Taevakehade uurimine (3)

Sisukord
Sisukord................................................................................................................................................ 1
Astronoomilise vaatluse areng............................................................................................................. 2
Teleskoobid.......................................................................................................................................... 4
Teleskoopide tüübid............................................................................................................................. 4
Teleskoope iseloomustavad omadused........................................................................................ 4
Teleskoopide monteeringud......................................................................................................... 4
Fookused...................................................................................................................................... 4
Hubble'i teleskoop ................................................................................................................................ 5
HST olulisemad saavutused......................................................................................................... 6
Mida toob tulevik?....................................................................................................................... 6
Kokkuvõte............................................................................................................................................ 7
Kasutatud kirjandus.............................................................................................................................. 8
1
Astronoomilise vaatluse areng
Klassikaline astronoomia sai alguse Mesopotaamias. Kreeklased nimetasid seda piirkonda Kaldeaks ja kuni Rooma riigini välja oli nimi "kaldealane" astronoomi sünonüümiks.
Kaldealased kasutasid kuukalendrit ja noorkuu ilmumise tähtkuju määramine mingeid mõõtmisi ei nõudnud. Vajadus suurema täpsuse järele tekkis siis, kui hakati jälgima planeetide liikumist.
Esimeseks mõõtevahendiks oli sau, mis kujutas endast piki umbes poolemeetrist latti liikuvat ristpulka. Nurga mõõtmiseks tõsteti lati ots silma juurde ja nihutati ristpulka seni, kuni mõõdetav kaugus kahe tähe vahel ühtis ristpulga pikkusega. Nurga suurus loeti saualt ristpulga asukoha järgi.
Hipparchos sauaga Keskaegne kvadrant

• Hipparachos (190. - 120. a eKr) oli Kreeka astronoom , mõõtis esimesena pöörleva objekti pöörlemistelje suuna muutumist ja koostas esimese tähekataloogi.
  

Astroloogidele oli oluline planeetide seisu kirjeldamise täpsus, ja siin sauast ei piisanud . Keskaja astronoomid võtsid kasutusele kvadrandi – põhja-lõunasuunas orienteeritud veerandringjoone kujulise skaala, millega määrati tähtede kulminatsioonikõrgust. Vaatleja liikus piki kaart, jälgides tähe kadumist kaare tsentrini ulatuva ekraani taha läbi skaalale kinnitatud visiiri. Mõõtmise täpsus sõltus instrumendi suurusest .
Vaatlustehnika areng järgneva 300 aasta vältel on seotud teleskoopide arenguga. Esimesena kasutas pikksilma astronoomilistel vaatlustel Galilei aastal 1610 .

• Galileo Galilei (1564 – 1642) oli Itaalia astronoom, filosoof ja füüsik. Galilei pani aluse teaduslikule eksperimenteerimisele ja katsetulemuste matemaatilise tõlgendamisele, mis omakorda lõid alused seletatavatele loodusteadustele.
  

Esimene tõsine teleskoop valmistati J. Fraunhoferi töökojas 1824. a. Tartu Tähetorni tarbeks ja on sealses muuseumis tänaseni töökorras. Fraunhoferi teleskoop tähendas hüpet mõõtmis-täpsuses. Kui varasemate teleskoopidega saadud usalduväärsed tulemused jäid 2-3 kaaresekundi piiresse, siis selle riista töötäpsus oli veerand kaaresekundit.

• Joseph von Fraunhofer (1787 – 1826 ) oli Saksamaa optik, füüsik ja astronoom. Ta mõõtis joonte lainepikkused Päikese spektris - mida nüüd kõik Fraunhoferi spektriks nimetavad.
  

2
Galilei pikksilm Fraunhoferi teleskoop
20. sajand tõi kaasa astrofüüsikaliste meetoditega kaasneva nõude suure valgusjõu järele. Teleskoobi läbimõõdu suurendamisel osutus odavamaks peegelteleskoop, mille objektiiviks olev peegel tuli kergem ja odavam (ainult üks optiline pind liitläätse nelja pinna asemel) ning teleskoop ise poole lühem sama fookusekaugusega refraktorist.
Omaette probleemiks jäi astromeetria -- tähtede koordinaatide mõõtmine.
Tähekaartide koostamisel asendusid otsesed mõõtmised fotograafiaga. Suure vaateväljaga astrokaamerate loomine sai võimalikuks pärast Schmidti süsteemi kasutuselevõttu.

