Havaintovälineiden kehitys

Ensimmäinen kysymys, joka esitetään kaukoputkea esittelevälle tähtitieteilijälle, on tavallisesti: "Miten kauas sillä näkee?" Tuohon on aika vaikea antaa lyhyttä vastausta. Mitäpä itse vastaisit kysymykseen: "Kuinka kauas voit nähdä omilla silmilläsi?" Ihmisen näemme korkeintaan muutaman kilometrin päästä, suurempia maastonmuotoja näemme vielä kymmenien ja jopa satojen kilometrien päästä. Aurinko on sentään valtavan paljon kauempana, ja useimmat tähdet vielä miljoonia kertoja kauempana kuin Aurinko. Monet pystyvät näkemään Andromedan galaksin, joka on niin kaukana, että näkemämme valo on lähtenyt matkalleen pari miljoonaa vuotta sitten, siis esi-isiemme nakutellessa itselleen ensimmäisiä alkeellisia työkaluja. Kysymys on yksinkertaisesti siitä, mitä katsomme. Mitä kirkkaampi kohde on, sitä kauempaa se näkyy.

Silmän käyttöä havaintovälineenä rajoittavat useat tekijät. Ensinnäkin silmän pupilli on kovin pieni, joten se kokoaa valoa vain pieneltä alalta. Siksi emme näe kovin himmeitä kohteita. Toiseksi silmä toimii kuin elokuvakamera, eikä pysty keräämään valoa pitkältä ajalta, kuten valokuvauskamera. Kolmas rajoitus on, että silmä ei pysty erottamaan toisistaan hyvin lähekkäisiä kohteita, mikä johtuu silmän verkkokalvon aistinsolujen äärellisestä koosta. Silmän erotuskyky on korkeintaan noin 2 kaariminuuttia, mikä vastaa noin kolmen kilometrin etäisyydellä näkyvän keskikokoisen ihmisen pituutta.

Näitä ongelmia voidaan eliminoida erilaisilla apuvälineillä. Kiikareilla ja kaukoputkilla on kaksi tehtävää. Ne keräävät valoa silmää suuremmalta alueelta, ja niiden avulla voidaan erottaa pienempiä yksityiskohtia. Valon kokoamiseksi pitemmältä aikaväliltä tarvitaan sensijaan laitteita, jotka rekisteröivät valoa eri tavalla kuin silmä. Niitä käsitellään seuraavassa luvussa.

Kiikarin tai kaukoputken objektiivin kyky kerätä valoa on verrannollinen sen pinta-alaan eli läpimitan neliöön. Tässä onkin kaukoputkien suurin merkitys: mitä suurempi linssi tai peili, sitä suuremmalta alalta se kokoaa valoa, ja sitä himmeämpiä kohteita pystymme näkemään. Koska valo heikkenee etäisyyden kasvaessa, tarvitsemme sitä suuremman kaukoputken, mitä kauemmas avaruuteen haluamme tunkeutua.

Toinen kaukoputken etu on sen silmää parempi erotuskyky. Esimerkiksi monet tähdistä ovat kaksoistähtiä. Silmällä voimme erottaa kaksoistähden komponentit toisistaan vain, jos niiden välimatka on yli kaksi kaariminuuttia. Kaukoputkella kuvaa voidaan suurentaa, jolloin saadaan näkyviin pienempiä yksityiskohtia. Rajattomasti suurennusta ei kuitenkaan kannata kasvattaa.

Vaikka meillä olisi täysin pistemäinen äärettömän kaukainen kohde ja täydellisen oikeaan muotoon hiottu kaukoputken peili, kaukoputki muodostaa kohteesta hieman suttuisen kuvan. Hyvin tehdyn kaukoputken muodostama kuva koostuu kirkkaasta kiekosta, Airyn kiekosta, ja sitä ympäröivistä vuorotellen tummista ja vaaleista diffraktiorenkaista, jotka johtuvat valon aaltoluonteesta. Mitä suurempi objektiivi on, sitä terävämmän kuvan se muodostaa. Pistemäisestä kohteesta syntyvän kuvan läpimitta radiaaneina on suunnilleen säteilyn aallonpituus jaettuna objektiivin halkaisijalla.

Otetaanpa esimerkki. Näkyvän valon aallonpituus on noin 550 nanometriä. Jos käytämme kiikaria, jonka objektiivin läpimitta on 5 cm, saamme erotuskyvyksi 11 miljoonasosaa. Tämä on radiaaneja, ja vastaa noin kahta kaarisekuntia. Mikäli objektiivi ei ole aivan täydellinen, erotuskyky jää paljon huonommaksi.

Erotuskyky on verrannollinen aallonpituuteen. Jos käyttäisimme viiden sentin radioaaltoja, olisi kiikarimme kokoisen antennin erotuskyky vain yksi radiaani eli miltei kuusikymmentä astetta. Moisesta havaintolaitteesta ei olisi paljoakaan iloa. Tästä syystä radioteleskooppien antennit ovatkin yleensä paljon suurempia kuin kaukoputkien peilit. Tosin niiden pinnankaan ei sitten tarvitse olla niin tarkasti oikean muotoinen kuin optisissa kaukoputkissa. Vaatimus pinnan tarkkuudelle on luokkaa aallonpituuden kahdeksasosa. Tätä pienempiä valmistusvirheitä säteily ei enää kunnolla näe, eikä niillä ole merkittävää vaikutusta kuvan laatuun. Vaikka se tuntuukin hieman uskomattomalta, harrastajat pystyvät itse valmistamaan peilejä, jotka täyttävät tällaisen laatuvaatimuksen.

Kaukoputken lisäksi erotuskykyyn vaikuttaa toinenkin tekijä, nimittäin ilmakehä. Ilmakehä koostuu liikkeessä olevista ilmakerroksista, pyörteistä ja kuplista, joilla on erilaiset taitekertoimet. Tähdestä tulevat valonsäteet hajoavat ilmakehän läpi kulkiessaan kimpuksi eri suuntiin eteneviä säteitä. Tämä havaitaan tähden tuikkimisena. Kaukoputken läpi katsottaessa tähti leviää väreileväksi läiskäksi. Ilmiöstä käytetään sen englanninkielistä nimeä seeing. Huonon seeingin aikana tähden kuvan läpimitta voi olla useita kaarisekunteja. Yhden kaarisekunnin seeing on jo erinomainen. Sitä parempaa seeingiä esiintyy vain vuoristossa. Seeingin suhteen parhaita observatorioita ovat Mauna Kea Hawaijilla, La Palma Kanarian saarilla ja Euroopan eteläinen observatorio eli ESO Chilessä.

Koska seeing on harvoin yhtä kaarisekuntia parempi, erotuskykyä rajoittaa nimenomaan seeing eikä enää valon diffraktio, jos objektiivin läpimitta on 9 cm tai enemmän. Tämä tietenkin edellyttää, että peili tai linssi on oikein tehty. Suurempien kaukoputkien eduksi jää silti niiden suurempi kyky kerätä valoa.

Kuka keksi kaukoputken?

Aina silloin tällöin näkee väitettävän, että Galilei keksi kaukoputken. Tähtitieteen populaarikirjoissa keksijäksi mainitaan tavallisesti hollantilainen Lippershey, mikä on jo lähellä totuutta. Jos haluaa todella ruveta tonkimaan kaukoputken syntyjä, huomaa jutun käyvän hieman epäselväksi.

