Som basis for dette kompendium har vi plukket frem et gammelt verk i SAF's hylle. Det vil fremdeles være gamle tegning, fortellinger og utdatert informasjon,så det er opp til deg å være med å forbedre innholdet.
I dette første kapittelet omtaler vi en del generelle ting som amatørastronomen kan ha bruk for. Dette er nok et av de kapitlene som vil vokse etter som årene går. Dette kapittelet vil også være et typisk samlested for de ting som faller utenfor de emnene vi har funnet det naturlig å dele kompendiet inn i.
For å finne fram blant stjernene bruker vi stjernekart. Det viser seg at man som nybegynner kan ha noe vanskelig for å orientere seg etter stjernekartene. Derfor skal vi se nærmere på hvordan stjernekartene er laget og noen av de vanligste uttrykk kan brukes.
Først og fremst, hvor får vi tak i stjernekart ? Noen svært enkle kart finner vi i den vanlige almanakken. Det finnes flere typer av egne stjerneatlaser. Dessuten er en del bøker om astronomi forsynt med, som regel, enklere kart. Stjerneatlaser har oftest de beste kartene. Slike atlaser kan bestilles i en bokhandel eller for eksempel Stavanger Astronomiske forening.
Før i tiden hadde man en teori om at stjernene var huller i himmelhvelvingen hvor lys fra en verden ut forbi slapp inn til oss. Vi tenker oss også gjerne stjernene plassert på en slik himmelhvelving selv om vi har andre teorier om hvorfor de lyser.
Stjernene tenkes plassert innvendig i en kule som ligger kosentrisk med vår planet, jorden. På jorden har vi et gradenett for posisjonsbestemmelse av steder på overflaten. Man innså tidlig at et slikt gradenett også kunne tenkes på innsiden av himmelhvelvingen og hva var vel mer naturlig enn å forstørre opp vårt eget gradenett slik at det passet nøyaktig til himmelkulen?
Vår jord roterer om polaksen med en omdreining pr. døgn. Vårt gradenett følger med. Stjernehimmelens gradenett følger ikke med, men tenkes å ligge fast på himmelhvelvingen. Dette blir ikke helt riktig og visse korreksjoner må gjøres innimellom.
Solen vandrer, sett fra jorden, mellom stjernene og der dens bane krysser ekvator fra sør mot nord er himmelhvelvingens nullpunkt definert. Her går nullmeridianen gjennom, på samme måte som vår nullmeridian går gjennom vårt nullpunkt Greenwich. Dette himmelens Greenwich forflytter seg sakte langs ekvator. Nærmere bestemt de ca. 1/7 buesekund hver dag. Stjernekartene må derfor korrigeres med visse mellomrom (To ganger pr. hundre år).
På disse stjernekartene våre tegner vi inn andre ting enn stjerner. Planetenes vandring på himmelen finner vi inntegnet på kart i almanakker og årbøker. Solens bane over himmelen er også tegnet inn og denne banen har et eget navn, "Ekliptikken".
Figuren viser hvordan vi tenker oss stjernehimmelen ligge utenfor jorden. Vi legger merke til at vårt og stjernehimmelens ekvatorplan er felles. Vårt horisontalplan er også tegnet inn. Vi kan bare se stjerner som ligger "over" vårt horisontalplan. Merk at et område nær himmelens nordpol alltid vil ligge over horisonten for en observatør i Stavanger. Stjerner som befinner seg i dette området kalles for cirkumpolære.
Figuren viser hvordan vi tenker oss stjernehimmelen som en himmelkule ligger utenfor jorden og kosentrisk med den.
En observatør vil rent lokalt oppfatte det som om han står i denne himmelkulens sentrum og dette gir en litt annen form på det planet vi tenker oss at stjernene ligger i. Siden himmelkulen er svært mye større enn jorden er det i praksis ingen forskjell på om vi tenker oss himmelkulens senter lagt sammen med jordens senter ellers i Stavanger. For objekter som ligger nær jorden (månen og kunstige satelitter) kan denne effekten bli av betydning ved posisjonsbestemmelser.
Rektascensjon og deklinasjon
En stjernes posisjon på himmelkulen angis ved dens koordinater. Himmelkulen tenker vi oss altså inndelt i et gradenett på samme måte som en globus. På geografiske kart snakker vi om lengde og breddegrader når et sted skal posisjonsfestes.
Himmekulens lengdemål er ikke i grader, men i timer. Hvis vi tenker oss jorden og himmelkulen sett fra nordpolen ville det se ut somtrent som på figuren nedenfor.
