Optik teleskop çeşitleri

Optik teleskop çeşitleri

Neden evreni incelemek için farklı tipte teleskoplara ihtiyaç duyarız?
Bir astronom, yıldız, gökada ve kara delik gibi cisimlerin elektromanyetik salma çalışmasını yapmakla evreni daha iyi anlamayı amaçlar. Birçok sorun farklı dalga boylarındaki görüntüleri karşılaştırarak çözülse de teleskoplar elektromanyetik tayfın sadece bir bölümünü algılayacak şekilde dizayn edilmişlerdir. Bu yüzden astronomlar çalışmalarında, farklı teleskoplardan aldıkları görüntüleri kullanırlar.
Farklı tipteki teleskoplar, farklı gözlemler için kullanılırlar. Evren dinamik bir sistemdir ve sürekli bir değişim içerisindedir. Bu değişimi de en iyi teleskoplarla yaptığımız gözlemlerle izleyebiliriz. Farklı enerjiler ve buna bağlı olarak farklı dalga boyları yayan gökcisimlerini, bu dalga boylarına duyarlı olan teleskoplarla gözlemleyebiliriz. İşte bu yüzden birden fazla teleskop çeşidine ihtiyacımız vardır.
Optik teleskoplar, iki temel parçadan oluşur. Bu parçalardan ilki, ışığı toplamaya yarayan objektiftir. Objektif, mercek ya da aynadan oluşmuş olabilir. İkincisi ise, “göz merceği” ya da “oküler” olarak adlandırılan mercek takımıdır. Mercekli teleskoplar, ilk kullanılan teleskoplardır. Günümüzde de genellikle kullanılan küçük çaplı teleskoplar merceklidir. Mercekli teleskoplarda, farklı dalga boylarındaki ışığın kırılarak renklerine ayrışması(renksel aberasyon) için, objektifte birleştirilmiş iki mercek kullanılır. Bu mercekler ayrıca, istenmeyen yansımaları azaltmak ve ışık geçirgenliğini artırmak amacıyla çeşitli malzemelerle kaplanır.
Aynalı teleskoplar ise kendi içlerinde iki ana gruba ayrılırlar. Bunlar: Newton tipi ve Cassegrain tipidir. Newton tipi teleskoplarda, ana aynadan yansıyan ışık, ikinci, düz bir diyagonal aynaya oradan da teleskop tüpünün dışarısındaki göz merceğine yansıtılır. Cassegrain teleskoplarda ise, ana aynadan yansıyan görüntü, ikinci bir dışbükey aynaya oradan da ana aynanın ortasındaki bir delikten göz merceğine yansıtılır. Newton tipi teleskopların fiyatları, Cassegrain teleskoplara oranla daha düşüktür. Ancak, Cassegrain teleskoplar, hem daha kısa olduklarından daha az yer kaplarlar, hem de daha kolay taşınırlar.
Diğer bir teleskop çeşidi de, aynalı ve mercekli teleskopların bir anlamda bir birleşimi olan katadioptrik (aynalı-mercekli) teleskoplardır. Bu tür teleskoplarda, Schmidt-Cassegrain ve Maksutov-Cassegrain olmak üzere iki gruba ayrılırlar. Bu teleskoplarda ışık önce mercekten sonra da aynadan büküldüğü için teleskopun tüpünün boyu daha kısadır. Bu teleskoplar, diğer teleskop çeşitlerine göre daha pahalıdırlar.
Şimdi teleskop çeşitlerini daha yakından inceleyelim;
3.1. İlk Geliştirilen Teleskoplar
3.1.1: Galileo Teleskopu
Lippersley ve Galileo’nun ortak ürünü sayabileceğimiz bu teleskop, ilk bulunan teleskop olup, mercekli teleskopların atası olarak kabul edilebilir.
Bu teleskopu ilk olarak 1608 yılında bir gözlük yapımcısı olan Lippershey tesadüfen bulmuştur.
1609 yılında teleskopun bir versiyonu yapan ve ilk olarak astronomi gözlemleri için kullanan Galileo olmuştur. Teleskop, uzun bir tüp(boru) içine yerleştirilen aynı odağa sahip iki mercekten oluşmuştur.
Merceklerden biri objektife, diğeri ise okülere yerleştirilmiştir. Işık ışınları, ilk olarak objektiften içeriye girer. Daha sonra, birinci mercekte kırılmaya uğrayarak odakta toplanırlar. İkinci mercek odağındaki ışınları paralel hale getirerek gözün görebileceği hale getirir.
Gökyüzündeki parlak nesnelerden gelen ışık, bu iki mercekten geçip, kırılmaya uğrayarak gözlemcinin gözüne gelir. Camın içine gelen ışık ışınları farklı açılarla kırılmaya uğrayacaklarından, kendilerini oluşturan renklere ayrışır. Bu yüzden gök kuşağında olduğu gibi farklı renklere ayrışmış bir görüntü oluşur.
Bütün bu görüntüler birbirine yakın toplanır, fakat birleşik bir görüntü oluşturmak üzere birinin diğerinin tam üstüne geleceği şekilde hizalanmaz. Bu durum olduğunda, görüntü gölgeli bir görünüme sahipmiş gibi görünür. Bu renk sapıncı ilk zamanlarda bu tür teleskop çeşidini kullananlar için can sıkıcı bir durumdu. Bu sorun uzun yıllar çözülemeden kalmıştır.

3.1.2: Kepler Teleskopu
Johannes Kepler (1571-1630), teleskoptaki sorunların giderilmesi için önemli düzeltmeler ve gelişmeler yapan ilk kişidir. İçbükey ve dışbükey mercek kombinasyonunun yerine, görüş alanını artıracak iki dışbükey mercek kullanılmasını önermiştir. Kepler’i bu sonuca ulaştıran insan gözünün yapısını incelemesidir. Bu düzenlemeden sonra teleskopta oluşan son görüntü baş aşağı olmuştur.
Son görüntünün düz oluşmasını sağlamak için başka bir mercek kullanmak yeterli olacaktır ancak bu düzeltme yapıldıktan sonra oluşacak görüntü ilk görüntü kadar net olmaz.. Bugün kullanılan mercekli teleskoplarda görüntü yine terstir ancak netlik için bu bedel küçük bir bedel olarak görülebilir.
Kepler’ in, önerdiği bu teleskopu fiilen yapıp yapmadığı tam olarak bilinmemektedir. Yalnız Kepler’in ışığın görmede oynadığı rolü anlamada ve değişik mercek sistemleri konusunda diğer bilim adamalarına önayak olmada oynadığı rol tartışılamaz.

3.1.3: Newton Teleskopu
Isaac Newton (1642-1727) da Kepler’in çalışmasını inceledikten ve 1666’da ışığın kırılmaya uğradığını ileri sürdükten iki yıl sonra 1668’de Kepler’in önerdiği çizgiler doğrultusunda teleskop imal etmiştir. Newton, yaptığı teleskopta aynı zamanda renk aberasyonunu da gidermeye çalıştı. Fakat bunun mercek kullanıldığı taktirde yapılamayacağına inanıyordu. Newton, kırılmadan dolayı meydana gelen bazı problemleri düzeltemezken, renk sorununa bir çözüm düşünmüştü. Fakat bunu yaparken yeni bir tür teleskop bulmuştu. Işığı, bir ayna kırmaz, yansıtır. Bundan dolayı görüntünün etrafında renk saçakları olmaz. Bu yargısı doğruydu ama bu türde de küresel sorunlar ortaya çıkıyordu bu tip sorunlar daha sonraları giderildi. Newton’un kullandığı ayna; pirinç, bakır, kalay ve beyazlatma için bir miktar arsenikten yapılmıştır. Böyle bir bileşim, çok çabuk matlaşıyor ve genellikle çok pahalı ve zaman alıcı bir işlemden geçirilerek yeniden kaplanması gerekiyordu. Newton, kendi yansıma teleskopunu ana aynaya bakan daha küçük başka bir aynayla imal etti. Daha küçük olan ayna görüntüyü teleskopun, Newton’un görüntünün izlendiği delik olan göz merceğini koyduğu kısmına yöneltiyordu. Bu teleskop çeşidinin ayrıntılı özellikleri ileriki bölümlerde işlenecektir.

3.1.4: Gregorian Teleskopu
Bu teleskop 1663 yılında İskoç Matematikçi James Gregory tarafından yapılmıştır. Aynalı teleskopların eklemeli bir çeşididir. Küçük bir görüş alanına sahiptir. Bu tür teleskopta koma ve küresel aberasyon ortadan kaldırılmıştır. Ana küresel aynaya gelen ışınlar bu ayna tarafından odaklanarak ikincil elipsoid aynaya gönderilir. Elipsoid aynadan yansıyan ışınlar buradan göz merceğine gönderilir. Böylece görüntü oluşturulmuş olur. Genellikle büyük gözlemevlerinde kullanılır.

3.2.1: Mercekli Teleskoplar

Bu tür teleskoplarda uzun bir tüp içerisindeki mercekten geçen ışık ışınları, göz merceğine gelir. Bu teleskop türü, en yaygın teleskop türüdür. Mercekli teleskoplarda ayna bulunmaz. Bunların bir ucunda geniş bir mercek, diğer ucunda ise ufak bir oküler (göz merceği) yer alır. Işık büyük mercekten geçer ve ufak bir demet halinde okülere gelir. Bu aşamadan sonra yapacağınız şey okülerde netlik ayarını yapmanızdır.
Bu tür teleskoplarda bir mercek ışığı toplamakta kullanıldığından, mercekteki ufak hatalar bile görüntüyü etkileyebilir, bu yüzden mercekli teleskoplarda merceğin kalitesi çok önemlidir. Eğer kalitesiz bir mercek kullanılırsa, ışık mercekten geçerken bu ışığın bir kısmı yayılır ve bunun sonucunda gözlenen nesnenin çevresinde renkli bir halka oluşturur (bkz. 1.1.14.1 Renk Sapıncı). Mercekli teleskopların çoğunda bu tür kusurları düzeltmek için, akromatik (bkz.1.1.14.1 renk sapıncı) denilen bir yapı kullanılmaktadır. Akromatik yapı sayesinde teleskopta bulunan iki mercek, bu tip problemlerin çoğunu ortadan kaldırır. Daha pahalı olan teleskoplarda kullanılan diğer bir kusur düzeltme yöntemi apokromatik (bkz. 1.1.14.1 renk sapıncı) yöntemidir. Apokromatik, akromatik yöntemine göre çok daha net ve daha pahalı bir çözüm sunar.

3.2.1.1: Mercekli Teleskopların Avantaj ve Dezavantajları
Avantajları:

· Dizaynı basit olduğu için kullanımı kolay ve güvenilirdir.
· Çok az bakım gerektirir.
· Büyük objektif açıklı olan mercekli teleskoplar; ay, gezegen ve çift yıldız gözlemi yapmak için idealdir.
· İkinci bir aynaları olmadığı için görüntü kalitesi oldukça iyidir.
· Uzak yeryüzü cisimlerini gözlemek için kullanılabilirler.
· Optik tüpe sahip oldukları için hava akımları (türbülans) çok azdır. Bu nedenle hava akımlarından dolayı görüntü pek etkilenmez.
· Renk sapınçlarının giderilmesi akromatik mercekli olanlarda iyi, apokromatik veya fluorit olanlarda ise çok iyidir.
· Merceğin sabit olarak yerleştirilmesi de bir avantajdır.

Dezavantajları:

· Tüm teleskop türleri arasında (objektif açıklığı arttıkça) en pahalı olan türdür.
· Diğer teleskop türlerindeki gibi açıklığa sahip olanları, daha ağır, daha uzun ve daha büyüktür. Bu yüzden bir yerden bir yere taşınmaları zordur.
· Küçük ve sönük nesnelerin (uzak galaksiler gibi) gözlemlenmesine çok uygun değillerdir.
· Uzun odak oranlarına sahip olduklarından astrofotoğrafiğe uygun değillerdir.
· Akromatik dizaynlı olanlarında renk aberasyonu tam olarak giderilememiştir.
· Bu tür teleskoplarda oküler tüpün en sonunda olduğundan bazı gözlemlerde problem olabilir. Bu sorun 900’lik bir prizma ile giderilebilir
3.2.2: Aynalı Teleskoplar

Bu tür teleskoplarda ışık, düz ve geniş bir tüpün içine girer, tüpün dibindeki eğri aynadan (parabol, hiperbol yada elips) yansır, toplanmış olan ışık huzmesi, tüpün açık olan ucunda yer alan ufak ikinci aynaya çarpar ve oradan okülere gelir bu şekilde görüntü oluşturulmuş olur. Bu tür teleskoplarda genellikle ikincil aynayı tutabilmek için tüpün açık olan ucundan artı işareti biçiminde teller gerilmiş durumda bulunur, bu teller netlik ayarı yapılmamış olduğu zaman okülerle bakıldığında görünür. Fakat netlik ayarı yapıldığında tellerin görüntüsü yok olur.

Bu tür teleskoplar kendi içlerinde Newtonian ve Cassegrain olmak üzere ikiye ayrılırlar. Şimdi bu iki çeşit teleskopu biraz tanıyalım.
3.2.2.1: Newtonian Tipi Teleskoplar
Isaac Newton tarafından geliştirildikleri için Newtonian adını almışlardır. Newtonian türü teleskoplar ışığı toplayan ve ikinci bir düz aynaya odaklayan bir çukur aynaya sahiptirler. İkinci ayna ise görüntüyü ana tüpün dışına açılan bir penceredeki göz merceğine yansıtır. Dizaynının basitliği, ucuzluğu ve küçük, kolay taşınabilir oluşu bu türü en çok kullanılan teleskoplar arasına koymuştur. Newtonian türü teleskopların dizaynı büyük teleskoplar için uygun değildir. İkincil aynanın gerek ışık kaybına neden olması gerekse gözlem yerine erişilebilirlik ve odağa konacak yardımcı aletlerin dengelenmesi açısından dezavantajlara sahiptir. Ayrıca, optik eksenden yarım derecelik uzaklaşmalar bile görüntü kalitesini oldukça düşürmektedir.

