Teleskoplar II: Dünya Üzerindeki Teleskoplar

Önceki yazımızda teleskopların amatör, dolayısıyla sadece görünür dalga boyunda çalışan türlerinden bahsetmiştik. Bu yazımızda ise ölçeği büyüterek hem daha büyük hem de elektromanyetik spektrumun daha geniş aralığında çalışan teleskoplardan bahsedeceğiz.

Gökyüzünü daha derinlemesine incelemek ve üzerine araştırmalar yapabilmek için Dünya üzerine kurulan teleskopların en önemli engellerinden biri Dünya’nın atmosferidir. Atmosfer elektromanyetik dalgaların bir kısmını geçirirken bir kısmını yansıtır. Atmosferin geçirdiği dalga boyları görselde görüldüğü üzere görünür ışık, belirli aralıklarda kızılötesi ve kısa radyo dalgaları ile sınırlıdır. Bu sınırlamadan ötürü Dünya üzerindeki teleskoplar ikiye ayrılır: görünür ve kızılötesi dalga boylarında çalışan kapalı bir kubbe şeklindeki gözlemevlerinin içine inşa edilmiş optik teleskoplar ve  radyo dalga boyunda çalışan anten olarak tasarlanan radyo teleskoplar.

OPTİK TELESKOPLAR

Nereye inşa edilmeli?

Teleskopların inşasında ilk dikkat edilmesi gereken unsur nereye inşa edileceğidir. Öncelikle ışık ve hava kirliliğinden olabildiğince uzaklaşmak için şehirleşmenin az olduğu bölgeler tercih edilmelidir. Işık kirliliğinin gözlemleri ne ölçüde olumsuz etkilediğini bu yazımızdan okuyabilirsiniz. Gözlemevinin kurulacağı yerle ilgili bir başka parametre ise o bölgenin hava koşullarıdır. Havanın açık, nemin az olduğu ve bu koşulların yılın büyük çoğunluğunda geçerli olduğu bölgeler daha avantajlıdır. Nem, su damlacıkları kızıl ötesi ışımayı absorpladığı için istenmeyen bir durumdur. Son olarak gözlemevleri rakımı oldukça yüksek yerlere kurulmalıdır. Bunun sebebi de hem şehirleşmeden dolayısıyla ışık ve hava kirliliğinden uzak olmak hem de yüksek rakımlarda atmosfer ince olduğundan atmosferik türbülanstan daha az etkilenmektir. Atmosferik etkilerin görüntüyü ne derecede etkilediğine ve bunu düzeltmek için geliştirilen yönteme daha sonra değineceğiz.

Aynalı mı Mercekli mi?

Aynalı teleskopların merceklilere göre hem kurulumu açısından hem de oluşturduğu görüntü açısından daha avantajlı olduğunu önceki yazımızda kısaca anlatmıştık. Yineleyecek olursak yapısal olan zorluklardan biri camların amorf yapısından dolayı zamanla yerçekiminin de etkisiyle merceklerin şeklinin bozulmasıdır. Bir diğer yapısal zorluk ise aynaların sadece tek yüzeyi özenli bir çalışma gerektirirken merceklerin iki yüzeyinin hatta sadece yüzeyleri değil bütün hacminin mükemmele yakın bir homojenlikte üretiminin gerekmesidir. Bu iki durum merceğin boyutu arttıkça daha büyük problemlere yol açacaktır. Görüntü oluşumu açısından aynalı teleskopları avantajlı kılan durumlar ise merceklerin üzerine düşen ışığın bir kısmını absorp etmesi böylece mercekli teleskopların daha dar bir spektrum aralığında çalışması ve mercekten geçen ışığın farklı dalga boylarının farklı hızlarda ilerlemesinden kaynaklanan kromatik aberasyonun oluşan görüntüde bozulmalara yol açmasıdır. Bütün bu problemlere rağmen başarılı bir şekilde kurulup, sayesinde yıllarca akademik çalışmaların yapıldığı mercekli teleskoplar da mevcuttur.

