Sterrenkundige instrumenten

betekenis & definitie

Optische instrumenten

Het belangrijkste is de telescoop of verrekijker, een optisch werktuig, dat het menselijk oog behulpzaam is of zelfs geheel vervangt bij de waarneming van de hemellichamen. Op grond van hun optische inrichting onderscheidt men de telescopen in:

1. refractoren, waarvan de lens,
2. reflectoren of spiegeltelescopen, waarvan de spiegel het voornaamste onderdeel is.

Lens of spiegel vormen een beeld van een gedeelte van de sterrenhemel. Dit beeld vertoont vele bijzonderheden, die het ongewapende menselijke oog niet vermag te ontdekken. Naar hun bestemming worden de telescopen onderscheiden in:

1. de telescopen, die licht- en detailwinst geven (zie sub IV) ; hiervan is de optische inrichting de hoofdzaak;
2. telescopen, die als vizierinrichtingen gebruikt worden (zie sub VI) ; hiervan zijn de opstelling en de cirkels met schaalverdeling de hoofdzaken.

Radio-electrische instrumenten

Naast de optische reflectoren zijn sinds de jaren dertig radioreflectoren in gebruik genomen; hun werking is in wezen gelijk aan die van de optische reflectoren. Naast de radioreflectoren zijn ook antennen (meestal yagi-antennen) in gebruik; negen, zestien of meer antennen verenigd tot een batterij. Een grote metalen trechter, uitlopend in een golfpijp, wordt bij voorkeur gebezigd voor intensiteitsmetingen.

De radiosterrenkundigen bedienen zich bovendien van radio-interferometers, paren antennen, die gevoelig zijn voor radiostraling komende uit bepaalde richtingen en ongevoelig voor straling komende uit andere richtingen.

1. GESCHIEDENIS
1. Refractoren. Reeds in het jaar 1590 werden in Italië „verrekijkers” vervaardigd. Het staat historisch niet vast, wie hun ontdekker was. Giambattista della Porta (1538-1615) beschreef in 1586 zijn Magia naturalis, een instrument, waarmee hij op enkele kilometers afstand een mens kon herkennen; dit instrument moet een kijker, bestaande uit een convergerende voorwerpslens en een divergerende ooglens geweest zijn. Eerst twintig jaren later (1608) verleende Zacharias Jansen (1588-1632?) aan deze uitvinding publiciteit. Hij vervaardigde een copie van een instrument van Italiaanse origine. Hans Lipperhey (?-1619), buurman en concurrent van Jansen, copieerde deze copie en vroeg bij de Staten-Generaal een patent voor de duur van dertig jaren aan; het patent werd hem geweigerd, omdat zijn bedrog tijdig ontdekt werd. Evenzo verging het Johannus Metius te Alkmaar. Deze voorvallen hebben de naam „Hollandse verrekijker” en de legende, als was het een Hollandse uitvinding, doen ontstaan. De eerste kijkerbezitters, vnl. aristocraten en diplomaten, wisten, dat zij de sterren met een verrekijker beter konden zien dan met het blote oog. Galileo Galilei (1564-1642), van wie de naam telescoop afkomstig is, komt echter volledig de eer toe, dat hij met zijn zelfvervaardigde telescopen (einde 1609) de eerste sterrenkundige ontdekkingen deed; o.a. ontdekte hij vier van de manen van Jupiter (7 Jan. 1610).
2. Reflectoren. Hoewel bijna even oud als de refractoren, zijn zij eerst in de 2de helft van de igde eeuw intensief in gebruik genomen. Pater N. Zucchi (1586-1670), pater M. Mersenne (1588-1648) en James Gregory (1639-1675) ontwierpen en construeerden resp. in 1616, 1630 en 1663 telescopen met paraboloidische spiegels, doch zonder resultaat. De goede vorderingen bij de constructie van refractoren deden de belangstelling voor de reflectoren verflauwen. Het gelukte Isaac Newton (1643-1727) een reflector te bouwen (1672) met een opening van 37 mm, brandpuntsafstand 160 mm en 38-voudige vergroting; deze eerste en zeer kleine reflector gaf even goede beelden als een toenmalige refractor met een brandpuntsafstand van 125 cm. Newton paste een vlakke spiegel toe om de beelden niet in de buis, maar nabij de wand te doen ontstaan. Enkele weken na Newton’s publicatie werd de reflector van Cassegrain bekend. Deze bestond uit een holle spiegel en een kleine bolle vangspiegel. William Herschel (1738-1822), musicus, construeerde vele, zeer grote telescopen. Zijn grootste spiegel had een middellijn van 122 cm, een brandpuntsafstand van 120 cm en woog 960 kg; hij paste geen vangspiegel toe, maar plaatste de spiegel een weinig scheef, zodat het beeld nabij de rand van de buisopening ontstond. John Herschel, zijn zoon, bewees door zijn uitgebreide en schitterende waarnemingsreeksen, welke goede diensten de toen nog logge en onhandelbare reflectoren konden bewijzen.
3. Viziertelescopen (hoekmeetinstrumenten). Deze hebben een geheel eigen ontwikkeling doorgemaakt. Van de oudste tijden af uit louter mechanische onderdelen bestaande, werden zij eerst in de 17de eeuw (1634) van een refractor voorzien. De voornaamste hoekmeetinstrumenten van de Arabische sterrenkundigen waren het astrolabium en de armillairsfeer. De eerste meridiaancirkel (rota meridiana) werd in 1704 door Ole Roemer geconstrueerd. Tycho Brahe (1546 -1601), een groot waarnemer, construeerde het eerste stabiele en nauwkeurige hoekmeetinstrument, een houten vakwerkconstructie in de vorm van een cirkelsector met een boog van 90°. De cirkel vormige rand van dit muurquadrant was verdeeld in boogjes van 10 minuten; dank zij het gebruik van nonius en (of) transversalen, bereikte hij een afleesnauwkeurigheid van 0,5 à 1 hoogminuut. Hij richtte het quadrant met behulp van een schietlood.