3.2.2.2: Cassegrain Tipi Teleskoplar
1672’de Cassegrain adlı Fransız tarafından geliştirildiği için bu teleskop türüne bu ad verilmiştir. Bu tür teleskoplar büyük bir küresel veya parabolik çukur ayna ile hiperboloid tümsek bir ikincil aynadan oluşmuştur. Gelen ışık ışınları, öncelikle çukur ayna tarafından toplanarak ikincil aynaya gönderilir.

İkincil yansıtıcı aynadan yansıyan ışınlar ise, birinci aynanın merkez bölgesindeki delikten geçerek göz merceğine odaklanır ve bu şekilde görüntü oluşturulmuş olur. Büyük teleskoplar için en genel format Cassegrain’ in formatıdır.

Cassegrain tipi tasarımda;
· Birinci aynadan yansıyıp birincil aynanın odağına giden ışınların, odağa en yakın olacak şekilde önüne ikinci bir ayna konur. Böylece ikincil ayna yardımıyla Cassegrain odak daha uzak bir noktaya taşınır.
· Cassegrain sistemin en büyük avantajı telefoto karakterine sahip olmasıdır. İkinci ayna yardımıyla birincil aynadan gelen ışık çok uzaklara taşınarak sistemin efektif (etkin) odak uzaklığı birincil aynanın odak uzaklığının birkaç katı büyüklüğüne taşınabilir.
· Böylece, kompak, kararlı ve nispeten ucuz bir monte şekliyle büyük odak uzaklıklı ve büyük görüntü ölçekli bir teleskop oluşturulmuş olur.

Cassegrain tasarımında, Newton sisteminde olduğu gibi koma ve küresel aberasyon vardır.
3.2.2.3: Aynalı Teleskopların Avantaj ve Dezavantajları

Avantajları:
· Diğer teleskop çeşitlerine göre fiyatları ucuzdur.
· Odak uzaklığı 1m’ye kadar olanlar kolaylıkla taşınabilir.
· Renk sapıncı yoktur.
· Ay ve gezegen gözlemleri için kullanışlıdırlar.
· Optik sapınçları az olduğu için oldukça parlak bir görüntü verirler.
· Astro fotoğrafçılık için uygundurlar.
· Genellikle hızlı odak oranlarına (f/4 ile f/8) sahip olduklarından, uzak gökadaları, bulutsular ve yıldız kümeleri gibi sönük derin uzay cisimlerini gözlemek için idealdirler.
Dezavantajları:
· Diğer teleskop türlerine göre daha hassas oldukları için daha fazla bakım gerektirirler.
· Nesneleri ters olarak gösterdikleri için yer cisimlerinin gözlemlenmesi için uygun değillerdir.
· Açık optik tüp dizaynına sahip oldukları için hava akımı gibi dış etkenlerden daha fazla etkilenirler.
· İkincil aynaları olduğu için mercekli teleskoplardan daha fazla ışık kaybına neden olurlar.
· Görüntü kenarlarında bulanıklaşma görülür.

3.2.3: Katadioptrik (aynalı-mercekli) Teleskoplar

Bu tür teleskoplarda adlarından da anlaşılacağı gibi hem ayna hem de mercek kullanılır. Bu tür teleskoplarda, aynalı ve mercekli teleskopların avantajları bir araya toplanarak her amaca uygun bir çeşit teleskop yaratılır. Bu tür teleskopların en tanınan üç çeşidi vardır. Bunlar; Schmidt-Cassegrain, Maksutov-Cassegrain ve Schmidt-Newtonian türleridir. Şimdi bu türlere bir göz atalım.
3.2.3.1: Schmidt-Cassegrain Teleskopları
Bu tür teleskoplarda ışık ince bir Schmidt düzeltici mercekten geçerek gelir. Daha sonra küresel çukur aynaya çarparak tekrar geri yansır. Yansıyan bu ışınlar birinci aynanın göbeğindeki delikten geçerek göz merceğinde odaklanırlar. Hem mercekli hem de Newton türü teleskopların en büyük problemlerinden biri, teleskopun açıklığı arttıkça teleskopun da boyunun büyümesidir. 20 cm yada daha büyük çapa sahip teleskoplara baktığımızda idaresinin, büyüklüğünden dolayı bayağı zorlaştığını görürüz. Bu tür teleskoplar teleskop türleri içinde en modern olanlarıdır. Eğer hem kısalık hem de kaliteli görüntü istiyorsanız bu yapı idealdir.

3.2.3.1.1: Schmidt-Cassegrain Teleskopların Avantaj ve Dezavantajları
Avantajları:
Schmidt-Cassegrain teleskoplar son derece kolay taşınabilirler. Her tarafının kapalı olması, onları güvenilir ve sağlam yapar. Harika kontrastlı, bol renkli resimler elde etmekte kullanılabilirler.
Dezavantajları:
Bu cins teleskopları üretmek diğerlerinden daha zordur ve daha çok malzeme gerektirir. Yani bu cins teleskoplar daha pahalıdır. Bir başka benzer yapı olan Maksutov-Cassegrain teleskoplar, biraz daha az hassas mercekler kullanarak Schmidt-Cassegrain’ den daha ucuza imal edilip, benzer performans sağlayabilirler. 3.2.3.2:

Maksutov-Cassegrain Teleskopları

İtalyan astronomu Colacevic ve Rus astronomu Maksutov birbirlerinden ayrı olarak Schmidt Teleskopu’nda değişiklik yapılmasını önermiştir. Schmidt’ in koyduğu düzeltici yerine, bir yüzü konkav diğer yüzü konveks olan uzun odaklı negatif bir mercek koymuşlar. Bu düzeltici negatif merceğin oluşturduğu küresel sapınç miktarı, toplayıcı aynanın oluşturduğu küresel sapınç miktarı ile aynı fakat ters yönde olacak şekilde söz konusu merceğin küresel yüzeylerinin eğrilikleri saptanır. Ayrıca yine merceğin yüzey eğrilik yarıçapları ve kalınlığı öyle seçilebilir ki o mercek renk sapıncından arınmış olabilir. Böylece görüntüde renk sapıncı bulunmaz.
Bu tür teleskoplarda, bir tarafı iç bükey bir tarafı dış bükey olan ince bir düzeltici mercek kullanılır. İkinci ayna, merceğin merkez bölgesi alüminyum kaplanarak oluşturulur.
Gelen ışınlar, düzeltici mercekten geçer ve çukur aynaya ulaşır. Çukur aynadan yansıyan ışınlar tümsek aynaya gelir ve oradan tümsek aynanın arasındaki göz merceğine gelir. Bu tür teleskoplar, Schmidt teleskoplardan biraz daha düşük kalitede görüntü verir, Schmidt teleskoplara göre daha ağır ama fiyatı daha düşüktür.

3.2.3.3: Schmidt-Newtonian Teleskopları
Bu tür teleskoplar diğer katadioptrik teleskoplara benzemekle birlikte farklı yönleri vardır. Bu türde, bir küresel (çukur ayna) aynanın yanında, Newtonian aynaları ve Schmidt düzeltici mercekleri kullanılmıştır. Bu teleskoplar, daha sönük uzay nesnelerini gözlemlemek için kullanılırlar. Teleskopun merceği çıkartırsa teleskop, Newtonian türü teleskopa dönüşür. Schmidt düzeltici merceğine gelen ışınlar merceği geçtikten sonra çukur aynaya gelir. Çukur ayna, kendisine gelen ışınları odağa yansıtır. Newton teleskopunda olduğu gibi bu ışınlar düzlem aynaya gelir ve oradan da göz merceğine (oküler) gelir. Bu mercekte ışınları paralel hale getirerek gözün görmesini sağlar. Bu teleskop türünün farkları Newton ve Cassegrain tipi teleskopların farklarıdır. Bu teleskopların odak oranları; f/4.5 veya daha azdır. Bu teleskoplar zengin bir görüş alanına sahiptir.

3.2.3.4: Katadioptrik Teleskopların Avantaj ve Dezavantajları
Avantajları:
· Tüm teleskop türleri arasında en iyi olanıdır. Diğer teleskop türlerinin dezavantajlarını ortadan kaldırırken, avantajlarını birleştirir.
· Derin uzay gözlemi ve astro fotoğrafçılığa uygundur.
· Ay, gezegen ve çift yıldız gözlemi için idealdirler.
· Geniş açılı keskin görüntüle sunarlar.
· Yeryüzü gözlemi ve fotoğrafçılığı içinde uygundurlar.
· Kapalı tüp dizaynından dolayı, hava akımlarına ve diğer dış etkilere kapalıdırlar.
· Kompakt ve taşınabilirler.
· Teleskop türleri içerisinde odaklama yeteneği en fazla olan türdür.
· Kullanılmaları kolaydır.
· Dayanıklıdırlar ve fazla bakım gerektirmezler.
· Aynı açıklığa sahip mercekli teleskoplara göre fiyatları daha ucuzdur.
· Aksesuarları çoktur.
Dezavantajları:
· Aynı açıklığa sahip olan aynalı teleskoplara göre pahalıdırlar.
· İkinci aynaları nedeniyle, mercekli teleskoplara göre daha fazla ışık kaybına neden olurlar.

3.2.4: Diğer Optik Teleskoplar

3.2.4.1: Ritchey-Chretien Teleskopu
Bu teleskop Amerikan optikçi George Willis Ritchey ve Fransız optik dizayneri Henri Chrétien tarafından 1910 yılında önerilmiştir. Cassegrain Teleskopuna çok benzer aralarındaki fark aynalarından ileri gelir. Cassegrain Sistemi Ritchey-Chretien Sistemi ile yer değiştirilirse görüntüde düzelmeler meydana gelir. Riychey-Chretien Sisteminde birincil ayna daha derin bir hiperbolit, ikincil ayna da çok kuvvetli bir hiperbolittir. Böyle bir dizaynla koma ve küresel aberasyon düzeltilebilir ve bir aplanatik sisteme sahip olunur. Mt. Wilson Gözlemevindeki 60 ve 100 inçlik teleskoplar Ritchey-Chretien dizaynındadır.

3.2.4.2: Schmidt Teleskopu
Bu teleskop, 1930 yılında Estonya’ lı bilimci Bernhard Schmidt tarafından icat edilmiştir. Bu teleskop katadioptrik teleskoplara bir örnektir. Teleskopta bulunan düzeltici plaka sayesinde küresel aberasyon giderilir. Son derece büyük bir görüş alanı sağlar.

3.2.4.3: Coudé (kude) Teleskopu
Diğer bir teleskop dizaynı, Cassegrain sistemiyle çok yakından ilişkili olan Kude (Coude) Sistemi’dir. Genelde sabit bir sistemdir. İlave düz aynalar yardımıyla odak uzaklığı çok büyültülebilir. Şekil 3.2.4.4.1 ‘de bir Kude sistemi görülmektedir. İkincil aynadan yansıyan ışık diyagonal bir ayna yardımıyla kutup ekseni içinde bulunan diğer bir diyagonal aynaya getirilir ve buradan yansıtılarak Coude odağında ışığın toplanması sağlanır. Işık huzmesi daima kutup ekseninin ucundan çıkar. Alt-Azimut kurgusunda, ışınlar kurgunun sağındaki iki Nasmyth odağından birine yükseklik ekseni boyunca yönlendirilebilir. Bu odaklar, teleskop azimutunu değiştirdiği zaman dönerler, fakat bu durum alışılmış Cassegrain odağının davranışı ve yüksekliğinin değişimden ileri gelecek türden probleme daha az maruz kalınmasını sağlar. Büyük modern teleskoplarda, Nasmyth odakları büyük yardımcı aletlerin kullanımına kolaylık sağlar. Coude ve Nasmyth sistemlerinin sabit odakları büyük avantajlar sağlar.
Ancak dezavantajları da vardır:
· Teleskop gökyüzünde cismi takip ederken görüş alanı döner. Efektif odak oranının büyük olmasından dolayı bu etki çok azdır.
· İlave yansımalar ışık kaybına neden olur.
Bir teleskop için en basit kurgu, teleskopun birincil odaktan kullanılmasıdır. Yani birincil ayna görüntünün oluşturulmasında direk olarak kullanılır. Fotoğrafik plak veya diğer her hangi bir detektör teleskopun arka ucuna yerleştirilebilir. Büyük teleskopların ikinci ayna ile yer değiştiren platformları veya kafesleri vardır. Bu kısım gözlemcinin oturması ve rahat hareket edebilmesi için yeteri kadar geniştir. Gözlemci buradan birinci odak pozisyonundan hem gözlemini hem de teleskopun yönlenmesini yapar.
Küçük aletlerde daha fazla ışık bloke edileceğinden, ikinci bir takip teleskopunun kullanılma gereksinimi ortaya çıkar. Birinci odaktaki görüntü kalitesi, optik eksenin birkaç yay saniyesi dışında bile genellikle çok zayıftır. Nedeni, aletin boyunun bir minimum düzeye indirilmesi için birincil aynanın odak oranının f/3 kadar veya daha az yapılmasıdır. Böylece, düzeltici mercekler kabul edilebilir görüntü ve yeterli genişlikte görüş alanı verirler. Bunlar Cassegrain teleskoplarının düzelticileri için kullanılanlara benzer ve birincil odağın hemen önüne yerleştirilirler. Çok çeşitli yansıtıcı teleskop dizaynları olmasına rağmen yukarıda bahsedilen iki gruba ilave ekstra bir avantajları yoktur. Bu tür dizaynlar genelde özel amaçlı belirli bir tür gözleme yönelik yapılmaktadır.
3.2.4.4: Dobsonian Teleskopu
Aynalı teleskoplara örnektir. Yakın zamanda teleskop piyasasında ortaya çıkmış altazimuth altlıklıdırlar. Aynalılar genelde ekvatoryal ayaklı olurlar. Basit dizaynlı ve ucuzdur. Daha çok teleskop yerleştirilmesi için kullanılan altlık olarak bilinirler. Fakat başlı başına bir teleskop modeli olarak kabul edilebilirler.

