Astronoomia
- Eessõna
- 1 Näiv taevas
- 2 Kuu faasid, päikese- ja kuuvarjutused
- 3 Planeetide liikumine ja taevamehaanika
- 4 Astronoomia vaatleb
- 5 Tähtede üldomadused ja siseehitus
- 6 Tähtede teke ja areng
- 7 Päike
- 8 Päikesesüsteem
- 9 Galaktikad ja galaktikate kuhjumid
- 9.1 Linnutee ja teised galaktikadLisamaterjalidLisaülesanded
- 9.2 Aktiivsed galaktikad ja kvasaridLisamaterjalidLisaülesanded
- 9.3 Galaktikate grupid ja parvedLisamaterjalidLisaülesanded
- 9.4 Galaktikate kaugused ja galaktikate jaotus ruumisLisamaterjalidLisaülesanded
- 9.5 Galaktikate põrked ja arengLisamaterjalidLisaülesanded
- 10 Kosmoloogia
- 11 Lisa: Päikesesüsteemi planeedid
Käesolev raamat on välja kasvanud Peeter Tenjese poolt paljude aastate jooksul Tartu Ülikoolis loetud kahest kursusest: astronoomia tulevastele füüsika ja loodusainete kooliõpetajatele ning globaalfüüsika astronoomia osa füüsika eriala tudengitele. Hiljem jätkas õpetajatele astronoomia kursuse lugemist Kaido Reivelt. Loengute materjale on autorite poolt selle õpiku jaoks loomulikult oluliselt täiendatud ja ajakohastatud. Jooniste vormistamisel oli abiks Nils Austa. Õpik on suunatud koolidele − nii füüsika kui ka teiste loodusainete õpetajatele, kes vajavad või soovivad abi oma astronoomiaalaste teadmiste süvendamisel, kuid miks mitte ka innukamatele gümnasistidele.
Õpiku materjalid jagunevad kaheks − põhitekstiks ja lisadeks. Põhitekst peaks olema täiesti mõistetav ilma lisade poole pöördumata ning seal sisalduvad mõisted ja valemid ei välju gümnaasiumi tasemest. Lisad on täiendavaks lugemiseks ja kohati esineb seal ka tuletisi ja integraale sisaldavaid valemeid. Selles osas on õpik loodetavasti kasulik ka erinevate erialade bakalaureuse ja magistriastme üliõpilastele.
Iga alapeatüki lõpus on kordamisküsimused ja mõned ülesanded. Kordamisküsimustele võiks vastata pärast teksti lugemist, pöördudes vajadusel taas teksti juurde tagasi. Ülesannetel on olemas ka lahenduskäigud. Need leiab, kui vajutada nupule "Vasta" ja sealt edasi alumises vasakus nurgas "Lahendus".
Täname õpiku retsensente xxx ja xxx, kes tegid õpiku algsetele versioonidele mitmeid kasulikke märkuseid. Täname ka Dr. Maret Einastot, Lauri Juhan Liivamägi ja Rain Kipperit, kes andsid kasutada oma seminariettekannetes ja mitmetes loengutes kasutatud materjale. Täname kõiki üliõpilasi, kes on aegade jooksul meie loenguid kuulanud, kontrolltöid ja eksamitöid kirjutanud − kõikidest küsimustest ning nii õigetest kui ka valedest vastustest on meile olnud abi.
Valminud Hariduse Infotehnoloogia Sihtasutuse IT Akadeemia programmi ja Haridus- ja teadusministeeriumi eestikeelsete kõrgkooliõpikute programmi toel.
Erineval tasemel astronoomia-alaseid eestikeelseid raamatuid on mitmeid. Toome siin ära vaid ligikaudu gümnaasiumi tasemele vastava kirjanduse, mis katavad enam-vähem süstemaatiliselt kõik teemad.
- "Tähistaevas. Entsüklopeedia", Koolibri, 2009, 576 lk − mahukas ja igati hea raamat, mis ei ole otseselt õpik, kuid katab siiski süstemaatiliselt kõik vajalikud teemad. Arvatavasti on seda aga praegu juba poodidest raske leida.
- Heikki Oja, "Põhjanael", Valgus, 2001, 160 lk − soome keelest tõlgitud gümnaasiumitele sobilik õpik lisamaterjalina. Arvatavasti on seda aga samuti praegu juba poodidest raske leida.
- http://opik.obs.ee/sisukord.html − igati sobilik täiendav materjal. Maht on väiksem kui käesoleval õpikul, kuid siiski täiendav.
Kuulsate astronoomiat mõjutanud teadlaste kohta on väga head materjalid:
- Tõnu Viik, Henn Käämbre, "Teaduse ajaloost. Noppeid." https://opik.fyysika.ee/index.php/book/section/37467
- Ivar Piir, "Füüsika ajalugu." https://opik.fyysika.ee/index.php/book/view/63
Ingliskeelseid, saksakeelseid ja muudes keeltes õpikuid on üsna palju. Nad on üldreeglina väga head. Nende muretsemisel on hea eelnevalt lugeda raamatute tutvustustest, kas nad on nn "algebra based" või "calculus based". Esimesed sisaldavad küllaltki vähe valemeid ning need valemid on mõistetavad ka füüsikas ja matemaatikas tugevatele põhikooli lõpetanutele. Teise liigi raamatutes olevad valemis sisaldavad mitmel puhul ka funktsioonide tuletisi ja integraale ning need vastavad ülikoolide loodusteaduste erialade bakalaureuse tasemele.
15.11.2022 Alustasin uue ringi paranduste sisse viimist.
28.11.2022 Parandused on sisse viidud. Muutus õpiku struktuur - 1. peatükk on jagatud kolmeks väiksemaks tükiks, 3. ja 4. peatükk kaheks, nii et endise 7 peatüki asemel on nüüd õpikus 11 peatükki. Terminoloogias muutsime läbivalt orbitaalperioodi tiirlemisperioodiks ning Jupiteri-sarnased planeedid on nüüd nimetatud hiidplaneetideks. Lisatud on mitmeid videosid, nii simulatsioone kui ka loenguid (loengud läksid lisamaterjalide alla). Pikemalt on lahti kirjutatud teemad Keemiliste elementide süntees ja Neptuuni-tagune maailm.
Pea kogu kahekümnenda sajandi vältel oli astronoomia kohta kasutusel kaks eraldi terminit − astronoomia ja astrofüüsika. Astrofüüsika all mõeldi teadussuunda, milles uuritakse tähtede siseehitust ja tähtedevahelist gaasikeskkonda kirjeldavaid füüsikalisi protsesse. Astronoomia oli siis kõik ülejäänu, st neid kahte terminit eristati. Tänapäeval käsitletakse astronoomiat ja astrofüüsikat valdavalt sünonüümidena. See tähendab, et astronoomile on hädavajalikud head teadmised nii füüsikast kui ka matemaatikast.
Ehkki astronoomia on sisuliselt üks füüsika valdkondi, on sellel siiski ka omad spetsiifilised jooned. Erinevalt tavapärasest füüsikast, keemiast, molekulaarbioloogiast jne ei ole astronoomias võimalik korraldada eksperimente. Astronoomias on võimalik ainult vaadelda ja sedagi tihti vaid hästi kaugelt ja ühe nurga alt. See on tõsine probleem.
Teine eripära ja ühtlasi ka raskus on tõsiasi, et enamik kosmoses toimuvaid protsesse on inimese eluea ning teleskoopide ja fotograafia kasutusajaga võrreldes väga aeglased. Näiteks on kaksiktähtede tüüpilised tiirlemisperioodid mitu kuni mitutuhat aastat, Päikese tiirlemisperiood ümber Linnutee keskme on umbes miljonit aastat, Päikese stabiilse arengu pikkus on umbes miljardit aastat. Sisuliselt näeme me oma evolutsioneeruvast Universumist vaid ühte „hetkelist" ülesvõtet.
Ent teisalt viitavad kõik olemasolevad andmed sellele, et füüsika on põhimõtteliselt kõikjal sama ja me saame kasutada kogu füüsika teadaolevat arsenali. Palju aitab ka matemaatilise statistika meetodite kasutamine. Näiteks võib sageli eeldada, et mingid kosmilised objektid (meenutage pilti elliptilisest galaktikast) on ruumis täiesti juhuslikult orienteeritud ning saame siis sellel eeldusel arvutada, milline peaks statistiliselt olema nende objektide mingite omaduste jaotus.
Astronoomilised objektid on väga heaks täienduseks Maa laboritele. Universumis leidub selliseid aine olekuid, mis on Maal täiesti kättesaamatud. Näiteks:
- Vaakum. Mõnedes gaasududes on aine nii hõre ehk osake cm3 kohta), et parimateski maistes vaakumkambrites ei ole see saavutatav (saadud on vaid 10−9kg/m3). Aine hõreduse tõttu ilmuvad gaasududes nt „keelatud" spektrijooned.
- Tihedus. Neutrontähtede tihedus on mis on Maal kättesaamatu. Aine olekut ülisuurte tiheduste tingimustes on võimalik uurida vaid neutrontähti uurides. Neutrontähtede füüsika võimaldab lisaks ka näiteks üldrelatiivsusteooria efektide eksperimentaalset kontrolli.
- Magnetväljad. Tohutult tugevad magnetväljad neutrontähtedes mis ületavad märgatavalt laborites saadud suurimaid hetkelisi induktsioone
- Energiad. Kosmiliste kiirte osakeste maksimaalne energia on mis ületab oluliselt suurimate maiste kiirendite võimalusi
Lisaks on astronoomiliste objektide vahendusel võimalik määrata mitmete füüsikaliste suuruste võimalikke muutumispiire. Nt on gravitatsioonikonstandile saadud muutumise ülempiir miljardi aasta jooksul (2015. aasta andmed), Jupiteri magnetvälja analüüsist on saadud ülempiir footoni võimalikule seisumassi väärtusele mγ<10−21me jne.
Siin saame teada
- Mis on tähtkujud ja taevasfäär.
- Kuidas liigub tähistaevas Maalt vaadatuna.
- Kuidas määratakse taevasfääril tähtede asukohti.
- Kuidas liiguvad Päike ja Kuu taevasfääril.
- Kuidas määratakse taevasfääril olevate objektide kauguseid?
Astronoomia objektide kauguseid ei suuda me palja silmaga vaadeldes tajuda. Seetõttu kujutame me kosmost ette „taevasfäärina” – mingit suvalist raadiust omava sfäärina, mille keskpunktiks on vaatleja ja millel asuvate taevakehade nurkkaugused vastavad nende tegelikele omavahelistele nurkkaugustele vaatleja silmist ehk siis sisuliselt Maalt vaadatuna. Kui seisame lagedal väljal, siis näeme vaid poolt taevasfäärist. Otse meie pea kohal olevat taevasfääri punkti nimetatakse seniidiks ning kujuteldavat joont, mis poolitab meie jaoks taevasfääri, nimetatakse horisondiks. Need on intuitiivselt kergelt arusaadavad mõisted. Seniidi vastassuunas asuvat taevasfääri punkti (jääb loomulikult allapoole horisonti) nimetatakse nadiiriks. Nende mõistetega puutume kokku mitmel puhul ka edaspidi.
Selgel ööl, mil majade tuled ei sega, võime näha umbes 3000 tähte – seda ei ole just eriti palju.
Inimese silm ja aju püüavad näha seoseid ja kujundeid objektide vahel, mis ei ole tegelikult seotud. Nii on inimesed juba ammustest aegadest ühendanud heledamad tähed mitmesugustesse konfiguratsioonidesse, mida on hakatud nimetama tähtkujudeks ja milledele antiikajal anti mütoloogiaga seotud nimetused. Kuna taevasfääril kauguse mõõde puudub, siis asuvad sageli ühe tähtkuju tähed üksteisest tegelikult vägagi erinevatel kaugustel.
Tähtede näivad konfiguratsioonid taevas ei oma seega füüsikalist sisu. Need aitavad meil omavahelistes jutuajamistes vaid taevasfääril orienteeruda. 1928. aastal fikseeriti rahvusvaheliselt 88 tähtkuju täpsed piirid. Iga tähtkuju heledamaid tähti nimetatakse kreeka tähe lisamisega vastava tähtkuju ladinakeelsele nimele, nt α Centauri, γ Sagittae jne. Enamasti kasutatakse siis tähtkuju nimetuse kolmetähelist lühendit, nt α Cen. Need standard-lühendid fikseeriti rahvusvaheliselt 1922. aastal. Tähtkuju heledaimale tähele omistatakse enamasti α, heleduselt järgmisele β jne. Näiteks Lüüra tähtkuju heledaim täht on α Lyr. Kuid see ei ole alati nii. Kui tähtkuju koosneb vaid nõrgematest ja ligikaudu sarnase heledusega tähtedest, siis võib järjestus olla erinev. Käiteks Kalade (lad. Pisces) tähtkuju heledaimate tähtede tähistused on ja γ, täht α Psc on täpsete mõõtmiste alusel heleduselt alles kuues. Umbes tähele on antud ka omaette nimed, nt Veega, Siirius, Deneb jt.