Ensin täytyi tietenkin keksiä linssi. Siihen tarvittavaa lasia on ollut saatavilla ainakin foinikialaisten ajoista noin 5000 vuotta sitten. Arabialaisen Alhazenin 1000-luvulla kirjoittamassa optiikan kirjassa mainitaan jo kaarevat peilit ja lasinpalat, joilla on suurentava vaikutus.

Monesta muustakin asiasta kuuluisaksi tullut 1200-luvulla elänyt Roger Bacon selosti teoksessaan Opus Majus myös suurennuslasia. Kaksi suurennuslasia keksittiin yhdistää silmälaseiksi ilmeisesti Italiassa 1200-luvun loppupuolella, luultavasti noin vuoden 1285 paikkeilla. Keksijäksi mainitaan joko firenzeläinen Salvino d'Armati tai pisalainen dominikaanimunkki Alexandro della Spina. Venetsian lasitehtaiden ansiosta Italia oli luonnollinen paikka optiikan kehittymiselle. 1500-luvulla silmälaseja valmistettiin myös Hollannissa ja Saksassa. Englannissa Baconin perintö jatkui, ja siellä ilmestyi useita linssejä ja peilejä käsitteleviä kirjoituksia. Napolissa Giambattista della Porta kirjoitti 1589:

Koveran linssin avulla näkee kaukaiset kohteet pieninä, mutta selvinä; kuperalla lasilla läheiset kohteet suurennettuina, mutta epäselvinä. Jos osaa yhdistää ne täsmälleen oikein, näkee sekä kaukaiset että läheiset kohteet suurempina kuin miltä ne muuten näyttäisivät ja hyvin selvinä.
Viitataanko tässä ehkä ensi kerran kiikariin? Ei se mahdotonta ole, mutta della Portan kirjoitukset olivat monesti kovin hämäräperäisiä, eikä pidetä kovin uskottavana, että hän todella olisi keksinyt kiikarin.

Jäljet muuttuvat paljon selvemmiksi 1600-luvun alussa. Tiedämme, että silloin Hollannissa jo ruvettiin valmistamaan kiikareita. Optiikkaa oli toki harrastettu myös Italiassa ja Englannissa, eikä ole mitenkään mahdotonta, etteikö näissäkin maissa olisi tehty samaa keksintöä samoihin aikoihin. Joka tapauksessa viimeistään vuonna 1608 kiikari oli todellisuutta.

Kuka hollantilainen sitten valmisti ensimmäisen kiikarin, onkin jo hankalampi kysymys. Ilmeisesti useampi henkilö teki saman keksinnön melkein samanaikaisesti. On vaikea sanoa, oliko se sattumaa vai teollisuusvakoilun tulosta. Kolme nimeä liitetään yleensä kiikarin syntyyn: Hans Lippershey, Jacob Adriaanzoon, joka vaihtoi nimensä Metiukseksi, sekä Zacharias Jansen.

Lippersheyn keksintöön liittyy tarina, jota kerrotaan monenlaisina eri versioina. Yhden mukaan työpajassa leikkivät lapset keksivät, että katsoessaan kirkontornin tuuliviiriä kahden linssin läpi he näkivät sen paljon suurempana kuin paljain silmin. Olipa tuotekehittelyssä käytetty menetelmä mikä tahansa, Lippershey ei viivytellyt hyödyntäessään sen kaupallisia mahdollisuuksia. Hollanti oli tuolloin sodassa Espanjan kanssa, ja kiikarilla oli selvästi sotilaallista käyttöä. Tingittyään hinnasta Hollannin hallitus tilasi Lippersheyltä yhden kiikarin ja option vielä kahteen, mikäli ensimmäinen osoittautuisi hyödylliseksi.

Metius yritti myös päästä osingoille, mutta myöhästyi hieman, eikä onnistunut kauppaamaan tuotettaan hallitukselle. Metius varjeli keksintöään mustasukkaisesti, eikä enää näyttänyt sitä kenellekään. Metiuksen väitetään käyttäneen kiikaria tähtitaivaan kohteiden tutkimiseen jo ennen Galileita. Väitteen on esittänyt hänen veljensä Adrian Metius, joka oli Tykon oppilas ja sittemmin tähtitieteen professori. Tämä on niitä juttuja, jotka saattavat olla tottakin, mutta joihin todisteiden puuttuessa on syytä suhtautua hyvin epäluuloisesti.

Kolmas kiikarin keksijä, Jansen, on myös hieman epäselvä tapaus. Hänen poikansa Hans väittää Jansenin keksineen kaukoputken jo 1590 ja katselleen sillä Kuuta ja tähtiä. Muiden esittämät arviot ovat parikymmentä vuotta myöhäisempiä. Joka tapauksessa mikroskoopin keksimisestä kunnia kyllä kuuluu Jansenille.

Jansenilla oli myös pimeä puolensa. Sodan aikana hän oli valmistanut väärää Espanjan rahaa vihollisen taloudellista häirintää varten. Hän kiintyi tähän puuhaan niin, ettei malttanut lopettaa sitä sodan päätyttyä. Tästä hyvästä hänet piti upotettaman kiehuvaan öljyyn, minkä kohtalon hän vältti pakenemalla maasta.

Lippershey ei saanut keksinnölleen patenttia, koska muitakin lähes samanaikaisia keksijöitä oli ilmaantunut. Lippershey oli esitellyt kiikarinsa lokakuussa 1608. Jo seuraavana keväänä kiikareita valmistettiin eri puolilla Eurooppaa.

Kiikarista kaukoputkeksi

Galilei kuuli kiikarista jo toukokuussa 1609. Pian hän onnistui valmistamaan kiikarin itselleen. Myös Galilei osasi käyttää hyväkseen kiikarin sotilaallisia mahdollisuuksia. Esiteltyään sen senaatille hän sai palkkioksi palkankorotuksen. Samalla hänen professuurinsa Padovassa muutettiin elinikäiseksi.

Galilei valmisti nopeasti joukon yhä suurempia ja suurempia laitteita. Tammikuussa 1610 hän saavutti jo 30-kertaisen suurennuksen. Tässä vaiheessa voimme jo ruveta kutsumaan laitetta kaukoputkeksi.


Galilein kaukoputki.

Galilein kaukoputken valoa kokoava linssi eli objektiivi oli kupera linssi. Kuvaa katsottiin koveran okulaarin lävitse. Tällaisessa kaukoputkessa kuva näkyy oikeinpäin. Sen pahimpana haittana on hyvin pieni näkökenttä. Kepler esitti kuperan linssin käyttämistä okulaarina, vaikka ei itse koskaan kaukoputkia rakentanutkaan. Tätä Keplerin kaukoputken periaatetta käytetään edelleenkin tähtitieteellisissä linssikaukoputkissa eli refraktoreissa. Kuvakenttä on paljon laajempi kuin Galilein kaukoputkessa. Haittana on laitteen suurempi pituus ja se, että kuva on ylösalaisin. Tähtitaivaan havainnoissa jälkimmäisellä ei kuitenkaan ole mitään merkitystä.

Ensimmäisten kaukoputkien vakavin vika oli optiikan huono laatu. Nekään, jotka suostuivat katsomaan Galilein kaukoputken lävitse, eivät välttämättä nähneet kaikkia Galilein kuvailemia ihmeitä, ja saattoivat siksi pitää niitä kuvitteluna. Havaintojen teko tuonaikaisilla instrumenteilla vaati huomattavaa harjaannusta.

Pahin optinen ongelma oli linssin väriaberraatio. Kun valonsäde osuu linssiin, se taittuu, sininen valo enemmän kuin punainen. Siten sinisen valon muodostama terävin kuva on lähempänä linssiä kuin punainen kuva. Ennen kuin opittiin valmistamaan värivirheettömiä linssejä, ongelmaa yritettiin korjata tavalla, joka on tuttu nykyisille valokuvauksen harrastajille.