Şekil 3.2.4.4.1: Dobsonian teleskopunun kısımları Şekil 3.2.4.4.2: Dobsonian teleskopu
3.2.4.5: Maksutov Teleskopu
Bu teleskop türü 1944 yılında Sovyet Astronom Maksutov tarafından önerilmiştir. Bu teleskop türünde tüm optik yüzeyler küreseldir. Küresel aberasyon, astigmatizm ve koma hemen hemen giderilmiştir. Kromatik aberasyonda ihmal edilebilir sınırlardadır. Bu tür teleskoplar birçok firma tarafından 40 cm açıklığa kadar imal edilmektedir. Fiyatları uygun olup genellikle amatör amaçlarla kullanılmaktadır. Şu anda bilinen bu türün en büyük teleskopunun açıklığı 135 cm’ dir

Şekil 3.2.4.5.1: Maksutov teleskopunun dizaynı Şekil 3.2.4.5.2: Maksutov teleskopu

3.2.4.6: Keck Teleskopu
Bilindiği gibi optik teleskoplarda en hassas, bulunması en zor ve pahalı kısımlardan biri teleskopun aynasıdır. Bu yüzden birkaç bağımsız kısımdan oluşmuş tek bir büyük aynanın oluşturulması biraz daha kolaydır. Bu tür teleskoplar, birçok bağımsız aynanın birleştirilip tek bir büyük ayna oluşturulması ile yapılırlar.
Bu teleskoplara örnek olarak Muna Kea-Hawaii’ de bulunan W.M. İkiz Keck Teleskoplarını verebiliriz. Bu teleskoplar, Dünyanın en geniş optik teleskoplarıdır. Teleskopların her birinin ana aynası, 10 m çapında ve 394 inç kalınlığında olup, hexagonal 36 parça yansıtıcı aynanın bir araya gelmesinden oluşmuştur. Teleskopların her birinin ayağı 9 bina katı uzunluğunda ve 300 ton ağırlığındadır. Altitude-azimuth dizayn, her Keck teleskopuna kütlenin ve gücün optimum dengesini verir. Teleskopların sahip olduğu hareket mekanizması her segmenti (her parçayı) diğerine göre 4 nm (insan saçının 1000’de biri) hata payıyla hareket ettirir. Bu teleskoplar nm düzeyinde bir hassasiyetle gözlem olanağı sağlar. Teleskoplar 140 milyon doları aşkın bir maliyete sahiptir. Keck 1, Mayıs 1993, Keck 2, Ekim 1996’da kullanılmaya başlanmıştır. Teleskoplar California Teknoloji Enstitüsü ve NASA tarafından kullanılmaktadır.

Şekil 3.2.4.6.1: 36 Parçalık Keck I ve II, 10 m ‘lik
teleskopların optik dizaynı
Şekil 3.2.4.6.2: Keck teleskopu (Mauna Keo-Hawaii)

3.2.4.7: Willstrop Teleskopu
Bu teleskop türü üç aynadan oluşmuş olup, tamamen akromatiktir. İstenilen boyutlarda yapılabilme özelliğine sahiptir. Birincil ayna paraboliğe yakındır, düzelticinin (ikinci ayna) kenarları dönebilmekte ve üçüncü ayna gibi küresele yakındır. Bu tür optik teleskoplar 5° ‘lik bir görüş alanına sahiptir ve tüp uzunluğu eşdeğer Schmidt Teleskopların tüp uzunluğunun altıda biri kadardır. Odak yüzeyi Schmidt’ teki gibi eğriseldir. Görüş alanının merkezi 2° lik bölgesi dışında az da olsa görüntüde bozulma vardır. Bu dizaynın 0.5 metreliği başarılı bir şekilde oluşturulmuş ve birkaç yıldan beri de Cambridge’de kullanılmaktadır.

Şekil 3.2.4.7.1: Willstrop üç aynalı teleskopunun optik dizaynı
3.2.5: Uzay Teleskopları

Günümüzde teleskopların görüş kalitesini arttırmak için yeni eklemeler, gelişmeler yapıla dursun Dünya’dan yapılan gözlemler için aşılamayacak olan sorun, dünyanın sahip olduğu atmosfer tabakasıdır. Atmosferik bozulmayla sınırlanan bir teleskopun ayırma gücünü iyileştirmenin en geçerli yolu onu atmosferin üzerine veya en azından yükseğe, atmosferin düşük yoğunluklu kısımlarına taşımaktır. İşte bu yüzden insanlar, uzakta bulunan gök cisimlerinden daha iyi görüntü elde etmek için dünya dışından gözlem yapmaya karar verdiler. Bu noktada uzay teleskopları ve uzay teleskoplarının gönderdiği veriler hayatımıza girdi. Uzayda bulunan teleskoplar deyince hepimizin aklına gelen ilk teleskop şüphesiz Hubble uzay teleskopudur.
Aslında uzay teleskoplarının ilk macerası mor ötesi astronomi dediğimiz ve 900-3500 A 0 aralığında kalan bölgede gerçekleştirilen gözlemlere yönelik uydulara yerleştirilen teleskoplarla başladı. Bu yöndeki ilk girişim uzay teleskopu sıfatında olmasa da, 1946 yılının Ekim ayında ABD Naval Araştırma laboratuarında çalışan bilim adamlarının V-2 sondaj roketini 80 km yüksekliğe fırlatarak 2200 A 0 ‘ kadar olan Güneş tayfını elde etmesiyle başladı. Daha sonraları aynı işlemler balonlar kullanılarak ta yapıldı. Bu çalışmaları NASA’nın OSO (Yörüngedeki Güneş Gözlemevi) serisi takip etti.

Şimdi bu amaçla kullanılan aletlerin bazılarına göz atalım

3.2.5.1: OSO Serisi Uydular

Bu seriden uyduların yaşam süreleri ortalama 1-2 yıldır. Her OSO uydusu toplam 21.5 kg gözlem aygıtı taşıdı. Güneşten gelen X ışını, gama ışını ve morötesi ışınıma duyarlı olan bu aygıtların bazıları bir yay dakikası mertebesinde yöneltilebiliyordu. OSO’ lar sadece Güneş’i değil, gezegenler arası tozu ve atmosferimizin üst katmanlarını da gözledi. Bir Güneş çevrimi boyunca OSO serisi uydularla gözlem yapıldığından etkinlik çeşitli dalga boylarında araştırılmış oldu. OSO serisi uydular morötesi ve X ışın bö1gesinde uzun süre Güneş’i göz1emeleri sonucu atmosferinde sıcaklığın yükseklikle nasıl değiştiği konusunu açıklığa kavuşturdu. Bu bize güneş atmosferi içinde ışınım aktarımının kuramsal çok daha ayrıntılı bir modelini elde etmemizi sağladı.
3.2.5.2: OAO Serisi Uydular ve Taşıdıkları Teleskoplar
Yıldızların ilk düzenli çalışmaları için kullanılan bu seri yine NASA tarafından yerleştirilen, OAO (Yörüngedeki Astronomi Gözlemevi) serisi uydular ve üzerlerinde taşıdıkları teleskoplardır. Bu uydu serisi OAO-1 ve OAO-B başarısız denemelerinden sonra 16 ay kullanılan, OAO-2 ile başladı.
3.2.5.2.1: OAO-2: On altı ay görev yapan uydu 7 Aralık 1968’ de fırlatıldı. Bu uydu üzerine Celeskop Grubu diye bilinen 32 cm’ lik dört teleskoptan oluşan bir sistemle sıcak ana kol yıldızlarının mor ötesi gözlemleri, 41 cm’ lik teleskopla bulutsular ve dört tane 20 cm’ lik teleskoptan oluşan aygıtla da yıldızların mor ötesi fotometrik gözlemleri gerçekleştirildi.
3.2.5.2.2: OAO-3: 21 Ağustos 1972’ de fırlatılan OAO-3 uydusu on yıl kadar görev yaptı. Bu uyduya atıldıktan çok sonra COPERNICUS adı verilmiştir. Copernicus, 81 cm çap1ı bir morötesi teleskop ve yüksek ayırma1ı bir tayf çeker taşıyordu. Bu tayf çeker ile 7. kadirden daha parlak yıldızların 1 A 0 ayırmaçlı tayflarını alabiliyordu. İlk kez 900 A 0 dek yıldızların tayfını başaran Copernicus uydusunda ayrıca 3 tane de X-ışın algılayıcısı da bulunuyordu.
Copernicus ile yapılan gözlemler, yıldızlararası ortamın kimyasal bileşimini onun yoğunluk haritasını çıkarmamızı sağlamıştır. Bu yoğunluk haritasında çok büyük değişimlerin olduğu ve Güneş’e 20-30 pc (parsek) uzaklıklarda düşük yoğunluklu boşlukların olduğu bulunmuştur.
3.2.5.3: TD-1
Avrupa Uzay Araştırma Organizasyonu (şimdiki ESA) 1972 yılının Mart ayında TD-1 adlı uyduyu uzaya yerleştirdi. Bu uydu binlerce yıldızın 1350-2550 Å aralığında tayfını aldı. 9. kadirden daha parlak olan tüm 0-B türü yıldızlar gözlendi. TD-1 ile gözlenen 30 000 den fazla morötesi kaynağın bir katoloğu yayınlandı.
3.2.5.4: IUE (Uluslararası Morötesi Keşif Uydusu) ve Taşıdığı Teleskop
İngiliz bilim adamları tarafından hazırlanan Morötesi Astronomi Uydu (UVAS) projesi 1968 yılında Avrupa Uzay Birliğine sunulmuş fakat reddedilmişti. Bunun üzerine aynı proje OAO uyduları ile Uzay Te1eskobu arasındaki boşluğu doldurmak amacıy1a NASA’ya sunuldu ve kabul edildi. Daha sonra 1972 de yapılan bir antlaşma ile ESA da yapıma ortak oldu ve projenin adı IUE (Uluslararası Morötesi Kaşifi) olarak değiştirildi. NASA, ESA ve SRC (İngiltere Bilimsel Araştırma Konseyi) nin ortak girişimi olan IUE, 26 Ocak 1978 günü ABD John F. Kennedy Uzay Merkezinden fırlatılarak yörüngeye oturtuldu. IUE’ nin fırlatılışındaki amaçlara göz attığımızda;
1) Yıldızların yüksek ayırmalı morötesi tayflarını elde ederek bunların fiziksel özelliklerini daha duyarlı saptamak.
2) Bazı çift yıldızların etrafındaki ve bileşenler arasındaki gaz akımları hakkında bilgi edinmek.
3) Sönük yıldızların, galaksilerin ve kuasarların ilk kez morötesi tayflarını gözlemek.
4) Gezegenlerin ve kuyrukluyıldızların morötesi özelliklerini incelemek.
5) Değişken tayf gösteren gökcisimlerini sürekli gözlemek.
6) Yıldızlardan gelen morötesi ışınımın yıldızlararası gaz ve tozdan nasıl etkilendiğini duyarlı olarak saptamak.
IUE Teleskopu; Cassegrain türünde, Ritchey-Chretien optiğine sahip, 0.45 m açıklığa sahipti. Birincil aynanın odak uzaklığı 1.25 m, etkin odak uzaklığı 6.75 m’ di. f/15 odak oranına sahip ve aynalar arası uzaklık 1.027 m’ di. Plak eşeli 30.6 yay saniyesi, görüntü kalitesi 3 yay saniyesi ve görüş alanı 16 yay dakikasıydı. Teleskopun birinci aynası berilyumdan, ikinci aynası SiO2 ‘den oluşuyordu. Teleskopun tüpü ısı yalıtımı için Mylar kaplanmış alüminyumdan yapılmıştır. Ayrıca teleskopu Güneş ışınlarından korumak için önüne gölgelik konulmuştur. Direkt güneş ışınlarından etkilenmemesi için teleskop güneşten ene az 430 uzakta olan kaynaklara yönlendirilmiştir.
3.2.5.5: Hubble Uzay Teleskopu
Optik teleskoplarda olan sorunlar çözülünce geriye kalan tek engel dünyanın atmosferiydi. Bu sorunu çözmek için uzaya teleskop yerleştirilmesi düşünüldü. İşte bu noktada uzay teleskoplarının macerası daha önce bahsettiğimiz gibi başlamış oldu. Bugün kuşkusuz uzaydaki teleskoplar deyince hepimizin aklına Hubble gelir. Yıllarca süren bir çalışma ve planlamanın ürünü olan, Hubble Uzay teleskopu adını, evrenin genişlediğini ilk iddia eden ve pek çok galakside kırmızıya kaymayı keşfetmiş olan Edwin Hubble (1889-1953) adındaki Amerikalı astronomdan almıştır.
1990 yılında fırlatılan Hubble başlarda onu uzaydaki yeni yuvasına götürecek uzay mekiğinin sınırlı alanından dolayı bugünkü büyüklük ve kabiliyete sahip değildi. Gerçi sahip olduğu 2.4 metrelik ayna atmosfer sınırlamasının da olmamasıyla uzak yıldız sistemlerini ve bulutsuları gözlemlemek için dünyadaki teleskoplara göre çok iyiydi.
Hubble Uzay Teleskopu 2.4 m ‘lik Ritchey-Chretien teleskoptur. Odağına yerleştirilen çeşitli aletlerle 115 nm ‘den 1 mm ‘ye kadar olan bölgede işlem görür. Birincil aynanın kusurları bir düzeltici optikle telafi edilir ve yardımcı aletlerle sürekli güncelleştirilir. Hubble Uzay Teleskopunda, bütün aygıtlar ana aynanın arkasına kurulmuştur. Bu aynadaki bir delik görüntüleri kayıt ve analiz için alet kısmına geri yansıtan daha küçük bir aynaya bakmaktadır. Çok uzak cisimlerin renk tayfını analiz edecek aygıtlar gibi, bir geniş alan kamerası ve donuk nesne kamerası da bulunmaktadır (mor ötesi ve optik gözlemler yapabilmektedir).
Hubble Uzay Teleskopu daha önce bahsettiğimiz gibi diğer uzay teleskopları gibi Güneş ve Ay’ı gözlemlemez, hatta Güneş’ten itibaren 50° veya Güneş’in aydınlattığı Ay veya Dünya’dan itibaren 15° içinde bulunan herhangi bir nesneye yönlendirilmez. Teleskop bir dönüşünü 95 dakikada bir tamamlar ve referans olarak kullanılan yıldızlara kilitlenerek sabit kalır.
NASA Aralık 1993′ ten sonra uzay teleskopu Hubble’ a ilk ziyaretini 2002’nin Şubat ayı içinde yaptı. Fırlatıldığı tarihten sonra yörüngesinde yaklaşık 1,6 milyar kilometre yapan teleskop, dünyanın etrafında da 37 000 kez döndü. Bu süre içerisinde teleskop, bilim adamlarına dev kara delikler ve yıldızların çevresindeki “gezegen fidanlıkları” ile ilgili ilk kesin kanıtları sağladı. Ayrıca, uzak galaksilerden topladığı ışık emisyonları ile, evrenin yaşının tahmin edilenden çok daha genç olduğunun ortaya konmasını sağladı. Bu uçuşla Teleskopa daha iyi uzak görüş yeteneği kazandıracak 105 milyon dolarlık kızıl ötesi bir kamera yerleştirildi.
Ayrıca teleskopa kara deliklerin daha rahat bir biçimde araştırılabilmesi için 125 milyon dolarlık yeni bir spektrografta eklendi. NASA Hubble’ ı 2010 yılında emekliğe ayırıp yerine NGST adındaki yeni bir teleskop koymayı planlıyor.