Erinevad rahvad on aegade jooksul nimetanud tähtkujusid ja heledamaid tähti erinevalt, nt seesama Orion on vanade eestlaste taevakaartidel Koot ja Reha, täht Siirius oli Orjatäht. Plejaadide tähtkuju oli vanade eestlaste jaoks Sõel, jaapanlaste jaoks on see Subaru. Infot tähtkujude kohta leiab Rahvusvahelise Astronoomiauniooni kodulehelt.
Juba antiikastronoomid teadsid, et tähed näivad taevas ööpäeva jooksul liikuvat, kuid tähtede omavahelised suhtelised asukohad jäävad muutumatuks, st taevasfäär näib liikuvat tervikuna.
Taevasfäär näib ööpäevaste tsüklitena pöörlevat ümber punkti, mida nimetatakse taevapooluseks ehk lihtsalt pooluseks. Taevasfääri näiv pöörlemine on tingitud loomulikult Maa pöörlemisest. Taeva põhjapoolus on see, mis asub Maa põhjapooluse kohal. Vastassuunas on taeva lõunapoolus P'. Taevapoolused on punktid, milles Maa pöörlemise telje pikendus „lõikub” taevasfääriga. Juhuslikult on küllaltki hele täht Põhjanael praegu põhjapoolusele üsna lähedal (vaid 45' kaugusel). Põhjanael ei ole mitte kogu aeg asunud põhjapooluse lähedal, sest selle asukoht taevas muutub aeglaselt (hiljem tuleb sellest lähemalt juttu). Pooluse nurkkõrgus horisondist vastab antud koha geograafilisele laiusele (joonis 1). Seega paikneb Tartus Põhjanael horisondist 58,5∘ kõrgusel.
Täpselt põhjapooluse ja lõunapooluse vahel paikneb taevaekvaator, mis on Maa ekvaatortasandi pikendus.
Poolusele lähemate tähtede puhul näeksime ööpäeva jooksul nende täispööret ümber pooluse, poolusest kaugemad tähed aga tõusevad idast, liiguvad üle taeva ja loojuvad läänest, st me näeme vaid osa nende täielikust liikumisest. Esimesi nimetatakse loojumatuteks tähtedeks, teisi loojuvateks. See liikumine ümber pooluse on meie jaoks praegu pidevalt korduv perioodiline liikumine.
Lisaks sellele nö ööpäevasele liikumisele lisanduvad veel ka aastased ja pikemad muutused. Aastaste muutumiste põhjus on Maa tiirlemine ümber Päikese, mistõttu nt kevadel ja sügisel domineerivad taevas erinevad taevapiirkonnad (tähtkujud).
Et määrata tähistaeva objekte täpsemalt, on vaja taevasfääril defineerida koordinaadid.
Horisondilised koordinaadid on intuitiivselt lihtsad – üks koordinaat sarnaneb tavalise geograafilise asimuudiga ja teine on kõrgus horisondist (joonis 2). Siin kasutatakse juba meile tuttavaid mõisteid seniit, nadiir ja horisont. Kõike seda on loomulikult võimalik ka matemaatiliselt rangelt määratleda, seda me siin aga ei tee.
Niisiis on asimuut nurk lõuna- (või põhja) suuna vahel horisondi tasandis, kõrgus on nurk tähele mineva vaatesuuna ja horisondi vahel ning horisondilised koordinaadid on (A,h). Astronoomias loetakse asimuudi nurka enamasti lõunasuunast ning päripäeva (kellaosuti liikumise) suunas. Näiteks lõunasuuna asimuut on , läänesuuna asimuut on . Horisondi kõrgus on , seniidi kõrgus on +90∘. Kui objektid on allpool horisonti, siis on nende kürgus negatiivne.
Siiski esineb ka sellised käsitlusi (ja arvutiprogramme), kus asimuuti loetakse põhjasuunast ja päripäeva, nii et igaks juhuks tuleb alati vaadata definitsioone.
Öö jooksul tõusevad tähed ida poolt, jõuavad suurima kõrguseni ning laskuvad (loojuvad) läände. Suurima ja vähima kõrguseni jõudmist nimetatakse kulminatsiooniks. või täpsemalt ülemiseks ja alumiseks kulminatsiooniks. Nende tähtede puhul, mis antud laiuskraadil ei looju, näemegi nii ülemist kui alumist kulminatsiooni.
Niimoodi defineeritud koordinaatide väärtused aga muutuvad pidevalt ning lisaks sellele on need ka lokaalsed, st sõltuvad vaatleja asukohast (igal vaatlejal on ju erinev horisont).
Ekvaatorilised koordinaadid. Kui tahame konstrueerida koordinaate, mis oleksid sõltumatud tähistaeva pöörlemisest ja vaatleja asukohast, siis tuleb koordinaadid siduda õldise tähistaeva pöörlemisega. Lähtume taevaekvaatori diagonaaljoonest EE' ja sellele vastavast taevaekvaatori tasandist (joonis 3). Üks sobiv koordinaat on tähe nurkkaugus taevaekvaatori tasandist pooluse suunas: kääne . Võrreldes Maa geograafiliste koordinaatide süsteemiga sarnaneb see laiuskraadile. Seega omab taevaekvaator käänet , taeva põhjapoolus käänet +90∘ ja lõunapoolus käänet −90∘ . Teine koordinaat peab olema nurk piki taevaekvaatorit. Ehkki matemaatiliselt võttes on ükskõik, milline punkt taevasfääril piki ekvaatorit fikseerida nullpunktiks, on selleks punktiks siiski valitud nn kevadpunkt või pikemalt kevadise võrdpäevsuse punkt – suund, kus ekliptika (vt p. 1.4.1) lõikub taevaekvaatoriga ehk lihtsamalt Päikese asukoht kevadisel pööripäeval. Teiseks koordinaadiks, otsetõusuks , nimetatakse nurka selle kevadpunkti ning taevaekvaatorile projekteeritud tähesuuna vahel*. Otsetõus kasvab vastupäeva. Otsetõusu koordinaat sarnaneb geograafiliste koordinaatide pikkuskraadiga, mille puhul nullpunkt on Greenwitchi meridiaalil. Ekvaatorilised koordinaadid on seega (α,δ).
Otsetõusu koordinaatide väärtuseid väljendatakse astronoomias sageli nn ajamõõdus. Lähtekohaks on see, et ööpäevaga pöörleb tähistaevas täispöörde 24 tunniga. Seega vastab 24 tunnile (kirjutatakse ) ehk . Sarnaselt saame, et ja , kus "m" ja "s" tähistavad vastavalt ajalist minutit ja sekundit. Näiteks heleda tähe Veega ekvaatorilised koordinaadid on . Arvutage, milline on otsetõusu koordinaat tavalistes nurgaühikutes.
Need koordinaadid tähistaeva ööpäevasel pöörlemisel ei muutu (niivõrd kuivõrd Maa pöörlemise telg ei muutu) ja on sõltumatud vaatleja asukohast.
Kuu, Päikese ja Jupiteri poolt mõjuvad gravitatsioonijõud tingivad aga Maa pöörlemistelje ja sellega seotud pooluse asukoha aeglase muutumise (güroskoobi efektist tingitud pretsessioon – meenutage vastavaid valemeid). Selle tulemusena kirjeldab pooluse asend taevasfääril umbes aasta jooksul ringi raadiusega umbes 23.5∘ – see on nurk Maa pöörlemistelje ja Maa orbiidi tasandi normaali vahel (joonis 4). Ka kevadpunkti asukoht ekliptikal muutub aeglaselt nihkudes lääne suunas kiirusega umbes 50′′ aastas. Seetõttu on praegu kevadpunkt Kalade tähtkujus, ehkki seda tähistatakse antiikastronoomia tavade kohasel Jäära tähtkuju märgiga. Pooluse ja kevadpunkti liikumise tõttu muutuvad ka tähtede koordinaadid (koordinaatide nullpunktid muutuvad), mistõttu on tihti vaja täpsustada, millise aja koordinaatidega on tegemist.
Jälgides taevast terve aasta vältel näeme, et Päikese asend taevasfääril nihkub teiste tähtede suhtes, kirjeldades aasta jooksul täisringi (nihkumine toimub läänest itta). Ühtlasi näeme, et see täisring on taevaekvaatori suhtes umbes 23,5∘ nurga võrra kallutatud ning seda nimetatakse ekliptikaks (joonis 5.) Päike läbib oma teekonnal piki ekliptikat 13 tähtkuju. Nendest 12 tähtkuju omasid muistsetele astroloogidele erilist tähendust ja neid nimetatakse enamasti vana tava kohaselt sodiaagi tähtkujudeks. Sodiaagi jagamine 12 võrdseks osaks pärineb umbes 5. sajandi lõpust e.m.a. Babüloonia astronoomidelt. Maokandja tähtkuju, mis asub Amburi ja Skorpioni vahel, Päike sellel ajal praktiliselt ei läbinud ning lisaks, 12 oli ka kena number.
Ekliptika kalle taevaekvaatori suhtes tähendab, et Päikese kõrgus taevaekvaatorist (kääne ) muutub aasta jooksul +23∘27′ kuni Lüües lahti näiteks 2023. aasta Tähetorni Kalendri, võime lugeda Päikese ja Kuu koordinaatide tabelist, et Päikese kääne on (piirdudes enamasti kraadi täpsusega):
Näeme, et märtsis ja septembris on olnud ajad, mil Päikese kääne oli null. Need on nn võrdpäevsuse ajad ja nendest tuleb peagi juttu.
Selline Päikese asendi nihkumine tähtede suhtes toimub seetõttu, et lisaks oma pöörlemisele Maa ka tiirleb ümber Päikese. Kuna Maa pöörlemistelg on kallutatud Maa tiirlemise tasandi suhtes siis on Maa tiirlemise tasand (ehk ekliptika tasand) Maa geograafilise ekvaatori tasandi suhtes 90∘−66∘33'=23∘27' nurga all (joonis 6).
Põhjanaela kõrguse alusel (p. 1.2) on meil nüüd võimalik järeldada järgmist. Niisiis, antud geograafilisel laiusel on taevaekvaator horisondiga nurga all Tartu puhul, mille geograafiline laius on on see seega Leiame nüüd Päikese maksimaalse ja minimaalse kõrguse horisondist. Meenutades joonist 5, näeme, et kui tahame leida Päikese kõrgust horisondist, siis tuleb saadud nurgale (ehk taevaekvaatori kõrgusele horisondist) liita Päikese maksimaalne ja minimaalne kõrgus taevaekvaatorist. Seega on Tartus Päikese maksimaalse ja minimaalse kulminatsiooni ajal Päikese kõrgus horisondist
Esimene arv, kraadi, vastab Päikese kõrgusele suvise pööripäeva keskpäeval; teine arv, kraadi, vastab Päikese kõrgusele talvise pööripäeva keskpäeval.
Kuna Päikese maksimaalsed kõrgused horisondist on määratud asukoha geograafilise laiusega, siis on selge, et maakeral on geograafilised laiused, kus teatud perioodil Päike ei tõusegi üle horisondi või ei langegi allapoole horisonti. Nt tingimusest 90−ψ−23,5<0 saame, et ψ>66,5 ehk põhjapool seda laiuskraadi Päike ei tõuse teatud perioodi vältel üle horisondi. Veidi edasi mõeldes on sarnaselt võimalik järeldada ka, et neil laiuskraadidel ei lasku Päike teatud perioodi vältel allapoole horisonti. Seda laiuskraadi (ja vastavat laiuskraadi lõunapoolkeral) nimetatakse polaarjooneks.
Lähtudes ülaltoodust, mõtisklege Päikese kõrguse üle ekvaatoril. Kas Päike on kogu aeg keskpäeval seniidis, on ta vaid pööripäeval (kui, siis millis(t)el) seniidis, ei ole kunagi seniidis?
Kuu liigub taevasfääril samuti ligikaudu ekliptika lähedal – erinevused on kuni kraadi. Kuu liigub taevasfääril tähtede suhtes kiirusega umbes 12∘ ööpäevas, mis tähendab, et ta liigub taevasfääril oma läbimõõduga kraadi) võrdse vahemaa umbes ühe tunniga. Kuna ekliptika oli Maa orbiidi tasand, siis võime järeldada, et Kuu orbiidi tasand on Maa orbiidi tasandiga umbes nurga all. Kuna Kuu liigub ligikaudu ekliptika lähedal, siis muutub selle kulminatsiooni kõrgus samamoodi nagu Päikeselgi (meenutame, et Päikese kõrgus Tartus oli ligikaudu kraadist kuni kraadini), kuid orbiidi kallet arvestades on kõikumised suuremad.
