De ruimtetelescopen van de toekomst liggen reeds op ons te wachten

De allereerste telescoop was een Nederlandse uitvinding rond het begin van de 17e eeuw. Het oorspronkelijke principe van de telescoop komt neer op het achter elkaar plaatsen van een beeldvormende lens - het objectief - en een vergrotende lens - het oculair (eyepiece), bedoeld voor waarneming met het oog. Het oculair functioneert hierbij concreet als loep.

Ware lenzen breken licht c.q. buigen licht af en focussen (i.c. bundelen en projecteren) daarmee vervolgens het licht op een al dan niet virtueel oppervlak. Het bekendste voorbeeld vormt onze ooglens die licht breekt, bundelt en projecteert op ons netvlies. Een combinatie van twee van dergelijke achter elkaar opgestelde lenzen projecteert een virtueel beeld in de ruimte dat vervolgens visueel wordt vergroot door het oculair.

De brandpunten van het objectief en het oculair vallen in een dergelijke constellatie samen. De visuele vergroting volgt uit de brandpuntsafstand van het objectief gedeeld door de brandpuntsafstand van het oculair [visuele vergroting = f1/f2 ; afstand objectief tot oculair = f1+f2].

Het principe van lenswerking ontstaat op grond van het breken, afbuigen of spiegelen en het daarmee vervolgens focussen van licht. Zowel ware lenzen als holle spiegels voldoen in dezelfde mate aan dit fysische principe. Het principe van visuele vergroting ontstaat op grond van het zodanig breken of afbuigen van beeldpunten dat ze uit een schijnbaar verschoven oneindige oorsprong komen. Dit betreft het principe van een loep, zie de tweede afbeelding hieronder.

Hieronder een schematische voorstelling van een refractortelescoop met ware lenzen.

Hieronder een schematische voorstelling van het vergrotende effect van een loep voorgesteld door een schijnbaar verschoven oneindige oorsprong.

In moderne optische telescopen is er meestal geen sprake meer van een oculair, maar van een digitale fotografische sensor in het brandpunt van de objectieflens. Van enige feitelijke visuele vergroting is hiermee dus niet langer sprake, resolutie en lichtintensiteit karakteriseren rechtstreeks de scherpte en diepte van de afbeeldingen.

De aanvankelijke (refractor)telescopen werkten vooral met ware lenzen als objectief, maar naarmate men meer eisen stelde aan de beeldkwaliteit is dit allengs verschoven naar (spiegel)telescopen die werken met holle spiegels als objectief. Deze laatste worden overigens ook wel reflectortelescopen genoemd. Bij toenemende diameter worden ware lenzen namelijk in toenemende mate onpraktisch. Dit komt omdat ware lenzen massief en daarmee relatief zwaar zijn. In aanmerking genomen dat ware lenzen alleen aan hun smalle randen ondersteund kunnen worden, verhoogt dit het risico op lokale glasbreuk en het doorbuigen bij grotere diameters en gewichten. Dit komt de beeldkwaliteit uiteraard niet ten goede.

Diezelfde beeldkwaliteit vereist daarnaast dat een ware lens over zijn gehele dikte uniform van hoge kwaliteit moet zijn. Zelfs als alle geschetste nadelen van grotere diameters technisch kunnen worden geslecht, dan blijft er nog over dat ware lenzen de verschillende golflengtes per definitie over verschillende brandpuntsafstanden breken. Dit heet chromatische aberratie en is inherent aan de werking van ware lenzen. Hierdoor stellen ware lenzen met name bij hogere vergrotingen inherent onscherp weer. Zelfs dit valt technisch op te lossen, maar in verhouding maakt dit ware lenzen van grotere diameter een stuk complexer en duurder dan holle spiegels van diezelfde diameter.

Spiegeltelescopen kennen bovenstaande nadelen aanvankelijk niet. Holle spiegels zijn doorgaans lichter, kunnen over hun gehele oppervlakte ondersteund worden, stellen feitelijk alleen kwaliteitseisen aan het directe spiegeloppervlak en kennen geen inherente chromatische aberratie. Weliswaar vereisen ze meer onderhoud qua periodieke afstelling van de secundaire spiegel, welke bovendien een lichtobstructie in de telescoopbuis kan vormen. Dit vormt voor professionele toepassingen echter nauwelijks een belemmering. Voor kleinere amateurtelescopen voldoen ware lenzen daarentegen beter, omdat ze in tegenstelling tot spiegeltelescopen nauwelijks onderhoud vergen.

