss både jordytan och himmelssfären, så det är naturligt att utnyttja samma slags koordinater på himlen som på jorden. Jordaxeln får bli polaxel och jordens ekvator himmelsekvator. Vi kallar den himmelska latituden deklination (δ, delta) så att alla objekt på himmelsekvatorn får deklinationen 0 och norra himmelspolen deklinationen 90. Objekt på södra stjärnhimlen har negativ deklination, t.ex. Södra korset kring -60. Polstjärnan, nära NHP, har deklinationen 89,3. Den himmelska longituden är rektascensionen. På jorden utgår vi från observatoriet i Greenwich som nollpunkt och räknar 360 grader österut (eller 180 grader åt vardera hållet). På himlen skulle man kunna välja någon stjärna som nollpunkt, men stjärnornas egenrörelser i förhållande till varandra komplicerar saken. I stället har man valt den punkt på himlen som solen passerar på sin väg från norra till södra stjärnhimlen. Det är vad den gör vid vårdagjämningen, så punkten, det himmelska Greenwich, är vårdagjämningspunkten. Den flyttar sig, men mycket sakta ungefär en stjärnbild längs zodiaken på tvåtusen år och ligger numera i Fiskarnas stjärnbild. Tidigare låg den i Väduren och symboliseras därför ofta som ett stiliserat vädurshorn. Av teleskoppraktiska skäl räknas rektascensionen i timmar, österut, så att vårdagjämningspunkten ligger på 0 h (hours). Eftersom den ligger på himmelsekvatorn är deklinationen 0. Vi beger oss nu till jordytan med teleskopet, en förflyttning som är fullständigt obetydlig jämförd med avstånden till astronomiska objekt. Så inget har ändrats, utan allt man har att tänka på är att rikta polaxeln mot norra himmelspolen. 9

10 Figur 2.13, ekvatoriellt monterat teleskop (AstroSweden). Rektascensionsmotorn roterar tuben kring polaxeln och åstadkommer den rörelse som motverkar jordens. Om polaxeln är riktad precis mot norr himmelspolen behöver deklinationsmotorn inte arbeta. Motvikt Motor för deklination Polaxel Motor för rektascension Här används ingen korrektionsplatta, utan sekundärspegeln hålls på plats med fyra stag från tuben. Stagen sprider strålningen på väg in vilket kan yttra sig på foton som spikar kring stjärnor. Det optiska fenomenet, diffraktion, gör att sekundärspegelhållaren på samma sätt kan orsaka tydliga ringar kring stjärnor, särskilt om de är ljusstarka. När man ställer upp ett teleskop med ekvatoriell montering är första åtgärden att rikta in polaxeln mot norra himmelspolen. Dess höjd över horisonten är lika med ortens latitud, i södra Sverige från ungefär 55 i söder och 69 vid Treriksröset längst i norr. På teleskopet i figur 2.13 finjusteras polhöjden med de båda vreden strax under rektascensionsmotorn. För visuella observationer kan det räcka att ställa in sin latitudvinkel på instrumentets skala och rikta polaxeln mot norr med hjälp av en kompass eller genom att så gott det går sikta mot Polstjärnan. Instrument med GPS-enhet tar sedan reda på tid och plats sedan det slagits på, annars får man gå in i manualen och ställa in ort ofta från en katalog - och tid. Nu återstår att kalibrera läget på himlen. Då ska tuben riktas mot stjärnor med kända koordinater (rektascension och deklination) i datorns minne. Den vanligaste processen är twostar alignment d.v.s. man (eller teleskopet självt) väljer ut två stjärnor som man noga ställer i bildens centrum. Två stjärnor räcker principiellt, i grunden eftersom himlen med sina två koordinater är tvådimensionell. För bästa noggrannhet bör stjärnorna ligga så långt som möjligt från varandra på himlen. En eller flera stjärnor till kan bättre på ytterligare. 10

