Meridiaaniympyrä
Meridiaaniympyrä eli ohikulkukone[1] on tähti­tieteellinen havainto­väline, jolla voidaan todeta, millä hetkellä jokin taivaankappale kulkee havainto­paikka­kunnan meridiaanin poikki, eli näkyy suoraan etelässä tai pohjoisessa, ja jolla voidaan samaan aikaan myös mitata sen korkeus­kulma. Sen muodostaa kaukoputki joka on kiinnitetty länsi-itä-suuntaiseen kiinteään akseliin siten, että sitä voidaan kääntää ainoastaan pysty­suunnassa. Sellaisia rakennettiin varsinkin 1800-luvulla moniin observatorioihin[1], ja niitä käytetään tähtien abso­luuttisten paikkojen mittaamiseen ja ajan määrittämiseen.[1]
Meridiaani­ympyrä oli pitkät ajat kaikkein tarkin väline taivaan­kappaleen aseman mittaamiseen. Ennen spektroskopian, tähti­valo­kuvauksen ja peilikaukoputkien kehittymistä tämä sekä siihen liittyen taivaan­kappaleiden kierto­ratojen ja tähti­tieteellisten vakioiden määrittäminen olivatkin observa­torioiden tärkein tehtävä. [2][3][4]
Kun kauko­putki kiinnitetään siten, että sitä voidaan kääntää vain meridi­aanin suunnassa, saavutetaan etuja niiden tarkkuus­töiden kannalta, joihin meridiaani­ympyröitä käytetään. Tärkeimmät edut ovat:
Laite on helpompi asentaa, jos sitä voidaan kiertää vain yhden akselin ympäri. Useimmissa paikoissa maa­pallolla meridiaanin taso on ainoa taivaanpalloa leikkaava taso, jossa tähtitieteelliset koordinaatit voidaan määrittää suoraan tällaisella yksin­kertaisella menetelmällä. Erityisesti taivaan­kappaleen ekvaattorijärjestelmän mukaiset koordinaatit on meridiaani­ympyrän avulla helposti määritettävissä sen kulkiessa meridiaanin poikki. Valon taittuminen ilmassa vääristää kaikkien taivaan­kappaleiden näennäisiä sijainteja siten, että ne näyttävät olevan hieman korkeammalla horisontin ylä­puolella kuin ne todelli­suu­dessa ovat. Meridiaanilla tämä vääristymä vaikuttaa vain deklinaatioon ja on helppo ottaa laskuissa huomioon; muualla taivaalla se vaikuttaa niiden näennäisiin koordi­naatteihin moni­mutkaisemmalla ja matemaattisesti vaikeasti selvitettävällä tavalla niin, että suurta tarkkutta ei voida saavuttaa.
Meridiaani­ympyröitä onkin käytetty 1700-luvulta lähtien tähtien tarkkojen sijaintien mittaamiseen tähtiluetteloita varten. Tämä suoritetaan mittaamalla hetki, jolloin tähti kulkee paikallisen meridiaanin poikki. Sen korkeus­kulma horisontista luettuna mitataan myös. Kun observatorion maan­tieteellinen leveys- ja pituusaste tunnetaan, näiden mittaus­tulosten avulla voidaan määrittää tähden rektaskensio ja deklinaatio. Tähden kulkiessa havainto­paikan meridiaanin yli zeniitin etelä­puolitse sen deklinaatio on sama kuin sen zeniitti­etäisyyden ja havainto­paikan leveys­asteen erotus, ja sen rektaskensio on sama kuin paikallinen tähtiaika.[5]
Kun kunnolliset tähti­luettelot oli saatu aikaan, meridiaani­ympyrän avulla voitiin missä tahansa maa­pallolla määrittää paikallinen pituusaste ja paikallis­aika katsomalla, millä hetkellä jokin luetteloon merkitty tähti kulki paikallisen meridiaanin poikki. Ennen atomikellon keksimistä tämä oli tarkin keino, jolla aika voitiin määrittää.
Seuraavassa kuvataan lähinnä 1800-luvun lopulla ja 1900-luvun alussa rakennettujen meridiaani­ympyröiden rakennetta ja toimintaperiaatetta.[6][7] Nyky­aikaisista auto­mati­soiduista meridiaani­ympyröistä kerrotaan artikkelin lopussa.
