Teleskoop

Allikas: Vikipeedia
Disambig gray.svg  See artikkel räägib instrumendist; kala kohta vaata artiklit Teleskoopkala

Teleskoop Tartu Hansapäevade Teaduslinnas, juuli 2012.

Teleskoop (vanakreeka sõnadest tēle 'kaugele, kaugel' ja skopeō 'vaatan') on vahend kaugete objektide uurimiseks.

Optiline teleskoop on optiline instrument, mis kogub ja koondab elektromagnetilist kiirgust. Teleskoobid suurendavad kaugete objektide näivaid nurkmõõtmeid ja objektide näivat heledust. Teleskoopide optiline skeem koosneb ühest või rohkemast kumerast optikaelemendist – läätsest või peeglist. Optilise skeemi ülesanne on koondada elektromagnetilist kiirgust fookusesse, kus tekib kujutis, mida on võimalik vaadelda ja reeglina ka jäädvustada.

Optilisi teleskoope kasutatakse laialdaselt astronoomias, kuid ka paljudes teistes mitte-astronoomilistes instrumentides nagu näiteks teodoliitides, binoklites, fotoobjektiivides jne.

Valgust koondava elemendina on optilises skeemis alati olemas objektiiv. Objektiivi parameetriteks on fookuskaugus e. kui kaugel objektiivist tekib lõpmata kauge objekti kujutis; ja apertuur e. objektiivi efektiivne läbimõõt. Kui teleskoopi kasutatakse visuaalseks vaatlemiseks, peab optilises skeemis olema okulaar, mille abil muudetakse nähtavaks ja suurendatakse fookuses olev kujutis.

Teleskoopide tüübid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kepleri teleskoop
Kepler EQ.svg
Newtoni teleskoop
Cassegraini teleskoop
Schmidt-Newton teleskoop

Optilisi teleskoope liigitatakse valgust koondavate elementide (optikasüsteemide) alusel järgmiselt:

  1. Refraktori ehk dioptrilise teleskoobi puhul kasutatakse objektiiviks koondavat läätse. Galilei teleskoop . Kepleri teleskoop.
  2. Reflektoril ehk katoptrilisel teleskoobil on objektiiviks nõguspeegel.
    • Newtoni teleskoop (1668). Esimene reaalselt valmisehitatud peegelteleskoop. Objektiiv e. peapeegel on kas sfääriline või paraboolne nõguspeegel, koonduv kiirtekimp suunatakse teleskoobi torust välja optilise telje suhtes 45 kraadise nurga all oleva tasase sekundaarpeegliga.
    • Gregoriuse teleskoobil on peapeegel sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel on elliptiline nõguspeegel. Kuigi optiline skeem oli pakutud enne Newtoni skeemi, ei võimaldanud 17. sajandil optikatööstuse tase selliseid teleskoope toota.
    • Cassegraini teleskoobil on peapeegel sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel aga hüperboolne kumerpeegel, mis peegeldab koonduva kiirtekimbu (fookuskaugust seejuures suurendades) läbi peapeeglis keskel oleva avause fookusesse.
    • Richie-Chretieni teleskoobil on nii pea- kui sekundaarpeeglid hüperboolsed, fookuse tasand on tasane ning väga suures ulatuses moonutustevaba. Selline optiline skeem on näiteks Hubble'i kosmoseteleskoobil.
  3. Katadioptrilistel teleskoopidel koosneb objektiivile vastav optiline skeem nii peeglitest kui läätsedest.
    • Schmidti kaamera leiutas Eestist pärit Bernhard Schmidt 1930. aastal. Selles skeemis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli kujutist peegli ette asetatud õhukese korrektsiooniläätsega, mille ristlõige piki raadiust on lainekujuline. Kaamera tekitab kujutise teleskoobi kõverpinnal asuvasse fookusesse, mis paikneb korrektsiooniläätse ja peegli vahel, sageli kasutatakse fookuse sealt välja toomiseks mõnda peegelteleskoobi, näiteks Cassegraini või Newtoni süsteemi. Sel juhul nimetatakse optilist süsteemi Schmidt-Cassegraini või Schmidt-Newtoni süsteemiks.
    • Maksutovi ehk meniskteleskoobis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli moonutusi õhukese kumernõgusa läätsega meniskuga. Fookuse peegli ja meniski vahelt välja toomiseks kasutatakse harilikult kumerpeeglit, mis tihti aurustatakse meniski keskosa sisepinnale.

Kõikidest teleskoopide tüüpidest on läbi aegade loodud arvukalt erinevaid modifikatsioone, mis erinevad prototüüpidest eelkõige optiliste pindade arvu või lisaelementide (läätsede, peeglite) poolest.

