| kotisivu | hakemisto | kartat | kohteet | teoriaa | historia |
Totesimme edellä, että silmällä on erinäisiä rajoituksia. Heikkoa valonkeräyskykyä voidaan parantaa käyttämällä kaukoputkea, jossa on mahdollisimman iso objektiivi. Kaukoputki parantaa myös erotuskykyä, ja sen tuottama kuva voidaan okulaareilla suurentaa, jolloin pienemmätkin yksityiskohdat tulevat näkyviin. Puutteeksi jää vielä se, ettei silmä pysty keräämään valoa pitkältä aikaväliltä. Ongelmana on myös silmämääräisten havaintojen subjektiivisuus.
Seuraava edistysaskel kohti parempaa objektiivisuutta otettiin, kun kaukoputken kokoamaa valoa pystyttiin mittaamaan silmästä riippumattomalla tavalla.
Kiikarissa on kiinteä suurennus. Toisin on kaukoputken laita. Objektiivi muodostaa kuvan polttotasoon, ja tuota kuvaa katsellaan suurennuslasia muistuttavalla okulaarilla. Erilaisia okulaareja käyttämällä saadaan erilaisia suurennuksia. Suurennus voidaan laskea yksinkertaisesti jakamalla objektiivin polttoväli okulaarin polttovälillä. Harrastajakäytössä tavallisen Cassegrain-kaukoputken polttoväli on kaksi metriä eli 2000 mm. Jos okulaarin polttoväli on 20 mm, saadaan suurennukseksi 2000/20=100.
Ihan mitä tahansa suurennuksia ei sentään kannata käyttää. Jos suurennamme kuvaa liiaksi, emme enää saa näkyviin uusia yksityiskohtia. Tätä rajoittavat valon diffraktio ja ilmakehän aiheuttamasta väreilystä johtuva seeing. Suurissa kaukoputkissa seeing on merkittävin erotuskykyä rajoittava tekijä.
Pistemäisen kohteen kuva on harvoin pienempi kuin yksi kaarisekunti. Jos suurennamme kuvan 120-kertaiseksi, seeing-kiekon läpimitaksi tulee kaksi kaariminuuttia eli silmän erotukskyky. Toki suurempaa kuvaa on helpompi katsella silmiä rasittamatta, joten hieman suurempaakin suurennusta voi tietysti kokeilla.
Pelkällä silmällä on vaikea arvioida okulaarissa näkyvien kohteiden välimatkoja. Ensimmäinen varsinainen kaukoputkeen liitetty mittalaite olikin \i{hiusristikko} ja siitä kehitetty \i{mikrometri}.
Hiusristikon keksijänä pidetään englantilaista William \ii{Gascoignea} (1612--1644), jonka kaukoputkeen yritteliäs hämähäkki oli kutonut verkkojaan. Havaitessaan Aurinkoa Gascoigne huomasi polttotasossa olevien lankojen piirtyvän terävinä yhtä aikaa itse kohteen kanssa. Hämähäkinseitin aiheuttamien teknisten ongelmien vuoksi Gasgoigne kuitenkin päätyi valmistamaan hiusristikkonsa hiuksista. Hän keksi myös, että hiusristikko kannattaa valaista, jotta se erottuisi pimeää yötaivasta vasten.
\rightfig{4cm}{0cm}{6cm}{\frame{6.5 0 10.5 3.8}}{% \ii{Gascoignen} \ii{mikrometrissä} on kaksi säädettävää terää, joiden avulla voidaan mitata esimerkiksi kaksoistähden komponenttien välisiä kulmia tai planeettojen läpimittoja.}
Hiusristikosta oli lyhyt matka ensimmäiseen mikrometriin. Gascoignen mikrometri koostui kahdesta metalliterästä, joiden välimatkaa voitiin säätää. Kun tällainen laite sijoitetaan polttotasoon, sen avulla voidaan helposti mitata esimerkiksi lähekkäisten kaksoistähtien välisiä kulmia, planeettojen näennäisiä läpimittoja jne.
Mikrometri olikin oikeastaan ainoa kaukoputkeen kiinnitettävä instrumentti pitkälle 1800-luvulle. Sekin oli merkittävä apuväline, jota käyttämällä pystyttiin mm.\ ensimmäisen kerran selvittämään monien kaksoistähtien radat. Kun näihin havaintoihin liitettiin tähtien etäisyyksistä tehdy mittaukset, saatiin ensimmäisen kerran havaintoihin perustuvaa tietoa tähtien massoista.
