Teleskoopit ja observatoriot Teleskoopin ensisijainen tehtävä on kerätä mahdollisimman paljon valoa (fotoneja) siihen liitettyyn instrumenttiin (kuten valokuvauslevy tai CCD-kamera). Kaukoputkea kuvaavat tärkeimmät ominaisuudet ovat: Linssi- vai peiliteleskooppi Objektiivin halkaisija D Polttoväli f () 15. syyskuuta 2008 1 / 62
Näiden perusominaisuuksien avulla voidaan laskea kaukoputken havaintoihin vaikuttavat ominaisuudet: Valonkeräyskyky, F D 2. Aukkosuhde f /D ("valovoima"). Kuvan mittakaava polttotasossa s = f tan u fu, [u] =rad, yleensä yksiköissä /mm tai /pix (CCD). Erotuskyky, θ 1/D (Käytännössä ilmakehä rajoittaa erotuskykyä). Suurennus ω = u /u f /f ). () 15. syyskuuta 2008 2 / 62
Valon kulku teleskoopissa saadaan pääpiirteittäin geometrisen optiikan avulla. Diffraktiokuvion laskemiseen sen sijaan tarvitaan aalto-optiikkaa. Edellisessä luvussa johdettiin teleskoopin erotuskyvylle Rayleigh n raja, joka saadaan ehdosta, että tähden diffraktiokuvion maksimi osuu toisen tähden ensimmäisen minimin kohdalle: polttotaso θ 1.22λ/D, [θ] = rad. D f Kaukoputken tärkeimmät mitat ovat objektiivin läpimitta D ja polttoväli f. () 15. syyskuuta 2008 3 / 62
Yhtä hyvin voidaan käyttää myös yksinkertaisempaa Dawesin rajaa θ = λ/d. Esimerkiksi Tuorlan 1.03 metrin teleskoopilla θ = 0.1 (λ = 550 nm). Käytännössä erotuskyky on 3 6 ilmakehästä johtuen. () 15. syyskuuta 2008 4 / 62
Apupeilin kannatin mutkistaa diffraktiokuviota; tähden kuva muuttuu tähtimäiseksi. Peilikaukoputkissa myös apupeili ja sen pidike aiheuttavat oman lisänsä diffraktiokuvioon, mistä seuraa, että tähdet näyttävät "tähdiltä". Esimerkiksi avaruusteleskooppi HST:llä ongelma on erityisen paha. Mutkikas diffraktiokuvio heikentää erotuskykyä ja vaikeuttaa kuvista tehtäviä fotometrisia mittauksia. () 15. syyskuuta 2008 5 / 62
HST-avaruusteleskoopin kuva kvasaarista OJ287. Alakuvassa HST:n diffraktiokuvio (Yanny et al. 1997, ApJ 484, L113) () 15. syyskuuta 2008 6 / 62
Teleskoopin mitat valitaan sen käyttötarkoituksen mukaan: Himmeitä kohteita tai tarvitaan hyvää erotuskykyä (kaukaiset galaksit, kvasaarit) suuri D. Laajoja kohteita, pieni pintakirkkaus (kaasusumut, kartoitus) pieni f. Pieniä, mutta kirkkaita kohteita (planeetat, kaksoistähdet) suuri f. () 15. syyskuuta 2008 7 / 62
Klassiset optiset ratkaisut Teleskooppeja voidaan luokitella sen mukaan, millaisia optisia elementtejä niissä käytetään: linssejä (dioptriset) peilejä (kataoptriset) sekä linssejä että peilejä (katadioptriset) () 15. syyskuuta 2008 8 / 62
Linssiteleskooppi f f objektiivi okulaari polttotaso Yllä linssikaukoputken periaate. Objektiivi muodostaa kaukaisesta kohteesta kuvan polttovälin f etäisyydelle objektiivista. Polttotasoon voidaan asentaa jokin mittalaite tai kuvaa voidaan tarkastella okulaarilla. Jos okulaarin polttoväli on f, suurennus on ω = f /f. () 15. syyskuuta 2008 9 / 62
Kuvassa Yerkesin 1897 valmistunut yhden metrin teleskooppi, joka on edelleen maailman suurin linssikaukoputki. () 15. syyskuuta 2008 10 / 62