Jorden roterer, mot klokken, og en observatør "o" vil se en bestemt stjerne i syd på et bestemt klokkeslett. En annen observatør "O" som befinner seg lenger vest ser samme stjerne i syd en time senere. Ser han den i syd en time senere sier vi at han befinner seg en time lenger vest. Dette avstandsmålet bruker vi på himmelkulen i jordens rotasjonsretning. Jorden roterer en gang rundt, 360 grader, på 24 timer. Det vil si 360/24 = 15 grader pr time. En time på himmelkulen tilsvarer altså n vinkel på 15 grader. Dette målet er det vi kaller Rektascensjon. Forkortes til R.A. (fra engelsk: right ascension).
R.A. oppgis i timer, minutter og sekunder. På stjernekart er disse timesirklene ofte angitt med romertall fra 0 til XXIII (23). Det tilsvarer meridiansirkler på jorden.
Nedenfor er vist et eksempel på hvordan et stjernekart kan se ut. Det er det vakre stjernebildet Orion som er vist. Som vi ser ligger Orion omtrent midt på ekvator og mellom den 5 og 6. time dvs Dec = ca -10 til +10° og R.A. = 5-6 h (h er forkortelse for engelsk "hour" som betyr time).
Her er angitt de to mest kjente stjernene i Orion, Betelgeuse og Riegel. De har disse posisjonene på et skikkelig stjernekart :
Betelgeuse: R.A. 05 h 52.9m, Dec +07° 24'.
Som det framgår av figuren ovenfor er det vanskelig å bruke andre betegnelser på stjerner enn navn. Betelgeuse betyr med "
", alpha. Alpha Orionis betyr den mest lyssterke stjernen i Orion. Beta "
", Orionis betyr den nest sterkeste stjernen og slik fortsetter man gjennom det greske alfabetet.
Stjernene grupperer seg i såkalte stjernebilder. Disse blir behørig omtalt senere og her skal vi bare kort nevne at de i allfall blant amatører flittig brukes som referanse for å finne fram på himmelkulen. Man trekker linjer mellom kjente stjerner og bruker disse å sikte etter.
Som eksempel kan vi bruke metoden for å finne polarstjernen, Stella Polaris. Ofte kalt Nordstjernen.
Vi tar utgangspunkt i Karlsvognen som er kjent for de fleste. Trekker vi en linje gjennom de to stjernene i vognens bakre karm og forlenger linjen oppover treffer vi polstjernen. Er vi i Stavanger vil strølyset fra byen gjøre at svake stjerner ikke synes særlig godt. Den første klare stjernen vi treffer på denne tenkte linjen blir derfor polstjernen. På fjellet en mørk kveld kan det være noe verre å finne den fordi så mange flere stjerner blir synlige.
Det er en misforståelse å tro at man må ha et teleskop med stor forstørrelse for å drive med amatørastronomi. Våre viktigste optiske hjelpemiddel er prismekikkerten, samme type som folk tar med seg på tur i skog og mark. Ja, en god del observasjoner gjøres med det blotte øyet, det vil si uten kikkert i det hele tatt.
Større forstørrelser og avanserte instrumenter får vi mer glede av når vi skal studere overflaten på månen eller våre naboplaneter. Den vanlige prismekikkerten er ikke sørlig egnet til å fotografere gjennom. Det finnes derfor tilfeller der et astronomisk teleskop er mer egnet enn en vanlig kikkert.
Kikkerten skal :
· Øke lysmengden som når øyet
· Gi et forstørret bilde
Kikkertens evne til å øke lysmengden inn til øyet henger sammen med kikkertens objektivdiameter. (Den linsen som er lengst fra øyet). Vår egen øyelinse, pupillen, har en største diameter på ca. 6 millimeter. En vanlig kikkert har en diameter på objektivet på 30 til 50 millimeter. I vårt observatorium her på Byhaugen har vi for tiden en kikkert med objektivdiameter på 250 millimeter (10 tommer) i observatoriet og en med 450 millimeter(18 tommer)/"Annie".
En kikkert med diameter 48 mm har et flateinnhold på 24 x 24 x 3,14 = 1808,64 mm2. Det vil si 64 ganger mer enn vårt øye (Diameterøkning på 8 ganger øker flateinnholdet med 8 x 8 = 64 ganger).
Om en kikkert hare en diameter på 6000 millimeter, dvs 6 meter, så vil tilsvarende ha et flateinnhold som er en million ganger større inn vårt øye, og den kan derfor samle en million ganger mer lys.
Vår pupill har en diameter på 6 mm og dermed et flateinnhold på 3 x 3 x 3,14 = 28,26 mm2.
Jordens største kikkert finnes på Hawaii og kalles Keck-teleskopet og har en diameter på 10 meter. Forsøk å regne ut hvor mye større diameteren er enn vår pupill !
Kikkertens evne til å samle lys gir oss muligheten til å observere objekter som er for lyssvake for vårt øye. Samme effekt er utnyttet i de såkalte "nattkikkerter".
Prisen på en kikkert vil henge nøye sammen med dens objektivdiameter og linsens optiske kvalitet.