II. REFRACTOREN

1. Optische inrichting. De ziel van deze instrumenten is het objectief, een combinatie van twee of meer lenzen; de middellijn van het objectief kan enkele centimeters tot een meter bedragen. Het verschil tussen een visuele en een fotografische refractor schuilt in het objectief. Uiterlijk zijn zij van elkaar onderscheiden doordat de visuele refractor een oculair draagt en de fotografische een plaathouder of cassette. Oculair of plaathouder zijn door de kijkerbuis of tubus met het objectief verbonden. De kijkerbuis moet zodanig opgesteld zijn, dat zij naar believen op elke hemelstreek gericht kan worden.
2. Het objectief. Daar de afstanden van alle hemellichamen zeer, zeer groot zijn in vergelijking met de afmetingen van het objectief, kan de lichtstralenbundel, die het objectief van een ster of van een punt van de zonneschijf ontvangt, beschouwd worden als een evenwijdige bundel. Aan het objectief wordt de eis gesteld, dat het alle lichtstralen van zo’n bundel in één punt (het beeld) verenigt.

Strikt genomen voldoet geen enkel objectief hieraan; de beeldvorming is onvermijdelijk behept met afbeeldingsfouten of aberraties. Een visueel objectief is zo goed mogelijk vrij van afbeeldingsfouten voor zover het de visueel werkzame lichtsoorten betreft. Een fotografisch objectief is gecorrigeerd voor de lichtsoorten, waarvoor de normale fotografische emulsie het gevoeligst is, tevens moet de afbeelding buiten de optische as vrij van fouten zijn. Een modern astronomisch objectief bestaat uit een combinatie van twee, zelden van drie of vier lenzen. De grootste objectieven zijn zonder uitzondering uit twee lenzen samengesteld, omdat een drie- of vierdelig objectief belangrijk lichtverlies met zich brengt.

3. Het oculair, vergroting. Het oculair is niet anders dan een goede loupe, waarmee het beeld, door het objectief gevormd, bezien wordt. In acht van de tien gevallen wordt het oculair van Ramsden gebruikt. De optische kwaliteiten van het oculair moeten zodanig zijn, dat het alle details van het beeld te zien geeft.; de taak van het oculair is ondergeschikt aan die van het objectief. Een goed oculair kost enkele honderden guldens, een goed objectief enkele tienduizenden. Het oculair bepaalt de vergroting van de refractor en de grootte van het gezichtsveld. Onder de vergroting van een refractor wordt verstaan de verhouding van de brandpuntsafstand van het objectief tot de brandpuntsafstand van het oculair.

Daar leken vaak een onjuiste of vage betekenis hechten aan het begrip vergroting van een refractor, zeggen wij hier met nadruk: De vergroting van een refractor is een hoekvergroting. Ziet het ongewapende oog twee sterren onder een hoek van 𝛼 graden, dan zal het gewapende oog deze onder de grotere hoek van 𝛽 graden zien; populair gezegd: het gewapende oog ziet de sterren verder van elkaar staan, ziet ze als waren zij dichterbij, of: ziet meer detail. Bezit het objectief een brandpuntsafstand van 1 m en combineert men dit met oculairen, waarvan de brandpuntsafstanden 5, 10 en 20 mm bedragen, dan bedragen de bijbehorende vergrotingen resp. 200, 100 en 50. Aan de bereikbare vergroting is een grens gesteld door het verschijnsel van de buiging en door de onrust van de lucht (z sterrenwacht).

