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. Nähtavast valgusest pikemaid laineid kasutavad raadioteleskoobid, lühemaid laineid röntgenteleskoobid ja gammateleskoobid.

Optiline teleskoop suurendab kaugete objektide näivaid nurkmõõtmeid ja objektide näivat heledust. Teleskoopide optikasüsteemid võivad koosneda nii läätsedest kui peeglitest. Optikasüsteemi ülesanne on tekitada kujutis, mida on võimalik vaadelda ja reeglina ka jäädvustada.

Valgust koondava elemendina on optikasüsteemis objektiiv, mille peamisteks parameetriteks on fookuskaugus ehk kui kaugel objektiivist ja kui suurelt tekib kauge objekti kujutis. Peegelteleskoopide korral vastab objektiivile peapeegel. Üldistatult nimetatakse teleskoobi efektiivset valgust koguvat ava apertuuriks, mille suurust väljendab selle läbimõõt. Kujutise jälgimiseks on optikasüsteemis okulaar, millega vaadeldakse ja suurendatakse objektiivi tekitatud kujutist.

## Optiliste teleskoopide tüübid

Optilisi teleskoope liigitatakse optikasüsteemi 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 (1611), mille okulaar on kumerlääts ja saadakse tõeline kujutis (küsitav). Sellel teleskoobil on galilei teleskoobiga võrreldes suurem vaateväli, kuid pööratud 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 (1663), mille peapeegel on sfääriline või paraboolne ja sekundaarpeegel on elliptiline nõguspeegel. Kuigi see optikasüsteem oli välja pakutud enne Newtoni süsteemi, valmistas esimese sellise teleskoobi kümme aastat hiljem Robert Hooke.
#*Cassegraini teleskoop (1672), mille peapeegel on sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel aga hüperboolne kumerpeegel, mis peegeldab koonduva kiirtekimbu (fookuskaugust seejuures suurendades) läbi peapeegli keskel oleva ava fookusesse.
#*Richey-Chretieni teleskoop (1927), 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 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 (saavutatakse lihvimisel, hoides läätse toorikut vaakumiga nõgusana). Schmidti kaameras tekib kujutis kumerpinnal asuvasse fookusesse, mis paikneb teleskoobi sees korrektsiooniläätse ja peegli vahel. Sageli kasutatakse fokaaltasandil tekkiva kujutise väljatoomiseks teleskoobi toru seest mõnda peegelteleskoopide, näiteks Cassegraini või Newtoni, optikasüsteemi lahendust. Sel juhul nimetatakse optilist süsteemi Schmidti-Cassegraini või Schmidti-Newtoni süsteemiks. Lisaks kumerale fokaaltasandile on Schmidti kaamera teiseks puuduseks korrektsiooniläätse kasutamise korral vajalik teleskoobi pikk toru.
#*Maksutovi teleskoop ehk meniskteleskoop (1941), milles korrigeeritakse sfäärilise peapeegli moonutusi õhukese kumernõgusa läätsega ehk 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 monteeringud
Ekvaatorilise monteeringuga teleskoop pöörleb tasapinnas, mis on paralleelne ekvaatori tasapinnaga (maapinna suhtes kaldu). Sellist monteeringut kasutatakse astrofotograafias, sest teleskoobi pööramisel kellamehhanismiga saab hoida vaatevälja tähtede suhtes liikumatuna, kuigi Maa pöörleb. Teine monteeringu tüüp on asimutaalne monteering, mis on lihtsam, teleskoop pöörleb ümber kahe telje, millest üks on vertikaalne ja teine horisontaalne. Sellist monteeringut kasutatakse lihtsates teleskoopides, nagu Dobsoni teleskoop, kuid samuti arvutiseeritud teleskoopides. Arvutiseeritud teleskoopides juhib arvuti (mikrokontroller vms.) teleskoobi pööramist, mistõttu pööramist on võimalik teostada ka samamoodi nagu ekvaatorilse monteeringuga teleskoopides, ning neid teleskoope saab samuti kasutada astrofotograafias.

## Teleskoopide omadused
Teleskoopide omadusi saab iseloomustada mitme parameetriga, mõned olulisemad on järgmised.

### Nurklahutusvõime
Nurklahutusvõimet arvutatakse Rayleigh' kriteeriumist lähtudes valemiga

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

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 206 265 (nii palju on kaaresekundeid radiaanis).

Näiteks rohelise valguse (\lambda = 550 nanomeetrit) jaoks võib nurklahutusvõime arvutamiseks kasutada toodud valemi lihtsustust:

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

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

### Mastaap
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 fokaaltasandil (fookust läbival optilise telje risttasandil). Kujutise läbimõõt fokaaltasandil on siis arvutatav seosest

:d = \frac{\alpha^{*}}{S},</math>

kus <math>\alpha^{*}on taevakeha nurkläbimõõt ja 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
Teleskoobi suurendus on võrdne objektiivi fookuskauguse F ja okulaari fookuskauguse f suhtega:
: M = \frac{F}{f}

Suurendust muudetakse harilikult okulaari fookuskauguse muutmisega, tavaliselt okulaari vahetamisega. Alternatiivne võimalus suurenduse muutmiseks on teleskoobi efektiivse fookuskauguse muutmine, kasutades selleks fookuselühendajat või -pikendajat.

### Minimaalne ja maksimaalne kasulik suurendus
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 edasisel tõstmisel mingeid uusi detaile enam nähtavale ei tule. Maksimaalseks kasulikuks suurenduseks loetakse tavaliselt suurendust, mille arvväärtus on apertuuri läbimõõt millimeetrites korda 2, kuid see sõltub veidi teleskoobi optikasüsteemist ja selle komponentide kvaliteedist.

### Valgusjõud
Teleskoobi valgusjõudu esitatakse fookuskauguse ja apertuuri läbimõõdu suhtena. Saadud suhet nimetatakse ka suhteliseks avaks ning tähistatakse tavaliselt näiteks F/10 või F10. Oluline on märkida, et mida valgusjõulisem on teleskoop, seda suurem on suhteline ava, kuid seda väiksem on arv suhtelise ava tähistuses.

Sama apertuuri läbimõõdu korral on valgusjõulisem lühema fookuskaugusega teleskoop ning sama fookuskauguse korral on valgusjõulisem teleskoop, mille apertuur on suurem.

Näiteks 0,1 m avaga ja 1 meetrise fookuskaugusega teleskoobi suhteline ava on F/10. See kogub vaatlusobjektilt fokaaltasandi ühikulisele pindalale mingi energiahulga E. Sama läbimõõduga avaga, kuid kaks korda lühema fookuskaugusega teleskoobi suhteline ava on F/5, ning see kogub samalt vaatlusobjektilt ühikulisele fokaaltasandi pindalale 4 korda rohkem energiat. Fookuskauguse pikendamisel energiahulk pindalaühiku kohta väheneb.

## Vaata ka
*Galilei teleskoop

## Viited

## Välislingid

* Katrin Laas. Optilised süsteemid ja nende lahutusvõime – Teleskoop