11 NHP Alkaid Rektascension Figur 2.14, stjärnkarta med koordinater(ur Norton s STAR ATLAS). Vagnskorgen i Lilla Karlavagnen markerad med rosa linjer. De små ellipserna markerar galaxer. Man ser att stjärnan längst ut i Karlavagnens tistelstång, Alkaid, har en deklination strax under 50 och rektascensionen ca 13h 50 min. Spektrografen Röda stjärnor har förhållandevis låg yttemperatur, upp till ett par tusen grader, den gula solen högre och blå stjärnor kan ha yttemperaturer upp till femtio tusen grader. Stjärnors färg säger alltså en del om dem och ännu mer får man veta genom att dela upp ljuset i spektra. Figur 2.15, strålgång i spektrograf. I prismat delas ljuset upp i sina beståndsdelar och linsen fokuserar spektret på en ljusdetektor som ger en bild av spektret. Ett solspektrum underst. Genom att låta ljuset från ett teleskop passera ett prisma delas det upp i sina beståndsdelar eftersom ljus av olika våglängder bryts olika. Det kan studeras visuellt med ett spektroskop, men för noggrannare studier fotograferas spektrumet i en spektrograf. Figur 2.15 visar strålgången i en sådan och ett resultat för solen. 11

12 Radioastronomi Kring mitten av 1800-talet fick vi veta vad ljus egentligen är och, visade det sig, inte bara ljus. Att det rör sig i km/s visste man redan, men nu också att det består av elektricitet och magnetism. Elektrisk våg Magnetisk våg km/s Våglängd Figur 2.16, elektromagnetisk våg. Den elektriska vågen i papperets plan och den magnetiska ut och in från planet. Avståndet mellan två toppar eller dalar är våglängden. Vågen rör sig åt höger. Farten i luft är praktiskt taget densamma som i vacuum. Det elektriska fältet är av samma slag som det mellan laddade moln och föremål på marken vid åska och det magnetiska samma som det kring magneter. Den som sitter i vågens väg träffas av elektriska och magnetiska fält som varierar regelbundet och ständigt ändrar riktning (som om kyrka och moln ständigt bytte plats, liksom de båda magneterna). Det gör att det vi ser kan tolkas som en våg som rör sig med ett bestämt avstånd mellan t.ex. vågberg, våglängden. För ljus visar den sig ligga mellan ca 0,4 μm (mikrometer, miljondels meter) för violett ljus och 0,8 μm för rött. 0,4 μm 0,8 μm Figur 2.17, det elektromagnetiska spektrumet. UV och IR är ultraviolett och infraröd strålning. Frekvensen för mikrovågsugnar, 2,5 GHz, är densamma som för bluetooth m.m. Ljusets gränser, ca 0,4 och 0,8 μm, skrivs ofta 400 och 800 nm (nanometer). Fönsterna är områdena där jordatmosfären släpper genom strålningen. När våglängden går under den för violett ser vi inte strålningen (men fåglar kan) och har kommit in det ultravioletta området, UV i figur 2.17, och likaså över det röda, i infrarött. Längre bort från ljuset kommer sedan röntgen- och gammastrålning på ena sidan och på andra mikrovågstrålning, radio och television. Här ska vi följa regeln att bara kalla det vi kan se för ljus ; resten är strålning. 12