Linssin virheiden vaikutus vähenee, jos linssin kokoa suhteessa sen polttoväliin pienennetään. Tämä vastaa kameran linssin himmentämistä. Koska linssin täytyi olla riittävän iso kootakseen tarpeeksi valoa, ja koska myös haluttiin käyttää suurta suurennusta, ratkaisuksi jäi polttovälin kasvattaminen. Tämä johti 1600-luvulla purjelaivan takilaa muistuttaviin rakennelmiin, joiden käyttö saisi nykyaikaiseen automatiikkaan tottuneen harrastajan vaihtamaan harrastuksensa kevyempään vuorikiipeilyyn.

Pitkien kaukoputkien rakentajista kannattaa mainita jo edellisessä luvussa esiintynyt danzigilainen Johannes Hevelius. Vaikka Hevelius ei luottanutkaan optisiin apuvälineisiin tehdessään tarkkoja paikanmäärityksiä, hän kuitenkin rakensi aikansa suurimmat kaukoputket.


Heveliuksen suurin kaukoputki, jolla oli pituutta 45 metriä.

Heveliuksen suurimman kaukoputken polttoväli oli peräti 45 metriä. Kaukoputken runko koostui muutamista peräkkäin liitetyistä kouruista, joista kukin oli tehty kahdesta kohtisuoraan toisiaan vastaan asetetusta lankusta. Kourun toiseen päähän kiinnitettiin objektiivi ja toiseen okulaari. Niiden välille sijoitettiin vielä joukko puisia kehikkoja, joissa olevien reikien lävitse valo pääsi kulkemaan. Nämä kehikot paitsi tukevoittivat rakennetta, myös auttoivat vähentämään okulaariin taivaalta osuvaa hajavaloa. Tämä hökötys ripustettiin sitten lukuisilla köysillä 30 metriä korkeaan mastoon.

Kaukoputken käyttövoimaksi tarvittiin joukko riuskoja avustajia, jotka köysien ja taljojen avulla ohjailivat putkea. Kömpelön rakenteen, pienen näkökentän ja suuren suurennuksen vuoksi tuntuu lähes käsittämättömältä, miten moisella hirviöllä ylipäänsä voitiin tehdä havaintoja. Eipä niitä kyllä kovin paljon tehtykään, sillä pienikin tuuli sai rakennelman värisemään niin pahasti, ettei havainnoista tullut mitään. Rakenteiden muodonmuutokset olivat myös vakava ongelma, ja linssien kohdistusta oli koko ajan korjailtava.

Toinen kuuluisa kaukoputkien rakentaja oli Heveliuksen aikalainen, hollantilainen Christiaan Huygens, joka mm. ensimmäisenä antoi oikean selityksen Saturnuksen renkaille.

Huygens vältti osan Heveliuksen ongelmista luopumalla kokonaan kiinteästä putkesta. Huygensin kaukoputkessa putken tilalla oli pelkkä naru. Objektiivi oli kiinnitetty palloniveleen, jota voitiin nostaa tai laskea pitkin pystysuoraa pylvästä. Okulaari oli erillisellä jalustalla, mutta tavallisesti sitä pidettiin kädessä, joka tuettiin jalustaa vasten. Okulaari oli yhdistetty objektiiviin köydellä, joka kireälle pingoitettuna käänsi objektiivin oikeaan asentoon.


Huygensin kaukoputkessa putki oli korvattu pelkällä narulla, jolla pallonivelen varassa oleva objektiivi käännettiin oikeaan asentoon.

Peilikaukoputket

Väriaberraatiosta päästään eroon käyttämällä linssin sijasta peiliä. Koska valon ei tarvitse kulkea erilaisten väliaineiden läpi, se ei taitu, eikä siten myöskään hajoa väreiksi; kaikki värit nimittäin heijastuvat samalla tavoin.

Englantilainen James Gregory esitti 1663 kahdesta peilistä koostuvan kaukoputken periaatteen. Valo heijastuu ensin paraboloidin muotoisesta pääpeilistä ja osuu pienempään apupeiliin, joka on muodoltaan kovera ellipsoidi. Apupeilistä valo heijastuu pääpeilissä olevan reiän lävitse okulaariin. Gregory jätti kuitenkin kaukoputkensa kehittelyn kesken, sillä hän ei onnistunut saamaan aikaan tyydyttäviä peilejä.

Viisi vuotta myöhemmin Isaac Newton korvasi apupeilin vinoon asetetulla tasopeilillä, joka heijastaa kuvan putken sivulle. Tällaista Newton-tyyppistä kaukoputkea käytetään yhä edelleenkin. Se on varsinkin harrastajien suosiossa, sillä siinä on vähän optisia osia, joten se on halpa ja helppo itsekin valmistaa.


Newtonin peilikaukoputki.

Ensimmäisten peilikaukoputkien eli reflektorien peilit eivät olleet lasia vaan metallia. Myös alkemiaa harrastanut Newton oli perillä metallien ominaisuuksista ja päätyi kokeilujen tuloksena seokseen, jossa oli kuusi osaa kuparia, kaksi osaa tinaa ja yksi osa arseenia. Aika myrkyllinen sekoitus siis.

Vuonna 1672 ranskalainen Cassegrain, jonka täsmällisestä henkilöllisyydestä ei olla aivan varmoja, esitti, että Gregoryn kaukoputken kovera apupeili korvattaisiin kuperalla peilillä. Newton tyrmäsi Cassegrainin idean tylysti:

Tämän rakenteen edut ovat olemattomat, mutta haitat niin suuret ja väistämättömät, että pelkään, ettei se koskaan pääse hyödylliseen käyttöön.
Nykyisin kaikissa suurissa kaukoputkissa käytetään Cassegrainin esittämää järjestelyä. Vasta sata vuotta myöhemmin todettiin, että Cassegrainin kaukoputki on ratkaisevasti parempi kuin Gregoryn. Gregoryn putkessa pää- ja apupeilin kuvausvirheet vahvistavat toisiaan, kun taas Cassegrain-järjestelmässä ne osittain eliminoivat toisensa.

Tämä on pieni, mutta surullinen esimerkki siitä, miten liian kuuluisan henkilön mielipiteet voivat jarruttaa tutkimusta. Newtonin suuruus oli ja on yhä kiistaton, mutta ei hän silti ollut erehtymätön. Toinen Newtonin virhe oli väite, että valon taittuminen aiheuttaa väistämättä dispersiota eli väreihin hajoamista, ja värivirheettömän linssin valmistaminen on siten mahdotonta. Ehkä tämän vuoksi siinä onnistuttiinkin vasta Newtonin kuoltua.

Akromaattilinssit

Vuonna 1729 optisia kokeita vapaa-aikanaan harrastellut Chester Moor Hall keksi, että yhdistämällä kaksi erilaisista laseista tehtyä linssiä väriaberraatio voidaan poistaa. Hall ei nähtävästi hionut itse linssejään. Hän tilasi linssin komponentit kahdelta eri valmistajalta - ehkä tarkoituksena oli pitää homma salaisena. Salaisuus kuitenkin paljastui, sillä molemmat linssikauppiaat sattuivat käyttämään samaa alihankkijaa, George Bassia. Kun Bass huomasi, että tilaukset olivat samalta henkilöltä, hän osasi laskea yhteen 1+1 ja sai tulokseksi nollan: yhdistämällä kaksi eri tavoin valoa taittavaa linssiä väriaberraatio saadaan häviämään.

