Havaitseva tähtitiede ennen kaukoputkia
Tähtitiede ennen optisia havaintolaitteita oli lähinnä positioastronomiaa, joten havaintojen tekoon tarvittiin laitteita, joilla voitiin mitata kohteiden välisiä kulmia. Myös jonkinlainen keino ajan mittaamiseen oli tarpeen.

Ajan mittaamiseen kelpaa mikä tahansa esine, jonka varjon paikka voidaan havaita. Yksinkertaisimmillaan aurinkokelloksi käy maahan pystytetty keppi. Ainakin egyptiläisillä oli aurinkokelloja käytössään. Myös vesikelloja tiedetään käytetyn Egyptissä jo 1400-luvulla eaa. Klepsydra (eli vesikello) lienee kuitenkin babylonialainen keksintö.



Egyptiläiset käyttivät tähtien sijaintien mittaamiseen luotilangasta ja lovetusta puikosta koostunutta instrumenttia; nimeltään merkhet. Havaintotilanteessa havaintoapulainen istui havaitsijan eteläpuolella ja havaitsija seurasi merkhetin avulla milloin jokin tähti oli suoraan apulaisen vartalon ja kasvojen eri osien yläpuolella. Näin päästään kohtuullisiin tarkkuuksiin (asteen kymmenesosiin), mutta menetelmä on altis monenlaisille virheille.



Ensimmäinen todellinen havaitseva tähtitieteilijä oli Hipparkhos (190-120 eaa), jonka tiedetään käyttäneen apuvälineenään ainakin armillaaripalloja. Armillaaripallo koostuu renkaista, joiden asennot kuvaavat taivaanpallon perusympyröitä, kuten ekliptikaa ja pohjois-etelä –suuntaista meridiaania. Renkaiden sisällä voi olla kierrettävä ympyrä, johon liittyy tähtäyslaite. Tällaisella voidaan mitata kulmia jo kohtuullisen tarkasti.



Armillaaripallon valmistaminen on teknisesti vaativaa, joten jo Ptolemaios ehdotti yksinkertaisemman kvadrantin käyttöä. Kvadrantti koostuu neljännesympyrän muotoisesta kaaresta, jolle on kaiverrettu kulma-asteikko, ja ympyrän keskipisteen ympäri kiertyvästä tähtäyssauvasta. Kvadrantilla voidaan mitata kohteiden korkeudet niiden ohittaessa etelämeridiaanin. Tästä saadaan maantieteellistä leveyttä vastaava taivaanpallon koordinaatti, deklinaatio. Jos taas havaitaan kohdetta, jonka deklinaatio on jo tiedossa, saadaan selville havaintopaikan leveysaste.





Kvadrantintapaisten laitteiden kehitys on johtanut kahteen vastakkaiseen suuntaan. Toisaalta siitä ovat kehittyneet yhä suuremmat ja tarkemmat välineet, kuten kiinteästi pystytetyt seinäkvadrantit ja edelleen uudenaikaiset meridiaanikoneet. Toisaalta kvadrantista ovat kehittyneet pienet lähinnä merenkulkijoiden paikanmääritykseen käyttämät laitteet. Toinen on oktantti ja toinen sekstantti. Sekstantista kehittyi 1800-luvulla pieni, kätevä ja helppokäyttöinen tarkkuusinstrumentti.

Ylemmässä kuvassa Tyko Brahen seinäkvadrantti ja alemmassa kvadrantti, sekstantti ja oktantti.





Arabit kehittivät, mahdollisesti aikaisemmin keksityn idean pohjalta, laitteen nimeltään astrolabi. Astrolabi koostuu neljästä osasta, jotka kiertyvät yhteisen akselin ympäri. Runkona on pyöreä kotelo, al-umm. Sen sisään sopii pyöreä levy, al-muqantar, johon on kaiverrettu eri korkeuksia vastaavat käyrät. Levyn päällä on kiekko, al-ankabut, joka sisältää yksinkertaisen taivaankartan. Kiekko on pelkkä kehikko, josta ojentuu kirkkaimpia tähtiä osoittavia viisareita. Tähän osaan sisältyy myös ekliptikaa esittävä ympyrä, johon yleensä on merkitty eläinradan merkit. Al-ankabutin päällä (tai astrolabin kääntöpuolella) on alidadi, viivoitin, jota pitkin voidaan tähdätä haluttuun kohteeseen ja jolla voidaan mitata esimerkiksi kohteen korkeus horisontista. Astrolabin kääntöpuolelle oli usein kaiverrettu trigonometrisia taulukoita.