13 Fram till 1950-talet var ljuset i stort sett den enda delen av det elektromagnetiska spektrumet som astronomerna kunde studera, men processer i universum avger strålning över hela spektrumet, så bilden av universum blev rätt begränsad. Men redan på 1930-talet visade det sig att Vintergatan sände ut radiostrålning och efter vidare utveckling av radiotekniken fick sedan astronomin en ny gren, radioastronomin. Med sin paraboliska reflektor och mikrovågshuvudet som första länken i en radiomottagare skulle väl anordningen överst i figur 2.9 kunna kallas radioteleskop. Figur 2.18, tjugofemmeters radioteleskopet på Onsala Rymdobservatorium. Anläggningen ligger på Råö på Onsalahalvön i höjd med Kungsbacka och är ett nationellt centrum för radioastronomi, drivet av Chalmers tekniska högskola. Instrumentet är av cassegraintyp. Strålningen från huvudreflektorn träffar först sekundärreflektorn som hålls upp av de tre stagen för att sedan gå bakåt till en antenn som gör om strålningen till elektrisk spänning/ström. Det byggdes på 1960-talet, men kan i viss mån fortfarande användas. Ett modernare finns på plats, med en tjugometersparabol som har bättre ytfinhet och medger observation över ett större våglängdsområde. Man tar gärna emot besök, men alla mobiltelefoner måste vara avstängda eftersom en enda, så långt borta som på månen, skulle vara himlens starkaste radiokälla. Mikrovågsugnar finns för övrigt inte på området. Låt oss se på två processer i rymden som alstrar radiostrålning. De mörka områdena vi ser i Vintergatan är inte tomma, utan innehåller så mycket gas och stoft att de är ogenomskinliga för ljus. Den tvåatomiga molekylen i figur 2.19 skulle kunna vara en av kolmonoxid (CO). Rotation Våglängd 2,7 mm Figur 2.19, kolmonoxidmolekyl roterar. En del av rotationsenergin blir till elektromagnetisk strålning. Rotationsövergång Långsammare rotation Molekylerna roterar och har på så vis rotationsenergi, en variant av rörelseenergi. Enligt kvantfysikens lagar som gäller i mikrokosmos kan de inte rotera hur som helst, utan bara med vissa hastigheter, d.v.s. energinivåer. 13

14 (Man säger att nivåerna är diskreta.) Ofta ligger de på lägsta tillåtna nivån och roterar alltså så långsamt som det tillåts, men vid en stöt mot en annan molekyl kan den få extra energi och börja rotera snabbare, på någon högre energinivå. Men allt strävar efter sin lägsta energi, så efter ett tag som kan vara många år går molekylen spontant över till den tidigare nivån som figur 2.19 visar, och då blir överskottsenergin till elektromagnetisk strålning. Ett helt gasmoln, som kan vara många ljusår stort, strålar därför på de våglängder som de olika molekylsorterna kan avge. Några sådana är ammoniak, kiseldioxid, metanol, vätecyanid, vatten och formaldehyd. Strålningen tas emot i radioteleskop, analyseras och ger besked om kemin i Vintergatan, den kemi som har betydelse också för hur liv kan uppstå. a b Figur 2.20, radiokällan Cassiopeja A. a) Optisk bild (NASA). Cassiopeja A är resterna av en supernova, en stjärnexplosion som inträffade på 1600-talet (från jorden sett). Avståndet är tusen ljusår. Att den är en stark radiokälla upptäcktes redan på slutet av 1940-talet b) Radiokarta över Cassiopeja A (ur John D. Kraus: Radio Astronomy.) Linjerna är isotermer, d.v.s. visar konturer för konstant temperatur. Effective beam size är det område som teleskopet får in åt gången. I sättet att få fram bilder skiljer radioastronomin från den optiska. Ett kamerachip innehåller miljontals små ljusdetektorer som var och en omvandlar ljuset som når den till elektrisk spänning. Alla samlas direkt till en bild. I radioteleskop finns en enda detektor, mottagarantennen i reflektorns fokus som gör om radiostrålningen till en elektrisk signal som skickas i en kabel till radiomottagaren. Radioteleskopet ser bara en punkt åt gången, eller korrektare ett litet område på objektet. För en heltäckande bild måste det därför skanna objektet. Figur 2.20b visar resultatet av en sådan skanning. Här har man inte letat molekyler, utan mätt hur stark radiostrålningen är i alla de skannade punkterna och av detta beräknat temperaturerna. Den yttersta konturlinjen har lägst temperatur, som sedan ökar inåt. Några punkter med särskild hög temperatur utmärker sig. Kombinationen av optiska data och radiodata gör det klart att objektet himlens starkaste radiokälla är en supernovarest i Vintergatan. Radiokartan ovan är upptagen för den 21-centimetersstrålning som vätgas i rymden avger. Väte är universums vanligaste grundämne, vilket gett den våglängden en särställning inom radioastronomin. 14