Tarkkaan ottaen värivirhe ei näin kokonaan katoa. Todellisuudessa vain kaksi aallonpituutta taittuu täsmälleen samaan kohtaan, mutta käytännössä polttoväli riippuu valon väristä aika vähän pitkähköllä aallonpituuskaistalla, joten tällaisen linssin värivirhe on hyvin pieni. Siksi sitä kutsutaankin akromaattiseksi eli värittömäksi linssiksi.

Hall ei pitänyt pahemmin ääntä keksinnöstään. Sitä enemmän siitä melusi John Dollond, joka kuuli ilmeisesti juuri Bassilta, miten värivirhe voitiin poistaa. Dollond oli itsekin yrittänyt ratkaista värivirheen ongelman, muttei ollut siinä onnistunut. Kuultuaan Hallin keksinnöstä John Dollond ja hänen poikansa Peter alkoivat valmistaa akromaattilinssejä, ja jopa patentoivat keksinnön omiin nimiinsä. Isänsä kuoltua Peter Dollond alkoi vaatia muilta optikoilta korvausta, mikäli he myivät akromaattisia linssejä. Tämä johti lontoolaiset optikot vaatimaan patentin peruuttamista, koska Dollond ei itse ollut keksinyt akromaattilinssiä. Valitus ei kuitenkaan johtanut haluttuun tulokseen. Dollond haastoi useita optikkoja oikeuteen ja voitti juttunsa. Yhdessä tapauksista tuomari myönsi, että keksijä oli kyllä Hall, mutta patentti ei kuulu sille, joka pitää keksintöään pöytälaatikossa, vaan sille, joka käyttää sitä yleiseksi hyödyksi.

Parhaat Dollondin laitteista olivat kuitenkin Peter Dollondin sisarenmiehen Jesse Ramsdenin valmistamia. Ramsdenille laitteiden täydellisyys oli tärkeämpää kuin niiden toimittaminen sovitussa ajassa. Ramsdenin suhtautumista aikaan kuvaa juttu, jonka mukaan hän saapui kuninkaan vastaanotolle Buckinghamin palatsiin täsmälleen oikeana päivänä ja oikealla kellonlyömällä. Vain vuosi oli väärä.

Ramsden kehitti mm. laitteen, jolla lukemakehien asteikkoja voidaan kaivertaa hyvin tarkasti. Asteikon jakoväli voi olla niinkin pieni kuin 10" ja jakoviivojen virhe alle puoli kaarisekuntia.

Kuuluisin Ramsdenin valmistamistaan laitteista on Palermon suuri teodoliitti, jolla Giuseppe Piazzi sittemmin mittasi luetteloaan varten lähes 8000 tähden paikat.

Fraunhofer

Kun värivirheettömien linssien ongelma oli ratkaistu, vaikeutena oli edelleen riittävän suurten piilasisten linssiaihioiden valaminen. 10-15 senttiä oli virheettömän objektiivin koon yläraja, jota oli vaikea ylittää.

Sveitsiläinen Pierre Louis Guinand tutki lasinvalamisen ongelmaa vapaa-aikanaan. Hän tutki piilasiaihioita ja sai selville, miten niissä olevat valuviat syntyvät. Hämmentämällä jäähtyvää lasimassaa huokoisesta tulenkestävästä savesta tehdyllä sauvalla hän sai massassa olevat kuplat kohoamaan pintaan, jolloin keskelle jäi suuri käyttökelpoinen lasikappale.

Jo aikaisemmin Guinand oli tutustunut müncheniläiseen asianajajaan Utzschneideriin, joka rahoitti instrumentteja valmistavaa Matemaattis-mekaanista instituuttia Reichenbach, Utzschneider ja Liebherr. Instituutti tarvitsi laitteisiinsa ensiluokkaista lasia, ja Utzschneider palkkasi Guinandin valmistamaan lasia instituutille Benediktbeuernin vanhaan luostariin rakennetussa tehtaassa. Guinand halusi pitää menetelmänsä salaisuutensa, mutta Utzschneider vaati häntä opettamaan lasin valmistuksen valitsemalleen henkilölle.

Tämä Utzschneiderin valitsema henkilö oli Joseph Fraunhofer. Nuori Fraunhofer aloitti työt 1807, ja jo kaksi vuotta myöhemmin hän tuli yhtiön osakkaaksi ja oli vastuussa koko lasitehtaan toiminnasta. Guinand ei tullut toimeen Fraunhoferin kanssa, vaan palasi 1814 Sveitsiin, jossa hän jatkoi objektiivien valmistamista. Kun tämä tuli Utzschneiderin tietoon, Guinand menetti saamansa elinikäisen eläkkeen.


Fraunhoferin valmistama Tarton refraktori. Vuonna 1820 valmistuneessa kaukoputkessa on nykyaikainen ekvatoriaalinen jalusta ja punnusten käyttämä kellokoneisto.


Helsingin yliopiston observatorion keskitornissa on refraktori, jonka valmistaja on Utzschneider und Fraunhofer.


Fraunhofer valmisti useita erinomaisia linssikaukoputkia, joista tunnetuin on 1820 pystytetty Tarton 9 1/2 -tuumainen refraktori. Tällä laitteella Wilhelm Struve tutki yli satatuhatta tähteä ja mittasi 3000 kaksoistähteä, joista vain 700 tiedettiin aiemmin kaksoistähdiksi.

Tarton refraktoriin liittyy monia uusia keksintöjä. Sen linssi oli aplanaatti, jossa palloaberraatio ja koma on eliminoitu lähes kokonaan. Palloaberraatio on erityisesti pallopeilin ja myös linssien kuvausvirhe, jonka vaikutuksesta objektiivin reunoille ja keskelle osuvat valonsäteet muodostavat tarkimman kuvan hieman eri etäisyyksille. Koma on toinen kuvausvirhe, jonka vuoksi optisen akselin ulkopuolelle muodostuvat tähtien kuvat muistuttavat hieman komeettoja. Fraunhoferin valmistaman objektiivin laatua kuvaa se, että Struve onnistui mittaamaan monia kaksoistähtiä, joiden komponenttien välimatka on aivan kaukoputken teoreettisen erotuskyvyn rajoilla.

Toinen uutuus oli ensimmäinen nykyaikainen ekvatoriaalinen jalusta, vaikka jonkinlaisia ekvatoriaalisia pystytyksiä olikin rakennettu jo aikaisemmin. Ekvatoriaalisen jalustan toinen akseli, napa- eli tuntiakseli, on Maan pyörimisakselin suuntainen, jolloin kohteen seuraamiseksi kaukoputkea tarvitsee kääntää vain tämän akselin ympäri. Vastapainojen ansiosta kaukoputki voitiin kevyesti suunnata haluttuun kohteeseen, minkä jälkeen painojen käyttämä kellokoneisto piti sen jatkuvasti oikein suunnattuna.

Fraunhoferin kaukoputkilla suoritettiin monia merkittäviä havaintoja. Argelander käytti kuuluisan Bonner Durchmusterung -tähtiluettelon laatimiseen pientä 8,6 cm:n komeetanetsijää. Königsbergin observatorion 6 1/4-tuumaista putkea Fraunhofer ei ehtinyt saada aivan valmiiksi, vaan se viimeisteltiin vasta hänen kuolemansa jälkeen. Tällä kaukoputkella Bessel mittasi ensimmäisenä tähden etäisyyden.

