Supernova räjähtää Linnunradassa seuraavan 50 vuoden kuluessa

Lunnunradan keskustan alue
peittyy tummiin pölypilviin.
Jousimiehen tähdistön kirkkaimmat
tähdet on merkitty.
Kuva Wikimedia Commons.

Tutkijoita on hieman ihmetyttänyt tieto siitä, että viimeisin Linnunradassa nähty supernova näkyi vuonna 1604^[1]. Kaiken kaikkiaan Linnunradassa nähtyjä supernovia tunnetaan vain viisi. Luku on merkittävän pieni, sillä havainnot muista galakseista osoittavat, että Linnunradan kokoisessa galaksissa paljain silmin näkyviä supernovia pitäisi esiintyä keskimäärin kerran tai pari vuosisadassa.

Luultavasti laskelmien ja todellisuuden välinen suuri ero johtuu sijainnistamme Linnunradan kierteishaarassa. Kierteishaaroissa on tyypillisesti suuria määriä pölyä ja kaasua, jotka rajoittavat näkösäteemme ulottuvuutta huomattavasti etenkin Linnunradan keskustan suuntaan. Lisäksi keskusta-alueen taakse jää näkymättömiin merkittävä osa Linnunradasta. Kylmät pöly- ja kaasupilvet estävät näkyvän valon läpäisyn täydellisesti galaksimme keskustasta ja sen takaisilta alueilta ja tämä selittäisi ”puuttuvat” supernovat.

Ohio State yliopiston tutkijat^[2] ovat päätyneet laskelmissaan tulokseen, että Linnunradassa tulee esiintymään 100 % varmuudella supernova seuraavien 50 vuoden kuluessa. Supernova olisi sellainen, josta voitaisiin tehdä havaintoja lähinnä infrapunaisella aallonpituusalueella. Sen sijaan paljain silmin näkyvällä aallonpituuksilla näkyvän supernovan mahdollisuudet ovat jo merkittävästi vähäisemmät, laskelmat antavat todennäköisyyksiä 20–50 % tai jopa merkittävästi tätä arviota vähäisempiä todennäköisyyksiä.

Linnunradassa esiintyvä supernova antaa tutkijoille erinomaisen mahdollisuuden tehdä erittäin tarkkoja havaintoja tästä vielä niin huonosti tunnetusta ilmiöstä. Näemme supernovia satakunta kertaa vuodessa, mutta ne esiintyvät niin kaukaisissa galakseissa, että havainnot niistä eivät ole kovinkaan tarkkoja ja nekin rajoittuvat itse tapahtuman jälkeiseen aikaan laajenevaan jäännöspilveen. Yleensä ensimmäiset havainnot supernovasta on mahdollista tehdä vasta vuorokauden tai parin kuluttua itse räjähdyksestä ja se on liian myöhäistä itse ilmiön ymmärtämiseksi.

Linnunradassa räjähtävä supernova olisi aivan toista maata. Käytettävissämme on joitakin keinoja joilla supernovaa voidaan seurata lähes reaaliaikaisesti tähden ytimen luhistumista alkaen. Toki pieni viive aina jää mutta tällaisessa tapauksessa se olisi enintään tunteja. Tämä keino on havaita ytimen luhistumisessa syntynyttä neutriinovuota. Tämä tapahtuu neutriino-observatorioissa kuten Super-Kamiokande (Super-K) Japanissa. Toinen, vielä kehittelyasteella oleva menetelmä on havaita gravitaatioaaltoja. Neutriinot ja gravitaatioaallot ovat ensimmäisiä merkkejä tähden luhistavasta ytimestä ja se tapahtuu tunteja ennen kuin ensimmäiset merkit supernovasta näkyvät tähden pinnalla.

Super-K havaintokammion
seinät on verhoiltu valo-
vahvistin-ilmaisimilla.
Kuva Wikimedia Commons.

Super-K-observatorio on suurikokoinen Cherenkovin säteilyä havaitseva laitteisto ^[4]. Sen rakentaminen aloitettiin vuonna 1991 ja ensimmäiset havainnot tehtiin 1.4.1996. Se on 30 instituutin ja tutkimuslaitoksen rahoittama tutkimusprojekti.