Linssikaukoputki on vanhin kaukoputkityyppi. Sen etuja ja haittoja ovat: + Umpinaisen, tukevan rakenteen ansiosta ilma ei liiku putken sisällä, joten kuva on rauhallisempi kuin peiliteleskoopissa. + Optiset osat eivät kaipaa useinkaan säätämistä. + Valon kulkutiellä ei ole diffraktiota aiheuttavaa ja siten erotuskykyä heikentävää apupeiliä kannattimineen. Aukkosuhde f /D on luokkaa 10 20, joten kaukoputki on hyvin pitkä ja näkökenttä pieni. Linssi aiheuttaa värivirhettä. Suurten linssien valmistaminen on erittäin vaikeaa. Käytännön yläraja linssin koolle on noin 1 metri. () 15. syyskuuta 2008 11 / 62
Linssikaukoputkia käytetään pääasiassa havaintoihin, joissa tarvitaan hyvää erotuskykyä, kuten kaksoistähtien ja planeettojen tutkimukseen sekä parallaksimittauksiin. Astrometriaan käytettävät meridiaanikoneet (luku 12) ovat myös linssikaukoputkia. () 15. syyskuuta 2008 12 / 62
Newtonin kaukoputki Isaac Newtonin esittämässä ratkaisussa kaukoputken pääpeili on paraboloidi. Apupeili on vinossa oleva tasopeili, joka heijastaa kuvan putken sivulla olevaan okulaariin tai havaintolaitteeseen. Optiset osat ovat yksinkertaisia ja halpoja, ja kaukoputkityyppi sopii hyvin visuaalihavaintoihin. Siksi kaukoputki on hyvin yleinen harrastajakäytössä. okulaari polttotaso objektiivi apupeili () 15. syyskuuta 2008 13 / 62
Newtonin kaukoputken etuja ja haittoja ovat: + Peilit helppo valmistaa itsekin. + Yksinkertaisen rakenteen vuoksi halpa. Vaikea tasapainottaa, jos käytetään isoja instrumentteja. Voimakkaan koman vuoksi käyttökelpoinen kuvakenttä tyypillisesti vain muutamia kaariminuutteja (koma (f /D) 2 ). Aukkosuhde f /D valitaan yleensä suurehkoksi, jotta apupeilin koko ei kasvaisi liian suureksi. () 15. syyskuuta 2008 14 / 62
Cassegrain-teleskooppi (Ritchey-Chrètien) apupeili okulaari polttotaso Cassegrain-kaukoputkessa valo heijastuu kuperasta apupeilistä pääpeilissä olevan reiän lävitse. Useimmat suuret kaukoputket ovat tätä tyyppiä. Cassegrain-kaukoputkessa valo heijastuu apupeilistä pääpeilin keskellä olevan reiän kautta pääpeilin takana olevaan polttotasoon. Alkuperäisessä ratkaisussa pääpeili on paraboloidi ja apupeili hyperboloidi. Pääpeilin tyypillinen aukkosuhde on 2 4 ja koko järjestelmän 12 30. Nykyisin useimmat suuret teleskoopit ovat Cassegrain-tyyppisiä. () 15. syyskuuta 2008 15 / 62
() 15. syyskuuta 2008 16 / 62
Ritchey-Chrètien-teleskooppi on Cassegrainin parannettu muoto. Siinä pääpeili on hyperboloidi tai korkeamman asteen pinta, jolloin koma saadaan hyvin pieneksi suurella alueella. Edut ja haitat: + Rakenne on kompakti, joten se on luja ja helppo rakentaa vakaaksi. + Instrumenttien tasapainotus helppoa. + Koma ja palloaberraatio pienempiä kuin Newtonissa. + Ritchey-Chrètien: Ei komaa, eikä palloaberraatiota (aplanaatti). Kuvakentän kaarevuus ja astigmatismi suurempaa kuin vastaavassa Newtonissa. Ritchey-Chrètien: Korkea-asteiset pinnat vaikea valmistaa. Fokusointi tehtävä tarkasti. () 15. syyskuuta 2008 17 / 62
