Astronomi, Enstrümanlar ve Bilgisayarlar
Bölüm 1
Sandra Blakeslee
23299 Red Rock Rd.
Topanga, CA 90290
"Cesur yeni teleskop tasarımları önerildi . . . Ancak bilgisayarlar olmadan tasarlanamaz, inşa edilemez ya da işletilemezler."
National Science Foundation tarafından yayımlanan Mosaic dergisinin Cilt 17, Sayı 2, Yaz 1986 sayısındaki önemli bir makaleye dayanmaktadır, Washington, DC 20550. Kamu malı olan bu dergiden yeniden basılmıştır.
1609 yılında Galileo Galilei, dünyanın ilk teleskoplarından birini gökyüzüne doğrulttu ve yeryüzündeki en keskin gözlerin bile daha önce hiç görmediği nesneleri keşfetti. Ay üzerinde kraterler, gezegenlerin etrafında uydular ve gökyüzü boyunca uzanan tanıdık parlak ışık bantlarını oluşturan milyonlarca bireysel yıldız vardı.
Daha Büyük, Daha Güçlü Teleskoplar
O zamandan bu yana, optik astronomlar Galileo’nun başlattığı çalışmayı fiilen sürdürdüler. Giderek daha büyük ve daha güçlü teleskoplar kullanarak, elektromanyetik tayfın optik ve yakın kızılötesi bölgelerinde enerji yayan kuasarlar, kütleçekimsel mercekler ve uzak yıldızların etrafındaki gezegenlere dair ipuçları gibi şaşırtıcı nesneler bulmaya devam ediyorlar.
350 yıldan uzun bir süredir, optik teleskop yapım teknikleri büyük evrimsel aşamalardan geçti. Dahası, astronomi tarihi, astronomların her kuşağının mevcut teknolojiyi sınırlarına kadar zorladığında, bir sonraki kuşağın astronomik ufukları genişletmek için yeni bir teknoloji geliştirdiğini gösterir.
En erken teleskoplar, kırıcılar (refraktörler) olarak adlandırılırdı ve fotonları toplamak için mercekler kullanırlardı. Bu tür teleskoplar giderek daha büyük yapıldı; ta ki çapı 100 santimetreden büyük merceklerin kendi ağırlıkları altında sarkarak içlerinden geçen ışığı bozduğu fark edilene kadar. Teleskoplar aşırı derecede büyük hale geldi.
Yansıtıcı teleskop aynaları, malzeme homojenliği konusunda çok daha gevşek gereksinimler dayatır, daha kalın ve dolayısıyla daha rijit yapılabilir ve daha derin eğriliklere ve daha hızlı f oranlarına kadar parlatılabilir. Böylece daha büyük teleskoplar uygulanabilir hale gelir. Ancak yansıtıcılar da son on yıllarda fiziksel sınırlara ulaşmıştır. Çapı 5 metreden büyük aynalar o kadar ağır ve esnektir ki, ağırlığın yol açtığı bozulmaya karşı desteklenmeleri büyük bir mühendislik zorluğu haline gelmiştir.
Bu boyutun ötesine geçmenin artık ayna tasarımında yeni ilerlemeler ve gerekli büyük taşıyıcı yapılardaki kütleçekim etkileriyle başa çıkmanın yeni yollarını gerektirdiği düşünülmektedir. Yirminci yüzyıl ortası teknolojisinin sınırlarını bulmuş olan astronomlar, teleskop üretiminde bir sonraki adıma hazırlanmaktadır. Mevcut tasarımları daha fazla büyütemeyen astronomlar, bir sonraki kuşak aygıtları yapabilmek için elektronik mühendislerine yönelmişlerdir.
Birçok genç astronomun gözünde —ve gizemli teknik terminolojisinde— bu tür teleskoplar, hâlihazırda bazı astronomik verileri toplayan ve işleyen ve gelecekte yer tabanlı astronomiyi temsil etmesi muhtemel olan bilgisayar tarafından işletilen sistemler ve elektronik bileşenler için gelişmiş ön uç çevre birimleri olacaktır.