Myös Helsingin yliopiston observatoriossa on kaukoputki, jonka valmistajaksi on merkitty "Utzschneider und Fraunhofer". Laite tilattiin jo 1818 Turkuun, mutta se saapui vasta 1835, observatorion siirryttyä Helsinkiin. Tiedossa ei ole, mikä on jo 1826 kuolleen Fraunhoferin osuus kaukoputken valmistamisessa.

Peilikaukoputket kasvavat

1700-luvun loppu ja 1800-luvun alkupuoli näyttävät olleen amatööritähtitieteen kulta-aikaa. Tuon ajan suurimmat kaukoputket eivät suinkaan kuuluneet yliopistoille ja muille tutkimuslaitoksille, vaan yksityisille harrastajille. Erityisesti Englannista tapaamme monia innokkaita kaukoputkien rakentajia.

Ensimmäinen suuri amatööri oli William Herschel, joka on jo mainittu useissa yhteyksissä. Herschelin eniten käyttämä kaukoputki oli 48-senttinen peilikaukoputki, jota yleensä kutsutaan 20 jalan putkeksi sen polttovälin mukaan. Putki oli ripustettu taljojen avulla kolmiomaisen rakennelman varaan. Siinä ei ollut lainkaan apupeiliä, vaan havaitsija seisoi kaukoputken aukon edessä ja katsoi aukon reunaan kiinnitetyllä okulaarilla suoraan pääpeiliä.


Herschelin suurin kaukoputki. Peilin läpimitta oli 4 jalkaa ja polttoväli 40 jalkaa. Havaitsija seisoi telineellä H ja katsoi okulaarilla kohti putken alapäässä sijaitsevaa peiliä.


Rossen jaarlin Leviathan. Putkea voitiin kääntää pystysuunnassa, mutta vaakasuunnassa vain hyvin rajoitetusti. Aikanaan maailman suurimman kaukoputken peilin läpimitta oli 72 tuumaa (183 cm). Peili on edelleen nähtävissä Lontoon Science Museumissa (alakuva).


Myöhemmin Herschel rakensi 40 jalan kaukoputken, jonka peilin läpimitta oli peräti 122 cm. Laitteen käsittelyä varten täytyi rakentaa 15 metriä korkea kehikko. Kaukoputkesta tuli Englannin kuninkaan ja muiden silmäätekevien suosima turistikohde, mutta kovin paljoa tieteellistä työtä sillä ei tehty. Vaikka suuri peili kokosikin paljon valoa, kuvan laatu ei ilmeisesti ollut kovin hyvä, ja suuren laitteen käsittely oli sangen hankalaa.

Herscheliä seurasi joukko varakkaita herroja, jotka käyttivät tähtitiedettä paremmin kannattavilta aloilta saamiaan tuloja harrastusvälineidensä kehittämiseen. Heistä on syytä mainita ainakin kolme: William Parsons eli Rossen jaarli, William Lassell ja James Nasmyth.

Irlantilainen William Parsons oli myös taitava insinööri, joka pystyi valmistamaan omat instrumenttinsa. Hän aloitti pienistä peileistä ja siirtyi vähitellen isompiin, tavoitteenaan maailman suurimman kaukoputken valmistaminen. Tämä 72-tuumainen reflektori oli työn alla, kun hänen isänsä kuoli ja Williamista tuli kolmas Rossen jaarli.

Birr Castlen Leviathan valmistui 1845. Kahden muurin väliin asennettu putki kääntyi vapaasti vain korkeussuunnassa. Vaakasuunnassa havaittavissa oleva alue rajoittui kapeaan kaistaleeseen meridiaanin ympärillä.

Lordi Rosse havaitsi varsinkin Herschelin luetteloimia sumumaisia kohteita. Merkittävin hänen havainnoistaan liittyi sumuun M51, josta hän havaitsi spiraalimaisen rakenteen.

William Lassell hankki omaisuutensa oluella. Tähtitieteen harrastuksensa hän aloitti pienillä 7- ja 9-tuumaisilla reflektoreilla. Vuonna 1844 hän alkoi suunnitella 24-tuumaista. Hän tutustui Rossen jaarlin laitteisiin ja sai apua myös ystävältään James Nasmythiltä. Kaukoputkellaan hän löysi useita uusia kuita.

Seuraava, 1859 valmistunut kaukoputki oli jo 48-tuumainen. Se oli ekvatoriaalisesti pystytetty, ja kellokoneistona toimi apulainen, jonka piti pyörittää kampea kierros sekunnissa. Havaitsijaa varten kaukoputkeen kuului torni, jota voitiin liikutella putken ympärillä. Kaksi vuotta valmistumisensa jälkeen kaukoputki siirrettiin Maltalle, jossa sillä havaittiin lukuisia sumuja ja useista löydettiin spiraalirakennetta. Samalla luetteloitiin 600 toistaiseksi tuntematonta sumua.


William Lassellin 48 tuuman kaukoputki. Kellokoneistona toimi avustaja, joka veivasi tuntiakselin vasemmalla puolella näkyvää kampea.

James Nasmyth oli skotlantilainen insinööri, jonka tekniset taipumukset ilmenivät varhain. Jo 19-vuotiaana hän rakensi höyryauton. Myöhemmin hän perusti oman tehtaan, joka valmisti höyrykoneita, höyryvasaroita ja monia muita tarpeellisia kapistuksia. Yritys menestyi niin hyvin, että 48-vuotiaana Nasmyth saattoi vetäytyä harrastuksensa pariin.

Harrastus oli kaukoputkien rakentelua. Suurin niistä oli 20-tuumainen, ja tuon konstruktion takia Nasmythin nimi on jäänyt historiaan. Kaukoputki oli pystytetty atsimutaalisesti; se siis kääntyi pysty- ja vaaka-akselien ympäri. Valo ohjattiin vinon tasopeilin avulla onton vaaka-akselin lävitse akselin päässä olevaan okulaariin. Kaukoputki ja havaitsijan istuin oli sijoitettu kääntyvälle alustalle. Koska okulaari pysyi koko ajan samalla korkeudella, havaitsija voi istua mukavasti paikoillaan jakkaralla, joka liikkui kaukoputken mukana. Vieressään olevien kampien avulla havaitsija voi helposti käännellä kaukoputkea.


Nasmythin atsimutaalinen kaukoputki. Okulaari on vaaka-akselin päässä ja pysyy aina samalla korkeudella kaukoputken asennosta riippumatta.

Vaaka-akselilla sijaitsevaa polttotasoa kutsutaan nykyisin Nasmyth-fokukseksi. Sitä käytetään suurissa atsimutaalisesti pystytetyissä kaukoputkissa. Nasmyth-fokukseen voidaan helposti sijoittaa suuria instrumentteja.

Foucault

Kaukoputkien peilit oli toistaiseksi valmistettiin speculum- eli peilimetallista. Kovan metallin hiominen oli rankkaa puuhaa, ja painava metallipeili vaati järeärakenteisen kaukoputken. Lisäksi metallipeilin pinta hapettui nopeasti, joten peiliä oli taajaan kiillotettava, jotta se olisi pysynyt käyttökelpoisena.

Vasta 1850-luvulla keksittiin, miten hopeanitraattiliuoksen avulla lasi voidaan pinnoittaa ohuella kiiltävällä hopeakalvolla. Ensimmäisenä lasisia kaukoputken peilejä kokeilivat Carl von Steinheil ja Léon Foucault. Toisin kuin seinäpeilissä kaukoputken peilin hopeapinnoite on sen etupuolella, joten valo ei lainkaan kulje lasin lävitse. Lasin ei siksi tarvitse olla niin korkealaatuista kuin linsseissä.

