Teleskoper og teleskoptyper. (Av : Birger Andresen, TAF, for mars-møtet, 16/3-1998 i GalAksen)
1. Innledning. (Tilbake til innhold) Det blir i det følgende gitt en beskrivelse av de viktigste typer astronomiske teleskop, og hva som er fordelene og ulempene ved dem. I tillegg gis det en vurdering av hva som er de viktigste egenskapene når man skal anskaffe og bruke slike instrumenter. I denne sammenheng er det viktig å huske på hva som er hensikten med en stjernekikkert; nemlig (1) å samle mest mulig lys fra et himmelobjekt, (2) å danne et skarpt og forstørret bilde av objektet ved hjelp av et øyestykke, også kalt okularet, og (3) å løse opp detaljer på f.eks. planetoverflater samt å skille fra hverandre stjerner som står nær hverandre. Til slutt sies det litt om monteringer, priser og valg av kikkert. 2. Kikkerttyper og litt historikk. (Tilbake til innhold) Lyset fra himmelobjektene samles og ledes gjennom et sett av linser og/eller speil som vist i sin enkleste form på Figur 1 for en linsekikkert og et speilteleskop.
Hovedlinsen eller hovedspeilet kalles instrumentets objektiv. Instrumentet kalles en linsekikkert/refraktor dersom objektivet er en linse, og et speilteleskop/reflektor dersom objektivet er et speil. I linsekikkerten går lyset tvers gjennom instrumentet til øyestykket bakerst på kikkerten. For speilteleskopet reflekteres lyset rett ut gjennom siden av kikkerten ved hjelp av et skråstilt plant speil (Newton reflektor), eller det reflekteres av et svakt spredespeil tilbake ut gjennom et hull i midten av hovedspeilet (Cassegrain reflektor som vist på Figur 2). Å plassere okularet foran speilet er utelukket fordi observatøren da vil blokkere lysstrålene før de når speilet.
Det finnes en rekke varianter av kikkerter. Blant annet finnes det kikkerter hvor spredespeilet (sekundærspeilet) i Figur 2 kan skiftes ut med et skrått planspeil. Man kan da velge mellom å bruke kikkerten som en Newton reflektor med kort brennvidde og et Cassegrain teleskop med lang brennvidde. På samme måte finnes det kikkerter hvor sekundærspeilet kan skiftes ut med f.eks et Charged Couple Device (CCD) kamera. De teleskoptypene som er vist på Figur 1 og 2 representerer imidlertid hovedtypene. De første kikkerter var refraktorer. Det var med en slik liten refraktor at Galileo Galilei, som en av de første, vendte kikkerten mot himmelen og oppdaget blant annet solflekkene og Jupiters fire store måner i 1610. Hans oppdagelser skapte så stor oppstandelse i religiøse miljøer at mange av hans motstandere visstnok skal ha nektet å se gjennom kikkerten i frykt for å se noe som stemte dårlig med deres oppfatning av verdensrommet. Av inkvisisjonen ble Galilei presset til å fornekte sitt Kopernikanske verdensbilde som innebar at planetene, inklusiv jorda, gikk i bane rundt sola. Hans beste kikkerter hadde ca. 30 gangers forstørrelse. En linsekikkert fra disse tidlige tider er vist på Figur 3. Legg merke til den svært lange brennvidden.
60-70 år etter Galilei's første astronomiske kikkerter konstruerte Newton det første speilteleskopet. Dette så i prinsippet ut som Newton-reflektoren vist på Figur 1. Verdens største linsekikkert er 102cm (40") Yerkes refraktoren som er vist på Figur 4 nedenfor (http://astro.uchicago.edu/vtour/40inch/40inchtour.jpg).