Esiteleskopiaanisen ajan havaintotekniikoiden merkittävin kehittäjä oli Tyko Brahe (1546-1601), joka rakensi Hvenin saarelle Uraniborgin observatorion. Brahe paransi havaintojen tarkkuutta tekemällä havaintolaitteet hyvin suuriksi ja parantamalla niiden suuntaus- ja lukematarkkuutta. Hän huomasi, että tekniset parannukset eivät yksinään riitä vaan kehitti korjauksen esimerkiksi ilmakehän refraktiovirheeseen. Hän keksi ilmeisesti myös sen, että jos yksittäisten havaintotulosten sijasta käytetään usean havaintotuloksen keskiarvoa, saadaan mitattavalle suureelle tarkempi arvo kuin erillisistä havainnoista.



Kaukoputkien valtakausi
Kaukoputken keksiminen mullisti tähtitieteen täydellisesti. Maailmankuva meni, kuvaannollisesti, yhdessä yössä uusiksi ja maailmankaikkeus paljasti – ja on tähän päivään asti paljastanut – uusia ihmeellisiä salaisuuksia yhä suuremmiksi rakennetuilla kaukoputkilla.

Kaukoputki tarjoaa kolme merkittävää parannusta perinteiseen havaintolaitteeseen (silmä) verrattuna:
  • se kerää valoa huomattavasti suuremmalta alueelta ja siten sillä näkee himmeämpiä kohteita
  • sen kuvaa voidaan suurentaa, jolloin sen erotuskyky paranee
  • siihen voi asentaa havaintolaitteen, joka kerää valoa pitkän aikaa kerrallaan; näin näemme yhä himmeämpiä kohteita
Kaukoputken historia alkaa viiden vuosituhannen takaa, jolloin lasia on alettu valmistaa. Abu ‘ali al-Hasan ibn al-Haytham (eli Alhazen, 965-1039) kirjoitti kaarevien peilien ja lasinpalojen suurentavasta vaikutuksesta. Roger Bacon (1220-1292) selosti suurennuslasin toimintaperiaatteen. Noin 1285 joko Salvino d’Armati tai Alexandro della Spina valmisti silmälasit. 1500-luvulla sekä Englannissa että Italiassa ilmestyi useita kirjoituksia peilien ja linssien käytöstä. Vuonna 1608 hollantilaiset Hans Lippershey (1570-1619), Jacob Adriaanzoon (alias Metius, 1580-1628) ja Zacharias Jansen (1580-1638) valmistivat kiikarit. Sitä kuka oli ensimmäinen ei tiedetä varmuudella.

Galileo Galilei (1564-1642) kuuli kiikareista toukokuussa 1609 ja valmisti sellaiset itselleenkin. 1610 valmistui Galilein kaukoputki, jonka suurennus oli jo 30-kertainen.

Kuvissa pari varhaista Galilein kaukoputkea Firenzen museon kokoelmista.





Ensimmäisten kaukoputkien vakavin vika oli optiikan huono laatu. Pahin ongelma oli linssin väriaberraatio. Eri värinen valo taittuu linssissä eri tavalla: sininen enemmän kuin punainen. Näin eri värit eivät koskaan ole yhtä aikaa teräviä linssikaukoputkella katsottuna. Virhettä pyrittiin korjaamaan kasvattamalla kaukoputken polttoväliä suhteessa linssin kokoon. Erityisesti danzigilainen Johannes Hevelius (1611-1687) rakensi yhä pidempiä teleskooppeja kuvan laatua parantaakseen. Hänen suurin kaukoputkensa oli 45 metriä pitkä, peräkkäin asetetuista kouruista koostuva hökötys, joka ripustettiin 30 metriä korkeaan mastoon. Sen ohjailuun tarvittiin suuri joukko avustajia, jotka köysien ja taljojen avulla kiskoivat sen haluttuun asentoon. Pienikin tuuli sai rakennelman värisemään niin pahasti, ettei sillä tehty paljoakaan havaintoja.