De gebruikelijke oculairen bezitten een gezichtsveld van 30°, ten hoogste van 40° middellijn. Bij een vergroting 200 wordt dus een gebied met een middellijn van 40°: 200 = 2 boogminuten van de hemel overzien (middellijn volle maanschijf 30 boogminuten). Hoewel wij hier steeds over een objectief spraken, gaan de gegeven beschouwingen onveranderd door, wanneer „objectief” vervangen wordt door „spiegel”.

III. REFLECTOREN

1. Optische inrichting. Hier bewerkstelligt een holle, paraboloidische, verzilverde of veralumineerde glazen spiegel de beeldvorming. De spiegel (waarvan de middellijn kan variëren tussen 30 en 500 cm) rust in een metalen cel, die aan de tubus bevestigd is. Omdat de opvallende en de teruggekaatste bundels elkaar doordringen, moet de reflector zo ingericht zijn dat het beeld gevormd wordt op een plaats waar waarnemer en (of) meetinstrument het invallende lichtnietonderscheppen.
2. De paraboloidische spiegel. De vervaardiging van een spiegel is aanmerkelijk eenvoudiger dan die van een objectief; de spiegel bezit slechts één gepolijst oppervlak en een goed objectief ten minste vier. Bij een lens passeert het licht het glas, dat daarom volkomen homogeen en vrij van fouten moet zijn; bij de spiegel is alleen het oppervlak bij de beeldvorming betrokken en behoeven aan de glasschijf minder hoge eisen gesteld te worden. Heeft de spiegel een grote middellijn, dan kunnen de doorbuiging en de invloed van ongelijkmatige temperatuur het oppervlak tot onbruikbaar wordens toe misvormen. Het grootste voordeel van de beeldvorming door paraboloidische spiegels is gelegen in het volkomen ontbreken van de chromatische en de sferische aberratie (z lens). Hiertegenover staat echter, dat de beeldvorming buiten de optische as evenzeer als bij de lenzen te lijden heeft van de afbeeldingsfouten: kromming van het beeldvlak, astigmatisme en coma. Doch met het onaangename verschil, dat deze fouten niet door correcties aan de vorm van het spiegelende oppervlak verbeterd kunnen worden; elke verandering van de paraboloidische vorm haalt de sferische aberratie opnieuw binnen. Gevolg hiervan is, dat het bruikbare veld van reflectoren klein is, het omvat slechts enkele boogminuten; dit geldt in het bijzonder voor het Cassegrain-type. Reflectoren worden gebruikt waar grote lichtwinst of veel detail in een klein veld verlangd wordt.
3. De schmidtreflector. De schmidtreflector — in 1930 uitgevonden door B. Schmidt te Bergedorf bij Hamburg — bestaat uit een sferische spiegel en een dunne glazen correctieplaat. Het profiel van de plaat is zo gekozen, dat de slerische aberratie van de spiegel te niet gedaan wordt; de dunne plaat heeft een geringe chromatische aberratie ten gevolge.

Met de schmidtreflector kan een hemelstreek met een middellijn van 6° en meer scherp worden afgebeeld; zijn openingsverhouding f: d kan zelfs 0,5 bedragen. Als survey-instrument en als „lichtsterke” camera heeft de schmidtreflector stormenderhand zijn plaats op tal van sterrenwachten veroverd.

IV. CAPACITEITEN van refractoren en reflectoren

Er bestaat onder de telescopen een grote verscheidenheid in afmetingen zowel als in onderdelen van de constructie. Veelal wordt reeds bij het ontwerpen de telescoop voor een of meer bepaalde soorten waarnemingen bestemd. In het algemeen gesproken zijn er drie redenen, waarom de telescopen onontbeerlijk zijn; in vergelijking met het menselijk oog geven zij

1. detailwinst en
2. lichtwinst en bovendien bieden zij de gelegenheid tot het verrichten van 3. metingen van allerlei aard (zie sub VII).
1. Detailwinst. Het menselijk oog ziet twee punten (sterren) nog juist als twee, en niet als één samengevloeid punt, wanneer het die punten ziet onder een hoek van één boogminuut. Men zegt, dat het scheidende vermogen van het oog 1' bedraagt. De telescoop brengt hierin grote verbetering.