Mercekli Teleskoplar

Mercekli teleskopların şimdiye kadar yapılmış en büyüğü 1900 yılındaki Paris Uluslararası Sergisi’nde sergilenmek üzere yapılmıştır. 1.25 metre çapında merceğe sahip olan bu teleskop astronomi alanında araştırma yapmaya uygun şekilde tasarlanmamasına rağmen Güneş lekeleri ve birkaç nebulanın çizimleri yapılmış, Ay’ın yüzeyinin fotoğrafları çekilmiştir. 1897 yılında kurulan ve 2018’e kadar araştırmalarda kullanılan Yerkes Gözlemevi’ndeki mercekli teleskop da 1.02 metre çapıyla en büyük mercekli teleskoplar arasında yer almaktadır. Mercekli teleskopların muzdarip olduğu kromatik aberasyonu engellemek için akromatik mercek kullanılmıştır. Son bahsedeceğimiz mercekli teleskop ise 1 metre çapındaki İsveç Güneş Teleskobu. Güneş’ten gelen ışınlar tüpün içindeki hava parçacıklarını ısıtabileceğinden ötürü tüpünün içi vakumlanmıştır. Aberasyonları önlemek adına fiziksel bir parça eklenmemiştir ancak imgenin yeniden oluşturulması (image reconstruction) denilen bir görüntü işleme yöntemi kullanılır.

Aynalı Teleskoplar

Yukarıda bahsettiğimiz avantajlar sayesinde ayna çapı 10 metreye kadar çıkabilen teleskoplar yapılabilmektedir. Aynaların kaplamaları sayesinde hem görünür hem de yakın kızılötesi bölgelerinde çalışabilen teleskopların inşa edilmiş en büyüğü Arizona’daki Mount Graham Uluslararası Gözlemevi’ndeki Large Binocular Telescope’tur. İki adet 8.4 metre çapındaki aynanın birbirlerine belirli bir mesafede yerleştirilmesi sayesinde teleskobun hem ışık toplama gücü hem de çözünürlüğü artmıştır. Boyut olarak en büyük aynaya sahip olmasa da iki teleskobun birlikte çalışması sayesinde etkin ışık toplama gücü 11.8 metrelik bir çapa sahip teleskopla aynı olduğu için burada en büyük yansıtıcı teleskop olarak bahsettik. Ayna çapı ve en büyük olan teleskop ise 10.4 metre çapıyla İspanya’daki Gran Telescopio Canarias’tır. Aynı zamanda tek açıklığa sahip en büyük teleskop olmasına rağmen etkin ışık toplama gücü iki aynalı sistemlere göre daha azdır. Aynası altıgen ayna parçalarının birleştirilmesiyle oluşturulmuştur. Bu durum her bir altıgen parçanın arkasına mekanik sistemlerin eklenmesiyle aynayı daha kolay hareket ettirilebilir bir hale getirir. Aynaların neden hareket etmesi gerektiğine birazdan değineceğiz. Aynaları yine altıgen şeklinde olup birleştirilen diğer teleskoplar ise Hawaii’deki Mauna Kea Gözlemevi’ndeki Keck I ve Keck II teleskoplarıdır. Her birinin ayna çapı 10 metre olan teleskobun yine iki teleskop birlikte çalıştığı için etkin ışık toplama gücü artmıştır. Bu açıdan Gran Telescopio Canarias’tan daha avantajlıdır. Teleskoplar iki tane birlikte çalışacak şekilde tasarlanabileceği gibi ikiden fazla teleskop da birlikte çalışabilir. Avrupa Güney Gözlemevi’nin (ESO) Şili, Atacama Çölü’ndeki Very Large Telescope’u 8.2 metre çapına sahip dört teleskoptan oluşur. Bu teleskoplar ayrı ayrı çalıştırılabileceği gibi birlikte çalıştıklarında oldukça yüksek ışık toplama gücü ve çözünürlüğe sahip olurlar. Dünya üzerindeki teleskopların kundakları için ekvatoryal tasarım daha fazla ekipman gerektirdiğinden altazimut kundaklar daha avantajlıdır. Bu bahsettiğimiz dört teleskobun da kundakları altazimut kundaktır.