Ylempi kuva vieressä (klikkaa kuvaa nähdäksesi laajemman version) kuvaa väriaberraation vaikutusta. Koska eri värit taipuvat linssissä eri tavoin, ei niiden fokustaso ole sama. Kuvassa esitetään mitä tapahtuu, kun kuvataso viedään punaisen, vihreän ja sinisen fokustason kohdalle. Tällöin kyseinen väri näkyy tarkkana, mutta muut värit sumenevat - sitä enemmän mitä kauempana spektrissä ne sijaitsevat.

Alempi kuva esittää Heveliuksen 45 metrin teleskooppia.





Hevelius oli viimeinen vanhan koulukunnan tähtitieteilijä, joka uskoi kvadranttien ja sekstanttien voimaan. Vaikka rakensikin aikansa suurimmat teleskoopit, ei hän luottanut niihin tehdessään tarkkoja paikanmäärityksiä.

Alla kolme kuvaa Heveliuksen teleskoopeista.

Toinen kuuluisa 1600-luvun kaukoputkien rakentaja oli Christiaan Huygens (1629-1695). Hän vältti teleskooppien vakavuus- ja rakenneongelmat luopumalla kokonaan kiinteästä putkesta. Hänen kaukoputkessaan putken tilalla oli naru, joka yhdisti okulaarin objektiiviin. Vetämällä naru kireäksi pingoittui objektiivi oikeaan asentoon. Objektiivia voitiin lisäksi nostaa ja laskea tukipylväässään.



Peilikaukoputket
Englantilainen James Gregory (1638-1675) esitti 1663 kahdesta peilistä koostuvan kaukoputken periaatteen. Valo heijastuu ensin paraboloidin muotoisesta pääpeilistä ja osuu pienempään apupeiliin, josta se edelleen heijastuu pääpeilin keskellä olevan reiän lävitse okulaariin. Gregory ei saanut tyydyttäviä peilejä, joten hän jätti idean sikseen. Viisi vuotta myöhemmin Sir Isaac Newton muutti konstruktiota hieman ja rakensi ensimmäisen niinkutsutun Newton-tyyppisen teleskoopin.

Ensimmäisissä reflektoreissa peilit oli valmistettu metallista. Vasta myöhemmin peilit on alettu tehdä lasista ja pinnoittaa heijastavalla alumiinikerroksella.





Vuonna 1672 ranskalainen lääkäri N. tai Giovanni Cassegrain, josta ei paljoakaan tiedetä, esitti Pariisissa Ranskan tiedeakatemialle, että Gregoryn kaukoputkeensa suunnittelema kovera apupeili korvattaisiin kuperalla peilillä. Newton tyrmäsi ajatuksen perin tylysti ja Cassegrainin parannus löysi tiensä tuotantoon vasta sata vuotta myöhemmin. Gregoryn kaukoputkessa pää- ja apupeilin kuvausvirheet vahvistavat toisiaan, kun taas Cassegrainin kaukoputkessa ne osittain eliminoivat toisensa. Nykyään kaikissa suurissa teleskoopeissa käytetään Cassegrain-järjestelmää.



Akromaattilinssit
Optisia kokeita vapaa-aikanaan harrastellut Chester Moor Hall (1703-1771) keksi, että yhdistämällä kaksi erilaisista laseista tehtyä linssiä väriaberraatio voidaan poistaa. Siksi tällaista linssiä kutsutaan akromaattiseksi eli värittömäksi linssiksi.