Observatorio itsessään kostuu ruostumattomasta teräksestä valmistetusta säiliöstä, jossa on 50 000 tonnia erittäin puhdasta vettä. Säiliön seinämille on kiinnitetty 13 000 valovahvistin-ilmaisinyksikköä, jotka havaitsevat pienimmätkin valonvälähdykset säiliössä. Valon välähdykset syntyvät neutriinojen tunkeutuessa noin 1 km syvyydessä olevaan maanalaiseen säiliöön. Vedessä neutriinojen neutriinot (jotkut niistä) törmäävät vesimolekyyleihin, jolloin ne luovuttavat osan energiastaan. Vapautunut energia näkyy valona.

Neutriinojen havaitsemista Super-K:n vesisäiliössä voidaan tehostaa lisäämällä veteen gadoliumia^[3]. Aineen vaikutusta on testattu toiseen kaivokseen rakennetulla, mittakaavaltaan pienemmällä (200 tonnia) EGADS-vesisäiliöllä, johon gadoliniumia oli lisätty. Gadoliniumin ominaisuus on niiden vesimolekyyliä suurempi vuorovaikutus neutriinojen kanssa. Aine imaisee neutriinojen energian ja säteilee sen ulos sekunnin murto-osaa myöhemmin. Uudelleen säteily tapahtuu aavistuksen verran myöhemmin kuin mitä vesimolekyyleistä emittoituva säteily. Näin ollen se on tunnistettavissa ja myös säteilyn tulosuunta on määritettävissä muutaman asteen tarkkuudella. Päätös Super-K:hon lisättävästä gadoliniumista tehtäneen vuonna 2016.

Neutriino-ilmaisimilla voidaan siis määrittää supernovan suunta muutaman asteen tarkkuudella tunteja ennen kuin taivaalla olisi mitään nähtävää. Tämä antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden suunnata infrapunailmaisimet, kaukoputket ja kuvantavat laitteet kohdealueelle ja näin mahdollistaa ensihavaintojen tekemisen aivan alusta lähtien supernovan kirkastuessa. Vaikka Linnunradan keskustan alueen pölypilvet imevät myös infrapunaista säteilyä, noin 5 % läpäisee sen. Määrä on riittävä havaintojen tekemiseen.

Paljain silmin näkyvän supernovan näkemismahdollisuudet ovat siis suhteellisen pienet. Lisäksi eteläisellä pallonpuoliskolla on paremmat mahdollisuudet kuin pohjoisella pallonpuoliskolla asustavilla. Tämä johtuu siitä, että suurin osa Linnunradasta on näkyvissä etelästä ja esimerkiksi Suomessa Linnunradan keskustan alue ei nouse horisontin yläpuolelle lainkaan. Etelä-Euroopassa ollaan jo tämän suhteen selvästi paremmin sijoittuneita.

Huomautukset

[1] Vuoden 1604 supernova ilmestyi näkyville 9.10.1604 Käärmeenkantajassa ja yksi aikalaisista havaitsijoista oli kuuluisa astronomi Johannes Kepler. Supernovaa kutsutaan Keplerin supernovaksi vaikka hän ei sitä ensimmäisen havainnutkaan. Kepler teki ensimmäisen havaintonsa supernovasta 17.10.1604.

[2] Christopher Kochanek, John Beacom ja Scott Adams työryhmänsä kanssa.

[3] Gadolinium (Gd) on latanideihin (harvinaiset maametallit) kuuluva alkuaine. Se on pehmeä ja hopeanhohtoinen metalli, jota on maankuoressa suhteellisen paljon.

[4] Super-K voi havaita kaukaisesta avaruudesta tulevia, Auringosta peräisin olevia ja ydinvoimaloista ja hiukkaskiihdyttimistä tulevia neutriinoja. Super-K:n avulla pystyttiin osoittamaan vuonna 2001 Auringosta tulevien neutriinojen oskillointi eri neutriinotyyppien välillä ja se, että neutriinoilla täytyi olla massa, vaikkakin hyvin vähäinen.

Laserlinkki Kuun kiertoradalle

Havainnekuva LADEE-luotaimen
laserlinkistä maapallole.
Kuva NASA/ESA.

Euroopan avaruusjärjestö (ESA) on onnistunut luomaan lasersäteeseen perustuvan yhteyslinkin Kuun kiertoradalla olevaan Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer eli LADEE-luotaimeen. Infrapunalaserin avulla on mahdollista saavuttaa jopa 40 Mb/s tiedonsiirtonopeus.