Aeg ja selle mõõtmine
Aega mõõdame Päikese järgi: meie ajaarvamise aluseks on aeg mingist ühest kulminatsioonist järgmise samasuguse kulminatsioonini ehk tunnine päikeseööpäev. Millist kulminatsiooni kellaaja arvestuse nullpunktiks võtta on põhimõtteliselt ükskõik. Kui on tunnine kellaaja tähistus, siis on nullpunktiks tavaliselt kesköö, ehk alumine kulminatsioon. Kui on tunnine tsükkel koos AM ja PM lisandusega, siis on nullpunktideks nii alumine kui ülemine kulminatsioon, kuid ööpäev on ikkagi fikseeritud mingi ühe ja sama kulminatsiooniga. Ent tähtede asendid ei kordu täpselt ööst öösse. Mingil kindlal kellaajal igal ööl tundub taevasfäär eelmise ööga võrreldes veidi piki horisonti nihutatud olevat. Selle nihke tõttu on tähtede järgi mõõdetud ööpäev (aeg, mille järel asuvad tähed taevasfääril taas täpselt samas kohas) – sideeriline ööpäev – päikeseööpäevast erineva pikkusega.
Maa osaleb samaaegselt kahes liikumises: Maa pöörleb ümber oma telje ja tiirleb samal ajal ümber Päikese. Vaatame joonist ja fikseerime Maal ühe punkti, mis on antud hetkel suunatud täpselt Päikesele. Vaatame aga olukorda siis kui Maa on teinud tapselt ühe pöörde ümber oma telje. Kuna samaaegselt on Maa liikunud ka oma orbiidil veidi edasi, siis see fikseeritud punkt ei vaata enam Päikesele. Maa peab seetõttu pöörlema veel veidi edasi ehk siis pisut rohkem kui et Päike jõuaks tagasi täpselt endisesse asendisse taevas. Seega on ajavahemik keskpäevast keskpäevani (päikeseööpäev) veidi rohkem kui üks tõeline pöörlemise periood. (sideeriline ööpäev). Meie planeet teeb 365 päevaga tiiru ümber Päikese, mistõttu vastav lisanurk on Kuna Maa läbib sellise nurga orbiidil 3,9 minutiga, siis ongi päikeseööpäev sideerilisest ööpäevast 3,9 minutit pikem (ehk sideeriline ööpäev on umbes 23t56m pikk).
Kuna inimeste elurütmi mõjutab esmajoones Päike, baseerub meie harjumuspärane aja mõõtmine siiski Päikese näival liikumisel ehk päikeseajal, mitte sideerilisel ajal. Päikeseööpäev, ehk lihtsalt ööpäev on jaotatud võrdseks tunniks (ja sealt edasi minutiteks ja sekunditeks). Kahjuks aga ei kulge tegelik päikeseaeg (ehk siis Päikese näiv liikumine) ühtlases tempos. Selle üheks põhjuseks on tõsiasi, et Maa orbiit ei ole mitte ringjoone vaid ellipsi kujuline (vt edaspidi) ning ka Maa liikumiskiirus oma orbiidil ei ole konstantne. Seega ei ole ka Päikese näiva liikumise kiirus konstantne – aasta vältel on ööpäevade pikkus veidi erinev (meenutage täheaja ja päikeseaja erinevuse põhjust). Teine asjaolu, mis päikeseaja kulgu mõjutab, on Maa pöörlemistelje kalle Maa orbiidi suhtes. Päikeseaja määramiseks kasutatakse taevaekvaatori koordinaate, kuid Päike liigub mööda ekliptikat. See tähendab, et Päikese liikumine piki ekliptikat tuleb projekteerida taevaekvaatorile. Selline projektsioon aga muutub, olles näiteks veidi erinev kevadel/sügisel ja suvel/talvel. Et saada ühtlaselt kulgevat päikeseaega, toodi sisse fiktiivse keskmise Päikese mõiste: see liigub piki taevaekvaatorit ühtlase nurkkiirusega ja teeb ühe aastaga täistiiru. Täistiiruks kuluvat aega nimetatakse troopiliseks aastaks ja see ongi meie elus kasutatav standardsuurus ja ühtlaselt kulgev aeg. Troopiline aasta on 365,2422 Päikese-ööpäeva. Tegeliku Päikese ja fiktiivse Päikese liikumiste aegade erinevus on kuni minutit.
Päikese liikumine ja aastaajad
Ekliptika punkt, kus Päike asub taevaekvaatorist kõige kaugemal põhja pool (Päikese kääne on +23,5 kraadi), kannab nimetust suvine päikeseseisak. Jooniselt on näha, et Maa orbiidi selles punktis on meie planeedi põhjapoolus suunatud Päikesele. See juhtub tavaliselt 21. juuni paiku – täpne kuupäev muutub aastast aastasse, kuna päevade arv aastas ei ole täisarv. Maa põhjapoolkeral asuvad punktid veedavad sellel päeval pikima osa ööpäevast päikesevalguses. Nii vastab suvise päikeseseisaku punkt ehk suvine pööripäev põhjapoolkera pikimale päevale ja lõunapoolkera lühimale päevale. Kuus kuud hiljem on Päike oma lõunapoolseimas punktis (Päikese kääne on −23,5 kraadi) ehk talvises päikeseisakus (umbes 21. detsembril) ja see on lühim päev põhjapoolkeral ning pikim päev lõunapoolkeral. Päikese kääne määrab aastaajad. Põhjapoolkeral on Päike suvel üsna suure käändega, mistõttu ta on ka kõrgel horisondi kohal, lisaks on päevad pikad, nii et temperatuur on tavaliselt palju kõrgem kui talvel, mil Päike on madalal ja päevad on lühikesed. Kuid olulisim on siin Päikese kõrgus.
Kaks punkti, kus ekliptika lõikub taevaekvaatoriga, on võrdpäevsuse punktid. Nendel päevadel on päev ja öö ühepikkused. Kui Päike liigub taevasfääri põhjapoolkeralt lõunapoolkerale, siis on sügisene võrdpäevsus (umbes 21. septembril); kui vastupidi, siis on kevadine võrdpäevsus (umbes 21. märtsil). Ajavahemik ühest võrdpäevsuse hetkest järgmise võrdpäevsuseni – 365,242 päeva – on tuntud kui troopiline aasta.
Analoogselt sideerilise ööpäevaga on kasutusel ka sideerilise aasta mõiste. Aeg, mille jooksul Maa teeb täistiiru ümber Päikese kannab nimetust sideeriline aasta. Võib öelda, et ühe sideerilise aasta järel on antud kellaajal tähistaeva pilt taas endine, st nt samad tähtkujud kulmineerivad tähistaevas. Üks sideeriline aasta on 365,256 tavalist päeva, st umbes minutit pikem kui troopiline aasta.
Päeva pikkus on defineeritud sellega, et Päike on ülalpool horisonti. Kui Päike liigub allapoole horisonti, ei lähe seetõttu siiski koheselt pimedaks. Põhjuseks on Päikese valguse hajumine atmosfääris. See tähendab, et on nn hämarik. Eristatakse kolme sorti hämarikku. Kui Päike on allpool horisonti kuni kraadi, nimetatakse seda aega tsiviilseks hämarikuks – tuleb hakata kasutama kunstlikku valgustust. Kui Päike on allpool horisonti kuni kraadi, nimetatakse seda nautiliseks hämarikuks – nimetus pärineb meresõitudel navigeerimisest. Kui Päike on allpool horisonti kuni kraadi, nimetatakse seda astronoomiliseks hämarikuks – see on seotud astronoomiliste vaatluste teostamisega. Edasist aega nimetatakse astronoomiliseks pimeduseks.
Aegade jooksul on eri rahvastel olnud väga erinevaid ajaarvestuse ehk kalendrisüsteeme. Ehkki kasutusel on ka Kuu liikumisel rajanevad kalendrid, domineerib tänapäeval siiski Päikese liikumisel baseeruvad kalendrid. Niisiis, troopilise aasta pikkus on 365,242 päeva. Näeme, et aasta pikkuseks ei ole täisarv päevi. Kuna igapäeva elu aluseks on siiski päevade tsükkel, hakkab päevade kaupa arvestust pidades aasta algus pidevalt nihkuma. Kui Rooma keiser Julius Caesar tegi aastal 46 e.m.a. kalendrireformi, oli Rooma keisririigis kasutusel olnud kalendris kevadine pööripäev nihkunud juba peaaegu suvesse (aasta pikkuseks oli võetud neil 355 päeva, sellest ka nii suur nihe). Egiptlaste kalendri eeskujul valiti Rooma riigi uues kalendris aasta pikkuseks 365 päeva ja iga nelja aasta tagant lisati kalendrisse üks lisapäev. Seda nimetatakse tänapäeval juuliuse kalendriks. Aastat, kus oli 366 päeva nimetatakse liigaastaks. Kuid ka see kalender ei ole piisavalt täpne, kuna keskmine aasta pikkus on seal päeva. Iga 128 aasta jooksul lisandub juuliuse kalendri ja tõelise troopilise aasta erinevusse üks päev.
Kuna kirik pidas kirikupühade arvestust väga oluliseks, siis algatas paavst Gregorius XIII kalendrireformi ning tema korraldusel lisati aastal 1582 kalendrile 10 päeva juurde (et kompenseerida vahepealsetel aastatel akumileerunud erinevust troopilise aastaga) ning muutis a liigaastate arvestuse reeglit: kui aastaarv jagub neljaga, siis on tegemist liigaastaga, välja arvatud juhul, kui aastaarv jagub 100-ga kuid ei jagu 400-ga. Sellist kalendrit nimetatakse gregooriuse kalendriks. Selle algoritmi alusel leitud liigaastate süsteemis koguneb ühepäevane erinevus troopilise aastaga alles 3225 aasta jooksul.
Aasta alguseks loetakse erinevatel rahvastel erinevaid kuupäevi. Nii juuliuse kui ka gregoriuse kalendris loetakse aasta alguseks 1. jaanuari – juuliuse kalender jõustus 1. jaanuaril aastal 45 e.m.a.
Tegelikult asuvad taevakehad ju ruumis (mitte taevasfääri kera tasandil) ja vaja on ka kolmandat koordinaati – kaugust Maast.
Üks meetod kauguste mõõtmiseks on triangulatsioon. See põhineb tavalisel geomeetrial ja on ka maapealsetes uuringutes laialdases kasutuses. Triangulatsioon moodustab esimese lähtealuse keerulises kosmose objektide kauguste mõõtmiste süsteemis, mis kokkuvõttes annab meile kosmilise kauguste skaala.
Teades kahest erinevast asukohast teostatud mõõtmisest vaatenurki objektini ja nende mõõtmiste teostamise vahekaugust, baasjoont, on lihtne arvutada välja ka kaugus objektini. Kuna nurkade mõõtmise täpsus ei saa kunagi olla kuitahes hea, on suuremate kauguste mõõtmiseks vaja pikemat baasjoont. Maiste mõõtmiste puhul on võimalik paigutada kaks teleskoopi teine teisele poole maakera ja mõõta siis nendest kohtadest objekti koordinaadid taevas mingite teiste objektide suhtes. Baasjooneks on siis Maa läbimõõt. Vaatleja näeb siis enamasti, et objekt on kahel erineval fotol kaugete tähtede suhtes pisut nihkunud. Mida suurem on nihe, seda lähemal on objekt.
Nagu äsja märkisime, nihkumise nurkade mõõtmistäpsuse parandamiseks on hea kasutada võimalikult pikka baasjoont. Seetõttu kasutatakse sageli baasjoonena Maa poole aasta võrra erinevaid asukohti tiirlemisel ümber Päikese. Astronoomias nimetatakse parallaksiks tavapärselt poolt nihkumise nurgast. Kui sellele vastav baasjoon on Maa orbiidi keskmine raadius ehk siis nimetatakse vastavat parallaksi aastaparallaksiks.
Teades kaugust objektini, on võimalik arvutada välja ka teisi vajalikke suurusi. Näiteks saab kaugust teades ja lihtsat täisnurkse kolmnurga tangentsi valemit kasutades arvutada objekti nurkraadiuse alusel selle objekti tõelise raadiuse.
Nagu märgitud, tähistaeva objektide (esmajoones tähtede) parallakside ehk kauguste määramine triangulatsiooni abil on üldise kosmilise kauguste skaala alus. Seetõttu on astronoomias sellele ka suurt tähelepanu pööratud. Euroopa Kosmoseagentuur on suure hulga tähtede parallakside määramiseks ehitanud kaks spetsiaalset satelliiti - Hipparcos ja Gaia. Vt ka punkt 5.1.1 Tähtede kaugused ja liikumine.
Praktiline ülesanne
Lahendus
Kas tuli 15 cm? Mõõtmisvigade täpsuse piirides küllap tuli.
Taevasfäär
Mingit suvalist raadiust omav sfäär, millel asuvate taevakehade nurkkaugused vastavad nende tegelikele omavahelistele nurkkaugustele Maalt vaadatuna.
Taevapoolus ja taevaekvaator
Taevasfäär näib pöörlevat ümber punkti, mida nimetatakse taevapooluseks ehk lihtsalt pooluseks. Taevasfääri näiv pöörlemine on tingitud loomulikult Maa pöörlemisest. Taevapoolused on Maa pöörlemistelje põhja- ja lõunapooluste pikenduste suunad. Taevaekvaator on Maa ekvaatori projektsioon taevasfäärile, see asub täpselt põhja- ja lõunapooluse vahel ja on risti suundadega poolustele.
