Älyttömän iso kaukoputki päätettiin rakentaa

Havainnekuva tulevasta E-ELT-kaukoputkesta. Kuva ESO.

ESO–Avaruusmagasiini

Euroopan eteläisen observatorion^[1] ESO:n ylimmän hallinnollisen elimen, johtokunnan kokouksessa näytettiin ^[2] vihreää valoa Euroopan erittäin suuren E-ELT -teleskoopin rakentamiselle kahdessa vaiheessa.

Ensimmäisessä vaiheessa on annettu valtuutus noin miljardin euron käyttöön täysin toimivan teleskoopin rakentamiseksi tehokkaine havaintolaitteineen. Ensivalo odotetaan saatavan kymmenen vuoden kuluessa.

Kaukoputki mahdollistaa merkittävien tieteellisten havaintojen tekemisen eksoplaneetoista, läheisten galaksien tähtipopulaatioista ja etäisestä maailmankaikkeudesta. ESO:n kautta aikojen suurin rakennussopimus teleskoopin tähtitornista ja kantavista rakenteista solmitaan vuoden kuluessa.

E-ELT teleskoopista tulee halkaisijaltaan 39-metrinen optisen ja infrapuna-aallonpituusalueen teleskooppi, joka sijaitsee Cerro Armazonesin vuorella Chilen Atacaman autiomaassa, 20 kilometrin etäisyydellä ESO:n VLT-teleskoopista Cerro Paranal -vuorella.

"Johtokunnan tekemä päätös tarkoittaa sitä, että teleskooppi voidaan nyt rakentaa ja että E-ELT:n suurin teollinen rakennusurakka on nyt rahoitettu ja voidaan aloittaa suunnitelmien mukaan. Chilessä on jo tehty paljon töitä Armazonesin huipulla ja seuraavat vuodet tulevat olemaan hyvin jännittäviä", sanoo ESO:n pääjohtaja Tim de Zeeuw.

E-ELT -teleskoopin rakentaminen hyväksyttiin ESO:n johtokunnassa kesäkuussa 2012 sillä ehdolla, että hinnaltaan yli 2 miljoonan euron sopimuksia voitaisiin solmia vasta, kun vähintään 90 % teleskoopin kokonaiskustannuksista on rahoitettu (1 083 miljoonaa euroa vuoden 2012 hintatasolla). Teleskoopin sijaintipaikan maansiirtotöille myönnettiin poikkeuslupa. Ne alkoivat peruskiviseremonialla kesäkuussa 2014 ja etenevät vauhdilla.

Toistaiseksi 10 % projektin kokonaiskustannuksista on siirretty toiseen vaiheeseen. Puolan liittyminen ESO:on nosti E-ELT -kaukoputken vahvistetun rahoituksen yli 90 %:iin ensimmäisen vaiheen kokonaiskustannuksista, joilla saadaan aikaiseksi täysin toimiva E-ELT. Tulevalta jäsenmaalta Brasilialta odotetaan saatavan lisärahoitusta lähivuosina.

Jotta projektin aikataulu ei veny, päätti ESO:n johtokunta, että halkaisijaltaan 39 metrin teleskoopin ensimmäisen vaiheen rakentaminen voidaan aloittaa. Nyt rahoitettu projekti käsittää teleskoopin tähtitornin ja kantavien rakenteiden sopimukset, jotka ovat ESO:n historian suurimmat. Sopimukset allekirjoitetaan loppuvuodesta 2015 ja ne johtavat täysin toimivan E-ELT -teleskoopin rakentamiseen.

Teleskoopin toistaiseksi rahoittamattomat komponentit käsittävät osia adaptiivisen optiikan järjestelmästä, osan havaintolaitteiden valmistustyöstä, pääpeilin sisimmät viisi peilisegmenttien rengasta (210 segmenttiä) sekä pääpeilin segmenttien varakappaleet, joita tarvitaan jatkossa kaukoputken tehokkaamman toiminnan varmistamiseksi. Näiden komponenttien, joiden lykkääminen ei vaikuta kaukoputken kykyyn tehdä havaintoja jo ensimmäisen vaiheen lopussa, rakentaminen hyväksytään lisärahoituksen tullessa saataville, mukaan lukien tuloillaan olevalta jäsenmaalta Brasilialta odotettu rahoitus.

"Nyt hyväksytty rahoitus mahdollistaa täysin toimivan E-ELT -teleskoopin rakentamisen. Siitä tulee tällä hetkellä suunnitteilla olevista erittäin suurista teleskooppiprojekteista kaikkein tehokkain ylivoimaisilla valonkeruualalla ja havaintolaitteilla. Se mahdollistaa Maan massaisten eksoplaneettojen alustavan ominaisuuksien määrittämisen, yksittäisten tähtien havaitsemisen läheisistä galakseista ja äärimmäisen herkät kaukaisen maailmankaikkeuden havainnot" päättää Tim de Zeeuw.

Huomautukset

[1] ESO on Euroopan johtava hallitustenvälinen tähtitieteen organisaatio ja maailman tieteellisesti tuotteliain tähtitieteellinen observatorio. ESO:lla on 15 jäsenmaata: Alankomaat, Belgia, Brasilia, Espanja, Iso-Britannia, Italia, Itävalta, Portugali, Ranska, Ruotsi, Saksa, Suomi, Sveitsi, Tanska ja Tšekin tasavalta.

ESO toteuttaa kunnianhimoista ohjelmaa, joka keskittyy tehokkaiden maanpäällisten havaintovälineiden suunnitteluun, rakentamiseen ja käyttöön. Välineiden avulla tähtitieteilijät voivat tehdä merkittäviä tieteellisiä löytöjä. ESO:lla on myös johtava asema tähtitieteen tutkimuksen kansainvälisen yhteistyön edistämisessä ja organisoinnissa.

ESO:lla on Chilessä kolme ainutlaatuista huippuluokan observatoriota: La Silla, Paranal ja Chajnantor.

ESO:lla on Paranalilla Very Large Telescope (VLT), maailman kehittynein näkyvää valoa havainnoiva tähtitieteellinen observatorio, ja kaksi kartoitusteleskooppia. VISTA toimii infrapuna-alueella ja on maailman suurin kartoitusteleskooppi. VLT Survey Telescope on suurin varta vasten taivaan näkyvän valon kartoitukseen suunniteltu teleskooppi.

ESO on myös maailman suurimman tähtitieteellisen projektin, ALMA-teleskoopin eurooppalainen yhteistyökumppani.

 [2] Päätös vaati kymmenen puoltoääntä. Neljästätoista äänestä kolme on ad referendum, joka tarkoittaa sitä, että niitä pidetään alustavasti puoltoina ja ne antaneiden kolmen jäsenvaltion virkamiehet vahvistavat äänet ennen seuraavaa johtokunnan kokousta. Vahvistusten jälkeen johtokunnan päätös on yksimielinen.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Jalustat – osa 3

Dobson-jalusta

Dobson-kaukoputki

Oikeastaan Dobson-kaukoputki on rakenteellisesti aikatavalla erilainen kuin tavallinen kaukoputki. Sen pohjana on yleensä Newton-kaukoputki, mutta merkittävin ero normiputkeen on sen pääpeilin paksuus, tai siis ohuus. Tavallisesti pääpeili on noin 1/10–1/6 peilin halkaisijasta, mutta Dobsonissa peilin paksuus voi olla vain 1/16 peilin halkaisijasta. Tästä seuraa, että peilin tuenta ja kiinnitys poikkeaa merkittävästi tavanomaisen kaukoputken peilin kiinnityksestä.