Ongeacht de brandpuntsafstand zal een visuele kijker met een opening van 12 cm middellijn twee sterren (bijv. een dubbelster) met een boogafstand van 1 boogsecunde nog juist scheiden. Evenzo zal het scheidende vermogen van een telescoop met een opening van 250 cm 0",05 bedragen, vooropgesteld:

1. dat de lucht volkomen rustig is (z sterrenwacht),
2. dat beide sterren nagenoeg even helder maar niet te zwak en niet te helder zijn en
3. dat bovendien een oculair gebruikt wordt, waarmee de beelden van die sterren gezien worden onder een hoek groter dan 11 (dit is het hierboven genoemde scheidende vermogen van het oog). Slechts bij uitzondering worden de zoeven genoemde uiterste waarden van het scheidende vermogen in de practijk inderdaad bereikt.

Het scheidende vermogen geeft dus aan, welke grens er aan de vergroting van de telescoop is gesteld. Ten gevolge van de diffractie (buiging), die het licht in de montuur van objectief of spiegel ondergaat, worden de sterren afgebeeld als schijfjes, omgeven door een of meer zwak lichtende ringen. Zodra twee dergelijke schijfjes (zie fig. b) elkaar grotendeels bedekken, zijn zij niet meer afzonderlijk te onderscheiden, ook al gebruikt men het sterkste oculair.

Ten slotte zij vermeld, dat het scheidende vermogen van fotografische telescopen bepaald is door de omvang, die de beelden op het negatief bezitten; deze omvang varieert sterk met de belichtingstijd. Wij nemen hier aan, dat twee normaal belichte beelden van sterren nog te scheiden zijn, wanneer hun middelpunten op het negatief 0,025 van elkaar verwijderd zijn. Dit betekent, dat de fotografische plaat eerst dan volledig profijt zou trekken van het scheidende vermogen van objectief of spiegel. wanneer hiervan de brandpuntsafstand meer dan 60 maal zo groot is als de middellijn. Of anders gezegd: een fotografie van de maan, vervaardigd met een spiegel van 250 cm middellijn, vertoont geen fijnere details dan die, welke zichtbaar zijn in een visuele telescoop met een opening van slechts 25 cm. Volkomen ten onrechte wordt vaak beweerd, dat het scheidende vermogen van een fotografische telescoop bepaald is door de grootte van de ontwikkelde zilverkorrels; de grootte van deze korrels varieert tussen 0.0005 en 0.004 mm. De onrust van de lucht beïnvloedt vooral opnamen met lange belichtingstijd in ongunstige zin.

Het uiterlijk van het fotografische zowel als van het visuele beeld van een ster wordt dus geheel bepaald door de eigenschappen van de fotografische emulsie en door de beeldvormende kwaliteiten van de telescoop en heeft niets uit te staan met de afmetingen of met andere eigenschappen van de afgebeelde ster. Bij ontstentenis van. de afbeeldingsfouten van de buiging en van de onrust van de lucht zou het beeld van een ster in het gunstigste geval een schijfje met een middellijn van 0",05 zijn; ver verwijderde sterren en sterren met kleine omvang zouden als lichtpunten zonder meetbare afmetingen afgebeeld worden.

2. Lichtwinst bij visuele waarnemingen

Met het woord „lichtwinst” is bedoeld het feit, dat de telescopen objecten, die te zwak zijn om ze met het ongewapende oog te zien, waarneembaar maken. Bij het beschouwen van de lichtwinst is het noodzakelijk scherp onderscheid te maken tussen puntvormige (sterren) en niet puntvormige objecten (nevels, planeten).



Puntvormige lichtbronnen

Het ongewapende oog ontvangt van een ster een lichtbundel met een doorsnede van 0,3 cm2 (aangenomen, dat de pupilwijdte in het duister 6 mm bedraagt). De stralenbundel die in een telescoop tot de vorming van het beeld van dezelfde ster bijdraagt. heeft een doorsnede gelijk aan het oppervlak van objectief of spiegel. Een spiegel met een opening van 250 cm (dus een opper-

vlakte van 50 000 cm2) geeft een lichtwinstfactor van 50 000 : 0,3 = 170000, in theorie ten minste; in de practijk verkleinen allerlei lichtverliezen deze factor. In een refractor passeert de lichtbundel het objectief en het oculair, die beide door terugkaatsing en absorptie een hoeveelheid licht voor de beeldvorming verloren doen gaan. Deze verliezen zijn des te groter, naarmate het objectief groter en dus dikker is. In een visueel objectief met een middellijn groter dan 100 cm gaat zoveel licht verloren, dat het even veel of zelfs minder licht doorlaat dan een objectief van 100 cm. In een reflector met twee vangspiegels treedt, onverschillig welke middellijn de spiegel bezit, ca 15 pct lichtverlies op. Daarom zijn de grootste telescopen reflectoren.