Horisondilised koordinaadid, seniit ja nadiir
Horisondilised koordinaadid on defineeritud vaatleja jaoks paigalseisvatena, kus seniit on „otse pea kohal" olev punkt ja nadiir selle vastaspunkt. Koordinaatideks on asimuut (nurk lõuna− (või põhja) suuna vahel horisondi tasandis) ja kõrgus (nurk tähele suunatud joone ja horisondi vahel). Niimoodi defineeritud koordinaadid aga muutuvad tähistaeva ööpäevase pöörlemisega ning lisaks sellele on need ka lokaalsed, st vaatleja asukohast sõltuvad.
Ekvaatorilised koordinaadid
Ekvaatorilise koordinaatsüsteemi konstrueerimisel lähtutakse taevaekvaatorist. Koordinaatideks on nurkkaugus taevaekvaatori tasandist pooluse suunas (kääne ) ja nurk piki taevaekvaatorit, kus nullpunktiks on valitud kevadpunkt Υ (otsetõus ). Need koordinaadid tähistaeva ööpäevasel pöörlemisel ei muutu ja on vaatleja asukohast sõltumatud.
Ekliptika
Ekliptika on Maa ümber Päikese tiirlemise orbiidi tasand. Ekliptika tasand on taevaekvaatori tasandi suhtes umbes 23,5∘ võrra kallutatud. Kuu orbiidi tasand tiirlemisel ümber Maa on umbes võrra kallutatud ekliptika tasandi suhtes.
Siin saame teada
- Millised on Kuu faasid ja miks me näeme Kuud erinevates faasides.
- Miks me näeme päikese- ja kuuvarjutusi.
- Kuidas tekib täielik päikesevarjutus ja osaline päikesevarjutus.
Kuu on meie lähim naaber. Nagu Päikegi liigub see tähtede suhtes taevasfääril. Erinevalt Päikesest tiirleb Kuu ka tegelikult ümber Maa. Kui vaadelda seda süsteemi Maa põhjapooluse suunast, tiirleb Maa ümber Päikese vastupäeva (kellaosuti vastassuunas). Ka Kuu tiirleb ümber Maa samas suunas.
Maa orbiit ümber Päikese ei ole aga täiuslik ring, millest tulenevalt muutub Maa kaugus Päikesest 147 ja 152 miljoni km vahel. Kuu kaugus Maast muutub 356 ja 407 tuhande km vahel − laseriga mõõdetakse Maa−Kuu vahelist kaugust praegu täpsusega! Kuna Päikese tõeline läbimõõt on umbes 1,39 miljonit km, Kuu läbimõõt siis on kerge leida, et Päikese keskmine näiv läbimõõt on Kuu näiv läbimõõt muutub vahemikus (keskmiselt Kuu orbiidi tasand on Maa orbiidi tasandiga võrreldes umbes nurga all (nurk muutub 4∘58′ kuni
Kuna Maa tiirlemine ümber Päikese ja Kuu tiirlemine ümber Maa on korrapärased perioodilised liikumised, siis muutub meie jaoks ka Kuu väljanägemine korrapäraselt. Kuu faas on määratud süsteemi Kuu−Maa−Päike konfiguratsiooniga ehk Päikese, Maa ja Kuu vahelise nurgaga ja see näitab kui suur osa Kuu pinnast on Maalt vaadatuna Päikese poolt valgustatud. Alustame näiteks Kuu loomisest ehk noorkuust: noorkuu ei ole taevas nähtav, sest Päikese poolt valgustatud osa jääb Maalt vaadatuna Kuu vastaspoolele. Seega on Päikese, Maa ja Kuu vaheline nurk . Kuu liigub aga oma orbiidil edasi ning vastav nurk muutub. Seega suureneb iga päevaga ka nähtav osa Kuust ja seda nimetataksegi Kuu kasvavaks sirbiks. Nädal peale noorkuud on Päikese, Maa ja Kuu vaheline nurk , näha poolt Kuu kettast ja seda nimetatakse esimeseks veerandiks. Järgmise nädala vältel Päikese, Maa ja Kuu vaheline nurk endiselt jätkab kasvamist, jõudes kaks nädalat pärast noorkuud – kogu Kuu ketas on nähtav ning see on täiskuu. Edasised kaks nädalat on Kuu kahanev, Päikese, Maa ja Kuu vaheline nurk 180 kraadist edasi kuni kradini, läbides kolmanda (ehk viimase) veerandi ja jõudes taas noorkuuks.
Vt animatsiooni:
NASA Solar System Exploration: Earth's Moon
Hea ja informatiivne veebileht sisaldab muuhulgas kvaliteetset kuuvarjutuste animatsiooni.Niisiis, tegelikkuses loomulikult Kuu oma mõõtmeid ja kuju ei muuda – kogu Kuu ketas on olemas kogu aeg. Erinevalt Päikesest ei kiirga Kuu ise valgust vaid ainult peegeldab Päikese valgust. Pool Kuu pinnast on alati valgustatud, ent me ei pruugi kogu seda valgustatud osa näha. Täiskuu ajal me näeme tõesti kogu valgustatud osa, ent noorkuu ajal on Maa poolt näha just mittevalgustatud osa. Kuna Kuu ja Päikese näivad nurkläbimõõdud on ligikaudu sama suured, siis näeme ilusaid kaarekujulisi kasvavaid ja kahanevaid sirpe. Üks mõiste ka filmisõpradele – Kuu valgustatud ja valgustamata osa piirjoont nimetatakse terminaatoriks. Terminaator on seega sisuliselt öö ja päeva vaheline piirjoon Kuul. Tuntud filmi kontekstis siis pimeduse ja valguse piir. Kuna Kuul atmosfäär puudub, siis on üleminek järsk (hämarikku ei ole).
Kui vaadata Kuu tõusmise ja loojumise kellaaegu, siis võib täheldada, et antud maakohas Kuu tõuseb iga päev veidi hiljem, kulmineerub hiljem ja loojub hiljem. (See, kuipalju hiljem, varieerub mõnedest minutitest kuni enam kui pooleteise tunnini.) Seetõttu on näiteks olemas ka ajad, mil Kuu tõuseb hommikul ja loojub õhtul ehk siis oleks sisuliselt näha vaid päeval. Nendel aegadel on Kuu sirp ka üsna väike ja loomulikult ei ole seetõttu päevavalguses Kuud näha. Varajases õhtutaevas on Kuu kasvava faasi ajal, hommikutaevas kahaneva faasi ajal (lähtudes Maa pöörlemise ja Kuu tiirlemise suundadest mõelge, miks see nii on).
Kuu tõeline tiirlemise periood (kui vaataksime Maad ja Kuud kaugelt eemalt, tähtede juurest) ehk sideeriline kuu on 27,3 päeva. Maalt vaadatuna jõuab selle aja jooksul Kuu samasse kohta taevasfääril (tähtede suhtes). Aega, mis kulub kogu faaside tsükli läbimisele (nt noorkuust noorkuuni), nimetatakse sünoodiliseks kuuks ja see on veidi pikem – umbes 29,5 päeva. Sünoodiline kuu on veidi pikem sideerilisest kuust samal põhjusel miks päikese-ööpäev oli sideerilisest ööpäevast veidi pikem: kuna Maa tiirleb ümber Päikese, peab Kuu oma orbiidil samasse faasi jõudmiseks täistiirust veidi rohkem tegema. Meie tavaline keskmine kalendrikuu on tõenäoliselt inspireeritud Kuu näiva perioodi ehk sünoodilise kuu pikkuse alusel.
Päikese, Maa ja Kuu vastastikused asendid määravad ära selle, kui suurt osa Päikese poolt valgustatud Kuust me Maalt vaadatuna parajasti näeme (nt noorkuu vs täiskuu). Selle valgustatud osa suuruse ja suuruse muutuse suuna (kasvav või kahanev) alusel määratletakse Kuu faas. Sama Kuu faas kordub iga 29,5 päeva tagant.
Maa faasid Kuul
Lahendus
Millised võiksid olla Maa faasid Kuul ja kuidas Maa kuutaevas näha on (tõuseb ja loojub või seisab paigal)?
Märkisime juba, et huvitava juhuse tõttu on Kuu ja Päikese nurkläbimõõdud taevas üsna sarnased − Päikese keskmine näiv läbimõõt on 32,6′ ja Kuu näiv läbimõõt on 31,0′. Seetõttu on meil võimalik näha päikesevarjutusi. Need leiavad aset ajal, mil Kuu asub täpselt Maa ja Päikese vahel (joonis 7.1).
Peame aga silmas pidama, et Kuu ei tiirle mitte Maa orbiidi tasandis vaid umbes võrra kallutatud orbiidil. Ekliptika ja Kuu orbiidi tasand lõikuvad piki ühte sirget. Ainult siis, kui Kuu ja Päike asuvad samaaegselt ka sellel sirgel või sellele sirgele väga lähedal, on võimalik päikesevarjutus. Mida tähendab selles lauses „väga lähedal”? See tähendab, et Kuu ja Päikese keskpunktide vaheline kaugus peab olema alla 32′ (et nende näivad kettad kasvõi servapidi kokku puutuks). Selline ilus joondumine toimub iga poole aasta tagant ning kui teha joondumiste täpne arvestus, siis kestab joondumine umbes kuu aega (täpsemalt 34,5 päeva), mida nimetatakse varjutuste hooajaks.
Kui joondumine on ideaalne, toimub täielik päikesevarjutus ning nähtavale ilmuvad planeedid ja mõned heledamad tähed, sest Päikese valgus on praktiliselt täiesti kadunud. Näha on ka Päikese nõrka välist atmosfääri ehk krooni. Osalise päikesevarjutuse ajal ei läbi Kuu teekond täpselt Päikese keskpunkti ja vaid osa Päikese pinnast on varjatud. Ent seegi on huvitav. See, kuidas me mingit antud varjutust näeme, sõltub siiski ka meie asukohast maakeral − kui asume täisvarju piirkonnas (kui seda üldse on), siis näeme täielikku päikesevarjutust, kui asume poolvarju piirkonnas, siis näeme osalist päikesevarjutust. Täisvarju piirkonda nimetatakse umbraks, poolvarju piirkonda prenumbraks. Rõngakujulise päikesevarjutuse puhul, nagu ülalpool märkisime, täisvari meieni ei jõua isegi siis, kui asume varju keskel ning maapinnal on vaid poolvarju piirkond.
Täielik päikesevarjutus on näha vaid väikesel osal Maa päevapoolest. Arvestades Kuu ja Päikese läbimõõte ja kauguseid on võimalik leida, et Kuu täisvarju läbimõõt on maksimaalselt 270km (sageli siiski alla ) mistõttu selle sattumine sinna, kus me oleme, on harv sündmus. Kuu vari libiseb üle Maa, sest Maa pöörleb ümber oma telje ja Kuu tiirleb ümber Maa. Täisvarju faas kestab antud maakohas üsna lühikest aega − kõige rohkem 7−8 minutit, enamasti 3−5 minutit, kuna Maa pöörleb ja meie ühes Maaga. Kuu poolvarju laius on oluliselt suurem, umbes (ligikaudu kahekordne Kuu läbimõõt). Mida kaugemal poolvarju keskkohast me asume, seda väiksem osa Päikese pinnast on Kuu poolt kaetud. Koos poolvarjuga on varjutuse kogukestvus paar tundi.
Kuu varju pikkus on keskmiselt 374 tuhat km ning see varieerub oluliselt ning üsna keeruliselt. Seetõttu ei pruugi täisvarju koonuse tipp alati Maani jõuda, täisvarju ei olegi ning tegemist on nn rõngakujulise varjutusega (joonis 7.1 vasakpoolne alumine skeem) − Kuu varju ümbritseb kitsas päikevalguse rõngas. Umbes pooled päikesevarjutused on rõngakujulised.
Kuid on olemas veel üks päikesevarjutuse liik − hübriidvarjutus. See on üsna haruldane ja huvitav ning see esineb vaid mõni kord sajandis. See on kombinatsioon rõngakujulisest ja täielikust varjutusest, millest siis ka nimetus. Kui hübriidvarjutuse vari liigub üle Maa, siis algab see rõngakujulise varjutusega, mis muutub siis oma teekonnal täielikuks varjutuseks ja sageli seejärel tagasi rõmbakujuliseks varjutuseks. Ehk siis, kui vaatleja näeb varjutust hommikul või õhtul, siis näeb ta rõmgakujulist varjutust, kui aga näeb seda keskpäeval, siis on see tema jaoks täielik päikesevarjutus. Põhjuseks on see, et Maa pinna ja Päikese vahekaugus on veidi erinev erinevates Maakera punktides (serv või keskkoht).