Teiste lainealade teleskoobid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kaugete taevakehade poolt kiiratavaid raadiolaineid, röntgenkiirgust ja gammakiirgust uuritakse vastavalt raadio-, röntgen- ja gammateleskoopidega. Infrapuna- ja ultraviolettkiirguse registreerimiseks kasutatakse tavalisi optilisi teleskoope, kuid vastavalt lainealale tuleb kasutada sobivaid detektoreid.

Teleskoopide omadused[muuda | redigeeri lähteteksti]

Teleskoopide omadusi saab iseloomustada mitmete parameetritega, mõned olulisemad on toodud alljärgnevalt.

Nurklahutusvõime[muuda | redigeeri lähteteksti]

Nurklahutusvõimet arvutatakse Rayleigh kriteeriumist lähtudes valemi:

\alpha_{R} = \frac{1,22\cdot\lambda}{D},

abil, kus \alpha_{R} on nurklahutusvõime radiaanides, \lambda on elektromagnetkiirguse (erijuhul nähtava valguse) lainepikkus ning D apertuuri läbimõõt. Seejuures tuleb silmas pidada, et nii lainepikkust kui apertuuri tuleb esitada sama mõõtühikuga. Saamaks teleskoobi lahutusvõimet kaaresekundites, tuleb \alpha_{R} korrutada arvuga 206265 (nii palju on kaaresekundeid radiaanis).

Rohelise valguse (\lambda = 550 nanomeetrit) jaoks võib kasutada toodud valemi lihtsustust:

 \alpha_{R} = \frac{138}{D},

kus \alpha_{R} on teleskoobi nurklahutusvõime kaaresekundites ning D teleskoobi apertuuri läbimõõt millimeetrites.

Mastaap[muuda | redigeeri lähteteksti]

Mastaap on pöördvõrdeline fookuskaugusega:

S = \frac{206265}{F},

kus S on mastaap, ühikuga kaaresekundit millimeetrile, ning F on teleskoobi fookuskaugus millimeetrites. Mida pikem on teleskoobi fookuskaugus, seda suurem on taevakeha kujutis fokaaltasandis. Kujutise läbimõõt fokaaltasandil on siis arvutatav avaldisest

d = \frac{\alpha^{''}}{S},

kus \alpha^{''} on taevakeha nurkläbimõõt ning S kujutise mastaap. Näiteks: Päikese või Kuu (nurkläbimõõt keskmiselt 30 kaareminutit e. 1800 kaaresekundit) kujutise keskmine läbimõõt 1-meetrise fookuskaugusega teleskoobi fookuses on 8,73 millimeetrit, 10 meetrise fookuskaugusega teleskoobi korral aga 87,3 millimeetrit.

Teleskoobi suurendus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Teleskoobi suurendust arvutatakse eeskirja:

suurendus = \frac{F}{f}

järgi, kus F on objektiivi fookuskaugus ning f okulaari fookuskaugus. Mõlemad peavad olema esitatud samades mõõtühikutes, tavaliselt millimeetrites. Suurendust muudetakse reeglina okulaari fookuskauguse muutmisega, harilikult okulaari vahetamisega.

Minimaalne ja maksimaalne kasulik suurendus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Teleskoobi minimaalse kasuliku suurenduse määrab inimese silm, täpsemalt silmaava maksimaalne läbimõõt. Täielikult pimedusega kohanenud silmaava läbimõõt on umbes 7 millimeetrit. Minimaalne suurendus leitakse teleskoobi apertuuri ja silmaava läbimõõdu jagatisena – näiteks 100 millimeetrise apertuuriga teleskoobil on see umbes 14 korda. Kui kasutada teleskoobiga veel väiksemat suurendust, läheb osa objektiivi poolt kogutud valgusest silmaavast kasutult mööda.

Teleskoobiga ei ole võimalik saada kuitahes suurt suurendust. Kui suurendust hakata tõstma, jõutakse ühel hetkel selleni, et suurendatakse üha suuremaks kettaks teleskoobis tekkivat difraktsioonkujutist ning suurenduse tõstmisel mingeid uusi detaile enam nähtavale ei tule. Maksimaalseks kasulikuks suurenduseks loetakse tavaliselt suurendust, mille arvväärtus on apertuuri läbimõõt millimeetrites korda 2.

Valgusjõud[muuda | redigeeri lähteteksti]

Teleskoobi valgusjõudu esitatakse fookuskauguse ning apertuuri läbimõõdu suhtena. Saadud suhet nimetatakse ka suhteliseks avaks ning tähistatakse tavaliselt näiteks F/10 või F10. Mida valgusjõulisem on teleskoop, seda suurem on suhteline ava. Sama apertuuri läbimõõdu korral on valgusjõulisem lühema fookuskaugusega teleskoop ning sama fookuskauguse korral on valgusjõulisem teleskoop, mille apertuur on suurem.