Harrastajan kaukoputki: Okulaarit -osa 3

Ero 1,25" (oikealla) ja 2" -okulaarijärjestelmien
välillä selkeä niin koossa kuin
laitteiden hinnassa. Kuva
Kari A. Kuure.

Kaukoputkisettiä ostaessa tähtiharrastajan ei tarvitse miettiä erikseen okulaaria. Seteissä tavallisesti tulee 1,25” okulaaripidin (visual back) ja yksi tai kaksi siihen sopivaa okulaaria. Sen sijaan jos hankinnassa on pelkkä kaukoputki, samassa yhteydessä joutuu hankkimaan myös okulaarit erikseen.

Okulaarivalikoimaa joutuu jokatapauksessa nopeasti laajentamaan ja tässä yhteydessä olisi hyvä miettiä myös itse okulaarijärjestelmää. Tehty valinta vaikuttaa myöhempiin hankintoihin ominaisuuksiltaan mutta myös budjettiin sillä on oma vaikutuksensa. Joissakin tapauksissa itse kaukoputken valinta karsii 2”-järjestelmän käyttömahdollisuuden pois.

Okulaarijärjestelmiä on kaksi: nimellisarvoiltaan 1,25” (31,75 mm) ja 2” (50,8 mm). Käytännössä ilmoitettu luku on okulaarinpitimen sisähalkaisija. Okulaarien kiinnitysputken (barrel) halkaisija on jonkin verran tätä pienempi, esimerkiksi 31,66 mm tai 50,67 mm.

Kuten luvuista voi jo päätellä, 2”-järjestelmä on kookkaampia, massiivisempia ja sitä myöten hankintahinnaltaan myös arvokkaampi. Optisesti on täysin sama kumpaa järjestelmää käyttää: kuvan laatu ja kuvakentän laajuus ovat yleensä toisiinsa verrattavissa. Ero syntyy siinä, millaiseen kaukoputkeen okulaarijärjestelmän liittää. Massiivisuus puolestaan asettaa vaatimuksia kaukoputken tarkennuslaitteelle: mitä massiivisempi okulaari (+mahdollinen kulmapeili) sitä tukevampia myös kaukoputken rakenteiden täytyy olla.

Karkea nyrkkisääntö on, että pitkäpolttoväliseen ja aukkosuhteeltaan pienessä (< f/10) kaukoputkessa voi ja on taloudellisesti järkevääkin käyttää 1,25”-järjestelmän laitteita. Sitä mukaa kun kaukoputkien aukkosuhde suurenee, harkintaan tulee 2”-järjestelmän laitteet.

2"-okulaarijärjestelmä.
Kuva Kari A. Kuure

Jonkinlaisena ja hyvin karkeana rajana voitaisiin pitää aukkosudetta f/5, jonka kohdalla 2”-järjestelmä alkaa muodostua välttämättömäksi. Jos valovoimaisissa kaukoputkissa käyttää 1,25”-järjestelmää (mikä on täysin mahdollista,) vinjetoituminen voimistuu ja kaukoputken täyttä valonkeräyskykyä ei välttämättä saavuteta.

Jos kaukoputken aukkosuhde on f/10–f/5 välillä, täytyy tapauskohtaisesti harkita kummankin järjestelmän hyviä ja huonoja puolia. Asiaan vaikuttaa kaukoputken sisäisen rakenteen lisäksi havaittavat kohteet. Jos kohteet ovat laaja-alaisia, halutaan käyttää pientä suurennusta ja laajakulmaokulaaria, niin silloin vaaka kallistuu 2”-järjestelmän suuntaan. Jos taas kohteet ovat pienialaisia, voidaan aivan hyvin käyttää 1,25”-järjestelmää, mutta valokeräyskyvyn vähenemisestä voi olla seurauksena kuvan himmeneminen. Planeetoissa yleensä riittää kirkkautta, joten kuvan himmeneminen vaikuttaa lähinnä pallomaisten tähtijoukkojen, planetaaristen sumujen ja galaksien näkyvyyteen.

Aloitteleva tähtiharrastaja voi aivan hyvin lähteä liikkeelle 1,25”-järjestelmästä, vaikka kaukoputki olisikin valovoimainen. Kaukoputken mukana usein tulevat kulmapeili ja okulaarin pidin mahdollistavat ilman suurempia lisäkustannuksia järjestelmän käytön. Ainoa lisäkustannus tulee 1,25”-järjestelmän okulaareista, mutta ne onneksi ovat yleensä suhteellisen edullisia. Lisäksi hyvälaatuisilla okulaareilla on aina jälkimarkkinoita, joten niistä pääsee eroon jos järjestelmää vaihtaa 2”:ksi. Tosin silloinkin voi käyttää molempia järjestelmiä rinnakkain kohteiden mukaan.

Kolme super-Maa-planeettaa löytyi

Kansainvälinen tutkijaryhmä on havainnut Skorpionin tähdistössä olevan GJ667C tähde kiertoradalta kolme super-Maata elämän mahdollistavalla vyöhykkeeltä. Super-Maalla ymmärretään planeettoja joiden massat sijoittuvat 1 – 10× maapalon massan välille. Tähtijärjestelmä on kolmen tähden muodostama ja se sijaitsee noin 22 valovuoden etäisyydellä meistä.

Asian tekee erittäin mielenkiintoiseksi muutamat ominaisuudet tässä järjestelmässä: Aikaisemmin järjestelmästä on havaittu kaksi planeettaa. Uudet planeetat nostavat järjestelmän planeettojen määrän viiteen! Tämän lisäksi tutkijat ovat löytäneet viitteitä kuudennesta planeetasta. Itse tähti GJ667C on pienimassainen (1/3 Auringon massasta) M-spektriluokan tähti, jonka elämän mahdollistava vyöhyke on hyvin kapea ja lähellä tähteä.

Planeetat sijaitsevat niin lähellä tähteään, että niiden kiertoaika ratansa ympäri kestää vain 20–100 vuorokautta. Lähietäisyydestä tähteen on seurauksena myös planeettojen pyörimisen lukkiutuminen kiertoaikaan ja näin ollen ne kääntävät aina saman puolen kohti tähteään. Tilanne rajoittaa elämän menestymistä planeettoilla, mutta ei kuitenkaan estä sitä. Nestemäistä vettä ja samalla elämää saattaa esiintyä päivä–yö-rajan tuntumassa.

