Ero sivun ”Meridiaaniympyrä” versioiden välillä

'''Meridiaaniympyrä''' eli '''ohikulkukone'''<ref name="TähtitPer">{{kirjaviite | Tekijä = Hannu Karttunen, Heikki Oja, Pekka Kröger, Markku Poutanen | Nimeke = Tähtitieteen perusteet | Sivu = 85 | Julkaisija = Tähtitieteellinen yhdistys Ursa | Vuosi = 1985 | Tunniste = ISBN 951-859-367-1}}</ref> on [[tähtitiede|tähti­tieteellinen]] havainto­väline, jolla voidaan todeta, millä hetkellä jokin [[taivaankappale]] kulkee havainto­paikka­kunnan [[meridiaani]]n poikki, eli näkyy suoraan etelässä tai pohjoisessa, ja jolla voidaan samaan aikaan myös mitata sen korkeus­kulma. Sen muodostaa [[kaukoputki]] joka on kiinnitetty länsi-itä-suuntaiseen kiinteään akseliin siten, että sitä voidaan kääntää ainoastaan pysty­suunnassa. Sellaisia rakennettiin varsinkin 1800-luvulla moniin observatorioihin<ref name="TähtitPer" />, ja niitä käytetään tähtien abso­luuttisten paikkojen mittaamiseen ja ajan määrittämiseen.<ref name="TähtitPer" />

<ref>{{kirjaviite | Tekijä = William Chauvenet | Nimeke = A Manual of Spherical and Practical Astronomy, '''II''' | Sivut 131, 282 | Julkaisija = Trubner & Co | Julkaisupaikka = Lontoo | Vuosi = 1868 | www=http://books.google.com/books?id=xjoPAAAAYAAJ&source=gbs_navlinks_s}}</ref><ref>{{kirjaviite | Tekijä = Simon Newcomb | Nimeke = A Compendium od Spherical Astronomy | Sivut = 317 seur., 331 seur. | Julkaisija = MacMillan Co. | Julkaisupaikka = New York | www = http://books.google.com/books?id=CAxDAAAAIAAJ&source=gbs_navlinks_s}}</ref><ref>{{kirjaviite | Tekijä = William A. Norton | Nimeke = A Treatise on Astronomy, Spherical and Physical | Sivut = 244 seur. | Julkaisija = John Wiley & Son | Julkaisupaikka = New York | Vuosi = 1867 | www = http://books.google.com/books?id=JzEAAAAAQAAJ&source=gbs_navlinks_s}}</ref>

*Useimmissa paikoissa maa­pallolla meridiaanin taso on ainoa [[taivaanpallo]]a leikkaava taso, jossa [[tähtitieteelliset koordinaatit]] voidaan määrittää suoraan tällaisella yksin­kertaisella menetelmällä. Erityisesti taivaan­kappaleen [[ekvaattorijärjestelmä]]n mukaiset koordinaatit on meridiaani­ympyrän avulla helposti määritettävissä sen kulkiessa meridiaanin poikki.

Seuraavassa kuvataan lähinnä 1800-luvun lopulla ja 1900-luvun alussa rakennettujen meridiaani­ympyröiden rakennetta ja toimintaperiaatetta.<ref>Chauvenet (1868), s. 132, art. 119; p. 283, art. 195</ref><ref>Norton (1867), s. 39 seur.</ref> Nyky­aikaisista auto­mati­soiduista meridiaani­ympyröistä kerrotaan artikkelin lopussa.

Varhaisimpia meridiaani­ympyriöitäympyröitä ei kiinnitetty akselin keski­kohtaan vaan lähelle sen jompaa­kumpaa päätä, jotta akseli ei taipuisi kauko­putken painosta. Myöhemmin akseli valmistettiin yleensä [[messinki|messingistä]] tai [[asemetalli]]sta ja kiinnitettiin lieriö­mäisillä [[teräs]]tapeilla telineeseen. Tällöin kauko­putki voitiin sijoittaa akselin keski­kohtaan. Jotkut laitteet valmistettiin kokonaan teräksestä, joka on paljon jäykempää kuin messinki. Kiinnitys­tapit olivat V:n muotoisten [[laakeri|laakerien]] päällä joko laitetta kannattavien kivisten tai tiilisten tukien päällä tai kiinnitettynä metalli­runkoon tukien päällä. Laakereiden lämpö­tilaa seurattiin [[lämpömittari|lämpö­mittareilla]].<ref>{{kirjaviite | Tekijä = William C. Bond, George P. Bond, Joseph Winlock | Nimeke = Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College | Sivu = 25 | Julkaisija = Press of John Wilson and Son, Cambridge, Mass. | Vuosi = 1876 | www = http://books.google.com/books?id=SEhWAAAAYAAJ&source=gbs_navlinks_s}}</ref>