Foton Toplama
Teleskoplar iki temel görev yerine getirir: fotonların toplanması ve birbirine çok yakın ve çok uzakta bulunan nesnelerin ayırt edilmesi, yani çözünürlük. Buna ek olarak, kameralar gibi görüntü oluştururlar.
Optik astronomların ilgilendiği nesneler, elektromanyetik tayfın görünür ve yakın kızılötesi bantlarında foton yayar. Bu nesnelerin birçoğu sönük görünür; yaydıkları fotonların çok azı Dünya’ya ulaşır.
Sönük nesnelerden daha fazla foton yakalamanın iki yolu vardır. Bunlardan biri, bir teleskobu gece boyunca aynı nesneye doğrultmak ve fotonları fotoğrafik ya da elektronik olarak depolayarak birikimli bir görüntü oluşturmaktır. Diğeri ise daha kısa sürede daha fazla foton yakalayabilen daha büyük teleskoplar yapmaktır. İlkeler hâlâ basittir; ancak mühendislik sorunları, göz korkutucu bir düzeye ulaşacak kadar çoğalmıştır.
İnsan gözü bir yıldıza baktığında, retinaya odaklanan ışık, çapı gözbebeğinin çapına eşit olan bir demet halinde göze girer. Ancak göz, bir yıldıza teleskop aracılığıyla baktığında, gözbebeği, kesit alanı teleskobun açıklık çapının —ya da birincil aynasının, yani ana ışık toplama alanının— karesiyle orantılı olarak artan bir ışık demetini alır.
Günümüzde büyük teleskopların açıklıkları 2,5 ile 5 metre arasında değişmektedir. Buna karşılık, bahçe teleskoplarının açıklıkları genellikle çok daha küçüktür: 75 ile 150 milimetre arasında.
Gece bir yıldıza bakarken insan gözünün gözbebeği yaklaşık 6 milimetre çapındadır. Aynı yıldızı 25 milimetrelik açıklığa sahip bir teleskopla izlemek, göze ulaşan ışığı yaklaşık 16 kat artırır. 250 milimetrelik bir açıklık bunu 1.600 kat, 2,5 metrelik bir açıklık ise 160.000 kat artırır.
Dolayısıyla, 25 metrelik bir açıklığın alanı, çıplak insan gözünün toplama gücünün 16 milyon katına sahip olacaktır. Kuramsal olarak, 15 metrelik açıklığa sahip bir teleskop, bir gecede, aynı nesneye odaklanmış 5 metrelik bir teleskobun dokuz gecede toplayabildiği kadar foton toplayabilir.
Çözme Gücü
Çözünürlük sorunları, ışığın doğasıyla ve ışığın kaynaktan algılayıcıya ulaşırken başına gelenlerle daha yakından ilişkilidir. Kuramda, daha büyük teleskoplar daha küçük olanlara göre daha iyi çözme gücüne sahiptir.
Aynanın farklı bölümlerine çarpan fotonlar arasındaki girişim, çözme gücünü belirler; kusursuz yapılmış bir teleskop, odağında bir yıldız görüntüsünü ve bu girişimden kaynaklanan soluk halkalarla çevrili olarak gösterir. Bu etkiye kırınım denir.
Kırınım kuramı kullanılarak, bir optik teleskobun kırınım sınırı —nesnelerin yay saniyesi cinsinden minimum açısal ayrımı— teleskobun inç cinsinden çapının 5 yay saniyesine bölünmesiyle hesaplanır. 25 santimetrelik bir teleskop, 0,5 yay saniyelik bir açıda nesneleri ayırt edebilir.
Bu kurala göre, Kaliforniya’daki Mount Palomar’da bulunan yarım yüzyıllık 5 metrelik Hale teleskobu, Ay üzerinde birbirinden 50 metre uzakta bulunan noktaları ayırt etmeye eşdeğer olan 0,025 yay saniyelik görüntüleme yeteneğine sahip olacaktır.
Ancak uygulamada, en iyi optiklere ve en büyük açıklıklara sahip yer tabanlı teleskoplar nadiren bir yay saniyesinden daha iyi açısal çözünürlüklere ulaşır. Bunun nedeni, türbülanslı atmosferin gök cisimlerinden gelen dalga cephelerini bulanıklaştırma eğilimidir.