Tähän saakka peilien valmistaminen oli ollut vähän onnen kauppaa, sillä peilin täsmällisen muodon mittaamiseen ei ollut mitään keinoa. Tulosta voitiin arvioida vain katselemalla peilin avulla erilaisia kohteita. Lopullinen testi oli tietenkin kaukoputken suuntaaminen tähtitaivaalle. Jos tähden kuva oli pieni sievä pyöreä kiekko, peili oli onnistunut.

1700- ja 1800-lukujen vaihteessa elänyt englantilainen William Kitchiner kuvasi tilannetta värikkäästi:

Jos olisin optikko, luulen, että yhtä mieluusti tanssisin valssia silmät sidottuina paljain jaloin yhdeksän punahehkuisen epäsäännöllisin välimatkoin sijoitetun auranterän keskellä kuin antaisin testata kaikkia kaukoputkiani tuolla todella hankalalla kokeella, kiintotähdellä.
Léon Foucault oli se henkilö, joka muutti peilien teon sattumanvaraisesta kokeilusta tieteeksi. Useimmille Foucault'n nimi on tuttu heilurista, jonka avulla voi helposti osoittaa maapallon todella pyörivän. Kaukoputkien rakentajat tuntevat hänet sen sijaan peilien testausmenetelmästä, jota käytettiin satakunta vuotta. Vasta viime vuosikymmeninä paremmat menetelmät ovat korvanneet Foucault'n testin.

Foucault'n testi on ollut myös kotitekoisten kaukoputkien rakentajien suosiossa, sillä se ei vaadi kalliita laitteita; taskulamppu ja partakoneen terä riittävät. Testi on varsin yksinkertainen. Oletetaan, että peili on likimain pallopeili. Sen kaarevuuskeskipisteen viereen asetetaan mahdollisimman pistemäinen valonlähde; sellaisen saa esimerkiksi taskulampusta ja alumiinifoliosta, johon on neulalla tehty pieni reikä. Valo heijastuu nyt peilistä ja fokusoituu pisteeseen, joka on valonlähteen vieressä. Jos silmä asetetaan tähän pisteeseen, peili näyttää tasaisesti valaistulta. Silmän eteen asetetaan partakoneen terä. Laitteisto on valmis.

Kun partakoneen terää siirretään sivusuunnassa kohti peilistä heijastuvan valonsäteen polttopistettä, peili näyttää himmenevän. Jos himmeneminen on tasaista, peilin pinta on täydellinen pallopinta. Mahdolliset tummemmat ja kirkkaammat alueet osoittavat poikkeamat pallopinnasta. Peili näyttää ikäänkuin vinosti valaistulta maisemalta, jossa on laaksoja ja kukkuloita. Tämä luonnollisen tuntuinen tulkinta onkin aivan oikea. Peilin valot ja varjot osoittavat poikkeamat pallopinnasta, tosin voimakkaasti liioiteltuina.

Uusia kaukoputkityyppejä

Peilikaukoputken kuvausvirheet on nerokkaasti poistettu Schmidt-kamerassa. Sen keksi ilmeisesti toisistaan riippumatta ainakin kaksi henkilöä, joita molempia yhdisti myös haluttomuus julkaista keksintöjään.

Virallisesti Schmidt-kameran kehittäjäksi mainitaan Bernhard Schmidt, yksi sovelletun optiikan suurista nimistä. Schmidt syntyi Virossa, vaikka hänen isänsä oli saksalainen ja äitinsä ruotsalainen. Muutamana sunnuntaina, sen sijaan että olisi mennyt kirkkoon, hän jäi tekemään kokeita ruudilla. Seuranneessa räjähdyksessä hän menetti oikean kätensä. Niin Jumala rankaisee uskottomia.

Myöhemmin Schmidt opiskeli optiikkaa, ja työskenteli omassa optisessa työpajassaan. Pelkällä vasemmalla kädelläkin hän sai ihmeitä aikaan. Hän oli erityisen kiinnostunut valovoimaisista lyhytpolttovälisistä laitteista. Hampurin observatorio kehotti häntä kehittämään valokuvauskaukoputken, jolla olisi laaja kuvakenttä ja joka olisi mahdollisimman vapaa peilikaukoputken pahimmasta kuvausvirheestä, komasta.

Schmidtin ratkaisu oli sijoittaa kaukoputken eteen pallopeilin kaarevuuskeskipisteeseen ohut korjauslasi, joka reunoilla toimii negatiivisen ja keskellä positiivisen linssin tavoin. Tällaisella korjauslasilla varustetulla kaukoputkella on laaja virheetön kuvakenttä.

Schmidt julkaisi tuloksiaan hyvin niukasti. Kun hän vihdoin 1931 julkaisi artikkelin keksinnöstään lehdessä Zentralzeitung für Optik und Mechanik, se päättyy arvoituksellisiin sanoihin, että korjauslasin valmistusmenetelmä oletetaan tunnetuksi. Kuitenkin juuri tämä oli koko homman vaikeus.

Vasta myöhemmin Schmidtin menetelmä on tullut yleiseen tietoon. Hänellä oli juuri oikeaan muotoon muotoiltu metallipannu, jonka päälle hän sijoitti ohuen tasapaksun lasilevyn. Kun lasin ja metallin välissä ollut ilma pumpattiin pois, lasilevyn alapinta asettui haluttuun muotoon. Tämän jälkeen Schmidt hioi yläpinnan tasoksi. Kun ilma taas laskettiin lasin ja metallin väliin, levyn alapinta palautui tasoksi ja yläpinta omaksui halutun muodon.

Ainoa jäljellejäävä ongelma on, että kuva ei muodostu tasoon, vaan pallopinnalle. Käytännössä tämä korjataan puristamalla valokuvauslevy oikeaan muotoon. Toinen mahdollisuus on käyttää linssiä, joka korjaa kuvapinnan kaarevuuden.

Schmidt-kamerasta on kehitetty harrastajien käytössä suositut Schmidt-Cassegrain-kaukoputket. Niissä korjauslasin ja pääpeilin kautta kulkenut valo heijastetaan pääpeilissä olevan reiän kautta okulaariin. Tällaisella kaukoputkella on laaja, lähes virheetön näkökenttä

Kuvausvirheet voidaan eliminoida myös neuvostoliittolaisen D.D. Maksutovin 1940-luvulla esittämällä menetelmällä. Maksutov-kaukoputkessa käytetään voimakkaasti kaarevaa korjauslasia, jonka molemmat pinnat ovat pallopintoja.

Schmidt-kameran ja Maksutov-kaukoputken periaatteet löytyvät myös Yrjö Väisälän Turussa 1920-luvulla tekemistä muistikirjamerkinnöistä. Väisälä ei kuitenkaan päässyt maineesta osalliseksi, koska hän julkaisi tuloksiaan vieläkin niukemmin kuin Schmidt.

Pystytyksen ongelmat

Optiikka on luonnollisesti kaukoputken tärkein ja kallein osa, mutta se yksin ei vielä tee kaukoputkesta käyttökelpoista. Tämän huomaa jokainen, joka yrittää katsella tähtitaivasta pelkästään käsivaralta voimakkaasti suurentavalla kiikarilla. Kaukoputki on kiinnitettävä tukevalle jalustalle, jotta se olisi käyttökelpoinen.