Varhaisimpia meridiaani­ympyröitä ei kiinnitetty akselin keski­kohtaan vaan lähelle sen jompaa­kumpaa päätä, jotta akseli ei taipuisi kauko­putken painosta. Myöhemmin akseli valmistettiin yleensä messingistä tai asemetallista ja kiinnitettiin lieriö­mäisillä terästapeilla telineeseen. Tällöin kauko­putki voitiin sijoittaa akselin keski­kohtaan. Jotkut laitteet valmistettiin kokonaan teräksestä, joka on paljon jäykempää kuin messinki. Kiinnitys­tapit olivat V:n muotoisten laakerien päällä joko laitetta kannattavien kivisten tai tiilisten tukien päällä tai kiinnitettynä metalli­runkoon tukien päällä. Laakereiden lämpö­tilaa seurattiin lämpö­mittareilla.[8]
Meridiaani­ympyrän tuki­rakenteet eivät yleensä olleet kiinni rakennuksen perustuksista, jotta rakennuksen mahdollinen värähtely ei vaikuttaisi kaukoputkeen. Laakerit asetetaan mahdollisimman tarkkaan itä-länsi-suuntaan, mutta hieno­säätö on mahdollista vaaka- ja pysty­suorien ruuvien avulla. Vesi­vaa'an avulla voidaan tarkistaa, että akseli on vaaka­suorassa. Kaukoputken mahdollinen epä­keskisyys on toisinaan otettu huomioon sijoittamalla akselin sisään toinen kauko­putki. Kun tällä putkella havaitaan jotakin keino­tekoista kohdetta ja varsinaista kauko­putkea samaan aikaan kierretään, kiinnitys­tappien muoto ja mikä tahansa akselin liike voidaan todeta.[9]
Lähellä akselin kumpaakin päätä, siihen kiinnitettyinä ja sen mukana kiertyvinä, oli kiekko tai pyörä kaukoputken ja horisontin välisen kulman mittaamiseksi. Ne olivat halkaisijaltaan yleensä noin 90 - 110 sentti­metrin levyiset, ja lähellä niiden reunaa oli kulma­mitta-asteikko, jossa oli merkinnät noin 2 - 5 kulma­minuutin välein. Näitä asteikkoja luettiin mikroskooppien avulla, joita oli yleensä neljä kumpaakin kiekkoa kohti, joko kiinnitettyinä laitteen tukirakenteeseen tai sitä ympäröivään tuki­rakenteeseen. Vertaamalla näistä saatua neljää lukemaa voitiin kauko­putken mahdollisesta epä­keski­syydestä tai kiekkojen väärästä asennosta johtuvia virheitä suuresti pienentää. Jokainen mikro­skooppi oli varustettu mikrometriruuvilla, mikä tekee mahdolliseksi mitata kulmia jopa sekunnin tarkkuudella. Toisinaan jompikumpi kiekoista oli jaettu vain asteisiin ja siitä kulmat saatiin vain karkeasti määritetyksi, ja sitä käytettiin vain tarkkail­tavan tähden löytämiseen.
Kauko­putki muodostui kahdesta putkesta, jotka on kiinnitetty ruuveilla akselin keski­kohdassa olevaan kuutioon. Putket olivat yleensä kartion muotoisia ja mahdollisimman jäykkiä, etteivät ne taipuisi. Ne oli myös kiinnitetty akseliin niin lujasti kuin mahdollista, jotta putken taipuminen ei vaikuttaisi taivaan­kappaleiden deklinaatioiden mittaus­tuloksiin. Putken taipuminen vaakasuorassa suunnassa voidaan määrittää kahdella kollimaattorilla eli vaaka­suorasti meridiaanin suuntaan osoittavalla kauko­putkella, jotka sijoitettiin meridiaani­ympyrän pohjois- ja etelä­puolelle, objektiivit sitä kohti suunnattuina. Täten ne osoittivat toisiaan kohti siten, että niiden polttopisteet yhtyivät, mikä oli toden­netta­vissa meridiaani­ympyrässä olleiden aukkojen avulla tai irrottamalla se. Kolli­maattorit oli usein pysyvästi asetettu paikoilleen, objektiivit ja okulaarit kiinni­tettyinä omiin kannattimiinsa.[10] Kun meridiaani­ympyrä suunnattiin ensin toiseen, sitten toiseen kolli­maattoriin, jolloin se kääntyi tasan 180°, ja jos kulma­mittaus­kiekoista voitiin todeta, että kierto­kulma tällöin poikkesi 180°:sta, voidaan samalla todeta, minkä verran kauko­putki oli vääntynyt. Putken pysyvä vääntymä voitiin todentaa vaihtamalla objektiivi ja okulaari keskenään, ja tällöin samasta tähdestä saatujen havaintojen keski­arvossa ei esiintynyt tästä aiheutuvaa virhettä.