Elämän mahdollistavana vyöhykkeenä pidetään tähden ympärillä olevaa aluetta, jolla mahdollisesti sijaitsevan kivipintaisen planeetan pinnalla vesi pystyy esiintymään nestemäisenä. Elämän edellytyksenä lämpötilan lisäksi pidetään ilmakehän olemassaoloa. Näiden lisäksi muitakin ehtoja pitäisi olla, jotta elämän syntyminen olisi mahdollista. Toistaiseksi maapallon ulkopuolella esiintyvästä elämästä ei ole tehty havaintoja, mutta tämä lienee mahdollista muutaman vuoden kuluttua havaintotekniikkojen ottaessa jättiharppauksia.

Pienimassaisilla ja tästä syystä himmeillä tähdillä elämän mahdollistava vyöhyke on kapeampi ja se sijaitsee lähempänä tähteään kuin suurimassaisilla tähdillä. Lisäksi pienimassaiset tähdet viipyvät pääsarjassa pitempään kuin suurempimassaiset, joten elämälle otolliset olosuhteet voivat vallita pitempään. Tästä syystä tutkijat ovat kohdistaneet astrobiologiset tutkimuksensa usein juuri pienimassaisiin tähtien planeettoihin.

Tutkimusryhmää vetää Guillem Anglada-Escudé (University of Göttingen, Germany) ja tutkijoina mm. Mikko Tuomi (University of Hertfordshire) ja  Enricho Gerlach (University of Turku). Kaikkiaan tutkijoita on mukana kahdeksasta yliopistosta ja tutkimuslaitoksesta. Tutkimuksesta raportoitiin Astronomy & Astrophysics -tiedejulkaisun heinäkuun numerossa.

Mikä superkuu?

Kuun näennäisen koon vaihtelu
etäisyyden muutoksesta johtuen on
luokkaa 12 %. Tätä on mahdoton havaita
muistinvaraisesti, mutta valokuvaamalla
samalla laitteistolla aina täysikuun
hetkellä, vertailun voi helposti tehdä.
Kuva Kari A. Kuure.

Medioissa on jälleen hypetetty – tällä kertaa superkuusta! Useimmissa jutuissa on kerrottu vain osa Kuun näkymiseen vaikuttavista tekijöistä, kuten Kuun sijainti maapalloa lähinnä olevalla radan osalla ja täydenkuun esiintymisestä samaan aikaan.

Täysikuuhun liittyy kuitenkin ilmiö, josta ainakaan minun silmiini tai korviini ei ole kantautunut yhtään mainintaa. Se on oppositioefekti, joka jo pelkästään selittää suurimman osan superkuuksi nimetystä ilmiöstä.

Kuun etäisyys vaihtelee sen kiertäessä Maata kerran kuukaudessa lyhimmän (perigemium) ja pisimmän (apogemium) etäisyyden välillä. Kuun etäisyys on lyhimmillään 356 400 km ja pisimmillään 406 700 km, keskietäisyyden ollessa 384 400 km [¹].

Kuun etäisyyden vaihtelu tuo mukanaan kaksi ilmiötä. Ensimmäinen on tietysti näennäisen koon vaihtelu. Lähimmillään ollessaan Kuun näyttäisi olevan noin 11–12 % suurempi kuin ratansa kaukaisimmassa pisteessä ollessaan. Toinen tekijä on, että täysikuu heijastaa auringonvaloa ja kun heijastava pinta on lähempänä, valaistus kasvaa tietysti jonkin verran, mutta ei vielä 30 %:a, kuten medioissa on kerrottu.

Suuremman kirkastumisen aiheuttaa oppositioefektiksi kutsuttu ilmiö, joka esiintyy jokaisen täysikuun aikana muutaman tunnin ajan. Efekti itsessään on helppo nähdä vaikkapa hiekkarannalla: katsottaessa myötävaloon (Aurinko katsojan selän takana) hiekka näyttää hyvin kirkkaalta verrattuna siihen, että katsottaisiin katsojan sivulla olevaa hiekkaa. Kirkastumisen saa aikaa varjojen siirtyminen hiekanjyvien taakse ja katsoja näkee vain täysin valaistunutta pintaa. Sivulle katsottaessa noin puolet nähdystä pinnasta on varjossa ja näin ollen selvästi himmeämpi kuin täysin valaistu pinta. Valokuvaamalla samalla valotusasetuksella molempiin suuntiin, voi ilmiötä tutkia hieman perusteellisemmin.

Kun oppositioefektin vaikutus lisätään Kuun näennäisen koon suurentumiseen ja heijastava pinnan siirtymiseen hieman lähemmäksi kuin keskimäärin, saataneen suunnilleen tuo medioissakin kerrottu 30 % kirkkauden kasvu. Tosin silloinkin pitää vertailukohtana pitää täysikuuta, joka tapahtuu apogemiumin aikoihin.

Tällä kertaa Kuun etäisyys oli lyhyimmillään täysikuun aikaan 23.6. kello 11.32 (geosentrisesti laskettuna), jolloin etäisyyttä oli 356 991 km ja Kuu näkyi (maapallon toisella puolella) 33,04 kaariminuutin kokoisena. Tampereella täysikuu laskennallisesti tapahtui vasta kolmisen tuntia myöhemmin. Jos asia ei aivan heti valkene, niin 3D-ajattelun harjoittaminen voi tuoda hieman valaistumista asiaan.

Mutta ja jotta asia ei olisi aivan näin yksinkertainen, täysikuun kirkkauden arvioinnissa täytyy ottaa huomioon ilmakehässä tapahtuva valon absorptio. Toisin sanoen, täysikuun näkyessä matalalla horisontin läheisyydessä, ilmakehä himmentää (ekstinktio) sitä (yl. minkä tahansa kohteen) merkittävästi, jopa 1,5 magnitudia. Tarkkaa arvoa on vaikea laskea, sillä muuttuvia tekijöitä on runsaasti.

