3 Havaintolaitteet 3.1 Ilmakehän vaikutus havaintoihin Vain pieni osa sähkömagneettisesta säteilystä pääsee ilmakehän läpi.
aallonpituus 0.001 nm 0.01 nm 0.1 nm 1 nm 10 nm 100 nm 1 µm 10 µm 100 µm 1 mm 10 mm 100 mm 1 m 10 m 400 nm 500 nm 600 nm violetti 700 nm näkyvä valo sininen vihreä keltainen oranssi punainen gammasäteily röntgensäteily ultravioletti infrapunasäteily mikroaallot radioaallot Auringon säteilyjakauma 100% ilmakehän läpäisykyky 50% hapen ja typen absorptio otsonin absorptio vesihöyryn absorptio 0% optinen ikkuna infrapunaikkuna radioikkuna
Ilmakehän väreilyn vuoksi tähtien kirkkaudet vaihtelevat (skintillaatio) Tähden kuva leviää kiekoksi (seeing). Seeing-kiekon koko voi vaihdella vajaasta kaarisekunnista jopa useisiin kymmeniin kaarisekunteihin. Ilmakehästä siroaa valoa, joten taustataivas ei ole musta.
3.2 Optiset teleskoopit Tähtitieteellisissä havainnoissa kaukoputkella on kolme päätehtävää: 1) koota mahdollisimman paljon kohteesta tulevaa säteilyä niin, että himmeitäkin kohteita voidaan tutkia, 2) parantaa erotuskykyä ja suurentaa kohteen näennäistä kulmaläpimittaa, 3) toimia kohteen paikan mittausvälineenä. Valoa kokoava pinta voidaan muodostaa joko linssin tai peilin avulla. Tämän mukaisesti optisella alueella toimivat teleskoopit ovat kahta päätyyppiä: linssikaukoputkia eli refraktoreita tai peilikaukoputkia eli reflektoreita.
Geometrista optiikkaa. Linssikaukoputki koostuu kahdesta linssistä, objektiivista, joka kerää tulevan valon ja muodostaa kohteesta kuvan polttotasoon, ja okulaarista. Peilikaukoputkessa objektiivina on peili. Okulaarin paikalla voi olla myös kamera tai muu mittalaite. objektiivi polttotaso okulaari peili apupeili polttotaso okulaari
f f u u D s Objektiivin halkaisijaa D sanotaan kaukoputken aukoksi. Aukon D ja polttovälin f suhde F = D/f on aukkosuhde. Aukkosuhdetta merkitään usein f/n (esimerkiksi f/8), missä n on polttovälin suhde aukkoon. Valovoimaisilla kaukoputkilla aukkosuhde voi olla f/1 f/3, mutta tavallisesti se on pienempi, esimerkiksi f/8 f/15. Kun kohde näkyy kulmassa u, siitä muodostuu polttotasoon kuva, jonka korkeus s on s = f tanu fu. Esimerkki: Jos f = 343 cm, yhden kaariminuutin läpimittaista kuvaa vastaa s = 343 cm 1 = 343 cm (1/60) (π/180) = 1 mm.
Kaukoputken suurennus ω on ω = u /u f/f, missä f on objektiivin polttoväli ja f okulaarin polttoväli. Jos esimerkiksi f = 100 cm ja käytetään okulaaria, jolla f = 2 cm, saadaan 50-kertainen suurennus. Suurennusta voidaan muuttaa vaihtamalla okulaaria. Tärkeämpi kaukoputken ominaisuus on objektiivin koosta riippuva erotuskyky, ts. kuinka lähekkäisiä kaksoistähtiä tai vaikkapa Kuun pinnan yksityiskohtia kaukoputkella voi erottaa. Teoreettinen erotuskyvyn raja johtuu valon diffraktiosta. Kaukoputken teoreettinen erotuskyky ilmoitetaan usein Rayleigh n esittämässä muodossa sinθ θ = 1.22λ/D. Käytännön muistisääntönä voidaan pitää, että kaksi kohdetta erottuvat toisistaan jos niiden välinen kulma on θ > λ/d, [θ] = rad. Keltaisen valon aallonpituudella λ = 550 nm on metrin peilikaukoputken teoreettinen erotuskyky noin 0.1. Kuitenkin seeing levittää kuvan tyypillisesti noin yhden kaarisekunnin suuruiseksi, joten teoreettista erotuskykyä ei maanpinnalta tehtävissä havainnoissa voida yleensä saavuttaa.
a) b) c) d) e)
Valokuvattaessa täytyy ottaa huomioon vielä valokuvauslevyn tai CCD-kameran rajallinen tarkkuus. Valokuvauslevyn raekoko aiheuttaa sen, että pienimmän kuvan koko on 0.01 0.03 mm. Esimerkiksi 1 m:n polttovälillä on valokuvan mittakaava 1 mm = 206, joten 0.01 mm vastaa noin 2 kaarisekuntia. Tällainen erotuskyky saavutetaan visuaalihavainnoissa jo sellaisella kaukoputkella, jonka aukko on 7 cm. CCD-kamerassa kuvapikselien pienin koko on nykyään vielä hiukan suurempi (noin 0.04 mm). Esimerkki: Kaksoistähden ζ Herculis komponenttien välinen etäisyys on 1.38. Mikä pitäisi kaukoputken objektiivin läpimitan olla, jotta komponentit nähtäisiin erillisinä? Jos kaukoputken objektiivin polttoväli on 80 cm, mikä pitäisi okulaarin polttovälin olla, jotta komponentit voitaisiin erottaa, kun silmän erotuskyky on 2? Optisella alueella voidaan käyttää aallonpituuden arvoa λ 550 nm. Kaukoputken läpimitta saadaan erotuskyvyn lausekkeesta (3.3) D λ θ 550 10 9 = 1.38 3600 180 π m = 0.08 m = 8 cm. Tarvittava suurennus on ω = 2 = 87. 1.38 Toisaalta suurennus on ω = f f, joten okulaarin polttovälin on oltava f = f ω = 80 87 = 0.9 cm.