Toinen merkittävä ero on jalustassa. Dobson-tyyppinen jalustassa akselisto on yleensä atsimutaalinen, jotka muodostuvat teflon liukupintojen varassa pyörivistä kehistä. Altitudi-akseli (Alt-akseli) muodostuu putken ympärille tehtyyn laatikkoon kiinnitetyistä pyöreäpintaisista kannattimista, joiden liukupinta on yleensä jotakin muovia, hyvin usein teflonia. Liukupinnat voivat olla myös metallia kuten alumiinia.

Altitudi-akselin tukipisteet ovat niin ikään teflonia kitkan pienentämiseksi, ja ne on rakennettu hieman isompaan laatikkoon, joka pyörii teflontukien varassa pystysuoran atsimuuttiakselin ympäri. Rakenne on yleensä hyvin tukeva, edullinen ja toimiva, etenkin silloin kun kaukoputkella alkaa olla kokoa jo tavanomaista enemmän. Tällöin puhutaan leikkimielisesti "valoämpäreistä".

Usein epätasapainoisella kuormituksella Alt-akselin liukupinnat eivät tuota riittävää kitkaa kaukoputken asennon säilyttämiseksi. Silloin sitä voidaan lisätä jousilla, jotka vetävät Alt-akselia kitkapintoja vasten. Tällöin kitkavoima kasvaa ja kaukoputki pysyy suunnassaan.

Joskus harrastajat rakentavat Dobson-kaukoputkeaa varten kiilan, jolla akselisto saadaan muutettua ekvatoriaaliseksi. Kiilan kallistuskulma F on

F = 90° –  havaintopaikan maantieteellinen leveys .

Lopputulos on, että Dubson-jalustan uloimman laatikon pyörimisakseli (Az-akseli) osoittaa juuri taivaannapaan ja kohteen seuranta helpottuu, kun Alt-akselilla ei tarvitse tehdä ainakaan kovin suurta säätöä.

Kiilaan voi rakentaa myös moottoroidun seurannan, jolloin jopa valokuvaaminen on mahdollista Dobson-kaukoputkella. Dobson kaukoputkia on saatavissa kaupallisesti lähes jokaiselta kaukoputkivalmistajalta.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Jalustat – osa 1

Kaukoputken jalusta on ehkä yksittäisistä laitteista kaikkein tärkein. Jos jalusta on heikkorakenteinen, huojuva ja mahdollisesti ylikuormitettu, kaukoputken tuottama kuva tärisee ja huojuu, eikä havainnoinnista tule mitään.

Kaukoputkikauppiaat tarjoavat kaukoputkipaketteja, joihin sisältyy kaukoputken lisäksi joitakin varusteita ja jalusta. Valitettavan usein jalusta on kuitenkin alimitoitettu tai rakenteellisesti epäkelpo kaukoputken ominaisuuksiin nähden. Ensimmäistä kaukoputkeaan hankkiva harrastaja usein sortuu valitsemana juuri tällaisen paketin, ja sen seurauksena orastavaan harrastukseen voi pettyä ja kiinnostus loppua.

Jalustan tehtävä yksinkertaistettuna on kannatella kaukoputkea, pitää se suunnassa ja seurata tähtitaivaan kohdetta. Jotta jokaisesta osatehtävästä se selviytyisi hyvin, jalustalta vaaditaan tiettyjä rakenteellisia ominaisuuksia. Ennen jalustatyyppien esittelyjä, käsittelen yleisiä ominaisuuksia, joista jokaista pitäisi miettiä jalustaa hankittaessa.

Kuormitettavuus on ensisijainen ominaisuus, joka ratkaisee kaiken. Jalustojen valmistajat ilmoittavat laitteittensa kuormitettavuuden, jolla tarkoitetaan kaukoputken massaa kaikkine lisälaitteineen. Lisälaitteita voi olla paljonkin, joten kannateltava ja suunnattava laitemassa voi kaksinkertaistua ilmoitetusta kaukoputken massasta. Lisäksi on käytännön syistä otettava huomioon vielä jonkinlainen ”turvakerroin” tai kilomääräinen lisämassa. Turvakerroin mahdollistaa vielä yhden lisälaiteen asentamisen tai tasapainottamiseen tarvittavat painot ilman, että jalustan kantokyky ylittyy.

Esimerkki: Jos kaukoputken massaksi valmistaja ilmoittaa 3 kg ja siihen liitettävät lisälaiteet ovat yhteismassaltaan 2 kg (kiinnityskisko ja -renkaat, etsinkaukoputki, kamera, loittorenkaat jne.) ja lisämassalle (esimerkiksi tasapainotuspainoille) halutaan varata 1,5 kg, niin silloin päästäänkin jo jalustaan, jonka kuormitettavuus pitäisi olla ainakin 6,5 kg.

Toinen ominaisuus on tärinänvaimennuskyky nimelliskuormituksella. Nämä kaksi asiaa ovatkin sidoksissa toisiinsa siten, että riittävä kuormitettavuus tuo mukanaan yleensä riittävän tärinän vaimentumisen. Pääperiaate on, että kun kaukoputkea käsitellään, esimerkiksi tarkennetaan, tärinät pitäisi vaimentua kuvasta muutamassa sekunnissa. Lisäksi normaalioloissa valitseva tuuli ei pitäisi pystyä tärisyttämään jalustaa niin paljoa, että se näkyisi kuvassa. Valitettavasti tärinävaimentumiselle ei ole kehitetty standardoitua testiä eikä luokitusta, joka voitaisiin liittää jalustan teknisiin tietoihin. Ainoa keino varmistua asiasta on kokeilla käytännössä tai kysellä ko. jalustatyyppiä käyttäviltä kuinka jalusta reagoi tärinöihin.

Jalusta tyypit

Jalusta voidaan jakaa kolmeen päätyyppiin rakenteensa ja kahteen päätyyppiin akselistonsa perusteella. Rakenteellisesti jalusta voi olla: pilari, kolmijalka tai Dobson-jalusta. Akselisto puolestaan voi olla: atsimutaalinen tai ekvatoriaalinen. Näiden yhdistelmänä voidaan valmistaa monenlaisia jalustoja.

Pilaria käytetään yleensä kiinteästi rakennetuissa tähtitorneissa tai havaintopaikoilla. Pilari valmistetaan yleensä vahvasta metalliputkesta tai valetaan betonista. Hyviä puolia on runsaasti ja oikein tehty pilarijalusta ei tärise haittaavasti.

Kaupallisesti pilarijalustoja on tarjolla usealla eri kaukoputkivalmistajalla. Ne ovat liikuteltavia, joten pysyvää havaintopaikkaa tai tähtitornia ei välttämättä tarvita. Pilarijalustat ovat kuitenkin hyvin massiivisia, joten joku kuljetusväline täytyy olla. Jos nämä asiat eivät tule esteeksi, pilarijalustan hankkiminen on oiva vaihtoehto. Aloittelevan tähtiharrastajan sitä ei kuitenkaan pitäisi valita, sillä jälleenmyyntiarvo ei ole aivan sitä mitä pitäisi, jos harrastus ei pidemmän päälle kiinnostaisikaan.

Toinen jalustatyyppi on kolmijalka. Se nimensä mukaisesti rakentuu kolmesta, yleensä kahdesta tai kolmesta sisäkkäin menevästä osasta. Valmistusmateriaaleina voivat olla: alumiiniprofiili, puu tai teräsputki. Kaikilla näillä raaka-aineilla on omat ominaisuutensa, jotka vaikuttavat lopputuotteen ominaisuuksiin.