Loppuyhteenvetona päättelen, että meillä Suomessa superkuu ei ole mikään ”super”, vaan hyvinkin tavallinen kesäinen täysikuu, joka sinällään on hieno, katsomisen ja valokuvaamisen arvoinen hämärässä kesäyössä.

Huomautus

[1] Kuun rata maapallon ympäri ei ole mitenkään helppo laskettava, sillä siinä tapahtuu useita hyppäyksenomaisia muutoksia. Niinpä ei olekaan ihme, että eri tietokoneohjelmat antavat monille Kuuhun liittyville tapahtumille hieman toisistaan poikkeavia arvoja ja ajanhetkiä. Tyypillinen virhe voi pienimmillään olla minuutin luokkaa, mutta esimerkiksi nousu- ja laskuajoissa voi hyvinkin suuria eroja tai virheitä. Usein ne riippuvat siitä, miten pitkän ja tarkan proseduurin ohjelmoija on ohjelmaan kirjoittanut. Olen jostakin saanut tiedon, että tarkin mahdollinen proseduuri Kuulle olisi 40-sivuinen. Vertailun vuoksi Jupiterin rata samalla tarkkuudella selviää yhden A4-kokoisen sivun proseduurilla.

Maapallon vuosi

Prekessio muuttaa pitkällä aikavälillä
maapallon pyörimisakselin suuntaa.
Yhteen prekessiokierrokseen
kuluu aikaa noin 26 000 vuotta.
Piirros Kari A. Kuure

Moni on varmaan pohtinut mitä kesäpäivänseisaus merkitsee. Näennäisesti se on vuoden pisin päivä pohjoisella pallonpuoliskolla, kuten olemme tiedotusvälineistä lukeneet tai kuulleet. Taustalla on kuitenkin hieman enemmän, nimittäin maapallon vuosi ja sen kierto.

On tietysti aivan makuasia mihin kohtaan maapallon vuoden alun sijoittaa, joka tapauksessa se poikkeaa käyttämästämme kalenterista. Itse lasken maapallon vuoden alkavan kevätpäivänseisauksesta. Silloin Aurinko näyttää sijaitsevan tähtitaivaan ekvaattorilla. Tästä samasta pisteestä aloitetaan myös tähtikarttojen rektaskension laskeminen, joten kevätpäiväntasauksessa Auringon koordinaatit ovat RA 0 h 00’ 00” ja DEC 0° 00’ 00”.

Tiedotusvälineet rakastavat tasauspäiviä. Silloin saamme kuulla ja lukea, että koko maapallolla päivä ja yö ovat yhtä pitkiä. Todellisuudessa väite ei ole oikea, vaan perustuu toistoon vuodesta toiseen. Väitteen alkuperää en tunne, joten en lähde sen suhteen mitään arvailemaankaan.

Tasauspäivinä päivä ja yö olisivat yhtä pitkiä, jos maapallolla ei olisi ilmakehää. Ilmakehän olemassa olo kuitenkin muuttaa avaruudesta ilmakehään tulevan valon rataa niin, että juuri ja juuri horisontin yläpuolella olevat kohteet (kuten Aurinko) onkin todellisuudessa vielä tai jo horisontin alapuolella. Valon reitti on siis taittunut hieman yli puoli astetta ja horisontin lähellä olevat kohteet näyttävät olevan sen verran ylempänä kuin ovatkaan.

Edellä kuvattu ilmakehän aiheuttama refraktio muuttaa päivän pituutta, sillä nousun ja laskun ajanhetket lasketaan Auringon ja Kuun näkyvän kiekon yläreunan mukaan. Tämä aiheuttaa päivän pituuteen muutaman minuutin ”virheen”.  Todellisuudessa yö ja päivä ovat yhtä pitkiä muutamaa vuorokautta aikaisemmin (keväällä) tai myöhemmin (syksyllä), riippuen paikkakunnan leveyspiiristä – mutta yllättävää kyllä – myös pituuspiiristä, jos vaatimuksena on sekunnilleen tai edes minuutilleen yhtä pitkä päivä ja yö.

Toinen poikkeaman yhtäläiseen vuorokausien osien pituuteen syntyy molemmilla maantieteellisillä navoilla. Siellähän päivän pituus on hieman yli puoli vuotta. Meille suomalaisille tämä ei ole mitenkään uutta, sillä olemmehan tottuneet valoisiin kesäöihin ja Lapissa jopa ympäri vuorokausien kestävään auringonpaisteeseen (silloin kun ei sada). Asian tekee kuitenkin vielä mielenkiintoisemmaksi se seikka, että kevätpäiväntasauksen aikaan Aurinko on horisontin yläpuolella samanaikaisesti molemmilla maantieteellisillä navoilla, toisella navalla se on juuri noussut ja toisella navalla se on laskemassa.

Maapallon vuoden seuraava merkkipaalu on päivänseisauksien ajankohdat. Tällöin maapallon pyörimisakseli on kallistunut kohti Aurinkoa noin 23,5° ratatason kohtisuorasta. Kesäpäivänseisauksena pohjoinen pallonpuolisko on kohti Aurinkoa ja eteläinen siitä poispäin. Talvipäivänseisauksena asetelma on päinvastainen. Kallistumisen suunta kuitenkin pysyttelee tähtien suhteen lähes muuttumattomana vuoden kuluessa, joten erisuuntaiset kallistumiset johtuvat maapallon kulusta kiertoradallaan Auringon ympäri.

Maapallon vuoteen sisältyy vielä kaksi merkkipaalua, joita todella harvoin noteerataan missään tiedotusvälineessä. Nämä merkkipaalut ovat maapallon sijainnit ratansa Aurinkoa lähimpänä olevassa pisteessä (periheli) ja kaukaisimmassa pisteessä (apheli).  Joillekin saattaa tulla yllätyksenä se, että nykyisin apheli saavutetaan heinäkuun ja periheli tammikuun alussa. Tarkka kalenterin mukainen ajanhetki hieman vaihtelee vuosittain, riippuen kalenterimme tasauspäivistä. Pitkällä aikavälillä myös maapallon pyörimisakselin suunnan muutos tähtien suhteen (prekessio) noin 26 000 vuoden jaksoissa muuttaa näiden ajankohtien kalenterinmukaista päiväystä.

