Hvert skolebarn lærer at lette rejser i lige linjer , og det er sandt - op til et punkt . Men hvis du blokere en halv lysstråle med en kniv , så se meget nøje på skyggen , den producerer på en skærm , vil du se noget usædvanligt. Hvis lyset kun rejser i lige linjer , du ville forvente, at halvdelen af skærmen over kniven kanten til at være ensartet lys og halvdelen under kanten til at være ensartet mørk . I stedet lidt lys kryber ind i den mørke halvdel og lidt mørke gør sin vej ind i lyset halvdel. Lys - og andre former for elektromagnetisk stråling , herunder radiobølger - bøjer en lille smule , når den rammer en kant. At bøje effekt kaldes diffraktion .
Diffraction og Opløsning
Diffraction er der altid. Normalt kan du ikke se det, fordi der er så meget lys omkring at forskellige diffraktionsmønstre gennemsnit ud , men når du fokuserer lys diffraktion er afsløret. Et punkt af lys vil ikke fokusere ned til en perfekt punkt, men til en sløret plet omgivet af fading ringe. Det kaldes diffraktion stedet eller nogle gange " Airy disken. "
To faktorer afgør, hvordan store, at disken er : diameteren af spejlet eller linsen og bølgelængden af den elektromagnetiske stråling . Den større at diffraktion stedet, mindre detaljeret billedet. Store diffraktion pletter overlapper hinanden , så du kan ikke gøre ud små features . Astronomer normalt kvantificere sløring i form af de kantede opløsning af et teleskop. Et teleskop kan ikke skelne mellem to pletter, der er tættere på end sin kantede opløsning. Den vinkelopløsning på et teleskop er proportional med bølgelængden divideret med dens diameter. Andre faktorer kan gøre det kantede opløsning værre , men aldrig bedre .
Lys og Radio
radioteleskop er meget større end en optisk teleskop , men beslutningen er dårligere .
Lys og radiobølger er begge former for elektromagnetisk stråling; den eneste forskel er i bølgelængde og frekvens. Så de begge opfører nøjagtig samme måde . En typisk bølgelængde af lys er omkring 500 nanometer, eller 500 milliardtedel af en meter . De største optiske teleskoper er omkring 10 meter i diameter , så de har en kantet opløsning på omkring 5 x 10 ^ (-8 ) radianer , eller omkring 0,01 buesekunder .
Radiobølger har en langt større bølgelængdeområde. Ved anvendelsen af radio- astronomi , er området fra omkring 10 meter til omkring 1 centimeter . Den største radioteleskop er omkring 300 meter i diameter , så dens kantede opløsning er overalt fra 0,03 radianer til 0,00003 radianer , eller omkring 6000-6 buesekunder . Jo større kantede opløsning , skarpheden af billedet ; billeder fra den største radioteleskop er mindst 600 gange mere uskarpt end billeder fra de største optiske teleskoper .
højere opløsning
kombinere output fra mange adskilte teleskoper forbedrer opløsningen .
som du kan fortælle fra de kantede opløsning ligningen, den eneste måde at få en bedre opløsning er at gøre teleskopet større. Store radioteleskoper er meget vanskeligt at opbygge , så det er virkelig ikke en mulighed. I stedet radio astronomer kombinere målingerne fra forskellige radioteleskoper sammen i en teknik, der kaldes interferometri . Hvis du perfekt kombinere output fra to teleskoper 500 meter fra hinanden, de opfører sig som et teleskop 500 meter i diameter. Jo længere fra hinanden teleskoper , jo bedre opløsning . Desværre længere fra hinanden teleskoper , jo sværere er det at kombinere deres billeder - . Men dagens radio astronomer gør det hele tiden
Alligevel er opløsningen stadig er begrænset. Hvis du kigger på 10 -meter radiobølger , og du kombinere produktionen af to radioteleskoper helt over Jorden fra hinanden du kun får en opløsning på omkring 0,2 buesekunder - omkring 20 gange værre end de bedste optiske teleskoper <. br >