Bir yay saniyelik çözünürlükle, bu tür teleskoplar yaklaşık 1.600 metre mesafeden bir bozuk parayı netleyebilir, 15 kilometreden bir tenis topunun üzerindeki etiketi okuyabilir ya da Ay üzerinde birbirinden 6 kilometre uzakta bulunan noktaları ayırt edebilir.
Buna karşılık, atmosferin üzerinde uçan National Aeronautics and Space Administration’a ait 2,4 metrelik Hubble Uzay Teleskobu’nun 0,1 yay saniyelik ya da daha iyi görüntüleme yeteneğine ulaşması beklenmektedir.
Güncel Teleskopların Boyutu ve Tasarımı
Günümüzde dünyanın en büyük teleskobu, Sovyetler Birliği’ndeki Zelençukskaya’da bulunan 6 metrelik aygıttır. 1960’larda ve 1970’lerin başlarında yapılmış, başka yerlerde de 2,5 metre ile 3,6 metre aralığında birkaç aygıt bulunmaktadır.
Daha büyük teleskoplar yapılmamıştır; çünkü yaklaşık 5 metreden büyük, tek parça, katı birincil aynalar son derece pahalıdır ve desteklenmeleri kötü şöhretli derecede zordur.
Bu dev teleskopların çoğunun birincil aynaları, ısıya veya soğuğa tepki olarak boyutları fazla değişmeyen, son derece atıl cam-seramik malzemelerden yapılır. Aynalar, ışık dalgalarını doğru biçimde odaklamak için gereken toleranslara kadar taşlanır ve parlatılır, ardından alüminyum gibi yüksek yansıtıcılığa sahip metallerle kaplanır.
Bu tür teleskoplar genellikle, ancak zorunlu olmamakla birlikte, onları hava koşullarından koruyan tanıdık dev yarım küre kubbelerin içinde yer alır. Kubbelere açılan dikey yarıklar, gece gökyüzünü ortaya çıkarır.
Teleskop, Dünya’nın kutuplarından geçen bir çizgiye paralel bir eksen etrafında dönecek açılarla monte edilir. Bir nesneye doğrultulduktan ve Dünya’nın dönüş hızına eşit (ancak dönüş yönünün tersine) bir hızla bu eksen etrafında döndürüldüğünde, teleskop nesneyi bütün gece boyunca izleyebilir. Ekvatoryal montaj olarak bilinen bu tasarım, yüzyıllardır astronomiye egemen olmuştur.
Yaklaşık 5 metreden büyük aynaları destekleyecek ekvatoryal montajlar yapmak, yere ne dik ne de paralel olan bir eksen etrafında bu kadar büyük yapıların döndürülmesinde yer alan mühendislik sorunları nedeniyle uygulanamaz ve çok pahalı kabul edilmektedir.
Dikey ve yatay dönme eksenlerine sahip teleskoplara yükseklik-azimut (altitude-azimuth) teleskopları denir ve bunlar her iki eksen etrafında eşzamanlı, sabit olmayan dönüşler gerektirir — bu da bir yıldızı izlemek için gerekli tahrik hızlarının hesaplanmasını yapacak bir bilgisayar gerektirir.
Son 30 yıldır, yaklaşık 5 metrelik bir boyut sınırına takılıp kaldıklarını bilen optik astronomlar, akıllıca aygıtlar ve yöntemler geliştirerek teleskoplarından daha fazla bilgi sıkıştırmaya çalışmışlardır.
İyi bir optik teleskobun tipik verimliliği yaklaşık yüzde 5’tir; yani aynaya gerçekten çarpan her 100 fotondan yalnızca 5’i teleskobun arkasındaki algılayıcılar tarafından kaydedilir.
Daha fazla bilgi nasıl yakalanır ve ondan nasıl daha çok şey öğrenilir? Fotoğrafik emülsiyonları iyileştirmek için pek çok şey denenmiştir.
