Vaatlusastronoomia

12. klass > Füüsika > 5. kursus: Mikro- ja megamaailma füüsika

Silm

Kuni 17. sajandini oli ainukeseks võimaluseks saada Universumi kohta informatsiooni ainult silmadega vaadeldes.

Füüsika seisukohalt on inimese silma tähtsaimad osad: (1) sarvkest, (2) silmaava ehk pupill, (3) silmalääts, (4) läätse pingutavad lihased, (5) klaaskeha, (6) võrkkest ja (7) silmanärv.

106

Sarvkesta ülesandeks on kaitsta silma väliskeskkonna mõjutuste eest.

Valgusallikatelt (aga ka kehadelt peegeldunud) valgus pääseb silma läbi silmaava ehk pupilli, mille läbimõõt kohandub vastavalt valguse intensiivsusele – hämaramas on silmaava suurem kui eredas valguses.

Valgus läbib silmaläätse ja klaaskeha ning murdub neis selliselt, et tekib vaadeldavast esemest ümberpööratud, vähendatud tõeline kujutis, mis langeb võrkkestale. Silmaläätse külge kinnituvad läätse kuju muutvad pingutajalihased – kui vaadeldakse kaugemat objekti, muudavad need läätse õhemaks (suurendades seeläbi silmaläätse fookuskaugust), kui aga lähemat, siis surutakse lääts kokku (vähendades fookuskaugust). Klaaskehal on veel ka teine ülesanne – see on kindlustada silma kindla kuju säilimine.

Võrkkest töötab omamoodi ekraanina. Ta koosneb valgustundlikest rakkudest, milles tekib neile langeva valgusenergia toimel biokeemiline reaktsioon – toodetakse elektriimpulss, mis saadetakse mööda nägemisnärvi ajju.

Silma võrkkesta valgustundlikkuse alumine lävi on üpris individuaalne ning vastab kiirgusvoole (eredusele) ca 10–3 cd/m2, kuid seda vaid täielikult adapteerunud silmaga, mis on viibinud täielikus pimeduses vähemalt 30 minutit ning olukorras, kus vaadeldavat nõrka valgusallikat ei ole segamas teisi eredamaid allikaid.

See ongi põhjus, mis vanemates mudelites on vaid Päike, Kuu ja 5 planeeti (kuni Saturnini) ning umbes paartuhat kinnistähte, mis kokku moodustasid 88 tähtkuju.

Teleskoobid

Teleskoop on optiline instrument, mis kogub ja koondab valgust. Teleskoobid suurendavad kaugete objektide näivaid nurkmõõtmeid ja tänu sellele suureneb objektide näiv heledus.

Teleskoobis peab kindlasti olema valgust koondav element – objektiiv. Objektiivi iseloomustavateks parameetriteks on objektiivi fookuskaugus, mis iseloomustab kui kaugel objektiivist tekib lõpmata kauge objekti kujutis; ja objektiivi apertuur ehk ava, mis vastab objektiivi sisese ava läbimõõdule ja iseloomustab kui palju valgust jõuab silma või filmini või sensorini. Visuaalsete vaatluste korral peab seadeldisel olema okulaar, mille abil muudetakse nähtavaks ja suurendatakse objektiivi fookuses olev kujutis.

Teleskoobid jagunevad neis sisalduvate optiliste süsteemide põhjal lääts- ehk refraktor- ja peegel- ehk reflektorteleskoopideks. Samuti võib teleskoope liigitada selle põhjal millist elektromagnetlaine skaala osa temaga vaadelda saab. Eristatakse – raadioteleskoope, UV-teleskoope, IR-teleskoope, röntgenteleskoope ja gammateleskoope.

Läätsteleskoop

Läätsteleskoop mitmest optilise süsteemi moodustavast läätsest optiline seade, mille ülesandeks on koondada valgust ning suurendada läbi selle vaadeldavate objektide nurkmõõtmeid.