Visuaalihavainnoissa on otettava huomioon myös ihmissilmän erotuskyky, joka yöhavainnoissa (kun silmä on täysin mukautunut pimeään) on noin e 2 = 5.8 10 4 rad. Maksimisuurennus ω max on suurin käyttökelpoinen suurennus, jota visuaalihavainnoissa kannattaa käyttää. ω max = e/θ ed/λ = 5.8 10 4 D 5.5 10 7 m D/1 mm. Jos käytetään esimerkiksi 100 mm:n läpimittaista objektiivia, maksimisuurennus on noin 100. f f D L Minimisuurennus on pienin suurennus, jota visuaalihavainnoissa kannattaa käyttää. Kaukoputken lähtöpupillin L on oltava silmän pupilli d. L = f f D = D ω, joten ehto L d merkitsee, että ω D d. (1)
Kaukoputken objektiivin halkaisija on 90 mm ja polttoväli 1200 mm. a) Mikä polttoväli okulaarilla on oltava, jotta lähtöpupilli olisi yhtä suuri kuin silmän aukko, eli 6 mm? b) Mikä on tällöin suurennus? c) Mikä on Kuun kulmaläpimitta ko. kaukoputken läpi katsottaessa? a) L = f f D f = f L D = 1200 mm 6 mm 90 mm = 80 mm. b) Suurennus on ω = f/f = 1200 mm/80 mm = 15. c) Kuun kulmaläpimitta on noin α = 31 = 0.52. Koska kulmat ovat pieniä, on Kuun läpimitta kaukoputkella katsottaessa ωα = 7.8.
violetti punainen Väriaberraatio. Koska lasi taittaa valon eri värejä eri suuruisen kulman verran; polttoväli pitenee aallonpituuden kasvaessa. Akromaattinen linssi: polttovälillä on ääriarvo (yleensä minimi), jonka läheisyydessä polttovälin muutos aallonpituuden mukana on hyvin pieni
Maailman suurin linssikaukoputki on Yerkesin observatorion 102 cm:n linssillä varustettu refraktori.
Reflektorit. Valon keräämiseen käytetään ohuella alumiinikalvolla päällystettyä peiliä, joka on yleensä paraboloidi. Paraboloidin muotoisen peilin akselin suuntaiset valonsäteet kohdistuvat kaikki samaan polttopisteeseen. Peilikaukoputken tärkeä etu on, ettei väriaberraatiota ole lainkaan, vaan kaikki aallonpituudet heijastuvat samaan polttopisteeseen. pääfokus Newtonfokus Cassegrain
f p P 2 P 1 O S 1 S 2 a b Cassegrain-tyyppisen peilikaukoputken periaate. Kovera pyörähdysparaboloidin muotoinen pääpeili P 1 heijastaa optisen akselin O suuntaiset valonsäteet kohti primäärifokusta S 1. Kupera apupeili P 2 (hyperboloidi) heijastaa säteet pääpeilin keskellä olevan reiän kautta putken ulkopuolelle sekundäärifokukseen S 2. Cassegrain-teleskoopin tehollinen eli efektiivinen polttoväli f e määräytyy apupeilin paikan ja kuperuuden perusteella. f e = b a f p. (2) Jos a b, on f e f p, ja tehollinen polttoväli tulee paljon suuremmaksi kuin primääripolttoväli f p. Näin kaukoputkesta saadaan pitkästä polttovälistä huolimatta ulkomitoiltaan lyhyt. Erityisen sopiva Cassegrain-teleskooppi on spektrografisia ja valosähköisiä ym. instrumentteja varten, koska laitteet on helppo asentaa sekundäärifokukseen, missä ne myös ovat vaivattomasti havaitsijan ulottuvilla.
Peilikaukoputkella on oma kuvausvirheensä, koma, joka syntyy kaukana optisesta akselista olevien kohteiden kuviin. Niistä tulevat valonsäteet eivät heijastu samaan pisteeseen, vaan muodostavat pyrstötähtimäisen kuvion. Niinpä virheetön kuvakenttä on hyvin pieni. Koma rajoittaa käyttökelpoisen kuvakentän läpimitan kaukoputken aukkosuhteesta riippuen 2 20 kaariminuuttiin. Jos pääpeili olisi pallonmuotoinen, komaa ei esiintyisi. Tällaisessa peilissä olisi kuitenkin virheenä palloaberraatio: reunoilta tulevat säteet kohdistuvat eri polttopisteeseen kuin keskeltä tulevat. Palloaberraation poistamiseksi virolainen Bernhardt Schmidt keksi ohuen korjauslasin, joka asetetaan tulevan valon tielle.
R korjauslinssi peilin kaarevuuskeskipisteessä kaareva kuvapinta R/2 Schmidt-kameran periaate. Koveran pallopeilin kaarevuuskeskipisteeseen asetettu korjauslasi poikkeuttaa yhdensuuntaisia valonsäteitä siten, että pallopeilin palloaberraatio häviää. Koska korjauslasi on kaarevuuskeskipisteessä, kuvaus on käytännöllisesti katsoen riippumaton säteiden tulokulmasta. Komaa tai astigmatismia ei esiinny, ja tähtien kuvat muodostuvat pistemäisiksi pallopinnalle, jonka säde on R/2, missä R on pallopeilin säde. Schmidt-kamerassa on erittäin laaja (noin 7 ), lähes virheetön kuvakenttä, ja korjauslasi on niin ohut että se ei juuri ime valoa itseensä. Haittana on kaareva polttopinta. Kuvakenttä voidaan oikaista polttotason lähelle asetetulla ylimääräisellä korjauslinssillä. Tällaisia ratkaisuja kehitti Yrjö Väisälä Turussa 1930-luvulla. Järjestelmää kutsutaan usein Scmidt-Väisälä-teleskoopiksi. CCD-kameroiden kennot ovat tavallisesti paljon pienempiä kuin valokuvauslevyt, jolloin polttopinnan kaarevuudesta ei ole merkittävää haittaa.
Schmidt-kamera on esimerkki katadioptrisesta kaukoputkesta, jossa on sekä linssejä että peilejä. Harrastajakäytössä yleinen on Schmidt-Cassegrain-kaukoputki. Siinä korjauslasin keskelle on kiinnitetty apupeili, joka heijastaa kuvan okulaariin pääpeilin keskellä olevan reiän lävitse. Näin efektiivinen polttoväli voi olla varsin pitkä, vaikka pääpeilin polttoväli ja siten myös putki ovat lyhyitä. Toinen yleinen katadioptrinen kaukoputkityyppi on Maksutov. Myös sen peili on pallopinta. Korjauslasi on voimakkaasti kaareva linssi, jonka molemmat pinnat ovat myös pallopintoja.
