ดาราศาสตร์ทั่วไป/กล้องโทรทรรศน์/ทัศนศาสตร์พื้นฐาน

จาก วิกิตำรา
ไปยังการนำทาง ไปยังการค้นหา

กล้องที่นักดาราศาสตร์ใช้สังเกตการณ์วัตถุที่อยู่ห่างไกลบนท้องฟ้า เรียกว่า กล้องโทรทรรศน์ คำว่ากล้องโทรทรรศน์มีความหมายว่า กล้องสำหรับส่องดูของไกลให้เห็นใกล้ ตรงกับคำในภาษาอังกฤษว่า Telescope เป็นคำที่มีต้นกำเนิดมาจากภาษากรีก มีความหมายว่า การมองเห็นระยะไกล (far-seeing) ซึ่งไม่ใช่คำอธิบายหลักการทำงานของกล้องโทรทรรศน์ที่ดีนัก เพราะถ้าวัตถุมีความสว่างมากพอ ไม่ว่ามันจะอยู่ไกลแค่ไหนก็ไม่มีปัญหา เราสามารถมองเห็นมันได้ ในแท้จริงแล้วกล้องโทรทรรศน์มีหน้าที่หลักสามประการคือ

  1. รวมแสง
  2. ความคมชัด
  3. กำลังขยายภาพ

ก่อนที่เราจะเข้าใจถึงหลักการทำงานของกล้องโทรทรรศน์เพื่อให้บรรลุสามหน้าที่หลักของมัน เราต้องศึกษาหลักการทำงานบางอย่างของทัศนศาสตร์

แบบหักเหแสงและสะท้อนแสง[แก้ไข]

Telescope diagram.svg

กล้องโทรทรรศน์ชนิดดั้งเดิมคือ กล้องโทรทรรศน์หักเหแสง (Refracting telescope) ถูกนำมาใช้โดยกาลิเลโอ กาลิเลอิ ในปี ค.ศ.1609 ต่อมาเซอร์ ไอแซก นิวตันจึงได้ประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์แบบใหม่ที่ใช้กระจกขึ้นเรียกว่า กล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสง (Reflecting telescope) เริ่มจากกล้องโทรทรรศน์แบบหักเหแสง ตัวหักเหแสงพื้นฐานประกอบด้วยเลนส์สองชิ้นคือ เลนส์วัตถุ และ เลนส์ตา ซึ่งแสงจะถูกหักเหผ่านเลนส์วัตถุ จากนั้นแสงจะไปรวมกันที่จุดรวมแสง (จุดโฟกัส) และเลนส์ตา ซึ่งทำหน้าที่ขยายภาพให้ผู้สังเกตการณ์ ซึ่งลำแสงที่ผ่านเลนส์สามารถอธิบายได้ด้วยกฎการหักเหของสเนลล์ (Snell's law)

สมการกฎของสเนลล์ :

ต่อมากล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสง แต่เดิมกล้องของนิวตันนั้นใช้กระจกโค้งวางไว้ท้ายกล้อง เรียกว่า กระจกปฐมภูมิ เมื่อลำแสงเข้ามาจะถูกสะท้อนไปรวมกันที่กระจกทุติยภูมิ ซึ่งเป็นกระจกที่วางในแนวราบ จากนั้นแสงจะถูกสะท้อนเข้าสู่เลนส์ตาเพื่อขยายภาพ

ซึ่งกล้องโทรทรรศน์ทั้งสองแบบต่างมีข้อจำกัดของตัวเอง เช่น กล้องโทรทรรศน์แบบหักเหแสงจะประสบปัญหาความคลาดรงค์ (Chromatic aberration) และปัญหาความยาวคลื่นถูกดูดกลืนไปไม่เท่ากัน ส่วนกล้องโทรทรรศน์แบบสะท้อนแสงจะประสบปัญหากระจกทุติยภูมิไปขัดขวางการเดินทางของแสงบางส่วนทำให้ความสว่างของภาพลดลง หรือมีจุดมัวปรากฏขึ้น

กำลังขยายภาพ[แก้ไข]

กำลังขยายของกล้องโทรทรรศน์สามารถหาได้จากสมการ

กำลังขยายภาพ = ความยาวโฟกัสของเลนส์วัตถุ ÷ ความยาวโฟกัสของเลนส์ตา

กำลังการรวมแสง[แก้ไข]

เนื่องจากวัตถุส่วนใหญ่ในท้องฟ้านั้นสลัวมาก กล้องโทรทรรศน์จึงต้องมีประสิทธิภาพในการรวมรวมแสงให้เราได้สังเกต พวกมันสลัวแค่ไหนหรอ การคำนวนโดยย่อสามารถอธิบายได้ดังนี้

ดวงอาทิตย์ที่ระยะห่าง 1 AU (หน่วยดาราศาสตร์) (ประมาณ 1.5e+11 เมตร) แสงที่ออกมาจะเป็นการ "กระจาย" ออกมาจากผิวทรงกลม (ซึ่งจริง ๆ คือพลังงานที่แผ่กระจายไปทั่วผิว เรียกว่า ฟลักซ์ (Flux)) สมมติว่าเรามีกล้องโทรทรรศน์ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางรูรับแสง 2 เมตร เศษของแสงซึ่งถูกรวบรวมจากดวงอาทิตย์คือ

สำหรับวัตถุอื่นนอกระบบสุริยะ พวกมันอยู่ห่างจากเรากว่านั้นอย่างมหาศาล ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงจำเป็นต้องสร้างกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่เพื่อให้มีกำลังรวมแสงที่มากขึ้น

ดูเพิ่ม[แก้ไข]