Tähtikaukoputki

Tähtikaukoputki on kaukoputki, joka on ensisijaisesti suunniteltu taivaankappaleiden tarkkailuun näkyvän valon aallonpituuksilla. Tähtikaukoputkella voidaan tarkkailla esimerkiksi Kuun pinnanmuotoja, Aurinkoa, tähtijoukkoja, galakseja, aurinkokunnan planeettoja, asteroideja jne. Tähtikaukoputki voi olla joko tieteellistä tutkimusta tai harrastuskäyttöä varten tehty. Tieteellisissä kaukoputkissa on yleensä kiinni jonkinlainen havaintolaite, esimerkiksi fotometri, CCD-kenno tai spektrometri. Harrastusputkissa on yleensä okulaari, jonka läpi kohteita katsotaan silmin ja sovite, johon kameran saa kiinni.

Kaukoputken ominaisuudet

Valovoima

Tähtikaukoputken tärkein ominaisuus on sen valovoima. Kaukoputken objektiivilla tarkoitetaan sen valoa keräävää elementtiä, linssikaukoputkissa linssiä ja peilikaukoputkissa pääpeiliä. Mitä suurempi on kaukoputken objektiivi, sitä enemmän valoa se kerää. Valovoima on verrannollinen objektiivin pinta-alaan, eli sen halkaisijan toiseen potenssiin. Ihmissilmän pupillin pinta-ala on noin neliösenttimetrin suuruusluokkaa ja suurten kaukoputkien peilit ovat kymmeniä neliömetrejä. Suuri kaukoputki siis kerää yli satatuhatta kertaa enemmän valoa ja näkee vastaavasti himmeämpiä kohteita.

Erotuskyky

Toinen tärkeä putken ominaisuus on sen erotuskyky, joka on suoraan verrannollinen objektiivin halkaisijaan. Koska tähtitieteen kohteet ovat usein hyvin himmeitä ja pieniä, niiden tarkkaa tutkimista varten tarvitaan hyvin suuria kaukoputkia. Tämän hetken parhaissa observatorioissa peilien halkaisijat ovat 10 metriä (Keck-teleskoopit Havaijilla) ja 8 metriä (VLT Chilessä). Toisaalta tiettyihin käyttötarkoituksiin, kuten asteroidien etsimiseen, riittää pienikin kaukoputki. Tähtiharrastajien kaukoputkissa objektiivin halkaisija on tyypillisesti 10–30 senttimetriä.

Käytännössä suurissa kaukoputkissa erotuskykyä kuitenkin rajoittavat ilmakehän aiheuttamat häiriöt. Niiden välttämiseksi voidaan joko rakentaa avaruuskaukoputkia tai korjata maakaukoputkien kuvaa aktiivisella tai adaptiivisella optiikalla. Avaruuskaukoputket ovat kuitenkin hyvin kalliita rakentaa ja vaikeita huoltaa ja lisäksi nykyiset maanpäälliset kaukoputket pystyvät adaptiivisella optiikalla korjaamaan häiriöt melko tehokkaasti. Tunnetuin avaruusteleskooppi on Hubble.

Toisin kuin yleensä luullaan, tähtikaukoputkissa putken suurennus ei ole erityisen tärkeä ominaisuus. Suurennusta rajoittaa kuitenkin erotuskyky – vaikka suurennusta kasvatetaan, kohteesta ei näe kuitenkaan erotuskykyä pienempiä yksityiskohtia. Käytännössä siis objektiivin halkaisija rajoittaa suurinta käyttökelpoista suurennusta. Suurennusta voi arvioida yksinkertaisella nyrkkisäännöllä: suurin käyttökelpoinen suurennus on samaa luokkaa kuin objektiivin halkaisija millimetreissä. Siis 20 senttimetrin kaukoputkella ei kannata käyttää yli 200-kertaista suurennusta.

Tähtikaukoputkien rakenne

Yksi ESO:n neljästä VLT-kaukoputkesta.

Optiikka

Nykyajan suuret tähtikaukoputket ovat poikkeuksetta peilikaukoputkia (reflektoreita). On hyvin vaikeaa rakentaa suurta linssikaukoputkea (refraktoria), sillä linssikaukoputket ovat pitkiä ja suuret linssit ovat painavia. Koska linssi sijaitsee aivan putken yläpäässä, suuri kaukoputki tarvitsisi valtavat tukirakenteet. Peilikaukoputkissa raskain osa, itse peili, sijaitsee putken alapäässä ja peilikaukoputket ovat lyhyempiä kuin saman polttovälin omaavat linssikaukoputket, joten peilikaukoputkelle riittää huomattavasti pienempi ja yksinkertaisempi tukirakenne. Lisäksi akromaattilinssissä on neljä pintaa, jotka täytyy hioa tarkasti ja linssin materiaalin pitää kauttaaltaan olla virheetön, kun taas peilissä on vain yksi pinta, joka täytyy hioa ja peilin materiaalissa voi olla pieniä virheitä. Tämän vuoksi linssien hinta nousee jyrkästi koon kasvaessa. Maailman suurin linssikaukoputki on 102-senttinen. Se on rakennettu jo 1897, ja sijaitsee Yerkesin observatoriossa Yhdysvalloissa.

