Vragen en antwoorden over sterrenkijkers
Hoe werkt een Newton spiegeltelescoop?
Lenzentelescopen (refractors) zijn er al sinds 1609. De Nederlandse brillenmaker Jan Lippershey bracht toen, als curiositeit, de eerste verrekijker (met rechtopstaand beeld) op de markt. Hij bestond uit een holle en een bolle lens en kon ongeveer 3,5x vergroten. Galileo Galilei (1564-1642) verbeterde dit principe en deed er als eerste astronomische waarnemingen mee. Tegenwoordig worden veel telescopen volgens het door Johannes Kepler (1571-1630) uitgevonden principe gebouwd, dat berust op twee holle lenzen die weliswaar een op zijn kop staand beeld opleveren, maar wel veel scherper en groter en dat is voor astronomische waarnemingen toch het belangrijkste.
De bouw van grotere lenzentelescopen brengen twee problemen met zich mee: ten eerste worden gebundelde lichtstralen tegelijkertijd ook gebroken zoals in een prisma. Dat leidt tot kleurzweem (chromatische aberratie) en dus onscherpte dat alleen tegen hoge kosten gecorrigeerd kan worden. Ten tweede werden de telescopen, door de alsmaar groter en dus zwaarder wordende lenzen, steeds onhandelbaarder.
De natuurkundige en wiskundige Isaac Newton (1643-1727), die onderzoek deed en college gaf aan de Universiteit van Cambridge (Engeland), kende deze problemen. Hij loste ze in 1668 op door een telescoop uit te vinden, waarin hij de bolle lens door een holle spiegel vervangen had. Het gereflecteerde en gebundelde licht werd nu door een schuin, plat spiegeltje zijwaarts door een oculair naar buiten de telescoop gekaatst. Newtons eerste spiegels, die hij zelf sleep en polijste met speciaal daarvoor door hem gefabriceerde werktuigen, hadden diameters van 25 en later 50 mm, een brandpuntafstand van 300mm en konden ongeveer 30x vergroten. Daarmee was de basis voor een compleet nieuwe generatie telescopen gelegd. Bijna alle lichtsterke telescopen, ook de Hubble ruimtetelescoop, worden tot op heden naar het door Newton uitgevonden principe gebouwd.
Wat is de Cassinischeiding?
De Cassinischeiding is de donkere scheiding tussen de A- en de B-ring rond de planeet Saturnus. Het meest opvallende kenmerk van Saturnus is zeker en vast de schijf van ringen rondom de planeet. Deze ringen werden door Galileo Galilei in 1610 voor het eerst waargenomen, maar slechts in 1655 door Christiaan Huygens als een ring geïdentificeerd.
Giovanni Domenico Cassini ontdekte in 1675 dat de ring eigenlijk uit twee ringen bestaat: tussen de buitenste A-ring en de helderdere, binnenste B-ring bevindt zich een scheiding die men later de Cassinischeiding is gaan noemen. De Cassinischeiding bevindt zich op 117.500 km van het middelpunt van Saturnus (1.95 Saturnus stralen) en is ongeveer 4.650 km breed. Ze wordt veroorzaakt door de aantrekkingskracht van de maan Mimas die in een 2:1 resonantie staat ten opzichte van de deeltjes die zich in de Cassinischeiding zouden bevinden.
De Amerikaanse wiskundige Daniel Kirkwood had dit reeds in 1866 ontdekt. Edward Emerson Barnard ontdekte in het begin van de 20e eeuw dat de Cassinischeiding niet helemaal vrij is van deeltjes. Dit werd door de Voyager 2 expeditie in 1981 bevestigd. Naast de Cassinischeiding tussen de A- en de B-ring, bevindt zich in de A-ring zelf een 300 km brede scheiding, de zogenaamde Enckescheiding (waarschijnlijk waargenomen door Johann Encke in 1837, maar slechts met zekerheid bevestigd door James Keeler in 1888).
In tegenstelling tot de Enckescheiding, is de Cassinischeiding onder goede omstandigheden makkelijk waarneembaar met een bescheiden telescoop. De bezoeken van Voyager 1 in 1980 en Voyager 2 in 1981 hebben nog kleinere scheidingen aan het licht gebracht: de Maxwellscheiding (270 km breed, op een afstand van 87.500 km van het middelpunt van Saturnus) en de Keelerscheiding (35 km breed, op een afstand van 136.500 km van het middelpunt van Saturnus).