• Schmidti süsteem - abberatsioonivaba laia vaateväljaga peegelteleskoop. Abberatsiooni puudumise tagab sfääriline peegel ja korrektsioonplaat. Schmidti kaamera tegi vaatlevas astronoomias revolutsiooni ja on kõige tuntum optiline süsteem (vaateväli kuni 6 kaarekraadi), mis võimaldab suurtelt taevaaladelt saada vigadevabu pilte.
  

Viimase poole sajandi märksõnadeks astronoomilise vaatlustehnika alal on kosmose-aparaatide rakendamine ning maapealsete teleskoopide asimutaalse monteeringu tagasitulek . Et asimutaalne monteering, kus teleskoopi pööratakse ümber horisontaalse ja torni ümber vertikaaltelje, on ekvatoriaalsest ökonoomsem, oli algusest peale teada. Kahjuks puudusid möödunud sajandil tehnilised vahendid teleskoobi piisavalt täpseks juhtimiseks kahe pöördetelje korral. Elektronarvutite rakendamine 60ndatel aastatel lahendas selle probleemi
Nagu paljudes teistes teadustes on ka astronoomias andmete kogumine muutumas omaette tööstusharuks. Teadlaste poolt koostatud programmide täitmiseks ehitatakse lisaks universaalteleskoopidele üha sagedamini spetsiifilisi optilis-elektroonilisi komplekse, mis töötavad arvuti juhtimisel aastaid või isegi aastakümneid.
3
Teleskoobid
Teleskoopide tüübid:

• Refraktor ehk läätsteleskoop: nii objektiiv kui okulaar on läbipaistvad, st. valgus läbib kogu optilise süsteemi ilma peegeldusteta. On mugav kasutada, kuna vaatleja istub "vaatesuunas".
  

• Reflektor ehk peegelteleskoop: objektiivi osa täidab nõguspeegel, okulaariks on tavaliselt lääts (läätsede süsteem). Et peegel muudab kiirte suuna vastupidiseks, asub peafookus teleskoobi torus. Suure teleskoobi puhul saab vaatleja fookuses olla, vähemate teleskoopide puhul saab sinna panna vaid kiirgust vastu võtvaid seadmeid.
  

Teleskoope iseloomustavad omadused:

• Suurenduse määrab objektiivi (peegli) ning okulaari fookusekauguste suhe. Kuna tänapäeva tehnoloogia lubab vähendada viimast mõne millimeetrini, võib tuhandekordse suurenduse saada juba suhteliselt väikese viiemeetrise fookusekaugusega teleskoobiga. Iseasi , kas sellise suurendusega midagi peale saab hakata.
  
• Valgusjõu määrab objektiivi läbimõõdu ning fookusekauguse suhe, nn suhteline ava. Mida suurem see on, seda nõrgemaid objekte me taevas näeme. Kuna fookusekauguse lühendamine vähendab suurendust, viis just see tingimus hiidteleskoopide tekkeni.
  
• Vaateväli on otseses seoses suurendusega: mida suurem on suurendus , seda väiksem on vaateväli. Suurte teleskoopide korral omab siin määravat tähtsust optiline skeem - teleskoop peab andma võrdselt hea kujutise nii "otse tulevate" ( teljega paralleelsete) kui viltu langevate kiirte korral. Siin on suuri tegusid teinud meie kaasmaalane Bernhard Schmidt, kelle 1930. aastal välja mõeldud teleskoop on tänaseni ületamatu.
  
• Lahutusvõime (vähim nurk, mille all paistvad tähed on teleskoobis eristatavad) on seotud suurendusega: mida suurem on suurendus, seda suurem on ka lahutusvõime. Väikeste teleskoopide juures mõjutab lahutusvõimet ka objektiivi läbimõõt.
  

