Tähtiharrastajan kaukoputki: Kaukoputken tehtävä

Tavallinen harrastajakaukoputki kerää yli
3000-kertaisesti valoa silmiin verrattuna.
Kuva Kari A. Kuure.

Kaukoputken tehtävä on yksinkertaisesti kerätä valoa himmeistä kohteista. Tähtitaivaan kohteista himmeitten ryhmään kuuluu lähes kaikki kohteet Aurinkoa, Kuuta ja paria kolmea kirkkainta planeettaa lukuun ottamatta.

On hyvin helppo laskea kuinka paljon enemmän valoa kaukoputki kerää kuin paljaat silmät. Se on nimittäin silmän pupillin halkaisijan suhde kaukoputken objektiivin halkaisijaan korotettuna toiseen potenssiin. Yhtälönä

K = (D ÷ d)² , jossa

K on kerätty valomäärä verrattuna silmän keräämään valomäärään

D on objektiivin tai pääpeilin halkaisija

d on silmän pupillin halkaisija.

Tavallisesti pimeään täysin sopeutuneen pupillin halkaisija on noin 5 mm, lapsilla ja nuorilla pupillin halkaisija voi olla 7–8 mm.

Otetaanpa esimerkki: Kiikarin objektiivin halkaisija on 50 mm (esimerkiksi 7×50 kiikarissa). Silmän pupillin halkaisija on 5 mm, jolloin niiden suhde edellä esitetyn kaavan mukaan on 10 ja kun se korotetaan toiseen potenssiin, saadaan tulokseksi, että kiikari kerää satakertaisesti enemmän valoa kuin paljain silmin katsottuna.

Sattumalta suhdeluku 100 on yhtä paljon kuin tähtitaivaan kohteiden kirkkautta määritettäessä käytettävä 5 kirkkausyksikköä eli magnitudia. Luku sinällään on laaduton suhdeluku mutta luvun yhteydessä voidaan käyttää yläindeksiä ^m osoittamaan ilmoitetun luvun viitekehystä. Tästä päästäänkin helposti tulokseen, että kyseisellä kiikarilla pitäisi siis näkyä kohteita, jotka ovat kirkkaudeltaan 11^m. Tämä lukuarvo kertoo siis tähtimäisen kohteen pienimmän kirkkauden. Pintakohteille kuten komeetoille tai sumuille tilanne on monimutkaisempi.

Kirkkausluokituksen otti tiettävästi ensimmäisenä käyttöön Hipparkhos Nikealainen (n. 190 – 127 eaa.). Hipparkhos oli tähtitaivaan tutkija, jonka suuret saavutukset tähtitieteessä ja matematiikassa ovat jäänet eloon. Hänestä itsestään säilyneet tiedot sen sijaan ovat varsin hataria. Ilmeisesti hän syntyi Nikeassa (nykyisin Iznik, joka sijaitsee Turkin alueella) ja kuoli mahdollisesti Rodoksella.

Hipparkhos teki tähtihavaintoja, mutta niiden lisäksi hänellä on täytynyt olla käytettävissään kaldealaisten tähtitieteelliset havainnot. Ilman vuosisataisia tietoja tähtien paikoista hän ei olisi pystynyt löytämään mm. maapallon prekessioliikettä ja laatimaan käyttökelpoisen laskentakaavan pimennysten ennustamiseen.

Havaitsemansa tähdet Hippakhos järjesti kirkkauden mukaan eri luokkiin. Kaikkein kirkkaimmalle tähdelle hän antoi luokituksen 1 (yksi) ja hieman sitä himmeämmälle luokituksen 2 jne. Kaikkien himmein tähti minkä hän pystyi havaitsemaan, oli luokkaa 6. Tämä luokitus on edelleen käytössä vaikkakin hieman tarkemmassa muodossaan. Nykytutkijat ovat luoneet matemaattisen kaavan luokituksen perusteeksi ja niinpä yhden luokan muutos merkitsee 2,51-kertaista muutosta kirkkaudessa. Edellisessä esimerkissä kävi ilmi, että satakertaisen muutos kirkkaudessa merkitsee viiden kirkkausyksikön muutosta (2,51⁵=100).

Havaintotekniikoiden kehittyessä ja kaukoputkien kasvaessa pystymme havaitsemaan paljon himmeämpiä kohteita kuin Hipparkhosin 6 kirkkausluokkaa. Asteikossa siirryttäessä kirkkaampaan suuntaan, täytyy ottaa käyttöön nolla ja negatiiviset luvut. Tyypillisesti esimerkiksi Jupiter (–2,2^m), Venus (–4,0^m), täysikuu (–12^m) ja Aurinko (–28^m) ovat hyvin kirkkaita kohteita. 

Kaukoputkien käyttöön oton jälkeen pystyttiin havaitsemaan myös paljain silmin näkyviä tähtiä himmeämpiä kohteita. Mitä suurempi kaukoputki sitä himmeämpiä kohteita sillä pystyy havaitsemaan. Tavallisella lintukiikarilla nähdään siis 5^m himmeämpiä kohteita kuin paljain silmin.

Tästä päästääkin jälleen alkuperäiseen aiheeseen – kaukoputken valonkeräystehtävään. Edellä esitetyn valossa voimme siis päätellä, että mitä suurempi kaukoputki sitä himmeämpiä kohteita pystymme havaitsemaan! Näin on ja se on juuri kaukoputken tehtävä, valon kerääminen riittävän kirkkaaksi kuvaksi.