Toinen tie klassisen peilikaukoputken koma-virheen voittamiseksi on käyttää monimutkaisempia peilipintoja. Ritchey-Chrétien-järjestelmässä sekä pääpeili että sekundääripeili ovat hyperboloideja, ja näin saadaan myös melko laaja käyttökelpoinen kuva-ala. Ritchey-Chrétien -optiikkaa käytetään useimmissa uusissa kaukoputkissa, ja sellainen on myös esimerkiksi La Palmalla sijaitsevassa yhteispohjoismaisessa 2.5 m:n NOT-teleskoopissa.
tuntiakseli deklinaatioakseli pystyakseli vaaka-akseli Maan akseli Kaukoputken ekvatoriaalinen pystytys (vasemmalla) ja atsimutaalinen pystytys (oikealla)
Ekvatoriaalisessa pystytyksessä jalustan toinen akseli osoittaa kohti taivaannapaa. Sitä sanotaan napa-akseliksi tai tuntiakseliksi. Toinen, deklinaatioakseli, on tätä vastaan kohtisuorassa. Koska tuntiakseli on aina maapallon akselin suuntainen, tähtitaivaan näennäisen kierron seuraamiseksi kaukoputkea tarvitsee kääntää vain tämän akselin ympäri tasaisella nopeudella. Ekvatoriaalisen pystytyksen suurin tekninen ongelma on deklinaatioakselin laakerointi. Kun kaukoputki on suunnattu etelään, putken paino vaikuttaa kohtisuoraan deklinaatioakselia vastaan. Kun putki kohdetta seuratessaan kääntyy länttä kohti, se aiheuttaa yhä kasvavan akselin suuntaisen voiman. Atsimutaalisessa pystytyksessä toinen akseli on pystysuora, toinen vaakasuora. Tällainen pystytys on helpompi rakentaa ja se kantaa tukevammin suurenkin kaukoputken, mutta vaikeutena on, että tähtitaivaan seuraamiseksi putkea on käännettävä koko ajan kahden akselin ympäri muuttuvalla nopeudella. Jos kaukoputkea käytetään esimerkiksi valokuvaukseen, on lisäksi korjattava kuvakentän kiertyminen. Jos kohde kulkee läheltä zeniittiä, sen atsimuutti muuttuu noin 180 hyvin lyhyessä ajassa. Sen vuoksi zeniitin ympärille jää pieni alue, jonka kautta kulkevia kohteita ei voi seurata atsimutaalisella kaukoputkella niiden ohittaessa meridiaanin. Suurimmatkin kaukoputket olivat pitkään ekvatoriaalisesti pystytettyjä, kunnes tietokoneiden kehitys teki mahdolliseksi myös atsimutaaliseen pystytykseen liittyvän hankalamman ohjauksen. Nykyisin suuret kaukoputket pystytetäänkin yleensä atsimutaalisesti. Tällaisessa kaukoputkessa apupeilistä heijastuva valo voidaan ohjata yhdellä tasopeilillä vaaka-akselin päissä sijaitseviin Nasmyth-fokuksiin.
Tähtien absoluuttisten paikkojen mittaamisessa käytetään etelämeridiaaniin osoittavia kaukoputkia, joita voidaan kääntää ainoastaan pystysuunnassa itä-länsi-suuntaisen akselin ympäri. Varsinkin 1800-luvulla näitä meridiaaniympyröitä tai ohikulkukoneita rakennettiin runsaasti.
Uudet tekniikat. Ilmaisimet ovat jo lähellä teoreettista rajaa, jossa ne rekisteröivät jokaisen niihin osuvan fotonin. Lopulta ainoaksi vaihtoehdoksi yhä himmeämpien kohteiden havaitsemisessa jää kaukoputkien koon kasvattaminen. Perinteisten peilien koon yläraja on ilmeisesti jo lähellä, joten suurkaukoputkien rakentamiseksi on etsittävä uusia teknisiä ratkaisuja. Aktiivinen optiikka: Peili on hyvin ohut, ja sen muoto pidetään oikeana säätämällä tuentamekanismia jatkuvasti tietokoneella. Tällaisen peilin paino ja valmistuskustannukset ovat paljon pienemmät kuin tavanomaisella peilillä. Kevyemmän peilin vuoksi kaukoputken rakenteidenkaan ei tarvitse olla kovin järeitä. Adaptiivinen optiikka: Seurataan jatkuvasti seeingin vaikutusta vertailutähteen ja samalla säädetään joko pääpeiliä tai erillistä pientä korjauspeiliä niin, että ilmakehän väreilystä huolimatta kohteen valo keskittyy mahdollisimman pienelle alueelle. Jotta menetelmällä toimisi, peilin muotoa on muutettava satoja kertoja sekunnissa. Menetelmää käytetään jo useimmissa uusissa suurissa kaukoputkissa.
ESO:n VLT (Very Large Telescope) käsittää neljä lähekkäin olevaa 8 metrin peiliä. Peilin kokonaispinta-ala vastaa yhtä 16-metristä peiliä. Erotuskyky on vielä parempi, sillä äärimmäisten peilien etäisyys on useita kymmeniä metrejä.
Mosaiikkipeili: Peilin valmistuskustannukset saadaan pienemmiksi kokoamalla peili useasta erillisestä palasta, joiden asentoa ja muotoa ohjataan aktiivisella optiikalla.
3.3 Ilmaisimet ja mittalaitteet 1800-luvun lopulta valokuvaus; kvanttihyötysuhde vain noin 0.1 %. Epälineaarisen vasteen vuoksi kirkkauksien mittaaminen hankalaa. Valosähköinen fotometria 1940- ja 1950-luvuilla 1970-luvun puolivälissä puolijohdeilmaisimet (CCD, kvanttihyötysuhde joillakin aallonpituuksilla jo lähes 100 %)
Fotokatodi perustuu valosähköiseen ilmiöön. Fotoni irrottaa fotokatodilta elektronin, joka kulkeutuu positiiviselle kohtiolle eli anodille ja näin syntyvä virta voidaan mitata. Fotokatodin kvanttihyötysuhde on parhaimmillaan noin 30 %. Fotokatodi on myös lineaarinen ilmaisin: jos fotonien määrä kaksinkertaistuu, kaksinkertaistuu myös ulostuleva virta. Valomonistin: fotokatodilta lähtevät elektronit osuvat dynodille, ja jokaista dynodiin osunutta elektronia kohti irtoaa useita uusia. Kun dynodeja on peräkkäin useampia, vahvistuu alkuperäinen heikko virta jopa miljoonakertaisesti. Valomonistin mittaa kaiken siihen osuvan valon, eikä muodosta kuvaa. Valomonistinta käytetäänkin lähinnä fotometriassa, ja sen avulla päästään yleensä 0.1 1 % tarkkuuteen. Fotometri, polarimetri. Kirkkauden mittaamiseen käytetty laite eli fotometri kiinnitetään tavallisimmin kaukoputken taakse Cassegrain-fokukseen. Polttotasossa on pieni reikä, diafragma, jonka läpi tutkittavan kohteen valo pääsee. Näin estetään esimerkiksi muiden kaukoputkessa näkyvien tähtien valon pääsy fotometriin. Diafragman jälkeen on kenttälinssi, joka taittaa valonsäteet fotokatodille. Valomonistimen jälkeen on vielä esivahvistin, jossa edelleen vahvistetaan ulostulevaa virtaa. Valomonistin tarvitsee toimiakseen noin 1000 1500 voltin jännitteen.