Suositeltavin kolmijalkamateriaali on teräsputki. Yleensä jalustan kuormitettavuus ja tärinänvaimennus on kohdallaan.  Käytetty teräslaatu on yleensä ruostumatonta, joten jalusta on pitkäikäinen ja vaihtotarve harvemmin pääsee yllättämään. Teräsputkijalustoissa putken halkaisija on yleensä noin 30 mm tai 45–50 mm jalustan kuormitettavuudesta riippuen. Harrastajien yleisimmin käytetyille kaukoputkille noin 30 mm teräsputki on riittävän vahva.

Puu voi olla raaka-aineena melkoisen hyvä. Jalustan kuormitettavuus ei kuitenkaan ole samaa luokkaa kuin teräsputkijalustan, mutta värinöiden vaimentuvuus on hyvä. Hinnaltaan puujalustat eivät ole sieltä edullisimmasta päästä, joten mielestäni täytyisi olla jokin erityinen syy puujalustan hankkimiseen.

Kehnoin rakka-aine on alumiini. Etenkin, jos jalustaan on käytetty U-profiilia. Jalustan kuormitettavuus on yleensä pieni ja tärinöiden vaimentuminen hidasta. Valitettavasti usein kaukoputkipaketteihin sisältyvä jalusta on juuri tätä tyyppiä. Lähes aina jalustan muut osat ovat muovia, joiden rajallinen käyttöikä tule vastaan yllättävän nopeasti. Yleensä jokin muoviosa halkeaa, katkeaa tai muutoin särkyy, jolloin jalusta on käyttökelvoton. Varaosia ei yleensä ole saatavilla, tai niiden hankita tulee erittäin kalliiksi.

Kuunpimennys näkyi hienosti

Kuunpimennyksen syvin vaihe
kello 23.07.30. Kuva Kari A. Kuure

Eilisiltainen osittainen kuunpimennys näkyi hienosti osassa maatta. Pohjoisimmat havainnot Taivaanvahtiin ovat tulleet Oulun seudulta, itäisimmät Kuopio–Mikkeli-linjalta. Läntisin Teuvalta ja eteläisin Raaseporista. Tällä alueella on ollut kuvien perusteella kirkasta ja näin oli Tampereellakin.

Itse olin varustautunut 120/600 mm kaukoputkella ja valokuvauskalustolla. Sää oli pimennyksen näkemiselle suosiollinen (näin ei ole monenakaan edellisen pimennyksen aikana) joten minulla ei ollut mitään vaikeuksia vangita pimennyksen kulku kameran kuvasensorille. Oheinen kuva on pimennyksen syvimmästä vaiheesta.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Mitä kaukoputkella voi nähdä: Kuu ja Aurinko?

Artikkelisarjassa Mitä kaukoputkella voi nähdä on käsittelyvyorossa Kuu ja Aurinko. Nämä kohteet ovat ehkä liiankin tuttuja, jotta niitä ajattelisi tähtiharrastuksen kaukoputkella havaitsemisen kohteina. Ne ovatkin aivan selvästi aliarvostettuja, sillä todellisuudessa niissä näkyvät kohteet ovat hyvkin mielenkiintoisia joiden havaitsemisessa kyllä haastetta riittää.

Kuu

Kuu on aloittelevalle tähtiharrastajalle luonnollisin ja
samalla helpoin kohde havaittavaksi. Kuva Kari A. Kuure.

Kuu on kaikille tuttu kohde, joka on helppo paikantaa taivaalta silloin kun se on näkyvissä. Paljain silmin kuunvaiheiden lisäksi Kuusta voi havaita tummia alueita, joita sanotaan meriksi tai mare-alueiksi. Vettähän ne eivät ole, vaan tummaa basalttikiveä.

Kiikarilla Kuusta voi erottaa edellisten kohteiden lisäksi suurimmat kraatterit, kuten Tycho ja Kopernikus. Parhaiten ne ovat näkyvissä silloin, kun valon ja varjon raja kulkee niiden kautta tai on niiden läheisyydessä.

Pienellä kaukoputkella, tai pienellä suurennuksella näkyvien kraatterien määrä kasvaa ja vuoristot tulevat näkyville. Nyt voit tehdä havaintoja mare-alueiden muodoista ja pinnalla risteilevistä säteistä, jotka saavat alkunsa suurista k

raattereista. Usein polarisaatio- ja kuusuodattimesta on apua näiden pinnan yksityiskohtien havaitsemisessa, etenkin silloin, kun suuri osa Kuusta on valaistuneena.

Suurella kaukoputkella ja tai suurella suurennuksella aina vain pienempien kraatterien lisäksi voit havaita rillejä, jokien kaltaisia vajoamia, siirroslinjoja, domeja (kupumaisia muodostumia) sekä monen moisia muita kohteita. Hyvä kuukartta on välttämätön apuväline suunniteltaessa illan havainto-ohjelmaa. Kuun tutkimisesta tulee huomattavasti mielenkiintoisempaa, kun pystyt tunnistamaan näkemäsi kohteet.

Kuunpimennykset toistuvat usean kerran vuodessa, joten sään suosiessa niitä on mahdollista seurata lähes joka vuosi. Kuunpimennyksen aikana tehdään havaintoja pimentymisen syvyysasteesta (Kuun kirkkaudesta) ja eri pinnanmuotojen näkymisestä pimennyksen kuluessa.

Aurinko

Täydellinen auringonpimennys on kokeneellekin
tähtiharrastajalle mieliinpainuva kokemus.
Kuva Kari A. Kuure.

Aivan ensimmäiseksi varoitus! Aurinkoa ei saa milloinkaan katsella millään optisella laitteella, tai edes paljain silmin, ellei laitteessa ole asianmukaista aurinkosuodatinta. Suodattamaton auringonvalo vaurioittaa silmän verkkokalvoa pysyvästi, ja seurauksena on näkökyvyn joko osittainen tai täydellinen vahingoittuminen, siis sokeutuminen!

Asianmukaisella suodattimella varustetulla kaukoputkella Auringosta voi havaita pilkkuja. Niiden määrä vaihtelee noin yhdentoista vuoden jaksoissa nollan ja usean kymmenen välillä. Pilkkumäärän vaihtelu on myös päivittäistä tai jopa lyhyempää, joten niiden havaitseminen tarjoaa aina mielenkiintoista ja erilaista nähtävää.

Auringonpilkkujen lisäksi etenkin reunatummentuman alueella voi havaita kirkkaita kuitumaista verkkoa tai pilkkujen lähistöllä kirkkaan valkeita alueita. Kyseessä on fakulaksi nimetty magneettikentän aikaansaama ilmiö, jossa pintalämpötila on ympäristöään korkeampi. Fakulat liittyvät usein erikoiskaukoputkilla tai -suodattimilla havaittaviin plage-alueisiin.

Erikoiskaukoputkilla voidaan tehdä havaintoja kromosfäärissä olevista kohteista. Näitä ovat granulaatio, flarepurkaukset, prominenssit (protuberanssit), filamentit ja spigulat. Fakuloiden vastine kromosfäärissä ovat plaget, ja ne näkyvät helposti vedyn alfaviivan aallonpituudella ja H-alfa-suodattimella.

Auringonpimennykset tietyllä havaintopaikalla ovat harvinaista nähtävää, ja ne toistuvat pitkien väliaikojen välein. Täydellisen pimennykset sattuminen tietylle havaintopaikalle on käytännössä lähes mahdotonta ihmiselämän mittaisella ajanjaksolla. Nykyisin helpottunut matkustaminen kuitenkin antaa mahdollisuuden seurata täydellistä auringonpimennystä milloin missäkin päin maapalloa. Jokaisen tulisikin ainakin kerran elämässään matkustaa täydellistä auringonpimennystä havainnoimaan.