Niet-puntvormige objecten

In dit geval geldt de regel: de helderheid van het beeld in het gewapende oog is kleiner dan en ten hoogste gelijk aan de helderheid, die het ongewapende oog waarneemt; er is dus geen lichtwinst, maar verlies. Hoe groot dit verlies is, hangt af van de gebezigde vergroting. De blauwe daghemel bijv. ziet men door elke kijker altijd zwakker dan met het blote oog. De sterren ziet men echter des te helderder naarmate de opening van de kijker groter is; dit verklaart, dat men met een flinke kijker de sterren overdag kan zien.

Al kunnen de visuele telescopen ons dus geen zwakkere nevels of kometen tonen dan die, welke met het blote oog zichtbaar zijn, toch bieden zij het voordeel, dat zij die groter en dus met meer detail doen zien.

3. Lichtwinst bij fotografische waarnemingen

Puntvormige lichtbronnen

De toepassing van de fotografische plaat vergroot de lichtwinst, doordat de fotografische plaat de lichtprikkels accumuleert.

Indien een zeer gevoelige fotografische plaat in een fotografische telescoop gedurende een half uur belicht wordt, verschijnen op het negatief alle sterren, die met een visuele telescoop van dezelfde afmetingen te zien zouden zijn. De fotografische plaat vergroot de lichtwinstfactor tot het twintigvoudige, indien ten minste alle omstandigheden gunstig zijn.



Niet-puntvonniqe objecten

Naarmate de openingsverhouding (= middellijn objectief gedeeld door brandpuntsafstand, beide in dezelfde lengte-eenheid uitgedrukt) groter is, is het ontwikkelde fotografische beeld intensiever, zwarter. Twee telescopen met dezelfde openingsverhouding geven bij gelijke belichtingstijden fotografische negatieven met dezelfde zwarting, doch indien de brandpuntsafstand van de ene telescoop 10 maal zo lang is als die van de andere, is het ene beeld tien maal zo groot als het andere. Daar in beide gevallen de onscherpte van het negatief gelijk is, zal het grote beeld veel meer detail vertonen. Daarom bouwt men reuzentelescopen (reflectoren), waarin grote openingsverhouding en lange brandpuntsafstand gecombineerd zijn. Uitgebreide objecten, die ten enenmale onzichtbaar zijn met het ongewapende oog (en dus ook met het gewapende oog), zijn alleen door middel van de fotografische telescopen waarneembaar.

4. Fotografische contra visuele waarnemingen

De fotografische telescopen geven grote lichtwinst, onderzoeken de visueel niet-waarneembare onderdelen van de sterrenwereld (nevels) en leveren op één negatief de gegevens van vele objecten in documentaire vorm. De visuele telescopen bezitten de grootste voordelen, wanneer het gaat om een groot scheidend vermogen. Wanneer de fotografische plaat zodanig verbeterd werd, dat het scheidende vermogen van de orde van grootte 0,005 mm was, zouden de fotografische instrumenten ook in dit opzicht de visuele kunnen evenaren.

V. CONSTRUCTIE EN OPSTELLING van refractoren en reflectoren

Alleen kleine, oudere of provisorische instrumenten zijn van hout, de moderne telescopen zijn van metaal.

1. De aequatoriale opstelling.

Aan de opstelling van een telescoop worden de volgende eisen gesteld:

1. de tubus moet soepel, snel en zuiver op ieder punt van de hemel gericht kunnen worden;
2. de opstelling moet, in het bijzonder bij fotografische instrumenten, stabiel en trillingvrij zijn (z sterrenwacht);
3. de telescoop moet de dagelijkse beweging van de sterren nauwkeurig volgen; ook deze eis geldt in het bijzonder de fotografische telescopen.

Aan de eerste eis is voldaan, wanneer de tubus om twee loodrecht op elkaar staande assen draaibaar is. Bij kleine transportabele instrumenten wordt de goedkope azimuthale opstelling gebruikt. Bij de grote instrumenten is de aequatoriale opstelling noodzakelijk. Eén as (de pool- of uuras) is naar de hemelpool gericht, de andere (de declinatie-as) staat loodrecht op de poolas en is dus evenwijdig aan het aequatorvlak. Het voordeel van deze opstelling is gelegen in het feit, dat de tubus de dagelijkse beweging van de sterren kan volgen door een uniforme wenteling om één as, de poolas. De wentelingshoeken van de tubus worden afgelezen op twee cirkelvormige schaalverdelingen, waarmee tevens de kijker ingesteld kan worden op elk object, óók op een onzichtbaar object, mits hiervan de uurhoek en de declinatie bekend zijn. De tubus, en al wat hieraan bevestigd is, is zorgvuldig uitgebalanceerd, zodat deze in elke stand in evenwicht is. Een drijfwerk, ten onrechte ook wel uurwerk genoemd, doet de tubus eens in een sterrenetmaal om de poolas wentelen.