15 Strålningen kan uppstå eftersom det mycket förtunnade vätet i rymden i hög grad är som enskilda atomer, inte i molekyler med två väteatomer, H2, som normalt här. Proton Elektron Stöt Spin ned Spin up Spontan återgång Spin upp Våglängd 21 cm Figur 2.21, vätets 21-centimeterslinje. Den utsända mikrovågsstrålningen har våglängden 21 cm (motsvarande frekvensen 1420 MHz). Spinnet visas med pilar, här uppåt för spin up och nedåt för spin ned. Figur 2.21 visar till vänster en väteatom. Både protonen och elektronen har egenskaper som tolkas som att de har spin, rotation kring en symmetriaxel, liksom jorden. Atomen strävar efter så låg energi som möjligt, vilket den har om protonen och elektronen spinner åt olika håll, spin upp och spin ned. Men vid en av de sällsynta krockarna mellan atomer kan en väteelektron få omkastat spin så att den och protonen får samma spinriktning. Liksom i rotationsfallet går atomen så småningom över i sitt normaltillstånd och överskottsenergin skickas ut som elektromagnetisk strålning, här med våglängden 21 centimeter, vilket placerar den i mikrovågsområdet. Eftersom gasen i vintergatsarmarna mest är enatomigt väte kan de kartläggas med hjälp av 21-centimetersstrålningen, vätelinjen. Det gäller inte bara Vintergatan, utan strålningen från andra galaxer är också möjlig att ta emot, något som har varit avgörande för att förstå galaxer. Figur 2.22, Areciboteleskopet, det stora radioteleskopet nära Arecibo i Puerto Rico aluminiumplattor är sammansatta till en 305 meter stor radioreflektor, länge världens största. Den kan användas i våglängdsområdet 3 cm till 1 meter. Anläggningen ligger i en naturlig sänka med mottagarantennen upphängd i tre stolpar. Den fasta reflektorn begränsar i vilka riktningar man kan observera, men antennen överst kan i viss mån justeras i sidled. Eftersom eventuella tekniska civilisationer i Vintergatan kan tänkas studera vätelinjen liksom vi och kanske till och med sända ut signaler på den våglängden har den blivit en favorit för SETI, Search for ExtraTerrstial Intelligence. Inte minst det väldiga radioteleskopet vid Arecibo i Puerto Rico har använts i den verksamheten. 15

16 Den tänkta, interstellära samlingen kring 21-centimetersstrålningen har gett den smeknamnet vattenhålet. Rymdsonder Eftersom de tekniska förutsättningarna för rymdsonder bestämmer och begränsar den instrumentering de kan ha ombord avslutar vi kapitlet med något om detta. En satellit i omloppsbana kring jorden, som Hubbleteleskopet 60 mil ovanför jordytan och den internationella rymdstationen ISS på 40 mil, är fortfarande fast i jordens gravitationsfält. För att något ska kunna frigöra sig från det, t.ex. för att nå andra planeter, krävs en fartökning på 11 km/s, antingen det skulle ske med ett kanonskott som i Resan till månen av Jules Verne eller mer efter hand. Till det kommer att friktionen mot jordatmosfären kräver lite extra. Värdet 11 km/s är flykthastigheten från jordytan. Det bästa raketbränsle vi har är flytande väte och syre som blandas i raketens brännkammare och reagerar till vatten vid så kraftig energiutveckling ( knallgas ) att vattnet är i gasform och strömmar ut som en het stråle i 4 km/s. Vilken fart raketen sedan kommer upp i beror på hur stor del av dess totala massa som är bränsle. Ju större desto bättre och om det vore möjligt att konstruera en raket så att fjorton femtondelar av den vore bränsle skulle den precis nå flykthastigheten. Men det är omöjligt eftersom tankar, hölje, maskineri m.m. inte kan göras hur lätta som helst. Figur Till vänster rymdfartspionjären Konstantin Tsiolkovskij ( ) på ett ryskt frimärke. Till höger sentida efterföljare, författaren och hans bror i färd med att skicka upp en tvåstegsraket vid Väla soptipp i Helsingborg. Det övre, andra steget tändes efter några hundra meter då första steget brunnit ut och gick sedan fem kilometer upp. På området finns numera ett köpcentrum. Därför föreslog den förste, store raketpionjären, ryssen Konstantin Tsiolkovskij, flerstegsprincipen. Det understa, första steget tänder och brinner ut och när det är gjort frigörs det och får falla ned. Sedan tänds nästa steg som nu inte behöver bära tyngden av det slutkörda, första steget. Samma procedur kan upprepas, beroende på hur många steg raketen har. 16