horisontin välisen kulman mittaamiseksi. Ne olivat halkaisijaltaan yleensä noin 90 - 110 sentti­metrin levyiset, ja lähellä niiden reunaa oli kulma­mitta-asteikko, jossa oli merkinnät noin 2 - 5 [[kulmaminuutti|kulma­minuutin]] välein. Näitä asteikkoja luettiin [[mikroskooppi]]en avulla, joita oli yleensä neljä kumpaakin kiekkoa kohti, joko kiinnitettyinä laitteen tukirakenteesentukirakenteeseen tai sitä ympäröivään tuki­rakenteeseen. Vertaamalla näistä saatua neljää lukemaa voitiin kauko­putken mahdollisesta epä­keski­syydestä tai kiekkojen väärästä asennosta johtuvia virheitä suuresti pienentää. Jokainen mikro­skooppi oli varustettu [[mikrometriruuvi]]lla, mikä tekee mahdolliseksi mitata kulmia jopa [[kulmasekunti|sekunnin]] tarkkuudella. Toisinaan jompikumpi kiekoista oli jaettu vain asteisiin ja siitä kulmat saatiin vain karkeasti määritetyksi, ja sitä käytettiin vain tarkkail­tavan tähden löytämiseen.

Kauko­putki muodostui kahdesta putkesta, jotka on kiinnitetty ruuveilla akselin keski­kohdassa olevaan kuutioon. Putket olivat yleensä [[kartio]]n muotoisia ja mahdollisimman jäykkiä, etteivät ne taipuisi. Ne oli myös kiinnitetty akseliin niin lujasti kuin mahdollista, jotta putken taipuminen ei vaikuttaisi taivaan­kappaleiden [[deklinaatio (tähtitiede)|deklinaatio]]iden mittaus­tuloksiin. Putken taipuminen vaakasuorassa suunnassa voidaan määrittää kahdella [[kollimaattori]]lla eli vaaka­suorasti meridiaanin suuntaan osoittavalla kauko­putkella, jotka sjoitettiinsijoitettiin meridiaani­ympyrän pohjois- ja etelä­puolelle, [[objektiivi]]t sitä kohti suunnattuina. Täten ne osoittivat toisiaan kohti siten, että niiden [[polttopiste]]et yhtyivät, mikä oli toden­netta­vissa meridiaani­ympyrässä olleiden aukkojen avulla tai irrottamalla se. Kolli­maattorit oli usein pysyvästi asetettu paikoilleen, objektiivit ja [[okulaari]]t kiinni­tettyinä omiin kannattimiinsa.<ref>Bond, Bond and Winlock (1876), p. 25</ref> Kun meridiaani­ympyrä suunnattiin ensin toiseen, sitten toiseen kolli­maattoriin, jolloin se kääntyi tasan 180°, ja jos kulma­mittaus­kiekoista voitiin todeta, että kierto­kulma tällöin poikkeasipoikkesi 180°:sta, voidaan samalla todeta, minkä verran kauko­putki oli vääntynyt. Putken pysyvä vääntymä voitiin todentaa vaihtamalla objektiivi ja okulaari keskenään, ja tällöin samasta tähdestä saatujen havaintojen keski­arvossa ei esiintynyt tästä aiheutuvaa virhettä.

Rakennuksissa, joihin meridiaani­ympyrä sijoitetaan, ei tarvita sellaista kierretävääkierrettävää kupolia, jollainen on monissa [[tähtitorni|tähti­torneissa]]. Koska niillä havaittaanhavaitaan vain meridiaanilla olevia kohteita, riittää, että rakennuksen etelä- ja pohjois­seinässä ja katossa niiden välillä on kapea aukko.

Sen jälkeen putki suunnattiin etsint­äkiekon avulla ylöspäin suunnilleen havaittavan tähden suuntaan. Laitteessa oli ruuvipuristin, jolla havaitsija saattoi kiinnittää putken paikoilleen, niin ettei se liikkunut pysty­suorassakaan suunnassa paitsi hyvin hitaasti hieno­säätö­ruuvin avulla. Tämän hitaan liikkeen avulla putken suuntausta tarkennettiin, kunnes tähti oli suoraan vaaka­suoran langan takana, tai jos niitä oli kaksi, näkyi niiden välistä kulkiessaan idästä länteen. Tämän jälkeen mitta­kiekoilta saatiin mikro­skoopin avulla lukema, joka osoitti tähden korkeus­kulman [[horisonttijärjestelmä]]ssä. Tämän ja nadiiripisteen välinen erotus oli tähden ''nadiiri­etäisyys''.

Pystysuoria lankoja käytettiin havainnoitaessa tähtien kulkua meridiaanin poikki, jolloin jokainen lanka antoi eri tuloksen. Tuloksia analysoi­taessa hetki, jolloin se kulki keskimmäisen langan taitse, voitiin arvoidaarvioida, koska jonkin sellaisen tähden avulla, jonka [[deklinaatio (tähtitiede)|dekli­naatio]] tunnettiin, voitiin todeta, kuinka kauan sen kulku vastaavan alueen läpi kesti. Tähän tarkoitukseen [[Pohjantähti]] soveltui hitaan liikkeensä vuoksi erityisen hyvin.