Teleskoopide monteeringud:

• Asimutaalne monteering lubab teleskoopi pöörata ümber vertikaaltelje (muuta asimuuti ) ning ümber horisontaaltelje (muuta kõrgust). On kõige "odavam" monteering, aga nõuab väga täpset juhtimist Maa pöörlemise kompenseerimiseks. Tänapäeval juhib teleskoope arvuti ja see pole enam probleem.
  
• Ekvatoriaalne ehk parallaktiline monteering lubab teleskoopi pöörata ümber polaartelje (telg paralleelne Maa teljega) ning käändetelje (telg risti Maa teljega). Võeti kasutusele 19. saj. alguses koos kellamehhanismi leiutamisega; lubab lihtsa pöördega kompenseerida Maa pöörlemist.
  

Fookused:

• Cassegraini fookus: valgus peegeldatakse tagasi peapeegli keskel asuvasse avasse, mille taga asub okulaar või vaatlusriist.
  
• Newtoni fookus: valgus peegeldatakse välja risti optilise teljega. Kasutatakse väikeste teleskoopide juures, peamiselt visuaalsetel vaatlustel.
  
• Naschmidti fookus: valgus peegeldatakse välja piki teleskoobi toru pöördetelge, mille otsa kinnitatakse vaatlusriist.
  
• Kudee (coudé - painutatud) fookus. kasutatakse kõigi nende süsteemide jaoks, kus fookuses asuv aparatuur peab jääma teleskoobi pööramisel paigale.
  

4
Hubble'i teleskoop
Seoses kosmosetehnika arenguga ja eriti teleskoobi teenindamiseks sobiva korduvalt kasutatava kosmosesüstiku Space Shuttle’i loomisega oli aeg hakata mõtlema suurema kosmoseteleskoobi peale, mis oleks oma läbimõõdult võrreldav maapealsetega, atmosfääri segava mõju puudumise tõttu aga ületaks neid tulemuslikkuselt, seda eriti lahutusvõime osas. 1973. aastal moodustas NASA teadlaste rühma sellise teleskoobi projekti väljatöötamiseks ja 1977 eraldas USA kongress selle elluviimiseks raha. NASA andis tulevasele teleskoobile tuntud ameerika astronoomi, universumi paisumise avastaja Edwin Hubble’i (1889–1953) nime.
Hubble’i kosmoseteleskoobi (ingl k Hubble Space Telescope, lühend HST) peapeegli läbimõõdu 2,4 m määrab kosmosesüstiku lastiruumi laius, suurem ei mahuks ära.
Sellelt tagasipeegelduvad kiired langevad 0,34 m läbimõõduga abipeeglile, mis suunab nad peapeegli keskele tehtud ava kaudu selle taha, kus asuvad vaatlusriistad. Korraga saab HST pardal olla viis erinevat vaatlusriista. Need, nagu ka paljud muud HST komponendid, on tehtud moodulitena, mida astronaudid saavad avakosmoses viibides uute vastu vahetada. Vaatlusriistade moodul on oma suuruse poolest võrreldav taksofoniputkaga.
Astronautide tegevuse hõlbustamiseks on HST välispinnal kinnihoidmiseks kümneid käepidemeid. Kokku on HST-l praeguseni olnud üheksa vaatlusriista, kaks ootavad veel üles viimist . Nad võib jagada kolme rühma:
taevakehadest ilusaid pilte tegevad kaamerad,
nende spektreid registreerivad spektromeetrid ja
heleduse muutusi uurivad fotomeetrid.
Elektrienergiat annavad kosmoseteleskoobile päikesepatareid, mille koguvõimsus ületab praegu viit kilovatti. Maa varjus viibides saab teleskoop elektrienergiat akupatareidest.
Teleskoobi suunamiseks vaatlusobjektidele kasutatakse hoorattaid, mida on kokku neli ja millest vähemalt kolm peavad olema töökorras. HST-l puuduvad täielikult rakettmootorid, sest neist väljuvad gaasid saastaksid teleskoobi optikat ja tema ümbrust.
Ühenduse pidamine juhtimiskeskusega toimub sidetehiskaaslaste TDRS vahendusel. Tänu sellele võib teleskoobiga võtta ühendust orbiidi igas punktis, ootamata ära tema jõudmist lühikeseks ajaks maapealsete antennide vaatevälja. Mõnda aega võib vaatlusandmeid säilitada ka HST pardal. Algselt selleks kasutatud kolmest magnetlindiseadmest on nüüdseks kaks asendatud pooljuhtmäluga, mis on sarnane arvutites pruugitavaga.
5
HST olulisemad saavutused