Tähtikaukoputken kuva näkyy ylösalaisin ja peilikuvana, toisin kuin kiikareissa ja maanpinnalla olevien kohteiden tarkkailuun tarkoitetuissa maakaukoputkissa, joissa kuva käännetään erillisellä optiikalla oikein päin. Tähtitaivaan kohteita katsellessa tai valokuvatessa kuvan asennolla ei ole merkitystä ja lisäoptiikka jätetään pois, sillä mitä enemmän optiikkaa valon kulkureitillä on, sitä enemmän valoa menee hukkaan. Esimerkiksi jos tyypillinen peili heijastaa 80 % siihen osuvasta valosta, kolmen peilin jälkeen alkuperäisestä valosta on jäljellä enää 51,2 %.

Pystytys

Tieteellinen tähtikaukoputki sijaitsee yleensä tähtitornissa. Tähtiharrastajien putket ovat yleensä pieniä ja helppoja kuljettaa, joten ne yleensä pystytetään joka havaintoyö erikseen. Monella tähtiseuralla on myös omia tähtitorneja, esimerkiksi Ursalla Helsingin Kaivopuistossa. Joillakin harrastukseen omistautuneilla tähtiharrastajilla on omia tähtitorneja, joissa voi olla melko suuriakin kaukoputkia.

Tähtikaukoputken pystytystapa on yleensä joko ekvatoriaalinen tai atsimutaalinen. Atsimutaalisessa (tarkemmin alt-atsimutaalisessa) pystytyksessä yksi akseli kääntää kaukoputkea vaakatasossa (atsimuutti) ja toinen pystytasossa (altitudi). Tämän pystytyksen etu on siinä, että se on yksinkertainen. Ongelma on kuitenkin se, että Maan pyöriessä kohteet liikkuvat tasolla pitkin ekvaattoritasossa olevaa ympyrää, jolloin kohteen seuraamiseksi on käännettävä molempia akseleita, vieläpä eri nopeudella eri aikaan.

Ekvatoriaalisessa pystytyksessä yksi akseli (rektaskensioakseli) on asetettu samansuuntaiseksi Maan pyörimisakselin kanssa, eli akselin pää osoittaa taivaannapaan. Toinen akseli (deklinaatioakseli) kääntää putkea rektaskensioakselin pyörimistasoa kohtisuorassa suunnassa. Tämän menetelmän etu on se, että kohteen seuraamiseksi taivaalla tarvitsee kääntää ainoastaan rektaskensioakselia vakionopeudella. Siten seuranta on helppo automatisoida asentamalla moottori, joka pyörittää akselia. Ekvatoriaalinen pystytys on kuitenkin hankalampi rakentaa ja kookkaampi kuin atsimutaalinen, minkä vuoksi se on yleensä kalliimpi rakentaa.

Vielä 1960–70-luvuille asti suuret tieteelliset kaukoputketkin pystytettiin ekvatoriaalisesti, sillä tarkka seuranta on välttämätöntä tieteellisissä havainnoissa. Nykyään tietokoneilla voidaan hoitaa myös atsimutaalisen kaukoputken seuranta tarpeeksi tarkasti, joten käytännössä kaikki uudet suuret kaukoputket pystytetään atsimutaalisesti. Ekvatoriaalista pystytystä suositaan yhä kaukoputkissa, jotka eivät ole tietokoneohjattuja.

Merkittäviä teleskooppeja

Nimi	Sijainti	Muuta
GTC (Gran Telescopio Canarias)	Roque de los Muchachos, La Palma	Maailman suurin optinen teleskooppi. Pääpeilin halkaisija 10,2 m. Valmistui 2009.
Keck I & II	Mauna Kea, Hawaii	Pääpeilin halkaisija 10 m. Valmistuivat 1993 ja 1996.
VLT 1-4	Paranal, Chile	Pääpeilin halkaisija 8,2 m. Valmistuivat 1998-2001.
Subaru	Mauna Kea, Hawaii	Pääpeilin halkaisija 8,2 m. Valmistui 1999.
Gemini North & South	Mauna Kea, Hawaii. Cerro Pachón, Chile	Pääpeilin halkaisija 8,1 m. Valmistuivat 1999 ja 2001.
Magellan 1 & 2	Las Campanas Obs., Chile	Pääpeilin halkaisija 6,5 m. Valmistuivat 2000 ja 2002.
BTA-6	Zelenchukskaya, Venäjä	Pääpeilin halkaisija 6,05 m. Valmistui 1976. Maailman suurin teleskooppi vuoteen 1993 asti.
E-ELT (European Extremely Large Telescope)	Cerro Armazones, Chile	Suunnitteilla oleva teleskooppi, jossa pääpeilin halkaisija olisi 39 metriä. Suunniteltu valmistuminen 2025. [1]
TMT (Thirty Meter Telescope)	Mauna Kea, Hawaii	Suunnitteilla oleva teleskooppi, jossa pääpeilin halkaisija olisi 30 metriä. Suunniteltu valmistuminen 2027. [2]
GMT (Giant Magellan Telescope)	Las Campanas, Chile	Suunnitteilla oleva teleskooppi, jossa pääpeilin halkaisija olisi 24,5 metriä. Suunniteltu valmistuminen 2027. [3]

Katso myös

Aiheesta muualla

Karttunen, Hannu: Vanhin tiede – Tähtitiedettä kivikaudesta kuulentoihin, s. 254–281. ("Luku 17. Kaukoputken vaiheet") Helsinki: Ursa, 2003. ISBN 978-952-5329-26-1