Monteringen er en begrensende faktor for en refraktor fordi objektivet i en linsekikkert kun kan festes langs kanten av linsen siden lyset jo skal passere gjennom den. Tunge linser vil da deformeres i betydelig grad av gravitasjonskreftene. Denne deformasjonen varierer alt etter hvor høyt på himmelen kikkerten pekes, og altså linsens vinkel med horisontalplanet endres. Deformasjon er et vesentlig mindre problem for et speil fordi dette i tillegg til festing på siden også kan understøttes på baksiden. Også her er det imidlertid grenser for hvor stort et speil kan være. Fem meters teleskopet på Mt Palomar i California var lenge verdens største. Sammen med et mindre kjent 6 meters speil i Kaukasus, er dette på grensen av hva som kan konstrueres fra ett stykke glass. Som en kuriositet nevnes det at de bevegelige delene av teleskopet på Mt. Palomar veier hele 530 tonn. Det er imidlertid så godt avbalansert at motoren som beveger kikkerten kun er på 60W, hvilket tilsvarer effekten fra en normal lyspære. I den senere tid har teknologien kommet så langt at man kan lage enda større teleskoper hvor objektivet er sammensatt av en rekke mindre, og tynne speil. Hvert av disse speilene deformeres etter behov ved å presse med varierende kraft på en rekke punkter på speilenes baksider. Kraften som brukes varieres med kikkertens retning på en slik måte at den totale speilflaten alltid har den ideelle formen. De to ti meters Keck teleskopene på Hawaii bruker denne teknologien.
Hvert Keck teleskop består av 36 sekskantede speil med ca. 1,8 meters diameter. Datamaskiner justerer speilenes form hvert annet sekund, og med en presisjon på 4 nanometer (4·10-9m) . Dette tilsvarer en maksimal deformasjon fra ideell form på kun ½ cm dersom hele speilet hadde blitt forstørret opp fra 10 meter til jordas diameter ! De to Keck teleskopene kan samkjøres. Den lyssamlende evnen dobles da, hvilket tilsvarer et enkelt teleskop med ca. 14 meters speil. 3. Kikkertens virkemåte. (Tilbake til innhold) Vi skal nå se på grunnprinsippene for hvordan en kikkert virker. En linsekikkert i sin enkleste form som vist på Figur 6 brukes som eksempel. Prinsippene blir helt like for speilteleskoper bortsett fra at lys her samles i et brennpunkt ved refleksjon fra en krum flate i stedet for å brytes gjennom en linse.
Figur 6 : Linsekikkert i sin enkleste form (Fra NAS samlehefte nr. 5, side 8). Himmelobjekter er svært langt borte. Lysstrålene fra et slikt objekt kommer derfor parallelt inn mot hovedlinsen som vist på Figur 6 for et tenkt objekt litt vekk fra objektivets optiske akse. Objektivet er konstruert slik at alle parallelle stråler brytes til et felles punkt i en avstand lik objektivets brennvidde, f1, bak linsen. Okularet plasseres i en avstand lik okularets brennvidde, f2, bak dette punktet, og på objektivets optiske akse. Ut fra okularet vil det da komme parallelle lysstråler akkurat som om vi betrakter objektet uten kikkert. Disse lysstrålene danner imidlertid en annen vinkel, a , med den optiske aksen enn den vinkelen lysstrålene traff objektivet med, b . Legg også merke til at lysstrålene kommer inn på objektivet skrått ovenfra, mens de kommer ut av okularet skrått nedenfra. Det betyr at vi ser et speilvendt bilde med kikkerten. a er større enn b dersom okularet har mindre brennvidde enn objektivet. Det vil da se ut som om objektet står lengre unna sentrum av synsfeltet enn hva som er tilfelle dersom vi betrakter objektet uten kikkerten. Vi ser altså et forstørret bilde. Forstørrelsen, M, er gitt ved forholdet mellom brennviddene til objektivet og okularet : M = a / b = f1 / f2 Et objektiv med brennvidde 150mm kombinert med et okular med brennvidde 2mm gir f.eks. en forstørrelse på 75 ganger (75X). Av dette følger at stor forstørrelse krever et objektiv med stor brennvidde i forhold til øyestykkets brennvidde. I praksis er objektivets brennvidde fast. Vi velger derfor den forstørrelsen vi ønsker ved å bytte mellom okularer med ulik brennvidde. Hva som er gunstig forstørrelse avhenger blant annet av objektivets størrelse, hva vi skal observere og observasjonsforholdene på det aktuelle tidspunktet. Som ytterpunkter defineres en nedre og øvre grense for forstørrelsen slik :