Elektronik Yük-Bağlaşımlı Aygıtlar
Daha sönük nesnelerin görüntülerini elde etmeye yardımcı olmak için, yüzeylerine düşen fotonların yüzde 70’inden fazlasını kaydedebilen elektronik yük-bağlaşımlı aygıtlar geliştirilmiştir. CCD, ışığın silikona girmesiyle ana atomlardan elektronların kopmasına dayanan fotoelektrik ilkelere göre çalışır. Serbest kalan elektronların sayısı, CCD yüzeyine çarpan ışığın şiddetiyle orantılıdır. Günümüzde bu CCD sistemlerinin en iyileriyle, bir teleskop aynasına çarpan fotonların yüzde 20’sine kadarı kaydedilebilmektedir.
Son derece hassas görüntü-foton sayım sistemleri de geliştirilmiştir. CCD, fotonları toplar ve ardından toplanan yükleri bir televizyon ekranında gösterir. Astronomlar artık, bir kuasar gibi bir görüntünün, fotonları Dünya üzerindeki algılayıcıya neredeyse kelimenin tam anlamıyla teker teker ulaştıkça nasıl oluştuğunu izleyebilmektedir.
Bununla birlikte, en iyi CCD’lerle bile, mevcut teleskoplar en uzak galaksileri güçlükle seçebilmektedir. Bilinen en uzak galaksilerin kırmızıya kaymasını (göreli uzaklığın bir ölçüsü) kaydetmek için, en iyi tayfölçerlere bile ulaşan foton sayısı yeterli değildir. Günümüz teleskopları, atmosferik bulanıklık nedeniyle açısal çözünürlük açısından da ciddi biçimde sınırlıdır. Ayrıca açıklıkları, görünür ışığa en yakın kızılötesi bölge olan yakın kızılötesinde etkili olmak için yeterince büyük değildir.
Daha Büyük Aynalar Uygulanabilir Değil
Ağırlığı 800 ton olan Sovyetler Birliği’nin 6 metrelik teleskobunun, ağırlığından kaynaklanan sorunlar yaşadığı bildirilmektedir. Ayna, 42 tonluk bir cam bloğundan dökülmüştür. Destek mekanizmalarının yerleştirilmesi için arka kısmına 60 delik açılmıştır. Bildirildiğine göre, ayna görüntü kalitesini etkileyen termal bozulmalara maruz kalmaktadır. Nitekim, çoğu Amerikalı astronom, bu Sovyet teleskobuyla yalnızca az sayıda astronomik bulgu elde edildiğini söylemektedir.
Mevcut teknolojiyi ölçeklendirmenin ve 5 metrelik engeli aşmanın önünde başka engeller de vardır. 10 metrelik bir ayna ham maddesi hiçbir zaman dökülmemiştir. Böyle bir nesne ağır, taşınması zor ve pahalı olurdu ve parlatılması yıllar alırdı. Ayrıca bu kadar dev bir aynayı bir kamyona yükleyip engebeli yollardan uzak bir dağ zirvesine götürmek de tehlikeli olurdu. Buna ek olarak, mevcut yansıtıcılar için tipik olan f/3 veya f/4 odak oranına sahip bir aygıt için kubbe hem çok büyük hem de çok pahalı olurdu (odak oranı, bir aynanın ne kadar derin taşlanması gerektiğini yansıtır — odak uzaklığı ne kadar uzunsa, eğri o kadar sığ ve teleskop o kadar uzun olur). Ve klasik ekvatoryal montaj, bu kadar büyük bir aygıtın ağırlığını taşıyamazdı.
Gerçekten de, geleneksel tekniklerle büyük, geleneksel yansıtıcılar yapmanın maliyeti, açıklık çapının küpüyle artar. Örneğin, Hale tipi 10 metrelik bir yansıtıcı, bugün Mount Palomar’daki gerçek 5 metrelik Hale teleskobunun maliyetinin sekiz katına mal olurdu ve büyük olasılıkla yapımı 20 yıl sürerdi.
Yörüngedeki Teleskoplar
Buna rağmen, daha büyük teleskoplar yapılmak zorundadır. Yörüngeye yerleştirilemeyen aygıtlarla yapılması gereken işler vardır. Arizona, Tucson’daki National Optical Astronomy Observatories (NOAO) direktörü John T. Jeffries, "Atmosferden görebildiğimiz tayf bölümleri için, maliyet ve bilim açısından yerde kalmak için güçlü bir gerekçe vardır," diyor. "Yerde yapamayacağımız bazı şeyler kesinlikle var ve bunlar için uzaya çıkmamız gerekiyor. Ancak bunlar rekabetçi değil, tamamlayıcı bilimdir."