Osat laitteesta suljetaan toisinaan las­ikoteloon niiden suojaamiseksi pölyltä. Näissä koteloissa on aukkoja, jotta laitteeseen päästiin käsiksi. Muut osat suojattiin pölyltä silkki­peitteillä.[11]
Rakennuksissa, joihin meridiaani­ympyrä sijoitetaan, ei tarvita sellaista kierrettävää kupolia, jollainen on monissa tähti­torneissa. Koska niillä havaitaan vain meridiaanilla olevia kohteita, riittää, että rakennuksen etelä- ja pohjois­seinässä ja katossa niiden välillä on kapea aukko.
Kaukoputken okulaarin puoleisessa päässä oli useita pysty­suoria ja yksi tai kaksi vaakasuoraa metallilankaa. Tähtiä havainnoitaessa putki käännettiin ensin suoraan alaspäin, kohti sen alla olevaa elohopealla täytettyä allasta, joka muodosti täydellisen vaakasuoran peilin ja heijasti täydellisen kuvan okulaarissa olevasta ristikosta. Sen asentoa säädettiin, kunnes se sattui täsmälleen yhteen peili­kuvansa kanssa, jolloin putki oli tarkalleen pysty­suorassa. Tällä tavoin kiekoista saatiin tarkalleen määritetyksi nadiiria vastaava kohta.
Sen jälkeen putki suunnattiin etsint­äkiekon avulla ylöspäin suunnilleen havaittavan tähden suuntaan. Laitteessa oli ruuvipuristin, jolla havaitsija saattoi kiinnittää putken paikoilleen, niin ettei se liikkunut pysty­suorassakaan suunnassa paitsi hyvin hitaasti hieno­säätö­ruuvin avulla. Tämän hitaan liikkeen avulla putken suuntausta tarkennettiin, kunnes tähti oli suoraan vaaka­suoran langan takana, tai jos niitä oli kaksi, näkyi niiden välistä kulkiessaan idästä länteen. Tämän jälkeen mitta­kiekoilta saatiin mikro­skoopin avulla lukema, joka osoitti tähden korkeus­kulman horisonttijärjestelmässä. Tämän ja nadiiripisteen välinen erotus oli tähden nadiiri­etäisyys.
Toinen menetelmä tähden korkeus­kulman määrit­tämiseksi oli suunnata kaukoputki ensin tähteen, sitten sen peili­kuvaan elohopea-altaassa. Mitta­kiekoilta luettiin kumpaakin vastaava kulma, ja näiden keski­arvo osoitti vaaka­suoran suunnan. Pieni ero maan­tieteellisessä leveydessä kauko­putken ja elohopea-altaan välillä oli otettava huomioon.
Pystysuoria lankoja käytettiin havainnoitaessa tähtien kulkua meridiaanin poikki, jolloin jokainen lanka antoi eri tuloksen. Tuloksia analysoi­taessa hetki, jolloin se kulki keskimmäisen langan taitse, voitiin arvioida, koska jonkin sellaisen tähden avulla, jonka dekli­naatio tunnettiin, voitiin todeta, kuinka kauan sen kulku vastaavan alueen läpi kesti. Tähän tarkoitukseen Pohjantähti soveltui hitaan liikkeensä vuoksi erityisen hyvin.