Schmidt-kamera Paraboloidipeilin ongelmana on koma. Ritchey-Chrètienissä ongelma on ratkaistu käyttämällä hyperboloidia tai jotakin mutkikkaampaa pintaa. Toinen vaihtoehto on käyttää pallopeiliä, joka ei aiheuta komaa. Pallopeilin vikana on kuitenkin palloaberraatio. Schmidt-kamerassa tämä on korjattu ohuella korjauslasilla. Ratkaisun esitti virolainen optikko Bernhard Schmidt (1879 1935) vuonna 1929. Korjauslasi on läpimitaltaan hieman pääpeiliä pienempi. Ohuen korjauslasin aiheuttamat koma ja värivirhe ovat hyvin pieniä. Polttopinta on kaareva ja se on kaukoputken sisällä. Kaukoputkessa ei voi käyttää suuria instrumentteja, mutta se soveltuu hyvin valokuvaukseen. Yleensä levy tai filmi sijoitetaan kasettiin, joka taivuttaa sen oikeaan muotoon. () 15. syyskuuta 2008 18 / 62
Yrjö Väisälä kehitteli samanlaisen ratkaisun samoihin aikoihin Schmidtin kanssa tästä ilmeisesti riippumatta. Väisälä lisäsi polttopinnan eteen korjauslinssin, jolla kuva oikaistaan tasoksi. Tällaisessa Schmidt-Väisälä-teleskoopissa voidaan käyttää myös CCD-kameraa. Kameran aiheuttama lämpö on kuitenkin johdettava putken ulkopuolelle, ettei se aiheuta seeingiä heikentävää väreilyä. Schmidt-kameran etuja ja haittoja ovat: + Laaja näkökenttä, 5 7 astetta, tähdet teräviä yli koko kentän. Korjauslasi vaikea valmistaa. Kuvapinta kaareva, mikä voidaan kuitenkin korjata, kuten Schmidt-Väisälä-järjestelmässä. () 15. syyskuuta 2008 19 / 62
kaareva polttopinta korjauslasi Schmidt-kamerassa pääpeili on pallopeili, jonka palloaberraatio korjataan ohuella korjauslasilla. Kuvassa korjauslasin paksuutta ja muotoa on liioiteltu suuresti. Kuva muodostuu putken sisään kaarevalle polttopinnalle. () 15. syyskuuta 2008 20 / 62
() 15. syyskuuta 2008 21 / 62
okulaari korjauslasi polttotaso Schmidt-Cassegrain-kaukoputki on Scmidt-kameran ja Cassegrain-kaukoputken yhdistelmä. () 15. syyskuuta 2008 22 / 62
Schmidt-Cassegrain Schmidt-Cassegrain-kaukoputki on Schmidt-kameran ja Cassegrain-kaukoputken yhdistelmä. Valo tulee korjauslasin läpi pääpeiliin, heijastuu siitä apupeiliin ja siitä edelleen pääpeilin läpi Cassegrain-fokukseen. Tällaiset kaukoputket ovat hyvin suosittuja varsinkin harrastajakäytössä (esimerkiksi Celestron, Meade). Järjestelmän etuja ja haittoja ovat: + Kaukoputki on hyvin lyhyt pitkästä polttovälistä huolimatta. + Laaja lähes virheetön näkökenttä. Korjauslasin ja useiden optisten pintojen vuoksi vaikea valmistaa ja siten melko kallis. () 15. syyskuuta 2008 23 / 62
Maksutov Schmidt-kameran korjauslasin tilalla voidaan käyttää myös voimakkaasti kaarevaa korjauslasia, jonka molemmat pinnat ovat pallopintoja. Myös pääpeilin pinta on pallopinta. Esimerkiksi varsin hintavat Questar-teleskoopit ovat tällaisia Maksutov-teleskooppeja. Maksutov-kaukoputken edut ja haitat ovat samat kuin Schmidt-Cassegrainissa. apupeili pinnoitettu korjauslasin takapintaan korjauslasi okulaari polttotaso Maksutov-kaukoputki. () 15. syyskuuta 2008 24 / 62