3.2.5.6: NGST Yeni Nesil Uzay Teleskopu
Şu anda her ne kadar ortada somut bir teleskop olmasa da biraz bahsedelim dedik. NGST (Next Generation Space Telescope) NASA’nın Hubble ‘nın yerine geçirmeği planladığı teleskoptur. Bu teleskopun Hubble’ dan görevi gibi bazı noktalarda ayrılıyor. NGST’ nin aynasının 8 m çaplı olması planlanıyor. Ayrıca bilindiği gibi Hubble Dünyadan 600 km uzaklıktaydı fakat NGST’ nin, 1.5 milyon km uzağa yerleştirilmesi planlanıyor. Yörüngesi tamamı ile belirlenmemiş olsa da NGST’ nin, Güneş-Dünya sisteminin L2 lagrange noktası düşünülmektedir. Bu teleskopun bize daha çok evrenin ve galaksilerin ilk oluşumu hakkında bilgi vermeye çalışacak. Teleskopun gönderiliş zamanı hakkında tam bir kesin bilgi olmamakla birlikte ne olacağını bize zaman gösterecek.
3.2.6: Diğer Büyük Teleskoplar
Diğer önemli teleskoplar ve projeler;
European Southern Gözlemevi: EXOSAT (kek teleskopuna örnektir)
Cambridge Optical Aperture Syntesis Telescope (COAST): 0.4 m’ lik Cassegrain tipi teleskopu besleyen 4 tane Siderostattan oluşmuştur. (siderostattan ileriki bölümlerde bahsedilecek)
Darwin Projesi (space infrared interferometer Project): 2009’dan sonra hayata geçirilmesi planlanan projede yakın yıldızlar çevresinde bulunan Yer benzeri gezegenleri araştırmak yani hayat izleri aramak olacak. Darwin projesi yaklaşık 6 adet birbirinden bağımsız teleskopun 100 metrelik bir interferometre oluşturması ve Mars ile Jüpiter arasında bir yörüngede dolanması planlanmaktadır.
Mt. Palomar: 5 m çapta aynaya sahiptir. Görünür bölgede gözlem yapar. S. California ‘ da bulunmaktadır.
MMT: 4 m çapta aynaya sahip görünür bölgede gözlem yapar. Arizona ‘ da bulunmaktadır.
Keck: 10 m çapında aynaya sahiptir, görünür bölgede gözlem yapar. Hawaii ‘ de bulunmaktadır.
AST/RO: 1.5 m çapta antene sahiptir. Milimetre altı radyo dalga boyutundaki bölgede kullanılmaktadır. Antartika’ da bulunmaktadır.
JCMT: 15 m çapta antene sahiptir. Milimetre altı radyo dalga boyutundaki bölgede kullanılmaktadır. Hawaii ‘dedir.
IRAM: 30 m çapta antene sahiptir. Milimetre radyo dalga boyutundaki bölgede kullanılmaktadır. İspanya’ dadır.
NOBEYAMA: 45 m çapta antene sahiptir. Milimetre radyo dalga boyutundaki bölgede kullanılmaktadır. Japonya’ dadır.
BONN: 100 m çapta antene sahiptir. Santimetre radyo dalga boyutundaki bölgede kullanılmaktadır. Almanya’ dadır.
ARECIBO: 300 m çapta antene sahiptir. Santimetre radyo dalga boyutundaki bölgede kullanılmaktadır. Porte Rico’ dadır.
VLA: 27.25 m çapta antene sahiptir. Santimetre radyo dalga boyutundaki bölgede kullanılmaktadır. New Mexico’ dadır.
4. OPTİK TELESKOPLARA YAPILAN EKLER

4.1: Astronomik Refraktör
Aslında kırıcı teleskoplara bir örnek olarak ta kabul edilebildikleri gibi, ana teleskopa yapılan bir ek gibi de görülebilirler. Işığı kırıcı teleskoplar (refracting objective) yada refraktörler akromatik çiftli, üçlü veya dört mercekli objektiflere sahiptirler. Eskiden başlı başına bir teleskop gibi kullanılan refraktörler, bugün ana teleskopun gövdesine monte edilirler ve ana teleskopla aynı görüş alanına sahip hale getirilirler.

Şekil 4.1.1: Klasik Astronomik Refraktör
4.2: İnterferometre
İnterferometreler, geniş bir kullanım alanına sahiptir. Biz sadece teleskoplardaki kullanımından bahsedeceğiz. İnterferometreler küçük çaptaki teleskopların birbirlerinden uzak yerleştirilmesi ile ortaya çıkarılan büyük çaplı teleskopların tek bir teleskopmuş gibi çalışmasını sağlar. İnterferometreler sayesinde en büyük teleskopun ulaşabileceği yüksek ayırma gücüne birbirinden bağımsız küçük teleskoplarla da ulaşılır. Aslında tek büyük teleskopun sağlayacağı ayırma gücüne tam olarak ulaşılamaz ama maliyetteki düşüklük bu aletleri cazip hale getirmiştir. Ayrıca gelen fotonların bir kısmı çanaklar arasındaki boşluklara düşüp kaybolur.

Şekil 4.2.1: İnterferometre şekli

4.3: Spektroskoplar
Spektroskoplar kullanıldıkları teleskopların ayırma gücünü değiştiren aletlerdir. Bir spektroskopun özellikleri genellikle üç parametre ile başlar. Birincisi, kullanılacak spektroskopa bağlanacak teleskopun odak oranı, ikincisi arzu edilen spektral ayırma gücü, üçüncüsü ise istenilen spektral mertebedir. Şimdi spektroskopları daha iyi tanımak için bazı bağıntılara bakalım. f ‘ spektroskopun giriş açıklığında teleskopun efektif odak oranını, Wג spektral ayırma gücünü ve λ dalga boyunu göstermektedir.
Dispersiyon elemanı için gerekli ayırma gücü: R= λ / Wג olur
Örnek olarak, tepe açısı 600 olan bir prizma için 500 nm dalga boyunda ayırma gücü;
R= 6 × 104 L kravn camı için ve R= 15 × 104 L flint camı için olur. Burada L, prizmanın bir kenarının metre cinsinden uzunluğudur. Kullanılanın şebeke spektroskop olması durumunda ayırma gücü çizgi sayısına ve spektrumun mertebesine bağlıdır. Tipik bir astronomik şebeke yaklaşık olarak 500 çizgi mm-1 ‘e sahiptir. Böyle bir şebekenin ayırma gücü,
R= 1.5 × 106 L ‘dir. Burada L, şebekenin kullanılan alanının metre cinsinden genişliğidir.
Şimdi kullanılan spektroskopların çeşitlerine kısaca göz atalım.
4.3.1: Prizma Tabanlı Spektroskoplar
Prizmalı spektroskop çok genel bir tasarımdır. Bir çok alet ufak farklılıklarla prizmalı spektroskop dizaynı ile yapılmıştır. Diğer tasarımlarla prizmalı spektroskoplar arasındaki fark, kullanılan prizmaların sayısından ileri gelir. Sapma minimuma indirgenebilirse toplam dispersiyon prizma sayısının çarpımı kadardır. Ayırma gücü ise tek bir prizmadaki gibi değişmeden sabit kalır. Böyle tasarımlarda tüm sistemin ayırma gücü kullanılan prizmanın türünden ziyade spekroskopun diğer elemanlarına bağlıdır.
En basit spektroskop objektif prizmadır. Bu prizma teleskopun objektifini örtecek kadar büyük ince bir prizmadır. Objektifin hemen önüne konur. Yıldızların ışınları hemen hemen paralel olduğundan bir ilave bir kolimatör gerektirmez. Yarık da bir manada yıldızın sintilasyon diski ile yer değiştirmiştir. Teleskop aynı zamanda bir görüntü elemanı olarak rol oynar. Görüş alanındaki bütün yıldızların aynı anda spektrumları elde edilir. Teleskop bir Schmidt kamera ise bir tek poz ile 105 yıldızın spektrumu elde edilebilir. Bu doğaldır ki teleskopun görüş alanı ile doğrudan ilgilidir.
Sistemin üç dezavantajı vardır. Birincisi, dispersiyon düşüktür, yani iyi değildir. İkincisi, yıldızlar bütün görüş alanına hemen hemen homojen dağıldıklarından, gözlenen yıldız alanı teleskopun optik ekseni ile belirli bir açı yapar. Üçüncüsü ise, en ciddi problemdir; dalga boyu ölçümü için referans alınabilecek uygun bir nokta yoktur. Spektrumda referans nokta oluşturabilmek için büyük gayretler sarf edilmiştir. Sonuçlar yarıklı spektroskopunkiyle mukayese edilirken birbirleriyle çakıştırılamaz. Bazı faydalı olabilecek sistemler tasarlanmıştır. En basit yöntem Arz atmosferine ait gazlardan ortaya çıkan absorsiyon çizgilerini kullanmaktır.
4.3.2: Şebekeli Spektroskoplar
Birkaç istisna hariç astronomik amaçlı kullanılan bütün şebekeli spektroskoplar yansıtıcı türdendir. Nedeni, ışığın arzu edilen mertebede spektrum oluşturacak şekilde gayet kolayca hüzmelenerek belirli bir doğrultuda yoğunlaştırılabilmesinden ileri gelir. Geçirgen şebekelerde ışığı belirli bir doğrultuda yoğunlaştırmak çok zor ve pahalıdır.
Yine de, iki istisna durum vardır. Bunlar “grism” ve “objektif şebekesi” dir. Grism bir prizma ve bir geçirgen şebekenin kombinasyonundan oluşur. Özellikle, güneş çalışmalarında kullanılır. Objektif şebekesi de, fotometre ve astro metrede yardımcı bir görüntü oluşturmak için kullanılır.
4.4: Güneş Gözlemi İçin Yapılan Ekler
Güneş gözlemleri için normal teleskopları kullanmak kolay olmayan ve zararlı bir işlemdir. Normal olarak, teleskopa hiçbir ek yapmadan güneş gözlemi yapmak hem gözünüze hem de teleskopun aynasına zarar verebilir. İşte bu yüzden güneş gözlemleri için kullanılmak üzere yapılmış tasarımlar vardır. Şimdi bu tasarımları tanıyalım.
4.4.1: Helyostat: Bu tip bir düzenekte Güneş’ten gelen ışık sabit bir yöne yönlendirilir. Bu iş için tek bir ayna kullanılır. Işığın yönlendirildiği bu doğrultu kutup ekseni doğrultusu ise, bu sistemde kullanılan aynaya (kutupsal) helyostat denir. Böyle bir sistemde Arz’ın günlük dönmesini telafi etmek için aynayı tutan çatal döndürülmektedir. Aynanın kendisi ise deklinasyon ekseni etrafında Güneş’in deklinasyonunun yıllık değişimlerine uygun olarak hareket ettirilmektedir.
4.4.1.1: Siderostat: Helyostat’ ın farklı bir türü siderostat’ dır. Siderostat aynanın özelliği, Güneş’ten gelen ışığı ufuksal doğrultuda yönlendirmesidir. Bunun gerçekleştirebilmesi için ise aynanın iki eksen etrafında aynı anda döndürülmesi gerekmektedir.
Bu sistemin dezavantajı, Güneş’in gökyüzündeki görünen hareketi sırasında görüntüsünün 15 derece/saatte ‘lik bir dönme göstermesidir. Bu dönmeyi telafi edebilmek için ya Dove-Prizması kullanılır, ya da bütün sistem bir bütün halinde ters yönde döndürülür.