Ved forstørrelser under nedre grense, vil noe av lyset som samles av teleskopet falle utenfor pupillen. Det betyr at instrumentet ikke utnyttes fullt ut. Øvre grense tilsvarer den forstørrelsen hvor øyets oppløsningsevne utnyttes fullt ut. Det er derfor ikke mulig å se flere detaljer selv om forstørrelsen økes ut over dette. I praksis vil ofte urolig luft etc. redusere den maksimale forstørrelsen som kan brukes. Et teleskop med diameter 8" (203,2mm), vil f.eks. ha en nedre grense » 203,2 / 7 » 30X og en øvre grense » 20 *20 = 400X. 4. Viktige parametre for en stjernekikkert. (Tilbake til innhold) Det er instrumentets lyssamlende evne og dets evne til å skille detaljer i det observerte objektet (f.eks. planeter eller stjernetåker) som er viktigst. I tillegg er billedskarpheten og åpningsforholdet viktig, samt en optisk effekt som jeg i mangel av en god oversettelse skal kalle Airy Disc effekten. Forstørrelsen er, i motsetning til hva mange tror, av mindre betydning. Vi skal nå se mer på disse tingene. 4.1 Instrumentets lyssamlende evne. Det er arealet av objektivet som bestemmer instrumentets teoretiske lyssamlende evne. Den reelle lyssamlende evnen er noe mindre fordi litt lys alltid tapes i linser og ved refleksjon fra speil. For speilkikkerter vil sekundærspeilet i tillegg dekke for et område som gjerne utgjør 10-15% av hovedspeilets areal. Arealet av et objektiv med radius r, er gitt ved : Ar = p r2. Den lyssamlende evnen øker derfor med en faktor 4 når objektivets radius dobles. Et objektiv med diameter 10 ganger øyets diameter samler altså 100 ganger så mye lys. Dette tilsvarer akkurat 5 størrelsesklasser (magnituder). Verdens største teleskop, Keck på Hawaii, har en diameter på 10 meter. Dette vil samle ca 2 millioner ganger så mye lys som vårt øye. Den teoretisk grensen for visuelle observasjoner med dette teleskopet vil være stjerner av størrelsesklasse ca. 22 som antydet i Tabell 1. Samkjørt Keck Þ 4 mill. ganger så mye lys og grensemagnitude på ca. 23,0.
Pluto har en lysstyrke på ca. 14,9 mag., og krever derfor teoretisk et objektiv på 33,5cm (» 13") eller mer for visuelle observasjoner. 4.2 Instrumentets oppløsningsevne. Instrumentets evne til å vise detaljer på planet- og måneoverflater, og til å skille dobbeltstjerner fra hverandre kalles oppløsningsevnen. Denne har betydning for observatører som interesserer seg for disse objektene. Den er spesielt viktig når man observerer kulehoper, hvor en mengde stjerner står svært nær hverandre. La oss tenke oss at vi observerer en dobbeltstjerne. Med små kikkerter vil denne stjernen fremtre som en enkelt lyskilde. Gradvis større kikkerter vil separere de to komponentene i to distinkte (adskilte) lyskilder. Hvor langt fra hverandre så må disse være for at kikkerten skal vise dem som enkeltstjerner ? Denne såkalte Dawes grensen beregnes ved : R = 11,3 / Dcm = 4,56 / Dtommer
Formelen forutsetter at begge komponentene er like lyssterke. Ved store forskjeller i lysstyrke, vil den svakeste stjernen "drukne" i lyset fra den sterkeste. Det blir da vanskeligere å skille stjernene. Defekter i optikken, dårlig justering av teleskopet, og ikke minst urolig luft vil redusere den praktisk oppnåelige oppløsningen betydelig. Det blotte øye (Dcm » 0,7) burde ut fra denne formelen kunne skille stjerner som står ca. 16 buesekunder fra hverandre. Til sammenligning har Alcor og Mizar i Karlsvognen en avstand på 14,5 buesekunder.