Atmosfer, örneğin morötesi dalga boylarındaki ışınımı soğurur ve yer tabanlı teleskoplar tayfın bu bölümünde kördür. Yörüngedeki gözlemevleri bu ve diğer yüksek frekanslı salımlara duyarlıdır ve bazı görevler için — kimi astronomların iddia ettiği gibi tüm görevler için — astronomide yeni bir çağın başladığı düşünülmektedir. Yörüngedeki gözlemevleri evrene yeni pencereler açmaktadır. Uydularla donatılmış aygıtlar sayesinde, Samanyolu’nda ve ötesinde, tayfın uzak kızılötesi, morötesi, X-ışını ve gama-ışını bölümlerindeki enerjiyi analiz ederek yeni nesneler ve yeni koşullar bulunmuştur. Görünür ışıktan en uzak kızılötesi bölümler de dahil olmak üzere bu tayflar, Dünya’nın atmosferi tarafından engellenir. En akıllıca mühendislik yöntemleriyle bile yerden incelenemezler. Infrared Astronomical Satellite (IRAS), yakın zamanda uzak kızılötesinde olağanüstü parlak parlayan, ancak yer tabanlı teleskopların yakaladığı görünür dalga boylarında sönük ve zar zor algılanabilen galaksilerden çok sayıda keşfetmiştir.
Hubble Uzay Teleskobu
Başlangıçta 1986’da bir uzay mekiğinden fırlatılması planlanan Hubble Uzay Teleskobu, sönük ve uzak nesneleri ayırt etmede üstün olacaktır. Uzaya yedi kat daha derinlemesine bakması, ellide biri parlaklıktaki nesneleri algılaması ve en büyük yer tabanlı teleskopların on katı çözünürlükle tanıdık gök cisimlerini seçmesi beklenmektedir. Evreni, görece olarak az keşfedilmiş olan tayfın son büyük bölümü olan morötesinde net bir biçimde gözlemleyecektir. Başka yörüngedeki gözlemevleri de değerlendirilmektedir.
Ancak bir kez fırlatıldıktan sonra, uzay aygıtlarını ayarlamak, yükseltmek, onarmak ya da onlarla deney yapmak zordur. Dahası, tek başına keşif yeterli değildir: derin uzayda alışılmadık yeni nesneler bulunduktan sonra, onların doğasını anlamak için geleneksel teleskoplarla incelenmeleri, yerden incelenmiş nesneler üzerinde uzay tabanlı aygıtların kullanılmasının bilgiyi tamamlaması kadar önemlidir.
Hubble Uzay Teleskobu nispeten küçük bir açıklığa (2,4 metre) sahiptir; bu da onu yüksek çözünürlüklü spektroskopi yapmak için elverişsiz kılar (yeterli sayıda fotonu toplayabilmek için büyük bir açıklık ve uzun pozlama süreleri gerekir). Görüş alanı küçüktür. Maliyeti 1 milyar doların üzerindedir. Olduğundan daha ileri bir düzeye hiçbir zaman getirilemeyebilir: gelecekteki uzay mekikleri bir yana, eski aygıtları çıkarıp en yeni, en hassas algılayıcıları eklemenin, Dünya’daki bir dağ zirvesinde olabileceği kadar kolay olması asla mümkün olmayacaktır.
Buna ek olarak, genişleyen bir evrende, en sönük, en uzak ve en hızlı uzaklaşan nesnelerden gelen ışık büyük ölçüde kırmızıya kaymıştır. Bu tür nesneleri incelemek için morötesi ve diğer kısa dalga boylarında duyarlılık işe yaramaz. Yakın kızılötesi, tercih edilen optik bölgedir ve bu alan yer tabanlı dev teleskopların hâkimiyetindedir.