Tehtud vaatlused

• näitasid, et paljude, kui mitte kõikide galaktikate tuumades on ülimassiivsed mustad augud,
  
• näitasid, et kvasarid on tegelikult aktiivsete galaktikate tuumad ,
  
• näitasid, et universum oli oma algusaegadel täidetud palju väiksemate ja ebakorrapärasema kujuga galaktikatega kui praegu,
  
• näitasid, et noori tähti ümbritsevad sageli pannkoogitaolised tolmukettad, millest arvatakse moodustuvat planeedid,
  
• aitasid täpsustada galaktikate kauguste skaalat , täpsustada universumi paisumise kiirust (nn Hubble’i konstant) ning näidata, et universumi paisumine kiireneb.
  

Tema abil tehtud fotodel on

• seni ainsana näha Pluuto pinda ja märgata sellel laike,
  
• Jupteril, Saturnil ja Jupteri kaaslasel Ganimedesel näha virmalisi,
  
• hästi jälgitav komeedi Shoemaker-Levy 9 tükkide langemine Jupiteri atmosfääri.
  

Mida toob tulevik?
Veel enne, kui HST oma töö lõpetab ja ta kosmosesüstikuga orbiidilt alla tuuakse, on aastal 2008 plaanis üles saata hoopis võimsam uue põlvkonna kosmoseteleskoop NGST (Next Generation SpaceTelescope). Selle peapeegli läbimõõt peaks olema vähemalt 8 meetrit ning ta töötab erinevalt Hubble’i kosmoseteleskoobist ainult infrapunapiirkonnas lainepikkuste vahemikus 0,6 kuni 10 mikromeetrit. Ka ei tiirle ta HSTi kombel ümber Maa, vaid asub koduplaneedist 1,5 miljoni kilomeetri kaugusel nn Lagrange ’i punktis L2, kus Maa varjab teda päikesekiirguse eest.
6
Kokkuvõte
Minu arvates on kõiksuguste taevakehade uurimine väga müstiline ja sürrealistlik, sest tegemist on millegi tundmatuga.
See süsteem, kuidas neid uuritakse, tundus alguses väga lihtne ja loogiline – vaatad lihtsalt läbi mingi masina planeete ja tähti, kuid mida rohkem ma teleskoopide kohta lugesin, tundus see järjest keerulisem ja detailsem, kui ma arvasin. Vähemalt see loogilisus jäi alles. Ning nendest monteeringutest ja erinevatest fookustest ei teadnud ma midagi, arvasin, et on ainult üks viis, mida kõik kasutavad ja on rahul sellega.
Huvitav oli Hubble'ist ka rohkem teada saada, sest ma olin kuulnud ainult mingeid pealiskaudseid väiteid selle kohta.
Astronoomia ajaloost ning tänapäevaste teleskoopide tekkest ei teadnud ma ka enne midagi. Hea oli teada saada, et üks eestlane on teleskoopide arengule nii palju kaasa aidanud.
7
Kasutatud kirjandus

• http://opik.obs.ee/osa1/ptk06/box01.html
  
• http://opik.obs.ee/osa1/ptk06/box03.html
  
• http://www.obs.ee/~erik/eesti-avastused.html
  
• http://www.aai.ee/muuseum/Kalender/HTML/index.html?bernhardschmeestits.ht m
  
• http://www.kool.ee/?228
  
• http://hubble.nasa.gov
  
• http://et.wikipedia.org
  

8