Jotta kohteiden deklinaatiot tai etäisyydet taivaan­navasta saatiin määritetyiksi, oli observatorion kolatitudi tunnettava eli taivaan­navan etäisyys zeniitistä tunnettava. Se saatiin määritetyksi sirkumpolaaristen tähtien ylimmän ja alimman kulminaation avulla. Erotus niiden lukeman välillä, jotka kiekosta saatiin putken toisaalta osoittaessa toisaalta havaittavaa tähteä, toisaalta kohti zeniittiä, oli tähden zeniittietäisyys, ja kun siihen lisättiin observatorion kolatitudi, saatiin sen etäisyys taivaan­navasta. Ympyrän zeniitti­pisteen määrittämiseksi putki suunnattiin pysty­suorasti alaspäin elohopea-altaaseen, jonka pinta oli täysin vaakasuora peili. Tällöin havaitsija näki vaakasuoran langan ja sen peili­kuvan, ja kun ne yhtyivät, putki oli pysty­suorassa ja kiekon lukema oli 180°+ zeniittipisteen lukema.
Tarkoissa mittauksissa oli otettava huomioon myös valon taittuminen ilmakehässä sekä mitta-asteikosta ja laitteen taipumisesta aiheutuvat virheet.
On myös tehty yrityksiä tallentaa tähden ohikulku valo­kuvaamalla. Tätä varten valo­kuvaus­levy asettiin meridiaani­ympyrän polttopisteeseen ja suoritettiin useita lyhyitä valotuksia, joiden kesto ja ajankohta tallennettiin kellon avulla automaattisesti.
Jo antiikin aikaiset tähtitieteilijät esittivät, että havainto­väline, kvadrantti, voitaisiin kinnittää meridiaanin tasoon. Myös Ptolemaios kuvasi kyseistä laitetta teoksessaan Almagest. Siinä kuvattu meridiaani­kvadrantti koostui kiinteästä, kulma­mitta-asteikolla varustetusta ulommasta renkaasta ja siirrettävästä sisemmästä renkaasta, jossa olleiden tappien varjoista saatiin määritetyksi auringon suunta. Renkaat oli kiinnitetty vaaka­suoraan tankoon ja asetettu meridiaanin suuntainen. Laitetta käytettiin auringon korkeus­kulman mittaamiseen keski­päivällä eri aikoina vuodesta, jotta saatiin määritetyksi ekliptikan sijainti taivaalla.[12]
Huomattavampaa merkitystä tällaiset laitteet kuitenkin saivat vasta 1500-luvulta lähtien, kun Tycho Brahe rakensi suuren meridiaani­kvadrantin. Vuonna 1690 Ole Rømer keksi transit-laitteen tähtien ohikulun havaitsemiseksi. Siinä oli kauko­putki kiinnitettynä kohti­suorasti länsi-itä-suuntaiseen tankoon.
Ennen transit-laitteiden ja meridiaani­ympyröiden käyttöön ottoa tähtien rektaskensio määritettiin tavallisimmin yhtä­suurien korkeus­kulmien menetelmällä. Siinä käytettiin siirrettäviä kvadrantteja tai mitattiin kahden tähden välinen kulmaetäisyys sekstantilla. Nämä menetelmät olivat kuitenkin hyvin hankalia.
Samaan aikaan transit-laitteen kanssa Rømer keksi myös vaaka­suorien ja pysty­suorien kulmien mittaamiseen käytetyn laitteen, jolla saatiin määritetyksi tähtien korkeus­kulma ja atsimuutti. Vuonna 1704 hän yhdisti laitteeseensa pysty­suoran ympyrän, jolloin sillä saatiin samalla kertaa mitatuksi sekä horistontti- että ekvaattorijärjestelmän mukaiset koordinaatit.
Jälkimmäistä ideaa ei kuitenkaan sovellettu muualla, mutta transit-laitteet tulivat pian yleiseen käyttöön. Esimerkiksi Greenwichiin ensimmäinen sellainen asennettiin vuonna 1721. Myös observatorion seinään kiinnitettyä kvadranttia käytettiin tähtien deklinaatioiden mittaamiseen 1700-luvun lopulle saakka. Edut, jotka saatiin sillä, että laitetta voitiin kääntää täyden ympyrän verran, tunnisti myös Jesse Ramsden: tällöin laitteella voitiin tehdä havaintoja myös zeniitin pohjois­puolella sijainneista tähdistä. Ramsden paransi myös kulman mittaus­menetelmiä ottamalla käyttöön mikrometriruuvin ja mikro­skoopin, kuten edellä on kerrottu.