Tänä vuonna (2013) olivat ja ovat

·         kevätpäiväntasaus 20. maaliskuuta kello 13.01

·         kesäpäivänseisaus 21. kesäkuuta kello 8.03

·         apheli 5. heinäkuuta kello 17.42 (etäisyys Aurinkoon 152 022 236 km)

·         syyspäiväntasaus 22. syyskuuta kello 23.43

·         talvipäivänseisaus 21. joulukuuta kello 19.10

·         periheli 4. tammikuuta (2014) kello 14.00 (etäisyys Aurinkoon 147 104 780 km).

Kellon ajat on ilmoitettu noin minuutin tarkkuudella ja niissä voi olla pientä vaihtelua riippuen käytetystä lähteestä ja tehdyistä pyöristyksistä.

Aika vuorokausina eri vuoden aikoina vaihtelee seuraavasti:

·         kevätpäiväntasauksesta kesäpäivänseisaukseen on 92,751 389 vrk (tähtitieteellinen kevät)

·         kesäpäivänseisauksesta syyspäiväntasaukseen on 93,652 778 vrk (kesä)

·         syyspäiväntasauksesta talvipäivänseisaukseen on 89,636 805 vrk (syksy)

·         talvipäivänseisauksesta kevätpäiväntasaukseen (2014) on 89,205 556 vrk (talvi).

Aikaero syksyn ja talven sekä kevään ja kesän välillä kertovat maapallon radan soikeudesta ja siitä, että kesäaikana planeettamme ratanopeus on hieman talvikauden nopeutta hitaampi. Prekession vaikutuksesta vuodenaikojen pituudet eivät kuitenkaan pysy vakioina, vaan muuttuvat ja ovat noin 13 000 vuoden kuluttua juuri päinvastoin kuin mitä nykyiset pituudet ovat.

Jos joku laski vuodenaikojen pituudet yhteen, hän varmasti huomasi, että luvut eivät anna tulokseksi 365 vuorokautta, vaan hieman enemmän (365,246528 vrk). Summattu aika onkin maapallon trooppisen vuoden (kevätpäiväntasauksesta seuraavaan) pituus, jonka keskimääräinen pituus on 365,2422 vrk.

Pieni ero syntyy planeettojen, Kuun ja Auringon aiheuttamista häiriöistä, jotka kuitenkin tasoittuvat pitkän aikavälin tarkastelussa. Vastaavia lukuarvoltaan hieman poikkeavia aikaeroja vuoden pituuteen syntyy jos tarkastellaan sideeristä (tähtien suhteen) vuotta (365,2564 vrk), anomalistista (perihelistä periheliin) vuotta (365,2596 vrk), gregoriaanisen kalenterin vuotta (365,2425 vrk) ja juliaanista vuotta (365,25 vrk).

Harrastajan kaukoputki: Okulaarit - osa 2

Nykyaikaisen okulaarin rakenne:
1 objektiivin tuottama kuva,
2 kuvakentän rajoitin, linssiryhmät joissa
valon kulkusuunnassa ensimmäinen on kenttälinssi
ja silmää lähinnä oleva on silmälinssi,
3 eye relief -etäisyys,
4 ulostulopupilli. Okulaarin muodostama
kuva muodostuu silmän verkkokalvolle.
Kuva Wikimedia Commons.

Edellisessä artikkelissa käsittelin joitakin okulaarien tärkeitä ominaisuuksia. Tässä artikkelissa jatkan teemaa, ja käsittelen muutamia muita ominaisuuksia.

Aukkosuhde

Aukkosuhde on tutumpi käsitteenä kaukoputkissa kuin okulaareissa. Kuitenkin se on olemassa ja sen laskeminen on hyvin helppo objektiiveista tutulla kaavalla:

1/f = d_kk ÷ f_ok  ,jossa

1/f on aukkosuhde

d_kk on kenttälinssin tai kuvakentän rajoittimen halkaisija [mm] tai Barlow-linssin halkaisija

f_ok on okulaarin polttoväli [mm]

Kuvakentän rajoitin on okulaarin liitinputken sisällä oleva rengasmainen levy. Se on kiinnitetty polttovälin etäisyydelle okulaarista ja näkyy katsottaessa okulaarin tuottamassa kuvassa terävänä reunana. Usein se kuitenkin saattaa puuttua, silloin okulaarin kuvakenttä on kenttälinssin (linssi, joka on ensimmäisenä valon tulosuunnassa) kokoinen ja linssin halkaisija voidaan käyttää kuvakentän halkaisijana.

Aukkosuhde vaikuttaa moneen asiaan, esimerkiksi okulaarin difraktioon. Jos aukkosuhde lähentelee sellaista arvoa, missä difraktioraja ylitetään, kuva on pehmeä vaikka kuinka huolellisesti yrittäisi kaukoputken tarkentaa kohteeseen. Jokaisella okulaarityypillä on oma difraktiorajansa, joten mitään yleistä sääntöä sen määrittämiseksi ei ole. Jos silmälinssi on hyvin pieni (~ 3–5 mm) liikutaan helposti difraktiorajan tuntumassa, jos okulaarin yhteydessä käytetään Barlow-linssiä.

Kaupalliset okulaarien valmistajat ovat pitäneet huolta, että yleensä okulaari valmistetaan sellaisilla mitoilla, että difraktion aiheuttamasta epätarkkuudesta tai kuvan pehmeydestä ollaan vielä hyvin kaukana. Barlow-linssiä käytettäessä difraktioraja saatetaan kuitenkin saavuttaa, jolloin kuva muuttuu pehmeäksi. Tästä syystä kahta barlowia ei pitäisi käyttää samanaikaisesti.

