Kaukoputkien mittalaitteet
Ihmissilmällä on useita rajoituksia, mitkä tekevät siitä varsin vaatimattoman havaintovälineen. Esimerkiksi silmän erotuskyky parhaimmillaan on noin kaksi kaariminuuttia. Silmä ei myöskään pysty keräämään valoa pitkältä aikaväliltä. Niinpä kaukoputken perään kannattaa asentaa jotain aivan muuta kuin silmä.

Mikrometri oli ainoa kaukoputkeen kiinnitettävä instrumentti pitkälle 1800-luvulle. Se koostuu kahdesta säädettävästä terästä, joiden avulla voidaan mitata esimerkiksi kaksoistähden komponenttien välisiä kulmia tai planeettojen läpimittoja.



Newton havaitsi, että jos kapean raon läpi tullut Auringon valo kulkee prisman läpi, se hajaantuu eri väreiksi eli spektriksi. Herschel asetti lämpömittarin Auringon spektriin ja havaitsi, että lämpötila kohoaa maksimiinsa juuri spektrin punaisen pään ulkopuolella. Hän tuli löytäneeksi infrapunasäteilyn.

Joseph von Fraunhofer löysi Auringon spektristä spektriviivoja; saman havainnon hän teki laboratoriossa hehkuvasta kaasusta. Seuraavaksi alkoikin tähtien ja sumumaisten kohteiden spektrien tutkimus. Alkuun spektroskoopeissa käytettiin prismaa, ja erotuskyvyn parantamiseksi useita peräkkäisiä prismoja, mutta vielä paremman tuloksen saa nykyisillä spektroskoopeilla, joissa prisman tilalla käytetään heijastushiloja.



Fotometreilla mitataan kohteiden kirkkauksia. Erilaisten kirkkauksien arviointia helpompaa on havaita milloin kaksi eri kohdetta näyttävät yhtä kirkkailta. Johann Zöllner (1834-1882) kehitti 1862 laitteen, jossa kohdetta verrataan keinotekoiseen valonlähteeseen. 1900-luvun alussa kehitettiin fotokatodi, jossa tähden valo irrottaa alkalimetallin pinnasta elektroneja. Näistä elektroneista aiheutuva virta voidaan sitten mitata. Fotokatodilta irtoavien elektronien tielle voidaan asettaa dynodi, johon osuva elektroni irrottaa siitä useita uusia elektroneja. Sijoittamalla useita dynodeja peräkkäin voidaan alkuperäinen virta vahvistaa jopa miljoonakertaiseksi. Tällainen laite on nykyisissä fotometreissä käytettävä valomonistinputki.



Polarimetri on laite, jolla voidaan havaita kohteesta tulevan valon polarisaatio. Tyypillisessä polarimetrissa valo kulkee polarisoivan laitteen, kuten kalsiittikiteen, läpi. Laitetta kierretään 45 tai 90 astetta mittausten välillä ja näin saadaan mitattua valon polarisaatio. Fotometriin kiinnitetty polarimetri on nimeltään fotopolarimetri.



Heti kun valokuvaus oli keksitty, sitä alettiin käyttää myös tähtitieteessä. Ensimmäinen käyttökelpoinen menetelmä kuvan ikuistamiseksi oli daguerrotypia, jossa kuva muodostuu metallilevyn valoherkälle pinnoitteelle. Menetelmän suurin ongelma on sen hitaus. Ensimmäisen kuvan Kuusta otti John Draper 1840. Valotusaika oli puoli tuntia.

Draperin Kuusta ottama kuva on tuhoutunut tulipalossa. Vieressä ensimmäinen hänen ottamansa valokuva; kohteena hänen sisarensa Dorothy Draper.

Daguerrotypiaa seurasi märkälevymenetelmä. Märkälevyt olivat jo paljon herkempiä; Kuun kuvaamiseen meni enää muutamia kymmeniä sekunteja. Vaikeutena oli levyn käsittelyn hankaluus. Levy piti valmistaa paikan päällä ja valottaa sen ollessa vielä märkä. Valotusaika ei saanut olla liian pitkä, sillä kuivuessaan levy menetti valoherkkyytensä.

Kuivalevymenetelmä teki vihdoin valokuvauksesta tähtitieteen tärkeän apuvälineen. Levyjä oli helppo käsitellä ja niitä voitiin valottaa miten kauan tahansa. Ensimmäisiä menetelmän käyttäjiä oli William Huggins, joka valokuvasi 1875 Vegan spektrin ja pian sen jälkeen muiden kirkkaiden tähtien, planeettojen, Kuun ja Auringon spektrit.

Valokuvauksella on monta etua silmin tehtäviin havaintoihin verrattuna. Levylle saadaan kerralla suuri joukko tähtiä tai spektrejä, joita voidaan sitten tutkia kaikessa rauhassa tarkoilla mittalaitteilla. Levyä voidaan myös valottaa pitkiä aikoja, jolloin saadaan näkyviin himmeitä kohteita.

Valokuvauksen suurin ongelma on materiaalien epälineaarisuus eli se, että levy ei valotu tasaista vauhtia siihen osuvien fotonien määrän kasvaessa.



Nykyisin eniten käytetty mittalaite on CCD-kamera.

CCD-kamera koostuu suuresta joukosta pieniä valoherkkiä puolijohdepiirejä. Kun fotoni osuu kameran kuvaelementtiin, se lisää sen varausta. Varauksen määrä on suoraan verrannollinen osuneiden fotonien määrään. Valotuksen jälkeen nämä varauksen luetaan ja tallennetaan laitetta ohjaavan tietokoneen muistiin. Kuvaelementtejä, eli pikseleitä, on CCD-kameroissa tyypillisesti 1000 x 1000, mutta suurimmissa kameroissa on peräti 4000 x 4000 pikseliä.

CCD-kameran suurin etu on sen herkkyys. Suuren herkkyyden vuoksi se kuitenkin rekisteröi helposti myös laitteen oman lämmön aiheuttamaa kohinaa. Himmeiden kohteiden havaitsemiseksi kohinaa on vaimennettava, mikä tapahtuu jäähdyttämällä kameraa. CCD-kamerat on tavallisesti suljettu tyhjiöön, jota ympäröi termospullo. Jäähdytys tapahtuu täyttämällä termospullo nestemäisellä typellä, jonka lämpötila on –196°C. Erityisesti harrastajakamerat jäähdytetään yleensä sähköisesti niinkutsutulla Peltier-jäähdytyksellä.

Alla on kuvapari galaksista M51. Vasemmanpuoleinen kuva on tunnin valotus perinteisellä kameralla; oikealla on viiden minuutin valotus CCD-kameralla.




Takaisin pääsivulle