Bu bahsettiğimiz teleskopların yanı sıra Dünya’da hala çok büyük yansıtıcı teleskoplar tasarlanmaya ve inşa edilmeye devam ediyor. Bunlardan 8.4 metre çapında yedi tane ayna bulunduracak olan Giant Magellan Telescope ve 39.3 metrelik bir birincil ayna bulunduracak olan Extremely Large Telescope, Dünya üzerinde elde edecekleri çözünürlüğün Hubble Uzay Teleskobu’nun sahip olduğu çözünürlükten daha iyi olmasını amaçlamaktadırlar.

Araştırma amaçlı kullanılan teleskopların tek amacı gök cisminin görüntüsünü elde etmek değildir. Aynı zamanda incelenen gök cisminin bulundurduğu elementleri incelemek o gök cismiyle alakalı pek çok farklı bilgiye ulaşılmasını sağlar. Bu yönteme spektroskopi denir. Teleskopların bulunduğu kubbenin içinde belirli yerlerde görüntü oluşturan cihazlarla birlikte farklı çeşitlerde spektroskopi cihazları da bulunur. Spektroskopi yönteminin nasıl işlediğine dair yazımızı buradan okuyabilirsiniz.

Atmosferik Etkiler

Dünya üzerindeki teleskopların gök cisimlerini incelerken önündeki en büyük engelin atmosfer olduğunu söylemiştik. Bunun teleskoplarda oluşturduğu etkinin çıplak gözle gökyüzüne bakıldığında yıldızların göz kırpması denilen olaydan bir farkı yoktur. Neden böyle olduğunu anlayabilmek için elektromanyetik dalganın yapısını biraz inceleyelim. İlerleyen bir elektromanyetik dalganın aynı faza sahip yüzeylerine dalga cephesi denir. Elektromanyetik dalga uzayda ilerlerken uzay neredeyse boşluk olduğu için herhangi bir engel karşısına çıkmaz. Ancak Dünya’nın atmosferine ulaştığında hem kırılacak hem de toz ve parçacıklara çarpmasından dolayı dalga cephesinin yüzeyi bozulmalara uğrayacaktır. Bunun sonucu oluşan bulanık ve/veya göz kırpan görüntüye “astronomik görme” (astronomical seeing) denir.

Adaptif Optik

Astronomik görme bir dalga cephesi sensörüyle algılanarak dalga cephesindeki bozulmalar dijital ortama aktarılır. Yüzeyi değişebilen aynalar algılanan bozulmaya göre yeniden şekil alarak dalga cephesi aynaya çarptığında düzgün bir görüntü oluşmasını sağlar. Bu işlem çok kısa süreler içinde gerçekleştirilmesi gerektiğinden, düzeltmenin doğrudan gözlemlenen gök cisminden gelen ışınlarla yapılmasındansa referans bir ışık kaynağı kullanılır veya oluşturulur. Doğal referans olarak gözlemlenen gök cismine yakın parlak bir gök cismi seçilebilir. Yapay referans olarak ise “lazer rehber yıldızı” (laser guide star) oluşturulur. Gözlemlenecek cismin yakınına doğrultulan lazer ışını atmosferin belirli bir katmanından yansır. Bu yansıyan lazer ışınının dalga cephesi analiz edilerek aynanın şekli değiştirilir.

