Camera obscura. Første kjente prinsippskisse av camera obscura. Skissen viser avbildning av en solformørkelse. (Etter Rainer Gemma-Frisius, 1544.)

KF-bok. begrenset

Camera obscura, apparat for optisk avbildning på en billedskjerm, forløper for foto- og projeksjonsapparatet (episkopet). I sin enkleste form, som betegnes hullkamera og som frembringer en såkalt hullavbildning, er camera obscura et avblendet rom som bare får lys gjennom en ganske liten lysåpning. Under tilstrekkelige ytre lysforhold ser man da inne i dette mørkerommet, på den motsatte vegg, et bilde av de ytre omgivelsene som er synlig fra lysåpningen. Bildet er omvendt med hensyn til opp-ned og høyre-venstre. Dersom bildet fanges opp på en mattglassplate og betraktes utenfra, står det opp-ned, men høyre-venstreomvendingen er opphevet – det er dreiet 180° i billedplanet (jfr. bilde).

Belysningsstyrken og detaljoppløsningen i bildet er betinget av forholdet mellom lysåpningens størrelse og avstanden til skjermen. I et oppholdsrom som er avskygget med en utvendig markise med slitasjerifter, kan man på den veggen som er vendt mot vinduet ofte se omvendte bilder av drivende skyer. I et kassekamera med projeksjonsavstand på 20 cm vil en hulldiameter på 0,5 mm gi gjenkjennbare bilder. Hullkameraet gir et sentralperspektivisk korrekt bilde med ubegrenset dybdeskarphet. I prinsippet kan det gi den samme detaljoppløsning som det beste teleskop, men på bekostning av et upraktisk format: Med en lysåpning på 10 cm måtte bildet fanges opp på en skjerm 8 km borte, for å oppnå samme oppløsning som en kikkert med denne åpningen.

I en mer avansert utførelse av camera obscura er hullet erstattet med en samlelinse, eventuelt et system av linser og speil. Med den større lysåpning følger lyssterkere bilder og bedre detaljoppløsning fordi lysets bøyning (diffraksjon) er mindre. På den annen side er linsene beheftet med avbildningsfeil (aberrasjon) og begrenset dybdeskarphet.

camera obscura ble visstnok innført av J. Kepler (1571–1630), men prinsippet har vært studert og praktisert siden oldtiden.

Allerede i oldtiden var man oppmerksom på de sigdformete lysflekkene som under solformørkelser opptrer på bakken under løvverk. Man innså at lysflekkene var bilder av den delvis avskyggete solskiven, og at de ble frembrakt av små lysåpninger i løvverket. Arabiske optikere studerte fenomenet systematisk på 900-tallet, og de utnyttet det til observasjon av solformørkelser. I Europa ble prinsippet først tatt opp til diskusjon og utnyttet 300 år senere (R. Bacon, Vitello, J. Pecham).

Sitt gjennombrudd fikk camera obscura da hullet ble erstattet med en linse (Daniello Barbaro, 1568). Man lærte seg også å dirigere bildet til en egnet projeksjonsflate ved hjelp av skråspeil, som dessuten opphever høyre-venstreomvendingen.

Instrumentet ble etter hvert tilpasset ulike praktiske behov. Kepler konstruerte et lite telt som kunne benyttes ved himmelobservasjoner og perspektivstudier. I toppen av teltet satt en sidevendt linseåpning som kunne dreies i alle himmelretninger. Et skråspeil innenfor åpningen kastet bildet ned på et bord. Kepler satte også inn en ekstra spredelinse som medførte at bildet på billedskjermen ble større (jfr. barlowlinse).

Man utnyttet også muligheten for å erstatte projeksjonsflaten med et vokset, gjennomsiktig papir, slik at man kunne stå utenfor kameraet og tegne av direkte. Blant malere som har utnyttet camera obscura, må ikke minst nevnes J. Vermeer van Delft (1632–75).

Man konstruerte alt fra mørklagte hestevogner med innvendig tegnebord, til kameraer som fikk plass i lommen. Til langt ut på 1900-tallet var mange engelske feriesteder utstyrt med et camera obscura for landskapsbetraktning.

I 1812 konstruerte den engelske fysikeren W. H. Wollaston en konkav-konveks linse som kombinert med en blender gav et bedre utfylt billedfelt. Dette linsesystemet ble senere overtatt av fotografiapparatet. Skrittet fra camera obscura til dette var derfor kort (se kamera). Man hadde lenge sett etter muligheten for å fiksere bilder på en materiell overflate, og i 1826 kunne den franske kjemikeren Niepce ved hjelp av et lysfølsomt asfaltbelegg på en kobberplate fiksere et bilde som så kunne etses inn i platen (se fotografi).

Allerede i Euklids optiske skrifter («Pseudo-Euklid») ble hullavbildningen utledet av lysstrålenes krysning i lysåpningen, og den ble tatt som bevis for lysets rettlinjede gang og for at kryssende lysstråler ikke blandes. Men beviset gjaldt bare for meget små hull. Man kunne ikke forklare at like bak en lysåpning av endelig størrelse blir selve åpningen avbildet, mens bildet omformes til et bilde av objektet ettersom projeksjonsavstanden øker.

Den første tilfredsstillende forklaringen av dette stammer fra araberen Ibn al-Haitham (965–1039). Han tenkte seg solskiven som en uendelighet av lysende punkter. Fra hvert av disse avgrenser lysåpningen en lyskjegle som kaster et bilde på bakken. Hvis projeksjonsavstanden er kort, er disse bildene samlet i et bilde av åpningen selv, men ettersom avstanden øker, vil bildene spre seg ut på en slik måte at de avtegner solens omriss.

Men de arabiske skrifter var ukjente i Europa. Leonardo da Vinci (1452–1519), som studerte hullavbildning teoretisk og praktisk, kunne ikke gi en tilfredsstillende forklaring på det nevnte problemet.

I Europa var Kepler den første som kom frem til en noenlunde fullstendig strålegeometrisk forklaring. Gjennom sitt studium av avbildning i øyet ble Kepler ledet til en ny oppfatning av avbildning gjennom linser, hvilket ledet ham til oppdagelsen av kikkertens strålegeometri. Keplers forklaring av avbildning gjennom linser var egentlig en videreføring av Euklids lære om hullavbildning gjennom et meget lite hull, for i Keplers konstruksjon av reelle og virtuelle bilder spiller sentralstrålene gjennom linsens sentrum samme rolle som de kryssende stråler gjennom et meget lite hull i camera obscura (jfr. bilde).

Allerede Leonardo innså at øyet må fungere som et camera obscura, med øyepupillen som lysåpning og netthinnen som billedskjerm. Men for at bildet på netthinnen skulle bli rettvendt, ble han tvunget til å postulere en vilkårlig, ekstra strålekrysning i sentrum av øyet.

Kepler innså at for å komme fra bildet som strålekonstruksjon til det bildet vi ser, må vår forståelse utfylles gjennom en vitenskap som enda ikke fantes, og som han ikke kunne gi bidrag til, men som han profetisk kalte fysiologi.

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål til artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.