Jos kaukoputkea käytetään laivojen ja oravien tarkkailuun, se on helpointa pystyttää atsimutaalisesti. Tämä tarkoittaa, että jalustassa on vaaka- ja pystysuorat akselit, joiden ympäri kaukoputkea voidaan kääntää. Tällainen jalusta on helppo rakentaa, ja pitkälle 1800-luvulle kaukoputket pystytettiinkin atsimutaalisesti. Vaikeutena on, että kohteen seuraamiseksi kaukoputkea on käännettävä molempien akselien ympäri. Tämä ei ollut merkittävä ongelma, kun havaintoja tehtiin pelkästään kaukoputken lävitse katselemalla. Esimerkiksi Herschelin ja Rossen jaarlin suuret kaukoputket oli pystytetty atsimutaalisesti.

Jos kohteesta halutaan tehdä tarkkoja mittauksia vaikkapa mikrometrillä, kohteen on pysyttävä paikoillaan näkökentässä. Atsimutaalisesti pystytetyllä kaukoputkella riittävän tarkka seuranta on hyvin hankalaa. Havaintojen teko edellytti toisenlaista pystytystä.

Ekvatoriaalisessa pystytyksessä toinen akseli on Maan pyörimisakselin suuntainen. Kohteen seuraamiseksi riittää kääntää kaukoputkea tämän akselin ympäri tasaisella nopeudella. Tehtävästä voi huolehtia mekaaninen kellokoneisto, jolloin havaitsija voi keskittyä varsinaisiin havaintoihin. Fraunhoferin ajoista lähtien useimmat kaukoputket onkin pystytetty ekvatoriaalisesti.

Ekvatoriaalisessa pystytyksessä ongelmia aiheuttaa deklinaatioakselin laakerointi. Jos kaukoputki osoittaa etelään, sen paino vaikuttaa kohtisuoraan deklinaatioakselia vastaan. Kun kaukoputkea käännetään itään tai länteen, yhä suurempi osa painosta vaikuttaa akselin suuntaisesti. Pienissä kaukoputkissa tämä ei vielä aiheuta kovin suuria murheita. Kaukoputkien koon kasvaessa alettiin kuitenkin tarvita yhä mutkikkaampia teknisiä ratkaisuja laakerointiongelman ratkaisemiseksi.

Suunnilleen 1970-luvun lopulta lähtien melkein kaikki suuret kaukoputket on taas pystytetty atsimutaalisesti. Yksinkertaisempien teknisten ratkaisujen vuoksi rakenteet on saatu myös kevyemmiksi ja halvemmiksi. Mutkikkaampi seuranta ei enää ole ongelma, kun kaukoputken suuntaus hoidetaan tietokoneen avulla.

Maailman suurimmat kaukoputket

Vielä 1900-luvulle tultaessa Rossen jaarlin 72-tuumainen kaukoputki oli lajinsa suurin. Tosin 1800-luvun loppupuoliskolla valmistui jo useita muitakin suurehkoja instrumentteja.

Suurten kaukoputkien hankkijana George Ellery Hale saavutti legendaarisen maineen. Saavutukset alkoivat Halen toimiessa Chicagossa astrofysiikan apulaisprofessorina.

Pitkän ja sinnikkään suostuttelun jälkeen Hale onnistui 1892 hankkimaan chicagolaiselta keinottelijalta ja raitiovaunumiljonääriltä Charles Tyson Yerkesiltä rahat 40 tuuman (102 cm:n) linssikaukoputkeen ja sen vaatimaan observatoriorakennukseen.

Kaukoputki tilattiin Warnerin ja Swaseyn yhtiöltä, ja se valmistui toukokuussa 1897. Akromaattinen objektiivi koostuu kahdesta linssistä. Taaemman, piilasisen linssin paksuus keskikohdalla on vain vajaat 4 cm. Silti linssin lasiosat painavat neljännestonnin. Kun polttoväli on noin 19 metriä, riittävän tukevan putken rakentaminen on jo aika vaativa tehtävä. Käytännön syistä suurempia linssikaukoputkia ei ole enää rakennettu, ja Yerkesin refraktori on edelleen lajissaan maailman suurin.

Hale tutki erityisesti Auringon spektriä. Pian hän totesi, ettei edes Yerkesin suuri refraktori ollut tarkoitukseen riittävä. Osasyyllinen oli matalasta sijainnista johtuva huono seeing. Tarvittiin korkeammalla ja paremmassa ilmastossa sijaitseva kaukoputki.

Hale pääsi 1902 jäseneksi Carnegien säätiön tähtitieteen komiteaan, ja myöhemmin hänestä tuli sen sihteeri. Hale sai säätiöltä rahaa projektiin, jossa etsittiin sopivia paikkoja uusille kaukoputkille. Parhaaksi paikaksi katsottiin Mount Wilson aivan Los Angelesin lähellä. Tuohon aikaan vuorelle oli vain kapea Pasadenan lähistöltä lähtevä polku, jota pitkin tarvikkeet kuljetettiin vuorelle muulivoimalla.

Ensimmäiseksi vuorelle rakennettiin aurinkoteleskooppi. Se koostui vaakasuoraan kiinteästi asennetusta kaukoputkesta ja kahdesta kääntyvästä peilistä, joiden avulla Auringon valo ohjattiin kaukoputkeen. Aurinkoteleskoopilla Hale tutki auringonpilkkujen spektrejä, ja pystyi osoittamaan, että pilkut ovat ympäristöään viileämpiä alueita.

Tähtien spektroskopiaa varten Hale oli jo Chicagon ajoista kaivannut suurta peilikaukoputkea. Hänen isänsä oli hankkinut Pariisista St. Gobainin lasitehtaalta 60-tuumaisen peilin aihion. George W. Ritchey aloitti peilin hiomisen Chicagossa, mutta työ jäi kesken rahoituksen puutteessa. Vihdoin Hale sai hankkeelle lisärahoitusta Carnegien säätiöltä, ja Ritcheystä tuli Pasadenaan perustetun työpajan johtaja. Siellä Ritchey hioi peilin valmiiksi, ja uusi kaukoputki valmistui Mount Wilsonille 1908.

Pian 60-tuumaisen valmistumisen jälkeen Los Angelesissa asuva liikemies J.D. Hooker ilmoitti lahjoittavansa rahat toisen Wilson-vuorelle sijoitettavan kaukoputken peiliä varten. Kaukoputken tuli olla maailman suurin. Aluksi Hooker ajatteli 84-tuumaista, mutta korotti pian tarjouksen 100 tuumaan.


Mount Wilsonin 100-tuumainen Hooker-teleskooppi. Jalustassa on käytetty englantilaista pystytystä, jonka vuoksi kaukoputkea ei voi suunnata aivan taivaannavan lähelle.

Peiliaihio tilattiin ranskalaiselta St. Gobainin tehtaalta, ja se saapui 1908. Lasimassa oli valettu useassa erässä, ja peili sisälsi runsaasti ilmakuplia. Koska Hale ja Ritchey eivät olleet tyytyväisiä tulokseen, Ritchey matkusti Pariisiin suunnittelemaan uuden aihion valmistamista. Lasitehdas ei kuitenkaan saanut aikaan parempaa aihiota, ja pian ensimmäinen maailmansota keskeytti kalliiksi käyneet kokeilut. Alkuperäisen aihion tutkiminen osoitti, että sitä voisi sittenkin käyttää. Vuonna 1910 Ritchey ja hänen kaksi apulaistaan aloittivat viisi vuotta kestäneen hiontatyön. Säännöllinen havaintotyö 100-tuumaisella alkoi 1918 ja jatkui aina vuoteen 1985, jolloin Los Angelesin ja sen ympäristön valosaaste alkoi jo haitata liikaa havaintotoimintaa.