Teleskoopin pystytys Kaukoputki on asennettava jalustalle niin, että se voidaan suunnata haluttuihin kohteisiin. Periaatteessa kaukoputkea on pystyttävä kääntämään kahden akselin ympäri, jotka voivat olla melkein missä tahansa asennossa. Tavallisia pystytystapoja on käytännön syistä kuitenkin vain kaksi: ekvatoriaalinen ja altatsimutaalinen tai lyhyemmin vain atsimutaalinen. Ekvatoriaalisen jalustan toinen akseli, tuntiakseli eli napa-akseli on Maan pyörimisakselin suuntainen ja toinen, deklinaatioakseli, sitä vastaan kohtisuorassa. Maan pyöriessä kohteen tuntikulma muuttuu, mutta kaukoputki pysyy kohteeseen suunnattuna, kun sitä käännetään tuntiakselin ympäri täysi kierros yhdessä tähtivuorokaudessa. () 15. syyskuuta 2008 25 / 62
Ekvatoriaalinen ja altatsimutaalinen pystytys. Ekvatoriaalisen jalustan ongelmana on vinossa olevien akselien laakerointi. Deklinaatioakselin asento muuttuu kaukoputken seuratessa kohdetta, jolloin laakereihin kohdistuvan kuormituksen suunta muuttuu. Nykyisin suuret kaukoputket ovatkin altatsimutaalisia: akselit ovat pysty- ja vaakasuorassa. Rakenteet saadaan paljon yksinkertaisemmiksi ja kevyemmiksi ja siten myös halvemmiksi. () 15. syyskuuta 2008 26 / 62
Vaikeutena on kohteen seuraaminen, sillä putkea on käännettävä muuttuvilla nopeuksilla molempien akselien ympäri. Ohjaus tapahtuukin tietokoneella. Toinen ongelma on kuvakentän kiertyminen. Mittalaite on kiinnitettävä telineeseen, jota voidaan kiertää optisen akselin ympäri. Aivan zeniitissä olevia kohteita altatsimutaalisella teleskoopilla ei voi havaita, sillä kohteen atsimuutti muuttuu hetkessä 180 deg kohteen ohittaessa zeniitin. () 15. syyskuuta 2008 27 / 62
Jalustan akselit eivät koskaan ole täsmälleen oikein suunnatut. Teleskoopin suuntauksen on kuitenkin oltava hyvin tarkka, jotta seuranta toimisi kunnolla. Myös CCD-kameran näkökenttä on usein hyvin pieni, joten ilman kunnollista suuntausta jopa kohteen löytäminen voi olla mahdotonta. Tietokoneohjatuissa järjestelmissä suuntaus on aika ajoin tarkistettava havaitsemalla joukko standarditähtiä, joiden koordinaatit tunnetaan hyvin tarkasti. Näistä havainnoista voidaan laskea suuntausmalli, joka ottaa huomioon akselien suuntausvirheet. Samaan tapaan toimivat harrastajakaukoputkiin nykyisin saatavat ohjausjärjestelmät. () 15. syyskuuta 2008 28 / 62
rektaskensioakseli deklinaatioakseli () 15. syyskuuta 2008 29 / 62
() 15. syyskuuta 2008 30 / 62
Varsinkin ekvatoriaalinen jalusta voidaan toteuttaa teknisesti monella eri tavalla: Haarukka on yleinen sekä suurissa teleskoopeissa että pienissä harrastajakaukoputkissa ja varsinkin altatsimutaalisissa (esimerkiksi NOT, Tuorlan 1.03 m). Saksalainen pystytys on yleinen erityisesti linssiteleskoopeissa, joissa putki on pitempi kuin peiliteleskoopeissa. Tuntiakseli on lyhyt ja itse kaukoputki epäsymmetrisesti sen sivulla. Tasapainotusta varten deklinaatioakselin toiseen päähän tarvitaan raskaat vastapainot. Englantilaisessa pystytyksessä (yoke) tuntiakselin haarukka on tuettu molemmista päistään. Tällainen on esimerkiksi Tuorlan 70 cm:n Schmidt-kamera. Haittana on, että pohjoisnavan ympärille jää pieni katvealue. Hevosenkenkäpystytyksessä vältetään englantilaisen pystytyksen katvealue. Ratkaisua käytetään lähinnä suurissa kaukoputkissa matalilla leveysasteilla, kuten Palomarin 5 metrin teleskoopissa. () 15. syyskuuta 2008 31 / 62