Seuraavan merkittävän spektroskooppisen havainnon teki \ii{William Herschel}. Hän asetti lämpömittarin Auringon spektriin ja havaitsi, että lämpötila kohoaa maksimiinsa, kun lämpömittari siirretään hieman näkyvän spektrin punaisen pään ulkopuolelle. Näin Herschel tuli löytäneeksi infrapunasäteilyn, mutta hän piti tätä lämpösäteilyä luonteeltaan erilaisena kuin näkyvää valoa.
Joseph \ii{Fraunhofer} tutki Aurinkoa kiikarilla, jonka objektiivin eteen oli asetettu lasiprisma. Kun tällaisella laitteella katsotaan Aurinkoa varjostimessa olevan raon lävitse, okulaari suurentaa spektrin yksityiskohdat, ja Fraunhofer onnistui löytämään spektristä satoja tummia spektriviivoja. Havaitessaan samalla tavoin hehkuvan natriumin säteilyä hän totesi valon keskittyvän kirkkaaseen viivaan, joka paremmalla resoluutiolla katsottuna jakaantui kahtia.
Diffraktion vuoksi kapeasta raosta kulkeva valo leviää kuvioksi, jossa esiintyy vuorotellen tummia ja kirkkaita vyöhykkeitä. Fraunhofer yritti vahvistaa ilmiötä sijoittamalla objektiivin eteen joukon ohuita raon kanssa samansuuntaisia lankoja. Yllätyksekseen hän havaitsi kirkkaan raon kuvan molemmin puolin sarjan spektrejä. Raon vieressä näkyvät ensimmäisen kertaluvun spektrit ovat kaikkein kirkkaimmat. Seuraavaksi ulompana olevat toisen kertaluvun spektrit ovat himmeämpiä, mutta pitempiä, ja antavat siten paremman resoluution.
\fig{9.9 cm}{\frame{-0.8 0 11.3 7.1}\frame{0.5 7.4 10 9.6}}{% Jos kaukoputken objektiivin eteen asetetaan prisma (yläkuva), tähtien kuvat näkyvät spektreinä. Jos halutaan suurempaa erotuskykyä, prisma sijoitetaan juuri ennen okulaaria (alakuva). Erotuskykyä voidaan parantaa asettamalla peräkkäin useita prismoja. Kuvassa Cr tarkoittaa kruunulasista ja Fl piilasista prismaa.}
Näistä löydöistä oli Fraunhoferille tieteellisen arvon lisäksi käytännön hyötyä. Spektriviivojen avulla hän pystyi mittaamaan eri lasilaatujen taitekertoimet eri aallonpituuksilla, mikä oli välttämätön tieto hyvien akromaattisten linssien suunnittelussa.
Spektroskopia alkoi kehittyä nopeasti 1800-luvun puolivälissä. Alusta alkaen spektrien tuottamiseen käytettiin molempia menetelmiä, prismoja ja lasilevylle tiheään uurretuista viivoista muodostuvia hiloja. Jo 1820 \ii{John W. Draper} huomasi, että hilan avulla saatiin kirkkaampi spektri, jos se päällystettiin elohopean ja tinan seoksella ja valon annettiin heijastua hilasta.
Myös spektroskopian alkuvaiheissa amatööreillä oli merkittävä \hbox{osuus}. Uranuurtajia olivat mm.\ amerikkalainen Lewis Morris \ii{Rutherfurd} (1816--1892) ja varsinkin englantilaiset William \ii{Huggins} ja hänen toverinsa \ii{W.A. Miller}. Huggins johti induktiokäämistä virran metallielektrodeihin, joiden välissä esiintyvien kipinöiden valon hän ohjasi spektroskooppiinsa varsinaisen spektrin viereen. Vaihtelemalla elektrodien valmistusainetta voitiin näiden vertailuspektrien avulla tunnistaa, mistä aineista tähtien spektriviivat olivat peräisin.