Ulostulopupilli

Käsite pitäisi olla tuttu jo kaukoputkia käsittelevistä artikkeleista. Sillä tarkoitetaan okulaarin silmälinssistä tulevan kartion halkaisijaa silloin kun se kohtaa silmän pupillin. Ulostulopupilli pitäisi olla mahdollisimman samansuuruinen kuin mitä silmän pupilli on. Jos se on suurempi, hukataan kaukoputken keräämää valoa, ja jos se on pienempi, silmän kohdistaminen oikeaan kohtaan vaikeutuu merkittävästi.

Viimeksi mainittu tilanne voi syntyä jos kaukoputkessa käytetään suurta suurennusta (=pieni ulostulopupilli) ja havaintoja tehdään päivällä (pieni silmän pupilli). Tällöin havaitsija voi olla vaikea pitää päätään ja silmäänsä hyvin tarkasti ulostulevan valokartion kohdalla ja ongelma näyttäytyy tummina munuaisen muotoisina alueina kuvassa.

Ulostulopupillin voi laskea kaavasta

d_p = D ÷ s  , jossa

d_p on ulostulopupilli

D on kaukoputken objektiivin halkaisija [mm]

s on suurennus.

Esimerkki. Kaukoputken objektiivin halkaisija on 150 mm ja siinä käytetään 30× suurennusta. Mikä on ulostulopupilli?

d_p = 150 mm ÷ 30 = 5 mm

Vastaus on 5 mm.

Jos ulostulopupilli on suurempi kuin silmän pupilli, niin silloin kaukoputken kokoamasta valosta kaikki ei päädy verkkokalvolle muodostuvaan kuvaan, vaan osa hukkaantuu. Visuaalihavainnoissa erityisesti syvä taivaan kohteita havaittaessa tätä tilannetta pitäisi välttää, sillä kyseessähän on himmeät kohteet, joista ei yleensä tule riittävästi valoa silmän verkkokalvolle muutoinkaan.

Esimerkki. Kiikarin ulostulopupilli on halkaisijaltaan 7 mm (esimerkiksi 7×50 kiikari), mutta silmän pupilli on vain 3,5 mm. Kuinka suuri osa kerätystä valosta päätyy verkkokalvolle?

Pupillien pinta-alojen suhde on

1 ÷(d_up ÷ d_sp)² , jossa

d_sp on silmän pupillin halkaisija [mm]

d_up on kiikarin ulostulopupilli.

Sijoitetaan kaavaan ja saadaan

1 ÷ (7÷3,5)² = ¼

Vastaus on, että vain ¼ osa päätyy verkkokalvolle.

Valonkeräyskyvyn puutteellinen hyväksi käyttäminen voi nousta esiin myös toisessa yhteydessä, jossa sillä voi olla hyvin suuri merkitys. Se tilanne on silloin, kun kuvataan pienellä kuvakennolla varustetulla (ccd)kameralla kaukoputken primäärifokuksesta. Tällöin vain pieni murto-osa kaukoputken kokoamasta valosta päätyy kameran kennolle.

Tavallisesti kaukoputkien kuvakentän laajuus on noin 26 mm (1,25”-järjestelmä) tai 40 mm (2”-järjestelmä). Jälkimmäisessä tapauksessa järjestelmäkameran kuvasensorille saadaan täysin valaistunut kuvakenttä ja kaukoputken kokoamasta valosta ei kovinkaan suuri osuus mene hukkaan. ABS-kennoisen (ns. groppikamera) hukkaama valomäärä on jo oleellisesti suurempi, jos ei käytetä kaukoputkea, joka on suunniteltu 1,25”-järjestelmälle. CCD-kamerassa vielä valon hukkaaminen on vieläkin suurempaa johtuen pienestä kennosta. Kaukoputken valmistaja yleensä kertoo täysin valaistuneen kuvakentän koon.

Edellä kuvattu tilanne voidaan ratkaista kahdella tavalla:

·         Puuttuva valo joudutaan korvaamaan pidentyneellä valotusajalla, ja valotusajan pidentyminen on suorassa suhteessa kameran sensorin ja kaukoputken kuvakentien pinta-alojen suhteeseen.  

·         Käytetään okulaarisuurennusta siten, että kaukoputken lähtöpupilli on suunnilleen ccd-kameran kuvakennon kokoinen. Tällöin kerätty valo päätyy kennolle ja voidaan käyttää pienikokoisempaa kaukoputkea.

Yhteenveto

Hyvälaatuinen okulaari moneen
käyttötarkoitukseen.
Kuva Kari A. Kuure.

Näissä kahdessa okulaareja käsittelevässä artikkelissa olen tuonut esille joitakin okulaarien ominaisuuksia, jotka pitäisi tuntea okulaareja valitessa niin kapan hyllystä kuin sitten kaukoputken ääressä. Hyvin tiivistetysti voi asian ilmasta siten, että hyvälaatuisella okulaarilla saadaan hyvälaatuisen kaukoputken kaikki ominaisuudet käyttöön. Jos okulaarin laadusta tingitään, hyväkin kaukoputken kuvanlaatu kärsii eikä kuva ole tyydyttävä.

Vaikka okulaarien hankinnasta on tulossa oma artikkelinsa, niin jos tässä vaiheessa painottaisin sitä, että okulaarihankinnoissa tulisi panostaa laatuun, jopa kaukoputkea enemmän, harrastuksen alkuvaiheessa. On täysin väärin ajatella, että ”hankinpa niitä laadukkaita okulaareja sitten, kun olen kehittynyt havaitsijana”.  Vaarana tässä ajattelussa on se, että harrastusinto voi lopahtaa huonoon kuvanlaatuun ja yksityiskohtien erottamattomuuteen. Hyvälaatuisen tavaran saa aina jälleenmyytyä eikä mahdollinen tappio kasva kovinkaan suureksi. Huonolaatuista tavaraa on vaikea myydä edelleen ja tappio voi olla jo paljon suurempi.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Okulaarit - osa 1

Tähtiharrastajalle kertyy usein monenlaisia okulaareja.
Niihin sitoutuva rahamäärä voi kohota korkeaksi,
joten on järkevää harkita ostoksie hyvin ja
ostaa laadukkaita ja itselle sopivia laitteita.
Kuva Kari A. Kuure.

