Je leest:

Een nieuwe generatie telescopen

Een nieuwe generatie telescopen

Op een eenzame bergtop in Chili bouwen Europese astronomen de grootste telescoop ter wereld, de Very Large Telescope of VLT. In het begin van de eenentwintigste eeuw zal de telescoop gereed zijn. De VLT wordt een sterrenkundig instrument van een nooit geziene kracht. Hij moet scherpere waarnemingen leveren dan de Hubble-ruimtetelescoop en zwakkere, verafgelegen sterrenstelsels zichtbaar maken.

Reuzentelescoop

De Very Large Telescope is niet zomaar één telescoop: het instrument zal bestaan uit vier aan elkaar gekoppelde spiegeltelescopen, met spiegels met een diameter van acht meter, aangevuld met enkele kleinere telescopen. Eén van de vier grote telescopen is al klaar, de andere volgen de komende twee jaar. Door een techniek die sterrenkundigen interferometrie noemen, moeten al die telescopen en telescoopjes optisch aan elkaar gekoppeld worden tot één reusachtige telescoop. De vier grote telescopen verzamelen, als ze aan elkaar gekoppeld zijn, even veel licht als een telescoop met een reuzenspiegel van maar liefst 16,4 meter. De VLT moet beter dan ooit tevoren zichtbaar maken wat er zich afspeelt in de mysterieuze quasars, in de buurt van veronderstelde zwarte gaten en in rondwentelende schijven van gas en stof waaruit sterren en planeten geboren worden. Misschien zal de VLT de sterrenkundigen laten zien hoe de eerste sterrenstelsels gevormd werden, tien tot vijftien miljard jaar geleden. En mogelijk maakt de reuzentelescoop voor het eerst planeten zichtbaar, bij andere sterren dan onze eigen zon.

Licht verzamelen

De werking van een telescoop is min of meer te vergelijken met die van een trechter. Stel je een trechter voor die regen verzamelt. Hoe groter de trechter, hoe meer water hij opvangt. Een telescoop doet hetzelfde met licht. Het objectief van de telescoop verzamelt licht en concentreert het in het brandvlak, waar meetinstrumenten of camera’s zijn opgesteld. In kleinere telescopen is dat objectief vaak een lens die vooraan in de telescoop zit, in grote telescopen is het altijd een spiegel, achter in de telescoop. De spiegel vangt licht op en stuurt het naar de instrumenten in het brandvlak. Hoe groter de spiegel, hoe meer licht hij opvangt. En in de sterrenkunde is het van vitaal belang om zo veel mogelijk licht te verzamelen, omdat de onderzoekers vaak geïnteresseerd zijn in zeer zwakke lichtbronnen, bijvoorbeeld sterren of sterrenstelsels die zo ver weg staan dat ze amper nog zichtbaar zijn.

Meer dan een miljard keer sterker dan het oog

Het menselijk oog verzamelt maar een klein beetje licht: wij zien alleen de lichtdeeltjes of fotonen die toevallig op de pupil van het oog terechtkomen, een objectief met een diameter van zes of zeven millimeter. Dat geeft een oppervlakte van zowat dertig vierkante millimeter: alleen het licht dat daar binnen valt, kunnen we zien. Als we een klein telescoopje gebruiken met een lens die tien keer zo groot is (6 centimeter), dan is de oppervlakte waarmee we licht verzamelen al drieduizend vierkante millimeter: honderd keer groter. Is het met het blote oog net te lichtzwak om het te kunnen zien, dan is het met de telescoop wellicht net wel zichtbaar. De hoeveelheid licht die een telescoopspiegel verzamelt, is evenredig met zijn oppervlakte en dus met het kwadraat van zijn diameter. Een twee keer grote spiegel verzamelt vier keer meer licht, een tien keer grotere spiegel verzamelt honderd keer meer licht. De tien-meter Keck-spiegel in Hawaï verzamelt meer dan twee miljoen keer zoveel licht als het blote oog en maakt dus ook meer dan twee miljoen keer lichtzwakkere objecten zichtbaar, of hetzelfde object op een meer dan duizend keer grotere afstand. Om nog zwakkere objecten zichtbaar te maken, plaatsen astronomen in het brandvlak van grote telescopen uiterst gevoelige elektronische detectoren, die efficiënter het licht detecteren dan het menselijk netvlies en bovendien het langzaam binnendruppelende licht gedurende lange tijd kunnen opsparen, tot er genoeg is om een beeld zichtbaar te maken. Alles bij elkaar kunnen astronomen met de beste telescopen, als ze tot het uiterste gaan, objecten waarnemen die meer dan een miljard keer lichtzwakker zijn dan wat we met het blote oog kunnen zien.