() 15. syyskuuta 2008 32 / 62
Fokus a) primäärifokus b) Newton -fokus d) coudé -fokus c) Cassegrain -fokus Teleskoopin fokusvaihtoehtoja. () 15. syyskuuta 2008 33 / 62
Kaukoputken polttotaso voi sijaita eri paikoissa putken tyypistä riippuen. Joissakin kaukoputkissa voidaan valita jokin eri vaihtoehtoista käännettävien peilien avulla. Primäärifokus sijaitsee pääpeilin polttotasossa. Tällöin polttoväli on suhteellisen lyhyt ja aukkosuhde f /D pieni. Primäärifokusta käytetään vain joissakin suurissa kaukoputkissa (kuten Palomarin 5-metrinen) sekä Schmidt-kameroissa. Kovin suurta mittalaitetta primäärifokukseen ei voi sijoittaa. Newton-fokus on kaukoputken sivulla. Sitä käytetään Newtonin teleskoopeissa. Ratkaisu on yleinen harrastajateleskoopeissa ja sopii visuaalihavaintoihin. Suurten instrumenttien käyttö sen sijaan on hankalaa. Cassegrain-fokus sijaitsee pääpeilin takana. Se on yleisin tällä hetkellä suurissa kaukoputkissa käytetty fokus. Siihen on mahdollista kiinnittää suurempia instrumentteja kuin primääri- tai Newton-fokukseen. Polttoväli on edellisiä pitempi ja aukkosuhde f /D suurempi. () 15. syyskuuta 2008 34 / 62
Coudé-fokus sijaitsee kiinteässä paikassa kaukoputken ulkopuolella, esimerkiksi tuntiakselin alapäässä, johon valo ohjataan useiden peilien avulla. Polttoväli on vielä pitempi ja aukkosuhde suurempi kuin Cassegrain-fokuksessa. Fokukseen voidaan sijoittaa miten suuria instrumentteja tahansa. Sitä käytetään erityisesti tehtäessä spektroskooppisia havaintoja. Nasmyth -fokus on atsimutaalisen kaukoputken vaaka-akselilla. Apupeilistä heijastunut valo ohjataan siihen vinolla tasopeilillä. Fokusta käytetään monissa suurissa teleskoopeissa. Se on samantapainen kuin coudé-fokus ja mahdollistaa suurten instrumenttien käytön. () 15. syyskuuta 2008 35 / 62
Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä Kaukoputken muodostaman kuvan laadun kannalta optiikka on luonnollisesti tärkeimmässä asemassa. Sen lisäksi monet muutkin tekijät vaikuttavat kuvan laatuun. Optisen systeemin valinta Teleskoopin tyypistä riippuu, millaisia kuvausvirheitä siinä esiintyy. Kuvan laadulle asetettavat vaatimukset puolestaan riippuvat kaukoputken käyttötarkoituksesta, ja sen perusteella on päätettävä, minkä tyyppinen kaukoputki on tehtävään sopivin. Jotta teleskooppi muodostaisi kohteesta teorian mukaisen ideaalisen diffraktiokuvion, peilien ja linssien pinnat on hiottava täsmälleen oikeaan muotoon. Valo ei kuitenkaan "näe"poikkeamia, jotka ovat huomattavasti valon aallonpituutta λ pienempiä. Käytännön vaatimuksena onkin, että pinnan poikkeamat teoreettisesta muodosta ovat korkeintaan luokkaa λ/10. () 15. syyskuuta 2008 36 / 62