Aktif Optik

Yansıtıcı teleskopların birincil aynaları rüzgar, ısıl genleşme, yerçekiminden dolayı eğilme gibi çevresel etkenlerden dolayı deforme olabilir. Aktif optik yöntem de yine aynanın üzerinde mekanik değişiklikler yaparak hem bu deformasyonlarının görüntüde oluşturacağı bozulmaların önüne geçer hem de aynanın sürekli optimal şeklinde kalmasını sağlar.

RADYO TELESKOPLAR

Güneş, nötron yıldızlarının pulsarları, galaksi merkezlerindeki karadelikler gibi gök cisimleri radyo dalgalarıyla da ışınım yapar. Bunları gözlemleyebilmek adına tasarlanan radyo teleskoplar optik teleskoplardan oldukça farklıdır. En belirgin farklılık radyo dalgalarını toplamak ve odaklamak için ayna yerine parabolik antenler kullanılmasıdır. İkinci olarak radyo dalgaları yayan pek çok gök cismi çok uzakta olduğu için gelen radyo sinyalleri güçsüzdür. Güçsüz sinyalleri algılamak için antenlerin oldukça büyük ve hassas olması gerekir.

Radyo dalgalarını odaklayarak algılamak için iki farklı tasarım vardır: Birincisi antenden yansıyan radyo dalgalarının odaklandığı noktaya bir besleme hunisi (feed horn) yerleştirilerek kurulur. Besleme hunisi üzerine düşen sinyalleri algılayarak bağlı olduğu kablolar aracılığıyla bilgisayarlara aktarılmasını sağlar. İkinci tasarımda ise birden fazla besleme hunisi antenin ortasına yerleştirilir, antenden yansıyan sinyalleri de geri antenin ortasındaki besleme hunilerine yansıtmak için ayna kullanılır. Birden fazla besleme hunisi kullanılmasının sebebi bu cihazların her birinin farklı dalgaboyu aralığını algılamak için özel tasarlanmış olmasıdır.

Anten tasarımında dikkat edilmesi gereken bazı unsurlar ise şu şekilde sıralanabilir: Algılanacak dalga boyu küçüldükçe dalgaların saçılma ihtimali artacağından anten yüzeyinin daha özenli yapılması gerekir. Anten rüzgardan etkilenebileceği için boyutunun küçük olması daha sağlıklıdır. Güçsüz sinyallerin algılanabilmesi için antenlerin büyük olması gerektiğini söylemiştik ancak bunun farklı çözümlerinin nasıl uygulandığını örnekler üzerinden açıklayacağız. Antenleri konumlandırmak için önceleri antenin dünyanın dönüş hızında dönmesini sağlamak adına ekvatoryal kundak kullanılırken bunun büyük antenlerde yüksekliği değiştirirken denge problemlerine yol açmasından dolayı bilgisayarlarla kontrol edilen sistemler kullanılmaya başlanmıştır.

Dünya üzerindeki en büyük radyo teleskop Çin’deki 500 metre çapındaki küresel antene sahip Tianyan (FAST – Five-hundred meter Aperture Spherical Telescope) teleskobudur. Karst obruğuna inşa edilen anteninin yanındaki kuleler besleme hunilerinin antenin üzerine sabitlenmesini ve kontrol edilmesini sağlamak içindir. 10 santimetreyle 4.3 metre aralığında gözlem yapabilen teleskobun test çalışmalarının bitmesi ardından Ocak ayında çalışmaya başlamıştır. Bu teleskop inşa edilene kadar en büyük radyo teleskop unvanına sahip olan Arecibo teleskobunun çapı ise 305 metredir. Porto Riko’da yine bir obruğun içine inşa edilen küresel antenin Tianyan’dan farkı besleme hunileri antenin üstüne değil ortasına sabitlenmiş olmasıdır. Parabolik yansıtıcıların küresel olanlara göre küresel aberasyonunun daha az olmasından dolayı daha avantajlı olduğunu söylemiştik. Ancak bu iki teleskop farklı yönlere hareket ettirildiğinden, oluşacak aberasyon küresel yansıtıcıda her yönde aynı iken parabolikte yöne göre değişecektir. Küresel yansıtıcılar bu durumda radyo teleskoplar için daha avantajlıdır.