Moderne spiegeltelescopen hebben inmiddels echter eveneens een grootte bereikt waarbij hun uniforme spiegels dreigen door te zakken onder het eigen gewicht. Derhalve wordt steeds vaker gebruik gemaakt van zgn. kleinere facetspiegels die onafhankelijk van elkaar kunnen worden uitgelijnd.

Telescopen kunnen als gevolg van de Airy-limiet slechts probleemloos visueel vergroten tot ongeveer 2 maal per millimeter objectiefdiameter. Dus een lens of een spiegel van 100 mm doorsnee kan kwalitatief goede vergrotingen bieden tot maximaal 200 keer. Hierboven ontstaan er namelijk overlappende Airy-schijven als gevolg van de diffractie en interferentie van lichtgolven. Als gevolg hiervan zijn lichtbronnen niet meer volledig van elkaar te onderscheiden en is er sprake van toenemende onscherpte door een afnemende resolutie.

De vuistregel van 2 maal per millimeter objectiefdiameter betreft uitdrukkelijk de Airy-limiet met betrekking tot het menselijke oog. Voor elektronische beeldvorming kan de beeldvormingslimiet verder worden opgerekt tot indicatief 2 á 5 maal per millimeter objectiefdiameter.

Bovengenoemde beeldvormingslimieten vormen de achterliggende reden van de alsmaar grotere ruimtetelescopen die ontwikkeld worden. Hoewel er technisch veel bereikt kan worden, vormen de alsmaar grotere ruimtetelescopen en hun enorme spiegels in toenemende mate een aanslag op de budgetten van ruimtevaartorganisaties. Wellicht bestaan er hiervoor in de toekomst alternatieven, waardoor we kunnen afzien van het bouwen van alsmaar grotere spiegels of reflectoren. Meer over dergelijke toekomstperspectieven hieronder.

Indien een object de mogelijkheid heeft om licht te breken, af te buigen of te spiegelen en daarmee vervolgens licht te focussen dan kunnen we spreken van zgn. lenswerking. Dit principe geldt behalve voor ware lenzen en holle spiegels overeenkomstig voor zgn. zwaartekrachtlenzen en atmosferische lenzen.

Onze zon heeft een dermate grote massa dat zij als zwaartekrachtlens het licht dat haar schampt - maar niet raakt - afbuigt en focust in een brandpunt op een afstand van ongeveer 550 AU. De gemiddelde afstand aarde-zon bedraagt 1 AU. Op elk punt op een virtuele bol met een diameter van ongeveer 1100 AU om onze zon heen bevindt zich dus een brandpunt van deze zwaartekrachtlens.

Zouden we over voldoende ruimtevaartuigen beschikken die qua voortstuwing in staat zijn om de aanzienlijke afstanden over een dergelijke virtuele bol binnen afzienbare tijd af te leggen, dan zouden we de ultieme ruimtetelescopen bezitten. Deze ruimtevaartuigen zouden in dat geval kunnen dienen als beeldvormende stations en de haalbare indicatieve vergrotingen zouden potentieel enorm zijn. De zon zelf en de corona zouden uiteraard afgeschermd moeten worden van beeldvorming, maar hiervoor bestaan reeds zowel fysieke als softwarematige technieken.

Reizend over deze virtuele bol met een diameter van 1100 AU zouden deze ruimtevaartuigen feitelijk 360 graden om ons heen enorm diep het heelal in kunnen kijken. Vanaf ieder punt op deze bol voor 'oneindig tot zeer veraf zicht' of op zekere afstand van deze bol voor 'veraf tot dichterbij zicht' zouden we al datgene kunnen waarnemen dat om en nabij 180 graden tegenover het ruimtevaartuig achter de zon ligt. Gerangschikt overeenkomstig brandpuntslijnen beginnend bij 'oneindig tot zeer veraf zicht' en doorlopend tot 'veraf tot dichterbij zicht'.

Aangezien de Airy-limiet zich theoretisch verhoudt tot de diameter van de zon zouden de potentiële indicatieve vergrotingen ronduit verbijsterend zijn. Uit de losse pols berekend tweemaal de zonsdiameter van 1.392.684.000.000 mm = 2.785.368.000.000 = 2,7 biljoen maal indicatieve vergroting (trillion in het Engels). Wellicht nog opgerekt met een extra factor van 2 á 5 maal voor elektronische beeldvorming. Hierbij zouden onze huidige ruimtetelescopen volstrekt verbleken. Indicatieve vergrotingen voor de Hubble Space Telescope en de James Webb Space Telescope bij een 25 mm oculair brandpuntsafstand - gebruikelijk voor aardse telescopen - zouden ~2300x resp. ~5200x bedragen. Hieronder een afbeelding van de Hubble Space Telescope.