Den teoretisk oppløsningsevnen er altså kun en funksjon av objektivets diameter. Dette gjelder ikke når lyset fra flere teleskoper koordineres som f.eks. for samkjøring av de to 10 meters Keck teleskopene. Her spiller avstanden mellom teleskopene også en rolle. Sammen med adaptiv optikk som korrigerer automatisk for atmosfæriske forstyrrelser (urolig luft), oppnår dobbeltteleskopet på Keck en fantastisk oppløsningsevne som tilsvarer et enkelt teleskop med speildiameter på hele 85 meter. 4.3 Fargefeil. Hvitt lys består av alle farger. Det samme gjør lyset fra himmelobjekter. Lys med forskjellige farger brytes i ulik grad i en linse. Blått lys brytes mest, og rødt lys minst som vist på Figur 7. Dette er godt kjent fra prismer.
Siden brennvidden er ulik for forskjellige farger, kan vi ikke uten videre forvente et skarpt bilde. I stedet blir bildet uskarpt med ulike fargenyanser. Lyssterke objekter får derfor gjerne en halo av blått eller fiolett lys. Dette er uønsket, og kalles fargefeil. Fargefeil kan delvis kompenseres ved å kombinere flere linser med ulik form og glasstype. Slike linsesystemer kalles akromatiske, og er pga sin kompeksitet dyre. De gir også økt lystap. Problemet med fargefeil gjelder både objektivet og i enda større grad øyestykket som har kortere brennvidde. En linsekikkert med akromatisk linse er vist på Figur 8.
Ofte omgår man problemet med fargefeil for større refraktorer ved å bruke ulike fargefilter. Disse slipper kun igjennom lys i et svært smalt frekvensområde. Resultatet blir et skarpt, men atskillig svakere bilde siden mesteparten av lyset er blokkert ut. For lyssvake objekter er dette åpenbart uheldig. 4.4 Billedskarphet. Billedskarpheten avhenger av objektivets diameter, og ikke minst av at instrumentet har kvalitetsopptikk og at det er godt justert. Linsekikkerter er normalt ganske robuste, og kommer sjelden ut av justering selv med relativt røff behandling. I tillegg har de et lukket system slik at luft i liten grad kommer inn mellom objektivet og okularet. Dette gir svært liten slitasje på indre linser og gode optiske forhold inne i instrumentet. Speilteleskoper er atskillig mer ømfintlige, og må justeres med jevne mellomrom. I tillegg er Newton reflektorer åpne systemer hvor støv legger seg på speilene. Forurensende luft kommer også lett til og angriper speilets reflekterende overflate. Dette fører til at speilenes ytelse gradvis forringes, med dårlig billedskarphet som resultat. Til slutt må speilene demonteres og sendes inn til rensing og påføring av ny aluminiumsoverflate. En annen ulempe med at luft lett slipper til inne i åpne systemer, er at denne luften lett blir ustabil (varierende tetthet og temperatur). Dette fører til noe dårligere billedskarphet enn for tilsvarende lukkede kikkerter. Cassegrain teleskoper har en linse fremst, og utgjør derfor et lukket speilteleskop. 4.5 Åpningsforholdet og synsfelt. Forholdet mellom teleskopets brennvidde og dets objektiv kalles instrumentets åpningsforhold. Et 8" (203,2mm) teleskop med brennvidde 2032mm har således et åpningsforhold på 10. Dette angis gjerne som f/10, som vi kjenner igjen som blendertallet for linsene til vanlige fotografiapparater. Det er en utbredt misforståelse at åpningsforholdet kan likestilles med lysstyrken til objektet som observeres. Dette stemmer bare når vi fotograferer med teleskopet, og kun dersom vi fotograferer objekter med utstrekning (månen, tåker osv., men ikke stjerner). Når