Teleskoop

Teleskoop (vanakreeka sõnadest tēle 'kaugele, kaugel' ja skopeō 'vaatan') on seade kaugete objektide uurimiseks. Teleskoop kogub ja koondab elektromagnetilist kiirgust. Kõige levinumad on optilised teleskoobid, mis koondavad nähtavat valgust, samuti ultraviolett- ja infrapunakiirgust. Valgusest pikemaid laineid kasutavad raadioteleskoobid, lühemaid laineid röntgenteleskoobid ja gammateleskoobid. Optiline teleskoop suurendab kaugete objektide näivaid nurkmõõtmeid ja objektide näivat heledust. Teleskoopide optikasüsteem koosneb läätsedest või/ja peeglitest. Optikasüsteemi ülesanne on tekitada kujutis, mida on võimalik vaadelda ja ka jäädvustada. Valgust koondava elemendina on optikasüsteemis objektiiv, mille peamisteks parameetriteks on fookuskaugus ehk kui kaugel objektiivist tekib kauge objekti kujutis, ja apertuur ehk objektiivi efektiivne ava, mille suurust väljendab selle läbimõõt. Kujutise jälgimiseks on optikasüsteemis okulaar, millega vaadeldakse ja suurendatakse objektiivi tekitatud kujutist. Optilisi teleskoope liigitatakseoptikasüsteemi valgust koondavate elementide järgi järgmiselt. Refraktor ehk dioptriline teleskoop, mille objektiiviks on koondav lääts. Galilei teleskoop (1609), mille objektiiviks oli algselt üksainus tasakumer lääts ja okulaariks tasanõgus lääts. Tekitab näiva kujutise, mida ei saa. fotograafiliselt jäädvustada. Kepleri teleskoop, mille okulaar on kumerlääts ja saadakse tõeline kujutis. Reflektor ehk katoptriline teleskoop, mille objektiiviks on nõguspeegel. Newtoni teleskoop (1668), esimene reaalselt valmisehitatud peegelteleskoop. Objektiiv ehk peapeegel on kas sfääriline või paraboolne nõguspeegel, koonduv kiirtekimp suunatakse teleskoobi torust välja optilise telje suhtes 45-kraadise nurga all oleva tasapinnalise nn sekundaarpeegliga. Gregoriuse teleskoop, mille peapeegel on sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel elliptiline nõguspeegel. Kuigi see optikasüsteem oli välja pakutud enne Newtoni süsteemi, ei võimaldanud 17. sajandil optikatööstuse tase selliseid teleskoope valmistada. Cassegraini teleskoop, mille peapeegel on sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel aga hüperboolne kumerpeegel, mis peegeldab koonduva kiirtekimbu (fookuskaugust seejuures suurendades) läbi peapeegli keskel oleva ava fookusesse. Richie-Chretieni teleskoop, millel on nii pea- kui sekundaarpeeglid hüperboolsed, fokaaltasand on väga suures ulatuses moonutusvaba. Selline optikasüsteem on näiteks Hubble'i kosmoseteleskoobil. Katadioptriline teleskoop, mille optikasüsteem koosneb nii peeglitest kui ka läätsedest. Schmidti kaamera, mille 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 fokaaltasandil tekkiva kujutise väljatoomiseks mõnda peegelteleskoobi, näiteks Cassegraini või Newtoni süsteemi. Sel juhul nimetatakse optilist süsteemi Schmidti-Cassegraini või Schmidti-Newtoni süsteemiks. Maksutovi teleskoop ehk meniskteleskoop, milles korrigeeritakse sfäärilise peapeegli moonutusi õhukese kumernõgusa läätsega meniskiga. Kujutise väljatoomiseks kasutatakse harilikult kumerpeeglit, mis tihti moodustatakse meniski keskosa sisepinnale. Kõikidest teleskoobitüüpidest on läbi aegade loodud arvukalt modifikatsioone, mis erinevad prototüüpidest eelkõige optiliste pindade arvu või lisaelementide (läätsede, peeglite) poolest. Teleskoopide omadusi saab iseloomustada mitme parameetriga, mõned olulisemad on järgmised. Nurklahutusvõimet arvutatakse Rayleigh' kriteeriumist lähtudes valemiga α R = 1 , 22 ⋅ λ D , {\displaystyle \alpha _{R}={\frac {1,22\cdot \lambda }{D}},} kus α R {\displaystyle \alpha _{R}} on nurklahutusvõime radiaanides, λ {\displaystyle \lambda } on elektromagnetkiirguse (erijuhul nähtava valguse) lainepikkus ning D {\displaystyle D} apertuuri läbimõõt. Seejuures tuleb silmas pidada, et nii lainepikkust kui apertuuri tuleb esitada sama mõõtühikuga. Saamaks teleskoobi lahutusvõimet kaaresekundites, tuleb α R {\displaystyle \alpha _{R}} korrutada arvuga 206 265 (nii palju on kaaresekundeid radiaanis). Näiteks rohelise valguse ( λ = 550 {\displaystyle \lambda =550} nanomeetrit) jaoks võib nurklahutusvõime arvutamiseks kasutada toodud valemi lihtsustust: α R = 138 D , {\displaystyle \alpha _{R}={\frac {138}{D}},} kus α R {\displaystyle \alpha _{R}} on teleskoobi nurklahutusvõime kaaresekundites ning D {\displaystyle D} teleskoobi apertuuri läbimõõt millimeetrites. Mastaap on pöördvõrdeline fookuskaugusega: S = 206265 F , {\displaystyle S={\frac {206265}{F}},} kus S {\displaystyle S} on mastaap, ühikuga kaaresekundit millimeetrile, ning F {\displaystyle F} on teleskoobi fookuskaugus millimeetrites. Mida pikem on teleskoobi fookuskaugus, seda suurem on taevakeha kujutis fokaaltasandil (fookust läbival optilise telje risttasandil). Kujutise läbimõõt fokaaltasandil on siis arvutatav seosest d = α ″ S , {\displaystyle d={\frac {\alpha ^{''}}{S}},} kus α ″ {\displaystyle \alpha ^{''}} on taevakeha nurkläbimõõt ja S {\displaystyle S} kujutise mastaap. Näiteks: Päikese või Kuu (nurkläbimõõt keskmiselt 30 kaareminutit ehk 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 on võrdne objektiivi fookuskauguse F {\displaystyle F} ja okulaari fookuskauguse f {\displaystyle f} suhtega: M = F f {\displaystyle M={\frac {F}{f}}} Suurendust muudetakse okulaari fookuskauguse muutmisega, harilikult okulaari vahetamisega. 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. Teleskoobi valgusjõudu esitatakse fookuskauguse ja 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. Katrin Laas. Optilised süsteemid ja nende lahutusvõime – Teleskoop