Useimmin nähtäviä pimennyksiä ovat osittaiset pimennykset. Niisä vain osa Auringosta peittyy Kuun taakse. Tällaiset pimennykset ovat nähtävissä laajoilla alueilla ja tietyllä paikkakunnalla niitä nähdään keskimäärin muutaman vuoden välein.

Auringonpimennyksen havaitsemisessa tulee noudattaa aivan samoja turvallisuussääntöjä kuin muulloinkin Aurinkoa havaittaessa. Osittaisen vaiheen aikana käytetään aina asianmukaista suodatusta, ja vasta täydellisen vaiheen aikana suodattimen voi (ja pitääkin) irrottaa, jotta havaintoja voisi tehdä koronasta, Auringon uloimmasta osasta. Koronan kirkkaus on sen verran pieni, että sen havaitseminen muulloin kuin täydellisen auringonpimennyksen aikana on mahdotonta.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Katadioptriset kaukoputket

Katadioptrinen kaukoputki on nykyisin yksi yleisimmistä
tähtiharrastajien käyttämistä kaukoputkityypeistä.
Kuva Kari A. Kuure.

Nimitys ”katadioptrinen” saattaa olla monelle tähtiharrastajallekin tuntematon käsite, vaikka hänellä itsellään saattaa olla tähän kaukoputkiryhmään kuuluva laite käytössään. Nimitys merkitsee yksinkertaisesti kaukoputkea, jossa kuvan muodostamiseen käytetään peilejä ja korjaavia linssejä yhdessä. Tunnetuimmat tämän ryhmän kaukoputket ovat Schmidt-Cassegrain-, Maksutov- tai Maksutov-Cassegrain-kaukoputket, mutta muitakin ryhmään kuuluvia kaukoputkia on olemassa.

Katadioptrisuuteen voi törmätä myös kameroiden teleobjektiiveissa, jolloin usein niitä nimitetään peiliteleiksi. Erityisesti suhteellisen pitkän polttovälinsä ja edullisen hintansa vuoksi niitä käytetään luontokuvauksessa. Tähtivalokuvauksessa ne toimivat lyhyehkön kaukoputken tavoin ja ovat rakenteellisen kentäntasoituksen vuoksi jopa sopivampia valokuvaamiseen kuin varsinaiset kaukoputket.

Jos aivan tarkkana oltaisiin, niin jo aikaisemmin käsitelty perusrakenteinen Newton-kaukoputki kuuluisi myös tähän kaukoputkiryhmään, sillä siinäkin käytetään peilin lisäksi apupeiliä kuvan sijoittamiseen kaukoputken ulkopuolelle. Käytännössä perusrakenteista Newton-kaukoputkea ei kuitenkaan pidetä katadioptrisena kaukoputkena, sen sijaan korjauslinssillä varustetut Newton-kaukoputket kuuluvat tähän ryhmään.

Katadioptrisen kaukoputken perusrakenne koostuu pää- ja apupeilistä sekä korjaavasta linssistä. Pää ja apupeilit ovat yleensä pallopeilejä, jotka kuitenkin aiheuttavat koman lisäksi myös voimakkaan palloaberraation. Nämä korjataan korjauslinssillä, jolloin lopputuloksena on yleensä hyvälaatuinen kuva. Tällainen kaukoputki sopii myös valokuvaamiseen, mutta etenkin järjestelmäkameralla kuvattaessa kuvakentän tasoitusoptiikan käyttö on lopputuloksen kanalta välttämätöntä.

Schmidt-Cassegrain-kaukoputket (SC)

SC-kaukoputken toimintakaavio. Kaukoputkeen tuleva valo
kohtaa ensimmäiseksi korjauslinssin, sen jälkeen
pääpeilin ja apupeilin. Kuvan muodostus tapahtuu
pääpeilin takana.

Kaukoputkityyppi on hyvin yleinen tähtiharrastajien keskuudessa, sillä tarjolla on hyvin runsaasti erikokoisia ja vastaavasti hyvin monen hintaluokan laitteita. Loppujen lopuksi hyvin edullinen hankintahinta voi olla usein se ratkaisevin tekijä tämän kaukoputkityypin valintaan, vaikka laitteen optiset ominaisuudet ovat suhteellisen hyvät.

Kaukoputkessa on kolme optisesti toimivaa ja kuvan muodostamiseen osallistuvaa osaa. Pääpeili sijaitsee kaukoputken takaosassa ja korjaavaa, koko aukon käsittävä korjauslinssi on sen etupuolella. Pääpeilin ja korjauslinssin välissä, yleensä korjauslinssin keskelle kiinnitettynä, on apupeili, joka heijastaa pääpeilin kokoaman valon kaukoputken taakse pääpeilin keskellä olevan aukon kautta. Järjestelmä antaa suhteellisen pitkän polttovälin, vaikka kaukoputken fyysinen rakenne on lyhyt ja jämäkkä. Tyypillinen aukkosuhde on f/10.

Schmidt-korjauslinssi on suhteellisen ohut mutta
tehokas palloaberraation poistaja.

Schmidt-Cassegrain-kaukoputken korjauslinssi on linssiksi hieman erikoinen. Linssin keskiosa on hieman positiivinen ja reunaosa on hiottu negatiiviseksi. Linssi on kuitenkin sen verran ohut, että sisäpinnan kaarevuuksia on vaikea havaita.

Vaikka SC-kaukoputken muodostama kuva visuaalihavaitsijalle on erinomainen, valokuvaamisessa pitäisi käyttää kuvan kaarevuuden poistavaa optiikka. Ollakseen tehokas ja toimiva, kuvakentän oikaisulinssit on valmistettava jokaiselle kaukoputkityypille ja koolle erikseen. Tästä syystä on suositeltavaa hankkia vain kaukoputken valmistajan tarjoamia kuvakentän tasoittavaa optiikkaa jonkin verran korkeammasta hankintahinnasta huolimatta. Yleiskäyttöisiä kuvantasoitus optiikoita kyllä on tarjolla, mutta niiden ominaisuuksiin ennen ostopäätöksen tekoa on syytä kiinnittää erityistä huomiota. Vähintäänkin hankinta on tehtävä niin, että kaukoputken polttoväli ja aukko suhde on kentän tasoitulinssin valmistajan ilmoittamissa rajoissa.

Maksutow-Cassegrain-kaukoputket (MC)

MC-kaukoputken toimintaperiaate. Kaukoputkeen tuleva
valo kohtaa meniskus-korjauslinssin, heijastuu
pääpeilistä ja apupeilistä ja kuvan muodostus
tapahtuu pääpeilin takana.

Alkuperäistä Maksutow-kaukoputkea ei käytännössä valmisteta ainakaan kaupallisesti. Myynnissä olevissa malleissa kuva muodostetaan SC-kaukoputkien tapaan pääpeilin taakse. Tästä nimitys Maksutow-Cassegrain, vaikka tätä kaukoputkityyppiä usein kutsutaankin pelkästään maksutowiksi.

MC-kaukoputken kaikki optiset pinnat ovat pallopintoja. Korjaavan optiikan, joka on suhteellisen paksu (meniskus), pinnat myös ovat pallopintoja ja pintojen kaarevuussäde on sama kuin pääpeilin kaarevuussäde. Rakenteellisesti tarvittava apupeili hiotaan lähes aina korjauslinssin sisäpinnalle, jolloin apupeilin kaarevuussäde on kaksinkertaiseksi pääpeilin säteeseen verrattuina.