De massa van de aarde is te gering om te kunnen fungeren als zwaartekrachtlens. Weliswaar zou onze atmosfeer in theorie kunnen fungeren als een atmosferische lens. Onze dampkring buigt licht namelijk in essentie af op dezelfde wijze als ware lenzen dat doen. De dichtstbijzijnde brandpuntsafstand van onze onderste atmosfeer zou dan ongeveer ter hoogte van de afstand aarde-maan kunnen liggen. Of een halve ordegrootte verder van de aarde verwijderd al naar gelang gebruik wordt gemaakt van de afbuiging van onze dunnere hogere en meer zuivere (i.c. meer regelmatige) aardatmosfeer.

Een beeldvormend station op de maan lijkt in dat eerste geval voor de hand te liggen, vanwege de synchrone maanrotatie met zijn omloopbaan. Dit beperkt echter de waarneming tot een nauwe band van 360 graden rondom de aarde, naast het feit dat onze onderste atmosfeer waarschijnlijk sowieso te onzuiver (i.c. te onregelmatig) is voor een accurate lenswerking. Daarom is het veel logischer om hiervoor eveneens voldoende ruimtevaartuigen in te zetten, die in staat zijn om de aanzienlijke afstanden over een virtuele bol rond de aarde met een straal van ongeveer 4 á 5 maal de afstand aarde-maan binnen afzienbare tijd af te leggen. Brandpunten zijn hierbij eveneens gerangschikt overeenkomstig brandpuntslijnen beginnend bij 'oneindig tot zeer veraf zicht' en doorlopend tot 'veraf tot dichterbij zicht'.

Aangezien de Airy-limiet zich theoretisch verhoudt tot de diameter van de aarde zouden de potentiële indicatieve vergrotingen ronduit verbijsterend zijn. Uit de losse pols berekend tweemaal de aarddiameter van 12.735.000.000 mm = 25.470.000.000 = 25,5 miljard maal indicatieve vergroting (billion in het Engels). Wellicht nog opgerekt met een extra factor van 2 á 5 maal voor elektronische beeldvorming. Slechts een factor 109 minder dan de zon als zwaartekrachtlens. Ook hierbij zouden onze huidige ruimtetelescopen volstrekt verbleken. Indicatieve vergrotingen voor de Hubble Space Telescope en de James Webb Space Telescope bij een 25 mm oculair brandpuntsafstand - gebruikelijk voor aardse telescopen - zouden ~2300x resp. ~5200x bedragen.

Overigens ben ik verre van een telescopenexpert en heb ik hoofdzakelijk uit de losse pols wat indicatieve berekeningen gemaakt om bepaalde potentiële verschillen duidelijk te maken. Ik aanvaard hierbij het risico dat ik bepaalde elementaire stappen over het hoofd heb gezien die tot substantieel gewijzigde uitkomsten kunnen leiden.

Bovendien moet uitdrukkelijk worden aangetekend dat astronomen elektronische telescopen en ruimtetelescopen niet langer karakteriseren qua indicatieve vergrotingscapaciteit, maar in termen van resolutie en lichtopbrengst en dus per saldo qua scherper en dieper zien. De visuele karakteristieken 'vergrotingscapaciteit' en 'Airy-limiet' hangen namelijk per definitie samen met de aanwezigheid van een oculair (eyepiece) in combinatie met het menselijke oog. Beide zijn in elektronische telescopen en ruimtetelescopen vanzelfsprekend uitgewisseld met een digitale fotografische sensor in het brandpunt van de objectieflens.

Vanuit het menselijke perspectief zijn scherper en dieper zien niettemin gevoelsmatig equivalent aan vormen van visuele vergroting. Derhalve geven eerder gedane losse pols berekeningen tenminste enige indicatie van de ordegrootte van het verschil tussen de huidige generatie ruimtetelescopen en de potentiële toekomstige zwaartekracht- en atmosferische lenzen.

De aarde als atmosferische lens lijkt in beginsel een stuk haalbaarder dan de zon als zwaartekrachtlens, gezien de gigantische afstanden die met die laatste gepaard gaan. De Voyager-ruimtevaartuigen hebben in ruim 50 jaar namelijk slechts 170 AU afgelegd.

In de Youtube-video hieronder wordt de insteek van dit artikel nog eens audiovisueel in het Engels toegelicht.