2. Coelostaat, Torentelescoop, Horizontale telescoop

De coelostaat is een vlakke spiegel, die evenwijdig is aan de hemelas en die door een drijfwerk met een hoeksnelheid van 180° per 24 uren om de poolas gewenteld wordt.

Het voordeel bestaat hierin, dat de teruggekaatste luchtbundel een onveranderlijke richting heeft en dus opgevangen kan worden in een onbeweegbaar opgestelde refractor of reflector. Vooral in eclipskampen, waar uiteraard alleen van provisorische instrumenten gebruik gemaakt wordt, geeft men de voorkeur aan een vast opgestelde horizontale kijkertubus, waarin een coelostaat het zonlicht werpt. Voor de regelmatige zonswaarnemingen, die o.a. op de Mt Wilson sterrenwacht en te Meudon verricht worden, gebruikt men twee vlakke spiegels, die het zonlicht óf in horizontale, óf in verticale richting werpen. De combinatie van twee spiegels maakt het mogelijk, bij permanente opstelling van de tubus, op verschillende declinaties in te stellen. De onbeweegbaar opgestelde tubus kan zo stevig, zo zwaar en zo lang gemaakt worden als maar wenselijk is.

VI. VIZIERTELESCOPEN

Tot deze categorie behoren alle sterrenkundige hoekmeetinstrumenten: meridiaancirkel, passage-instrument, alt-azimuth, theodoliet, verticaalcirkel, zenith-telescoop en sextant.

Met de aequatoriaal opgestelde telescopen, die in de vorige paragrafen besproken zijn, kunnen met grote nauwkeurigheid hoeken gemeten worden, die kleiner zijn dan 12 boogminuten. Voor het meten van bogen van enkele tientallen en meer graden worden de zoëven genoemde telescopen gebruikt.

1. Meridiaancirkel. Dit is sinds bijna twee eeuwen hèt instrument voor het bepalen van declinatie en rechte klimming van de hemellichamen en voor de bepaling van de tijd. De meridiaancirkel is een refractor met een opening van 15 à 25 cm en een brandpuntsafstand van 200 à 300 cm; hij is zodanig opgesteld, dat de tubus uitsluitend om een horizontale, oost-west gerichte as kan draaien. Krachtens de constructie beschrijft de as dus het hemelmeridiaanvlak van de plaats, waar het instrument is opgesteld. De hoek, die de optische as maakt met de verticaal, wordt afgelezen op een cirkelvormige rand (middellijn 60 à 100 cm), die door middel van 4320 streepjes in bogen van 5 boogminuten verdeeld is. Aan deze cirkel dankt het instrument zijn naam. Uit de gemeten hoek tussen de verticaal en de richting van de ster wordt de declinatie berekend. Het oculair is voorzien van een micrometer, waarin enige vaste horizontale en verticale draden en tevens enkele beweegbare horizontale en verticale draden voorkomen.Tot de onmisbare accessoires van een meridiaancirkel behoort een precisie-uurwerk, waarvan de uurwijzer in vier en twintig sterrenuren eenmaal rondgaat. Uit het tijdstip waarop een ster een bepaalde verticale micrometerdraad (de „meridiaan”) passeert, wordt de rechte klimming berekend. Omgekeerd worden sterren, waarvan de rechte klimming bekend is, gebruikt om de stand en de gang van het uurwerk te bepalen. Dergelijke tijdsbepalingen worden (voor zover het weer dit toelaat) dagelijks o.a. met de meridiaancirkels te Parijs, te Greenwich en te Washington verricht.
2. Passage-instrumenten noemt men meridiaancirkels van klein formaat; de cirkel is voorzien van een betrekkelijk grove schaalverdeling, die uitsluitend dient voor de instelling van de kijker. Het instrument is transportabel en wordt gebruikt voor tijdsbepalingen.
3. Altazimuth, universaalinstrument, theodoliet. Het altazimuth is permanent opgesteld; het universaalinstrument en de theodoliet zijn transportabele altazimuths van klein formaat en van ietwat vereenvoudigde constructie. In principe zijn dezelfde onderdelen aanwezig als bij de meridiaancirkel, met dit verschil, dat het gehele instrument draaibaar is om een verticale as (azimuthale opstelling). De wenteling om de verticale as wordt afgelezen op een horizontaal geplaatste cirkelrand met schaalverdeling. Op de verticale cirkel worden zenithsafstanden, op de horizontale azimuths afgelezen.
4. Verticaalcirkel. Dit is een altazimuth, waarbij, met behoud van dc wenteling om de verticale as. de horizontale cirkel geheel vervallen is of vervangen door een rand met grove schaalverdeling. Met de verticaalcirkel kunnen alleen declinaties bepaald worden en wel uit zenithsafstanden al of niet in de meridiaan gemeten.
5. Zenithtelescoop. Berooft men de verticaalcirkel van de nauwkeurige verticale schaalverdeling, dan blijft de zenithtelescoop over. Gebruik makende van de Talcott-methode worden hiermede zeer nauwkeurige metingen van de poolshoogte (geografische breedte) verricht.
6. Sextant, zie aldaar.