Huggins osoitti ensimmäisenä kaasusumujen todellisen olemuksen niiden spektrien avulla. Hän myös esitti 1868 havainneensa kirkkaiden tähtien spektriviivoissa hyvin pieniä \ii{Dopplerin ilmiön} mukaisia siirtymiä. Hugginsin mukaan \ii{Sirius} loittonee meistä 47 kilometriä sekunnissa. Tämä on vain noin 1,5 kertaa Maan ratanopeus. Myöhemmät havainnot pienensivät tätä nopeutta, ja uudempien tulosten mukaan Sirius lähestyy meitä 8 kilometriä sekunnissa.
Prismaspektrografeissa käytettiin useita prismoja, jotta spektri saatiin pitemmäksi. Nykyisin prismoja ei juuri käytetä niiden antaman pienen dispersion vuoksi. Spektrografit perustuvat yleensä heijastushiloihin.
Spektrien valokuvaus tuotti ongelmia vähäisen valon määrän ja levyjen hitauden vuoksi. Harvardin observatorion johtaja Edward C.\ \ii{Pickering} (1846--1919) elvytti 1880-luvulla \ii{Fraunhoferin} idean objektiivin eteen asetetusta prismasta saadakseen spektreihin enemmän valoa. Menetelmä osoittautui hyväksi, ja tällaisilla \ii{objektiiviprismaspektrografeilla} pystyttiin vihdoin valokuvaamaan spektrejä tyydyttävällä tavalla. Samalla saatiin kuvaan kaikkien alueella näkyvien tähtien spektrit, joten näin oli avattu tie kattavalle tähtien spektriluokittelulle.
Kohteiden erilaisten kirkkauksien arviointia paljon helpompaa on havaita, milloin kaksi eri kohdetta näyttävät yhtä kirkkailta. Tähän perustuivat ensimmäiset fotometrit.
\fig{10.3cm}{\frame{0.6 0 9.9 10}}{\ii{Zöllnerin} \ii{fotometri}. Oikealla olevassa pöntössä on öljylamppu, jonka valo johdetaan vaaka-akselin ja peilin kautta okulaariin. Akselin sisällä olevien prismojen avulla voidaan säätää lampun muodostamaa kuvaa, kunnes se näkyy yhtä kirkkaana kuin mitattava tähti.}
\ii{Steinheilin} fotometrissä käytettiin halkaistua objektiivia, jonka puoliskoja voitiin siirrellä pitkin kaukoputken optista akselia. Okulaari ei ollut aivan polttotasossa, joten tähdet näkyivät läiskinä. Säätämällä objektiivin puoliskojen etäisyydet sopiviksi läiskien pintakirkkaudet saatiin samoiksi.
Tunnetuin vanhoista fotometreistä lienee Johann \ii{Zöllnerin} (1834--1882) vuonna 1861 kehittämä laite, jossa kohdetta verrattiin keinotekoiseen valonlähteeseen. Valonlähteen kuva säädettiin polarisaattorien avulla yhtä kirkkaaksi kuin kohde.
Harvardissa \ii{Pickering} kehitti Zöllnerin fotometristä laitteen, jolla voitiin verrata kahden tähden kirkkautta. Laitteessa oli kaksi vaakasuoraa kaukoputkea, joihin valo ohjattiin peilien avulla. Toinen kohde oli yleensä standardina käytetty \ii{Pohjantähti}. Myöhemmin kuitenkin osoittautui, että Pohjantähti on muuttuva tähti. Nykyisin fotometrisiä havaintoja voidaan verrata lukuisiin eri puolilla taivasta sijaitseviin tarkasti mitattuihin standarditähtiin.
\fig{10.3cm}{\frame{-1 0 11.5 10}}{\ii{Stebbinsin} 1910 julkaisema \ii{Algolin} valokäyrä perustui seleenikennolla tehtyihin mittauksiin.}
Nykyaikaisen fotometrian voi katsoa alkavan 1900-luvun alkuvuosina, kun Joel \ii{Stebbins} (1878--1966) kehitti valosähköisen fotometrin. Ensimmäisessä valosähköisessä fotometrissä valoherkkänä aineena oli \ii{seleeni}, jonka sähköinen vastus pienenee siihen osuvan valon vaikutuksesta. Seleeniä käytetään edelleenkin kameroiden valotusmittareissa. Sen puutteena on tähtitieteellisiin havaintoihin liian alhainen herkkyys.