LADEE-luotain laukaistiin kohti Kuuta 7 syyskuuta ja Kuun kiertoradan se saavutti lokakuussa. Luotaimessa on sen varsinaisen tehtävän tarvitsemat instrumentit, mutta niiden lisäksi lasersäteeseen perustuva kommunikointilaitteisto. Lähetys ja vastaanotto maanpinnalla tapahtuvat Teneriffalla olevalla optiselta maa-asemalta.

LADEE-luotaimen laserlinkki saatiin toimimaan ensimmäisen kerran Nasan Uudessa Meksikossa olevalle White Sandin maa-asemalle 18 lokakuuta ja Teneriffalle seuraavana päivänä.

Linkin luomisessa hyvin suuri vaikeus on tarvittavan suuntaustarkkuuden vaatimuksessa. Nyt onnistuneiden kokeiden aikana koettiin joitakin teknisiä ongelmia, mutta ESAssa työskentelevän Klaus-Juergen Schulz’in mukaan ne ovat tässä vaiheessa aivan odotettavissa oleva asia.

Laserlinkin testaus jatkuu lähiviikkoina, jonka aikana pyritään saavuttamaan mahdollisimman luotettavan yhteyden luominen ja mahdollisimman suuri tiedonsiirtonopeus. Tiedonsiirtonopeuden kasvattaminen on välttämätöntä, sillä luotainten instrumentit pystyisivät tuottamaan paljon enemmän mittausdataa kuin mitä sitä pystytään välittämään maanpinnalle perinteisiä radiokanavia käyttäen.

 

Mistä avaruus alkaa?

Ilmakehän kerrokset.

Kuva public domain.

Tähtitornilla usein esitetty kysymys liittyy avaruuden käsitteeseen. Kysyjät haluavat tietää kuinka korkealle pitäisi mennä ollakseen avaruudessa? Vaikka kysymys on yleinen ja hyvin helppo, vastaus siihen ei sitä kuitenkaan ole.

Vaikeus liittyy lähinnä siihen, että on olemassa erilaisia käsityksiä siitä, mitä itse avaruus on. Ehkä yleisimpänä avaruuden rajana pidetään helposti muistettavaa 100 km korkeutta. Vaikka tämä raja on sopivasti pyöreä luku, mikään ilmakehän fysiikkaan liittyvä muutos- tai siirtymäkerros ei sijaitse juuri tällä korkeudella. Sen sijaan aivan sen lähistöllä on useampiakin kerroksia, joita voisi pitää avaruuden alarajana.

Jotta asia muuttuisi hieman ymmärrettäväksi, tarkastellaan ilmakehän rakennetta. Alimpana ilmakehässä on troposfääri, joka ulottuu 10–17 km korkeuteen riippuen maantieteellisestä leveydestä ja vuodenajasta. Tässä ilmakerroksessa ilmanpaine vähenee 1030 hPa^[1] noin 300 hPa:iin. Lämpötila on kylmimmillään noin –60 °C. Tässä ilmakerroksessa tapahtuvat lähes kaikki sääilmiöt.

Troposfäärin yläpuolella oleva vaihtumiskerros on nimeltään tropopaussi ja se erottaa stratosfääriksi kutsutun kerroksen troposfääristä. Stratosfääri ulottuu 50 km korkeuteen. Lämpötila kohoaa ylöspäin mentäessä ja on stratopaussissa suunnilleen sama kuin maanpinnalla. Startosfäärissä ilmakehän otsonipitoisuudet ovat suurimmillaan ja ilmapaine on 300 hPa ja 0,05 hPa välillä.

Stratopaussin yläpuolella sijaitsee mesosfääri ja se ulottuu aina 85 km korkeuteen. Kerroksen lämpötila on koko ilmakehän kylmin, sillä kesällä sen lämpötila voi laskea liki –100 °C lämpötilaan, talvella lämpötila on muutaman kymmenen astetta korkeampi. Hieman mesopaussin alapuolella esiintyy kesäisin hohtavia yöpilviä.

Mesosfäärin yläpuolella on termosfääri. Se ulottuu noin 600 km korkeuteen ja ilmanpaineesta ei enää voi puhua. Kerroksessa on kuitenkin jonkin verran kaasumolekyylejä ja atomeja, jotka hidastavat mm. Maata kiertävien satelliittien liikettä. Useimmat revontulet esiintyvät tässä ilmakerroksessa. Useimpien Maata kiertävien satelliittien radat sijaitsevat tässä kerroksessa. Alle 120 km korkeudella ilman satelliittien liikettä vastustava voima kasvaa sen verran suureksi, että niiden radat ilman lisävauhditusta veisivät ne muutaman kierroksen jälkeen syvempään ilmakehään, jossa ne tuhoutuvat.