Dolayısıyla yer tabanlı astronomide bir canlanma vardır ve atmosfer gibi geleneksel sınırlamaları aşmanın yolları geliştirilmektedir. NOAO’dan Jacques Beckers’a göre, akıllıca tasarlanmış yer tabanlı aygıtlar sahneye çıkmak üzeredir. Örneğin, atmosferik etkileri kelimenin tam anlamıyla çıkaran bir uyarlamalı optik tekniği askerî alanda geliştirilmiştir. "Onların fikirlerini ve bilgilerini ödünç alabiliriz," diyor.
Görüntüleri Bozulmadan Düzeltme Teknikleri
Bir yıldızın dalga cephesi atmosfere girdiğinde bozulur. Görüş koşulları iyi değildir. Teleskobun odak düzlemindeki görüntü bulanık ve beneklidir. Uyarlamalı optikte, Beckers’ın söylediğine göre, dalga teleskobun odağına ulaşmadan önce düzeltilir ya da bozulması giderilir. Bu, bozulmuş dalga cephesini analiz eden ve ardından fiziksel olarak yeniden şekillendiren özel bir ayna olan bir optik eleman yardımıyla yapılır.
Dalga cephesi bozulmaları, elektromanyetik ışınımın dalga boyuyla orantılı, ölçülebilir bir ölçekte ortaya çıkar. Gelen bir dalga cephesi ana aynaya çarpar, üzerindeki düzensizlikler ölçülür ve bir düzeltme hesaplanır. Arka tarafındaki piezoelektrik dönüştürücülerin yardımıyla ayna daha sonra dalga cephesini düzeltmek için şeklini değiştirir; böylece, yıldızdan ayrıldığı andaki gibi düz hâle gelir. Işık daha sonra teleskobun odağına gider. Başarıyla uygulanırsa, Beckers’a göre, bu tür bir teknik dev bir yer tabanlı teleskobu çözünürlük açısından uzay teleskopları kadar iyi hâle getirir.
Benek girişimölçümü gibi diğer görüntü yenileme teknikleri de kullanılabilir, diyor; böylece "yerde oturup eşsiz bir netlikle çok geniş alanları kapsayabiliriz." Optik benek çalışmalarında, özel bir aygıt elektronik olarak güçlendirilmiş görüntülerin ultra kısa pozlamalı fotoğraflarını tarar. Ardından bir bilgisayar atmosferin türbülanslı hareketlerini telafi eder ve taramaları birleştirir. Bu, esasen yıldız ışığındaki titreşimi ortadan kaldırır.
"Işık Kovaları"
Astronomlar temelde ışık toplayıcıları ve yorumlayıcılarıdır. Gök cisimlerinden ne kadar çok foton toplayabilirlerse, bu cisimleri o kadar iyi anlayabilirler. Teleskoplar bu tür çalışmalar için birer "ışık kovasıdır." Çok uzak, sönük nesnelerden Dünya’ya saniyede yalnızca birkaç foton ulaşır. Bu nedenle kova ne kadar büyükse, foton toplayıcılığı da o kadar iyidir.
Elbette, galaktik spektroskopi gibi bazı gözlem türleri için, astronomlar uzaya çıkmakla çok büyük bir kazanç elde etmezler. Çok uzak ve sönük nesnelerin spektroskopisi, yerde daha verimli, daha esnek ve daha düşük maliyetle yapılabilir. Arizona Üniversitesi’nden astronom Ray Weymann şöyle diyor: "Açıkçası foton sıkıntısı çekiyoruz. Spektrografları çok daha verimli hâle getirmek zor. Bu da bazı problemler üzerinde çalışmaya devam edebilmek için daha fazla açıklığa ihtiyaç duyduğumuz anlamına geliyor." Ayrıca, diyor, galaksiler doğaları gereği bulanıktır ve bir uzay teleskobundan elde edilen açısal çözünürlük çok fazla ek katkı sağlamaz. "Bu yüzden Dünya’da daha büyük bir ışık toplama gücüne sahip olmamız daha mantıklı." Örneğin on metre.