Peilin muodon täytyy pysyä optimaalisena, vaikka sen asento havaintojen aikana muuttuukin. Suuren täysin jäykän peilin valmistaminen olisi hyvin hidasta ja kallista. Pääpeilit ovatkin nykyisin hyvin ohuita suhteessa niiden halkaisijaan (esimerkiksi NOTin peilin halkaisija on 2.56 m ja paksuus 19 cm). Siten hyvän peilituennan merkitys korostuu. kullakin tuella yhtä suuri pinta-ala tuettavana 3 - pist. 9 - pist. 24 - pist. (NOT) Peilin monipistetuenta. () 15. syyskuuta 2008 37 / 62
Peili on tuettava niin, ettei se väänny omasta painostaan, eikä ympäröivien rakenteiden vaikutuksesta. Peiliä ei voi esimerkiksi laskea tasaista alustaa vasten tai "liimata"paikoilleen, vaan on käytettävä monipistetuentaa. Pienehköissä peileissä voidaan käyttää mekaanista tuentaa. Peiliä kannattelevat tukivarret, jotka säätyvät itsestään peilin asennon muuttuessa. Nykyisissä suurissa peileissä käytetään hydrauliikkaa tai paineilmapalkeita. Peili on tuettava myös sivusuunnassa. Pistemäistä tuentaa käytettäessä on varottava peilin puristamista. Aikaisemmin peilin tuentamekanismi oli passiivinen järjestelmä. Uusissa suurissa kaukoputkissa käytetään aktiivista optiikkaa, jossa tuentaa voidaan säätää jatkuvasti ja siten pitää peili oikean muotoisena riippumatta siihen kohdistuvasta kuormituksesta (luku 13). () 15. syyskuuta 2008 38 / 62
tuet ovat itsesäätyviä sivutuki Nykyisin : (NOT) Mekaaninen tuenta (ylinnä) ja nykyaikainen pneumaattinen tuenta (alakuva). () 15. syyskuuta 2008 39 / 62
peili peilinpidin () 15. syyskuuta 2008 40 / 62
() 15. syyskuuta 2008 41 / 62
Kirkkaan tähden aiheuttama heijastus CCD-kuvassa. = suora ja epäsuora hajavalo taustataivaasta = hajavalosuojat Hajavalosuojilla pyritään estämään haitallisen valon pääsy mittalaitteeseen. () 15. syyskuuta 2008 42 / 62
Kaukoputkeen osuu hajavaloa, joka näkyy kuvissa taustataivaan kirkastumisena ja pahimmissa tapauksissa ylimääräisinä piirteinä. Hajavalo vaikeuttaa varsinkin himmeiden kohteiden havaitsemista. Monet eri lähteet aiheuttavat hajavaloa: Kirkkaat kohteet, erityisesti Kuu. Myös planeetat ja kirkkaat tähdet voivat aiheuttaa häiritsevää valoa. Taustataivas itsessään. Varsinkin kuutamolla taivaalta tulee sironnutta valoa kaikista suunnista. Tähän voidaan lukea myös ilta- ja aamukajo. Asutuksen ja liikenteen valot, valosaaste. Havaintolaitteet, anturit ja virtalähteet. Laitteiden pienet LEDit ja merkkilamput voivat aiheuttaa havaittavissa olevaa hajavaloa. () 15. syyskuuta 2008 43 / 62
() 15. syyskuuta 2008 44 / 62