puoliläpäisevät peilit diafragma kenttälinssi suodin fotokatodi dynodit anodi kollimaattori valomonistin pulssilaskuri vahvistimet Valosähköisen monivärifotometrin periaate. Kaukoputken kokoama valo saapuu kuvassa vasemmalta. Polttotasossa olevan pienen reiän, diafragman, kautta mitattavan kohteen valo päästetään mittauslaitteeseen. Kollimaattorilinssi yhdensuuntaistaa valokimpun. Puoliläpäisevillä peileillä valo jaetaan usealle valomonistimelle. Kenttälinssi ohjaa valon suotimen kautta valomonistimen fotokatodille. Valokvantit eli fotonit irrottavat katodilta elektroneja, jotka noin 1500 V:n jännitteellä kiihdytetään kohti dynodeja. Dynodeihin törmätessään elektronit irrottavat yhä uusia elektroneja, ja virta kasvaa vyöryn tavoin. Jokainen katodilta irronnut elektroni aiheuttaa anodille noin 10 8 elektronin virtapulssin, joka lisävahvistimen jälkeen voidaan rekisteröidä pulssilaskurilla. Näin itse asiassa lasketaan tähden valon fotoneja.
Tavallisesti ei haluta mitata kaikkea taivaalta tulevaa valoa, vaan vain tiettyä aallonpituuskaistaa. Haluttu aallonpituusalue voidaan valita sopivalla suotimella. Suotimen tilalla tai sen lisäksi voidaan käyttää polarisoivaa suodinta (polarisaattoria), jolloin laitetta kutsutaan polarimetriksi. Mittaamalla läpipäässeen säteilyn voimakkuus polarisaattorin eri asennoilla saadaan selville valon polarisaation määrä ja polarisaatiosuunta. Diafragma täytyy valita niin suureksi, että kohteen ympärillä näkyy hiukan myös taustataivasta. Mitattu kirkkaus on todellisuudessa kohteen ja taustan yhteinen kirkkaus. Jotta kohteen kirkkaus saataisiin selville, tausta on mitattava erikseen ja vähennettävä yhteisestä kirkkaudesta. Fotometriset havainnot ovat useimmiten suhteellisia. Jos havaitaan esimerkiksi muuttuvan tähden kirkkauden vaihteluita, mitataan ajoittain jotakin lähellä näkyvää vertailutähteä, jonka kirkkaus pysyy vakiona. Mittalaitteen kalibrointia varten mitataan lisäksi aika ajoin standarditähtiä, joiden kirkkaudet tunnetaan hyvin tarkasti.
Varsinkin 1970-luvun puolivälin jälkeen on puolijohdeilmaisimiin perustuvia laitteita otettu käyttöön yhä runsaammin. Puolijohdeilmaisimien avulla on päästy jo 70 80 % kvanttihyötysuhteeseen (joillakin aallonpituuksilla jo lähelle 100 %), joten herkkyys ei voi en kovin paljon parantua. Myös aallonpituusalue, jolle nämä ilmaisimet sopivat, on huomattavan laaja valokuvauslevyyn verrattuna. Lisäksi ilmaisimet ovat lineaarisia: fotonien määrän kaksinkertaistaminen kaksinkertaistaa myös ulostulosignaalin. Kuva saadaan suoraan tietokoneelle, joten jatkokäsittely on helppoa.
CCD-kamera. Nykyisin tärkein ilmaisin on CCD-kamera (Charge-Coupled Device). Se koostuu valoherkistä piidiodeista, jotka on järjestetty suorakulmaiseksi hilaksi. Suurimmissa kameroissa voi olla jopa 4096 4096 pikseliä, mutta useimmat ovat huomattavasti pienempiä. CCD on viime aikoina yleistynyt myös tavallisten video- ja digitaalikameroiden ilmaisimena. Ilmaisimeen osunut fotoni irrottaa elektronin, joka jää vangiksi syntykohtaansa. Valotuksen jälkeen syntyneet varaukset siirretään ilmaisimen potentiaalieroja muuttamalla rivi kerrallaan lukupuskuriin. Lukupuskurissa niitä siirretään edelleen pikseli kerrallaan analogia/digitaali-muuntimeen, josta digitaalinen lukuarvo lähetetään tietokoneeseen. Kuvan lukeminen tyhjentää samalla ilmaisimen. Lyhyitä valotuksia käytettäessä CCD:n lukemiseen voi kulua huomattava osa havaintoajasta.
123 149 127 102 0 0 123 149 127 102 197 356 298 178 0 0 197 356 298 178 211 165 155 133 0 0 211 165 155 133 97 101 93 87 0 0 97 101 93 87 a) A/D b) A/D 0 123 149 127 0 0 123 149 127 0 0 197 356 298 102 0 197 356 298 0 0 211 165 155 178 0 211 165 155 0 0 97 101 93 133 0 97 101 93 0 c) A/D d) A/D 0 0 123 149 0 0 197 356 0 0 211 165 0 0 97 101 127 298 155 93 e) A/D
CCD-kamera on lähes lineaarinen: elektronien määrä on suoraan verrannollinen kameraan osuvan säteilyvuon tiheyteen. Tulosten kalibrointi on siten paljon helpompaa kuin valokuvauslevyjä käytettäessä. Kvanttihyötysuhde eli fotonia kohti syntyvien elektronien määrä on korkea, ja CCD-kamera on paljon herkempi ilmaisin kuin valokuvauslevy. Herkimmillään kamera on punaisen valon alueella noin 600 800 nm:n paikkeilla, jossa kvanttihyötysuhde voi olla jopa 80 90 %. Kameran herkkyysalue ulottuu pitkälle infrapunaiseen. Ultravioletissa herkkyys laskee piin aiheuttaman absorption vuoksi jyrkästi noin 500 nm:n jälkeen. Tätä ongelmaa on yritetty ratkaista kahdella tavalla. Yksi keino on piirin päällystäminen kalvolla, joka absorboi ultraviolettivalon fotonit ja säteilee pitempiaaltoista valoa. Toinen keino on kääntää piiri ylösalaisin ja ohentaa se hyvin ohueksi, jolloin sen aiheuttama absorptio jää vähäisemmäksi.
