1. osa: Maa ja taevas

6. peatükk: Astronoomiline tehnika

Astronoomilise vaatluse areng JAAK JAANISTE

Klassikaline astronoomia sai alguse Mesopotaamias. Kreeklased nimetasid seda piirkonda Kaldeaks ja kuni Rooma riigini välja oli nimi "kaldealane" astronoomi (ka astroloogi, vahet sel ajal ei tehtud) sünonüümiks. Kaldealased kasutasid kuukalendrit ja noorkuu ilmumise tähtkuju määramine mingeid mõõtmisi ei nõudnud. Vajadus suurema täpsuse järele tekkis siis, kui hakati jälgima planeetide liikumist. Esimeseks mõõtevahendiks oli sau, mis kujutas endast piki umbes poolemeetrist latti liikuvat ristpulka. Nurga mõõtmiseks tõsteti lati ots silma juurde ja nihutati ristpulka seni, kuni mõõdetav kaugus kahe tähe vahel ühtis ristpulga pikkusega. Nurga suurus loeti saualt ristpulga asukoha järgi; erineva suurusega nurkade tarbeks võis kasutada erineva pikkusega ristpulki. Mõõtmisvahendite toomisel kaubandusest teadusesse on lisaks metodoloogilisele tähtsusele (suuruste objektiivne kirjeldamine arvudega) ka varjatud efekt -- võistlus suurema täpsuse nimel. Astroloogidele oli oluline planeetide seisu kirjeldamise täpsus, ja siin sauast ei piisanud. Keskaja astronoomid võtsid kasutusele kvadrandi -- põhja-lõunasuunas orienteeritud veerandringjoone kujulise skaala, millega määrati tähtede kulminatsioonikõrgust. Vaatleja liikus piki kaart, jälgides tähe kadumist kaare tsentrini ulatuva ekraani taha läbi skaalale kinnitatud visiiri. Mõõtmise täpsus sõltus instrumendi suurusest, kuulsaimad kvadrandid olid Ulugh-bei'l Samarkandis (1429, 42 m) ning Tycho Brahel Taanis Uraniborgis (1576, ... m). Nende mõõtmistäpsus küündis ühe kaareminutini. Objekti teine koordinaat leiti kulminatsiooniaja järgi, selle täpsus sõltus juba kellast. Vaatlustehnika areng järgneva 300 aasta vältel on seotud teleskoopide arenguga. Esimesena kasutas pikksilma astronoomilistel vaatlustel Galilei (1610), tänapäeva tasemele viisid läätsteleskoobi e. refraktori C. Huygens (võttis kasutusele liitokulaari) ning J. Fraunhofer (akromaatiline objektiiv, parallaktiline monteering, kellamehhanism). Esimene tõsine teleskoop valmistatigi J. Fraunhoferi töökojas 1824. a. Tartu Tähetorni tarbeks ja on sealses muuseumis tänaseni töökorras. Fraunhoferi teleskoop tähendas hüpet mõõtmistäpsuses. Kui varasemate teleskoopidega saadud usalduväärsed tulemused jäid 2-3 kaaresekundi piiresse, siis selle riista töötäpsus oli veerand kaaresekundit. Tartu teleskoop lubas viia astronoomilised mõõtmised väljapoole Päikesesüsteemi; teleskoobi tellija F. W. Struve elutööks saigi 3000 kaksiktähe kirjeldamine. Kahjuks ebaõnnestusid Struve parallaksimõõtmised objekti ebaõnnestunud valiku tõttu: katsetähe Veega aastaparallaks 1/8 kaaresekundit jäi napilt alla teleskoobi mõõtetäpsusele. XX sajand tõi kaasa astrofüüsikaliste meetoditega kaasneva nõude suure valgusjõu järele. Teleskoobi läbimõõdu suurendamisel osutus odavamaks peegelteleskoop, mille objektiiviks olev peegel tuli kergem ja odavam (ainult üks optiline pind liitläätse nelja pinna asemel) ning teleskoop ise poole lühem sama fookusekaugusega refraktorist. Suurimaks viimaste hulgas jäi Yerkes'i 40-tolline (102 cm), peegelteleskoobid jõudsid esimese poolsajandiga juba viiemeetrise läbimõõduni (Mt Palomar 200 tolli = 508 cm). Omaette probleemiks jäi astromeetria -- tähtede koordinaatide mõõtmine. Kvadrandi asendamine meridiaani tasandis pööratava teleskoobi -- pasaaz^iriista või meridiaaniringiga - asendas vaatlustäpsuse probleemi teleskoobiehituse tehnilise probleemiga. Passaz^iriista häälestamisel, tasakaalustamisel ning lugemite fikseerimisel kasutatud nippe võib näha Tartu Tähetornis Reichenbachi meridiaaniringi juures. Niisama oluline oli nende vaatluste juures ka täpsete ning hästi loetavate kellade olemasolu. Ei tohi unustada, et kogu tolleaegne ajateenistus rajanes astronoomilistel vaatlustel. Tähekaartide koostamisel asendusid otsesed mõõtmised fotograafiaga. Suure vaateväljaga astrokaamerate loomine sai võimalikuks pärast Schmidti süsteemi kasutuselevõttu. Tänapäeva täheatlased põhinevad kõik taevafotodel. Viimase poole sajandi märksõnadeks astronoomilise vaatlustehnika alal on kosmoseaparaatide rakendamine ning maapealsete teleskoopide asimutaalse monteeringu tagasitulek. Et asimutaalne monteering, kus teleskoopi pööratkse ümber horisontaalse ja torni ümber vertikaaltelje, on parallaktilisest ökonoomsem, oli algusest peale teada. Kahjuks puudusid möödunud sajandil tehnilised vahendid teleskoobi piisavalt täpseks juhtimiseks kahe pöördetelje korral. Elektronarvutite rakendamine 60ndatel aastatel lahendas selle probleemi, esimene elektrooniliselt juhitav asimuutteleskoop valmis 1970. a. NL-s (Zelenchuki 6-meetrine reflektor). Nagu paljudes teistes teadustes on ka astronoomias andmete kogumine muutumas omaette tööstusharuks. Teadlaste poolt koostatud programmide täitmiseks ehitatakse lisaks universaalteleskoopidele üha sagedamini spetsiifilisi optilis-elektroonilisi komplekse, mis töötavad arvuti juhtimisel aastaid või isegi aastakümneid. Kosmosetehnikas on see juba tavaline, aga ka maapealne astronoomia eemaldub üha enam iidsest taevavaatlusest.

Gravüür. Hipparchos sauaga. Gravüür. Keskaegne kvadrant. Foto. Galilei pikksilm. Foto. Fraunhoferi teleskoop. Foto. Hubble'i kosmoseteleskoop.

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

• Eelmine peatükk: Varjutused
• Järgmine peatükk: Taevakaardid ja -kataloogid
• Sisukord

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997 21. veebruar 1998

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.