Meniskus-korjauslinssi aiheuttaa itsekin palloaberraation, mutta se on suuruudeltaan ja suunnaltaan pääpeilin palloaberraatioon nähden vastakkainen. Näin ollen virheet kumoavat toisensa ja kuvan laatu on erinomainen.

Maksutow-peilitele on erinomainen
väline tähtivalokuvauksessa
kuvakentän tasoituksen vuoksi.
Kuva Kari A. Kuure.

MC-kaukoputket ovat SC-kaukoputkia painavampia, joten niitä valmistetaan yleensä pienikokoisina. Yli 152 mm maksutoweja on vain harvalla valmistajalla valikoimissaan ja niiden listahinnat ovat selvästi korkeammat kuin vastaavan kokoisten SC-kaukoputkien. Tyypillinen aukkosuhde on f/10 – f/8 välillä.

MC-kaukoputken muodostama kuva on myös kaareva ja se tarvitsee kuvakentän tasoittajan. Kaikki mitä edellä kerroin SC-kaukoputken tasoittajasta, pätee myös maksutoweihin. Poikkeuksena on jo mainitut maksutow-tyyppiset teleobjektiivit, sillä niissä kuvakentän tasoitus tehdään rakenteellisena osana objektiivissa. Näin ollen nämä laitteet eivät tarvitse erillistä kentän tasoitusta ja soveltuvat tähtivalokuvaamiseen erinomaisesti.

Kuvavirheet

Katadioptristen kaukoputkien kuvavirheet ovat vähäiset. Komaa ei ole yleensä korjattu, mutta se on huomattavasti vähäisempää kuin Newton-kaukoputkissa. Katadioptristen kaukoputkien kuvakenttä on samaa suuruusluokkaa kuin Newton-kaukoputkienkin, jolloin katadioptristen kaukoputkien koma ei ole häiritsevä edes kaikkein laajimmilla kuvakentillä.

Katadioptristen kaukoputkien tarkentaminen tapahtuu pääpeiliä liikuttamalla. Pienissä kaukoputkissa tämä ei ole ongelma, mutta jo 250 mm kaukoputkissa se voi sitä olla. Pääpeilille tulee massaa merkittävästi joten sen liikuttelukoneisto joutuu lujille. Eri valmistajien erilaiset tekniset ratkaisut tuovat mukaan omat ominaisuudet. Usein pääpeilin liikkuminen voi olla ennakoimatonta ja peili liikahtaa odottamatta kaukoputken asennon muuttuessa. Tästä seuraa vähintään terävyysalueen muuttuminen, mikä voi olla erittäin kiusallista valokuvatessa. Niinpä valokuvaajan tulisikin varmistaa kuvan terävyys hyvin usein ja ainakin kohdetta vaihdettaessaan.

Eräät valmistajat varustavat kaukoputkensa lukitusmekanismilla, joka kiinnittää pääpeilin kyseiseen asentoon, eikä päästä sitä liikahtamaan vaikka kaukoputken asento muuttuisi. Käyttäjälle tämä näkyy valokuvatessakin terävämpänä kuvana vaikka tarkennus olisi tehty eri kohteeseen kuin mitä kuvat otetaan.

Pääpeilin asennon muuttuminen tuo pienen ongelman myös kaukoputken jalustan suuntaamiseen. Liikkuvan peilin optinen akseli ei nimittäin ole aina ortogonaalinen, siis 90° kulmassa deklinaatioakseliin nähden, vaan voi poiketa siitä useita kaariminuutteja. Tämä voi merkitä sitä, että kohde, jalustan huolellisesta suuntaamisesta ja etenkin goto-toimintoa käytettäessä, ei olekaan suuntauksen jälkeen kuvan keskellä. Kirkkaissa kohteissa tämä tuskin on mikään ongelma, kaukoputken suuntausta voi aina hieman muuttaa. Sen sijaan himmeitä kohteita kuvattaessa ensimmäisissä kuvissa kohde voi olla sijoittunut kuvakentän laitaan.

Katadioptristen kaukoputkien muodostama kuva on yleensä hyvä tai suorastaan erinomainen. Ongelmaksi saattaa muodostua pienehkö aukkosuhde (noin f/10), kapeahko kuvakenttä ja jonkin verran alentunut kontrasti. Kontrastin heikentyminen johtuu pääpeilin eteen sijoitetusta apupeilistä, jonka koko on vieläpä suhteellisen suuri (noin 30–35 % pääpeilin halkaisijasta). Näin ollen apupeili varjostaa merkittävällä osuudella pääpeiliä ja vähentää sen valonkeräyskykyä, mutta samalla olemassa olollaan kasvattaa kaukoputken difraktiota. Nämä yhdessä johtavat alentuneeseen kontrastiin.

Katadioptristen kaukoputkien kollimointitarve on yleensä suhteellisen vähäinen. Perinteisiä SC-kaukoputkia käyttöönotettaessa pitää tarkistaa kollimointi, mutta usein se on tehtaan jäljiltä erinomainen. Jos kaukoputkea kuljettaa paljon, kollimoinnin tarkistaminen on rutiininomainen toimenpide joka kerta kun kohteeseen tarkennetaan. Jos apupeilin varjo on symmetrinen kohteen muodostaman epäterävän kuvan suhteen, kollimointi on oikea; epäsymmetrisenä se on merkki kollimoinnin tarpeesta. SC-kaukoputken kollimointi tehdään apupeilin asentoa säätämällä.

Maksutow-Cassegrain-tyypisten kaukoputkille ei kollimointia tarvitse tehdä, ja niissä ei edes ole kollimonnin mahdollistavia säätöruuveja. Tässä suhteessa MC-kaukoputken käyttäjä pääsee vähällä työllä ja tämä kaukoputkityyppi onkin tässä suhteessa linssikaukoputkien kanssa samalla lähtöviivalla.

SC- ja MC-kaukoputket ovatkin suositeltavia vaihtoehtoja aloittelevalle tähtiharrastajalle lähinnä niiden helppokäyttöisyytensä ja edullisen hankintahintansa vuoksi. Lisäksi niitä on saatavissa kaikilta kaukoputkien valmistajilta, joilla on valikoimissaan vaihtoehtoja hyvin runsaasti. Kaukoputkien jälkimarkkinat ovat toimivia. Käytetty laite on suositeltava vaihtoehto ensimmäiseksi kaukoputkeksi, kunhan ensin itse toteaa myynnissä olevan laitteen kunnon.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Newton-kaukoputki

Newton-kaukoputki on
syvä taivaan kohteiden
havaitsemiseen soveltuva
kaukoputki.

Vielä pari vuosikymmentä sitten Newton-tyyppinen kaukoputki oli kaikkein yleisin kaukoputkityyppi harrastekäytössä. Sen jälkeen tilanne on muuttunut ja nykyisin on vaikea sanoa sitä, mikä kaukoputkityyppi olisi eniten käytetty. Lisäksi kaikilla kaukoputkityypeillä on omat intohimoiset kannattajansa. Tässä artikkelissa tarkastelen Newton-tyyppistä kaukoputkea.

Rakenteellisesti Newton-tyypinen kaukoputki on hyvin yksinkertainen. Sen kehitti Isaac Newton, jonka voi jo päätellä kaukoputkityypin nimestä. Newtonin kaukoputket olivat pieniä nykyisiin verrattuna ja niiden peilit olivat kiillotettua metalliseosta, joiden heijastuskyky oli paljon huonompi kuin nykyisten kaukoputkien peileillä.