man observerer slike objekter visuelt, er derimot deres tilsynelatende lysstyrke bestemt ene og alene av objektivets diameter og forstørrelsen som brukes. Objektene vil alltid være klarere med lavere forstørrelse. Teleskoper med små (også kalt raske) åpningsforhold gir imidlertid lyssterkere bilder av objekter med utstrekning på film, og de krever derfor kortere eksponeringstid (jfr. vanlige fotoapparater). Et f/8-teleskop krever f.eks. fire ganger så lang eksponeringstid som et f/4 teleskop. Åpningsforhold på f/3.5 til f/6 regnes som raske, f/7 til f/11 som middles, mens f/12 eller større regnes som langsomme. Hovedfordelen med raske åpningsforhold ved visuelle observasjoner er at de gir et større synsfelt (størrelsen på det himmelområdet du kan se gjennom øyestykket). Synsfeltet beregnes som forholdet mellom øyestykkets tilsynelatende synsfelt og forstørrelsen dette øyestykket gir. Som eksempel vil et øyestykke med 50 graders tilsynelatende synsfelt gi et virkelig synsfelt på 0,5° ved 100 gangers forstørrelse. Dette tilsvarer et himmelområde omtrent på størrelse med fullmånen. 4.6 Airy Disc effekten. Ved tilstrekkelig stor forstørrelse (ca. 60 ganger objektivets diameter i tommer), og med en stjerne i sentrum av synsfeltet, vil vi lett se at stjernen ikke fortone seg som et punkt uten utstrekning slik vi forventer. I stedet vises et lyssterkt område i midten, den såkalte "airy disc", samt en eller flere diffraksjonsringer rundt denne. Dette er et resultat av teleskopets sirkulære struktur og lysets natur. Størrelsen på "Airy disc" avtar kvadratisk med kikkertens objektivdiameter. Det betyr at 4 ganger så mye lys samles på ¼ så stort område når teleskopets objektiv dobles. Hver stjerne ser altså 16 ganger så sterk ut, samtidig som oppløsningsevnen øker med en faktor 2. En dobling av objektivet gir derfor en dramatisk økning i teleskopets yteevne. 5. Ytre ting som påvirker astronomiske observasjoner og kikkertvalg. (Tilbake til innhold) 5.1 Urolig luft. At linser kan brukes til å samle lys, kommer av at en lysstråle endrer retning når den passerer områder med ulik tetthet. Linsen og luften har ulik tetthet, og lyset brytes både når det går inn i linsen og når det går ut igjen. Brytningen øker når lyset kommer skråere på linsen. Tettheten i atmosfæren øker gradvis fra null ved grensen mot verdensrommet til den tettheten som er ved bakkenivå. Dette betyr at atmosfæren også fungerer som en linse. Resultatet er at lysstråler som kommer fra horisonten bøyes av nedover. Objekter nær horisonten ser derfor ut til å stå noe høyere på himmelen enn de i virkeligheten gjør. Dette er årsaken til at solen og månen ser noe flattrykte ut når de er nær horisonten. Mer alvorlig er det for oss amatørastronomer at luften både er urolig og at temperaturen kan endre seg mye i ulike luftlag. Urolig luft og temperaturendringer betyr endringer i luftas tetthet, og altså endret lysbrytning. Dette er årsaken til at stjerner funkler. Det er også en av årsakene til at astronomer rømmer til steder høyt over havet og med stabil luft. 6. Kikkertmonteringer. (Tilbake til innhold) Kikkertmonteringer er svært viktig for store og middels store amatørteleskoper. En ustødig montering ødelegger fort enhver glede ved observasjonen. I tillegg er synsfeltet lite ved stor forstørrelse. Da er det nødvendig å ha en montering som automatisk motvirker jordas rotasjon. Hvis ikke, så vil det objektet vi observerer fort drive