4.4.2: Coelostat
Böyle bir optik düzenekte Güneş görüntüsünün dönmesi iki aynanın kullanılmasıyla telafi edilmektedir. Sistemdeki birincil ayna helyostatta olduğu gibi kutup ekseni üzerinde olup, bu eksene paralel olacak şekilde monte edilmiştir. İkincil düz ayna ise gelen ışığı arzu edilen yöne, yani ufuksal veya dikey olmak üzere, yansıtmaktadır. Dikey coelostatın avantajı ışığın yolunun termik katmanlara dikey olmasıdır. Böyle bir sistemde ışık vakumlanmış büyük tüpler içine yansıtılmaktadır. Nedeni ise ısınmadan dolayı oluşabilecek türbülansın görüntü kalitesini düşürmesini engellemektir. İkincil aynanın yüksekliği gün boyunca sabittir, ancak yıl içerisinde Güneş’in değişen deklinasyon değerlerine uygun olarak değiştirilmelidir. Coelostat aynalar üzerine düşen ışığın düşme açısı sabit değildir, zamana bağlılık gösterir. Gerek birincil ayna gerekse ikincil ayna görüntüyü döndürdüğünden, bu iki dönme birbirini telafi ederek görüntü dönmesi hatası ortadan kalkmaktadır. Bu sebeple coelostatlar, helyostat sistemlere nazaran daha fazla kullanılmaktadır. Böyle bir sisteme örnek İspanya’nın Kanarya adalarından biri olan Tenerife adasındaki Almanlar’ ın Vakum Kule Teleskopu ile Kitt Peak’ deki 60 cm açıklığa sahip Vakum Kule Teleskopudur.
4.4.3: Turrent Düzeneği
Bu düzeneğe aynı zamanda güneş arayıcısı da denir. Azimutal bir sistem olup, olukça karmaşıktır. Buradaki görüntü dönmesi düzensiz olup, gündüzleri çok yavaş, öğlenleri ise çok hızlıdır. Sistem iki yarım küreden oluşur. Her bir yarım küre içerisinde bir düz ayna vardır. Aynalardan biri dikey eksen etrafında azimut yönünde hareket ettirilmektedir; bunun hareketi diğer aynayı da hareket ettirmektedir. Bu tip düzenekler ekvatoral montür teleskoplardan çok daha karmaşıktır.
Nedeni ise, Arz’ın dönmesinin etkisini yok edebilmek için her iki ayna her iki dönme ekseni etrafında aynı anda hareket ettirilmelidir. Ancak bilgisayar teknolojisinin gelişmesiyle, bu durum büyük bir problem olmaktan kurtulmuştur. Böyle bir sisteme örnek ise New Mexico’daki Sacremento Peak Vakum Kule Teleskopu verilebilir.
4.4.4: Filtre
Böyle bir filtrenin özelliği, dalga boyuna bağlı olarak bir geçirgenlik eğrisine sahip olması ve buna karşılık gelen belirli dalga boyu aralığındaki ışığı geçirmesidir. Filtrelere ait yarı şiddetteki geçirgenlik eğrilerinin genişlikleri 0.3 ile 20 nm (yani 3 ile 200 Å) arasında değişmektedir. Bu genişlik ne kadar küçük ise, Güneş’ten gelen ışık o kadar dar bir atmosfer aralığından geliyor demektir.
Bu filtrelerin önemli özelliklerinden biri, geçirgenliğin maksimum olduğu dalga boyunun sıcaklığa bağlı olarak spektrum üzerinde yer değiştirmesidir. Bu yüzden filtrenin yapımı sırasında belirlenen sıcaklıkta kullanılmalıdır. Ayrıca, filtreye dikey eksen etrafında belirli bir eğim verildiğinde de, bu geçirgenlik eğrisi; yani geçirgenliğin maksimum olduğu dalga boyu yer değiştirmektedir. Bu filtrenin dışında bu amaçla kullanılabilecek Lyot Filtresi veya ‘Tunnable Filter’ olarak adlandırılan ayarlanabilen filtreler de vardır.
4.4.5: Spektrohelyograf
Spektrohelyograf, spektrel düzleminde, bir yarık bulunan bir spektrograftır. Güneş’in görüntüsü bu yarığın önünden kaydırılırken, yarığın arkasında bulunan bir fotoğraf plağı da eşzamanlı olarak kaydırılmaktadır. Başka bir alternatif ise, Güneş’in görüntüsünün ve fotoğraf plağının konumlarının sabitleştirilip, spektrografın yarıklar ile birlikte hareket ettirilmesidir. Monokromatik filtreler ile karşılaştırıldığında spektrohelyografın dezavantajı, tek bir zaman noktasında Güneş görüntüsünün sadece ince bir şeridinin istenilen dalga boyunda kaydedilmesini sağlamasıdır. Dolayısıyla Güneş üzerinde büyük bir bölgenin o dalga boyunda görüntüsünün alınabilmesi için belli bir zaman sürecine ihtiyaç vardır.
4.4.6: Fourier Transform Spektrometresi (FTS)
FTS aslında bir Michelson İnterferometresidir. Bu spektrometrenin özelliği, optik yol farkının büyük değişimlere izin vermesidir. Bu yol farkının iki hüzme interferansı içinde taranması ile elde edilen interferogramdan Fourier transformu yardımıyla spektrum türetilir. Bu spektrometrenin en büyük avantajı (dar bir giriş yarığına gerek duymaksızın) oldukça yüksek ayırma gücü sağlaması ve çok geniş bir spektral aralığını eş zamanlı olarak gözleyebilmesidir.
4.4.7:Koronagraf
Güneş’in en dış atmosfer tabakası olan Koronanın gözlemlenmesi için tam Güneş tutulması sırasında kullanılan özel bir dürbündür. Koronagraf; konveks mercek, Güneş görüntüsünün oluştuğu birincil odakta Güneş diskini örterek disk üzerinden gelen ışınları kesen koni şeklinde diyafram, konveks mercekte oluşan görüntüyü, saçılan ışınları uzaklaştırmak için kullanılan diyaframda oluşturan mercek, objektifin kenarından saçılan ışınları uzaklaştırmak için kullanılan diyafram ve okülerden oluşmuştur.

5. OPTİK TELESKOP AKSESUARLARI

Optik teleskoplara yapılacak gözlemlere göre veya elde edilmek istenilen görüntüye göre çeşitli aksesuarlar takılır. Şimdi bu aksesuarların bazılarına göz atalım.
5.1: Bulucu Dürbün (Finder Scope)
Ana teleskopun üzerine yerleştirilmiş küçük dürbüne denilir. Düşük büyütmelidir ve geniş görüş alanına sahiptir. Bulunmak istenilen nesneleri daha geniş açıyla bulabilmek için kullanılır. Bulucu dürbünde görüntü, genelde ters dönmüş olarak görünür. Bulucu dürbünler ana teleskopun üzerine monte edilip ana teleskopla aynı yeri göstermesi sağlanmalıdır.

5.2: Teleskop Altlıkları (Mount)
Bir optik teleskopta gözlem yapılırken önemli olan bir nokta da teleskopun sabit durmasıdır. Gözlem sırasında sabit olarak durmayan bir teleskop diğer özellikleri ne kadar iyi olursa olsun kullanım için uygun değildir. Bu yüzden bir gök cismi yada başka bir nesne izlenirken altlık ayarları kolay ve tam olarak yapılmalı, görüntü hiç oynamamalı ve bulanık olmamalıdır. Bu da kullandığınız altlığa bağlı olan bir olaydır. Bir altlığın temel olarak iki işlevi vardır. Bunlardan ilki bir nesneyi teleskoplar izlemek için kesin ve kolay bir izleme sağlamalı, ikincisi teleskopunuzun yerinden oynamaması için sağlam bir destek olmalıdır.
İki ana çeşit altlık türü vardır:
5.2.1:Altazimuth
En basit teleskop altlığı türüdür. Yukarı-aşağı ve sağa- sola olmak üzere iki farklı yöne hareket edebilir. İyi altazimuth altlıkların, kesin ve doğru bir izleme için kaliteli ayarları olması lazımdır. Bu tür altlıklar arazi gözlemi için ve düşük büyültmeli gözlemler için idealdir. Fakat derin uzay nesneleri için pek uygun değillerdir.

5.2.2: Ekvatoryal (Eşlek Kurgu)
Uzun süren astronomi gözlemleri ve astrofotoğrafçılık için çok uygundur. Altazimuth altlık kullanarak gözlem yapıyorsanız, dünya kendi etrafında hareket ettiğinden dolayı, gözlemlediğiniz ve hedeflediğiniz nesne her iki yönde de çok çabuk görüntü dışına çıkabilir. Ekvatoryal altlıklı bir teleskopta ise, gözlemlediğiniz nesne yavaş el ayarları veya elektrik motorlarıyla çok kolay görüntü dışına çıkmadan takip edilebilir ve objektifinizde sabitlenebilir. Ekvatoryal olarak bulunduğunuz enleme göre, dünyanın dönüş eksenine paralel olacak şekilde sabitlenir. Altlık sadece bu eksen çevresinde dünya ile aynı hızda döner. Böylece gözlemlenen nesne sabitmiş gibi kolaylıkla izlenebilir.
iki ana çeşit ekvatoryal altlık türü vardır:
5.2.2.1: Alman Altlığı: Aynalı ve mercekli tür teleskoplar genelde bu tür altlıklar kullanırlar. Optik tüpün karşısına bir ağırlık konur. Bu ağırlık optik tüpün ağırlığını dengelemede kullanılır.
5.2.2.2: Çatal Altlık: Çoğu katadioptrik tür teleskoplar ve öteki kısa optik tüplü teleskoplar bu tür altlık kullanırlar. Astrofotoğrafçılık için idealdirler.

5.3: Oküler (Göz merceği)
Oküler, teleskopta oluşturulan görüntüleri farklı oranda büyüten büyüteçlerdir. Okülerler optik teleskoplar için önemli parçalar olup, optik teleskoplarla yapılan gözlemleri doğrudan etkilerler. Çeşitli kullanımlar için çok çeşitli oküler cinsleri vardır. Genelde okülerler 0.965 inç, 1.25 inç ve 2 inç çapında olurlar ( 1 inç=.2.54 cm). 0.965 inç’lik oküler kullanılan teleskoplar genellikle daha düşük kalitelidirler. Daha yüksek kalitedeki teleskoplarda 1.25 ve 2 inç’lik okülerler kullanılır. Okülerlerde bulunan merceğin milimetre cinsinden bir çapı vardır. Teleskopun sahip olduğu odak uzaklığını bu çapa böldüğünüzde size, okülerin büyütmesini verir.
Örnek olarak teleskopunuzun odak uzaklığı 3900 mm ise ve 26 mm lik bir oküleriniz varsa, bu size yaklaşık 150 defalık bir büyütme sağlar. Daha az büyüten okülerler, gökyüzünün daha büyük bir kısmını aynı zamanda incelemenizi sağlar. Bilinmesi gereken bir başka nokta da okülerin büyütme gücü arttıkça görüntünün karanlıklaşmasıdır. Bu yüzden çok büyüten okülerler en iyi oküler değildir.
Okülerler ayrıca içerdikleri mercek yapı ve dizilişine göre farklılık gösterirler. En çok yaygın olarak kullanılan okülerler, Kellner ve Plosso tipi okülerlerdir. Kellner tipi okülerlerde, 3 mercek bulunur ve 40 ila 50 derecelik bir görüş sahası sağlarlar. Plossl okülerler ise, daha gelişmiş 4 yada 5 mercekten oluşur. Daha net görüntü sağlarlar, daha pahalıdırlar ve 50 ila 52 derecelik bir görüş sahası sağlarlar. Son zamanlarda dizayn edilen Erfle altı-yedi bileşenden oluşmuş ve 60° -70° ‘ lik bir görüş alanına sahiptir. Nagler oküleri sekiz veya daha çok bileşenden oluşmuştur ve 85° ‘ye kadar bir görüş alanı verir. Bu tip okülerlerden başka çok daha çeşitli okülerler de vardır. Genellikle, kaliteli okülerlerin daha fazla sayıda merceği ve daha büyük bir görüş açısı vardır.

Bir çok teleskop bir Barlow mercekle birlikte satılır. Barlow mercek, okülerle teleskop arasına takılır ve görüntüyü 2,3 hatta 5 kez büyütebilir. Bu yüzden ilk alınması gereken aksesuarlardan biri 2x Barlow ( 2 kere büyüten) dur.
5.4: Takoz (Wedge)
Genellikle çatal altlıklarda, teleskopu kutba doğru yükseltmek böylece de doğru bir şekilde nesnenin izlemesini sağlamak amacıyla kullanılır. Takoz, çatal altlık ve ayaklığın (tripod) arasına konur.
5.5: Enlem Ayarlayıcı: Teleskopun gök uçlarına göre eğimini ayarlar.
5.6: İşaret Daireleri
Yıldızları, yıldız haritalarından bakarak daha kolay bulabilmek için kullanılan ve altlığınızın üzerinde olan dairesel çizgilerdir. Bu çizgilerden faydalanmak için, teleskopunuz ekvatora ve kutba göre ayarlı olmalıdır.
5.7: Motor Sürücü
Elektrik motorlarından oluşan ve ekvatoryal altlıkla kullanılan, dünyanın çevresindeki dönüşünden etkilenmemek için kullanılan bir sistemdir. Astrofotoğrafçılık için idealdir. Çünkü uzayda bir nesnenin resmini çekerken uzun poz süreli filmler kullanılır ve bu uzun süre zarfında dünya kendi çevresinde döner. Bu arada sizin resmini çekmek istediğiniz nesne olması gereken yerde olmadığından, siz hareket eden bir ışıklı cismi çekiyor olursunuz. Bunu otomatik olarak engellemek için motor sürücüler kullanılır.
5.8: Yıldız Diyagonal
Bazı teleskoplarda oküler, nesneyi görmeyi engelleyen bir şekilde sizin için rahatsız bir yerde durabilir. Yıldız diyagonal kullanarak oküler sağa veya sola döndürülebilir. Yıldız diyagonal 90 derece açıyla konumlandırılmış bir aynadan ibarettir.
5.9: CCD (Charge-coupled devices)
Astronominin ilk zamanlarında kullanılan elektromanyetik ışınıma duyarlı foton detektörlerinin yerine kullanılan aletlerdir. CCD’ ler bir nevi katı hal detektörüdür. CCD ile ilk görüntü 1974 yılında Fairchild tarafından elde edilen 100×100 piksellik 8” teleskopla çekilen ay resmidir.CCD’ lerin çalışmasında ilk işlem, ışık kaynağından gelen fotonların yakalanmasıdır. CCD’ ler fotoelektrik olayın bir uygulamasıdırlar. CCD’ lere gelen elektronlar “cell” denilen hücrelerde toplanır, hücrelerde toplanılan elektronlar transfer edilir. Bu elektronlar “analog sayısal birimde” (ADU) sayılır. Bu elde edilen değerler koordinatlar ile birlikte saklanırlar. Bundan sonrası bu verilerin işlenmesidir. CCD’ ler kırmızı fotonlara hassasken mavi fotonları algılamazlar. Her cihaz gibi CCD’ lerin de çeşitli sorunları vardır. Bunların ilki “kara akım” (dark current) adı verilen CCD yüzeyine hiç ışık düşmediği zaman boşta ürettiği sinyallerdir. Bu sinyaller soğutma ve kaliteli elektronik elemanlar ile azaltılabilir. İkinci önemli problem ise, “düz alan” (flat field) denilen CCD’ nin içerdiği piksellerin aynı ışık şiddetine karşı duyarlılıklarının eşit olmamasından kaynaklanan problemdir

