kikketer

			Arrangementer
			Stjernebillederne
			Historien bag
			Artikler
			Solsystemet
			Stjernerne
			Historisk
			Andet
			Undervisning
			Omvisninger
			Index
			Astrolinks

			Hjem

Teleskoper
af Erling Poulsen

Når lys der kommer fra et objekt går gennem en samlelinse (objektiv) danner det et omvendt billede i en eller anden afstand fra linsen. Hvis objektet er meget langt fra linsen kaldes det plan hvor billedet dannes brændplanen; afhængigt af linsens brændvidde vil planen være mere eller mindre krum, det begrænser det område af brændplanen der kan udnyttes.
Et andet problem ved billeddannelsen er, at de forskellige farver afbøjes forskelligt, derfor vil linsen have forskellig brændvidde for de forskellige farver, man kan altså ikke få dannet et skarpt billede i brændplanen (chromatisk aberration). Det er derfor fotografer normalt har et fast monteret UV-filter på deres kamera, UV-lys afbøjes ret anderledes end synligt lys og da det sværter filmen vil det give anledning til uskarpe billeder, især ved fotografering i store højder.

Princippet i en kikkert er at man får dannet et billede i brændplanen og derpå betragter billedet igennem en lup (okular).

Refraktorer (linsekikketer) Linsekikkerten blev opfundet tidligt i 1600'tallet, de første (Galilei-kikkerten) var forsynet med en spredelinse som okular, den gav et opret billede, men havde et meget lille synsfelt og kunne højst gå op til ca. 30x forstørrelse, typen bruges i dag kun som teaterkikkert.
Kort efter forbedrede Kepler refraktoren ved at forsyne den med en samlelinse som okular, det gav et stort synsfelt og der var mulighed for store forstørrelser, men der dannedes et omvendt billede.
Den chromatiske aberration var stadig et problem som man søgte at løse dels ved at benytte farvefiltre (som stjal en masse lys) og især ved at bruge linser med meget lange brændvidder, her er problemet mindre.

Først omkring 1750 lykkedes det at konstruere objektiver med to linser af forskelligt glas (kron- og flint-glas); ved at sammensætte en samlelinse af den ene glassort og en spredelinse af den anden kan man opnå, at i hvert fald to farver får samme brændvidde.
Endnu bedre billeder fås ved at bruge tre linser, eller som det sidste nye flourit til den ene linse. Også okularene (som dog udgør et mindre problem) sammensættes af flere linser.

Reflektorer (spejlkikketer) Løsningen på linsekikkertens chromatiske aberration kom i 1668 fra den i anden sammenhæng kendte Newton, han udskiftede objektivlinsen med et parabol formet hulspejl (som danner billede på helt samme måde som en samlelinse), fidusen er selvfølgelig, at ved refleksion er indfaldsvinklen = udfaldsvinklen for alle farver.
De første spejle blev slebet af metal (spejlbronce, der er så meget tin i at det er sølvagtigt i farven); først omkring 1850 gik man over til glasspejle, de blev først kemisk forsølvede, men bliver i dag vakuum-aluminiserede.
Når et spejl bliver slebet foregår det ved at to glasplader, med slibepulver imellem, gnides mod hinanden derved fås et kugleformet hulspejl. Hvis man ønsker en kikkert med stort F-forhold (=brændvidde/objektivdiameter) er forskellen på kugleoverfladen og den rigtige parabol så lille, at man kan nøjes med det kugleformede hovedspejl. Spejle med lille F værdi (mindre end 8) skal paraboliseres hvilket fordyrer dem meget (og ofte betyder, at det man får er af dårlig kvalitet).

Newton kikkerten: Det parabolformede hovedspejl sender lyset op mod et lille skråtstillet fladt spejl, der får billedplanet til at være udenfor lysgangen, man ser altså ind i kikkerten fra siden næsten oppe ved åbningen. En Newton er nem at konstruere, men kræver dog hyppig justering.

Cassegrain kikkerten: Før lyset rammer hovedspejlets brændpunkt rammer det et lille konvekst hyperboloide-slebet spejl og sendes ned gennem et hul i midten af hovedspejlet. Man opnår at den effektive brændvidde bliver større end kikkertens dimensioner, og at den bliver lettere at manøvrere. Det anvendelige felt er dog ret lille.