Helderheid

Sterrenkundigen gebruiken een speciale eenheid om aan te geven hoe helder een hemellichaam schijnt. Dit is het systeem van magnituden. Hoe hoger het magnitudegetal, hoe zwakker de lichtbron. De helderste sterren aan de hemel hebben een magnitude rond nul, de zwakste die het blote oog nog kan zien, zijn ongeveer van magnitude 6. De zogeheten grensmagnitude voor het blote oog is dus 6. Kleine amateurtelescopen halen al snel een grensmagnitude van 14 of 15. De allerzwakste objecten die al zijn waargenomen met de grootste professionele telescopen, zijn naar schatting ongeveer van magnitude 30. De magnitudeschaal is een logaritmische schaal, wat meebrengt dat een klein verschil in magnitude al overeenkomt met een groot verschil in helderheid. Eén magnitude verschil betekent een factor 2,51 in helderheid. Van een ster die vijf magnituden zwakker is dan een andere, ontvangen we precies honderd keer minder licht.

Scheidend vermogen

Het tweede voordeel van een grotere telescoop is dat hij een scherper beeld oplevert dan een kleiner instrument, een beeld waarin fijnere details nog te onderscheiden zijn. De minimale afstand aan de hemel waarop twee lichtbronnen van elkaar moeten staan om afzonderlijk zichtbaar te zijn met een bepaalde telescoop, noemen sterrenkundigen het scheidend vermogen van de telescoop, of soms ook de resolutie. Het scheidend vermogen wordt uitgedrukt als een hoek. Het geeft aan welke de fijnste details zijn die nog kunnen worden waargenomen. Het scheidend vermogen van het blote oog is ongeveer één boogminuut (1/60 graad). Ter vergelijking: de maan heeft aan de hemel een schijnbare afmeting van dertig boogminuten of een halve graad. Een amateurtelescoop met een objectiefdiameter van tien tot twaalf centimeter heeft een scheidend vermogen van iets meer dan een boogseconde. Dat komt overeen met een afstand van een kleine twee kilometer op de maan. Een tien maal grotere telescoop, met een spiegel van één meter, heeft een scheidend vermogen van iets meer dan 0,1 boogseconde. Zo’n telescoop kan dus details op de maan waarnemen van 200 meter groot. Een telescoop met een spiegel van tien meter zou in principe details op de maan moeten kunnen zien van niet meer dan 20 meter groot – wat nog steeds niet volstaat om de sporen van de Amerikaanse maanlandingen te kunnen onderscheiden.

Een twinkelende ster

In de praktijk blijkt dat grote telescopen zelden hun theoretisch scheidend vermogen halen. Bovendien wordt de beeldkwaliteit haast altijd bedorven door de turbulente bewegingen van de lucht in de aardse atmosfeer. Dat ongunstige effect van de atmosfeer op de beeldscherpte noemen astronomen de seeing. Bij slechte seeing, dat wil zeggen onrustige lucht, zijn vaak geen details van kleiner dan een boogseconde zichtbaar. Wanneer details van 0,5 boogseconde zichtbaar zijn, spreken astronomen al van uitstekende seeing. De luchtonrust is overigens ook verantwoordelijk voor het twinkelen van de sterren ’s nachts. Het beeld van een twinkelende ster door een telescoop ziet eruit als een onregelmatige vage vlek die voortdurend van vorm verandert.