Okulaarin liittäminen kaukoputken mahdollistaa katseltavan kuvan syntymisen havaitsijan silmän verkkokalvolle. Näin ollen okulaarin kuvanmuodostusominaisuudet kaikissa sen osatekijöissään määrittää lopullisen kuvan laadun. Niinpä ei olekaan yhden tekevää, millaisen laitteen okulaarikseen valitsee. Valitettavan usein kaukoputkipaketeissa tulevat okulaarit ovat rakenteeltaan vanhanaikaisia ja laadultaan surkeita, joten aloittelevakin harrastaja päätyy hyvin nopeasti hankkimaan parempia okulaareja kaukoputkeensa.

Teoriassa okulaariksi kelpaa yksinkertainen linssi, olipa sen polttoväli ja tyyppi mikä tahansa. Yksinkertaisella linssillä on samat heikkoudet kuin yksilinssisellä objektiivilla: voimakas värivirhe, kuvan muoto on vääristynyt ja kuvakenttä on osa pallopintaa. Niinpä jo hyvin varhaisessa kaukoputken kehitysvaiheessa okulaariksi ei kelpuutettu enää yhtä yksittäistä linssiä, vaan kuvaa pyrittiin parantamaan useammalla linssillä ja hieman myöhemmin linssiryhmillä. Näin sai alkunsa 1700- ja 1800- luvuilla vieläkin ainakin joissakin sovelluksissa käytettävät Huyghens (H), Ramsden (R) ja Kelner (K) -okulaarit. Nämä ovat myös yleensä niitä okulaarityyppejä, joita tulee kaukoputkipakettien varusteina.

Okulaarien kehitys ei kuitenkaan päättynyt edellä mainittuihin, vaan monet optiikan valmistajat ovat kehittäneet lukuisia erittäin hyvälaatuisia okulaareja. Tunnetuimpia, yleensä suunnittelijansa nimeä kantavia okulaareja ovat: Plössl-, Super-Plössl-, Steinhell-, Köning-okulaarit. Erityisen loistokkaita okulaareja okulaarityyppejä ovat Orthoskooppinen-, Erlfe, RKE- ja Nagler-okulaarit. Viimeksi mainittua Televuen Nagler-tavaramerkillään valmistamia okulaareja pidetään okulaarien rolls-roycena.

Tässä mainittujen okulaarityyppien lisäksi on olemassa suuri joukko erilaisia eri käyttötarkoituksiin valmistettuja okulaareja, joukossa kokeiluja, jotka eivät ole koskaan johtaneet niiden käytön yleistymiseen tai niitä käytetään vain joissakin erikoislaitteissa. Yleensä näitä okulaarityyppejä ei edes ole myyjien valikoimissa.

Tärkeimmät okulaarien ominaisuudet

Tarkastellaan joitakin okulaarien ominaisuuksia, jotka vaikuttavat niin kuvan laatuun kuin ennen kaikkea käyttökokemukseen. Mitä sopivampia okulaarin ominaisuudet ovat kaukoputken ja havaittavan kohteen kanssa, sitä miellyttävämpää käyttökokemus on. Tästä seuraa, että tietty okulaari käytettynä kahdessa erityyppisessä ja kokoisessa kaukoputkessa antaa aivan erilaisen käyttökokemuksen.

Ensimmäinen ominaisuus, johon kaikki kaukoputkien käyttäjät joutuvat paneutumaan, on okulaarin polttoväli. Polttoväli määrää kaukoputken suurennuksen yhtälöllä:

S = F_obj ÷ f_ok

jossa:

S on suurennus

F_obj on kaukoputken efektiivinen polttoväli

 f_ok on okulaarin polttoväli.

Esimerkki: Kaukoputken efektiivinen polttoväli on 1 200 mm. Havaitsija käyttää 12 mm polttovälistä suurennusta. Kuinka suuren kuvan havaitsija näkee verrattuna ilman optisia lisälaitteita nähtyyn kohteen kuvaan?

Sijoittamalla annetut arvot yhtälöön, saadaan S= 1200 mm ÷ 12 mm = 100

Vastaus on, että kuva on suurentunut 100×.

Seuraava ominaisuus on kuvakentän laajuus. Laadukkaimpien okulaarien valmistajat leimaavat myös tämän tiedon okulaarin runkoon, sillä se on oleellinen valittaessa okulaaria tietylle havaintokohteelle. Syvän taivaan kohteille yleensä käytetään laajakenttäisiä okulaareja ja planeetoille riittää niitä kapeampi kuvakenttä. Valintaan vaikuttaa kohteen ominaisuuksien (so. laajuus taivaalla)lisäksi kunkin havaitsijan mieltymykset. Omakohtaisesti suosin okulaareja joiden kuvakentän laajuus on 60° – 80°, vaikka havaintokohteena olisivat planeetat.

Tavallisten kaupan olevien okulaarien kuvakentät sijoittuvat yleensä 40° – 60° väliin. Planeetoille, kaksoistähdille, planetaarisille sumuille ja galakseille tällainen kuvakentän laajuus on riittävä. Laajakenttäisiä (laajakulma)okulaareja löytyy jokaisen valmistajan okulaarisarjoista ja hinnaltaan kohtuullisia ovat 60° – 80° kuvakenttäiset okulaarit. Näillä voi jo hyvin havainnoida laajoja syvän taivaan kohteita (laajoja sumuja), Kuuta ja eräissä tapauksissa Aurinkoa.

Kuvakentältään yli 80° okulaareja on usealla valmistajalla. Tässä ryhmässä myyntihinta on yleensä suhteellisen korkea ja jotta se ei muodostuisi aivan kohtuuttomaksi, valmistajat ovat voineet tinkiä hieman kuvan laadusta. Ryhmän edullisimmassa päässä olevat okulaarit eivät välttämättä ole hinta-laatu-suhteellaan perusteltuja hankintoja. Onneksi sentään joitakin poikkeuksiakin on olemassa. Sen sijaan korkeahintaiset laajakenttäiset okulaarit ovat tässä suhteessa erinomaisia hankintoja, jos vain harrastebudjetti sen kestää.

