Galileist Schmidtini
Ülo Vaher
12.04.2005

Astronoomiliste vaatluste ja kosmoseuuringute ühest tippvahendist – hiigelteleskoobist VLT oli hiljuti juttu (TM 12, 2004). Selleni oli jõutud teleskoobitehnika 400aastase arengu tulemusena. See ajalugu on väga huvitav, isegi dramaatiline, täis suurepäraseid leiduriideid, aga ka eksimusi ja ummikteid. Ja selles on silmapaistev osa ka Eestis sündinud ja kasvanud mehel Bernhard Schmidtil, keda maailmas peetakse sageli ekslikult sakslaseks.

Homo sapiensi iseloomulik joon on uudishimu kõige ümbritseva, sealhulgas ka taeva ja seal nähtavate objektide vastu. Antiikmaailmas jõuti taevakehade uurimisel üsna kaugele ja nende teadmiste alusel koostati ajaarvamissüsteem ning kalender, mis suures osas kehtib tänapäevalgi. Et aga täpsemalt jälgida taevakehade liikumist, uurida nende olemust ja maailmaruumi ehitust, oli tarvis kasutusele võtta vaatlusvahendeid – teleskoope.

Teleskoopide ajaloo alguseks loetakse üldiselt 1609. aastat, mil Galileo Galilei ehitas oma esimese teleskoobi ja avastas selle abil Jupiteri kuud, Veenuse faasid, Kuu mäed ja Päikese plekid. Ajaloolise täpsuse huvides peab märkima, et teleskoobi idee aluseks oli temani jõudnud info, et üks Hollandi prillimeister on toru otstesse paigutanud prilliläätsed ja läbi selle toru vaadates märganud, et esemed paistavad lähedasemate või suurematena. Galilei lähenes asjale teadusmehena, asudes välja töötama geomeetrilist optikat ja arendama läätsede valmistamise tehnikat. Üksteise järel valmisid üha paremad pikksilmad. Neist parim andis juba 30kordse suurenduse ja omas lahutusvõimet 15 kaareminutit. (Võrdluseks: Kuu paistab meile umbes 30kaareminutise objektina, järelikult nägi Galilei ainult poolt Kuud, kuid see-eest teravalt.) Selle pikksilma objektiiviks oli kaksikkumer lääts läbimõõduga 5,1 cm ja fookuskaugus 169 cm. Okulaariks oli aga kaksiknõgus lääts (sarnasel põhimõttel töötavad ka teatribinoklid). Läätsedest koosnevat pikksilma nimetatakse ka refraktoriks.

Läätsedel põhinevate teleskoopide arengule said olulisteks takistusteks kaks optikas tuntud nähtust – kromaatiline ja sfääriline aberratsioon (moonutus, ebateravus). Tuli leida uusi teid nendest vabanemiseks.

Järgmise olulise muudatuse teleskoopide ehituses tegi Johannes Kepler, kes võttis okulaarina nõgusläätse asemel kasutusele kumerläätse. Tema teleskoobis oli vaateväli palju suurem ja kujutis heledam – kuigi kujutis ise oli pea peale pööratud – ning see sobis taevakehade vaatlemiseks märksa paremini. Seda tüüpi pikksilma hakati nimetama ka astronoomiliseks pikksilmaks. Samas oli Kepleri pikksilm Galilei omast mõnevõrra pikem.

Pikksilmad venivad väga pikaks

Algas pikkade ja ülipikkade teleskoopide ajajärk. Ja kuna tol ajal oli astronoomide üheks peamiseks huviobjektiks Saturn ja tema rõngad, siis hakati ehitama üha suurema lahutusvõimega ja seega ka üha pikemaid teleskoope.

Hollandis valmistas Christian Huygens 1655. a algul 5 cm läbimõõduga 3,7 m pikkuse ja hiljem isegi 7 m pikkuse teleskoobi. Tema saavutuse trumpas kaugelt üle Hevelius, kes ehitas Danzigis üksteise järel 18 ja 21 m pikkuse ja 1673. a isegi 46meetrise fookuskaugusega teleskoobi, mis oli kinnitatud 27 m kõrguse masti külge. Sellise pikkusega toru paraku paindub ja deformeerub sedavõrd palju, et objektiivi ja okulaari on praktiliselt võimatu ühele joonele seada ning suunata soovitud objektile, mis teatavasti taevavõlvil pidevalt liigub.

Päevselgelt oli see arengusuund teleskoobiehituses ammendunud.