107

Esimene, kahest koondavast läätsest koosnenud, läätsteleskoop valmistati tõenäoliselt kas XVI sajandi lõpus või XVII sajandi alguses Hollandis. Kuuldus sellest seadmest jõudis Veneetsias elanud Galileo Galileini, kes 1609. aastal „leiutas“ oma variandi läätsteleskoobist.

108

Läätsteleskoobi esimeses läätses – objektiivis – tekitatakse kaugel asuvast objektist tõeline, vähendatud ja ümberpööratud kujutis. Teine lääts – okulaar – paigutatakse aga objektiivi fookuskaugusest pisut kaugemale, et objektiivis tekkinud kujutis satuks okulaarile lähemale kui on selle fookuskaugus. Selliselt saavutatakse olukord, et okulaaris tekiks esimeses läätses tekkinud eseme tõelisest kujutisest suurendatud ja (vaadeldava objekti kujutisega) samapidine kujutis.

Nii näeme läbi läätsteleskoobi vaadates objektist ümberpööratud kujutist. See ei ole aga probleem, sest ka kõige suurema suurendusega teleskoobi korral jäävad tähtede kujutised punktiks ning punkti puhul mõistetel „alumine“ või „ülemine“ pool sisu.

Maailma kuus suurimat läätsteleskoopi on esitletud tabelis objektiivi läbimõõdu kasvamise järjekorras:

109

Seda nimekirja kaunistab kindlasti ka Tartu vana tähetorni 24 cm läbimõõdusse objektiiviga läätsteleskoop, mis paigaldamise ajal 1824 aastal, oli maailma suurim ja moodsaim teleskoop.

Peegelteleskoop

Peegelteleskoop on ühest või mitmest peeglist ja läätsedest koosnev optiline süsteem, mille ülesandeks on koondada valgust ning suurendada läbi selle vaadeldavate objektide nurkmõõtmeid.

Peegelteleskoobi idee pärineb umbes 11. sajandist, kuid teadaolevalt valmistas esimese peegelteleskoobi 1668. aastal Isaac Newton.

110 (640x400)

Newtoni teleskoop koosnes ühest nõguspeeglist (objektiiv) ja sellega nurga alla asetatud tasapeeglist. Nõguspeegli ülesanne oli koondada kauge objekti (tähe) valgust, nõguspeegli fookusest pisut lähemale asetatud tasapeegli ülesanne oli juhtida objekti suurendatud kujutis läbi okulaari, vaatleja silma.

Nii lääts- kui peegelteleskoobid avardasid tollaste astronoomide võimalusi nõrgemate, silmale nähtamatute tähtede ja planeetide avastamiseks ja uurimiseks.

Sisuliselt oli Newtoni reflektorteleskoop tänapäevaste raadio- jt teleskoopide eelkäija.

Suurimad peegelteleskoobid on esitletud tabelis:

111

Juhime tähelepanu asjaolule, et kõik suured peegelteleskoobid asuvad piirkondades, kus on äärmiselt väike sademete hulk ning taevas on enamuse aastast pilvitu – see võimaldab astrofüüsikutel neid sisuliselt igal päeval aastas kasutada.

112

Raadioteleskoop

Peale elektromagnetlainete avastamist hakati taevast skaneerima ka eriliste antennide – raadioteleskoopidega ning avastati, et lisaks valgusele kiirgavad tähed ka infrapuna- (soojus) ja ultaviolettkiirgust, aga ka raadiolainete sagedusel, samuti röntgen- ning gammakiirgust.

Tavaliselt on raadioteleskoopide puhul tegu paraboolantennide ehk niinimetatud taldrikantennidega. Mida suurem on „taldriku“ läbimõõt, seda nõrgemaid signaale on võimalik sellega vastu võtta. Millises lainealas antenn signaali vastu võtta suudab sõltub eelkõige antenni ehituslikest iseärasustest.

Teleskoopide süsteemid

Juba lääts- ja peegelteleskoope ühendati omavahel paarikaupa süsteemidesse suurendades seeläbi nende aperetuuri ning võimet registreerida veelgi nõrgemate valgusallikate – kaugete tähtede ja veel kaugemate tähesüsteemide valgust.