Kameran lämpökohina aiheuttaa pimeää virtaa, vaikka kameraan ei osuisi lainkaan valoa. Kohinan vähentämiseksi kamerat jäähdytetään. Tähtitieteellisissä havainnoissa käytettävät CCD-kamerat jäähdytetään tavallisesti nestemäisellä typellä, jolloin pimeä virta saadaan hyvin pieneksi. Toisaalta kameran herkkyys vähenee sitä jäähdytettäessä, joten liika kylmyyskään ei ole hyväksi. Kohinasta aiheutuva pimeä virta voidaan mitata helposti ottamalla kuvia suljin suljettuna. Kun se vähennetään varsinaisesta kuvasta, saadaan todellinen elektronien määrä. Pikselien herkkyys vaihtelee hieman. Siksi esimerkiksi ennen havaintojen aloittamista kuvataan tasaisesti valaistua kohdetta, kuten hämärää taivasta, jolla tähdet eivät vielä näy. Tästä kuvasta käytetään nimitystä flat-field. Jakamalla kuvat tällä flat-fieldillä voidaan poistaa pikselien erilaisista herkkyyksistä johtuva virhe. CCD-kamera on varsin stabiili. Siksi pimeää virtaa ja flat-fieldiä esittäviä kuvia ei tarvitse ottaa erikseen jokaista havaintoa varten. Usein nämä kalibrointikuvat otetaankin vain juuri ennen havaintojaksoa ja sen jälkeen ilta- ja aamuhämärän aikana.
Kosmiset säteet ovat varattuja hiukkasia, jotka aiheuttavat CCD-kuviin ylimääräisiä kirkkaita piikkejä. Ne ovat yleensä yhden tai muutaman pikselin laajuisia. Tyypillisesti kosmisia säteitä osuu kameraan muutama kappale minuutissa. Jos kohteesta otetaan useita valotuksia, kosmisten säteiden aiheuttamat piikit osuvat eri kuvissa eri paikkoihin, ja ne on helppo tunnistaa ja poistaa. Vakavampi ongelma on elektroniikasta aiheutuva lukukohina (readout noise). Tämä rajoittaa sitä, miten heikko signaali voidaan havaita: jos signaali on samaa luokkaa kuin lukukohina, sitä on mahdoton erottaa kohinasta. Vaikka CCD-kamera onkin erittäin valoherkkä laite, runsaskaan valo ei vaurioita sitä. Valomonistimen tai kuvavahvistimen sen sijaan voi helposti rikkoa päästämällä siihen liikaa valoa. Pikseli voi kuitenkin kerätä vain tietyn määrän elektroneja, jonka jälkeen se kyllästyy eli saturoituu. Liiallinen saturoituminen voi aiheuttaa varauksen leviämisen myös naapuripikselien alueelle. Suurimmat CCD-kamerat ovat edelleen kalliita, ja niiden kuvakentän koko on vielä pieni valokuvauslevyihin ja -filmeihin verrattuna.
Spektrografi. Yksinkertaisin spektrografi on prisma, joka asetetaan kaukoputken eteen. Tällaista laitetta kutsutaan objektiiviprismaspektrografiksi. Prisma levittää valon aallonpituuden mukaan spektriksi, joka voidaan tallettaa esimerkiksi CCD-kameralla. Kaukoputkea yleensä liikutellaan valotuksen aikana hieman spektriä vastaan kohtisuorassa suunnassa, jotta spektrille saadaan tarpeellinen leveys. Objektiiviprismaspektrografin avulla saadaan kerralla kuvatuksi suuri määrä spektrejä, joita voidaan käyttää mm. tähtien spektriluokitteluun.
rako kollimaattori prisma kameralinssi detektori vihreä violetti punainen Yksityiskohtaisempaa tietoa saadaan rakospektrografin avulla. Siinä valo johdetaan kaukoputken polttotasossa olevan kapean raon kautta kollimaattoriin, joka taittaa tai heijastaa valonsäteet yhdensuuntaisiksi. Tämän jälkeen valo hajotetaan prismalla tai hilalla spektriksi ja fokusoidaan kameralinssin avulla ilmaisimelle, joka nykyisin on yleensä CCD-kamera. Varsinaisen spektrin viereen voidaan valottaa vertailuspektri, jonka avulla saadaan selville tarkat aallonpituudet.
Spektrografin tärkein ominaisuus on sen muodostaman spektrin mittakaava eli dispersio. Dispersio ilmoittaa, kuinka pitkä aallonpituusväli mahtuu ilmaisimen pituusyksikölle. Objektiiviprisman dispersio on tyypillisesti muutamia kymmeniä nanometrejä millimetrillä, kun taas rakospektrografilla voidaan saavuttaa dispersio 1 0.01 nm/mm, jolloin voidaan jo tutkia yksittäisten spektriviivojen muotoa. Dispersio ilmoitetaan usein laaduttomana suureena. Esimerkiksi dispersio 1 nm/mm tarkoittaa aallonpituusskaalan kasvamista miljoonakertaiseksi, joten se voidaan ilmoittaa myös muodossa 10 6. Prisman sijasta spektrin muodostamiseen käytetään tavallisimmin hilaa. Hilassa on vieri vieressä uurteita, tyypillisesti useita satoja millimetrillä. Hiloja on kahdenlaisia: heijastusja läpäisyhiloja. Heijastushilassa valoa ei absorboidu lasiin kuten prismassa tai läpäisyhilassa. Hilan dispersio on yleensä suurempi kuin prismalla.