Kui Kuu ja Päikese joondumine on ideaalne, siis on jälgitav täielik päikesevarjutus ning ilmuvad nähtavale planeedid ja mõned heledamad tähed, sest Päikese valgus on praktiliselt täiesti kadunud. Näha on ka Päikese hõredat ja nõrka välisosa ehk krooni. | Kui Kuu on päikesevarjutuse ajal liiga kaugel, mistõttu selle ketas ei kata Päikese ketast täielikult, näeme Kuu varju ümbritsevat kitsast päikesevalguse rõngast. Seda nimetatakse rõngakujuliseks varjutuseks. |
Kui Maa asub Päikese ja Kuu vahepeal, blokeerib Maa Kuu jaoks Päikese valguse, pimendades nii Kuu ketta, mistõttu me näeme kuuvarjutust (joonis 7.2). Kuu liigub oma orbiidil läbi Maa varju ja me näeme Maa kaarekujulise varju serva üle Kuu pinna libisemas. Varjutatud Kuu piirkond omandab tumepunase varjundi, mis on tingitud Maa atmosfääris toimuvast Päikese valguse hajutamisest (punane hajub vähem) ja mis atmosfääris murdununa osalt siiski satub Kuu pinnale. Tavaliselt on Päikese, Maa ja Kuu joondumine ebatäpne, mistõttu Kuu ei lähe Maa täisvarjust läbi ehk Maa täisvari ei kata kunagi Kuud täielikult. Seda tuntakse osalise kuuvarjutusena. Osalise kuuvarjutuse puhul on seega mingi osa Kuu kettast tavapärase väljanägemisega, varjutatud osa aga tumepunane ning siiski pisut näha. Seetõttu ei ole osaline kuuvarjutus nii muljetavaldav nagu on osaline päikesevarjutus. Mõnikord läheb aga Kuu Maa täisvarjust tervikuna läbi, st varjutatud on terve Kuu ketas ja seega on tegu täieliku kuuvarjutusega. Ka täieliku kuuvarjutuse puhul on Kuu varjatud osa siiski tumepunasena näha, ehkki mitte selgelt.
Täielik kuuvarjutus kestab nii kaua, kui palju vajab Kuu aega Maa varju läbimiseks – Maa nurkläbimõõt on Kuu omast umbes korda suurem ja seega on ka täisvarju kestmise aeg pikem – mitte üle umbes 100 minuti. Varjutus algab kogu Maa öise poolkera jaoks füüsikaliselt samaaegselt (kohalik aeg muidugi erineb) ja kestab sama aja. Terve ööine poolkera näeb kuuvarjutust.
Niisiis on päikese- ja kuuvarjutused antud maakohas küllaltki haruldased. Täpne arvutus annab meile tulemuseks, et igal aastal esineb kindlasti vähemalt kaks päikesevarjutust ent võib-olla ka neli (heal juhul isegi viis). Need on nähtavad aga üsna piiratud aladel. Kuuvarjutuse jaoks puhul leiame aga, et igal aastal ei pruugi kuuvarjutust olla. Kuna kuuvarjutus on aga näha kõikjal, siis keskmiselt näeb inimene umbes 50 varjutust eluea jooksul.
Enne arvutite aega oli varjutuste prognoosimine omaette tõsine töö, tänapäeval on arvutite abil võimalik varjutusi arvutada väga täpselt väga pikaks ajaks ette. Vaadake päikesevarjutuste toimumisi ja andmeid nende kohta nt http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html.
Varjutused
Kui Maa, Kuu ja Päikese keskpunktid nende orbitaalsel liikumisel asuvad umbes poole kraadi täpsusega samal joonel, siis on meil võimalik näha varjutusi. Varjutused võivad olla osalised või täielikud. Kuna Päikese ja Kuu nurkläbimõõdud Maalt vaadatuna on üsna sarnased (umbes ), siis on meil võimalus näha ka väga ilusat täielikku päikesevarjutust.
Päikesevarjutus
Päikesevarjutus leiab aset, kui Kuu satub Maad ja Päikest ühendaval mõttelisel joonel Päikese ja Maa vahele. Maale tekib siis enamasti Päikese täisvarju ja poolvarju piirkond. Täisvarju piirkonnas asuvad vaatlejad näevad täielikku päikesevarjutus, poolvarju piirkonnas asujad näevad osalist päikesevarjutust. Täisvarju piirkond on üsna kitsas ja liigus Maa pöörlemise tõttu vaatleja asukohast üsna kiirelt üle. Kui Kuu täisvari Maani ei ulatu, siis on täieliku päikesevarjutuse asemel nn rõngakujuline päikesevarjutus.
Kuuvarjutus
Kuuvarjutuse puhul peab Kuu olema Päikese poolt vaadatuna Maa taga. Ka kuuvarjutus võib olla osaline või täielik. Täielik kuuvarjutus kestab nii kaua, kui palju vajab Kuu aega Maa varju läbimiseks ning see võib olla kuni 100 minutit. Varjutus toimub samaaegselt kogu Maa ööpiirkonna jaoks. Ka täieliku kuuvarjutuse ajal ei kao Kuu täielikult, vaid on näha tumepunasena.
Kuu- ja päikesevarjutuse esinemise sagedusest
Kuna Kuu orbiit on umbes võrra kallutatud ekliptika suhtes, siis toimuvad kuu- ja päikesevarjutused vaid mõned korrad aastas. Täielik päikesevarjutus on nähtav üsna piiratud alal ning seda loetakse haruldaseks sündmuseks ning sõidetakse nii mõnigi vaatama isegi Maa vastaspoolele. Varjutuste toimumise täpseid aegu ja nähtavuse kohti on internetist võimalik leida väga pikka aega ette.
Planeetide näiv liikumine on keerukam kui tähtede liikumine, kuid juba aastaks 800 e.m.a. olid olemas küllalt head Veenuse, Jupiteri ja Marsi vaatluste seeriad. Vaatlustest nähtus, et planeedid võivad liikuda taevasfääril tähtede suhtes nii ühte- kui teistpidi.
Näiva liikumise järgi kuuluvad ühte rühma Merkuur ja Veenus, teise rühma kõik ülejäänud planeedid. Merkuur võib asuda Päikesest ülimalt nurkkaugusel, Veenus kaugukaugusel. Ülejäänud planeedid võivad asuda Päikesest igasugusel nurkkaugusel. Planeedid võivad liikuda kord ühte-, kord teistpidi. Näivate trajektooride „silmused” võivad olla küllalt erineva kujuga. Kui planeedi teekonna suund muutub, näib planeet justkui peatuvat ja vastavat aega nimetataksegi seisakuks.
Planeetide selliste trajektooride seletamiseks mõtles Kreeka astronoom Hipparchos välja epitsüklite süsteemi (joonis 8). See seletas planeetide „tagurpidi” liikumist ja ka nende veidi suuremat heledust sellel ajal. Hipparchose ideid kasutas umbes aastat hiljem Ptolemaios, kes paigutas Maa mitte deferendi keskele vaid keskkohast veidi eemale. Sellega saavutati planeedi liikumise ebaühtlane nurkkiirus. Ptolemaios tegi ka teisi täpsustusi ning tema konstrueeritud mudelid olid täpsusega. Ptolemaiose geotsentriline maailmasüsteem sai laialt tuntuks ja püsis kõigutamatuna aastat.
Alles 1543. aastal ilmus trükist Koperniku (1473−1543) töö, milles Ptolemaiose süsteemi oli oluliselt modifitseeritud − Maa asemel oli süsteemi tsentris Päike. Kopernik töötas oma mudeli kallal ligi aastat, ent lõpuks ei andnud ka tema mudel suuremat täpsust kui Ptolemaiose mudel ning see oli tal kogu aeg probleemiks. Planeetide ebaühtlase kiiruse seletamiseks pidi ka Kopernik sisse tooma mitmeid väikesi epitsükleid. Koperniku epitsüklite põhjuseks oli ringorbiitide eeldus ning tema epitsüklid olid väiksemad kui Ptolemaiose omad. Ent lisaks tema õigele eeldusele, mille kohaselt planeedid tiirlevad tegelikult ümber Päikese, oletas Kopernik korrektselt ka seda, et tähed asuvad väga kaugel (muidu peaks olema täheldatav nende aastaparallaks) ja et Maa pöörleb ümber oma telje.
Koperniku mudelis seletuvad planeetide tagurpidi liikumised kergelt projektsiooni efektina, sest planeetidel on orbiitidel erinevad kiirused. Koperniku mudelis oli planeetide „tagurpidi'' liikumine näiv, Ptolemaiose mudelis aga tõeline (joonis 8.2).
Enne kui vaatleme planeetide orbiite täpsemalt, toome ära mõned mõisted. Vastavalt nende asendile Maa suhtes nimetatakse Merkuuri ja Veenust siseplaneetideks ning kõiki ülejäänuid välisplaneetideks. Kui välisplaneet asub Maad ja Päikest ühendaval sirgel ning Päikese taga, nimetatakse seda asendit planeedi ühenduseks; kui aga Maa taga, siis planeedi vastasseisuks ehk opositsiooniks. Loomulikult on planeedi vaatlemiseks parim aeg just vastasseisu aeg, sest planeet on Maale kõige lähemal ja ta on näha pimedal ajal kõige kauem (joonis 9). Siseplaneedil vastasseisu ei ole ent ühendusi on kaks. Kui siseplaneet asub täpselt Päikese ja Maa vahel, on tegemist alumise ühendusega; kui Päikesest teisel pool, siis ülemise ühendusega. Asendeid, kus siseplaneet on Päikesest maksimaalselt eemaldunud, nimetatakse elongatsioonideks. Need on siseplaneedi parimad vaatlusajad. Meenutame, et siseplaneedid Merkuur ja Veenus võisid asuda Päikesest ülimalt ja kaugukaugusel − need on just elongatsiooni asenditele vastavad nurkkaugused.
Geotsentriline ja heliotsentriline maailmasüsteem
Geotsentrilises maailma mudelis tiirlesid Päike, Kuu ja planeedid Maa ümber. Planeetide näiva liikumise kirjeldamiseks eeldati mudelis, et planeedid liiguvad oma orbiitidel mööda epitsükleid. Heliotsentrilises maailma mudelis tiirlesid planeedid (sealhulgas ka Maa) ümber Päikese. Kuu tiirles ümber Maa.
Siseplaneetide ja välisplaneetide olulisemad asukohad orbiitidel.
Kui välisplaneet asub Maad, Päikest ja planeeti ühendaval sirgel ning (Maalt vaadates) Päikese taga, siis nimetatakse seda planeedi ühenduseks; kui ta asub (Päikeselt vaadates)Maa taga, siis nimetatakse seda vastasseisuks ehk opositsiooniks. Siseplaneedil vastasseisu ei ole ning Maale lähemat ühendust nimetatakse aslumiseks ühenduseks ja kaugemat ühendust ülemiseks ühenduseks. Siseplaneedi Päikesest suurima eemaldumise asendeid nimetatakse elongatsioonideks.
Järgmist sammu planeetide liikumise selgitamisel oli võimalik teha alles pärast seda, kui kogunenud olid põhjalikud vaatlusandmed. 16. sajandi parim astronoom-vaatleja, Tycho Brahe (1546−1601), saavutas planeetide liikumise jälgimisel ja koordinaatide määramisel 21 aasta vältel täpsuse vähemalt 1′ või rohkemgi. Tycho Brahe vaatlustulemusi asus tõlgendama Johann Kepler (1571−1630). Esmalt leidis ta, et kõikide planeetide orbiitide tasandid läbivad Päikest, kuid võivad üksteise suhtes olla kergelt erinevate nurkade all.
Marsi trajektoori kirjeldamiseks proovis Kepler mitmeid erinevaid mudeleid, kuni lõpuks sõnastas:
Detailsel Marsi orbiidi uurimisel sõnastas Kepler seaduse:
Kepleri 2 .seadus
Planeedilt Päikeseni tõmmatud kujuteldav joon ehk raadiusvektor katab võrdsetes ajavahemikes võrdse pindala.
Vaid sellisel juhul kirjeldab mudel vaatlusi vaatlusvigade (1′) piires. Vähimat kaugust ellipsi fookusest nimetatakse periheeliks, suurimat kaugust afeeliks (vt joonis 10). Kuna pindalad on võrdsed, ent afeel on suurem kui periheel, siis saame siit kohe järeldada, et planeedi kiirus periheelis on suurem, kui afeelis.
Hiljem laiendas Kepler oma tulemusi ka teistele tuntud planeetidele (Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter ja Saturn). Arvestades planeetide suhtelisi asendeid ja kiiruseid orbiitidel, õnnestus Kepleril selgitada planeetide näivate heleduste ja liikumiskiiruste selliseid nüansse, mida ringorbiitide puhul isegi epitsükleid arvestades ei osatud.
Lõpuks leidis Kepler ka, et:
Meenutame, et sideeriline tiirlemisperiood on nö „tõeline" tiirlemisperiood ehk siis selline, nagu planeedi tiirlemine ümber Päikese paistaks eemalt („tähtede" juurest) vaadatuna.