Viimaseks “pärliks” pikkade teleskoopide arendamisel jäi Huygensi meeleheitlik katse ehitada ilma toruta pikksilm, nn õhkteleskoop, kus objektiiv oli kõrge masti küljes, okulaarseade aga maapinnal asuva statiivi küljes. Sellise teleskoobiga ümberkäimine oli aga äärmiselt tülikas ja närvesööv.

Tõhusa panuse teleskoopide ehitusse andis Dolland, kel õnnestus luua kromaatilisest aberratsioonist praktiliselt vaba objektiiv (akromaat). Selle saavutas ta nii, et paigutas kahe tavalisest räniklaasist valmistatud kaksikkumera läätse vahele tugevasti valgust murdva õhukese pliiklaasist kaksiknõgusa läätse. Seda tüüpi objektiive kasutatakse tänapäevalgi.

Suuremate, kümnete sentimeetritega mõõdetavate ja aberratsioonivabamate läätsede ehitamiseni jõuti aga alles 19. sajandi algul, eeskätt tänu Fraunhoferile, kelle põhimõtteid kasutatakse tänini. Fraunhoferi objektiivid koosnesid kaksikkumerast ja nõguskumerast läätsest, kusjuures klaaside keemiline koostis oli täpselt kindlaks määratud. Need olid praktiliselt vabad nii sfäärilisest ja kromaatilisest aberratsioonist kui ka koomast (kujutise radiaalsest väljavenitatusest).

Tartu tähetorni teleskoop saab kuulsaks

Joseph von Fraunhoferi tippsaavutus teleskoobiehituses, 24,4 cm läbimõõduga ja 4,34 m fookuskaugusega objektiiv valmis 1819. Üsna pea tellis sellise objektiiviga teleskoobi ka F. G. Wilhelm Struve Tartu tähetornile. Hulk aastaid maailma parimaks refraktoriks olnud teleskoop alustas tööd 1824. a. Teleskoobi juures oli kasutusele võetud uudne ekvaatoriline monteering (paigaldus ekvaatoriliste koordinaatide järgi) ja kellamehhanism. Nii tagati teleskoobi pöörlemine sünkroonselt taevaskera ööpäevase pöörlemisega, ilma et vaatlejad oleksid sellega vaeva näinud. Tartu tähetorni Fraunhoferi teleskoobi abil on saavutatud mitmeid astronoomia ajalukku läinud suurepäraseid tulemusi ja see on töökorras ning huvilistele vaatamiseks avatud veel praegugi.

19. sajand oli refraktorite objektiivide suurenemise sajand. Sajandi lõpul valmistasid isa ja poeg Clarkid Ameerikas kaks viimast hiidrefraktorit, neist 91 cm läbimõõduga ja 18 m fookuskaugusega Licki observatooriumile ja 102 cm läbimõõduga (F = 20 m) Yerkesi observatooriumile. Sellega olid refraktorid oma objektiivi suuruses saavutanud loomuliku ülempiiri, sest edasine suurendamine põrkus ületamatutele raskustele, eeskätt objektiivi suurest massist tingitud deformatsioonidele selle liigutamisel ja temperatuurimuutustest tingitud moonutustele.

Kas refraktorid või reflektorid?

20. sajand on astronoomias olnud peegelteleskoopide õitsengu ajajärk. Esimesi katseid peegelteleskoopide ehitamise alal tehti siiski juba 17. sajandil. _oti astronoom James Gregory leiutas teleskoobi, mis põhines toru põhjas oleval suuremal ja selle ees oleval väiksemal nõguspeeglil, mille abil juhiti suure peegli poolt kogutud valgus läbi tema keskossa puuritud ava okulaari.

Veidi teistsuguse konstruktsiooniga teleskoobi pakkus välja prantslane Cassegrain, kes teise, väiksema peeglina kasutas mitte nõgusat, vaid hoopis kumerat peeglit, mis tegi teleskoobi lühemaks ja kergemaks. Kahjuks aga ei osatud tol ajal valmistada veel piisava kvaliteediga kumerpeegleid, mistõttu jäi see idee esialgu kõrvale.

Täiesti uudse lahenduse pakkus peegelteleskoobile välja Sir Isaac Newton. Nimelt juhtis ta nõgusalt peapeeglilt tulnud valguse tasapinnalise peegli abil teleskoobitoru külje sisse tehtud avas asuvasse objektiivi. See võimaldas ehitada väga lühikese toruga teleskoope. Oma 30 cm pikkust teleskoopi demonstreeris Newton 1672. a Londoni Kuninglikule Seltsile, kus see äratas suurt huvi, sest see andis umbes 40kordse suurenduse juures parema kujutise kui teised tolleaegsed refraktorid. Saadud kujutis oli ka vaba kromaatilisest aberratsioonist, sest valguse erineva värvuse (lainepikkusega) osad peegeldusid ühtemoodi.