17 Tsiolkovskij studerade också olika slags bränslen och fann att flytande bränslen som det ovan är överlägsna de fasta bränslena i krutraketer. Han funderade över möjligheten att färdas till andra himlakroppar och är känd för sin synpunkt att jorden visserligen är mänsklighetens vagga, men att inget säger att vi nödvändigtvis måste stanna kvar i den. New Horizons färd Den 19, januari januari 2006 sändes sonden New Horizons upp från Cape Canaveral i Florida, i första hand för att studera Pluto. Den kom fram till dvärgplaneten nio år senare, den 14. juli 2015 efter en i alla avseenden lyckad resa. Sedan fortsatte sonden och kom fram till en annan medlem av Kuiperbältet, Ultima Thule den 1. januari 2019, 44 astronomiska enheter från solen. Låt oss se hur resan gick och vad som behövdes för färden. New Horizons Steg 2 och 3 Steg 1 5 boostrar Figur Överst inre delen New Horizons bana med gravitationssväng vid Jupiter. Till höger raketen som lyfte sonden. Hela ekipaget vägde 600 ton, varav 500 ton bränsle. Två av de fem boostrarna syns på bilden. De är 17 meter höga, steg 1 är 32 meter och hela 70 meter. Sonden överst väger 480 kilo. Som figur 2.24 visar lyftes New Horizons med en trestegsraket, men bara det hade inte räckt. Underst på första steget fanns fem boostrar, krutraketer som brann ett par minuter och sedan släpptes av. De betecknas ofta steg noll. I steg 1 förbrändes sedan en fotogenliknande förening med flytande syre, detta i några minuter, varefter steg 2 och 3 tog vid, drivna av flytande väte och syre. Bränsleblandningen i steg 1 är visserligen inte så effektiv som väte och syre, men fotogenen är säkrare och billigare. Den kan förvaras vid rumstemperatur, medan det flytande vätet måste hållas på tvåhundra minusgrader för att inte börja förgasas och spränga tankarna. Allt i allt slutade det med en fart av 16 km/s, det snabbaste hittills att lämna jorden. Det tog bara nio timmar att passera månbanans avstånd. 17

18 Att sonden sändes iväg åt samma håll som jorden roterar gav extra farthjälp. Bäst är detta på ekvatorn där det går som snabbast, vilket är anledningen till att ESA:s (European Space Agency) raketbas ligger i Franska Guyana i Sydamerika, mycket nära ekvatorn. När sonden närmade sig Jupiter drogs den med av planeten så att farten ökade. Man kunde tro att farten skulle minska lika mycket på vägen bort, men med en finurligt lagd bana blir det faktiskt en nettovinst i en gravitationsslunga ( gravity assist ). För New Horizons ökade farten med avsevärda 4 km/s. RTG, Radio Thermal Generator Figur 2.25, New Horizons (NASA). Den paraboliska antennen har diametern 2,1 meter. New Horizons ska göra många mätningar. Ralph Alice REX LORRI SWAP PEPPSI SDC Kamera och spektrometer för ljus och IR Studerar UV-spektrum från Plutos atmosfär Radio Science Experiment, mäter radiostrålning från Pluto Teleskopkamera Solar Wind And Plasma Spectrometer Mäter energirika partiklar som kommer från Plutos atmosfär Student Dust Counter. Mäter stoft som träffar New Horizons under färden. Mätinstrumenten kräver energi, men solstrålningen är så svag att solpaneler skulle behöva vara ohanterligt stora. I stället är sonden försedd med en RTG-enhet (se figuren) som alstrar värme och gör om den till elektrisk energi med en effekt på ett par hundra watt. Värmen kommer från några kilo av ett mycket starkt radioaktivt preparat, plutonium-238. Metoden används i alla sonder bortom Mars. För kommunikationen med jorden, styrsignaler, mätdata m.m., finns radiosändare ombord, två stycken. Så strejkar den ena kan den andra ta vid, ett vanligt arrangemang. Detta är redundans (ordagrant överflödighet). 18