Çok Uzun Ana Hat Girişim Ölçer (Very Long Baseline Interferometry)

Radyo teleskopların çözünürlüğü yani bir gök cisminde ayırt edebildikleri en küçük detayın ölçütü gözlemlenen dalga boyunun anten çapına oranıdır. Radyo astronomide gözlemlenen sinyallerin dalga boyu santimetre mertebesinden on metrelere kadar çıktığından çözünürlüğün iyi olması için antenin oldukça büyük yapılması gerekir. Ancak çok büyük antenler yerine küçük antenler yapılıp biraz da matematiğin yardımıyla çözünürlük arttırılabilir. Bu yöntemde görece küçük çaplı antenler sıra halinde dizilerek birbirlerine kablolarla bağlandığında arazide kapladıkları alan büyüklüğünde bir radyo teleskop gibi çalışırlar. Metodun nasıl işlediğini anlamak için işin biraz fiziğini inceleyelim.

İlerleyen bir elektromanyetik dalganın aynı faza sahip yüzeylerine dalga cephesi dendiği tanımını biraz önce vermiştik. Antenlere ulaşan elektromanyetik dalgalar sıra sıra dizilmiş antenlere çarptığında aynı dalga cephesi her bir antene farklı zamanda çarpacaktır. Antenler arasındaki uzaklık biliniyor, dalga cephelerinin her bir antene ne zaman çarptığı ve bu çarpmaların arasındaki zaman farkı ölçülebilirse (bunun için atomik saat kullanılır) aynı dalga cepheleri üst üste getirilerek girişim yapmaları sağlanır, böylece görüntü elde edilir.

Bu yöntemle kurulan teleskoplardan ALMA, Şili’nin Atacama Çölü’nde 66 tane anten büyüklüğü 7 ile 12 metre arasında değişen radyo teleskopların platoya sıralanmasıyla oluşturulmuştur. Submilimetre denilen milimetrenin biraz altındaki dalga boylarına sahip radyo sinyallerini gözlemler. Yine yakın bir dalga boyu aralığında gözlem yapan teleskop Submilimeter Array ise Hawaii’deki Mauna Kea Gözlemevi’ndedir ve çözünürlüğü sayesinde Plüton ve uydusu Charon’u farklı iki gök cismi olarak gözlemleyen ilk teleskoptur. Bu iki teleskop da Olay Ufku Teleskobu olarak adlandırılan ve Dünya’nın farklı yerlerinde bulunan radyo teleskopların VLBI yöntemiyle çok daha iyi çözünürlük elde etmesini sağlayan projenin bir parçasıdır. Bu proje ile geçtiğimiz sene Samanyolu Galaksi’sinin merkezinde bulunan Saggitarius A* kara deliğinin fotoğrafı çekilmiştir ve bu çekilen ilk kara delik fotoğrafıdır.

Dünya üzerinden gözlem yapmak için geliştirilen teknolojilerden, inşa edilen teleskoplardan bahsettik. Ancak atmosferin geçirmediği dalga boylarını Dünya’dan gözlemleyebilmek mümkün olmadığı için insanlığın bir sonraki adımı atmosferin dışına çıkarak uzaya teleskop göndermek oldu. Uzay teleskoplarını da bir sonraki yazımızda detaylı olarak inceleyeceğiz.

Hazırlayan: Eylül Nihan Kamun

İTÜ Astronomi Kulübü Üyesi

Kaynaklar:

  • public.nrao.edu
  • wikipedia.org
  • britannica.com
  • schoolsobservatory.org

Yorumlar kapatıldı.

WordPress gururla sunar | Theme: Baskerville 2 by Anders Noren.

Yukarı ↑