Astronomlara göre 10 metrelik bir teleskop gökyüzünün yeni bölgelerini açar ve evrenin kökeni ve yapısı hakkında pek çok soruyu sormalarına yardımcı olur. Büyük patlamadan hemen sonra düzgün bir gaz hâlindeyken, kozmos bugünkü topaklı yapısını nasıl kazandı? Büyük patlama sırasında, maddenin galaktik kümeler ve süperkümeler oluşturmasına yol açan, henüz keşfedilmemiş parçacıklar var mıydı?
Galaksilerin Evrimini İncelemek
Astronomlar evreni bir tür zaman makinesi olarak kullanmayı severler. Günümüzde görebildikleri en uzak galaksiler 7 milyar ışık yılı mesafededir. Daha büyük teleskoplar, evrenin bugünkü yaşının yaklaşık yüzde 10’u olduğu zamana, yani 11 milyar yıl öncesine bakmalarını mümkün kılabilir. Bu kadar uzak nesnelerden gelen fotonlar, 11 milyar yıl önce ne tür galaksilerin var olduğunu öğrenmek için incelenebilir. Şansları yaver giderse, astronomlar galaksilerin erken yaşlarındaki tayflarını görebilir; bu da galaksilerin evrimini ve kümelenmesini doğrudan gösterir ve galaksi oluşumuna dair örnekler sunabilir.
Dev bir yer tabanlı teleskop yakın kızılötesinde de çok iyi çalışır; çünkü bazı koşullarda kızılötesi frekanslardaki teleskop duyarlılığı, ayna çapının dördüncü kuvvetiyle artar. Çok büyük bir ayna, galaksinin merkezinin doğrudan incelenmesine ve yıldız oluşumunun sıcak bölgelerine bakılmasına olanak tanır.
Samanyolu’nun içinde süpernova kalıntıları ve iyonlaşmış gaz bulutları olduğu görülmektedir. Merkezde bir kara delik mi var? Yoğun bir yıldız kümesi mi?
Yıldız doğumunun bilmeceleri araştırılabilir. Yıldızların tutuşmasına hangi olaylar yol açar? Günümüz teleskoplarıyla, bir galaksinin yıldız oluşturan bölgelerini incelemek zordur. Farklı evrim aşamalarındaki ve farklı tayflara sahip yıldızlardan oluşan karmaşık bir tablo söz konusudur. Dev bir teleskop, gerçek bir yeni yıldız ile ışığı saçıp yıldızları taklit eden yakın toz kümeleri arasındaki farkı ayırt edebilir.
Dev bir teleskop ayrıca, ilk kez, yalnızca 100 astronomik birim çapında ve 100.000 yıldan daha genç olan önyıldızları belirleyebilir. Samanyolu’nun haloesini ve dış kenarlarında bulunan küresel yıldız kümelerini inceleyebilir. Günümüzde astronomlar, dağınık görünen küresel kümelerde yalnızca en parlak dev yıldızları inceleyebilmektedir. Daha büyük bir teleskop, bu nesnelerden tayf elde eder ve galaktik halo hakkında daha iyi bir tablo oluşturulmasını sağlar.
Çoklu Ayna Teleskobu (MMT)
Bu nedenle cesur yeni teleskop tasarımları önerilmiştir. Ortak hedefleri, ana aynayı daha yönetilebilir parçalara ayırmaktır. Bilgisayarlar olmadan tasarlanmaları, yapılmaları ya da işletilmeleri mümkün değildir.
Bir tasarım yaklaşımı prototip ölçeğinde kanıtlanmıştır. Bu, Arizona’daki Mount Hopkins’te bulunan MMT, yani Çoklu Ayna Teleskobu’dur. Smithsonian Enstitüsü ile Arizona Üniversitesi’nin ortak bir projesi olan MMT, yer tabanlı optik astronominin geleceğine bir bakış sunar. 1979’da adanan bu teleskop, dünyanın en kompakt, en karmaşık ve en alışılmadık görünümlü teleskobudur.
MMT, kökeni Charles Darwin’in büyükbabasına kadar izlenebilen astronomik bir kavrama dayanır. Erasmus Darwin 1779’da şöyle yazmıştır: "Diyelim ki 20 cam, ister mercek ister içbükey ayna olsun, belirli bir nesnenin tüm görüntülerini tek bir odağa düşürecek şekilde yerleştirilsin—ortaya, tek bir mercek ya da aynanın üretebileceğinin 20 katı parlaklıkta bir görüntü çıkar." Şüpheciler, çoklu aynalı bir teleskobun görüntüleri bir arada tutamayacağını söylemişlerdir.
