moderne astronomiske instrumenter

Astronomiske instrumenter (Moderne astronomi), I 1930'erne målte tysk-amerikaneren K.G. Jansky for første gang radiostrålingen fra Universet, og efter 2. Verdenskrig har astronomerne studeret dels flere typer elektromagnetisk stråling (gamma-, røntgen- og ultraviolet stråling, synligt lys, infrarød stråling og radiostråling), dels kosmisk partikelstråling (atomkerner, mesoner, neutrinoer). Astronomiske instrumenter er derfor placeret både på jordoverfladen, i fly, balloner og raketter, samt på rumfartøjer i baner om Jorden eller ude i Solsystemet. Instrumenterne, der i 1990'erne er inde i en hastig teknisk udvikling, kan opdeles i typer efter deres funktion, og de vigtigste typer gennemgås i det følgende.

Den opnåelige information om astronomiske objekter kan karakteriseres ved disses strålingsintensitet fordelt efter to rumlige koordinater (som ved landkort), efter bølgelængde i hvert punkt (objektets spektrum), samt ved evt. tidslige variationer heri. Heraf afledes instrumenternes hovedfunktioner.

Astronomiske instrumenter til opfangning af strålingen kan være billeddannende, fx teleskoper af forskellig type, eller de kan blot registrere stråling fra et afgrænset område på himlen. Spejl- eller linseteleskoper af de velkendte typer anvendes fra røntgenområdet til det infrarøde område (omend med særlige spejltyper ved de korteste og længste bølgelængder), mens radioteleskoper er udformet som store antenner, mest af paraboltypen. Gamma- og partikelstråler kan ikke fokuseres til billeder i et teleskop, men i stedet kan masker af forskellig type anvendes til at begrænse det observerede felt på himlen.

For at kunne observere objekternes rumlige detaljer med størst mulig skarphed udstyres moderne teleskoper ofte både med aktiv og adaptiv optik, hvor servoteknik dels anvendes til at korrigere teleskop-optikken for evt. fejl i fabrikation og understøtning, dels anvendes til at korrigere for lufturoens forstyrrende virkning.

Omsætning af strålingen til et måleligt signal sker i detektorer, specielt indrettede for de enkelte strålingstyper. Detektorerne kan bestå af et enkelt element, som registrerer al stråling, der rammer det (eventuelt ens fra alle retninger, fx neutrino-detektorer), men kan også bestå af et stort antal elementer, der samtidig registrerer lys fra mange punkter i billedet eller spektret. Eksempler herpå er fotografiske plader eller de mere moderne mosaikker af små siliciumdioder (infrarøde og CCD-detektorer), som er langt mere følsomme. Disse leverer signalet til øjeblikkelig viderebehandling og fås efterhånden med mange millioner enkeltelementer. Blandt gængse én-kanal-detektorer kan nævnes fotomultiplikatoren, som ved en støjfri forstærkningsteknik gør det muligt i et fotometer at registrere enkelte fotoner af synligt eller ultraviolet lys fra enkeltobjekter i et fotometer. Detektorer til radiostråling (modtagere) har også normalt kun én kanal. En særlig kombination er Tjerenkovdetektoren, hvori én-kanal-detektorer fordelt over et større område samtidig registrerer det lysglimt, der dannes, når en partikel med lyshastighed rammer ind i Jordens atmosfære (eller i vandet i en tank).

Den yderligere analyse af strålingens energifordeling efter bølgelængde kan groft ske ved hjælp af farvefiltre eller med stigende detaljeringsgrad i spektrografer (se spektroskopi) med den nødvendige spektrale opløsning. Særlig høj spektral eller rumlig opløsning kan opnås ved interferometri, hvor elektromagnetisk stråling opfanget af vidt adskilte optiske elementer kombineres i med- eller modfase.

Moderne astronomiske instrumenter ville umuligt kunne fungere uden anvendelse af computerteknik, både til styring af teleskoper, instrumenter og detektorer og til dataopsamling. Men også numerisk billedbehandling af de opsamlede data udgør en integreret del af moderne astronomiske instrumenter.