Hieman myöhemmin \ii{Guthnick} ja \ii{Rosenberg} kehittivät huomattavasti herkemmän fotometrin, jossa tähden valo irrottaa alkalimetallin pinnasta elektroneja. Näistä elektroneista aiheutuva virta voidaan sitten mitata. Tällaisen \i{fotokatodin} herkkyys on jo paljon parempi kuin valokuvauslevyn.
Fotokatodilta irtoavien elektronien tielle voidaan asettaa \ii{dynodi}, johon osuva elektroni irrottaa siitä useita uusia elektroneja. Sijoittamalle useita dynodeja peräkkäin voidaan alkuperäinen virta vahvistaa jopa miljoonakertaiseksi. Tällainen laite on nykyisissä fotometreissä käytettävä \i{valomonistinputki}. Sillä ei saada aikaan kohteen kuvaa; oleellisesti ottaen se vain laskee kohteesta tulevia fotoneja. Valomonistimen etuna on sen suuri herkkyys.
Fotometriassa kohdetta havaitaan yleensä erilaisten suotimien lävitse. Hyvin paljon käytetään Harold L.\ \ii{Johnsonin} (1921--1980) ja William W.\ \ii{Morganin} (1906--1994) 1950-luvun alussa kehittämää \i{UBV-järjestelmää}. Siinä kirkkaus mitataan kolmen suotimen (U=ultravioletti, B=blue, sininen, V=visuaalinen) lävitse. Järjestelmä on erittäin hyvin standardoitu. Myöhemmin järjestelmää on täydennetty useilla infrapuna-alueen kaistoilla.
Kun kirkkaus mitataan muutamilla eri aallonpituuksilla, saadaan jo karkea kuva spektrin muodosta. Tähtien värien ilmoittamiseen käytetään usein \i{väri-indeksiä} {\sl B--V} eli sinisen ja visuaalisen magnitudin erotusta. Mitä suurempi tämä luku on, sitä punaisempi kohde on. Tähden väri-indeksi riippuu sen spektriluokasta, joten likimääräinen spektriluokka saadaan jo kahdesta fotometrisestä havainnosta.
Ensimmäinen käyttökelpoinen menetelmä kuvan ikuistamiseksi oli \i{daguerrotypia}. Daguerrotypiassa kuva muodostuu metallilevyn valoherkälle pinnoitteelle. Kuva on peilikuva, eikä siitä voi tehdä kopioita, toisin kuin nykyisistä negatiiveista. Menetelmän suurin ongelma oli sen hitaus. Daguerrotypialevyjen huonon valoherkkyyden takia tarvittiin hyvin pitkiä valotusaikoja. Muotokuvien ottaminen oli kohteelle tai paremminkin uhrille rankka kokemus, sillä hänen piti istua hievahtamatta useita minuutteja. Joskus apuna käytettiin erilaisia ruuvipenkkejä ja pihtejä, joilla kuvattava kahlittiin aloilleen kuvauksen ajaksi.
Ensimmäisen kuukuvan onnistui ottamaan \ii{John Draper} vuonna 1840. Kaukoputki oli kolmetuumainen linssiputki ja valotusaika puoli tuntia. Seuraavana vuonna Draper onnistui jo kuvaamaan Auringon spektrin. Auringon kuvasivat ensimmäisinä \ii{Fizeau} ja \ii{Foucault} huhtikuun 2.\ päivänä vuonna 1845. Valotusaika oli 1/60 sekuntia.
Daguerrotypiaa seurasi \i{märkälevymenetelmä}. Märkälevyt olivat jo paljon herkempiä, ja valotusajat lyhenivät tuntuvasti. Kuun kuvaamiseen tarvittiin enää muutamia kymmeniä sekunteja. Vaikeutena oli levyn käsittelyn hankaluus, josta nykyisiin mukaviin pimiöihin tottuneilla valokuvauksen harrastajilla tuskin on käsitystä. Levy piti valmistaa paikan päällä ja valottaa sen ollessa vielä märkä. Valotusaika voi olla korkeintaan muutamia minuutteja, koska kuivuessaan levy menetti valoherkkyytensä. Kovin himmeitä kohteita ei märkälevyilläkään siis voinut kuvata. Prosessissa käytetyt myrkyt olisivat saaneet nykyiset työturvallisuus\-asiantuntijat kieltämään koko puuhan.