Birden fazla teleskobun gökyüzündeki tek bir noktaya doğru biçimde yöneltilemediği ve bu fikrin 1930’larda denendiği doğrudur; ancak bunu modern MMT’ye dönüştüren kişi, şu anda Jet Propulsion Laboratory’de bulunan ve daha önce Arizona’da görev yapan gökbilimci Aden Meinel’dir.
MMT, ortak bir çelik yapı üzerine monte edilmiş, f/2 açıklık oranına sahip altı adet 1,8 metrelik aynadan oluşur; bu yapı döner ve tüm aynaları gökyüzündeki aynı nesneye yöneltir. Altı görüntü daha sonra ortak bir odak noktasında birleştirilir ve böylece 4,5 metrelik bir yansıtmalı teleskobun eşdeğer foton toplama gücü elde edilir. Bir optik hizalama sistemi, her bir teleskop aynasını hedefte hassas biçimde tutar.
MMT’nin aynalarının her biri, petek gibi kaynaştırılmış cam parçalarından oluşur. Katı bir 1,8 metrelik ayna yaklaşık 1.350 kilogram ağırlığında olurdu; petek yapılı her bir MMT aynası ise yalnızca 550 kilogramdır.
Daha kompakt olması için teleskop, bir deniz topununki gibi bir yükseklik-azimut montajı kullanır. Montaj, yükseklikte dikey ve azimutta yatay olarak döner. Bir bilgisayar, teleskobun konumunu dakikada yüzlerce kez ayarlayarak aletin gece gökyüzünde her yönde hareket eden nesneleri izlemesini sağlar.
Ayrıca teleskop, başka hiçbir büyük alette olmadığı kadar gece havasına açıktır; muhafazasının bir duvarı bütünüyle yana kayar. Küp biçimli bir bina, teleskop yıldızları izlerken onunla birlikte döner.
Krutch (Sayfa 22’den Devam)
Yöneticisi Fred Chaffee’ye göre MMT, herkesin beklediğinden daha iyi performans göstermiştir. Aynalar 0,5 yay-saniyesi çözünürlük elde edecek şekilde parlatılmıştır; ancak her yılın birçok gecesinde, yerel atmosfer koşullarına bağlı olarak görüş çok iyi olduğunda, MMT’nin bundan bile daha iyi sonuçlar verebildiğini söyler.
MMT’nin aynaları şu anda 0,2 yay-saniyesi toleranslarına yeniden parlatılmaktadır; bu da onları dünyadaki en iyi 1,8 metrelik aynalar haline getirecektir.
Parlatma dışında birkaç neden daha vardır. Birincisi, aynalar hafif, kaynaştırılmış silikadan yapılmıştır—katı, geleneksel, düşük ısıl genleşmeli borosilikat camdan değil—bu nedenle serin gece havasına çok hızlı uyum sağlarlar. İkincisi, gözlemevi havanın üzerinde daha düzgün aktığı kayalık bir zirve üzerindedir. Üçüncüsü ve geleceğin teleskop tasarımcıları için en ilgi çekici olanı, aletin çevresindeki insanlar ve makineler tarafından üretilen ısının neredeyse tamamının teleskop havaya açık olduğu için hızla uzaklaştırılmasıdır.
Gerçekte, geleneksel teleskoplardaki görüş koşullarının bozulmasının büyük bölümünün kendi kendine üretildiği yönünde gökbilimciler arasında giderek güçlenen bir izlenim vardır. Gökbilimciler ve bilgisayarlar ısı üretir; büyük kubbeler ısıyı hapseder. Bu küçük miktardaki ısı, havada yerel bozulmalar oluşturur ve hassas teleskopların kapasiteyle çalışmasını engeller.
Teleskopları kubbelerin içine koyarak, gökbilimciler kendi işlerini zorlaştırmışlardır.
(Bir sonraki sayıda devam edecek)