3.4 Radioteleskoopit 1930-luvulla alkaneen radioastronomian ansiosta sähkömagneettisen spektrin havaittavissa oleva osa on laajentunut useilla kertaluvuilla. Radioalue ulottuu muutamasta megahertzistä (100 m) aina noin 300 GHz:iin (1 mm) saakka. Alimpien taajuuksien puolella havaintoja rajoittaa ionosfäärin läpinäkymättömyys; korkeimmilla taajuuksilla absorptiota aiheuttavat puolestaan alemman ilmakehän happi ja vesihöyry. Ensimmäiset havainnot taivaalta tulevasta radiosäteilystä tehtiin 1932, kun amerikkalainen insinööri Karl Jansky tutki ukkosen radioliikenteelle aiheuttamia häiriöitä 20.5 MHz:n taajuudella (14.6 m). Havainnoista löytyi tuntematon häiriölähde, jonka voimakkuuden vaihtelun jakso oli sama kuin Maan pyörähdysaika tähtien suhteen. Jansky onnistui paikallistamaan lähteen suunnaksi Linnunradan keskustan suunnan.
Maailman suurin radioteleskooppi toimii Arecibossa Puerto Ricossa. Se on pystytetty 300 metrin läpimittaisen pyöreän laakson yläpuolelle. Antenni on kiinteä, mutta havaintosuuntaa voidaan säädellä siirtämällä antennin yläpuolella riippuvaa vastaanotinta.
Suurin täysin suunnattava radioteleskooppi sijaitsee Green Bankissa Virginiassa. Antennin läpimitta on 100 110 m.
Radioteleskoopin antenni vastaanottaa radiosäteilyä, jonka vastaanotin eli radiometri muuttaa sähköiseksi signaaliksi. Signaali vahvistetaan, integroidaan jonkin aikavälin yli ja tallennetaan tietokoneeseen. Koska signaalit ovat hyvin heikkoja, käytetään vahvistimia, jotka on yleensä jäähdytetty vastaanottimen oman kohinan pienentämiseksi. Pitkillä aallonpituuksilla heijastava pinta voi olla karkea metalliverkko, koska säteilyn fotonit eivät näe pinnan aukkoja. Millimetrialueen havainnoissa pinnan on oltava yhtenäinen. Pinnan epätarkkuudet eivät saa olla suurempia kuin noin 1/10 käytetystä aallonpituudesta. Paraboloidiantennin toimintaperiaate on sama kuin optisen peiliteleskoopin. Suurin ero optisiin teleskooppeihin verrattuna on signaalin vastaanottamisessa. Radioteleskoopit eivät muodosta kuvaa, vaan mittaavat vain säteilyn voimakkuutta. Koska radioaaltojen ja näkyvän valon aallonpituuksien suhde on noin 10 000, vaaditaan kilometrien läpimittaisia radioantenneja, jotta saavutettaisiin samanlainen erotuskyky kuin optisella alueella.
ALMA (Atacama Large Millimetre Array) tulee koostumaan noin 60 antennista. Se rakennetaan Euroopan, Yhdysvaltojen ja Japanin yhteistyönä.
λ/2 λ θ θ + 1 + 2 + 3 1 3 2 Interferometrin periaate. Jos säteily tulee radioteleskooppeihin samassa vaiheessa, nähdään yhdistetyssä säteilyssä maksimi aaltojen vahvistaessa toisiaan (tapaukset 1 ja 3). Jos tulevat aallot ovat vastakkaisessa vaiheessa, ne kumoavat toisensa (tapaus 2).
Suurimmilla radioteleskoopeilla voidaan parhaimmillaan saavuttaa noin 5 :n erotuskyky. Radioteleskoopin erotuskyvyn parantaminen yksittäisen antennin kokoa suurentamalla on vaikeata, koska nykyisissä konstruktioissa ollaan jo lähellä koon ylärajaa. Erilaisilla interferometreillä päästään kuitenkin parempaan erotuskykyyn kuin suurimmillakaan optisilla teleskoopeilla. Interferometrissä on vähintään kaksi yhteenkytkettyä antennia. Antennien välimatkaa D kutsutaan kannaksi. Oletetaan aluksi, että kanta on kohtisuorassa saapuvaa säteilyä vastaan. Tällöin säteily saapuu kumpaankin antenniin samanvaiheisena ja yhteenlasketussa säteilyssä havaitaan maksimi. Maapallon pyörimisen johdosta kannan ja saapuvan säteilyn välinen kulma kuitenkin muuttuu, jolloin antenneihin tulevien signaalien välille syntyy vaihe-ero. Tuloksena on sinimuotoinen interferenssikuvio, jonka minimit sattuvat silloin, kun vaihe on vastakkainen. Huippujen etäisyydet saadaan ehdosta θd = λ, missä θ on kannan kääntymä kulma ja λ säteilyn aallonpituus. Interferometrin erotuskyky on siis sama kuin antennin, jonka läpimitta on D. Yksityiskohtaisempaa tietoa lähteen rakenteesta saadaan, kun kantaa D muutellaan siirtämällä teleskooppeja toistensa suhteen. Näin voidaan periaatteessa havaita yhtä paljon yksityiskohtia kuin antennilla, jonka ulottuvuudet ovat samat kuin siirrettävien antennien eri asennoissaan yhteensä peittämä alue. Kuvassa 3.29 on esitetty apertuurisynteesin periaate. Menetelmää on erityisesti kehittänyt Sir Martin Ryle. Jos teleskoopit sijaitsevat itä-länsisuunnassa, niiden projektio taivaalla piirtää kohteen suunnasta riippuen maapallon pyöriessä ympyrän tai ellipsin 12 tunnin aikana. Muuttelemalla antennien paikkoja saadaan erikokoisia ympyröitä tai ellipsejä. Näin voidaan jäljitellä sellaista yhtenäistä antennia, jonka läpimitta on sama kuin antennien maksimietäisyys. Kun käytetään mahdollisimman monia erilaisia perusviivoja, saadaan yksityiskohtainen kartta yksittäisen antennin keilan kattamasta alueesta. Apertuurisynteesillä voidaan siten tuottaa taivaan radiovalokuvia.