Newtonin tekemän kaukoputken
kopio. Kuva Kari A. Kuure.

Newton-tyyppisessä kaukoputkessa peilejä on kaksi: valoa kokoava pääpeili putken peräosassa ja putken etuosassa oleva tasopeili siirtää muodostuvan kuvan putkirakenteen sivuun, johon kuvan katseluun käytettävä okulaari myös kiinnitetään. (katso kaapiota alla!) Periaatteessa pääpeilin tulisi olla parabolinen, mutta nykyisin kaupalliset valmistajat käyttävät pallopeiliä. Syy tähän on se, että pallopeili on paljon helpompi valmistaa vaadittavalla tarkkuudella sarjatyönä ja poikkeama parabolisen ja pallopintojen välillä on hyvin pieni, kunhan kaukoputken muut rakenteet tehdään tiettyjen rajojen mukaisesti.

Newto-kaukoputkessa on vain kaksi peiliä, joista
kuvan muodostava pääpeili on putken peräosassa.

Parabolinen peili tuo mukanaan muutamia ongelmia, jotka kaukoputken hankintaa suunnittelevan olisi tunnettava. Newton-tyyppisen kaukoputken ominaisuuksiin kuuluu, että tähtien kuvat kuva-alueen reunoilla ovat komavirheen vääristämiä. Toisin sanoen, mitä kauemmaksi kuvakentässä liikutaan pois optiselta akselilla sitä enemmän tähdet alkavat muistuttaa komeetan muotoa. Komavääristymä korostuu kun käytetään pallopeiliä, joka synnyttää myös toisen kuvavirheen, palloaberraation. Palloaberraatio merkitsee sitä, että peilin eri osat muodostavat kuvan eri etäisyydelle ja näin kuva on joko reunoilta tai keskeltä pehmeä, riippuen tarkennuspisteestä.

Ongelma voitaisiin hoitaa pois päiväjärjestyksestä käyttämällä komakorjainlinssiä. Linssi on kuitenkin arvokas, sillä se pitää valmistaa jokaista kaukoputkimallia kohti erikseen. Lisäksi se nostaisi kaukoputken myyntihintaa ja näin pienentäisi markkinoita. Niinpä valmistajat ovat kiertäneet ongelman tekemällä myyntimallistonsa siten, että komavirhe ei tule näkyville kovinkaan voimakkaana. Tämä merkitsee sitä, että kaukoputkien valovoima (aukko) sijoittuu 1/10–1/5 väliin ja kaukoputken kuvakenttää rajoitetaan suhteellisen kapeaksi teknisillä ratkaisuilla.

Newton-kaukoputkien etu, kuten kaikkien muidenkin peilejä käyttävien, on kuvan värivirheettömyys. Kaikki valoaallot riippumatta aallonpituudesta, heijastuvat peilistä aina samalla tavalla, joten värivirheitä ei voi periaatteessa syntyä. Tällöin heikoimmaksi renkaaksi ketjussa muodostuu okulaari, jonka laadulla on suuri merkitys kuvan laadulle.

Aivan viime vuosina markkinoille on tullut Newton-kaukoputkia, joissa putken etuosaan on lisätty samantapainen korjauslinssi kuin Smith-Cassegrain-kaukoputkissa. Ratkaisu on toimiva, mutta samalla kaukoputken myyntihinta on moninkertaistunut.

Komavirhe ei ole ainut Newton-kaukoputken ongelma. Apupeili sijaitsee pääpeilin etupuolella. Sijoituspaikasta johtuen apupeili tukirakenteineen varjostavat pääpeiliä. Tästä seuraa jonkin verran valovoiman menetystä ja kuvan kontrastisuuden vähenemistä. Etenkin jälkimmäinen ominaisuus on ikävä jos havaintokohteena ovat vaikkapa matalakontrastiset planeetat.

Apupeilin tukirakenteet aiheuttavat difraktiopiikkejä kuviin. Tätä on yritetty vähentää valmistamalla tukirakenteista kaarevia. Tällä keinolla kyllä saadaan difraktiopiikit vähenemään ja jopa kokonaan katoamaan, mutta itse difraktio on ja pysyy. Piilotettu difraktio edelleen heikentää kuvan kontrastisuutta, joten ratkaisu ei välttämättä ole kovinkaan hyvä. Jos difraktio on erittäin voimakas (esimerkiksi pienillä Newton-kaukoputkilla) kuva voi olla jopa sumuisen, käytettiinpä kuinka pientä suurennusta ja hyvälaatuisia okulaareja tahansa.

Eq-jalustan täytyy Newton-
kaukoputkea käytettäessä
olla erityisen tukeva.

Kaupallisissa Newton-kaukoputkissa on yleensä varsin kookas okulaarin pidin ja tarkennuslaite. Ne ovat suunniteltu visuaaliseen havainnointiin, siis nimenomaan okulaarin kiinnittämiseen. Tarkennusvara ei yleensä kuitenkaan riitä valokuvaamiseen vaikkapa järjestelmäkameraa käyttäen primääri fokuksesta.  Tämän ongelman voi korjata vaihtamalla tarkennuslaite matalampaan malliin. Tällöin visuaalihavaitsija voi käyttää sopivaa loittorengasta okulaarin pidikkeessä.

Kaikki Newton-kaukoputket ovat rakenteellisesti pitkiä. Niiden pituus on lähellä polttovälin pituutta ja tästä voi aiheutua käsittelyongelma, herkkyyttä pienellekin tuulelle ja monia lisävaatimuksia jalustan, etenkin eq-jalustan rakenteille. Eq-jalusta sopiikin korkeintaan yleensä lyhytpolttovälisille ja pienille Newton-kaukoputkille. Pidempi polttoväliset ja suurikokoiset kaukoputket käyttävät atsimutaalista jalustaa.

Newton-kaukoputkien rakenne on avoin. Tästä seuraa havaitessa ongelmia kuvaa huonontavien putkivirtausten muodossa. Jos kaukoputki varastoidaan huoneen lämpötilassa, lämpötilaero ulkolämpötilaan verrattuna voi olla jopa 40 °C, joka merkitsee voimakkaita putkivirtauksia peilien ja muiden rakenteiden jäähtyessä. Ennen kuin kaukoputkea voi kunnolla käyttää ja kuvan laatu on paras mahdollinen, lämpötilaero pitää olla tasoittunut. Tämä merkitsee sitä, että kaukoputkia on joko varastoitava ulkona suojarakennuksessa tai tuotava ulos jäähtymään parisen tuntia ennen suunniteltuja havaintoja. Kaukoputki ei siis ole kovinkaan nopeasti käyttöönotettavissa.

Eräissä kaukoputkimalleissa on mahdollisuus käyttää koneellista ilmakiertoa jäähdytysvaiheen aikana. Tämä nopeuttaa käyttövalmiuden aikaansaamista, mutta sinällään ei poista sitä. Joihinkin kaukoputkimalleihin jäädytystuulettimet on saatavissa lisävarusteena. Sellaisen voi myös itse tehdä, jos käyttäjällä on taitoa ja halua tehdä sellainen.

Newton-kaukoputken peilejä
joutuu puhdistamaan säännöllisellä
vesipesulla. Kuva Kari A. Kuure

Avoin putkirakenne tuo mukanaan myös toisen ongelman; peilipintojen pölyyntymisen. Varastoinnin aikana kaikki putken aukot pitäisi olla peitettyinä alkuperäisillä suojatulpilla. Näin voidaan vähentää likaantumisen aiheuttamaa ongelmaa, mutta ei poista sitä täysin. Niinpä kaukoputken omistaja joutuukin tekemään peilien puhdistuksen yleensä vähintään kerran vuodessa. Puhdistamista varten molemmat peilit pitää irrottaa tukirakenteistaan ja pestä haalealla saippuavedellä. Kuivaamisen jälkeen ne pitää kiinnittää uudelleen ja kollimoida.