Sveitsiläinen Pierre Louis Guinand (1748-1824) tutki lasinvalamisen ongelmia vapaa-aikanaan ja keksi miten tehdä yli 15 senttimetrin kokoisia virheettömiä linssejä. Menetelmä päätyi Joseph von Fraunhoferin (1787-1826) käsiin ja erinomaisten objektiivien sarjatuotanto pääsi käyntiin. Koitti refraktorien uusi tuleminen; von Fraunhoferin mestariteos oli 1820 Tartoon pystytetty 9.5 tuumainen linssikaukoputki. Maailman suurin refraktori on 1897 George Ellery Halen (1868-1938) rakennuttama ja Charles Tyson Yerkesin rahoittama 40 tuuman (102 cm) Yerkesin teleskooppi Chicagossa.

Kaukoputkien pystytykset
Ollakseen käyttökelpoinen tulee kaukoputki kiinnittää tukevalle alustalle. Pitkälle 1800-luvulle kaukoputket pystytettiin atsimutaalisesti. Tämä tarkoittaa, että jalustassa on vaaka- ja pystysuorat akselit, joiden ympäri kaukoputkea voidaan kääntää. Poikkeustapauksia lukuunottamatta atsimutaalisen jalustan ongelma on, että liikkuvan kohteen seuraamiseksi kaukoputkea on käännettävä molempien akselien ympäri.

Tarkkaan seurantaan kehitettiin ekvatoriaalinen pystytys, jossa toinen akseli on Maan pyörimisakselin suuntainen. Tähtitaivaan kohteiden seuraamiseksi riittää kääntää kaukoputkea tämän akselin ympäri tasaisella nopeudella. Tehtävästä voi huolehtia mekaaninen kellokoneisto, jolloin havaitsija voi keskittyä varsinaisiin havaintoihin. Ekvatoriaalisen pystytyksen ongelma on deklinaatioakselin laakeroinnissa. Jos kaukoputki osoittaa etelään, sen paino vaikuttaa kohtisuoraan akselia vastaan. Kun kaukoputkea käännetään itään tai länteen, yhä suurempi osa painosta vaikuttaa akselin suuntaisesti. Pienissä teleskoopeissa ongelma ei ole ratkaiseva, mutta suurissa teleskoopeissa sitäkin enemmän.

1970-luvun lopulta lähtien melkein kaikki suuret kaukoputket on jälleen pystytetty atsimutaalisesti. Yksinkertaisempien teknisten ratkaisujen ansiosta rakenteet on saatu kevyemmiksi ja halvemmiksi. Mutkikkaampi seuranta – kahden akselin ympäri – ei ole enää ongelma, kun kaukoputken suuntaus hoidetaan tietokoneen avulla.





Peilikaukoputkien evoluutio
1700-luvun loppu ja 1800-luvun alku olivat amatööritähtitieteen kulta-aikaa. Suurimmat teleskoopit olivat yksityisten harrastajien rakennuttamia. Ensimmäinen suuri amatööri oli Sir William Herschel, jonka päätyökalu oli 48 cm:n peilikaukoputki (1781?). Suurin hänen teleskoopeistaan oli neljän jalan (122 cm) peilikaukoputki (1789), joka oli suosittu turistinähtävyys, mutta optisen laatunsa heikkouksien vuoksi ei kovinkaan käytännöllinen tieteellisiin havaintoihin.



Toinen merkittävä harrastajatähtitieteilijä oli William Parsons (lord Rosse), jonka Leviathan of Parsonstown, 72-tuumainen (183 cm) teleskooppi vuodelta 1845 oli maailman suurin 72 vuotta. Teleskooppi itsessään purettiin 1908, mutta sen peili on yhä näytillä Lontoon Science Museum:issa.



Kolmas harrastajatähtitieteilijä, joka rakensi teleskooppeja oli William Lassell. Hänen ylpeydenaiheensa oli 1859 valmistunut 48-tuumainen (122 cm).



Neljäs maininnanarvoinen amatööri oli skotlantilainen insinööri James Nasmyth (1808-1890), joka rakensi 20-tuumaisen (51 cm) atsimutaaliteleskoopin 1850. Siinä valo ohjattiin onton vaaka-akselin läpi akselin päässä olevaan okulaariin. Kaukoputki ja havaisijan istuin oli sijoitettu kääntyvälle alustalle. Koska okulaari pysyi koko ajan samalla korkeudella, havaitsija voi istua mukavasti paikoillaan istuimella, joka liikkui kaukoputken mukana. Vaaka-akselilla sijaitsevaa polttotasoa kutsutaan nykyään Nasmyth-fokukseksi. Siihen voidaan helposti sijoittaa suuria instrumentteja.