6. OPTİK TELESKOP YAPIMI

Amatör olarak teleskop yapımı temel optik bilgileri gerektiren, dikkat isteyen, zahmetli bir iştir. Öncelikle bilinen teleskop tasarımları incelenmeli ve hangi tasarım teleskop yapılacağına karar verilmelidir. Yapım ve çalışma prensibi bakımından en kolay tasarım şüphesiz Newtonian tasarımdır. Bu yüzden Newtonian tasarım üzerinde duracağız. Türkiye’de teleskop yapmaya çalışanların karşılaştıkları en büyük problem ana aynanın temin edilmesidir. Şüphesiz Newtonian teleskoplarda ana ayna çok önemli bir yere sahiptir. Ana aynanın kalitesi, görüntünün kalitesini doğrudan etkiler. Aynanın eğiminin, parabollüğünün iyi ayarlanmış olması gerekmektedir aksi durumda gelen ışınların büyük kısmı ikincil aynaya yansıtılmaz dağılır. Dikkat edilmesi gereken diğer önemli nokta ışık kaybının en aza indirilmesidir. Bunun için okülerin koyulduğu deliğin okülere tam olarak uygun yapılması gerekir. Ayrıca optik tüpe açıklığın dışında başka yerden ışık girişi olamamalıdır. Teleskopun ikincil aynasının sarsıntılardan etkilenmesi en aza indirilmelidir.(Newtonian teleskopları ayrıntılı bilgi için bkz. 3.2.2.1 Newtonian Tipi Teleskop). Örneğin 15 cm’ lik bir Newtonian tipi teleskop yapabilmeniz için; 15cm yakınsak yansıtıcı ayna, aynayı sac ayağı şeklinde tutan metal bir taban, sac ayağın ayaklarındaki yaylı vidalar, 150cm’lik metal (alüminyum da olabilir) tüp, mümkünse içi siyah mat boyalı ~5cm kare düz ayna ve bu aynayı, ileri geri hareket ettirecek düzenek (sonsuz dişli, vidalar ve 45 derecelik eğimli bir taban), göz merceğinin oturacağı düzenek, 1-2 çeşit göz merceği ve bütün bunları tutacak bir üç ayak gereklidir.
Teleskopla ilgili önemli noktalardan biri de, teleskopun odak düzlemine yerleştirilen yardımcı aletlerdir. Cisimleri bulup takip etmek gibi vizüel işler için oküler gereklidir. Okülerdeki görüntünün yüksek kalitede olması o kadar önemli değildir. Gene de ideal olarak okülerde oluşacak görüntünün ana optik sistemin oluşturacağı görüntüden önemli derecede farklı olması istenir

Işık kaybı, ışık hüzmesinin bir kısmının okülerin optiği tarafından kesilmesi, okülerin yapısının bir kısmı ile örtülmesi veya optik bileşenler tarafından yansıma, saçılma ve absorbsiyon varsa oluşur. İyi bir oküler dizaynı, okülerin temiz tutulması ve anti yansıtıcı bir kaplama yapılması suretiyle dezavantajı minimuma indirilebilir.
Çıkış gözbebeği oküler tarafından oluşturulan objektifin görüntüsüdür. Cisimden gelen bütün ışınlar çıkış gözbebeğinden geçer. Bu durumda, şayet objektif tarafından toplanan ışığın tamamı kullanılmak isteniyorsa çıkış gözbebeği insan gözbebeğinden daha küçük olmalıdır. Çıkış gözbebeğinin çapı A aşağıdaki formüller verilir.
A= FeD / Fo ‘ dır.
D, objektifin çapı, Fe okülerin odak uzaklığı, Fo objektifin odak uzaklığıdır.
Büyütme,
M= Fo / Fe
şeklinde verilir. Karanlığa adapte olmuş bir gözbebeğinin çapı altı, yedi milimetre olduğundan
M için,
M≥170 D
yazılabilir. Bağıntıdaki D, metre cinsindendir. Bu bağıntıda teleskoptan gelen ışığın tamamının gözden geçtiği düşünülmektedir. Bakış rahatlığı okülerin son merceğinin çıkış gözbebeğine olan uzaklığıdır. İyi bir bakış rahatlığı için bu mesafenin yaklaşık altı on milimetre olması gerekir. Açısal görüş alanı okülerin kabul edilen açısıyla tanımlanır. Bu genellikle 40° dir, fakat geniş açılı oküler için 90° kadar olabilir. Göz, çıkış gözbebeğine yerleştirildiğinde vizuel olarak gökyüzünde açısal olarak görebileceği çap Q,
Q= Ø / M şeklindedir.
Teleskoptan görülen bir görüntünün parlaklığının genellikle direk bakıldığı zamankinden daha fazla olması beklenir. Ancak, bu durum uzamış, yüzey gösteren cisimler için geçerli değildir. Bir kaynağın çıplak gözle bakıldığındaki parlaklığı gözbebeğinin çapının karesi ile orantılıdır. Halbuki teleskoptaki bir görüntü objektifin çapının karesiyle orantılıdır. Görüntüye gözle bakıldığında açısal çapı teleskopun büyütmesiyle artar. Böylece görüntünün artan parlaklığı daha büyük bir alan üzerine yayılır. Bir teleskopla çıplak gözün görebileceğinden daha sönük yıldızları görmek mümkündür. Çıplak gözle 6. kadir parlaklıktaki nesneleri görebiliriz.
7. TELESKOP SEÇİMİ

Teleskop almağı düşünenlerin ilk yapacağı iş teleskop çeşitlerinin tanımak olmalıdır. Teleskop türlerini tanıdıktan sonra yapacağımız gözlem niteliğine göre teleskopumuzu seçmemiz daha kolay olacaktır. Bir teleskopun iki kullanım amacı vardır. Bunlardan birincisi, uzaktaki bir nesneyi daha iyi görebilmek için onu büyütmektir. Bu sayede gözümüzle seçemeyeceğimiz sönük cisimleri görebiliriz. İkincisi ise, gözün toplayabileceğinden daha fazla ışık toplamaktır. Daha önce değindiğimiz gibi optik teleskoplar görünür ışık altında çalışırlar. Optik teleskopları yapılarına göre üç ana gruba ayırmıştık. Bunlar, aynalı, mercekli ve aynalı-mercekli teleskoplardı. Optik teleskop çeşitlerini daha önceki bölümlerde ayrıntılı şekilde incelemiştik. Şimdi teleskop seçimine yardımcı olabilmek için optik teleskopların alımında dikkat edilecek bazı parametrelere göz atalım.
7.1: Teleskop Türleri
Teleskop almadan önce ilk olarak karar vermeniz nokta, almak istediğiniz türüdür. Her teleskopun daha önce değindiğimiz gibi iyi ve kötü yönleri vardır. Örnek olarak kuşlara veya yeryüzü nesnelerine bakacaksanız Newtonian türü teleskoplardan uzak durmalısınız. Ancak derin gök cisimlerini görmek istiyorsanız ve fazla paranız yoksa bu tür teleskoplar sizin için idealdir. Burada karar vermeniz gereken teleskopunuzla neleri gözleyeceğinizdir.
7.2: Taşınabilirlik
Optik teleskopunuzun ağırlığı da önemli bir etkendir. Hele sabit bir yerde gözlem yapmayacaksanız ağır bir teleskop size sorun yaratabilir. Örneğin aynı açıklığa sahip bir aynalı teleskopla, katadioptrik teleskop arasında bayağı bir kütle farkı vardır. İşe yeni başlayanlar için 90 mm ve altı teleskoplar gökyüzünü daha çabuk keşfetmeleri için idealdir.

7.3: Büyütme
Astronomiye veya gözlem yapmaya yeni başlayan çoğu kimse büyütmenin çok önemli bir kriter olduğunu sanır. Halbuki büyütme o kadar önemli bir özellik değildir. Gözlenecek çoğu nesne fazla bir büyütme gerektirmez. Asıl olarak teleskopun görüntü kalitesini etkileyen faktörler; açıklık, ayna kalitesi, odak uzaklığı ve okülerdir. Kaliteli bir görüntü elde edilmek isteniyorsa teleskopun çapının 50 mislinden fazla bir büyütme sağlanmamalıdır. Çünkü büyütme arttıkça parlaklık ve netlik azalacaktır. O yüzden reklamlarda “500 kere büyütür” gibi sloganlara aldanmayın büyük ihtimalle o teleskoplar ikinci kalitedir. Ayrıca teleskop alındıktan sonra büyütme oküler dediğimiz parçalarla değiştirilebilir. Büyütme gücü, teleskopun odak uzaklığının okülerin odak uzaklığına bölünmesiyle de bulunabilir. Teorik olarak büyütmenin bir sınırı olmadığı sanılsa da pratikte bir takım sorunlarla karşılaşılır.
Belirli bir çapa sahip teleskopta kaliteli bir görüntü elde edebilmek için belirli bir sınıra kadar bir büyütme aşılmamalıdır. En fazla büyütme teleskopun objektif çapının santimetresi başına 20x ‘tir.
7.4: Teleskopun Çapı
Teleskopunuzun gücünü belirleyen asıl faktör büyütme değil onun ışık toplama kapasitesidir. Işık toplama kapasitesini belirleyen faktör ise objektifin çapıdır. Örnek olarak 20 cm çapa sahip bir teleskop 10 cm çapa sahip bir teleskopun 4 katı ışık toplar. Gözleyeceğiniz nesnelerden gelen ışıktan ne kadar fazlasını toplayabilirseniz o kadar kaliteli bir görüntü elde edersiniz. Teleskopun çapı arttıkça fiyatı da artar.
7.5: Odak Uzaklığı
Teleskopun odak uzaklığı, ışığın okülerde bir görüntü oluşturana kadar geçtiği yolun uzunluğu yada objektife sonsuz uzaklıktaki bir cisimden gelen paralel ışınların odaklandığı noktanın objektiften itibaren uzaklığı olarak tanımlanır. Genellikle mm cinsinden ifade edilir. Odak uzaklığı ile tüpün uzunluğu tamamen farklı şeylerdir. Odak uzaklığının objektif çapına oranı ise f-oranı olarak adlandırılır. Çapı 200 mm, odak uzaklığı 2000 mm olan bir teleskopun f-oranı, 10’dur ve f/10 olarak gösterilir.
7.6: Kullanılan Mercek ve Ayna
Teleskoplarda fiyatı belirleyen bir etkende teleskop yapımında kullanılan ayna ve merceklerin kalitesidir. Standart kaplamalı mercekler genellikle yeterli netlikte bir görüntü sağlarlar ve gelen ışığın yaklaşık olarak % 4’ünü yansıtırlar (karşılaştırma için kaplanmamış cam ışığın % 10’unu yansıtır). Daha kaliteli kaplama yapılmış mercekler ise yaklaşık olarak gelen ışığın % 1’ini yansıtırlar. Tabi bunun karşılığı teleskopunuzun fiyatının artmasıdır. Eğer teleskop alacaksanız ve teleskopun optik özelliklerinden anlamıyorsanız teleskopunuzu yetkili satıcısından alın. En kaliteli teleskop markaları olarak Meade, Celestron ve Orion sayılabilir. Bu markaların ülkemizde bayileri mevcuttur.
7.7: Ayırma Gücü
Yay saniyesi (arc-saniye) cinsinden ölçülen bu değer, ikili yıldız sistemlerindeki yıldızları teleskopunuzun ne kadar iyi ayırabildiğini ifade eder. Bu değer ne kadar küçükse o kadar iyidir.
7.8: Aksesuarlar
Teleskop alırken, isteğe bağlı olarak birtakım aksesuar da alınabilir. Örneğin, değişik büyültmeler elde etmek için farklı odak uzaklıklarına sahip göz mercekleri alınabilir. Kimi teleskopların, bir gökcismini izlemek için bir hareket ve bilgisayar donanımı vardır. Bu sayede bu gök cismi, görüş alanında sabit kalır. İzleme mekanizması, özellikle gökyüzü fotoğrafları çekmek isteyenler için gereklidir. Bu donanıma sahip kimi teleskoplar, koordinatları bilgisayara girildiğinde, bir gökcismine yönelebilirler. Hatta, bir kısmında, on binlerce gökcisminin koordinatları kayıtlıdır. Gök cisminin ismini seçerek teleskopun ona yönelmesini sağlayabilir. Bu özellikle, gök cisimlerinin yerlerini bulmakta zorlanan deneyimsiz gözlemciler için çok büyük kolaylıktır.
7.9: Fiyat
Gelelim teleskopların özelliklerine göre fiyatlarına! Teleskopların fiyatları özelliklerine ve markalarına göre farklılık gösterebilmektedir.
100 Dolar Civarı: İyi bir gözlem dürbünü veya ince ayarı olmayan, alt azimut kurgulu, kötü ve markasız bir teleskop alabilirsiniz.
200-300 Dolar Civarı: İnce ayar kolları bulunan, alt azimut kurgulu, 60mm veya 80mm açıklıklı, markalı, başlangıç için ideal olabilecek bir mercekli teleskop alınabilir.
500-1000 Dolar Civarı: Bu aralıkta tercih imkanı oldukça artmaktadır. 490-500 dolar civarına eşlek kurgulu, 3.5″ açıklıklı, kullanışlı bir mercekli teleskop alınabileceği gibi, 500-750 dolar civarına Eşlek kurgulu, 6″ veya 8″ açıklıklı, iyi bir aynalı teleskop alınabilir. 750-1000 Dolar civarına ise; Meade veya Celestron markalarının, motorlu, hem mercekli hem aynalı modellerinden alınabilir. İhtiyacınızı tam olarak belirleyip iyi bir araştırma yapmak, en doğru seçimi yapmanıza oldukça yardımcı olacaktır
1000-2000 Dolar Civarı: Çatal kurgulu, motor düzeneğine sahip, 8″ veya 10″ açıklıklı, Schmidt-Cassegrain türü katadioptrik bir teleskop alınabilir.
2000 Dolar Üstü: Bu fiyat aralığındaki hemen hemen bütün teleskoplarda bilgisayar kontrolü bulunmaktadır. Bu miktarda alınacak teleskop amatör astronomi ile ilgilenenlerden çok daha profesyonel gözlemciler içindir.NOT: Bu fiyatlar teleskop firmalarının katalog fiyatlarıdır. Ülkemize gelene kadar kargo, gümrük, kdv vs. masrafları dahil değildir.
7.10: Başka Gerekli Malzemeler
7.10.1: Dürbün
Dürbünlerin optik özellikleri, teleskopların optik özellikleriyle hemen hemen aynıdır. Dürbünlerin de objektifi ve göz merceği vardır. Teleskoplarda olduğu gibi, ışık toplama miktarını objektifin yüzey alanı, büyültmesini ise odak uzaklıklarının oranı belirler.
Dürbünlerin en önemli özellikleri taşınabilir olmaları ve çift objektife ve göz merceğine sahip olmalarıdır. Her iki gözle bakılabildiği için daha rahat bir görüntü sağlarlar. Bu nedenlerle, çok iyi teleskoplara sahip amatör gökbilimcilerin bile mutlaka birer dürbünleri vardır. Bir dürbünde, büyütme oranı ve objektif çapı, genellikle dürbünün üzerinde yazılıdır. Eğer dikkat ettiyseniz, dürbünlerin üzerinde 8×25, 10×50 gibi ifadeler bulunur. Buradaki ilk sayı büyültmeyi, ikincisi ise, milimetre cinsinden objektif çapını belirtir. Yani, 10×50’lik bir dürbün, 10 kez büyütür ve objektif çapı 50 mm’ dir. Gökyüzü gözlemleri için kullanılan dürbünler, genellikle 7-12 kez büyüten dürbünlerdir. Daha yüksek büyültme genellikle tercih edilmez; çünkü elin titremesi, görüşü zorlaştırır. Ancak, yüksek büyültmeli dürbünler, üç ayak üzerine yerleştirilmek suretiyle kullanılırsa, bu titreme önlenmiş olur. Bu nedenle, dürbün satın alırken, eğer 12x’dan daha fazla büyültmeli olanlarını tercih edecekseniz, üç ayağa yerleştirilebilmesi için gerekli donanıma sahip olanlardan seçmelisiniz.
20-35 mm çaplı dürbünler gün ışığında genellikle yeterli olur. Ancak, gökyüzü gözlemleri için 40 mm’ den büyük olanlar tercih edilmelidir. Gökyüzü gözlemciliğinde çok kullanılan dürbünler 7×50 ve 10×50 dürbünlerdir. Bu tip dürbünler, arazide başka amaçlarla gözlemler yapmak için de idealdir. 7×50 ve 10×50 dürbünler, kuş gözlemcilerinin de en çok kullandıkları dürbünlerdir. İlgi alanları bu yönde olanlar bir dürbün alarak her iki amaç için de ondan yararlanabilirler. Doğal olarak, teleskopta olduğu gibi, dürbünün çapı büyüdükçe ışık toplama miktarı artar. Örneğin, 70 mm’lik bir dürbün 50 mm’lik dürbünün yaklaşık iki katı ışık toplar. Ancak unutmamak gerekir ki, çap arttıkça ağırlık, boyut ve fiyat artar.
Dürbünlerde, göz mercekleri genellikle sabittir. Ancak, bazı markaların bazı modellerinin değişken büyütme (zoom) özelliği vardır. Dürbünlerin boyutlarının küçük olmasının bir başka nedeni, objektifle göz merceği arasına yerleştirilen bir prizma sistemidir. Bu prizma sistemi sayesinde, objektiften göz merceğine gelen ışığın yolu katlanmış bir hale getirilir. Böylece, dürbünün toplam uzunluğu azalır.
7.10.2: Gökyüzü Halkası veya Yıldız Haritası
Gökyüzündeki nesnelerin hangi konumda olduğunu tam olarak bilemeyenler için yıldız haritası veya gökyüzü halkası kurtarıcı görevi görür. Gökyüzü halkası yuvarlak bir disktir. Üzerinde dönen kısım herhangi bir zamanda gökyüzünün nasıl görüneceğini gösterir. Bu halkalar bulunduğunuz enleme özeldir. Bu yüzden başka bir yer için hazırlanmış bir halka size uygun olmayabilir.
8. TELESKOPLA GÖREBİLECEKLERİNİZ