Peegelteleskoopide arengule sai aga piduriks heade peegeldusomadustega peeglite puudumine. Tollal kasutati pronksist peegleid, klaaspeeglite valmistamise tehnoloogiat ei tuntud veel. Pronkspeeglid peegeldasid langevast valgusest vähem kui poole ja seegi näitaja kahanes aja jooksul üsna kiiresti. Pronkspeegleid tuli aeg-ajalt jälle üle lihvida, kusjuures peeglit tuli märksa täpsemalt poleerida kui läätsi, mistõttu ümberlihvimised enamasti ka ebaõnnestusid.

Reflektorid asuvad pealetungile

Peegelteleskoopide ehitamisest sai tõsisemalt hakata rääkima alles 19. sajandil, mil õpiti valmistama klaaspeegleid ja seadmeid nende täppislihvimiseks ning tulemuste hindamiseks. Vahepealsetel aastatel tehti küll hulk katseid metallpeeglite hõbetamisega, sest hõbe peegeldab valgust 50 protsendi võrra enam kui kellapronks, kuid ka need tulemused jäid kesisteks. Klaasil on metalli ees mitmeid olulisi eeliseid: tema soojuspaisumine on suhteliselt väike, töötlemine lihtsam, kaal väiksem.

Parima tulemuseni reflektorite alal jõudis Leon Foucault – tema suurimaks reflektoriks jäi 80 cm peegliga Marseille’ observatooriumisse 1864. a püstitatud teleskoop. Selle peeglid olid peaaegu ideaalsed pöördparaboloidid, millel puudus sfääriline aberratsioon.

Esimene mees, kes paigutas peegelteleskoobi Fraunhoferi leiutatud ekvaatorilise monteeringu järgi, oli inglane William Lassel. Ta sai ka aru, et võimsate teleskoopide puhul omandavad üha suuremat tähtsust vaatlustingimused. Seepärast kolis ta oma 61 cm teleskoobiga Maltale.

Silm ei ole ainuke kuningas

19. sajandi keskpaigas leidis aset veel üks kardinaalne murrang taevavaatlustehnika alal. Kui 17. ja 18. sajandil astronoomid põhiliselt vaatasid teleskoobi sisse ja püüdsid huvitavamat nähtust kuidagi üles joonistada, mis oma olemuselt jääb ju alati subjektiivseks, siis nüüd hakati teleskoobis nähtut objektiivselt fikseerima fotograafia abil, mis edaspidi muutuski domineerivaks. Hakati koostama ka mitmesuguseid taevaatlaseid, mille tähtsus astronoomias on võrreldav geograafiliste atlaste omaga Maal. 20. sajandil lisandus fotograafiale fotomeetria ja mitut liiki spektrograafia. Tänapäeval kasutatakse fotoplaadi või filmilindi asemel teleskoopide poolt tekitatud kujutiste fikseerimiseks peamiselt laengsidestusseadmetel (CCD) põhinevaid registraatoreid. Need koosnevad tuhandetest fotodioodidest, mis muudavad kujutise iga punkti temale vastavaks elektrivoolu impulsiks.

Eelmise sajandi põhitegijad

20. sajandi esimese poole suurim ja kuulsaim teleskoop oli USAs Pasadena lähedal Wilsoni mäele paigutatud Hookeri-nimeline 2,5 m peapeegliga reflektor, mille toorik kaalus alul 4,5 tonni ja seda lihviti viis aastat. Kui hiiglane lõpuks üles seati, avastati, et oma enneolematu massi tõttu nõuaks peegli jahtumine headeks vaatlusteks vajaliku välisõhu temperatuurini terve ööpäeva. Alles pärast tema varustamist võimsate jahutusseadmetega 1918. a saadi hakata tegema regulaarseid vaatlusi. Seda teleskoopi on nimetatud ka Suure Paugu teleskoobiks, sest nimelt tema abil jõudis Edwin Hubble avastuseni, et Universum on sündinud umbes 15 miljardit aastat tagasi väikesest algpunktist alanud plahvatusliku paisumise tagajärjel, mis jätkub ka tänapäeval.