Vuonna 1806 Edward Trougton rakensi ensimmäisen nyky­aikaisen meridiaani­ympyrän Groombridgen observatorioon Lontoon Blackheathiin.
Britanniassa rakennuksen seinään kiinnitetyt transit-laitteet olivat 1800-luvun puoliväliin saakka observa­torioiden pääasiallisia havainto­välineitä, kunnes maan ensimmäinen meridiaani­ympyrä rakennettiin Greenwichiin vuonna 1850. Sitä vastoin manner-Euroopassa meridiaani­ympyrät syrjäyttivät varhaisemmat transit-laitteet jo vuosina 1818-1819, jolloin Göttingeniin rakennettiin kaksi sellaista, Reisenbachin ja Repsoldin suunnittelemina, ja niin ikään Königsbergiin yksi Reisenbachin suunnittelema. Repsoldin ja hänen poikiensa yrityksen jätti moneksi vuodeksi varjoonsa berliiniläinen Postor ja Martins, joka toimitti moniin observatorioihin ensi­luokkaisia havainto­välineitä, mutta Martinsin kuoltua Repsoldin yritys nousi alalla jälleen johtavaan asemaan ja valmisti monia meridiaani­ympyröitä. Cambridgen ja Edinburghin observatorioissa Britanniassa samoin kuin Harvard Collegessa Yhdys­valloissa on suuret Troughton and Simms -yhtiön rakentamat meridiaani­ympyrät, ja sama yhtiö rakensi myös Airyn suunnitteleman Greenwichin kuninkaallisen observatorion meridiaani­ympyrän.
Nyky­aikainen esimerkki tämän tyypin kauko­putkesta on 8-tuumainen (noin 0,2 metrin läpimittainen) Flagstaffin astrometrinen skannaava transit-teleskooppi (, FASTT) Yhdysvaltain meri­voimien observatoriossa (United States Naval Observatory, USNO) Flaggstaff Stationilla.[13]
Nykyaikaiset meridiaani­ympyrät on yleensä automatisoitu. Havaitsija on korvattu CCD-kennolla. Kun taivas kiertyy näkö­kentän ympäri, CCD:n tallentama kuva ajastetaan mikrosirulla. Tällä saadaan eräitä etuja:[14]
CCD-kenno voi kerätä valoa niin kauan kuin kohteen kuva kulkee sen läpi, jolloin himmeätkin kohteet voidaan havaita. Tietoa voidaan kerätä niin kauan kuin kauko­putki on käytössä, tarvittaessa koko yön, jolloin voidaan kuvata leveä alue tähti­taivaalla. Tietoa voidaan suoraan verrata mihin tahansa vertailu­kohteeseen, joka samaan aikaan on näkö­kentässä, usein johonkin kirkkaaseen galaksin ulkopuoliseen kohteeseen kuten kvasaariin, jonka sijainti tähtitaivaalla tunnetaan. Tällöin vältytään meridiaani­ympyrän vaivalloiselta tarkalta asettamiselta, joskin tähden deklinaatio, atsimuutti ja taso yhä määritetään CCD-kennojen ja laser-interferometrien avulla. Valon taittuminen ilmakehässä voidaan ottaa laskuissa huomioon automaattisesti seuraamalla lämpötilaa, painetta ja ilman kastepistettä elektronisesti. Mittaukset voidaan tallentaa tietokoneen muistiin ja analysoida tarpeen mukaan.
Ensimmäinen tällainen automatisoitu laite oli Carlsbergin automaattinen meridiaani­ympyrä, joka otettiin käyttöön vuonna 1984.[15]
Citation error, replace with{{cite book| title = Encyclopædia Britannica (11. painos)| number = Transit Circle| publisher = Cambridge University Press| year = 1911}}
Luokka:Tähtitiede Luokka:Teleskoopit