Kolmas, ja etenkin silmälasien käyttäjille tärkeä ominaisuus on ns. silmän vapaa etäisyys (eye relief). Yleensä tieto löytyy myyjän nettiluetteloista ja okulaarin mukana tulevasta teknisestä selosteesta. Eye relief -etäisyys ilmoitetaan millimetreinä  ja se tarkoittaa kuvan muodostumisetäisyyttä silmälinssin pinnasta. Silmälinssi on okulaarin katselupuolen uloin linssi, siis silmää lähinnä oleva linssi.

Silmälasien käyttäjien olisi syytä hankintapäätöstä tehdessään kiinnittää huomiota myös tähän ominaisuuteen. Mitä pidempi eye relief -etäisyys on (yleensä > 25 mm) sitä helpompi on käyttää silmälaseja havaintojen aikana. Tämä voi olla hyvin tärkeää muistiinpanoja tehtäessä ja piirrettäessä havaittuja kohteita. Jos silmälaseja joudutaan käyttämään jonkin vaikean silmäsairauden tms. syyn vuoksi, silmälasien käyttäminen okulaarin läpi katsottaessa on välttämätöntä. Sen sijaan jos silmälaseilla korjataan ns. ikä näköä, niin silloin havainnot voidaan tehdä ilman silmälaseja, sillä sama korjaus saadaan aikaan kaukoputken tarkentamisella.

Maailman standardimalli vahvistui

Litium syntyi maailmankaikkeuden 

alun nukleosynteesin aikana 

ja sen jälkeen sitä on vain 

kulunut tähtien tuhotessa 

sitä omissa prosesseissaan. 

Erityisesti vanhat tähdet ovat 

olleet ongelmallisia, sillä niissä 

havaittu litiumin määrä ei ole 

ollut teorian mukainen. 

Kuva Karin Lind ja 

Davide De Martin.

Edwin Hubble havaitsi kaukaisten galaksien etääntyvän toisistaan, katsottiinpa mihinkä suuntaan tahansa. Hänen 1920-luvulla tekemä havainto johti ajatukseen ja teoriaan maailmankaikkeuden alkuräjähdyksestä (mm. Georges Lemaître) 1930-luvun alkupuolella ja nyt se tunnetaan nimellä Big Bang. Tämä nimityksen maailmankaikkeuden alulle antoi kilpailevaa teoriaa kehittänyt Fred Hoyle ollessaan haastateltavana radiossa vuonna 1950. Nimitys tarttui silloisen median käyttämäksi yleisnimitykseksi maailmakaikkeuden synnystä.

Sen jälkeen ajatus kerran alkaneesta ja mahdollisesti jopa ikuisesti laajenevasta maailmankaikkeudesta on työllistänyt tutkijoita hyvin paljon. Tuhannet tutkijat ovat käyttäneet miljoonia ja taas miljoonia työtunteja miettiessään ja tutkiessaan maailmakaikkeuden syntyä ja luodakseen hyvän teorian tapahtumasta. Nykyisin teoria tunnetaan maailmankaikkeuden standardimallina, joka pystyy kuvaamaan niitä tapahtumia, joita tapahtui aivan ensimmäisen sekunnin murto-osien murto-osien aikana.

Standardimalli antaa ennusteen myös erilaisten alkuaineiden määrien syntymisen suhteista. Maailmankaikkeuden yleisimpien alkuaineiden, vedyn ja heliumin lisäksi syntyi myös pieni määrä litiumia. Havaitun litiumin määrä on kuitenkin osoittautunut hieman standardimaalista poikkeavaksi ja etenkin litium-6 ja litium-7 suhde vetyyn ja toisiinsa on ollut selvästi poikkeava standardimallinen ennusteeseen nähden. Aikaisemman havaintojen mukaan litum-6 näyttäisi syntyneen parisataa-kertaisesti  ja litium-7 vain 1/5 siitä, mitä standardimalli ennustaa.

Kosmologit ovat outoa porukkaa, poikkeama teorian ja havaintojen välillä alkaa kaihertaa heitä ja he panevat koko tutkimustarmonsa pienten yksityiskohtien hiomiseen, kunnes anomaliat on onnistuttu ratkaisemaan tavalla tai toisella. Niin tässäkin tapauksessa, kansainvälinen tutkijaryhmä on onnistunut ratkaisemaan litium-arvoituksen.

Tutkijaryhmä sai käyttöönsä Mauna Kealla sijaitsevan Keck-teleskoopin ja High Resolution Echelle eli HIRES-spektrografin. He ottivat erittäin tarkkoja spektrejä vanhoista tähdistä, joista aikaisemmin tehdyt havainnot osoittivat litium-pitoisuuksissa ja isotooppien määräsuhteissa poikkeamia. Havainnot näin himmeistä kohteista vaativat tuntikausien valotuksia ennen kuin fotoneja oli kertynyt riittävästi tarkan spektrin luomiseen.

HIRES-spektrografi oli uudistettu hiljattain ja sen valoa kokoavat kuvakennot oli vaihdettu piiseleiltään pienempiin. Tämä muutos oli oleellinen havaittujen spektrien tarkkuudelle ja muutoksen myötä myös litium-ongelma näyttää saaneen ratkaisunsa. Litiumisotooppien suhde toisiinsa ja vetyyn nähden osoittautui standardimallin mukaisiksi. Aikaisemmat epätarkemmat mittaukset ja epäherkemmät laitteet olivat luoneet illuusion epäsuhdasta teorian ja todellisuuden välille.

Kansainvälistä tutkimusryhmää johtaa Karin Lind Cambridge yliopistosta. Tutkimuksesta kertoi Phys.org -verkkojulkaisu ja raportti tutkimuksesta julkaistiin kesäkuun 6. päivänä ilmestyneessä Journal Astronomy & Astrophysics -tiedejulkaisussa.

Linnunradan rakenne tarkentuu

Linnunrata on tutkijoiden käsityksen mukaan 

ainakin osittain sauva-spiraaligalaksi. 

Tämä näkyy keskuspullistuman 

venyneenä muotona Linnunradan 

keskustassa. Paikallinen haara 

näyttääkin uusimman tutkimuksen 

mukaan olevan kunnollisen spiraalihaara, 

mahdollisesti jopa yksi päähaaroista. 