a) b) c) AD & CD AB AC BC BD A a B A C B A D C B Apertuurisynteesin periaatteen selvittämiseksi tarkastellaan itä-länsisuuntaista interferometria, jonka antennit osoittavat kohti taivaannapaa. Antennit ovat identtisiä, kunkin läpimitta on D, ja käytetty aallonpituus on λ. Antennien minimietäisyys on a ja maksimietäisyys 6a. Kuvassa (a) antenneja on vain kaksi, A ja B, ja niiden välimatka on suurin mahdollinen. Maan pyöriessä antennit piirtävät 12 tunnin aikana taivaalle ympyrän, jonka halkaisija on λ/6a; tämä on paras tällä laitteistolla saavutettava erotuskyky. Kuvassa (b) mukaan on otettu kolmas antenni C, jolloin saadaan myös kannat AC ja BC. Niitä vastaavat halkaisijat taivaalla ovat λ/2a ja λ/4a. Kuvassa (d) laitteistoon on lisätty vielä antenni D. Nyt kannat AD ja DC ovat samoja, joten taivaalle muodostuu vain kaksi uutta ympyrää. Lisäämällä antenneja voidaan näin täyttää yksittäisen antennin koko keila. Kuvasta (c) nähdään, että kaikkia mahdollisia antennin paikkoja ei tarvitse käyttää, koska ne eivät enää anna uutta informaatiota; oleellista on sijoittaa antennit niin, että muodostuu mahdollisimman monta erilaista kantaa.
New Mexicossa sijaitseva VLA on synteesiteleskooppi, johon kuuluu 27 siirrettävää antennia.
Vieläkin parempi erotuskyky voidaan saavuttaa VLBI-tekniikalla (Very Long Baseline Interferometry), jossa perusviivan pituutta rajoittaa vain maapallon koko. Menetelmässä käytetään olemassaolevia teleskooppeja, jotka voivat sijaita vaikka eri mantereilla. Eri antenneista tulevat signaalit rekisteröidään yhdessä tarkoista atomikelloista saatavien ajoitussignaalien kanssa, ja lopuksi eri antennien tiedot yhdistetään ja käsitellään. VLBI-tekniikalla saavutetaan jopa 0.0001 erotuskyky. Menetelmä antaa myös tarkan keinon maanpäällisten etäisyyksien mittaamiseen. Mannertenvälisten perusviivojen pituudet pystytään mittaamaan muutaman senttimetrin tarkkuudella. Tätä käytetään geodesiassa mannerlaattojen ja navan liikkeiden tutkimiseen.
3.5 Muut aaltoalueet Gammasäteily. Gammatähtitiede tutkii säteilykvantteja, joiden energia vaihtelee välillä 10 5 10 14 ev. Gamma- ja röntgentähtitieteen rajaksi valittu 10 5 ev vastaa 10 11 m:n aallonpituutta. Ensimmäiset havainnot gammalähteistä saatiin 1960-luvun lopulla, kun OSO 3-tekokuussa ollut laite havaitsi Linnunradan gammasäteilyn. Myöhemmin on lähetetty useita gammatähtitieteelle omistettuja tekokuita. Viimeaikaisista satelliiteista voidaan mainita Compton Gamma Ray Observatory (GRO), joka oli toiminnassa 1991 2000, sekä yhä toimivat eurooppalainen Integral ja amerikkalainen Fermi. Gammakvanttien havaitseminen perustuu erilaisiin tuikeilmaisimiin. Niissä on tavallisesti päällekkäin useita kerroksia ilmaisinlevyjä, joissa gammasäteily muuttuu valosähköisen ilmiön kautta valomonistimella havaittavaksi valoksi. Gammakvantin energia saadaan selville siitä, kuinka syvälle ilmaisimeen kvantti tunkeutuu. Kvantin jättämien jälkien perusteella saadaan selville myös likimääräinen tulosuunta. Näkökenttä on rajoitettu tietylle alueelle varjostimen avulla. Suuntatarkkuus on kuitenkin heikko ja gammatähtitieteessä erotuskyky onkin kaukana muiden aaltoalueiden erotuskyvystä. Gammasäteily ei pääse ilmakehän lävitse, mutta sillä on vaikutuksia, jotka voidaan havaita myös maanpinnalta. Suurienerginen gammasäteilyn fotoni voi ilmakehään törmätessään synnyttää hiukkas-antihiukkaspareja. Hiukkasilla voi olla niin suuri liike-energia, että ne liikkuvat nopeammin kuin paikallinen valon nopeus ilmakehässä. Sellaiset hiukkaset synnyttävät Tšerenkovin säteilyä, joka voidaan havaita näkyvän valon alueella.
Kanarian saariin kuuluvalla La Palmalla sijaitsee MAGIC-teleskooppi, joka havaitsee gammasäteilyn synnyttämää Tšerenkovin säteilyä.
Röntgensäteily. Röntgentähtitieteen havaintoalue kattaa energiat välillä 10 2 10 5 ev eli aallonpituudet 10 0.01 nm. hyperboloidi paraboloidi polttotaso Röntgenkaukoputket perustuvat hipaisevaan heijastukseen (grazing reflection). Peilipintaan suoraan osuva röntgensäde ei heijastu pinnasta, vaan absorboituu. Jos fotoni osuu pintaan lähes pinnan suuntaisesti hipaisten, peilipinta pystyy heijastamaan säteen. Röntgenteleskoopin peilinä on hitaasti ohenevan lieriön sisäpinta. Alkuosa pinnasta on pyörähdysparaboloidin ja loppuosa hyperboloidin muotoinen. Säde heijastuu molemmista pinnoista ja kohdistuu polttotasoon. Käytännössä asetetaan sisäkkäin useita putkia.
Ensimmäisen röntgentaivaan kartoituksen teki SAS 1 eli Uhuru-tekokuu. 1970-luvun lopulla Maata kiertävälle radalle lähetettiin HEAO 1 (High Energy Astronomy Observatory) ja HEAO 2 eli Einstein-observatorio, jotka kartoittivat röntgentaivasta paljon heikompiin kohteisiin kuin Uhuru. Viimeisimpiä röntgensatelliitteja ovat olleet 1999 laukaistut amerikkalainen Chandra ja eurooppalainen XMM-Newton. Koko taivasta tutkivien röntgentekokuiden lisäksi Maata on kiertänyt Aurinkoa tutkivia röntgenlaitteita, joista viimeisimpiä ovat japanilaiset Yohkoh ja Hinode sekä eurooppalainen SOHO. Useimmissa röntgentähtitieteen havainnoissa ilmaisimena on käytetty Geiger-Müller -laskuria, verrannollisuuslaskuria tai tuikeilmaisinta. Geiger-Müller- ja verrannollisuuslaskurit ovat kaasulla täytettyjä laatikoita, joiden seinät muodostavat katodin ja joiden keskellä kulkee anodilanka. Tarkemmissa laskureissa on useampi anodilanka. Laatikkoon tuleva röntgenkvantti ionisoi kaasua, jolloin anodin ja katodin välinen jännite synnyttää elektronien ja positiivisten ionien virran.