Bir optik teleskop alındığında ilk merak edilen sorulardan biri teleskopla nelerin görülebileceğidir. Teleskopunuzla görebileceklerinin daha önce bahsettiğimiz gibi teleskopunuzun çapına, kalitesine ve bulunduğunuz yere göre değişir. Teleskopunuzla gök cisimleri haricinde yeryüzü nesnelerini, kuşları da izleyebilirsiniz. Gökyüzündeki nesneler kadir denilen bir ölçü sistemiyle sınıflandırılır. Parlaklık skalası logaritmiktir. Parlaklıkta 2.5 kat bir artışın olması, cismin 10 kat daha sönük görülmesine neden olur. Sıfır kadir olan bir yıldız 2.5 kadir parlaklığında olan bir yıldızdan 10 kat daha parlaktır. Sıfır kadir olan bir yıldız, 5 kadir parlaklığında olan bir yıldızdan 100 kat daha parlaktır. Görüldüğü gibi, küçük rakamlar daha parlak nesneleri simgeler. Gökyüzündeki en parlak nesnelerin eksiye inen değerleri vardır. Örnek olarak; Güneş: -26.8, Sirius: -1.47, Canopus: -0.72, Arcturus: -0.06, Betelgeuse: 0.41. kadirdendir. İnsan gözü ortalama olarak 6. kadire kadar olan nesneleri görebilir. Teleskopla görebileceğiniz gök cisimlerine göz atacak olursak:
Ay: Bir teleskopla, ister küçük ister büyük olsun görebileceğiniz gök cisimlerinin başında şüphesiz ay gelir. Ay üzerindeki kraterleri ve dağları görmek teleskopun sağlayabileceği nimetlerdendir.
Güneş: Eğer uygun güneş filtreleri kullanıyorsanız güneş, gözlemlemek için diğer gök cisimlerinden farklı bir nesnedir. Teleskopla güneş lekelerini seçebilir ayrıca güneş tutulması sırasında normal zamanda göremeyeceğiniz ayrıntıları seçebilirsiniz. Ancak uygun filtre olmadan güneş gözlemi yapmaya kalkışmayın. Bu gözünüzde kalıcı zararlara neden olur ve teleskopunuzun aynalarına da zarar verir.
Gezegenler: Her gezegenin kendine özgü özellikleri vardır. İyi bir teleskopla gezegenleri rahatlıkla izleyebilirsiniz. Özellikle Jüpiter’in bantları, lekesi ve uyduları, Satürn’ün halkaları, mars üzerindeki bölgeler ve Venüs 60-70 mm’ lik mercekli yada 3 aynalı bir teleskopun size sağlayabileceği görüntülerdir.
Yıldız Kümeleri: Yıldız kümeleri ki çeşittir. Bunlar Açık Yıldız Kümeleri ve Kapalı Yıldız Kümeleridir. Açık kümeler, birbirinden uzak ve dağınık dururlar. Kapalı yıldız kümeleri ise, milyonlarca yıldızın bir kutu gibi bir araya gelmesinden oluşmuşlardır. 80-90 mm’ lik mercekli veya 4.5”-6” lik aynalı teleskopunuz varsa kapalı kümeleri görebilirsiniz. Açık kümeleri görmek için daha büyük açıklığa sahip gelişmiş teleskopa ihtiyacınız vardır.
Nebulalar: Nebulalar parıldayan gaz kümelerine verilen addır. Bunlar, Gezegenimsi Nebulalar ve Diffuz Nebulalar olmak üzere ikiye ayrılır. Gezegenimsi Nebulalar, küçüktürler ve top benzeri yuvarlak yapıdadırlar. Yıldız patlamalarından arta kalan gaz bulutundan oluştukları tahmin edilmektedir. Diffuz Nebulalar, geniş ve şekilsiz gaz ve toz bulutudurlar. Nebulaları görmek için 8” ve üstü teleskoplara ihtiyacınız vardır.
Galaksiler: Yer küreden çok uzakta bulunan ve milyarlarca yıldızdan oluşan yıldız adalarıdır. Birçok şekilde bulunabilirler. Samanyolu galaksisi sarmal bir galaksidir. Galaksileri gözlemlemeniz için 8” üstü bir teleskopa sahip olmanız gerekir.
Kuyruklu Yıldızlar: Teleskopunuzla göreceğiniz diğer gök cimside kuyruklu yıldızlardır. Bunlar dünyanın ne kadar yakınından geçtiklerine ve büyüklüklerine göre değişik bir gözlem imkanı verirler. Gezegenlerden koptukları sanılan ve güneş sistemimizin etrafında geniş bir yörüngede dolaşan parçacıklardır.
Çift Yıldızlar: Ortak bir çekim merkezinde dolaşan yıldız çiftleridir. Genelde yıldızlar değişik renkte olurlar. Çift yıldız gözlemi yapabilmeniz için teleskopunuzun açıklığının fazla olması gerekmektedir. Ayrıca teleskopunuzun mercek ve aynalarının iyi kaliteye sahip olması, teleskopunuzun iyi sabitlenmiş olması gerekir. Çift yıldız gözlemi için ayrıca yardımcı aksesuarlara da ihtiyaç duyabilirsiniz.
9. GÖZLEM YERİNİN SEÇİLMESİ
Günümüzde yeryüzünde yapılan gözleme dayalı astronominin en büyük sorunlarından biri uygun gözlem yerinin bulunabilmesidir. Yeryüzünde yapılacak gözlemlerde karşılaşılacak sorunlar olarak; ışık kirliliği, atmosferin ışınların bir kısmını yansıtması, görünür bölgede atmosferin türbülans hareketleri, sıcaklık değişimleri ve havadaki toz parçacıkları sayılabilir.
Eğer teleskopunuzu taşıma imkanınız varsa veya gözlemevi yapacaksanız:

* Görüş alanının iyi olması için; bitkinin yaşaması için elverişsiz olan dağların tepesi
* Işık kirliliğinden kaçınmak için; büyük şehirlerden ve fazla aydınlatma kullanılan yerlerden uzakta
* Yer yüzeyinde spektrumun sadece birkaç parçası geçirgendir (çoğunlukla görünür ve mm -cm radyo bölgede). Geriye kalan bölgeler opaktır yani atmosferimizden geçemez. Görünür bölgede atmosferin türbülans hareketleri görüşü etkilemektedir. Bu problemlerden kurtulabilmenin tek yolu teleskopunuzu atmosferin üst kısımlarına veya uzaya yerleştirmektir. Bu şekilde görüş problemi ortadan kaldırılmış olur. Bu sorunların tümünden kurtulmak için yapabilecekleriniz;

Hava gözlemleri (Airborne Observatories)
Balonlarla
Uzay Temelli Gözlemevleri (Spacebased Observatories)
Şimdi Türbülans kavramını daha yakından inceleyelim;
9.1: Türbülans
Türbülans genel olarak; atmosferik türbülans (seeing), dış ortamın türbülansı, yerel türbülans ve aletsel türbülans olmak üzere dörde ayrılır.
9.1.1: Atmosferik Türbülans

Yeryüzünün atmosferi, yıldızlardan veya başka gök cisimlerinden gelen ışınlar için kısmi bir engeldir. Atmosfer, rüzgarlardan, yerel hava akımlarından, teleskopunuzun tüpünde veya atmosferin kendi tabakaları arasındaki sıcaklık farkından dolayı lokal kararsızlıklar gösterir. Bunun yanında havanın kırılma indisinin sıcaklıkla değişmesi ve hava sıcaklığının sürekli değişiklik göstermesi gözlem yaptığınız bölgede homojensizlik meydana getirir. Dünyanın atmosferini geçen ışınlar, bahsettiğimiz bu şartlardan dolayı etkilenecek ve gözlem kalitesinin düşmesine neden olacaktır. Bu bozulmaların bir kısmını yaptığımız bazı optik ayarlamalarla giderebilsek de gelen ışının yolunda meydana gelecek sapmaların tamamını ortadan kaldıramayız. Objektife ulaşan dalga cephesi bundan dolayı bir düzlemden ziyade daha çok düzensiz bir yapı gösterir. Objektif yüzeyine gelen normal her bir ışın ortalama doğrultu civarında bir sapma gösterir ve normale göre ışınların sapma miktarı atmosferik türbülans (seeing) derecesi olarak tanımlanır. Türbülans görüntünün muntazam olmayan hareketine veya Airy diskinin göze batacak kadar bozulmasına neden olur. Hava sıcaklığının etkisi çok önemlidir. Örneğin; 1 C0 ısıtılan ve sadece 15 cm kalınlığında bir hava tabakası görüntüyü görüş doğrultusunda λ/4 kadar kaydırabilir. Objektif açıklığı küçük (10-20 cm) olan teleskoplarda bir yıldızın görüntüsü odak düzleminde 0.2″ ila 3″ arasında değişen bir salınıma (osilasyona) uğrayabilir. Bu durumda yüzey gösteren bir görüntü tamamen bulanıklaşır.

Atmosferdeki refraksiyon indeksindeki farklılaşmalar 3000 m kadar olan yüksekliklerde etkindir. Türbülans ışığın dalga boyuyla ve gök cisminin zenit uzaklığıyla değişir. Seeing aynı zamanda yıldızdan gelen ışınımın atmosferden geçerken farklı kırılmaya maruz kalması sonucu, aletin odak düzleminde oluşacak olan görüntünün deformasyonuna uğramasına da sebep olur. Kısa dalga boyları daha fazla dağılmaya uğrar ve görüntüler zenit uzaklığının bir fonksiyonu olarak veya artan atmosferik kalınlıkla bozulur. Yıldız gözlemlerinde seeing bütün görüş alanını etkiler. Bazen görüntünün tamamı netliğini kaybedebilir. Bu hava tabakalarındaki değişken refraksiyonun bir sonucudur. Ancak gündüz Güneş gözlemlerinde seeing tarafından görüntünün bozulması çok karmaşık bir olaydır. Olay basit olarak üç farklı şekilde ortaya konulabilir. Birincisi, bulunduğunuz yere bağlı olarak hava tabakaları arasındaki refraksiyon indeksinin değişmesi sonucunda görüntünün tam odaklanamamasından ileri gelen bulanıklaşma etkisidir. Bütün görüş alanını etkiler. İkincisinde, görüntü genelde net kalır fakat hızla ileri geri hareket eder. Bu durumda görüntü hareketinden söz ediyoruz demektir. Üçüncüsünde, görüş alanının önemli bir kısmı nettir, fakat bazı kısımlar birbirlerine göre kayar. Bu durumda da görüntü bozulmasından bahsederiz. Güneş gözlemlerinde bu tür etkilerden kurtulmak için poz süresinin 10-2 saniyeden daha kısa olması yeterdir.