Ilmakehä ei kuitenkaan ole vielä päättynyt, vaan termosfäärin yläpuolella on eksosfääri, jonka ylärajaa ei pystytä määrittämään kovinkaan tarkasti. Varmaa kuitenkin on, että se ulottuu yli 1000 km korkeuteen. Kaasumolekyylit ja atomit ovat eksofäärissä sen verran harvassa, että ne eivät juuri törmäile toisiinsa.

Mesosfäärin ja ionosfäärin alueilla on myös ionisoituneita ilmakerroksia, joita esimerkiksi lyhytaaltoradioliikenne käyttää hyväksi. Kerroksia on ainakin neljä ja niiden tiheys ja korkeus vaihtelevat vuorokauden ajan mukaan. Radioaallot heijastuvat ionisoituneesta kaasusta (plasmaa) ja näin ne toimivat heijastimina mahdollistaen kaukoyhteydet jopa maapallon ympäri.

Meteori-ilmiöt esiintyvät alle 120 km korkeudella. Ilmakehään syöksyvän kappale kompressoi edellään olevaa  ilmaa ja sen kuumennettuaan riittävästi se säteilee voimakkaasti valoa. Samalla kappaleen pinta voi kuumeta sulamispisteeseen ja höyrystyä. Tapahtuma on kuitenkin sen verran äkillinen, että lämmön siirtymistä syvemmälle kappaleeseen ei ehdi tapahtua.

Meteoreja nähdään suunnilleen 40 km korkeuteen asti. Tällä korkeudella ilmakehän tiheys on kasvanut sen verran suureksi, että avaruudesta tuleva kivinen kappale pirstoutuu pienemmiksi kappaleiksi, jotka puolestaan päätyvät maanpinnalle vapaan putoamisliikkeen nopeudella, siis noin 60 – 70 m/s.

Edellä esitetyn perusteella avaruuden alarajana voitaisiin pitää noin 120 km korkeutta. Toinen vaihtoehto olisi noin 85 km korkeudella oleva mesopaussi. Käytäntöä on paha mennä muuttelemaan, sillä 100 km korkeuden ylittäneitä henkilöitä läntisessä maailmassa kutsutaan astronauteiksi ja rajan alapuolelle jääneitä lentäjiä aeronauteiksi. Avaruus siis alkaa paitsi A-kirjaimella niin myös 100 km korkeudella.

Huomatukset

[1] hehtopascal, hPa ilmanpaineen yksikkö, joka on 100 Pa (pascalia). Se vastaa 1 millibaaria (mbar) ja normaali ilmanpaine on 1030 mbar, ja 1 Pa = 1 N/ m² sekä 1 newton (N) on 1 kgms^–2.

Harrastajan tähtitaivas: auringonpimennys 3. marraskuuta

Auringonpimennys 3. marraskuuta.
Piirros esittää piemnnystä
Kap Verden horisontin mukaisena.
Kuva Kari A. Kuure

Tämän vuoden viimeinen auringonpimennys nähdään marraskuun 3. päivänä. Se on tyypiltään hybridi^[1], eli osa täydellisyysvyöhykkeellä näkyvästä pimennyksestä on rengasmainen ja osa täydellinen. Valitettavasti täydellinen pimennys on näkyvissä suurimmaksi osaksi Atlantilla ja vain pimennyksen loppuosa on nähtävissä kuivalta maalta. Suomesta pimennystä ei voi nähdä.

Pimennys alkaa kello 10.04 UT Karibianmerellä auringonnoustussa. Kuun täysvarjo kulkee kohti kaakkoa ja syvin pimennys tapahtuu Liberian lounaispuolella kello 12.47.35 UT. Tämän jälkeen varjon reitti lähestyy päiväntasaajaa ja rantautuu Afrikkaan Cabonin rannikolla. Siitä se jatkaa Kongoon ja Kongon demokraattisen tasavaltaan, Ugandaan, Keniaan ja Etiopiaan, jonka Somalian vastaisella rajalla pimennys päättyy kello 15.28.21 UT.

Etelä-Euroopan alueella pimennys näkyy osittaisena, joskin Auringon kiekon peittyminen jää parhaimmillaankin alle 20 %:n Ollen esimerkiksi Etelä-Italiassa ja Sisiliassa 0–10 % ja Turkin etelärannikolla hieman enemmän. Kanarian saarilla (kello 12.15 UT^[2]) ja Madeiralla (kello 11.45 UT) peittyminen on noin 40 %.

