Teleskoop (0)

Kool
TELESKOOP
Nimi
Klass
Koht aasta
Sisukord
Sissejuhatus ....................................................................................................................... 3
Teleskoopide tüübid ......................................................................................................... 3
Teleskoope iseloomustavad omadused ........................................................................... 4
Fookused ........................................................................................................................... 4
Suured ja väikesed teleskoobid ....................................................................................... 5
Järgmise põlvkonna kosmoseteleskoop .......................................................................... 6
Kokkuvõte ......................................................................................................................... 7
Sissejuhatus
Teleskoop (pikksilm , seade taevakehade vaatlemiseks . Teleskoobi põhiosa on objektiiv , mis koondab valguse ühte punkti - fookusesse, kuhu asetatakse luubi põhimõttel töötav okulaar (võimaldab kujutist silmaga vaadelda) või kiirgusvastuvõtja (fotoplaat, fotomeeter, spektrogram). Teleskoop asetatakse alusele ehk monteeringule nii, et at saab pöörelda ümber kahe telje. Üks telg on suunatud maailmapoolusesse ja teine on esimesega risti. Vaatlemise ajal veab elektromootor teleskoobi tähistaeva pöörlemisega kaasa, s. t. hoiab teleskoobi vaadeldava tähe suhtes paigal, kuna Maa teleskoobi all pöörleb. Tähed asuvad niivõrd kaugel, et valgus tuleb neilt paralleelse kiirtekimbuna. Seepärast kogub teleskoobi objektiiv iga vaatevälja jääva tähe valgust kogu oma pinnaga ning võimalikult nõrkade tähtede vaatlemiseks tuleb valmistada suure läbimõõduga objektiiv. Et silmaava läbimõõt on u. 5 mm, siis näit 0,5-meetrise läbimõõduga teleskoop, mille objektiivi pindala on silmaava pindalast 10 000 korda suurem, võimaldab vaadelda niisama palju ordi nõrgemaid tähti.(1)
Teleskoopide tüübid
Jagada võib mitmeti; esimene ja kõige tähtsam jaotus on:
1. Refraktor ehk läätsteleskoop: nii objektiiv kui okulaar on läbipaistvad, st. valgus läbib kogu optilise süsteemi ilma peegeldusteta. On mugav kasutada, kuna vaatleja istub "vaatesuunas".
Läätsteleskoobi kasutamise oluline piiraja on eri lainepikkustega valguskiirte erisugune murdumine läätses - nn värviaberratsioon.
Kvaliteetse kujutise saamiseks tuleb objektiiv ehitada erinevate läätsede liitsüsteemina. Refraktori puudusteks on ka teleskoobitoru suur pikkus ning halb tasakaal: toru ülemises otsas asuva objektiivi kaal võib ulatuda sadade kilogrammideni. Kasvab ju läätse paksus koos läbimõõduga. Lisaks tingib pikk teleskoop vaatlustorni suured mõõtmed. Kõik see viib riista maksumuse mõttetult suureks ning kasutamise ebamugavaks ja seepärast ongi maailma suurim refraktor "ainult" ühemeetrise läbimõõduga (10 korda väiksem suurimast reflektorist!) ning valmistatud rohkem kui 100 aastat tagasi.
Väikeste (kuni 20 cm) teleskoopide seas on refraktoreil siiski oma roll: planeetide visuaalsel vaatlemisel eelistab enamik amatöörastronoome neid reflektoreile.
Optilise skeemi järgi jagunevad refraktorid Galilei ja Huygens'i tüübiks; esimesel neist on okulaariks nõguslääts ning kujutis teleskoobis on päripidine. Huygens'i teleskoop koosneb kahest kumerläätsest ning pöörab kujutise ümber. Sellele vaatamata kasutatakse tänapäeval vaid viimast skeemi. Põhjuseks on nõgusokulaari väiksem vaateväli.
2. 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.
Vajadus juhtida valgus väljapoole teleskoobi toru on viinud erinevate reflektoritüüpide tekkele.
Kõige lihtsam on peegeldada valgus torust välja ristsuunas (nn. Newtoni süsteem); kõige mugavama ja lühema teleskoobi saame, kui peegeldame valguse tagasi peegli suunas ja teeme viimase keskele ava, mille taha paigutame okulaari . See nn Cassegrain'i süsteem muudab reflektori sama mugavaks kui seda on läätsteleskoop, ja kuna ta on vähemalt kaks korda lühem (kumera sekundaarpeegli korral isegi kuni 4 korda lühem!), on eelised silmnähtavad.(2)
Teleskoope iseloomustavad omadused:
1. 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.