Kollimointi tarkoittaa peilien asennon suuntaamista niin, että pääpeilin optinen akseli heijastuneena apupeilin kautta osuu yksiin okulaarin optisen akselin kanssa. Jos näin ei ole, niin kuvan laatu on sitä huonompi mitä enemmän poikkeamaa on. Kollimoinnin joutuu tekemään vaikka peilejä ei irrottaisikaan esimerkiksi autolla kuljettamisen jälkeen. Riippuen hieman pääpeilin ripustuksesta, poikkeaman määrä voi olla vähäinen, mutta se voi olla myös huomattavan suuri.

Kollimointiin on ajan saatossa kehitetty monia apuvälineitä. Nykyisin sen voi tehdä erikseen hankittavalla laser-kollimaattorilla. Onnesi edullisimmat niistä ei juuri satasta enempää maksa. Laite on lähes välttämätön, sillä kollimoinnin joutuu tekemään silloin tällöin, vaikka kaukoputkea ei pitkiä matkoja kuljettaisikaan.

Avoimesta kaukoputken rakenteesta johtuu myös peilipintojen heijastuskyvyn heikkeneminen ja pielien vaurioituminen etenkin kosteissa olosuhteissa, kuten ulkona säilyttämistä. Tällöin peilipinnat on uudelleen aluminoitava noin viiden vuoden välein. Jos peilipinnoissa on alun perin suojapinnoite, peilit voivat pysyä käyttökelpoisina jopa kymmenen vuotta. Edullisimmissa malleissa pinnoitteita ei kuitenkaan ole, tai ne ovat hyvin ohuet eivätkä suojaa peilipintaa riittävästi.

Kenelle sitten Newton-kaukoputki sopii havaintovälineeksi? Vastaus riippuu hieman siitä keneltä kysyy! Jos kysyy kaukoputkikauppiaalta, niin silloin hän hyvin usein suosittelee (valitettavasti) sitä edullisen hinnan vuoksi jopa aloittelijoille. Kuten edellä esitetystä voi päätellä, kaukoputken käyttäminen vaatii aika paljon tietämystä ja laitteiston ominaisuuksien tuntemista, joten en voi suositella sitä aloittelijoille missään tapauksessa.

Newton-kaukoputken edullinen hinta merkitsee sitä, että suurikokoisenkaan kaukoputken hankintahinta ei vielä karkaa harrastajan niukasta budjetista vaikka pakettiin ottaisi koma-korjaimen lisäksi pari laadukasta okulaaria. Niinpä hankittava kaukoputki voi olla hyvin valovoimainen, sen valonkeräyskyky voi olla suuri jos niitä ominaisuuksia tarvitsee.

Visuaalisesti havaittuna syvä taivaan himmeät kohteet ovat Newton-kaukoputken ominta alaa. Kohteiden näkyminen edellyttää usein kaukoputkelta suurta valonkeräyskykyä, mutta ei suurta suurennusta. Newton-kaukoputki on erinomainen havaintolaite syvä taivaan kohteisiin erikoistuvalla visuualihavaitsijalle, jolla on käytössää havaintopaikka valosaasteettomalla maaseudulla.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Kaukoputken suurennus, kuvan laajuus ja mittakaava

Kaukoputken suurennuksen laskeminen on hyvin helppo tehtävä. Suurennus on okulaarin polttovälin suhde kaukoputken polttoväliin. Näin on siitä riippumatta, minkälainen kaukoputki on kyseessä.

Kaavana kaukoputken suurennus on seuraava

S = F ÷ f

jossa

S on suurennus

F on kaukoputken polttoväli

f on okulaarin polttoväli.

Kaukoputken polttoväli on merkitty laitekilpeen ja okulaarin polttoväli on leimattu okulaarin kylkeen.

Esimerkki: Kaukoputken polttoväliksi on ilmoitettu 1 000 mm ja okulaariksi on valittu polttoväliltään 10 mm. Kuinka suuri suurennus laitteistolla saadaan?

Sijoitetaan kaavaan

S = 1 000 mm ÷ 10 mm = 100

Laskelman tulos on, että suurennus on satakertainen (100×).

 

Kuvakentän laajuus

Havaintoja suunniteltaessa on hyvä jo valmiiksi miettiä kuinka suurena valittu kohde näkyy okulaarissa. Okulaarien valmistajat usein ilmoittavat ainakin myyntiluetteloissaan ja joskus myös okulaarin mukana tulevissa spekseissa kuvakentän halkaisijan. Tavanomainen kuvakenttä on 50–60 astetta laaja.

Kun tunnetaan okulaarin kuvakentän halkaisija, siitä saadaan laskettua kentän laajuus taivaalla. Kaava on yksinkertainen:

K = k ÷ S

jossa

K on kuvakenttä taivaalla
k on okulaarin kuvakenttä
S on suurennus.

Esimerkki: Edellisen esimerkin okulaarin kuvakentän halkaisijaksi valmistaja ilmoittaa 55°. Mikä on kuvakulma taivaalla?

Sijoitetaan yhtälöön

K= 55° ÷ 100 = 0,55°

Toisin sanoen okulaarissa näkyvään kuvaan mahtuisi juuri ja juuri täysikuu kokonaan ja hieman jäisi reunoille vielä tilaa. Täysikuun halkaisija on noin 0,5°. Jos okulaari sattuisi olemaan laajakulmainen (> 60°), kuvakentän laajuus vaikkapa 80°, niin silloin kaukoputkessa näkyvä taivaanosan laajuus olisi 0,8°. Täysikuun ympärille jäisi vielä aika runsaasti tilaa. Suurennus olisi kuitenkin sama kuin edellisellä okulaarilla.

 

Mittakaava ja kuvan koko kamerassa

Kaukoputken polttoväli määrittää myös mittakaavan, kuinka suurena kohde tulee näkymään kuvatasossa (primäärifokus). Mittakaavalle on helppo kaava

M = 206 250” ÷ F

M on mittakaava

F on kaukoputken polttoväli [mm]

Luku 206 250” on yhden radiaanin kulma kaarisekunteina, joten kaava antaa mittakaavan yksikössä ”/mm (kaarisekunti per millimetri).

Esimerkki. Mikä on kaukoputkemme mittakaava?

Sijoitetaan yhtälöön

M = 206 250” ÷ 1 000 mm = 206,25 ”/mm

Mittakaava ei vielä kerro kovinkaan paljon, mutta heti kun tiedämme havaittavan kohteen koon, pystymme laskemaan kuinka suurena se näkyy kameran kuvasensorilla.

Esimerkki. Auringon tai täysikuun koko taivaalla on noin 0,5°. Kuinka suuri kuva saadaan jos kuvaamme järjestelmäkameralla kaukoputken primäärifokuksesta?

Kuvan koko = 1800” ÷ 206,25 ”/mm = 8,72 mm

Todellisuudessa molemmat kohteet näkyvät aavistuksen verran suurempina etäisyyden ollessa lyhyimmillään, joten voimme hyvällä syyllä hieman pyöristää laskennan tulosta ylöspäin. Aurinko ja Kuu muodostavat kuvan, jonka halkaisija on noin 9 mm. Tämä tarkoittaa sitä, että kun kaukoputken polttoväli on 1000 mm, järjestelmäkameran pienellä kennolla jää runsaasti tilaa kuvan reunoille. Voit käyttää 1,5× Barlow-linssiä suurentamaan kuvaa, jolloin kuvan laajuus olisi 13,5 mm ja se mahtuisi tiukasti kuva-alalle.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Kaukoputken erotuskyky

Tyypillinen harrastajien käyttämä kaukoputki
halaksijaltaan noin 5 tuumaa.
Kuva Kari A. Kuure.

