Ava peamenüü
Disambig gray.svg  See artikkel räägib instrumendist; tähtkuju kohta vaata Teleskoop (tähtkuju); 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 mitteastronoomilistes instrumentides, nagu näiteks teodoliitides, binoklites, fotoobjektiivides jne.

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

Sisukord

Teleskoopide tüübidRedigeeri

 
Kepleri teleskoop
 
Newtoni teleskoop
 
Cassegraini teleskoop
 
Schmidt-Newton teleskoop

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

  1. Refraktori ehk dioptrilise teleskoobi puhul kasutatakse objektiiviks koondavat läätse.
  2. Reflektoril ehk katoptrilisel teleskoobil on objektiiviks 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 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 ka 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 Schmidti-Cassegraini või Schmidti-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 teleskoobitüüpidest on läbi aegade loodud arvukalt erinevaid modifikatsioone, mis erinevad prototüüpidest eelkõige optiliste pindade arvu või lisaelementide (läätsede, peeglite) poolest.

Teiste lainealade teleskoobidRedigeeri

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

Teleskoopide omadusedRedigeeri

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

NurklahutusvõimeRedigeeri

Nurklahutusvõimet arvutatakse Rayleigh' kriteeriumist lähtudes valemi:

 

abil, kus   on nurklahutusvõime radiaanides,   on elektromagnetkiirguse (erijuhul nähtava valguse) lainepikkus ning   apertuuri läbimõõt. Seejuures tuleb silmas pidada, et nii lainepikkust kui apertuuri tuleb esitada sama mõõtühikuga. Saamaks teleskoobi lahutusvõimet kaaresekundites, tuleb   korrutada arvuga 206 265 (nii palju on kaaresekundeid radiaanis).

Rohelise valguse (  nanomeetrit) jaoks võib kasutada toodud valemi lihtsustust:

 

kus   on teleskoobi nurklahutusvõime kaaresekundites ning   teleskoobi apertuuri läbimõõt millimeetrites.

MastaapRedigeeri

Mastaap on pöördvõrdeline fookuskaugusega:

 

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

 

kus  on taevakeha nurkläbimõõt ja   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 suurendusRedigeeri

Teleskoobi suurendust arvutatakse eeskirja:

 

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

Minimaalne ja maksimaalne kasulik suurendusRedigeeri

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.

ValgusjõudRedigeeri

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.