[[sirkumpolaarinen tähti|sirkumpolaaristen tähtien]] ylimmän ja alimman kulminaation avulla. Erotus niiden lukeman välillä, jotka kiekosta saatiin putken toisaalta osoittaessa toisaalta havaittavaa tähteä, toisaltatoisaalta kohti zeniittiä,

Ympyrän zeniitti­pisteen määrittämiseksi putki suunnattiin pysty­suorasti alaspäin elohopea-altaaseen, jonka pinta oli täysin vaakasuora peili. Tällöin havaitsija näki vaakasuoran langan ja sen peili­kuvan, ja kun ne yhtyivät, putki oli pysty­suorassa ja kiekon lukema oli 180°&nbsp;+ zeniittipisteen lukema.

Jo [[antiikki|antiikin]] aikaiset [[tähtitieteilijä]]t esittivät, että havainto­väline, [[kvadrantti]], voitaisiin kinnittää meridiaanin tasoon. Myös [[Klaudios Ptolemaios|Ptolemaios]] kuvasi kyseistä laitetta teoksessaan ''[[Almagest]]''. Siinä kuvattu meridiaani­kvadrantti koostui kiinteästä, kulma­mitta-asteikolla varustetusta ulommasta renkaasta ja siirrettävästä sisemmästä renkaasta, jossa olleiden tappien varjoista saatiin määritetyksi auringon suunta. Renkaat oli kiinnitetty vaaka­suoraan tankoon ja asetettu meridiaanin suuntainen. Laitetta käytettiin auringon korkeus­kulman mittaamiseen keski­päivällä eri aikoina vuodesta, jotta saatiin määritetyksi [[ekliptika]]n sijainti taivaalla.<ref>{{kirjaviite | Tekijä = Klaudios Ptolemaios | coauthor=[[G. J. Toomer|Toomer, G. J.]]|Nimeke=Ptolemy's Almagest|Julkaisija=Princeton University Press|Vuosi=1998|Tunniste = ISBN 0-691-00260-6|Sivu=61}}</ref>

Ennen transit-laitteiden ja meridiaani­ympyröiden käyttöön ottoa tähtien [[rektaskensio]] määritettiin tavallisimmin yhtä­suurien korkeus­kulmien menetelmällä. Siinä käytettiin siirrettäviä kvadrantteja tai mitattiin kahden tähden välinen kulmaetäisyys [[sekstantti|sekstantilla]]. Nämä menetelmät olivat kuitenkin hyvin hankalia.

Vuonna 1806 [[Edward Trougton]] rakensi ensimmäisen nyky­aikaisen meridiaani­ympyrän [[Stephen Groombridge|Groombridge]]n observatorioon Lontoon [[Blackheath]]iin.

Nyky­aikainen esimerkki tämän tyypin kauko­putkesta on 8-tuumainen (noin 0,2 metrin läpimittainen) Flagstaffin astrometrinen skannaava transit-teleskooppi ({{k-en|Flagstaff Astrometric Scanning Transit Telescope}}, ''FASTT'') Yhdysvaltain meri­voimien observatoriossa ([[United States Naval Observatory]], USNO) Flaggstaff Stationilla.<ref>http://www.nofs.navy.mil/about_NOFS/telescopes/fastt.html</ref>

Nykyaikaiset meridiaani­ympyrät on yleensä automatisoitu. Havaitsija on korvattu [[CCD-kenno]]lla. Kun taivas kiertyy näkö­kentän ympäri, CCD:n tallentama kuva ajastetaan mikrosirulla. Tällä saadaan eräitä etuja:<ref>{{verkkoviite |Osoite=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1990IAUS..141..369S/0000369.000.html |Nimeke=The USNO (Flagstaff Station) CCD Transit Telescope and Star Positions Measured From Extragalactic Sources: Proceedings of IAU Symposium No. 141 | |Kirjoittaja = Ronald C. Stone, David G. Monet |Vuosi=1990 |Sivut=369–370}}</ref>

* Tietoa voidaan kerätä niin kauan kuin kauko­putki on käytössä, tarvittaessa koko yön, jollonjolloin voidaan kuvata leveä alue tähti­taivaalla.

* [[Valon taittuminen]] ilmakehässä voidanvoidaan ottaa laskuissa huomioon automaattisesti seuraamalla [[lämpötila]]a, [[paine]]tta ja ilman [[kastepiste]]ttä elektronisesti.

Ensimmäinen tällainen automatisoitu laite oli Carlsbergin automaattinen meridiaani­ympyrä, joka otettiin käyttöön vuonna 1984.<ref>[http://www.ast.cam.ac.uk/~dwe/SRF/camc.html The Carlsberg Meridian Telescope]</ref>

* [http://www.nofs.navy.mil/about_NOFS/telescopes/fastt.html U.S. Naval Observatory Flagstaff - 0.2-m FASTT]

* [http://www.ast.cam.ac.uk/~dwe/SRF/camc.html The Carlsberg Meridian Telescope] {{coord|48|12|45.07|N|16|17|29.02|E|type:landmark_source:frwiki|}}