Eriti lihtsaks muutub Kepleri kolmas seadus siis, kui valime aja ühikuks (Maa) aasta ja pikkusühikuks astronoomilise ühiku ehk siis, kui võrdleme mingi planeedi liikumist Maa liikumisega. Üks astronoomiline ühik on Maa orbiidi suurema pooltelje pikkus – sisuliselt ligikaudu Maa ja Päikese vaheline kaugus ehk (ligikaudu miljonit kilomeetrit). Nendes aja ja kauguse ühikutes võime kirjutada Kepleri kolmanda seaduse suvalise planeedi jaoks kujul
kus on planeedi sideeriline tiirlemisperiood ja on selle suure pooltelje pikkus. See seadus annab, et planeetide „aasta” suureneb kiiremini kui selle orbiidi mõõde . Näiteks Saturn asub kaugusel aü, kuid selle periood on aastat.
Planeedi orbiidiks on ellips, mille ühes fookuses on Päike. Ellipsi üldvalem ristkoordinaatides on
kus ja on ellipsi pikem ja lühem pooltelg. Ellipsi lapikust iseloomustatakse sageli selle ekstsentrilisusega mis defineeritakse kui
Planeetide liikumise korral avalduvad planeetide kaugused Päikesest kujul
See on ellipsi võrrand polaarkoordinaatides; hüperbooli puhul tuleb lugejat korrutada -ga. Nurga nimi on tõeline anomaalia.
Niimoodi defineeritud elliptilistel orbiitidel on keha kiirused periheelis ja afeelis
ja nende suhe on
Neis valemites on gravitatsiooni konstant ja on ellipsi fookuses oleva keha mass. Kuna ellipsi ekstsentrilisus on alati e<1, on kiirus periheelis alati suurem kui afeelis. Väga elliptiliste orbiitide puhul võib see erinevus olla üsna suur.
Lõpuks leidis Kepler, et planeetide sideeriliste tiirlemisperioodide ruudud suhtuvad üksteisesse nii nagu nende orbiitide suurte pooltelgede pikkuste kuubid (Kepleri 3. seadus)
Tabelis toodud andmetest on näha, et planeetide orbiidid on üsna ringilähedased (eksentrilisus on väike). Erandiks on Merkuur, mille ekstsentrilisus on nii suur, et Merkuuri kaugus Päikesest efeelis on tervelt 1,5 korda suurem kui periheelis. Tabelist on käha, et Kepleri 3. seadus kehtib hästi ehk siis, et parempoolseimas veerus toodud numbrid on üsna sarnased ühega. Põhjustest tuleb juttu peagi, kui räägime täpsustustest Kepleri seadustesse.
Planeetide orbiitide suurte pooltelgede pikkused (astronoomilistes ühikutes), tiirlemisperioodid (aastates), ekstsentrilisused ja Kepleri 3. seaduse konstantide väärtused
P2a3 | ||||
Merkuur | 0,387 | 0,241 | 0,206 | 1,002 |
Veenus | 0,723 | 0,615 | 0,007 | 1,001 |
Maa | 1,000 | 1,000 | 0,017 | 1,000 |
Marss | 1,524 | 1,881 | 0,093 | 1,000 |
Jupiter | 5,203 | 11,86 | 0,048 | 0,999 |
Saturn | 9,555 | 29,42 | 0,054 | 0,998 |
Uraan | 19,19 | 83,75 | 0,047 | 0,993 |
Neptuun | 30,07 | 163,7 | 0,009 | 0,986 |
Kepleri seadused on otseselt tuletatavad lähtudes Newtoni seadustest (sh gravitatsiooniseadusest). Toome siinkohal näitena ühe lihtsa illustratsiooni: ringorbiitide eeldusel on kolmanda seaduse tuletamine väga kerge. Võrdsustades kesktõmbejõu gravitatsioonijõuga, saame
kus on Päikese mass. Avaldades kiiruse ringorbiidi tiirlemisperioodi kaudu , saame Kepleri 3. seaduse kujul
Kirjutades selle seose planeedi 1 jaoks ja planeedi 2 jaoks (tiirlemisperioodile ja orbiidi raadiustele lisame indeksid 1 ja 2) ning jagades saadud seosed, saame
ehkNende seoste alusel on võimalik määrata ka nt planeetide masse. Kuna eeldasime ringorbiite, on saadud seos ligikaudne.
Näide
Lahendus
Sateliidi tiirlemise ringorbiidi raadiuse saamiseks tuleb liita Maa raadius ja satelliidi kõrgus maapinnast. Seega satelliidi kaugus Maa keskpunktist on
ehk ümardame kolmele tüvenumbrile . Ringkiiruse arvutamise valem tuleb antud juhul
mis annab (SI süsteemis).Sellise kiiruse puhul on GPS signaali hilinemise täpseks arvutamiseks vaja arvestada ka erirelatiivsusteooria aja kulgemise muutuse parandit. Lugeja võib ise veenduda, et see vastab orbitaalperioodile 12 tundi, mis on pool Maa pöörlemisperioodist. Seda nimetatakse poolsünkroonseks orbiidiks.
Kuna on laboratooriumides mõõdetud ja me teame aasta pikkust ja astronoomilise ühiku pikkust, saame Newtoni mehhaanika alusel määrata Päikese massi. Asetades saadud valemisse tuntud väärtused Maa liikumise jaoks r=1 a¨u=1,5⋅1011m ja saame Päikese massiks Sarnaselt: teades keskmist kaugust Kuuni () ja Kuu sideerilist tiirlemisperioodi (päeva), saame arvutada Maa massi
Niimoodi määratakse praktiliselt kõik massid astronoomias. Kuna me ei saa sõita kohapeale ja planeete otseselt kaaluda, tuleb meil kasutada objekti gravitatsioonilist mõju millegi suhtes. See kehtib planeetide, tähtede, galaktikate ja isegi galaktikaparvede kohta.
Newtoni liikumisseadused ja gravitatsiooniseadus andsid Kepleri seadustele teoreetilise selgituse. Newtoni teooriast tulenesid ka Kepleri esimese ja kolmanda seaduse täpsustused. Osutus, et planeedid ei tiirle täpselt Päikese ümber. Nii Päike kui ka planeet tiirlevad nende ühise masskeskme ümber. Kuna Päike ja planeet tunnevad võrdset ja vastassuunalist gravitatsioonijõudu (Newtoni kolmas seadus), siis peab ka Päike planeedi gravitatsioonilise mõju tõttu liikuma. Päike on aga planeedist niivõrd palju raskem, et süsteemi planeet–Päike süsteemi ühine masskese asub Päikesele oluliselt lähemal kui planeedile.
Seetõttu on Kepleri seadus ka üsna täpne. Niisiis, täpne Kepleri esimene seadus on:
Täpne Kepleri 1. seadus
Planeedi orbiit Päikese ümber on ellips, mille fookuses asub süsteemi planeet–Päike süsteemi masskese.
Kui massid on võrreldavad, asub masskese nende objektide vahel – paigas, kus asub ka mõlema objekti trajektooride fookus. Kui ühe keha mass on suurem, asub masskese sellele kehale lähemal ja selle keha orbiit on ka väiksem. Kui masside erinevus on selline nagu Maa ja Päikese puhul, mahub Päikese orbiit Päikese sisemusse. Kuid Jupiteri puhul asub süsteemi Jupiter–Päike süsteemi masskese Päikesest pisut väljaspool.
Päikesesüsteemi masskeset nimetatakse barütsentriks. Selle liikumine ruumis Päikese suhtes on kujutatud joonisel.
Ka Päikese ja planeedi puhul on Kepleri kolmanda seaduse parandus väike. Muude kehade puhul võib see olla aga oluline. Newtoni teooria põhjal on võimalik näidata, et täpne seos planeedi orbiidi suure pooltelje (mõõdetud astronoomilistes ühikutes) ja planeedi tiirlemisperioodi (mõõdetud aastates) vahel on
kus on kahe keha kogumass ja ühik M⊙ tähistab Päikese massi (tavapärane tähistus). Märkame, et Kepleri kolmanda seaduse üldstruktuur säilib, ehkki võrdeteguri täpne väärtus ei ole kõikide planeetide puhul sama. Kuna aga Päikese mass on kõikide planeetide massidest palju suurem, on võrdetegur küllalt heas lähenduses sama. Lisaks, Kepleri seadused ei arvesta ka teiste planeetide mõju.
Kepleri seadused võimaldavad konstrueerida päikesesüsteemi suhteliste mõõtmete mudelit kuid ei ütle midagi tegelike mõõtmete kohta. Kuna Kepler kasutas baasjoonena Maa orbiiti, avalduvad kaugused samuti vaid suhteliste mõõtmetena Maa orbiidi suhtes. See on sama, nagu meil oleks Eesti kaart, millel oleks antud kõik kaugused Tartu – Tallinn kauguse ühikutes, ent nende väärtused kilomeetrites puuduksid.
Kahjuks ei ole võimalik määrata Päikese parallaksi kasutades baasjoonena Maa läbimõõtu. Päike on selleks liiga hele ja liiga suur. Enne 20. sajandi algust olid täpseimad astronoomilise ühiku määramised tehtud Merkuuri ja Veenuse triangulatsiooni abil ajahetkel, mil need läksid täpselt Päikese ja Maa vahelt läbi. Kuna Päikese eest läbiminekut saab määrata väga täpselt, kasutati seda planeedi täpse asendi määramiseks taevas. Seda vaatlust saab teostada aga Maa erinevates punktides ja seejärel lihtsa geomeetria abil arvutada ka kaugus planeedini. Näiteks on taevasfääril Veenuse asukoha nihe siis, kui ta on Maale kõige lähemal, vaadelduna Maa vastasservadest, umbes 1′ – see on teleskoopidega kergelt mõõdetav. Kasutades parallaksi definitsiooni ja võttes baasjooneks Maa raadiuse, saame, et see nihe vastab kaugusele 44 miljonit km. Kepleri 3. seaduse abil Veenuse ja Maa jaoks on nüüd Maa kaugus Päikesest ehk astronoomiline ühik juba lihtsalt arvutatav ja vastuseks on miljonit km.
Kaasajal on absoluutset mastaapi võimalik täpsemini määrata radari abil, kus raadiosignaal peegeldub planeedilt tagasi. Teades valguse kiirust on kaugus lihtsasti arvutatav. Just Veenuse abil on tehtud astronoomilise ühiku kõige täpsemad määramised.
Eeldame lihtsustatult, et Päike ei liigu (st et süsteemi masskese on Päikese keskel).
Kepleri esimene seadus
Lähtume energia ja impulsi jäävuse seadustest. Olgu planeedi mass ja Päikese mass . Siis süsteemi koguenergia on kineetilise ja (negatiivse) gravitatsioonilise potentsiaalse energia summa
kus on planeedi kaugus Päikesest ja on planeedi liikumise kiirus. Planeedi impulssmoment avaldub vektorkorrutisena
ehk rakendades nurga siinuse definitsiooni
kus on planeedi kiirusvektori sihilt tõmmatud ristkaugus Päikesele (vt joonis) ja on raadiusvektori ja kiirusvektori vaheline nurk. Jooniselt on näha, et .
Asendades teise avaldise esimesse (st asendades kiiruse), saame
Tavapäraste polaarkoordinaatide asemel on siin koordinaatideks . Energia võib siin olla negatiivne või positiivne.
Seda me siin ei näita (see nõuab lehekülje jagu geomeetrilist tuletamist), kuid osutub, et tavaline ellipsi võrrand nendes uutes koordinaatides avaldub kujul
ning hüperbooli võrrand kujul
Suurused ja on tavapärased ellipsi suure ja väikese pooltelje pikkused, hüperbooli puhul ei ole nende tõlgendused nii piltlikud. Matemaatikahuviline lugeja võib koordinaatide ja kohta lugeda https://en.wikipedia.org/wiki/Pedal_equation (seal on asemel võetud tähistuseks ).
Kuna planeetide liikumisel on koguenergia negatiivne, siis annab energia ja impulssmomendi jäävus ellipsi võrrandi ning liikumine toimub mööda elliptilist orbiiti. Võrreldes meie saadud võrrandit äsjaviidatud ellipsi võrrandiga on võimalik kergelt saada ka ellipsi pooltelgede pikkuste avaldised
Kui koguenergia on positiivne, siis toimub liikumine mööda hüperbooli. Kui siis vastab see üleminekule ellptiliselt orbiidilt hüperboolsele orbiidile ehk liikumisele mööda parabooli (vaadake allpool kirjeldatud koonuslõikeid). Eelpool toodud tuletuskäigus ei ole vaja kohe algul lihtsalt energiaga läbi jagada.
Kepleri teine seadus
Eelpool toodud jooniselt on võimalik kergelt ette kujutada, et kui planeet nihkub aja jooksul nurga võrra, siis selle aja jooksul raadiusvektori poolt kaetud sektori pindala on Peame näitama, et on konstant. Niisiis,
ning see on tõesti konstant. See on otseselt seotud impulssmomendi jäävusega.