Maallikoilla on usein se käsitys, että kaukoputken suurennus pitäisi olla mahdollisimman suuri. Edelleen, mitä suurempi suurennus sitä suurempi erotuskyky. Mikään ei voisi olla kauempana totuudesta. Kaukoputken suurennus valitaan sen mukaan, mikä tehtävä kaukoputkella on ja mitkä ovat olosuhteet, missä katsellaan tähtitaivaan kohteita.

Tarkastellaan laitteesta itsestään johtuvaa erotuskykyä. Kaukoputken teoreettisesti suurimman erotuskyvyn määrittää kaukoputken objektiivin tai pääpeilin koko. Koko määrittää difraktion, joka asettaa viimekädessä rajan kaukoputken erotuskyvylle. Rayleigh’n määrittelemä erotuskyky perustuu juuri difraktioon, ja on kaavana

Q = 206250 × 1,22 × l  ÷ D

 jossa

Q on erotuskyky kaarisekunteina l on aallonpituus (550 nm, keltainen, joka on silmän herkin aallonpituusalue) D on objektiivin tai pääpeilin halkaisija.

Näkyvän valon aallonpituutena voidaan hyvin käyttää arvoa 550 nm, sillä tulos on suuntaa antava.

Esimerkki: Kaukoputken pääpeilin halkaisija on 15 cm, mikä on putken Rayleigh’n erotuskyky. Sijoittamalla yhtälöön saadaan
Q = 206250 × 1,22 × 550 × 10^-9m ÷ 0,15 m = 0,922 kaarisekuntia.

Silmän erotuskyky

Silmän pupillin koko vaihtelee välillä 7–1,5 mm. Voimme laskea Rayleigh’n erotuskyvyn myös silmälle. Sijoittamalla yhtälöön silmän pupillin arvon 5 mm, erotuskyvyksi saadaan noin 28 kaarisekuntia. Näin tarkkaa näkökykyä ei ole kenelläkään, joten turvaudumme kokemusperäiseen tietoon silmän erotuskyvystä.

Kirjallisuudessa esitetään, että ihmissilmän erotuskyky olisi noin yhden kaariminuutin luokkaa. Itse olen pystynyt näkemään Auringosta paljain silmin näkyvän pilkun, jonka koko oli noin 40 kaarisekuntia. Tavallisessa havainnoinnissa kontrastierot eivät ole aivan yhtä suuria kuin auringonpilkuissa, joten voimme aivan hyvin käyttää silmän erotuskykynä yhtä kaari minuuttia (60 kaarisekuntia).

Ilmakehän vaikutus

Todelliseen erotuskykyyn vaikuttaa vielä kolmaskin tekijä: ilmakehä. Ilmakehä on aina hieman turbulenttinen, siinä on tiheydeltään ja lämpötilaltaan toisistaan poikkeavia kerroksia ja kerrosten liikesuunnassa ja nopeudessa on eroja.  Kerrostumien väliset erot muuttavat valon kulkureittiä ja huonontavat kuvan laatua. Tästä syystä ilmakehän läpi tuleva kuva ei ole äärettömän tarkka, vaan suurin mahdollinen erotuskyky on noin yhden kaarisekunnin luokkaa, silloin kun havaintoja tehdään zeniitin lähellä olevaa kohteesta.

Yhteenvetona voidaan päätellä, että jos kaukoputken optiikan halkaisija on vähintään 12 cm ja käytetään 60× suurennusta, parhaimmaksi erotuskyvyksi tulee 1 kaarisekunti. Ketju siis tässäkin tapauksessa on juuri niin heikko kuin sen heikoin lenkki.

Todellisuudessa havaintokeli ei ole ideaalinen juuri koskaan, ja kohteet eivät ole keskitaivaalla. Tästä voimme päätellä, että käytännössä aina todellinen erotuskyky on heikompi kuin teoreettinen.

Suurin suurennus

Suurin käyttökelpoinen suurennus kaukoputkelle saadaan silmän ja kaukoputken erotuskyvyn suhteesta. Jos silmän erotuskyky on 1 kaari minuutti, silloin suurimmaksi suurennukseksi saadaan noin D/ 2 mm. Toisin sanoen: suurin suurennus, jota kaukoputkessa on hyödyllistä käyttää, on 2 × D, jos D ilmoitetaan millimetreinä.  Jos kaukoputken optiikan halkaisija on 100 mm, niin silloin suurin suurennus on 2 × 100 = 200×. Useinkaan havaintokeli ei mahdollista tätä ja käytännössä suurin hyödyllinen suurennus on noin neljänneksen pienempi.

Ylisuuri suurennus

Joskus ylisuuresta suurennuksesta on hyötyä, jos käyttäjä valitsee sen tarkoituksellisesti. Ylisuurilla suurennoksilla kuva tulee pehmeäksi ja samalla himmenee. Himmeneminen voi olla ratkaisu, jos havaitaan kirkkaita planeettoja. Tällöin normaalisuurennuksilla planeetan kuva silmän verkkokalvolla saturoituu ilman, että syntyy häikäisyä. Saturoitumisen seurauksena kohde näyttää vain valkoiselta läikältä eikä pinnan yksityiskohdat tule havaittavaksi. Käyttämällä ylisuurta suurennusta kuva himmenee, saturaatiota ei tapahdu ja pinnan yksityiskohdat tulevat näkyviksi.

Toisessakin tapauksessa ylisuuresta suurennoksesta voi olla hyötyä. Jos havaittavan kohteen ja taustataivaan kirkkausero on hyvin pieni, silloin suuremmalla suurennoksella taustataivaan kirkkaus himmenee, silmän pupilli laajenee ja himmeä kohde saattaa tulla näkyviin. Suurin hyöty tästä saavutetaan hämärässä tai valosaasteisilla alueilla.

 

Kiikarin erotuskyky

Kiikarin erotuskyky tulee käytettävillä suurennuksilla harvoin vastaan. Teoreettisesti tarkasteltuna, kiikari on kaksi rinnakkaista kaukoputkea, joiden kuvat integroidaan yhdeksi. Tämä integrointi tapahtuu meidän aivoissamme, joten teoriassa kiikareiden erotuskyky vastaisi yhden suuremman kaukoputken erotuskykyä. Kiikarin teoreettinen erotuskyky voitaisiin laskea edellä esitetyillä kaavoilla, jos D arvoksi otetaan kiikarin objektiivien äärireunojen välinen etäisyys.

Esimerkiksi 20×80 kiikarin objektiivien äärireunat ovat 21 cm etäisyydellä, jolloin teoreettinen erotuskyky olisi 0,66 kaarisekuntia. Kuten edellä kävi ilmi, ilmakehän sallima suurin erotuskyky on noin 1 kaarisekunti, joten aivan kaikkea kiikarin käyttäjä erotuskyvystä ei saa hyödynnettyä. Esimerkkimme osittaa hienosti kuinka kahden tai useamman kaukoputken yhteiskäyttö interferometrinä kasvattaa erotuskykyä merkittävästi. Kiikarissa yhden 80 mm objektiivin erotuskyky on vain 1,7 kaarisekuntia, joten teoreettinen erotuskyky kaksinkertaistui.

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.