9.1.2: Dış Ortamın Türbülansı

1935 ‘de zenit uzaklığı ile değişen harici türbülansı belirlemek için Danjon iyi bir metot teklif eder. Verilen bir objektif açıklığı için görüntünün görünüşü, Airy diski ve onun halkalarının modifikasyonu yardımıyla ortaya konulabilir. Türbülans için t, Airy diskinin yarıçapı için a yazalım. t, a ‘ya göre küçükse teoriye uyan bir difraksiyon örneği elde edilir. İstenilen ideal durum aslında budur. t, artarken teorik difraksiyon örneği derece derece değişir ve niceliksel bir şekilde görüntü kalitesini tanımlamamıza imkan sağlar. Bu durumda görüntü bozulmaya başlar. Böylece, türbülans yay saniyesinin kesri cinsinden tahmin edilebilir.
Türbülansın 0.25″ olması durumunda a = 14/Dcm (“) dir. Objektifin yarı çapı bilinerek a ‘nın değeri hesaplanabilir.

Türbülansın bir fonksiyonu olarak görüntünün görünüşü

t = 0.25″
t < 1 / 4 a
Görünür bir bozulma olmaksızın mükemmel bir görüntü.
D < 14 cm t = 1 / 4 a Halkalar tamamlanmış fakat hareketli dalgacıklarla kesilmiş D = 14 cm t = 1 / 2 a Orta derecede türbülans, difraksiyon halkaları parçalanmış D = 28 cm t = a Kuvvetli türbülans, halkalar zayıf veya tamamen yok D = 56 cm t > 3 / 2 a
Görüntü gezegenimsi bir görünüşe doğru gitmekte
D > 83 cm

Harici türbülans görüntü kalitesini direk kontrol eden bir grup faktörün fonksiyonudur. İklimsel ve coğrafik şartların bilinmesi verilen bir yer için teleskopik görüntü kalitesinin tahmin edilmesini sağlar. Aşağıdaki şartlar altında görüntü kalitesi kesinlikte kötüdür:

24 saat içinde büyük sıcaklık değişimleri, kuvvetli rüzgarlar, sıcaklıktaki sürekli veya ani değişiklikler, gece boyunca sıcaklığın düşmesi, gözlem yerinin çukur veya eğimli yüzeylere yapılması gibi. Diğer taraftan sıcaklığın özellikle gece boyunca çok kararlı ve nemi düşük olduğu yerlerde iyi görüntü bekleyebiliriz. Etrafı su ile çevrili yüksek bir dağda veya sudan hafifçe rüzgar esen bir deniz kıyısında gözlem yapmak iyi görüntü kalitesi açısından elverişlidir.

9.1.3: Yerel Türbülans
Yerel türbülans görüş kalitesini olumsuz etkileyen etkenlerden biridir. Bu yüzden yerel türbülansın elimine edilmesi gerekmektedir. Bu olumsuzluğu ortadan kaldırmak için gündüz yapıldığı gibi gece de teleskopun ısınmaması sağlanmalıdır. Bu iş için teleskopun örtülmesi doğru bir işlem değildir. Gözlem yapılmaya başlamadan birkaç saat önce eğer teleskopunuz bir kubbenin içerisinde ise kubbenin kapağı açılmalı ve içerisi ile dış ortamın sıcaklığının dengelenmesi sağlanmalıdır. Eğer gündüz gözlem yapacaksanız teleskopunuzu alüminyum folyo ile örtmeniz faydalı olacaktır.
9.1.4: Aletsel Türbülans
Aletsel türbülans gerçekte yerel türbülansa bağlıdır. Şayet teleskop, çevresindeki hava ile termal denge halinde ise ciddi bir aletsel türbülans oluşmaz. Ticari amaçlı teleskopların siyaha boyanması gözlemciyi ilk bakışta şaşırtabilir. Ancak bu tür bir olayın gece teleskopu çok çabuk soğutacağı (ancak gündüz teleskop güneş ışınlarına kesinlikle maruz bırakılmamalı) işaret edilmektedir.
Gözlemden önce teleskop tüpünün ortamın sıcaklığına gelmesi sağlanmalıdır. Bu kubbe ortamının birkaç saatlik havalandırılmasıyla sağlanabilir. Tüp içindeki üç dört derecelik ısı farkları bile görüntü kalitesini bozar. Havanın çok sıcak olduğu zamanlarda özellikle objektifin bir fanla soğutulması tavsiye edilir.
Profesyonel amaçlı iyi bir gözlem yeri seçmek zor bir iştir. Astronomlar birkaç alternatif gözlem yerinde yıllarca “site testing” çalışmaları yapar. Bu çalışmalar sırasında bir çok faktör göz önüne alınır. Yükseklik, maksimum minimum ısı farkları, rüzgar hız ve yönü, nem bunlardan bazılarıdır. Seeing kalitesi için genelde kutup yıldızının izinden yararlanılır. Seeing’in değerinin 1″ nin altına düştüğü yerler iyi gözlem yerleri olarak kabul edilir. Antalya’daki TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi’nde seeing değeri 0.7″ civarındadır.
10. ASTROFOTOĞRAFİ
Gökyüzü fotoğrafçılığı olan astrofotoğrafi, astronomiyle ilgilenen herkesin ilgilendiği bir hobidir. Çünkü teleskopla bir nesneyi incelerken onu fotoğraftaki kadar güzel renkli ve kaliteli göremezsiniz. Bunun nedeni gökyüzündeki nesnelerin fotoğraflarının uzun poz süreleri ile çekilmesidir. CCD fotoğrafçılık ise dijital teknoloji kullanılarak fotoğrafların sayısal ortamda kaydedilmesidir.
Astrofotoğrafide ilk olarak gökcisimlerinin fotoğrafları çekilir ve sonra görüntüler karanlık odada ortaya çıkartılır. İlk olarak uygun bir gözlem yerine ihtiyacınız vardır. Bunun yanında temel olarak;
Gözlem aleti: Teleskop, refleks/Leica sınıfı fotoğraf makinesi
Fotoğrafik kayıt malzemesi: Fotoğrafik cam plak, fotoğraf filmi
Odak düzlemi aksesuarları: Fotoğraf makinesi, plak kasası, mekanik bağlantı adaptörleri, filtreler ve kırmızı ışık veren bir el feneri gereklidir.
10.1: Astrofotoğrafi’ de Teknikler
Gökyüzü fotoğrafçılığında kullanılacak optik sistemler, teleskoplar ve fotoğraf makineleri olmak üzere iki ana gruba ayrılabilir. Fotoğraflanacak gökcisminin veya gökyüzü alanının özelliğine, gözlem süresine ve gözlem yerinin görüş kalitesine göre kullanacağımız tekniği seçmemiz gerekir. Şimdi en sık kullanılan teknikleri inceleyelim:
10.1.1: Fotoğraf Makinesi + Üç Ayak Tekniği (Stars Trails Photography)
Bu teknik en az donanım gerektirir. Bir üç ayak, poz süreleri ve objektif ayarları seçilebilen “refleks/Leica/SLR” sınıfı bir fotoğraf makinesi, bir deklanşör kablosu ve şehir ışıklarından uzak, temiz bir gökyüzü, aşağıda görülen uzun poz süreli fotoğrafları almak için yeterlidir. Üç ayak üzerine monte edilen fotoğraf makinesi sabit olduğundan “B” konumu kullanılarak yeterince uzun poz süresi verildiğinde Dünya’nın dönmesi sonucu gök küresindeki yıldızlar film üzerinde izler bırakacaktır. Bu tip fotoğrafları çekerken makine objektifi sonsuza ayarlanmalı ve diyafram açıklığı orta değerlerde olmalı. Diyaframın kısılması objektiften giren ışık miktarını azaltır ve poz süresini uzatır. Buna karşın, görüntünün kenarlarındaki mercek deformasyonunu ortadan kaldırarak görüntü kalitesini arttırır.
10.1.2: Fotoğraf Makinesi + Takip Sistemi Tekniği (Piggyback Photography)
Bu teknikte fotoğraf makinesi, objektifi çıkartılmadan, diyaframı biraz kısılarak ve mesafe ayarı sonsuzda olacak şekilde takip mekanizması olan bir teleskop üzerine bağlanır..
Schmidt-Cassegrain türü teleskopta “Piggyback” tekniği
Bu bağlantı için gerekli parça (piggyback bracket) standart teleskop aksesuarları arasındadır. Meraklılar, bir parça metal ve bazı el aletleri ile bu parçayı kolayca yapabilir
Bu sayede teleskop ile herhangi bir gözlem yapılırken aynı zamanda söz konusu bölgenin daha geniş alanlı bir fotoğrafı da alınabilir. Takip mekanizması çalıştığı için fotoğraf makinesi tarafından çekilen uzun pozlarda izler oluşmaz.
10.1.3: Birincil Odak Tekniği (Prime Focus Photography)
Bu teknik, teleskopun ışık toplama gücünden faydalanarak orijinal odak noktasında oluşan görüntünün kaydedilmesi esasına dayanır. Odak düzleminde göz merceği yerine fotoğraf makinesi bulunur. Bu durumda makinenin objektifinin yerini teleskop alır. Fotoğraf makinesinin odak düzlemine monte edilmesi için mekanik bir bağlantı adaptörü (T-adapter) kullanılır.
Bu teknikte teleskopun görüş alanından maksimum yararlanılarak diğer tekniklere göre (piggyback tekniği hariç) daha geniş alan elde edilir. Işık toplama gücü daha fazla olduğundan kısa poz sürelerinde keskin görüntüler alınabilir.
10.1.4: Takip Kontrollü Birincil Odak Tekniği (Guided Prime Focus Photography)
Uzun poz süresi gerektiren astrofotoğrafik çalışmalarda iyi görüntülerin alınabilmesi için teleskopun gökcismini çok iyi takip etmesi gerekir. Teleskoplarda kullanılan motorlu/kurmalı takip sistemlerindeki elektronik/mekanik hatalardan, teleskopun kutup ayarlarındaki küçük sapmalardan veya gökcisminin konumuna göre teleskop dengesinin mükemmel olmamasından dolayı takip işlemi sırasında saat ekseninde kaymalar olur. Bu kaymalar periyodik olabileceği gibi düzensiz de olabilir. Hemen her teleskopta az ya da çok bu hata olabileceği için poz sırasında gözlemci tarafından bizzat veya “autoguider” adı verilen CCD’ li sistemlerle otomatik olarak bu hatanın sürekli telafi edilmesi gerekir.
Profesyonel sistemlerde, takip edilecek parlak bir yıldızın görüntüsü bir video monitöründen izlenerek gerekli düzeltmeler yapılır veya yıldızın odak düzlemindeki konumunu sürekli kontrol edip kayma olduğunda takip motorlarına gerekli sinyalleri gönderen CCD’ li sistemler kullanılır. Amatör çalışmalarda bu iş için “off-axis guider” adı verilen mekanik-optik bir bağlantı adaptörü kullanılır. Bu parça sayesinde, aynı anda hem fotoğraf çekimi yapılabilir hem de teleskopun gördüğü gökyüzü alanının bir kısmı göz merceğinden görülebilir. Göz merceği olarak aydınlatmalı ve çapraz ince telleri olan (retikül) odak uzaklığı küçük (8-9 mm) özel bir retikül kullanılır. Takip edilecek yıldız Fotoğraf çekimi başlamadan önce retikülün ortasına getirilir ve poz süresince teleskopun takip düzeltmeleri kullanılarak konumunun değişmemesi sağlanır.
10.1.5: Göz Merceği Projeksiyonu Tekniği (Eyepiece Projection Photography)
Özellikle Güneş Sistemi’ndeki yakın cisimlerde daha fazla büyütme elde edebilmek için kullanılan bir tekniktir. Bunun için fotoğraf makinesini teleskopa bağlayan ve içine göz merceği yerleştirilebilen bir uzatma tüpü kullanılır (tele extender). Göz merceği teleskop ile fotoğraf makinesi arasında kalmaktadır. Göz merceğinin arkasında oluşan ve uzaklıkla artacak şekilde büyüyen görüntü (projeksiyon) fotoğraf makinesi ile çekilir. Bu teknikte ışık kaybı büyük olduğundan dolayı göz merceği ile makine arasındaki uzaklık çok olmamalı, göz merceğinin odak uzaklığı fazla küçük olmamalı ve parlak gökcisimleri (Ay, Güneş, gezegenler) çalışılmalıdır.

10.1.6: Göz Merceği Projeksiyonu + Üç Ayak + Fotoğraf Makinesi Tekniği
Bu teknik yukarıda anlatılan göz merceği projeksiyonu tekniğine benzer. Tek farkı, fotoğraf makinesinin objektifiyle beraber kullanılmasıdır. Aşağıdaki fotoğrafta görüleceği gibi, üç ayak üzerine monte edilmiş fotoğraf makinesi, parlak bir gökcismine ayarlanmış teleskopun göz merceğinin arkasına optik eksenler çakışacak şekilde yerleştirilerek çekim yapılır.

Parabolik aynalı yansıtıcı teleskoplar, optik eksen üzerinde bulunan gökcisminin görüntüsünü mükemmel verdiği halde, optik eksenden 0.5 derece uzaktaki bir gökcisminin görüntüsünü mükemmel veremez, görüntü bozuk olur. Bunun için, maksimum faydalanabilecek alan 1 derece kadardır. Ancak açıklık ne kadar büyükse, bahsedilen 1 derecelik maksimum 1 derecenin altına iner. Geniş bir bölgenin ve sönük bir bulutsunun fotoğrafını çekmek için, geniş bir açıklık ve büyük bir alana ihtiyaç duyulur. Bu türden fotoğrafçılık 1935’lere kadar iki, üç veya dört mercekten oluşan astrograf adını verdiğimiz maliyeti çok yüksek olan mercekli teleskoplarla yapılıyordu.
Poz Süresi: Poz süresi, dedektörün ışığa maruz kaldığı süredir. Karşılaştırmak için karanlığa alışmış bir göz 1/8 ile 1/4 saniye arasında bir süre foton biriktirirken, CCD’ ler saatlerce foton biriktirebilirler. Bu yüzden uzun poz süresinin anlamı kaynaktan gelen daha çok fotonun biriktirilebilmesidir.

Benzer Konular

Bir Cevap Yazın

E-posta hesabınız yayınlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir


*

Şu HTML etiketlerini ve özelliklerini kullanabilirsiniz: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <strike> <strong>

Ödev Ödev