1850-luvulla keksittiin, miten hopeanitraattiliuoksen avulla lasi voidaan pinnoittaa ohuella kiiltävällä hopeakalvolla. Seurauksena peilikaukoputkien peilit voitiin valmistaa lasista ja päällystää heijastavalla metallikerroksella. Optiikan ja siten koko teleskoopin paino laski huomattavasti. Päällystetyt lasipeilit ovat myös helpompia ja nopeampia valmistaa eikä niitä tarvitse huoltaa aivan yhtä usein kuin metallipeilejä. Nykyään peilit pinnoitetaan alumiinilla erityisissä aluminointikammioissa.

Nykyään lasipeilit voidaan hioa erittäin ohuiksi ja ripustaa metallikehikon päälle. Kehikko tukee peiliä ja säilyttää sen oikean muodon. Kehikon sijasta tukirakenne voi koostua kymmenistä motorisoiduista yksiköistä, jotka muovaavat peilin muotoa havaintojen teon aikana siten, että ilmakehän häiritsevä vaikutus minimoidaan. Tällaisia konstruktioita kutsutaan nimityksellä aktiivinen optiikka.

Yerkesin linssikaukoputki oli pettymys sen rakennuttaneelle George Hale’ille. Kaukoputken koko ja sijainnin huono seeing eivät riittäneet Auringon spektriä tutkineelle Hale’ille, joka sai Carnegien säätiöltä rahoituksen ensin pienemmän aurinkoteleskoopin ja sitten 60-tuumaisen (152 cm) peiliteleskoopin rakentamiseen Mount Wilsonille, Los Angelesin vieressä (1908). Los Angelesissa asuva liikemies J. D. Hooker halusi rakennuttaa vuorelle toisen, maailman suurimman teleskoopin. 100-tuumainen (254 cm) Hooker–teleskooppi valmistui 1917.



Rockefeller-säätiöltä saatiin rahoitus seuraavaan, 200-tuumaiseen (508 cm), joka valmistui Mount Palomarille 1947. Hale oli kuollut työn ollessa vielä kesken, 1938, ja hänen kunniakseen jättiläisteleskooppi nimettiin Hale-teleskoopiksi.





Hale-teleskooppi pysyi maailman suurimpana 28 vuotta kunnes Neuvostoliitto julisti teknistä ylivoimaansa rakentamalla BTA-teleskoopin Kaukasus-vuoristoon 1975. Teleskoopin peilin halkaisija on 6 metriä. Teknisten ongelmien ja optiikan välttävän laadun vuoksi teleskoopilla ei ole saatu sen kokoa vastaavia havaintoja.



Uutta teknologiaa kokeiltiin Hawaijilla KECK-teleskoopeissa (1993 ja 1996). Teleskoopit ovat halkaisijaltaan 10 metriä, mutta koostuvat 36 erillisestä peilistä, kukin noin puolitoistametrinen kuusikulmio, jotka on kiinnitetty yhteen ison peilin muotoon.

Samaa teknologiaa on käytetty IAC:n (Instituto de Astrofísica de Canarias) 10-metrisen GranTeCan (tai GTC) –teleskoopin rakentamisessa La Palmalla (valmistunee 2003).



Suurimmat yhtenäiset peilit ovat nykyään Euroopan eteläisen observatorion (ESO) “hyvin suuressa teleskoopissa” VLT, joka koostuu neljästä erillisestä 8.2 metrin teleskoopista. Näiden valo voidaan kuitenkin ohjata yhteen havaintoinstrumenttiin, jolloin teleskoopin koko vastaa yhtä 16 metrin teleskooppia. VLT:n ensimmäinen teleskooppi valmistui 1998 ja viimeinen 2000. VLT sijaitsee lähellä Antofagastaa Pohjois-Chilessä.


Takaisin pääsivulle