Edellä mainittu \ii{Rutherfurd} oli myös yksi valokuvauksen pioneereja. Hän huomasi pian, että visuaalihavaintoihin tarkoitetut linssikaukoputket eivät soveltuneet valokuvaukseen. Valokuvauslevyt olivat herkkiä lähinnä vain siniselle valolle, ja keltaiselle valolle korjatut linssit eivät antaneet terävää kuvaa sinisessä valossa. Peilikaukoputket ovat tässä parempia, mutta Rutherfurdin havaintopaikalla keskellä New Yorkia huolia aiheuttivat kaupungin melskeestä johtuvat värinät ja ilmeisesti jo tuolloin varsin saasteinen ilma, jonka vuoksi peili oli hopeoitava ainakin kymmenen päivän välein.
Kaukoputkiinsa pettynyt Rutherfurd rakensi ensimmäisen pelkästään valokuvaukseen tarkoitetun linssikaukoputken, jonka optiikka oli korjattu siniselle valolle. Vuonna 1864 valmistunut 28-senttinen kaukoputki osoittautui erinomaiseksi, ja Rutherfurd sai kolmen minuutin valotuksella \ii{Praesepen} tähtijoukosta näkyviin jopa 9 magnitudin tähtiä.
\i{Kuivalevymenetelmä} teki valokuvauksesta vihdoin tähtitieteen tärkeän apuvälineen, jonka merkitys on säilynyt aivan viime vuosiin saakka. Levyjä oli helppo käsitellä ja niitä voitiin valottaa miten kauan tahansa.
Ensimmäisiä kuivalevymenetelmän käyttäjiä oli spektroskopiasta tuttu William \ii{Huggins}. Vuonna 1875 hän onnistui valokuvaamaan \ii{Vegan} spektrin ja pian sen jälkeen myös muiden kirkkaiden tähtien, planeettojen, Kuun ja Auringon spektrit.
Valokuvauksen kehittyessä siitä tuli luonnollinen tähtien paikkojen mittaamisen apuväline. Ensimmäinen suurisuuntainen valokuvauksellinen kartoitustyö oli 1800-luvun lopulla alkanut \i{Carte du Ciel} -projekti. Sitä ja muita valokuvauksellisia kartastoja käsitellään tähtiluetteloiden ja -karttojen yhteydessä.
Valokuvauksella on monta etua silmin tehtäviin havaintoihin verrattuna. Levylle saadaan kerralla suuri joukko tähtiä tai spektrejä, joita voidaan sitten tutkia kaikessa rauhassa tarkoilla mittalaitteilla. Toinen tärkeä ero silmään nähden on valokuvauslevyn kyky kerätä valoa. Vaikka levyn herkkyys onkin silmää huonompi, sitä voidaan valottaa pitkiä aikoja, jolloin näkyviin saadaan himmeitäkin kohteita.
Valokuvauksessa on toki myös omat ongelmansa. Ensimmäinen ongelma on valokuvausmateriaalien epäherkkyys, minkä vuoksi tarvitaan pitkiä valotusaikoja. Toinen ongelma on levyjen epälineaarisuus. Tämä tarkoittaa sitä, että levylle syntyvän mustuman määrä ei kasva tasaisesti siihen osuvien fotonien määrän kasvaessa. Jos valoa tulee hyvin vähän, levy ei reagoi siihen lainkaan. Tietyn kynnysarvon jälkeen mustuma alkaa sitten kasvaa valon määrän lisääntyessä. Kun valon määrä edelleen lisääntyy, mustuman kasvu alkaa hidastua. Vaikka nykyaikaisten levyjen käyttäytyminen onkin aika tarkasti tunnettu, siinä voi esiintyä pieniä vaihteluja eri valmistuserien välillä. Samoin lämpötila kuvaushetkellä, kehitteen lämpötila ja kehitysaika vaikuttavat lopputulokseen. Näiden ongelmien vuoksi levylle osuneen säteilyenergian laskeminen mustuman määrästä vaatii jonkin verran työtä. Helpoimmin se käy, jos levyllä näkyy tähtiä, joiden kirkkaudet tunnetaan ennestään, tai jos levylle valotetaan tarkasti säädeltyjä kalibrointivalotuksia.