19 Radiosignalerna riktas mot jorden med hjälp av 2,1 meters parabolantennen. Sändarnas uteffekt är förvånansvärt liten, 12 watt, mindre än den för billyktor trots det stora avståndet. På jorden tar någon av de tre sjuttiometersantennerna i DSN, Deep Space Network, emot signalerna, placerade så att någon alltid kan riktas mot sonden. De mycket svaga signalerna blandas oundvikligen med störningar. Det kräver avancerad signalbehandling, men ändå måste sändningshastigheten hållas liten för att man inte ska missa data. Ett typiskt värde är 1 kbit/s, 1000 bit per sekund, så en bild på 10 miljoner bitar tar tre timmar att få iväg. (Eftersom signalerna tar fem timmar till jorden kan man säga att bilden täcker tre femtedelar av sträckan!) För kursändringar och omorientering, t.ex. för fotografering, är New Horizons försedd med raketmunstycke. För säker funktion skulle det krångla äventyras hela projektet måste det vara så enkelt som möjligt. Därför används ett enda ämne som drivmedel, vätskan hydrazin (N2H4), som brinner av sig själv genom sönderdelning av molekylen. Banor och tider för Marsresor Figur 2.26 visar den bästa banan mellan två planeter för lägsta möjliga energiåtgång, Hohmannbanan (efter den tyske ingenjör som föreslog den). Framme vid Mars Hohmannbana 9 månader Start från jorden Figur 2.26, banor till Mars. Till vänster en ideal Hohmannbana, till höger banan för Mars Global Surveyor. Den startade den 5/ och kom fram den 11/ Hohmannbanan är en halv ellips med i detta fall jorden på sitt minsta avstånd till solen, perigeum, och Mars på sitt största avstånd, apogeum. Vid starten får sonden direkt en sådan hastighetsökning att den ger sig ut i en större bana än jordens. Sedan fortsätter den, bara påverkad av solens gravitation, varefter farten måste minskas framme vid Mars. 19

20 Jorden tar 1 år för ett varv runt i sin bana och Mars tar 1,86 år. Tiden för ett helt varv i Hohmannellipsen ligger däremellan och är 1,4 år. Sondens bana från jorden till Mars är en halv ellips, som alltså tar 0,7 år eller 8,4 månader. I praktiken ofta något mer, 10 månader för Mars Global Surveyor. Men man kan inte åka iväg när som helst, utan tidpunkten måste väljas så att Mars är på plats när sonden når banan. Tillfällena upprepar sig 26 månader i taget, då med tidsfönster på någon vecka för inte alltför starkt ökad bränsleåtgång. Alla planetbanorna är principiellt ellipser, dock i solsystemet mycket nära cirklar, förutom Mars. Dess avstånd från solen kan variera med tio procent, vilket gör att Hohmannbanorna vid oilka tillfällen kräver olika energi. Nästa lågenergitillfälle kommer vid tidsfönstret Också vid återresan gäller det att starta i rätt tid. Första tidsfönstret efter framkomsten till Mars har man efter 100 dagar. Den tiden anses som alltför kort för uppdraget, utan i stället ses tidsluckan efter 19 månader som det bästa. Då är den totala tiden för resor och vistelse på den röda planeten ungefär tre år. Tiden kan minskas något, men då till priset av ökad bränsleåtgång. Ett alternativ vore raketer som drivs med kärnenergi. En del forskning har skett om detta, men ännu finns inget ens någorlunda färdigt koncept. 20