NOT-kaukoputken hajavaloa voitiin vähentää huomattavasti lisäämällä hajavalosuojaan "rivat", jotka pysäyttävät heijastuvan epäsuoran hajavalon. (Grundahl & Sørensen (1996), A&AS 116, 367) Sekä suoran että epäsuoran hajavalon pääsy kuvatasolle on siis estettävä. Suora hajavalo estetään sopiviin paikkoihin sijoitetuilla esteillä esimerkiksi asentamalla apupeili "ämpärin pohjalle". Polttotasosta katsottaessa taivaasta pitäisi näkyä vain kaukoputkelle suunnitellun näkökentän suuruinen alue. Epäsuora hajavalo on kaukoputken rakenteista heijastunutta valoa. Sitä torjutaan pinnoittamalla kaikki sisäosat huonosti heijastavalla mattamustalla pinnalla tai lisäämällä rakenteita, jotka poistavat myös heijastuneen valon. () 15. syyskuuta 2008 45 / 62
() 15. syyskuuta 2008 46 / 62
Teleskoopin ja teleskooppirakennuksen terminen suunnittelu Kaikki ympäristöään lämpimämmät kappaleet saavat ympäröivän ilman väreilemään, mikä heikentää seeingiä. Lämpöväreilyn eliminointi on siis erittäin tärkeää, mikäli tavoitteena on hyvä kuvan laatu. Tällaisia lämmönlähteitä ovat: teleskooppi, peili ja rakenteet teleskooppirakennus (ohjaushuone) havainto- yms. laitteet havaitsija huoltorakennukset, ympäröivä observatorio maaperä. () 15. syyskuuta 2008 47 / 62
Kuvan laatuun haitallisesti vaikuttavia lämmönlähteitä. (Ardeberg 1989) () 15. syyskuuta 2008 48 / 62
Tärkeimpänä periaatteena on luonnollisesti välttää kaikkia lämmönlähteitä. Kaukoputki ja mittalaitteet tuottavat väistämättä lämpöä; sen vaikutusta voi vähentää siirtämällä lämpö kauemmas sopivalla jäähdytysjärjestelmällä. () 15. syyskuuta 2008 49 / 62
Lämpöväreilyä voidaan vähentää ottamalla suunnittelussa huomioon mm. seuraavat asiat: -Teleskooppi ja teleskooppirakennus : Rakennuksen on oltava mahdollisimman pieni. Rakenteiden lämpökapasiteetin oltava mahdollisimman pieni. Jäähdytys: lämpötila kuvussa pidetään päivällä yölämpötilassa. Lämmönvaihtimet on sijoitettava kauas. Rakennuksen pintamateriaalilla on oltava alhainen absorptiokerroin ja korkea emissiokerroin infrapuna-alueessa (rakennus jäähtyy yöllä nopeasti). Siksi rakennuksessa onkin yleensä valkea tai kiiltävä metallipinta. Ohjaushuoneen on oltava hyvin eristetty muista tiloista. Peili: pieni massa. -Huoltorakennukset, observatorio: Mahdollisimman kauas teleskoopista. -Maaperä: oltava termisesti stabiili (ei rakenneta esimerkiksi laajoja pysäköintialueita lähelle). -Muuta: Havaitsijat ja lämpöä tuottavat laitteet pois teleskoopin läheltä. () 15. syyskuuta 2008 50 / 62
Teleskoopin ja teleskooppirakennuksen mekaaninen suunnittelu: "Laakerointi"(hyvä, tasainen liikkuvuus). Hyvä tasapainotus. Tasapainotuksen voi joutua säätämään aina instrumenttia vaihdettaessa, kun painopiste muuttuu. Ekvatoriaalisen kaukoputken tasapainotus voi olla hankalaa. Putken pitäisi pysyä paikoillaan missä tahansa asennossa, vaikka akselien jarrut eivät ole päällä. Värähtelyn estäminen. Teleskooppi sijoitetaan alustalle, joka on erillään ympäröivästä observatoriosta, etteivät kupolin ja havaitsijoiden liikkeiden aiheuttamat tärinät välity kaukoputkeen. Myös kaukoputken moottorit, hydrauliikka jne. saattavat aiheuttaa haitallista värähtelyä. Suunnitteluvaiheessa tulee myös varmistaa, että rakenteissa ei esiinny voimakkaita ominaisvärähtelyjä. Tuulen sietokyky (peili, rakennus). Monet observatoriot sijaitsevat korkealla vuorilla, jossa tuulen nopeus voi olla huomattava. Peilin materiaali valittava niin, että sillä on pieni lämpölaajenemiskerroin (esim. zerodur), etteivät lämpötilan muutokset vaikuta peilin muotoon. () 15. syyskuuta 2008 51 / 62