2. 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.
3. 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.
4. 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.(2)
Fookused.
Kui refraktoritel on fookuse (mõeldakse objektiivi fookust!) asukoht määratud teleskoobi teljega, siis reflektoritel on teleskoobi teljel asuv peafookus kasutatav vaid väga suurte läbimõõtude korral. Vaatlejakabiiniga peafookust rajatakse teleskoopidele läbimõõduga üle 4 meetri, fotokaamera paigutamise võimalus on ette nähtud ka Tõravere poolteisemeetrisel teleskoobil.
Abipeeglite kasutamisega saab teleskoobi kogutud valgust suunata ükskõik kuhu ja seetõttu valitakse fookuse asukoht vastavalt vaatluse iseloomule.
1. Cassegraini fookus: valgus peegeldatakse tagasi peapeegli keskel asuvasse avasse, mille taga asub okulaar või vaatlusriist. Muudab teleskoobi "refraktori sarnaseks" ning sobib kõigiks vaatlusteks.
2.
Newtoni fookus: valgus peegeldatakse välja risti optilise teljega. Kasutatakse väikeste teleskoopide juures, peamiselt visuaalsetel vaatlustel.
3. Naschmidti fookus: Newtoni "suurte teleskoopide analoog". Valgus peegeldatakse välja piki teleskoobi toru pöördetelge, mille otsa kinnitatakse vaatlusriist.
4.
Kudee (coudé - painutatud) fookus. Kasutatakse kõigi nende süsteemide jaoks, kus fookuses asuv aparatuur peab jääma teleskoobi pööramisel paigale. (2)
Suured ja väikesed teleskoobid
Tänapäeva teleskoobiehituse põhisuunad määrab arvutustehnika: digitaalselt juhitav mehaanika võib teleskoopi suunata ükskõik kuhu ja pöörata ükskõik mis suunas. Seega kaob vajadus varasemaid vaatlusriistu iseloomustanud "kavalate" monteeringute järele. Süsteemi valiku määrab hind ja töökindlus.
Suured teleskoobid on, nagu varem öeldud, eranditult reflektorid. 1980-test aastatest alates kasutatakse üksnes asimutaalset kahvelmonteeringut ning Naschmidti fookust. See, nn. BTA-süsteem võeti esmakordselt kasutusele NL 6-meetrise teleskoobi juures ja ta lubab viia miinimumini lisaks teleskoobile ka kupli mõõtmed. Viimaste teleskoopide (nagu ESO 8-meetrised ning USA Sloan'i teleskoop) jaoks on ehitanud vaid "pool torni" - et teleskoopi pole kõrguses vaja pöörata rohkem kui 90 kraadi, puudub vajadus sfäärilise kupli järele. Seda asendab vertikaaltelje ümber pöörlev "kast", mille katus ja üks külg lahti käivad.
Väikeste amatöörteleskoopide juures on kasutusel kõik monteeringud. Asimutaalne "kahvel" koos Newtoni fookusega moodustab nn. Dobsoni süsteemi, mis on kõige odavam ning samal ajal ka hästi käsitletav. Teleskoopi juhitakse käsitsi, okulaari juures oleva käepideme abil. "Dobsoniga" on hea vaadelda suure läbimõõduga objekte, nagu komeedid, udukogud , täheparved; ka Kuu ja Päike. Ei sobi pildistamiseks ega suurte suurenduste korral.
Newtoni süsteem koos Saksa monteeringu ja kellamehhanismiga lubab hästi vaadelda ning pildistada planeete, kaksiktähti ja teisi suurt suurendust vajavaid objekte. On paraku raske ning kohmakas .