VII. HULPINSTRUMENTEN

Sub IV werd als voordeel van de telescopen genoemd, dat zij metingen van allerlei aard mogelijk maken. De meetinstrumenten, die de sterrenkundige gebruikt, zijn in hoofdzaak dezelfde als die, waarvan de natuurkundige zich voor gelijksoortige metingen bedient. Voor het meten van afstanden in het beeldvlak of op fotografische negatieven worden dradenmicrometers gebruikt. Voor het meten van helderheden van sterren bedient men zich van fotometers. Ook thermo-elementen vinden toepassing in de sterrenkundige waarnemingsmethoden (meting van de zwarting van fotografische negatieven, meting van de warmtestraling van planeten). In de laatste jaren worden fotoëlectrische cellen (z fotocel) in toenemende mate gebruikt voor het meten van helderheden en van helderheidsveranderingen. De fotoëlectrische cellen hebben het voordeel dat zij aanspreken op helderheidsverschillen die te klein zijn om ze fotografisch te bepalen. Daar de fotoëlectrische cellen onmiddellijk reageren, zijn zij, beter dan de fotografische plaat, geschikt voor het vaststellen van snelle helderheidsveranderingen. Voor het waarnemen van ultrarode straling zijn fotoëlectrische cellen onmisbaar. Van zeer groot belang zijn de spectrografen, meestal uit drie prisma’s bestaande en zo ingericht, dat naar believen een, twee of drie prisma’s gebruikt kunnen worden. Traliespectrografen kunnen alleen in verbinding met zeer grote reflectoren worden gebruikt; de traliespectra van sterren zijn bijzonder waardevol. Het objectief prisma levert op één negatief de spectra van een groot aantal sterren. Deze spectra bevatten weinig details en zijn alleen geschikt voor classificatiedoeleinden. De spectroheliograaf stelt de zonnephysicus in staat een monochromatische opname te maken van de zonneschijf; dit monochromatische beeld is opgebouwd uit talrijke smalle aaneensluitende, evenwijdige stroken.

Door de spectrograaf in de richting van de pijlen te verplaatsen tast de spectrograaf het zonsbeeld in smalle stroken af en ontstaat op de (stilstaande) fotografische plaat een volledig beeld van de zonneschijf, met dien verstande, dat dit beeld uitsluitend veroorzaakt is door het K-licht van de calcium ionen. Op dezelfde wijze kan men gebruik maken van lijnen van andere scheikundige elementen en aldus een gedetailleerd beeld verkrijgen van de wijze, waarop deze in de buitenste lagen van het zonnelichaam voorkomen.

VIII. RADIO-ELECTRISCHE INSTRUMENTEN

In 1930 verrichtten de Amerikaanse radiotechnici G. Reber en K. G. Jansky de eerste waarnemingen aan radiostraling van kosmische herkomst. Na Wereldoorlog II gingen tal van instituten zich toeleggen op deze nieuwe tak van de sterrenkundige waarnemingskunst. De instrumenten zijn nog in het stadium van ontwikkeling; de verscheidenheid is reeds groot.

1. De radio-electrische reflector bestaat uit een paraboloidisch gebogen gaas dat gespannen is op metalen ringen en spanten. De radiostralen worden door het gaas teruggekaatst op soortgelijke wijze als de lichtstralen door het veralumineerde oppervlak van een optische spiegel. Met het oog op een goede beeldvorming mag het spiegelende oppervlak geen oneffenheden vertonen die groter zijn dan een tiende deel van de golflengte van de terug te kaatsen straling. Daar de dampkring alleen radiostraling met golflengten tussen 0,1 en 3000 cm doorlaat, mogen de oneffenheden van de gazen paraboloide niet hoger of dieper zijn dan 0,5 cm, tenzij hij gebezigd wordt voor golflengten kleiner dan ongeveer 5 cm. Daar de afmetingen van de buigingsbeelden des te groter zijn naarmate de middellijn van de spiegel kleiner en de golflengte van de straling groter is, staat het scheidend vermogen van een radio-electrische reflector verre ten achter bij dat van de optische reflectoren. Een radio-electrische reflector zou een middellijn van 1000 km moeten bezitten, wilde hij in dit opzicht kunnen concurreren met een optische telescoop met een middellijn van slechts 10 cm.