Aurinkoa ei saa katsoa suojaamattomin silmin. Jos matkustat ulkomaille katsomaan auringonpimennystä, ota jo Suomesta mukaan sopivat suojavälineet kuten auringonpimennyslasit (saatavissa Ursasta) ja (kamera)optiikkaa varten AstroSolar-kalvosta valmistettu aurinkosuodin. Suojaamattomat silmät vaurioituvat ja saattavat jopa sokeutua voimakkaan auringonvalon vaikutuksesta. Vauriot ovat pysyviä!

Huomautukset

[1] Useita erilaisia peittymisasteita läpikäyvä pimennys johtuu Kuun etäisyyden erilaisuudesta eri pimennysten aikoina. Silloin kun Kuu on lähimpänä maapalloa, Aurinko voi peittyä jopa yli 7 minuutiksi Kuun taakse. Kuun etäisyyden ollessa suurempi, peittymisen kesto lyhenee ja kun Kuun on ratansa kaukaisimmassa pisteessä, se ei pysty peittämään Aurinkoa kokonaan, vaan siitä jää näkyviin ohut kaista reunasta. Tällöin pimennystä kutsutaan rengasmaiseksi.

Sopivalla etäisyydellä Kuun täysvarjo yltää juuri ja juuri maanpinnalle. Tällöin kuitenkin osa pimennyksestä on yleensä rengasmainen. Rengasmaisuus voi olla joko pimennyksen alussa tai lopussa, mutta myös kuten nyt, pimennyksen alkaessa ja päättyessä.

[2] UT lyhenne tarkoittaa Universal Time, jota käytetään tähtitieteessä. Ero UT ja UTC (vuodesta 1972) ajan välillä on noin 37 sekuntia. Toisin sanoen, edellä ilmoitettuihin UT aikoihin täytyy lisätä noin 37 sekuntia UTC ajan laskemiseksi ja siihen edelleen lasketaan aikavyöhykekorjaus paikallisaikaan päästäksemme.

UT ajassa ei ole otettu huomioon erilaisista kalenteriaikaan vaikuttavia epätarkkuustekijöistä johtuvia korjauksia Vuonna 1972 otettiin käyttöön atomikellojen mittaama UTC-aika (Coordinated Iniversal Time). Se korvasi siihen asti käytetyn Greenwichin observatorion keskiaurinkoajan GMT (General Mean Time) tai UT1. Ero näiden kahden ajan välillä ei kuitenkaan ole suuri.  Suomessa paikallinen vyöhykeaika on kaksi tuntia enemmän kuin UTC.

UT1 ja UTC aikojen välinen ero pidetään aina pienempänä kuin 0,9 sekuntia. Jos ero pyrkii kasvamaan suuremmaksi, UTC aikaan lisätään ns. karkaussekunti. Lisäykset tehdään tarvittaessa kesäkuun tai joulukuun lopussa vuorokauden viimeiseen minuuttiin lisäämällä tai poistamalla yksi sekunti.

Suurin syy aikaeron syntyyn on maapallon pyörimisen hidastuminen. Keskimäärin hidastuminen on  noin 1,72 ms vuorokaudessa sadan vuoden aikana. Hidastuminen ei kuitenkaan ole tasaista, vaan siihen vaikuttaa mm vuodenaikojen vaihteluun liittyvät (vesi)massan siirtymiset. Myös maanjäristykset siirtävät maamassoja, joilla on oma vaikutuksensa maapallon pyörimiseen.

Harrastajan kaukoputki: Kollimointi osa 1

Linssikaukoputkia ja maksutoveja lukuun ottamatta kaikkia kaukoputkia joutuu joskus kollimoimaan. Kollimoinnin tarkoituksena on saattaa optisten osien optiset akselit samalle suoralle. Jos kaukoputki on huonosti kollimoitu, kuvan laatu on huono, kuva näyttää epäterävältä ja kontrasti on huono. Toisin sanoen, kaukoputki on kesäterässä.

Tavallisin kollimointi on Newton-tyyppisessä peilikaukoputkessa. Sitä joudutaan tekemään niin usein, että se on normaali käyttötoimenpide. Katadioptrisissa kaukoputkissa kollimointiin joudutaan ehkä kerran vuodessa, riippuen kuitenkin siitä, kuinka paljon kaukoputkea kuljetetaan. Tähtitornissa kaukoputki pysyy hyvässä kollimaatiossa vuosikausia.