Et eksempel på hvordan objektivenes lyssamlende evne avhanger av diameteren (egentlig av arealet) er vist i figuren nedenfor.
Figuren viser hvordan en stor linse fanger mer av en innfallende lysstrålebunt enn en mindre.
Hvis vi sier at den minste linsen er 6 mm vil den treffes av 28,26 stråler. Hvis den største settes til 6000 mm vil den treffes av 28,26 millioner stråler. Fra samme objekt !
Vi kan tenke oss innfallende lys fra et eller annet fjernt objekt jevnt fordelt i rommet. Lysintensiteten kan for eksempel være en "lysstråle" pr. kvadratmillimeter. Av figuren ser vi at en stor linse vil samle betydelig flere lysstråler enn en mindre, slik som vi regnet ut.
Objektivet samler innfallende lys i et punkt og et bilde i punktstørrelse er ikke særlig egnet for å studere månens overflate. For å gi et bilde som vi kan se må lyset i dette punktet spres ut i en passende vinkel slik at vi får ønsket bildestørrelse. Desto større flate (bilde) det innsamlede lys skal spres over dess mer lys tapes. Det vil si at lysstyrken i ethvert punkt blir mindre fordi samme lysmengde skal fordeles på flere punkter.
For å spre den samlede lysmengde utover en passende billedflate bruker vi nok en linse, okularet.
Har kikkerten en stor forstørrelse blir den "effektive" lysstyrken mindre enn ved en mer moderat forstørrelse. Man får ikke både i pose og sekk. Et og samme objektiv kan gi et lyssterkt bilde og liten forstørrelse eller stor forstørrelse og et lyssvakt bilde. Som andre steder gjelder det å finne en middelvei som passer til den oppgave man holder på med.
Vi regner med at den øvre praktiske grensen for hvor stor forstørrelse vi kan trekke ut av et objektiv ligger omkring 2 ganger objektivdiameteren i millimeter. Et objektiv på 50 mm vil således kunne yte opp til 2 x 50 = 100 ganger. Verdens største kikkert skulle da kunne klare omtrent 12000 ganger.
Kikkerter beregnet på astronomiske observasjoner er vanligvis av en enklere konstruksjon enn de tilsvarende kikkerter for "vanlig bruk". Dette henger sammen med at en konstruksjon med et objektiv og et okular gir et opp-ned bilde. Siden folk flest foretrekker et riktig bilde når de ser på dyr, utsikt og lignende blir bildet snudd i en vanlig brukskikkert. Det er vanlig å gjøre det ved hjelp av et prisme.
Siden en stjerne, selv i verdens største kikkert, bare vises som et punkt, er astronomen ikke avhengig av at punktbildet er snudd. Siden det er forbundet med et lite lystap å snu bildet foretrekker astronomen et opp-ned bilde for da kan han se enda mer lyssvake objekter med kikkert av tilsvarende størrelse.
Kikkerter, spesielt de som er beregnet til astronomiske observasjoner, lages etter to prinsipper. Eller rettere sagt, det finnes to prinsipper for objektivkonstruksjon.
Den ene måten er en linse slik som i en vanlig kikkert. Den andre er et buet speil, et hulspeil, slik som er i handelen som barberspeil. Felles for dem er at de samler en bunt med lysstråler og sender disse inn mot et punkt, brennpunktet.
Figuren viser hvordan en linse og et speil samler lysstråler til et punkt, brennpunktet.
I figuren legger vi merke til at i linse-tilfellet er det mulig å fange opp lysstrålene for videre behandling etter at de har passert linsen. De reflekterte lysstrålene fra speilet kan vi ikke få tak i uten samtidig å skygge for innfallende lys. Dette er en ulempe som vi må søke å redusere og det finnes flere måter å hente ut lysstrålene på uten at vi må stikke hodet inn i lysgangen. I figuren på neste side er det vist to slike måter.
Foreningens største kikkerter er av typene Cassagrain og Dobson.
Nær brennpunktet plasseres et lite, plant speil. Sekundærspeilet. Dette sender de oppsamlede lysstråler ut av lysgangen. Vi unngår ikke at det lille speilet skygger for en del av lysstrålene.
Siden en liten del av det store speilet er skygget for er en mulighet å ta et hull i storspeilet uten at den samlede virkning ødelegges. Lysstrålene kan så sendes ut gjennom dette hullet til videre behandling i okular eller fotoapparat.
Har man en prismekikkert er det ingen grunn til å anskaffe nok en fordi man kanske har en annen størrelse enn de som kan synes mest fordelaktig i det etterfølgende.
Vi skal likevel se litt på de kriterier man bør legge til grunn ved nyinnkjøp av kikkert til astronomibruk.