Teleskooppeja Tuorlan 1 metrin teleskooppi. (T. Korhonen) () 15. syyskuuta 2008 52 / 62
Suomen Teleskooppeja: Tuorla: - Schmidt 70/60/172 cm (1970-luku) - Cassegrain 60 cm (1970-luku) - Cassegrain 1.03 m (1980-luku) Metsähovi : -Ritchey-Chrètien 60 cm (1972) () 15. syyskuuta 2008 53 / 62
La Palma: - NOT (Nordic Optical Telescope) - valmistui 1990, peili hiottu Tuorlassa 1987 88 - Ritchey-Chrètien, D = 2.56 m, f = 5.12 m, f /D eff = 11 - Altatsimutaalinen pystytys. - Kuvan laatuun kiinnitetty erityistä huomiota; tarkka hionta ja hyvä terminen suunnittelu tärkeitä. - Havaintoaika jakautuu seuraavasti: tekninen aika 1 %, Espanja 20 %, kansainvälinen aika 5 %, pohjoismaiden aika 74 %, josta Suomelle 30 % Ruotsille 30 %, Tanskalle 19.5 %, Norjalle 19.5 % ja Islannille 1 %. () 15. syyskuuta 2008 54 / 62
Yhteispohjoismainen 2.5 metrin NOT-teleskooppi Kanarialla La Palman saarella. (M. Andersen) () 15. syyskuuta 2008 55 / 62
() 15. syyskuuta 2008 56 / 62
Suurimmat teleskoopit Keck 1 10 m 1992 Mauna Kea Keck 2 10 m 1996 Mauna Kea LBT 2 8.4 m 2008 Mt Graham GTC 10.4 m 2008 La Palma Hobby-Eberle 9.2 m 1997 Texas SALT 9.2 m 2005 Etelä-Afrikka VLT 1-4 4 8.2 m 1998 2002 ESO, Paranal Subaru 8.2 m 1999 Mauna Kea Gemini North 8.1 m 1999 Mauna Kea Gemini South 8.1 m 2000 Cerro Pachon MMT 6.5 m 1999 Mt. Hopkins Magellan 1,2 6.5 m 2002 2003 Las Campanas BTA 6.0 m 1975 Zelentshukskaja Hale 5.0 m 1948 Mt. Palomar () 15. syyskuuta 2008 57 / 62
() 15. syyskuuta 2008 58 / 62
() 15. syyskuuta 2008 59 / 62
() 15. syyskuuta 2008 60 / 62
Observatorion sijoituspaikka Kun havaitaan hyvin himmeitä kohteita, observatorion paikka on valittava niin, että ilmakehästä aiheutuvat häiriöt olisivat mahdollisimman vähäisiä. Ilmasto, jossa pilvisiä öitä on mahdollisimman vähän. Kuiva ilmasto. Ilmakehän kosteus haittaa varsinkin infrapunahavaintoja. Sijainti korkealla, jotta ilmakehästä johtuvat häiriöt olisivat vähäisiä ja taustataivas tumma. Hyvä seeing. Paikka voi olla muuten hyvä, mutta se ei vielä takaa kunnollista seeingiä, joka on selvitettävä paikan päällä tehtävillä mittauksilla. Esimerkiksi läheisten vuorenhuippujen, kukkuloiden ja muiden turbulenssia aiheuttavien muodostumien olisi hyvä jäädä vallitsevan tuulen alapuolelle. Kaukana asutuksesta, jotta ihmisten aiheuttama valosaaste olisi vähäistä. () 15. syyskuuta 2008 61 / 62
Suuri teleskooppi tarvitsee ympärilleen laajan infrastruktuurin (huoltorakennukset, majoitus, ruokailu, liikenne, puhelin- ja tietoliikenneyhteydet jne.). Niinpä jokaisen yksittäisen teleskoopin paikkaa ei enää valita edellä esitetyillä kriteereillä, vaan teleskoopit ryhmittyvät suuriksi observatorioalueiksi. Sellaisia on mm. Chilessä ESO, Mauna Kealla ja La Palmalla. () 15. syyskuuta 2008 62 / 62