Kaikissa kollimoitavissa kaukoputkissa on kolme säätöruuvia, joilla kollimointi tehdään. Newton-tyyppisissä kaukoputkissa ne ovat pääpeilin tukirakenteissa ja SC-kaukoputkissa ne ovat apupeilin tukijärjestelmässä. Molemmissa voi olla myös lukitusruuvit ja silloin niistä on maininta kaukoputken manuaalissa.

Yksinkertainen menetelmä

Kollimoinnin tarve selviää yksinkertaisella testillä. Suuntaa kaukoputki vaikkapa Pohjantähteen ja kiinnitä kaukoputkeen okulaari, jolla saat kaukoputken suuriman käyttökelpoisen suurennuksen. Tätä on käsitelty aikaisemmissa tämän sarjan artikkeleissa.  Kun tähti on kuvakentässä, käännä tarkennus epäterävään asentoon, mielellään sisään ja ulos vuoron perään. Tähden kuvan ympärillä olevat difraktiorenkaat näkyvät epäkeskeisinä, kts. kuva B, jos kollimoinnin tarve on ilmeinen.  Kaikessa korjaamisessa pätevä sääntö on, älä korjaa toimivaa laitetta! Jos difraktiorenkaat ovat keskeisiä, kts. kuva A, kollimointi on kohdallaan ja säätöjä ei tarvita.

Tämän jälkeen kaukoputkea suuntaamalla etsi kuvakentästä sellainen kohta, jossa tähden difraktiorenkaat ovat symmetrisiä kts. kuva C. Jos kollimointi ei ole kovin pahasti pielessä, sellainen kohta löytyy jostakin kuvakentän reunan läheisyydestä. Tämän jälkeen siirrä (kaukoputken suuntaukseen koskematta) kollimointiruuveista tähden kuva kuvakentän keskelle. Paikan arvioinnissa auttaa jos käytettävissäsi on ristikko-okulaari. Tarvittaessa toista säätö vielä suuremmalla suurennuksella, jonka jälkeen kaukoputki onkin jo käyttövalmis ja kollimointi kohdallaan.

Kollimointiin on kehitetty monenlaisia apuvälineitä, mutta yksinkertaisen ja suhteelliseen hyvään lopputuloksen voi saavuttaa aivan ilman välineitäkin. Tällöin kuitenkin joudutaan työskentelemään pimeässä ja mahdollisesti pakkasessa, joka ei aina ole niin erityisen mukavaa. Myös kaverin mukana olo helpottaa säätöjen tekemistä, sillä hän voi keskittyä pelkästään ruuvimeisselin käyttämiseen.

Tilannetta voi helpottaa jos rakentaa pienestä valonlähteestä ja alumiinifoliosta keinotähden. Yksinkertaisesti se tapahtuu siten, että parsinneulalla painetaan pieni reikä folioon ja sillä peitetään valonlähde ja ainoa valo tulee ulos neulanreiästä. Parinkymmenen metrin etäisyydeltä keinotähti näyttää kaukoputkessa aivan luonnolliselta tähdeltä. Sen lisäksi, että keinotähden avulla voidaan työskennellä myös päivällä, kaukoputki saadaan säätöjen kannalta helpompaan asentoon.

Ainakin ensimmäistä kertaa kollimointia tehtäessä olisi syytä merkitä muistiin mitä ruuvia tuli käännettyä ja mihin suuntaan. Ruuvien kääntäminen pitäisi pitää mahdollisimman pieninä, tavallisesti 1/8 kierrosta kerrallaan. Jos kollimointi on lähellä oikeaa, ruuvien kääntö tulisi tehdä vieläkin pienemmillä askelilla (1/16 tai 1/32 kierroksesta).  

Loputon ”hiominen” ei kollimoinnissa tuota sellaista tulosta, joka olisi hyödyllinen. Tavallisesti ongelmana voi olla hieman liian väljät tai liitoksistaan taipuvat sovitteet, loittorenkaat tai tarkennuslaitteet, jolloin tarkallakin kollimoinnilla saavutettu erinomainen kuvan laatu heikkenee heti kun kaukoputkea kääntää seuraavaan kohteeseen. Jos tällaisia laitteita on käytössäsi, suosittelen niiden päivittämistä uusiin ja parempilaatuisiin.