Ultraviolettisäteily. Röntgensäteilyn ja näkyvän valon välissä on ultraviolettialue, aallonpituuksilla 10 400 nm. Lyhytaaltoinen pää on nimeltään äärimmäinen ultraviolettialue (Extreme Ultraviolet, EUV, XUV) ja se ulottuu aallonpituuksille 10 91.2 nm. Tähtienvälisen vedyn absorption vuoksi EUV-alueella näkyvyys rajoittuu muutamaan sataan valovuoteen Auringon lähiympäristössä. Galaksin tasoa vastaan kohtisuorassa suunnassa on kuitenkin vedyn jakaumassa aukkopaikkoja, joiden lävitse nähdään Linnunradan ulkopuolelle. Taivas kartoitettiin EUVE-tekokuulla (Extreme Ultraviolet Explorer) 1990-luvulla. Vuonna 1978 laukaistu IUE oli yksi menestyksekkäimpiä tähtitieteellisiä satelliitteja. IUE:n teleskooppi oli 45 cm:n läpimittainen Ritchey-Chrétien -kaukoputki. Satellittia voitiin käyttää lähes kuten maanpäällisiä teleskooppeja: havaitsija voi kontrolliasemilta jatkuvasti seurata ja muuttaa satelliitin havainto-ohjelmaa. IUE toimi 20 vuoden ajan vuoteen 1998 saakka.
Infrapunahavainnoissa on käytettävä peilikaukoputkea, koska lasi ei päästä infrapunasäteilyä lävitseen. Erityisesti infrapunatyöskentelyyn tarkoitetuissa teleskoopeissa Cassegrainapupeili heilahtelee nopeasti edestakaisin ja kuvaa ilmaisimeen vuorotellen kohteen ja sen viereisen alan taustataivasta. Vähentämällä taustan kirkkaus kohteen kirkkaudesta saadaan taustan vaikutus poistetuksi. Ensimmäinen tehokas infrapunasatelliitti oli IRAS. Yhdysvaltain ja Hollannin yhteistyössä rakentama satelliitti lähetettiin vuoden 1983 alussa ja toimi kahdeksan kuukauden ajan. Se kartoitti koko taivaan neljällä eri aallonpituudella (12, 25, 60 ja 100 µm), ja löysi yli 200 000 uutta infrapunakohdetta. Eurooppalainen ISO (Infrared Space Observatory) teki tarkempia havaintoja tuhansista infrapunakohteista 1996 1998. Vuodesta 2003 lähtien on infrapunataivasta on kartoittanut amerikkalainen Spitzer, ja vuonna 2009 Euroopan avaruusjärjestö laukaisi avaruuteen oman Herschel-tekokuunsa.
Tämän hetken tehokkain infrapunasatelliitti on 2009 laukaistu eurooppalainen Herschel. Sen peilin läpimitta, 3.5 metriä, on suurempi kuin yhdessäkään aikaisemmassa tähtitieteellisessä satelliitissa. Peilin hioi lopulliseen muotoonsa Suomessa Tuorlan observatoriossa toimiva Opteon Oy.
Maailmankaikkeuden alkuräjähdyksen jäänteitä on kartoitettu infrapuna- ja mikroaaltoalueen tekokuilla. Erittäin menestyksekäs satelliitti oli 1989 lähetetty COBE (Cosmic Background Explorer), joka kartoitti taivaan taustasäteilyä submillimetri- ja infrapuna-alueessa. Vuodesta 2001 COBEn työtä jatkoi WMAP-luotain (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Toukokuussa 2009 lähetettiin eurooppalainen Planck-satelliitti.
3.6 Muita energiamuotoja Kosminen säteily. Kosminen säteily koostuu täysin ionisoituneista atomiytimistä, joita tulee maapallolle kaikista suunnista yhtä paljon. Niiden suunnasta ei voi päätellä säteilyn lähteen suuntaa, koska varattuina hiukkasina kosmiset säteet muuttavat jatkuvasti suuntaansa kulkiessaan pitkin Linnunradan magneettikenttää. Hiukkasten suuri energia kertoo, että ne ovat lähtöisin suurienergisistä lähteistä, kuten supernovaräjähdyksistä. Suurin osa kosmisista säteistä on protoneja (lähes 90 %) ja heliumytimiä (10 %), mutta mukana on raskaampiakin ytimiä. Näiden energiat vaihtelevat välillä 10 8 10 20 ev. Kosmisista säteistä energisimmät aiheuttavat ilmakehän molekyyleihin osuessaan lähinnä myoneista koostuvaa sekundäärisäteilyä, joka havaitaan maanpinnalla.
Neutriinot. Vähäisten vuorovaikutusten vuoksi havaitseminen on vaikeaa. 1) Radiokemiallinen menetelmä. Havaintoaineena esimerkiksi tetrakloorieteeniä (C 2 Cl 4 ). Neutriinon osuessa klooriatomiin tämä muuttuu argoniksi: 37 Cl + ν 37 Ar + e Syntynyt argon on radioaktiivinen, joten se voidaan havaita. Kloorin ohella voidaan neutriinojen havaitsemiseksi käyttää myös litiumia ja galliumia. 2) Neutriinot aiheuttavat erittäin puhtaassa vedessä tai muussa väliaineessa Tšerenkovin säteilyä. Syntyvät valon välähdykset rekisteröidään valomonistimilla, jolloine saadaan selville myös säteilyn tulosuunta. (Japanilainen Kamiokande ja kanadalainen Sudburyn neutriino-observatorio SNOlab)
Gravitaatiosäteily. Gravitaatiosäteilyä syntyy kiihtyvässä liikkeessä olevista massoista. Säteily aiheuttaa avaruuden metriikan muutoksia. Voidaan havaita esimerkiksi interferometrilla, jolla seurataan peilien välimatkan muutoksia. Pisin peilien väli, noin 25 km, on amerikkalaisessa LIGO-järjestelmässä (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory). Jotta gravitaatioaallot voitaisiin havaita varmuudella, sama värähtely on rekisteröitävä usealla eri puolilla maapalloa sijaitsevalla ilmaisimella. Toistaiseksi varmoja havaintoja ei ole saatu.