In het focus van de paraboloide is een metalen staaf, een dipool, opgesteld; de dipool absorbeert de straling. In de dipool ontstaan wisselende electrische velden; deze velden worden geleid naar een radio-ontvangtoestel dat de ontvangen energie versterkt en daarna registreert. Het ontvangtoestel is gewoonlijk op een bepaalde golflengte afgesteld; er bestaan ook radioreflectoren met ontvangtoestellen die geschikt zijn voor snel opeenvolgende metingen op verschillende golflengten. Aan de ontvangtoestellen worden ten aanzien van het eigen geruis zeer hoge eisen gesteld. De Nederlandse radiosterrenkundigen hopen in 1954 te beschikken over een radioreflector met een middellijn van 25 m.

2. Een batterij antennes

Daar de paraboloiden een gebrekkige afbeelding geven is hun belangrijkste kenmerk hun grote oppervlak; zij verzamelen des te meer straling naarmate hun oppervlak groter is. In dit opzicht worden zij geëvenaard door een batterij antennes, geplaatst op een groot raam. De antennes bestaan uit dipolen: metalen staven die half zo lang zijn als de golflengte die men wenst te ontvangen. Indien deze dipolen uitgevoerd zijn als yagi-antennes, is de batterij alleen gevoelig voor straling, komende uit richtingen die maar weinig afwijken van de as van de batterij.

3. De radio-electrische interferometer bestaat uit twee identieke antennes of antennesystemen die gekoppeld zijn aan één ontvangtoestel. In het ontvangtoestel interfereren de wisselende electrische velden afkomstig van de beide antennes. Bij voorkeur worden antennes (of radioreflectoren) met een nauw ontvangstpatroon gebruikt. De samenwerking van de twee antennes komt in de practijk neer op het gebruik van één antenne die een gelobd ontvangstpatroon heeft.

Daar de antennes een honderdtal golflengten — enkele honderden meters — van elkaar verwijderd moeten zijn, is de interferometeropstelling veel te groot om haar wendbaar op te stellen. De waarnemer moet dus wachten tot de interferometer met zijn ontvangstpatroon, meegevoerd door de wentelende aarde, naar de waar te nemen bron van radiostraling wijst. Terwijl het ontvangstpatroon over de bron „strijkt”, maakt de ontvanger een grafiek van de ontvangen hoeveelheid radiostraling. Beslaat de bron aan de hemel een boogje dat kleiner is dan de wijdte van een lobbe van het patroon (in een gunstig geval bedraagt de breedte van een lobbe één boogminuut), dan zal de grafiek bestaan uit evenveel pieken als er lobben zijn in het interferometerpatroon, zie figuur d. Wanneer de radiostralende bron een groot gedeelte van de hemel beslaat, zal de grafiek een vloeiend gebogen lijn zijn. De interferometer echter is juist bestemd voor het opsporen en localiseren van kleine bronnen van radiostraling; bijv. actieve gebiedjes op de zonneschijf. De interferometer maakt dus goed wat de radioreflector aan scheidend vermogen te kort komt.

Voor het waarnemen van radiostraling van de zon is met groot succes een rij van enkele tientallen kleine paraboloiden gebruikt.

In 1920 hebben Michelson en Pease een optische interferometeropstelling gemonteerd op de 100 inch reflector op de Mount Wilson. Zij slaagden er in de middellijnen van enkele omvangrijke nabije sterren te meten. Verder heeft de interferometer weinig emplooi gevonden in de optische sterrenkundige waarnemingskunst. Voor de radio-electrische waarnemingsmethoden echter is de interferometer onmisbaar.

DR J. J. RAIMOND JR

Lit.: A. Dan jon en A. Goud er, Lunettes et Télescopes (Editions de la Revue d’optique, Paris 1935); H. N. Russell, R. S. Dugan en J. Q. Stewart, Astronomy (Boston 1927); Newcomb-Engelmann, Populäre Astronomie (Leipzig 1948); J. A. L o veil, J. A. Clegg, Radio Astronomy (London 1952).