Kuva Robert Hurt, IPAC; 

Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

Viimeisen sadan vuoden aikana tutkijat ovat panostaneet merkittäviä tutkimusresursseja tutkiakseen oman galaksimme, Linnunradan, rakennetta. Erityisesti aurinkokuntamme paikka on ollut kiinnostava tutkimuskohde. Jo pitkään on tiedetty Auringon sijaitsevan paikallisessa haarassa (Local Arm), mutta sen rakenne ja pituus ovat olleet arvoituksia.

Paikallisen haaran on ajateltu olevan pieni spiraalitynkä kahden merkittävän haaran, Perseuksen ja Jousimiehen haarojen välillä. Uusin tutkimus VLBA-radioteleskoopeilla on kuitenkin saanut tuloksia, joiden mukaan tätä perinteistä käsitystä täytyy muuttaa. Paikallinen haara onkin merkittävä, ehkäpä aivan oikea spiraali Linnunratamme rakenteessa.

Tutkimuksessa kartoitettiin tähtiensyntymisalueiden sijaintia ja etäisyyttä radiotaajuuksilla. Käytetyt aallonpituudet olivat sellaisia, että tähtien syntymisalueiden pilvissä oleva vesi ja metanoli vahvistavat ja synkronoivat radioaaltoja hieman samaan tapaan kuin mitä tapahtuu valolle laserissa. Ilmiötä kutsutaan maseriksi ja sen hyväksikäyttö mahdollistaa heikkojen radiosignaalien havaittavuuden. Pitkäkantainen radioteleskooppien yhdistäminen (VLBA) tuo riittävän tarkkuuden etäisyysmäärityksiin, jonka perusteena käytetään havaittujen kohteiden parallaksia ja etäisyys saadaan yksinkertaisesti laskemalla trigonometrian avulla.

Nyt julkaistu tutkimus oli osa Linnunradan rakennetta käsittävää tutkimusta Bar and Spiral Structure Legacy (BeSSeL). Sen tarkoituksena on selvittää, millaisessa galaksissa aurinkokuntamme oikein on? Tähänastiset tutkimukset ovat paljastaneet, että Linnunradassa on piirteitä molemmista spiraaligalaksien päätyypeistä, jotka ovat spiraaligalaksi (kuten Andromeda) ja sauva-spiraaligalaksi. Linnunradan ei kuitenkaan uskota olevan täysin puhdas sauva-spiraali, vaan se on jonkinlainen välimuoto näiden kahden yhdistelmästä.

Meteoroidit törmäävät myös Kuuhun

Taiteilijan näkemys pienestä törmäyk-
sestä Kuussa. Kuva Steve Roy, 
Marshall Space Flight Center.

Nasan tähtitieteen tutkijat valvovat myös Kuuta meteoroidien törmäysten varalta. On luonnollista, että siellä törmäyksiä tapahtuu, koska niitä tapahtuu Maassakin. Ilmattomassa Kuussa emme vain pysty havaitsemaan meteoreja, mutta sen sijaan joissakin tapauksissa voimme nähdä törmäyksen aiheuttaman kirkastuman jonkin aikaa. Näin tapahtui maaliskuun 17. päivänä, jolloin Nasan Lunar Impact Monitoring ohjelman laitteiden tallentamassa videossa nähtiin äkillinen ja hyvin paikallinen kirkastuminen, joka aiheutui Kuussa tapahtuneesta meteoroidin törmäyksestä.

Kuva-aineiston analysoinnin perusteella tutkijat päättyivät laskelmissaan tulokseen, että törmännyt kappale oli massaltaan noin 40 kg, sen halkaisija oli noin 40 cm ja törmäysnopeus noin 25 km/s. Törmäävä kappale ja sen aiheuttama kirkastuminen olivat suurin mitä seurantaohjelman 380 mm peiliteleskoopilla on kuvattu ohjelman 8-vuotisessa historiassa.

Syntynyt törmäyskraatteri on noin 20 metriä halkaisijaltaan, joka sellaisenaan on liian pieni näkyäkseen maanpinnalla olevilla teleskoopeilla. Sen sijaan se pitäisi näkyä Lunar Reconnaissance Orbiter -luotamen kamerakuvissa, joiden tarkin erotuskyky on noin 0,5 metriä. Luotain ylittää törmäyspaikan myöhemmin tänä vuonna.

Kuunpinta on paikka paikoin paksun regoliittikerroksen peittämä. Rapautumisen vuoksi suurin osa noin 3–7 metrin paksuisesta kerroksesta on hyvin hienojakoista pölyä, jonka läpi avaruudesta putoavat meteoroidit pääsevät hyvin helposti. Varsinainen törmäys tapahtuu siis jonkin verran kuunpinnan alapuolella kalliossa. 

Törmäys aiheuttaa räjähdyksen, joka nostattaa pölyä ja törmänneen kappaleen hienoksi pirstoutuneet kappaleet paraboliselle radalle, jonka seurauksena pölyhiukkaset törmäävät kuunpintaan jonkin matkan päässä. Jos törmäävä kappale olisi riittävän suuri, pirstoutumisessa riittävän suurina selvinneet kappaleet aiheuttavat sekundäärisiä törmäyskraattereita, koska putoamisnopeus olisi luokkaa 2 km/s.

Aikojen kuluessa Kuun pinnamuodot ovat pyöristyneet merkittävästi pienten ja keskisuurten meteoroidien törmätessä kaikkialle. Tämä jatkuva pommitus myös muodostaa lisää regoliittia ja rapauttaa pintamateriaalia. Meteoroidit tuovat myös uutta materiaalia ja etenkin kaikki metalliset mineraalit törmäyshetkellä muodostavat metallikaasua, joka härmistyy lähialueiden hiukkasten pinnoille. Tästä seurauksena on pintamateriaalin tummentuminen, joka on sitä tummempaa mitä vanhempaa pinta on. Näin ollen pelkästään kraatterin pinnan kirkkaudesta voidaan päätellä pinnan ikä jollakin tarkkuudella.