Constructie

Een telescoopspiegel moet om goed te werken zeer precies de wiskundig juiste vorm hebben. Afwijkingen van minder dan een micrometer (een duizendste millimeter) zorgen al voor een achteruitgang van de beeldkwaliteit. Het polijsten van zeer grote lenzen is een buitengewoon moeilijk werk en daarom zijn de allergrootste telescopen spiegeltelescopen, waarin als objectief een gekromde spiegel wordt gebruikt. Bij het maken van een spiegel hoeft er namelijk maar een oppervlak gepolijst te worden. Een telescoopspiegel mag in geen geval doorbuigen onder zijn eigen gewicht, want dan zou zijn spiegelend oppervlak vervormd worden. In welke stand de telescoop ook gedraaid wordt, de spiegel moet altijd precies zijn correcte vorm behouden. Daarom werden telescoopspiegels traditioneel altijd zeer dik gemaakt, meestal als een massief stuk glas van vele tonnen, waarop aan één zijde een dun spiegelend laagje aluminium is aangebracht. Het probleem van het doorbuigen is overigens nog veel erger bij lenzen. Zware spiegels maken een buitengewoon stevige telescoopconstructie noodzakelijk om de zware spiegel te ondersteunen en om hem in alle mogelijke standen met uiterste precisie te kunnen bewegen. Moderne telescopen hebben veel dunnere spiegels. Om te beletten dat die dunne spiegels onder hun eigen gewicht gaan doorzakken, worden ze actief ondersteund, door tientallen kleine motoren of actuatoren die de juiste kracht op de verschillende delen van de spiegel uitoefenen. Deze actieve steunpunten krijgen hun instructies van een computer die voortdurend uitrekent, welke krachten er nodig zijn, rekening houdend met de stand van de telescoop en eventueel de belasting van de wind. De computer analyseert eventuele vastgestelde vervormingen van het beeld door de telescoop en corrigeert onmiddellijk de ondersteuning van de spiegel. De vier hoofdtelescopen van de VLT krijgen acht meter grote spiegels die maximaal 17,8 centimeter dik zijn, veel te weinig om zonder de actieve steunpunten hun juiste vorm te behouden.

Draaiende ovens

De glasschijven voor grote telescoopspiegels worden gegoten in een roterende oven. Door de draaiing gaat het gesmolten glas al meteen een beetje in een holle vorm staan, die bewaard blijft tijdens het afkoelen en hard worden. Daardoor moet er naderhand veel minder glas worden weggeslepen om de gewenste vorm te behouden. Bovendien hebben de spiegels een soort honingraatstructuur. De voorkant van de spiegel is volmaakt glad, maar aan de achterkant zijn er zeshoekige holtes in uitgespaard. Die maken de spiegel lichter zonder dat de sterkte fel achteruitgaat en ze bevorderen de luchtcirculatie onder de spiegel waardoor hij ’s avonds snel afkoelt.

Interferometrie

Het licht van de telescopen moet door een systeem van kleine hulpspiegels naar een centraal ‘laboratorium’ worden gestuurd, waar het gecombineerd wordt. Alleen wanneer die optische verbinding van een extreme precisie is, zullen de aankomende lichtgolven op de juiste manier met elkaar interfereren: de vakterm voor het fenomeen dat golven elkaar kunnen versterken of uitdoven. Alleen dan vormen ze het gewenste superscherpe beeld, met een scheidend vermogen dat bepaald wordt door de afstand tussen de telescopen; bij de VLT dus 130 meter. Als de verbinding niet zo nauwkeurig is, wordt wel de lichtsterkte opgeteld, maar het scheidend vermogen is niet beter dan dat van één van de samenstellende telescopen afzonderlijk In de radiosterrenkunde is interferometrie al lang een routinetechniek geworden. Doordat daar gewerkt wordt met radiogolven die een veel grotere golflengte hebben dan lichtgolven (in de orde van centimeters, versus een halve micrometer voor licht) is veel minder technische nauwkeurigheid vereist. Grote radio-interferometers zoals die van Westerbork in Nederland bestaan uit radiotelescopen op meer dan een kilometer van elkaar. Radio-interferometrie kan zelfs met radiotelescopen op verschillende continenten, waarbij een basislijn van duizenden kilometers wordt gehaald. Met straling met kortere golflengte, zoals het zichtbaar licht, is interferometrie veel moeilijker te realiseren. Het is vandaag nog een zeer experimentele techniek. Het is in die interferometrische configuratie dat de VLT als de grootste telescoop ter wereld beschouwd kan worden. De totale oppervlakte van alle spiegels zal 210 vierkante meter bedragen. De eerste acht meter-telescoop, UT1, is al gereed. De interferometrische koppeling is voor ergens in de eerste jaren van de nieuwe eeuw. Wanneer het hele systeem operationeel zal zijn, valt vandaag nog niet te zeggen. Wellicht is dat pas het geval in de loop van het einde van het volgende decennium.

Dit artikel is eerder verschenen in nummer 4 uit de jaargang

Dit artikel is een publicatie van Archimedes.
© Archimedes, alle rechten voorbehouden
Dit artikel publiceerde NEMO Kennislink op 01 juli 2000

Discussieer mee

0

Vragen, opmerkingen of bijdragen over dit artikel of het onderwerp? Neem deel aan de discussie.

NEMO Kennislink nieuwsbrief
Ontvang elke week onze nieuwsbrief met het laatste nieuws uit de wetenschap.