Hookeri teleskoobist veelgi suurem, 5 m peegliga Hale’i teleskoop, mille valmistamist alustati juba 1937. a, püstitati alles 1947. a Palomari mäele. Just selle 20. sajandi teisel poolel astronoomias domineerinud teleskoobiga sai ülemaailmselt tuntuks ka Eestist võrsunud optik ja teleskoobitäiustaja Bernhard Schmidt.

Eestlane teeb teleskoobiehituses ajalugu

Bernhard Schmidt sündis 1879. a Naissaarel. Juba lapsepõlves avaldusid tema mitmekülgsed huvid ja leiduritalent, samuti õpihimu ja püsivus. Saksakeelse raamatu abil meisterdas ta endale fotoaparaadi ja tegi sellega isegi fotosid. Raamatutest leidis ta õhutust ka kosmoselendude ja rakettide ehitamise vastu. Ühe sellise püssirohuga täidetud toru (tahtis teha kaluritele abivahendit sildumisotsa maale viimiseks) plahvatuse tagajärjel jäi poiss ilma oma parema käe labast, kuid mitte leiutajahingest. Tema iseseisev elu algas 1895. a Tallinna päästeteenistuses ja Volta tehases joonestajana. 1901. a asus ta elama Saksamaale Mittweidasse, kus lõpetas ka tehnikumi. Peagi omandas ta erakordse oskuse erineva kuju ja mõõtmetega läätsede ning peeglite täppislihvimises paljude observatooriumide teleskoopide jaoks, tajudes käega kuni 0,1 mikroni suurusi kõrvalekaldeid! Tema poolt ainsa käega lihvitud peeglid on kunstiteosed, milleni keegi teine ei küüni – olid veendunud tema kaasaegsed.

1926. a asus ta tööle Hamburgi-Bergedorfi observatooriumi. Tema suurim panus teleskoobiehitusse on 1930. a leiutatud suure vaateväljaga koomavaba teleskoobisüsteem ehk Schmidti kaamera. Et Schmidti ei huvitanud maine kuulsus ega reklaam, siis ei võtnud ta oma leiutisele isegi patenti.

Eelmise sajandi algupoolel tõusis päevakorda uue ülevaate saamine kogu taevast selle pildistamise teel ning atlaste koostamine. Tolle aja parimad teleskoobid olid küll head üksikobjektide uurimiseks oma suure lahutusvõime poolest, kuid väga väikese kasutatava vaatlusnurgaga. Väikese vaateväljaga teleskoopide abil ei jõuaks iialgi kogu taevalaotust ära pildistada. Selleks oli vaja suure vaateväljaga teleskoopi, kuid geomeetrilise optika seadustest tulenevalt moonduvad pöördparaboloidikujulise peapeegli vaatevälja tsentrist kaugemal asetsevad objektid väljavenitatuteks. Seda nähtust nimetatakse koomaks.

Schmidti tõeline geniaalsus seisnes ka selles, et ta mõtles välja, kuidas eemaldada selline sfääriline aberratsioon. Selle saavutas ta erilise kujuga korrektsioonplaadi asetamisega teleskoobi peapeegli ette. See kujutas endast õige vähe tasapinnalisest erinevat klaasplaati, mille keskosa oli veidi kumerläätse-, seda ümbritsev osa aga veidi nõgusläätsekujuline. Selle saavutamiseks leidis ta teravmeelse lahenduse. Ta paigutas tasaplaadist tooriku anumale, millest seejärel pumbati õhk välja. Tekkinud vaakumi survel paindus plaat keskmises osas kergelt allapoole, lihvimisega tekitati plaadi servadesse vajaminev nõgusus. Alles tänapäeval on jõutud teoreetikute poolt välja arvutada ka kogu korrektsioonplaadi pinda kirjeldavad võrrandid.

Kuulsa Mount Palomari observatooriumisse seati selle 5 m hiiglase kõrvale 1949. a üles ka 125 cm diameetriga ja Schmidti kaameraga teleskoop, mida astronoomid kutsusid ka Big Schmidtiks ja mille abil 1954. a pildistati kogu nähtav tähistaevas, hiljem Austraalias ka lõunataevas. Atlase moodustavad ligi 2000 fotot a 6,6∞x 6,6∞, millel on jäädvustatud kuni 1,5 miljardit silmaga nähtavatest nõrgemat tähte.

Schmidti teleskoobid sobivad hästi ka komeetide ja Maa tehiskaaslaste jälgimiseks. Samuti on nad osutunud efektiivseteks kaugseires ja Maa pildistamisel tehiskaaslastelt. Tänapäeval kuulub Schmidti kaamera peaaegu iga nüüdisaegse observatooriumi standardvarustuse hulka.

Sarnased artiklid