ut av synsfeltet, og vi må stille inn kikkerten på nytt stadig vekk. Kravene til stødighet og nøyaktig kompensasjon for jordas rotasjon øker med forstørrelsen vi bruker. Dersom vi skal fotografere gjennom selve kikkerten er kravene spesielt store fordi vi da gjerne eksponerer hvert bilde flere minutter ved sterk forstørrelse. Da er vi totalt avhengig av et helt stødig stativ og et nøyaktig kikkertdrev. Men problemet er også der om vi fotograferer med normalobjektiv eller telelinse med et kamera som monteres parallelt med kikkerten. Som en tommelfingerregel kan vi si at kikkerter med åpning større enn ca. 4" (8cm) bør monteres på et solid frostfritt fundament (f.eks. en betongsøyle), og ha et godt automatisk drev. Den enkleste form for automatiske drev er en enkel motor som roterer kikkerten rundt en akse som rettes inn mot himmelens polpunkt som for oss ligger cirka 1° fra a-Ursa Minoris (Polaris i stjernebildet Lille Bjørn). Alle stjerner beveger seg rundt dette punktet en gang hvert døgn. Det er derfor nok å stille teleskopet inn mot en vilkårlig stjerne, og la også teleskopet rotere en gang hvert døgn rundt sin akse i riktig retning. En slik montering kalles ekvatorialmontering, og er vist til venstre på Figur 9.
Drevet har normalt en variabel motstand som brukes til å grovjustere hastigheten med. Denne justeringen er god nok når man kun observerer visuelt gjennom kikkerten. Ved fotografering vil imidlertid selv små endringer i objektets posisjon vises. Så fort man merker avdrift, noe som alltid vil skje i praksis, så må man bruke to trykknapper til henholdsvis å øke eller redusere drevets hastighet i korte øyeblikk. På denne måten bringes objektet straks tilbake til sin opprinnelige posisjon. For å kunne gjøre slik manuell presisjonskontroll, brukes i praksis et helt spesielt øyestykke som har to svakt lysene streker i et kryss midt i feltet. En ledestjerne plasseres midt i trådkorset slik at selv den minste bevegelsen oppdages med en gang, og kan justeres raskt og nøyaktig. I de siste årene har helautomatiske kikkertdrev blitt tilgjengelige for også amatør-astronomene. Disse har innebygd en liten datamaskin som selv sørger for at ledestjernen alltid holder seg på nøyaktig samme sted. Man trenger derfor ikke kontrollere og justere manuelt for avdriften mens fotograferingen pågår. Dette har også åpnet opp for mer bruk av altazimut montering som er enklere å bygge, og derfor billigere. Prinsippet er her at teleskopets omdreiningsakse er vertikal, og altså ikke peker mot himmelens polpunkt. Datamaskinen sørger da ikke bare for at kikkerten roterer i riktig hastighet, men også at kikkertens vinkel med horisonten justeres i takt med stjernens bevegelse. Med en ekvatorialmontering trenger man kun å justere rotasjonshastigheten. I hvertfall dersom rotasjonsaksen er nøyaktig rettet inn mot polpunktet. De fleste nye store professjonelle teleskopene lages nå med slik montering. De fleste amatørteleskoper leveres med ekvatorialmontering. Teleskoper med altazimut montering uten helautomatisk datamaskinstyrt presisjonsdrev er ikke å anbefale selv om det finnes en del store og svært billige Newton reflektorer av denne typen. Disse kalles gjerne Dobson-reflektorer. 7. Priser for typiske amatørteleskoper. (Tilbake til innhold) Omtrentlige priser for en del typiske amatørteleskoper er vist i tabellene nedenfor. Prisene gjelder for utstyr levert fra norsk forhandler våren 1998. 7.1 Refraktorer.