(3) Kepleri kolmas seadus
Kepleri teine seadus oli, et ajaühikus kaetud sektori pindala on konstant. Kui rakendame seda kogu orbiidile, siis on pindalaks kogu ellipsi pindala ja aeg on planeedi tiirlemise periood ehk me võime kirjutada
Kuna ellipsi pindala on , siis saameEllipsi lühikese pooltelje pikkuse avaldis oli meil varem saadud. Teisendame seda veidi Nüüd saame perioodi avaldise ehk
Planeetide orbiidid ja koonuslõiked
Saime Kepleri esimese seaduse tuletamisel, et keha orbiidiks on kas ellips või hüperbool. See jääb kehtima ka siis, kui vastav tuletuskäik täpselt läbi teha ning mitte eeldada, et Päikese mass (või tsentraalkeha mass) on väga palju suurem liikuva keha massist. Elliptiline orbiit hõlmab erijuhtumina ka ringorbiiti (ellipsi pooltelgede pikkused on võrdsed) ning piirjuhtu elliptilise ja hüperboolse orbiidi vahel.
Osutub, et kõikide liikumiste puhul, kus jõud on pöördvõrdeline kauguse ruuduga, on punktmassi orbiit üks neljast koonuslõikest – ring, ellips, parabool või hüperbool. Vastavate kõverate parve võib võtta abstraktselt matemaatilisena, kuid neid saab ka lihtsalt geomeetriliselt illustreerida koonuslõigete abil (vt joonist).
Milline orbiit igal konkreetsel juhul realiseerub, sõltub liikumise algtingimustest (energiast ja liikumise suunast). Kui planeedi koguenergia on negatiivne ehk potentsiaalse energia absoluutväärtus on suurem kui kineetiline energia, siis on orbiit ellips, kui koguenergia on null, siis on parabool. Kui koguenergia on positiivne (ehk kineetiline energia on suurem, kui potentsiaalse energia absoluutväärtus, siis on orbiit hüperbool. Kuna nii ideaalne ringorbiit kui ka täpne piirjuht paraboolse orbiidi näol vajavad oma realiseerumiseks ülihead algtingimuste “häälestumist”, siis reaalselt esinevad kosmiliste objektide liikumisel vaid elliptilised ja hüperboolsed orbiidid. Nagu nägime, planeetide orbiidid päikesesüsteemis on üsnagi ringilähedased, kuid nad on siiski elliptilised.
Kepleri seadused kirjeldavad mingi väiksema massiga keha liikumist oluliselt massiivsema keha gravitatsiooniväljas. Kepleri seaduste põhjendus tuleneb Newtoni gravitatsiooniteooriast ja liikumisseadustest, mille alusel on Kepleri seaduseid võimalik üldistada nt ka sarnaste massidega kehade liikumisele. Kepleri seadused on:
(1) planeedi orbiit on ellips, mille ühes fookuses on Päike;
(2) Planeedilt Päikeseni tõmmatud kujuteldav joon katab võrdsetes ajavahemikes võrdse pindala;
(3) Planeetide sideeriliste tiirlemisperioodide ruudud suhtuvad üksteisesse nii nagu nende orbiitide suurte pooltelgede kuubid.
Gravitatsiooniseadus, mis kirjeldab planeetide orbiite Päikese ümber, kirjeldab ka planeetide kaaslaste ja tehiskaaslaste orbiite. Kõik Maa ümber liikuvad tehiskaaslased liiguvad orbiitidel, mis on määratud Maa gravitatsioonijõu ja raketi stardil antud algkiiruse poolt.
Mõned kosmoselaevad võivad omandada piisavalt kiirust, et Maa gravitatsiooniväljast lahkuda ja mitte kunagi siia tagasi pöörduda. Sellist kiirust tuntakse paokiiruse nime all.
Ringkiiruste ja paokiiruste vahepealsete kiiruste puhul jääb keha elliptilisele stabiilsele orbiidile tiirlema. Kehade puhul, mis omavad paokiirusest suuremat kiirust, öeldakse, et nende liikumine ei ole suletud ja orbiit ei ole enam ellips. Sellisel juhul on trajektoor hüperbool. Kui Kepleri esimeses ja teises seaduses vahetada sõna ellips sõnaga hüperbool, siis kehtivad endiselt need seadused ka sellel puhul. Kepleri kolmas seadus ei saa aga kehtida põhjusel, et hüperbooli puhul ei saa rääkida perioodist.
Ümber mingi sfäärilise massijaotusega objekti liikumise ringkiirus defineeritakse seosega
kus on gravitatsioonipotentsiaal ja on kaugus objekti (näiteks Maa) keskpunktist. Arvestades, et antud juhul on potentsiaaliks punktmassi potentsiaal
milles massina tuleb mõista kaugusest sissepoole jääva osa massi, saame peale tuletise võtmist, et ringkiirus kaugusel onMeenutame veelkord, et on siin kaugusest sissepoole jääva osa mass. Näeme, et ringkiirus (ringorbiidil liikumise kiirus) on seda suurem, mida suurem on tsentraalne mass ning muutub (kahaneb) pöördvõrdeliselt ruutjuurega kaugusest. See valem kehtib ka juhul, kui mingi osa objekti massijaotusest asub kaugemal kui Ainus nõue on sfääriliselt sümmeetriline massijaotus. Paneme ka tähele, et tulemus ei sõltu tiirleva keha massist. Kuid eeldatakse, et tiirlev keha on punktmass (kui tiirlev keha ei ole punktmass, siis vt p. 3.4).
Kuna ringkiirusega liikuv objekt (nt kosmoselaev) ei kuku Maale tagasi, on seda kiirust hakatud nimetama esimeseks kosmiliseks kiiruseks. Maa jaoks on selle väärtus Selle arvutamisel on massiks võetud Maa mass ja raadiuseks Maa raadius. Eeldasime, et kosmoselaev tiirleb küllalt lähedal Maa pinnale. Üsna kõrgel tiirlevate GPS-satelliitide puhul tuleb all mõista nende satelliitide kaugust Maa keskpunktist ja nende puhul on ringkiirus oluliselt väiksem (u
Euroopa Liidu navigatsioonisüsteemi Galileo navigatsioonisatelliit. | Galileo navigatsioonisüsteem koosneb kokku satelliidist, mis paiknevad maapinnast 23000km kõrgusel. Galileo täpsus on oluliselt parem kui praegusel GPS-süsteemil. |
Iga keha omab mingit paokiirust. Nii nagu ringkiirus, nii ka paokiirus ei sõltu eemalduva keha massist, olles sama näiteks õhu molekuli ja kosmoseaparaadi jaoks. Näeme, et sõltuvus tsentraalkeha massist on samasugune, kui oli ringkiiruse puhul. Näeme ka, et mida kaugemal me kehast asume, seda väiksem on paokiirus, st seda kergem on lahkuda.
Teine kosmiline kiirus on määratletud kui kiirus, mis on vajalik Maa gravitatsioonist vabanemiseks ehk keha liikumiseks lõpmata kaugele (ignoreerides peale Maa kõiki teisi kehasid). Selle kiiruse saame kergelt arvutada energia jäävusest, võttes alg- ja lõppunktiks vastavalt Maa ja lõpmatuse. Kuna lõpmatuses on nii kineetiline kui potentsiaalne energia nullid, siis peame nõudma, et ka algpunktis peab koguenergia ehk potentsiaalse ja kineetilise energia summa olema null
Peale testkeha massiga taandamist ja avaldades sealt kiiruse, saame Maa gravitatsioonist vabanemise kiiruseksSellist mingi keha gravitatsioonist vabanemise kiirust nimetataksegi paokiiruseks. Näeme, et saadud kiirus on ringkiirusest korda suurem. Maa puhul on paokiirus ehk teine kosmiline kiirus 11,2km/s. Meenutades Kepleri seaduste osa, näeme, et see vastab paraboolse orbiidi kiirusele.
Ulmekirjanduses esineb ka mõiste kolmas kosmiline kiirus. See on kiirus, mis on vajalik Päikesesüsteemi gravitatsiooniväljast vabanemiseks ehk siis lennuks teiste tähtede juurde. Sealjuures eeldatakse, et stardipunktiks on Maa ning et vastav kiirus peab olema minimaalne kiirus. See tähendab, et eeldatakse, et võimalik on kasutada ka Maa tiirlemiskiirust, kuid ületada tuleb ka Maalt vabanemise energia. Sellisel juhul tuleb kolmanda kosmilise kiiruse väärtuseks
Neljas kosmiline kiirus on selline kiirus, mis on vajalik meie Galaktikast lahkumiseks.
Paokiirus
Sfäärilise sümmeetriaga potentsiaali puhul saab iga kauguse jaoks defineerida ringkiiruse mõiste. Kui mingi testkeha tiirleb mingi raadiusega ringorbiidil, siis tema tiirlemise kiirus ongi ringkiirus. Hakkame keha liikumise kiirust tasapisi suurendama. Kui keha kiirus on suurem kui ringkiirus, siis muutub orbiit elliptiliseks ja kiiruse edasisel suurendamisel paraboolseks. Paraboolse kiiruse puhul ei ole keha orbiit enam suletud, keha võib liikuda tsentraalkehast lõpmata kaugele. Paraboolsele orbiidile vastavat kiirust nimetatakse paokiiruseks. Paokiiruse ruut on võrdeline tsentraalkeha massiga ja pöördvõrdeline testkeha kaugusega tsentraalkeha keskpunktist. Maa puhul ja maapinna lähedal on paokiiruseks 11,2 km/s. Paokiirus ei sõltu testkeha massist.
Kuidas on võimalik energia jäävuse seaduse alusel saada valem paokiiruse arvutamiseks? Võrrelge näiteks, milline võiks olla paokiiruste erinevus Maal ja Kuul (arvutusi ei ole vaja teha).
Kui me ei käsitle kehasid punktmassidena, siis peame arvestama, et gravitatsioonijõud, mis mõjuvad keha erinevatele osadele, on erinevad. Mingile ruumilisele kehale mõjuvate gravitatsioonijõudude erinevust nimetatakse loodeliseks jõuks.
Vaatame esmalt Maa ja Kuu vastasmõju. Kuna gravitatsioonijõud sõltuvad kahe objekti vahelisest kaugusest, on Kuu gravitatsiooniline mõju tugevam sellele Maa küljele, mis asub Kuule lähemal. See gravitatsioonijõudude vahe Maa lähikülje ja Maa keskpunkti vahel on vaid umbes , ent tekitab märgatava loodelise kühmu. Maa muutub veidi väljavenitatuks, kusjuures selle pikem telg on Kuu poole suunatud.
Loodeliste jõudude tugevuse valem sarnaneb tavalise gravitatsioonijõu valemile, kuid selle nimetajas on kaugusest sõltuvus kuubis (gravitatsioonijõu erinevuse saamiseks tuleb jõu avaldisest tuletis võtta):
Ükski keha looduses ei ole absoluutselt jäik ning seetõttu põhjustavad jõudude erinevused kehade deformatsioone. Deformeeruvad nii Maa kivimid kui ka vesi. Suurimat deformatsiooni tunneb ookean (tõus), sest vedelikku on kergem liigutada. Ka Maa vastaspunktis Kuu suhtes tekib tõus. Seal on Kuu tõmme nõrgem ja vesi jääb Maa keskpunkti tõmbega võrreldes veidi maha. Seega tekivad tõusud antud asukohas kaks korda ööpäevas.
Nii Kuu kui ka Päike tekitavad Maal loodelisi jõude. Ehkki Päike asub Maast korda kaugemal kui Kuu, on see umbes 27 miljonit korda massiivsem, mistõttu selle tekitatud loodelised jõud moodustavad Kuu tekitatust umbes pool. Seetõttu esineb tegelikult kaks loodelist kühmu – üks Kuu-suunaline ja teine Päikese-suunaline, ning nende vahekord muutub kuu ja aasta jooksul. Kui Maa, Kuu ja Päike asuvad samal joonel, siis looded võimendavad teineteist ja seega esinevad suurimad tõusud ja mõõnad noorkuu ja täiskuu ajal. Sisemeredes (nt meie Läänemeres) on tõusud vaid mõned kuni kümmekond sentimeetrit, ookeaniäärsetes kitsastes lahtedes aga isegi tublisti üle meetri.
Maa pöörleb ümber oma telje tähtede suhtes 23 tunni ja minutiga – sideeriline ööpäev. Ent näiteks teatud tüüpi korallide uurimised (päevased ja aastased kasvumärgid) osutavad, et see ei ole alati nii olnud ning et Maa pöörlemine aeglustub pidevalt. Pool miljardit aastat tagasi oli ööpäeva pikkus umbes tundi ja aasta sisaldas peaaegu päeva.