Tunnetusti jano kasvaa juodessa. Niinpä 100-tuumaisen jälkeen alettiin haaveilla 200- tai 300-tuumaisesta. Koon kasvaessa myös tekniset ongelmat lisääntyvät, ja ennen pitkää päädyttiin siihen, että seuraavassa vaiheessa oli parasta tyytyä 200-tuumaiseen. Asialla oli taas Hale, joka onnistui hankkimaan California Institute of Technologylle Rockefeller-säätiöltä kuusi miljoonaa dollaria ja lupauksen vielä muutamasta lisämiljoonasta työn edistyessä.

Pitkän suunnittelun ja epäonnistuneiden kokeilujen peili päätettiin valmistaa pyrexistä, jonka lämpölaajeneminen on paljon vähäisempää kuin tavallisen lasin. Peilin massan pienentämiseksi sen alapinnan rakenteesta tehtiin hieman hunajakennoa muistuttava. Ensimmäinen valuyritys tehtiin Corningin lasitehtaalla New Yorkissa maaliskuussa 1934. Alapinnan kennostoa varten tehdyt muotin osat irtoilivat ja muutama niistä jäi lasimassan sisään. Jäähdytys tapahtui liian nopeasti, mikä aiheutti sisäisiä jännityksiä lasiin.

Toinen valu joulukuussa 1934 onnistui paremmin. Muotin kaikki osat oli nyt pultattu tukevasti paikoilleen. Jäähdytyksen piti kestää kymmenen kuukautta. Seitsemän kuukauden kuluttua tulviva joki alkoi kuitenkin uhkaavasti lähestyä lämpötilaa säätelevää laitteistoa. Laitteiston siirron aikana peilin jäähdytysjärjestelmä oli kolme päivää pois käytöstä. Jäähdytyksen loppupuolella aluetta koetteli vielä maanjäristys. Kaikista luonnonmullistuksista huolimatta aihiosta tuli kelvollinen.

Seuraavaksi aihio täytyi siirtää mantereen poikki Kaliforniaan. Aihio sijoitettiin pystyasentoon erikoisrakenteiseen rautatievaunuun. Peilin sisältävän kotelon alareuna hipoi ratapölkkyjä ja yläreuna siltoja ja tunneleiden kattoja. Matkaa tehtiin vain päivisin ja korkeintaan 40 kilometrin tuntinopeudella. Kaksi viikkoa kestäneen matkan jälkeen aihio saapui ehjänä Pasadenaan.

Peiliä hiottaessa siitä poistettiin lasia noin viisi tonnia. Työ aloitettiin 1936. Kaksi vuotta myöhemmin Hale kuoli, ja sitten toinen maailmansota keskeytti työn. Peili valmistui vasta 1947, jolloin se siirrettiin Palomar-vuorelle.


Russell W. Porterin läpileikkauspiirros Mount Palomarin 5-metrisestä Hale-teleskoopista. Tuntiakseli päättyy oikealla hieman hevosenkenkää muistuttavaan kiekkoon. Kiekossa olevan aukon ansiosta kaukoputki voidaan suunnata myös taivaannapaa kohti.

Suuren kaukoputken mekaniikka aiheutti aivan uusia ongelmia. Viisimetrisen kaukoputken pystytystä varten jouduttiin kehittämään useita uusia teknisiä ratkaisuja, joita sitten on käytetty monissa myöhemmin rakennetuissa suurissa kaukoputkissa.

Yksi ongelma oli laakerointi. Jotta kaukoputki seuraisi kohdetta riittävän tarkasti ja tasaisesti, koko 500 tonnia painava rakennelma oli laakeroitava hyvin herkästi liikkuvaksi. Vastakkain liukuvien pintojen väliin pumpataan öljyä niin suurella paineella, että kaukoputki kelluu ohuen öljykalvon varassa.

Toinen ongelma on rakenteen pitäminen niin jäykkänä, ettei apupeilin paikka muutu kaukoputkea käännettäessä. Aikaisemmat rakennelmat eivät enää olleet riittävän jäykkiä näin suureen kaukoputkeen. Mark Serrurier oivalsi, ettei rakenteen tarvitsekaan olla ehdottoman jäykkä. Serrurier'n ratkaisussa pää- ja apupeili on kiinnitetty kehikoihin, jotka taipuvat yhtä paljon ja samaan suuntaan. Näin optisen akselin paikka siirtyy hieman, mutta molemmat peilit pysyvät akselin suhteen samassa kohtaa ja samassa asennossa. Serrurier'n kehikkoa on sittemmin käytetty pienemmissäkin kaukoputkissa, vaikka niissä sen merkitys on vähäisempi.

Ensimmäisen kerran kaukoputkea kokeiltiin tammikuussa 1948. Kesäkuussa 1948 kaukoputki vihittiin Hale-teleskoopiksi kymmenen vuotta aikaisemmin kuolleen George Ellery Halen kunniaksi.


Atsimutaalisesti pystytetty 6 metrin BTA-teleskooppi Kaukasus-vuoristossa. Kuvassa näkyy hyvin Serrurier'n kehikon rakenne. Pääpeili vaaka-akselin alapuolella ja apupeili kaukoputken yläpäässä ovat kiinni melko ohuissa kannattimissa, jotka molemmat taipuvat sa malla tavoin. Näin peilien keskinäinen asema ei muutu kaukoputkea käännettäessä.

Palomarin 5-metrinen kaukoputki oli kauan aikaa maailman suurin. Vasta 1975 valmistui Neuvostoliittoon 6-metrinen BTA. Siinä käytettiin jo teknisesti paljon helpompaa atsimutaalista pystytystä.

Vielä suurempia kaukoputkia on alettu taas rakentaa 1990-luvulla. Ne poikkeavat kuitenkin huomattavasti perinteisistä. Ne ovat poikkeuksetta atsimutaalisesti pystytettyjä, ja ohjaus on jätetty tietokoneen hoidettavaksi. Suurimpien kaukoputkien peilit eivät ole yhtenäisiä, vaan koostuvat pienemmistä palasista, joita on helpompi valmistaa. Peilit ovat myös varsin ohuita, ja niiden muoto pidetään oikeana säätämällä tuentamekanismia jatkuvasti tietokoneella. Kaukoputki voi jopa koostua useista erillisistä "osakaukoputkista", joiden kokoama valo ohjataan samaan fokukseen. Näin kaukoputken kokoa voidaan vihdoin kasvattaa ilman kovin vakavia tekniikasta johtuvia rajoituksia.

Lähteitä

Kingin teos on perusteellinen esitys havaintovälineiden ja kaukoputkien historiasta aina antiikin ajoista noin 1950-luvun alkuun. Leveringtonin kirjasta löytyy tietoa myös uudemmista laitteista. Ennen 1900-lukua valmistuneita kaukoputkia ja instrumentteja esitellään perusteellisesti mm. Ambronnin ja von Konkolyn teoksissa, joista ovat peräisin monet tämän ja seuraavan luvun kuvat.

Ambronn, L.: Handbuch der Astronomischen Instrumentenkunde I-II, Springer 1899.

Heiskanen V.A.: Tähtitiede I, WSOY 1948.

King, Henry C.: The History of the Telescope, Charles Griffin & Co. 1955, Dover 1979.

von Konkoly, Nicolaus: Praktische Anleitung zur Anstellung Astronomische Beobachtungen, Friedrich Vieweg und Sohn 1883.

Leverington, David: A History of Astronomy from 1890 to the Present, Springer 1995.

Wright; Warnow; Weiner: The Legacy of George Ellery Hale, MIT Press 1972.