Gregorianske kikkert: Ligner Cassegrain kikkerten, men det lille konkave spejl er uden for hovedspejlets fokus og ellipsoide-slebet. Denne type brugtes meget tidligere, men den er svær at lave og noget længere end en tilsvarende Cassegrain.

Markusov kikkerten: Som en Cassegrain, men for at få større billedfelt lader man først lyset gå gennem en meget tyk menisk-linse, som gør typen tung. En fordel man har i forhold til de andre typer er, at der ikke behøves noget optisk forstyrrende til at holde det lille spejl, det er pådampet menisk-linsen på bagsiden.

Schmidt korrektoren: En tynd glaslinse, af eksotisk form, den anbringes først i lysgangen og har to funktioner, den gør billedfeltet større og den kan bære det lille sekundær spejl. Ses både på Newton kikkerter og på Cassegrain kikkerter samt på det specielle Schmidt kamera.

Markusoven ses oftest som små kompakte kikkerter, da en Schmidt-linse til en lille kikkert er for tynd og vægten jo heller ikke er et problem. Større kompakte kikkerter er oftest Cassegrainer med en Schmidt korrektor. Alle typerne undtagen Galileis og Gregorianer kikkerten giver et omvendt billede, men det vender man sig til.

Hvad forskellige teleskoper bør kunne yde:

Hvis man står foran at skulle anskaffe en kikkert bør man betinge sig at man skal se i den først, det er lige som hvis man vil købe bil, prøv en tur.

Find en dobbeltstjerne der er lige over hvad kikkerten skal kunne adskille, sæt en stor forstørrelse i og kik.

Find en lysstærk stjerne højt på himlen, brug stor forstørrelse, ligner den en målskive med symetriske ringe om, godt? Er der for meget lys i 1. ordens-ringen (den inderste)? Prøv at anbringe stjernen i udkanten af feltet, bliver mønstret utilladeligt skævt? Med lille forstørrelse, en kraftig stjerne findes, ud i kanten af feltet med den, får den komethale?
Lad være med at blive for skuffet over kikkerten, de har alle fejl (ligesom rumteleskopet havde i starten), men kan du leve med manglerne?

Okularer Man bør have et pænt udvalg af øjelinser så mange forskellige forstørrelser kan opnås.
Forstørrelsen = objektivbrændvidde/okularbrændvidde. Til forskellige objekter bruges forskellige forstørrelser, stor til planeter og lille til mere udstrakte objekter.
Man kan tit fordoble antallet af sine forstørrelser ved at anskaffe en Barlowlinse, det er en spredelinse som indsat i strålegangen forøger brændvidden med 2-3 gange, den svarer lidt til det lille spejl i Cassegrain kikkerten.

Sigtekikkert Der bør være en 7 x 50 sigtekikkert, ellers kan der ses for få stjerner. Det er praktisk hvis der er en diagonal (et lille spejl eller et prisme der knækker lysbundtet 90 grader) påsat, så er det mere behageligt at bruge sigtekikkerten. En glimrende sigtekikkert kan bygges af en gammel udsigtskikkert.

Opstillingen Under alle omstændigheder bør kikkerten opstilles ækvatorialt, ellers vil det være meget besværligt at følge en stjerne. Den må gerne være motordrevet, det giver mulighed for fotografering.
Selve kikkerten vil her i landet mest praktisk ophænges enten tysk eller, hvis det er en kompakt kikkert, i en gaffel. Der ses Newton kikkerter i gaffel, men gaflens lange arme gør rystelser til et problem.

Ellers gælder den gamle kikkertbyggerlære: Kikkerten så let som mulig og opstillingen så svær som mulig. Ofte ser man det stik modsatte.

Det vil ofte være praktisk at være forberedt på hvad sigtekikkerten vil vise.
Et praktisk hjælpemiddel er et stykke sort karton hvori der er klippet et hul der passer med sigtekikkertens synsfelt (i en 7 x 50 er det ca. 7 grader), det kan lægges på stjernekortet og feltet kan ses.
På samme stykke karton kan klippes et lille hul der passer med synsfeltet i det lavest forstørrende okular man har. Det findes ved at sætte en stjerne omkring himlens ækvator i feltet helt ude ved dets østlige kant, stoppe motoren og måle det antal minutter det tager stjernen at glide igennem feltet, tallet ganges med 15 og man får synsfeltet i bueminutter.