1. Objektdiameter
Som sagt så er denne diameter avgjørende for den lyssamlede evne og bør være stor. En vanlig kikkert er 7 x 50 som betyr 7 gangers forstørrelse og objektivdiameter 50 mm. 8 x 40 betyr da 8 gangers forstørrelse og diameter 40 mm.
2. Effektiv lysstyrke, utgangspupill
Denne finnes ved å dividere objektivdiameter med forstørrelse. En 7 x 50 har følgelig en lysstyrke på 50/7 = 7.14 og en 8 x 40 har tilsvarende 40/8 = 5. Dermed er en 7 x 50 mer lyssterk enn en 8 x 40. Dette forhindrer ikke at en 8 x 40 kan være svært så god til amatørbruk og spesielt til lyssterke objekter som f.eks. månen der den større forstørrelsen kommer til nytte. Siden denne effektive lysstyrken egentlig er diameteren på lysstrålen som kommer ut av kikkerten vil det være liten vits i større verdi enn 6 - 7 mm fordi, som nevnt, vår pupill ikke kan nyttiggjøre mer enn 6 til 7 mm.
Hvor stor forstørrelse eller lysstyrke man trenger avhenger noe av hva man skal bruke kikkerten til, men vår erfaring er at både 7 x 50 og 8 x 30, 8 x 40 og større kikkerter som 12 x 50 og 20 x 80 er brukbare til amatørbruk.
Skal man ha en større kikkert er man uten unntak avhengig av stativ. Det viser seg ofte at stativet er enhver kikkerts svake punkt og dette kan omtrent ikke bli stabilt nok. Hus desto større kikkert desto kraftigere stativ.
Kikkertoptikkens kvalitet er svært avgjørende for yteevnen. En kikkert med liten forstørrelse og liten lysstyrke, men med god optisk kvalitet vil kunne gi bedre observasjoner enn en kikkert med tilsynelatende langt bedre egenskaper.
Vår forening eller en optiker vil kunne rettlede ved kjøp av kikkert.
Første gang man ser på et himmellegeme i en kikkert som står på stativ blir man som regel overrasket når man oppdager at objektet beveger seg i kikkertens synsfelt. Effekten blir mer tydelig ved store forstørrelser. Himmellegemene har sin egen bevegelse i verdensrommet, men den vi observerer i kikkerten skyldes i hovedsak at jorden vi står på roterer
Jorden roterer en gang rundt, dvs. 360 grader, på 24 timer. Hver time blir det 360/24 = 15 grader. Det er igjen det samme som 15/60 = 0.25 grader pr. minutt.
Månen dekker, sett fra jorden, en vinkel på ca. 0.5 grader. På 2 minutter flytter den seg altså sin egen diameter sett herfra. Har vi stor forstørrelse, for eksempel 300 ganger, ser vi ca. 1/5 av måneskiven i kikkerten (1/5 av diameteren). Det vil si at om vi ser på et område på månen slik som på figuren nedenfor vil det ta 2/5 minutt, dvs. 24 sekunder før månen ikke lenger er synlig i kikkerten.
Ut fra dette oppstår det behov for å stadig å etterjustere kikkertinnstillingen. Større kikkerter er derfor forsynt med en motor som driver kikkerten rundt med en omdreining pr. døgn slik at den følger etter et himmelobjekt. For å få dette til må stativets akser arrangeres på en spesiell måte.
I det følgende skal det beskrives kort to former for kikkertmonteringer, først for mindre forstørrelser uten motordrift. Deretter montering for motordrift.
Dette er en "rett fram" montering der kikkerten kan dreies om en vertikal og en horisontal akse. Den kan med fordel anvendes for mindre forstørrelser (mindre enn 30x) der bare det å holde kikkerten i ro er en vesentlig forbedring fra frihåndsobservasjon. Det er sett mer vellykkede monteringer av større prismekikkerter på stativer beregnet for fotoapparater.
Denne monteringen har også to akser, men den ene er justert inn slik at den er parallell med jordaksen. Derved er det mulig å kompensere for jordrotasjonen ved å dreie kikkerten kun om den aksen og man trenger bare en motor. Denne aksen på stativet kalles for polaksen (den andre kalles deklinasjonsaksen). Stativets polakse skal altså være parallell med jordaksen og det betyr at polaksens vinkel med horisontalplanet er avhengig av hvilken breddegrad det skal observeres fra. Videre må aksen peke mot himmelpolene. Det vil si mot polstjernen.
Stavanger ligger på ca. 59 grader nordlig bredde. Det vil si at polaksen på en ekvatorialmontert kikkert her skal ha en helning på 59 grader i forhold til horisontalplanet. Situasjonen er forsøkt anskueliggjort i figuren nedenfor.
Solsystemet ! Vi går systematisk i gjennom alle planetene og kommer også innom asteroidene, kometer, meteorer og astrogeologi til slutt. Vi kommer til å starte med solsystemet og solen.