Cassegraini süsteem ning kahvelmonteering on tüüpilised USA seeriateleskoopide juures. Kasutatakse nii täisautomaatseid asimutaalmonteeringuga teleskoope (suunatakse GPS-süsteemi vahendusel) kui "tavalise" kellamehhanismiga parallaktilises monteeringus vaatlusriistu. Kahvelmonteeringu suurim "viga" - okulaari sattumine kahvli hargnemiskoha juurde - kõrvaldatakse " murtud okulaari" abil. (2)
Järgmise põlvkonna kosmoseteleskoop
Astronoomiline tehnika on viimastel aastatel kiirelt arenemas. Uus revolutsioon on toimumas ka teleskoobiehituses. Juba on valminud/valmimas 8-, 10- ja 16-meetrised maapealsed teleskoobid, mis on õhukese peegliga, koosnevad mitmest segmendist või on liitteleskoobid, ning on üsnagi keerukate kujutise häiritusi kompenseerivate süsteemidega (nn. aktiiv- ja adaptiivoptika). Vaatlemine satelliitidelt seab teleskoobiehitusele aga veelgi karmimad nõudmised. 1990. a. alates on 2,4-meetrine Hubble'i teleskoop (HST) olnud juhtiv (optiline) kosmoseteleskoop.
NASA planeerib (kava järgi 2009. a.) orbiidile saata veelgi suurema segmentidest koosneva 6-meetrise uue põlvkonna kosmoseteleskoobi NGST (Next Generation Space Telescope) üleslennutamine. Kogu observatoorium on alles kavandamisjärgus ja joonisel on üks mitmest esitatud kavandist. Ka ajakava muutub arvatavasti veel korduvalt. Uued teleskoobid on kavandatud juba uudsema tehnoloogia järgi. Et vältida HST juures tehtud vigu, püütakse uut teleskoopi väga põhjalikult projekteerida ning teha ka prooviteleskoope. Seejuures on tehnoloogilised nõudmised ning astronoomilised vajadused uue teleskoobi jaoks oluliselt kõrgemad.
Teleskoobi peegel tuleb painduv ja väga õhuke -- 2 mm -- ning ta toetub aktivaatorite kaudu väga kergele alusele. Kui tavaliste kaasaegsete teleskoopide peegli erikaal (koos aktivaatorite ja toetusraamiga) on 400-1000 kg/m2, siis NGST jaoks on see vaid 15 kg/m2. Kujutist pole küll vaja parandada õhuhäirituste tõttu nagu maapealsetel teleskoopidel, kuid muutuvate soojuslike tingimuste tõttu toimub peegli kandva aluse paisumine ja kokkutõmbumine ning seetõttu vajab peegli kuju aeg-ajalt parandamist.
Teleskoobi peegli kuju kontrolli testimiseks on tehtud 0,53-meetrine prooviteleskoop ja 2-meetrine prototüüp krüogeenrezhiimi testimiseks Kavas oli ka 3,5-meetrine (proovi)teleskoop üleslennutamiseks. See kava on aga muutunud. Peamiselt rahalistel põhjustel on ka esialgselt kavandatud 8-meetrine peegel kahanenud 6-meetriseks.
NGST hakkab vaatlema eelkõige infrapunases piirkonnas (2-5 mikromeetrit), sest peaeesmärk on vaadelda ülikaugeid, suure punanihkega (s.t. (infra)punasesse ossa nihkunud spektriga) galaktikaid .
Joonis võrdleb NGST spektraalset tundlikkust HST ja tulevase infrapunase teleskoobi SIRFT (plaanitud üleslend 2003. a.) tundlikkusega.
Vaatlemine infrapunases kiirguses nõuab ka teleskoobi jahutust. Seetõttu NGST hakkabki vaatlema krüogeense jahutuse rezhiimis. Suure tundlikkusega infrapunases piirkonnas vaatlevaid teleskoope saab aga kasutada ka näiteks Maa-sarnaste planeetide avastamiseks väljaspool Päikesesüsteemi. Kõrvuti NGST-ga on plaanitud terve põlvkond vaatlemiseks elektromagnetilise kiirguse kogu spektrialas.(3)
Kokkuvõte
Teleskoope tehakse aina suuremaid aga enne nende teostamist tehakse ka prooviteleskoope, mis aitavad mõista missugused vead võivad tulla selle suure teleskoobi teostamisel. Kuna astronoomiline tehnika areneb praegustel aegadel kiiresti, siis ei ole NASA’l raskusi ka selle uue kosmoseteleskoobi valmistamisel.
Sain teada millest koosneb teleskoop ja missuguseid teleskoope on üldse olemas. Ja tean ka mida plaanitakse tulevikuks teha.
Kasutatud materjalide loetelu
1. ENEKE 4
2. Tartu Tähetorni Astronoomiaring. Teleskoopidest pikemalt .
URL= http://opik.obs.ee/osa1/ptk06/box03.html
3. TAGO , E. Järgmise põlvkonna kosmoseteleskoop.
URL= http://www.obs.ee/~erik/NGST_2.html
8