Raadioteleskoopide ühendamine teleskoopide süsteemiks hõlbustus koos arvutite kasutusele võtmisega veelgi. Üks esimestest tõepoolest suurtest teleskoopide süsteemidest oli VLA – Very Large Array, mis valmis aastatel 1973 – 1980 ning asub keset New Mexico (USA) kõrbe. VLA sai oma nime selle järgi, et ta tõepoolest meenutab tööasendis suurt noolt.

113

Ehkki ühe paraboolantenni läbimõõt VLA-s on umbes 25 meetrit, on 27 antenni abil võimalik moodustada teleskoopide süsteem, mille efektiivne läbimõõt on kuni 36 kilomeetrit. Kui tema antennid suunata kõik samasse taeva piirkonda, on sealt võimalik saada väga hea tihedusega „pilt“, mille abil on võimalik uurida Universumi äärealadel asuvaid objekte.

Tänapäeval moodustatakse teleskoopsüsteeme antennidest, mis asuvad Maakera erinevates piirkondades. Nii oleks põhimõtteliselt võimalik valmistada raadioteleskoopsüsteem, mille läbimõõt läheneb Maa läbimõõdule ehk 12 800 kilomeetrile. Käesoleval ajal on suurimaks teleskoopide süsteemiks VLBA (Very Long Baseline Array), mille keskus asub Socorro’s New Mexicos (USA). VLBA koosneb kümne Maa erinevates piirkondades asuvate observatooriumite antennideks ning tema efektiivne läbimõõt on ligikaudu 8 600 kilomeetrit.

114

Kosmoseteleskoobid

Paraku on kõigil maapinnal asuvatel teleskoopidel üks suur puudus – nad ei suuda „näha“ seda osa elektromagnetkiirgusest, mis neeldub atmosfääris.

Nii on riikide koostöös valminud teleskoobid, mis on saadetud kosmosesse maalähedasele orbiidile. Taolisi orbiidil tiirlevaid teleskoope nimetatakse kosmoseteleskoopideks. Tuntumad neist on Hubble, Chandra ja Spitzer.

Hubble’i kosmoseteleskoop

Hubble’i kosmoseteleskoop

Kosmoseteleskoop Chandra

Kosmoseteleskoop Chandra

Kosmoseteleskoop Spitzer

Kosmoseteleskoop Spitzer

Hubble’i kosmoseteleskoop on astronoom Edwin Hubble’i järgi nime saanud kosmoseobservatoorium, mis valmistati USA kosmoseagentuuri NASA (National Aeronautics and Space Administration) tellimusel ning saadeti orbiidile 1990. aastal. Hubble’i pildistab taevast peamiselt nähtava valguse spektrialas.

Chandra kosmoseteleskoop (Chandra X-ray Observatory) valmistati samuti NASA tellimusel ning lennutati orbiidile 1999. aastal. Chandra skaneerib taevast röntgen- ja gammakiirguse lainealas.

Kosmoseteleskoop Spitzer valmis NASA tellimusel 2003. aastal ning tema ülesandeks on registreerida ja mõõta Universumis asuvaid nõrgimaid infravalguallikaid.

Tavaliselt uurivad erinevad kosmoseteleskoobid taevalaotust üksteisega sünkroniseeritult, nende poolt „pildistatud“ ülesvõtted töödeldakse arvutis ning kompileeritakse üheks pildiks, kus erinevad värvid tähistavad erineva lainepikkusega elektromagnetlaineid.

118

Juuresoleval pildil on kujutatud galaktika NGC 602 foto, mis on tehtud kolme kosmoseteleskoobi ülesvõtete kompilatsioonina. Pildil tähistavad sinised toonid ultravalgusalas kiirgavaid piirkondi, pruunid ja rohelised toonid nähtavas valgusalas kiiratavat valgust ning punased toonid infravalguse lainepikkusel kiirgavaid allikaid.