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: 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.