7.2 Newton Reflektorer.
7.3 Schmidt-Cassegrain teleskoper.
7.4 Prismekikkerter.
Det er mulig å få de samme teleskopene vesentlig billigere direkte fra utlandet. Da må man imidlertid gjennom diverse toll- og avgiftspåslag, og det blir atskillig mer tungvindt dersom det er feil på utstyret eller det trengs reparasjoner. Det anbefales derfor på det sterkeste å kjøpe kikkert gjennom en seriøs norsk forhandler. 8. Fordeler og ulemper ved linsekikkerter og speilteleskop. (Tilbake til innhold) I det følgende er noen av de viktigste fordelene og ulempene ved reflektorer og refraktorer listet opp. 8.1 Refraktorer (linsekikkerter). Fordeler :
Ulemper :
8.2 Newton reflektorer (speilkikkerter). Fordeler :
Ulemper :
8.3 Schmidt-Cassegrain reflektorer (speilkikkerter). Fordeler :
Ulemper :
9. Valg av kikkert. (Tilbake til innhold) Kikkertvalget vil i hovedsak avhenge av
og ikke minst av
Skal man først anbefale en kikkert for den ikke altfor avanserte amatørastronom, så må det bli et av følgende alternativer :
Alternativ 1 kan godt realiseres uten elektronisk drev. De to andre bør/må ha elektronisk drev. Alternativ 2 bør helst monteres permanent i et observatorium, men et 8 tommers Schmidt-Cassegrain teleskop er såpass enkelt å håndtere at mange også har stor glede av det uten å ha teleskopet fast montert i et observatorium. Alternativ 3 må monteres permanent i et observatorium. Ellers kommer den ikke til å bli brukt mye fordi den er så tungvindt å transportere. Et viktig råd er å ikke starte opp med et for stort instrument tidlig i ens karriere. Faktisk er en vanlig 7x50mm prismekikkert et meget godt alternativ for en begynner. Ta den med ut av byen til et helt mørkt sted, og bli skikkelig kjent med stjernehimmelen. Observer noen stjernehoper og Andromedatåken. Derfra kan man gå videre til en 4,5 tommers Newton reflektor som er fin til solflekker, månen, planetene, Oriontåken og noen dobbeltstjerner og variable stjerner. Først etter en lang periode med slike beskjedne kikkerter er tiden inne for å vurdere større investeringer dersom interessen fremdeles er der i tilstrekkelig grad. Og det er ingen selvfølgelighet. Erfaring viser nemlig at mange faktisk blir ganske skuffet når de får et middels- eller stort amatørteleskop. Årsaken er vanligvis at de tror de skal se objektene like flott som på bildene i reklamebrosjyren eller i bøker. Det er slett ikke tilfelle. Skuffelsen blir gjerne tilsvarende stor. Derfor bør man starte med små, billige instrumenter. Større instrumenter er såpass dyre at det er dumt om man fort finner ut at interessen ikke var så stor som man først trodde. 10. Lenker til ytterligere informasjon om dette temaet. Celestron har en grundig gjennomgang (Telescope basics) her. En annen nyttig engelskspråklig side finner du her. Og Ed Tings rankingliste over gode og dårlige merker her. Grundige tester av en rekke spesifikke teleskoper finner du også på Scopereviews Dessuten har Norsk Astronomiske Selskap (NAS) en side her. NAS har også følgende samlehefter som omhandler dette temaet :
Disse kan du sikkert få kjøpt av NAS. 11. Okularer. Egen artikkel om okularer til amatørteleskop her. _________________________ Sist oppdatert : 26. august 1999. Endringslogg
:
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Denne var ferdig i 1897, og var fram til 1909 verdens
største teleskop. Senere er en rekke kjempeteleskoper bygget. Disse har uten unntak vært
speilteleskoper. Hovedårsakene til dette er måten objektivet monteres på, at store
linser har betydelige lystap, og at speil ikke har de sjenerende fargefeil som en linse
alltid har. 