Nämä ongelmat liittyvät tutkimuksiin, joissa on mitattava täsmällisesti saapuneen säteilyenergian määrä. Sellaisia ovat mm.\ fotometria ja tähtien ainerunsauksien määrittämiseen pyrkivä spektroskopia. Astrometriassa eli tähtien paikkojen mittaamisessa levyjen kalibrointi sen sijaan ei ole kovin oleellista.
Fotokatodiin perustuva \i{kuvanvahvistin} kehitettiin 1960-luvulla. Fotonien irrottamat elektronit osuvat fluoresoivalle varjostimelle ja aiheuttavat valonvälähdyksiä, jotka voidaan valokuvata tai muuttaa videosignaaliksi.
\fig{8.9cm}{\frame{0 0 10.5 8.6}}{% Helsingin yliopiston observatorioon 1984 hankittu ensimmäinen \ii{CCD-kamera}, jota sittemmin käytettiin \ii{Krimin observatoriossa} spektrihavaintoihin. Kameran valoherkkä osa on postimerkin kokoinen musta suorakaide sylinterimäisen esineen päässä. Sylinteristä suurimman osan muodostaa nestemäisellä typellä täytettävä termospullo.}
Nykyisin eniten käytetty ilmaisin on \i{CCD-kamera}. Hieman halvempi versio siitä saattaa monella olla kotonaan, vaikkei sitä ehkä tiedäkään. CCD:tä käytetään nimittäin yleisesti videokameroissa.
Lyhenne CCD tulee sanoista charge coupled device. CCD-kamera koostuu joukosta pieniä valoherkkiä puolijohdepiirejä. Kun fotoni osuu kameran kuvaelementtiin, se lisää sen varausta. Varauksen määrä on suoraan verrannollinen osuneiden fotonien määrään. Valotuksen jälkeen nämä varaukset luetaan ja talletetaan laitetta ohjaavan tietokoneen muistiin.
CCD-kameran suurin etu on sen herkkyys. Suuren herkkyyden vuoksi se kuitenkin rekisteröi helposti myös laitteen oman lämmön aiheuttamaa kohinaa. Videokamerassa tällä ei ole merkitystä, koska varsinaisesta kohteesta tuleva signaali on kohinaa tuntuvasti suurempi. Himmeiden tähtitaivaan kohteiden havaitsemiseksi tätä kohinaa on kuitenkin vaimennettava, mikä tapahtuu jäähdyttämällä kameraa. Tähtitieteilijöiden käyttämät CCD-kamerat on tavallisesti suljettu tyhjiöön, jota ympäröi termospullo. Jäähdytys tapahtuu täyttämällä termospullo nestemäisellä typellä, jonka lämpötila on 196 pakkas\-astetta. Itse kameran lämpötila pidetään noin --140 asteessa, koska siitä edelleen jäähdytettäessä sen herkkyys laskee liikaa.
Nykyisin on CCD-kameroita alkanut ilmestyä myös harrastajakäyttöön. Koska nestemäisen typen hankkiminen ja käsittely on hiukan vaivalloista, nämä kamerat jäähdytetään sähköisesti. Lämpötila saadaan tosin vain muutamia kymmeniä asteita ulkoilman lämpötilaa matalammaksi, mutta silloinkin nämä melko edulliset ilmaisimet ovat jo ihan varteenotettavia havaintovälineitä.
Ambronn, L.: Handbuch der Astronomischen Instrumentenkunde I--II, Springer 1899.
King, Henry C.: The History of the Telescope, Charles Griffin \& Co. 1955, Dover 1979.
von Konkoly, Nicolaus: Praktische Anleitung zur Anstellung Astronomische Beobachtungen, Druck und Verlag von Friedrich Vieweg und Sohn 1883.
Leverington, David: A History of Astronomy from 1890 to the Present, Springer 1995.
Maran, Stephen P. (ed.): The Astronomy and Astrophysics Encyclopedia, Van Nostrand / Cambridge University Press 1992.
Stebbins, Joel: "The Measurement of the Light of Stars with a Selenium Photometer, with an Application to the Variations of Algol", Astrophysical Journal 32, p. 185-214, 1910.