Maa pöörlemise aeglustumise peamiseks põhjuseks on Kuu loodelised jõud. Tegelikult ei ole Maa kuju deformatsioon suunatud täpselt Maa-Kuu joont pidi. Hõõrdumise tõttu pinnases ja ookeanides on Maa kuju muutumisel inerts ning Maa pöörlemine veab tõusu-mõõna endaga näivalt kaasa ning selle kühm (loodepais) on Maa-Kuu joone suhtes Maa pöörlemise suunas veidi nihutatud. Kuu gravitatsiooniline tõmme püüab seda aga takistada (st pöörata loodepaisu enda suunas), st see aeglustab Maa pöörlemist (vt joonist).
Loodeliste jõudude toimega on seletatav ka Kuu aeglane kaugenemine Maast. Kuna Maa pöörlemiskiirus tasapisi aeglustub, kuid süsteemi Maa - Kuu kogu impulssmoment peab olema jääv, siis peab eelnimetatud aeglustumise kompenseerima Kuu tiirlemisega seotud impulssmomendi kasv. Kuu eemaldub meist kiirusega aastas (Kuu kauguse mõõtmise täpsus on vähem kui 1 cm).
Nii nagu Kuu pidurdab Maa pöörlemist, nii pidurdab Maa ka Kuu pöörlemist ning oluliselt tugevamalt! See pidurdamine oli väga kiire, kestis vaid mõned miljonid aastad. Pidurdamine lõpeb, kui pöörlemine jõuab tasakaalulisse seisundisse, kus pöörlemise periood on võrdne tiirlemise perioodiga. Sellisel juhul kõneldakse sünkroonsest pöörlemisest. Seetõttu ongi Kuu pööratud Maa poole kogu aeg sama küljega. Sünktoonset pöörlemist esineb Päikesesüsteemis veel mitmel juhul (vt p. 11).
Lunar Rangefinding
Lunar laser ranging from August, 1969 – December, 1993 indicates a lunar recession rate of 3.82 cm/yr, which corresponds to a change in length-of-day of 2.3 ms/century.Eelpool kirjeldatud maakera kuju deformatsiooni Kuu ja Päikese gravitatsiooni tõttu saab üldistada ka teistele kehadele. Vaatame mingit väiksemat keha suurema keha gravitatsiooniväljas. Väikest keha hoiab koos tema enda gravitatsioonijõud. Kuid kui see keha on väga lähedal suuremale kehale, siis võib juhtuda, et suurema keha poolt mõjuv loodeline jõud on suurem kui väikest keha koos hoidev gravitatsioonijõud ning loodeline jõud mitte ainult ei venita väiksemat keha välja, vaid purustab selle tükkideks.
Seega on iga planeedi ja tema kaaslase jaoks on olemas teatud kriitiline kaugus, millest seespool kaaslane puruneb. Seda kaugust nimetatakse Roche piiriks, vastavate valemite tuletaja Edouard Roche nime järgi. Kui planeedi ja selle kaaslase tihedused on ligikaudu samad, siis on Roche piir umbes 1,4 planeedi raadiust. Täpsem valem Roche piiri jaoks on
kus on tihedus ning alaindeks vastab suurele kehale ja väiksele kehale. Valemis olev võrdetegur 1,4 sobib tahkete kehade puhul, vedelike teooria alusel (sobib nt tähtede puhul) on võrdetegur 2,4.Siit on võimalik näiteks arvutada, et kui Kuu tuleks Maale lähemale, kui , siis ta puruneks.
Loodelised jõud
Mingile ruumilise keha erinevatele osadele mõjuvate gravitatsioonijõudude erinevust nimetatakse loodeliseks jõuks. Loodelise jõu tugevuse valem sarnaneb gravitatsioonijõu valemile, kuid kahaneb kaugusega kiiremini (nimetajas on kaugus kuubis). Loodelised jõud põhjustavad kehades deformatsioone. Loodeliste jõudude ilmingu üks näide on Maa veekattes esinevad tõused ja mõõnad.
Roche piir
Kui mingile kehale mõjuvad loodelised jõud on nii tugevad, et ületavad keha koos hoidvaid jõude (astronoomias tavaliselt gravitatsioonijõude), siis keha puruneb. Seda kaugust, millest seespool massiivse keha poolt väiksemale kehale mõjuvad loodelised jõud purustavad väiksema keha, nimetatakse Roche piiriks.
Maa jaoks on Roche piir . Meie olema maapinnal vaid kaugusel Maa tsentrist ja seega ilmselt Roche piiri sees. Miks me ei lagune ära? Võrrelge ka Kuu poolt tekitatud gravitatsioonijõudude tugevust inimese keskkohale ja inimese keha mingile äärepunktile.
Siin saame teada
- Meile juba tuttavad mikromaailma seadused, nende seas valguse neeldumine ja kiirgumine „portsjonide“ ehk footonite kaupa, on põhimõttelise tähtsusega ka astronoomias.
- Musta keha kiirguse omadused annavad astronoomiliste objektide kohta olulist infot.
- Spektroskoopia ehk valguse spektrite uurimine on üks astronoomia olulisemaid tööriistu.
Meie teadmised mingi planeedi, tähe või galaktika kohta tulevad nende objektide poolt kiiratud elektromagnetkiirguse tõlgendamisest teadaolevate füüsikaseaduste alusel. Nähtav kiirgus on vahemikus umbes Pikemate lainepikkuste pool asuvad infrapuna- ja raadiokiirgus. Infrapunakiirgust adume soojusena. Väiksematel lainepikkustel asuvad ultraviolett-, röntgen- ja gammakiirgused.
Atmosfääri läbipaistmatuse tõttu jõuab vaid väike osa astronoomiliste objektide kiirgusest maapinnani. Kuna erinevad atmosfääri gaasid neelavad erinevaid lainepikkuseid, sõltub atmosfääri läbipaistmatus üsna keerulisel moel lainepikkusest. Näiteks veeaur ja hapnik neelavad raadiolaineid lainepikkusega alla sentimeetri, veeaur ja süsinikdioksiid neelavad tugevalt infrapunast kiirgust. Ultraviolett-, röntgen- ja gammakiirguse läbitulekut atmosfäärist takistab kõrgel Maa atmosfääris asuv osoonikiht. Nähtavat kiirgust takistavad ajuti pilved. Väga kõrgel, umbes kõrgusel asuv ionosfäär takistab pikalainelise, üle 10m raadiokiirguse läbitulekut. Joonisel on kujutatatud atmosfääri läbipaistmatus (vertikaalteljel) sõltuvana lainepikkusest (horisontaalteljel). Sada protsenti vastab täielikult läbipaistmatule atmosfäärile. Kokkuvõttes eksisteerivad vaid mõned lainepikkuste vahemikud, milledele atmosfäär on kas täielikult või ligikaudu läbipaistev ja need on optiline piirkond, mõned infrapuna lainepikkuste piirkonnad ning raadiokiirguse piirkond.
Kõik makroskoopilised kehad kiirgavad oma temperatuurile vastavat pidevat kiirgust kindla spektraaljaotusega. See kiirgusintensiivsuse sõltuvus sagedusest on musta keha kiirgusjaotus (ehk ka Plancki kiirgusjaotus). Reaalselt ei ole ükski keha täpselt sellise energiajaotusega. Ent tihti on see hea lähendus.
Must keha on objekt, mis mitte ei peegelda ega hajuta sellele langevat valgust vaid neelab ja seejärel taas kiirgab sellele langenud valguse. Musta keha kiirgus sõltub ainult musta keha temperatuurist ja on pidev spekter. Musta keha spektraalset kiirgusvõimet (spektrit) sageduse jaoks on võimalik kirjeldada Plancki valemiga
kus h=6,626×10−34J⋅s on Plancki konstant, on valguse kiirus ning Boltzmanni konstant. on nn Plancki funktsioon, selle ühik on [Js−1m−2Hz−1sr−1]. Musta keha kiirgust nimetatakse ka soojuslikuks kiirguseks.
Suurust nimetatakse kiirgusintensiivsuseks ja nagu selle ühikust näha, sõltub kiirgusintensiivsus üldjuhul ka suunast. Kui suunast sõltuvust ei ole (isotroopsus), võib suuna järgi ära integreerida (vastav integraal on ). Integreerides ka üle sageduste, saame energiavoo , mis avaldub kujul
See valem on tuntud Stefan−Boltzmanni seaduse nime all ning on Stefan−Boltzmanni konstant. Kui sageduste järgi ei ole integreeritud, nimetatakse seda monokromaatseks vooks. Energiavoo ühik on monokromaatse voo ühik on Pangem tähele, et energiavoog on pindala ühiku kohta.
Kui temperatuur suureneb, nihkub musta keha kiirgusjaotus suuremate sageduste (ehk väiksemate lainepikkuste) suunas: mida kõrgem on temperatuur, seda sinisem on kiirgus. Hästi madala temperatuuri puhul on kiirgus infrapunaste lainepikkuste alas. Näiteks keha, mille temperatuur on kiirgab infrapunast kiirgust. Kui temperatuur on on ka enamus kiirgusest infrapunases piirkonnas, ent väike osa satub juba ka nähtavasse tumepunasesse piirkonda. Temperatuuri 4000K juures hakkab värvuse maksimum nihkuma punasest piirkonnast kollasesse. Alates temperatuurist 7000K nihkub maksimum sinisesse piirkonda. Seda kirjeldab matemaatiliselt Wieni nihkeseadus: kiirguse maksimumi lainepikkus on pöördvõrdeline temperatuuriga ehk maksimumi lainepikkuse ja temperatuuri korrutis on konstantne
Konstant selles valemis Lainepikkuste maksimumi nihe on näha musta keha kiirgust illustreerival joonisel.
Maapealsed kehad ei oma väga suuresagedusliku kiirguse kiirgamiseks piisavalt kõrgeid temperatuure. Paljud kosmilised objektid kiirgavad aga olulise koguse ultraviolett-, röntgen- ja isegi gammakiirgust. Ehkki Päikese kiirgusmaksimum asub näiteks optilises piirkonnas, on päikesekrooni kiirgus valdavalt röntgenpiirkonnas. Erinevad lainepikkused annavad üksteist täiendavat informatsiooni ehk siis, kui uurime Päikest röntgenkiirguses, saame päikesekrooni kohta teada, milline on selle tihedus, temperatuur, aine liikumised; kui uurime Päikest optilises piirkonnas, saame andmeid Päikese "pinna" (ehk fotosfääri) kohta, milline on selle struktuur, liikumised ja muud omadused. Kõigest sellest tuleb selles õpikus edaspidi palju juttu.
Musta keha kiirgusjaotust kasutatakse objekti temperatuuri määramiseks. Nii on Päikese temperatuur kiirgusjaotuse järgi üsna täpselt määratav väga külmade gaasipilvede temperatuur tuleb 60K (kiirgus valdavalt raadiopiirkonnas), noorte tekkivate tähtede ümbriste temperatuur on 600K (kiirgus infrapunases), heledaimad kuumad tähed omavad temperatuure kuni Kuna nende objektide kiirgusjaotus ei vasta täpselt musta keha kiirgusjaotusele (vt Päikese kiirgusjaotuse joonist), siis nimetatakse neid temperatuure sageli efektiivseteks temperatuurideks. Musta keha spekter eeldab ju, et keha omab ühte fikseeritud temperatuuri, kuid tähtede (sh Päikese) kiirgusjaotus on summa mingi antud tähe erinevate piirkondade (veidi) erineva temperatuuriga kiirgustest. Sellest saame rohkem teada peatükkidest, kus kirjeldame Päikest ja teisi tähti.
Spektri piirkond | Temperatuuride vahemik |
Infrapunakiirgus | 30−1000K |
Nähtav valgus | 3000−10000K |
Röntgenkiirgus | 106−108K |
Olgu mingi üsna külm gaasipilv. Mis tekitab siis selle musta keha kiirguse pideva spektri? Klassikaline näide õõnsuse ja selles oleva väikese ava kohta praegu ei sobi. Niisiis, olgu gaasipilv temperatuuriga mis asub teda ümbritsevas footonväljas. Kui tegemist on musta kehaga, peavad gaasi aatomid olema oma ümbrusega soojuslikus tasakaalus, muidu ei oleks tegu musta kehaga. Ehk siis, ka aatomeid ümbritsev footonväli peab olema samuti temperatuuriga 60K, vastasel juhul üks neist kas soojeneks või jahtuks. Aatomid omavad nende temperatuurile vastavat Maxwelli kiiruste jaotust. Aatomid on pidevas liikumises ning mööduvad üksteisest piisavalt lähedalt, et nende elektronkatted oleksid üksteisega kulonilises mõjutuses (tõukuksid). Seetõttu aatomite trajektoorid muutuvad, nende energiad muutuvad. Energiate muutused avalduvad footonite kiirgamisega. Tulemuseks ongi pidev spekter, sest muutub aatomi energia, mitte üksiku elektroni energia aatomis.
Illustratsioon
Lahendus
Vaatame ahjus/kaminas põlevaid puid ja hindame selle värvust - see on ligikaudu kollakas-oranž. Selle lainepikkus on ligikaudu 580nm. (Kui see värvus ja saadud number lugejale ei meeldi, tehke see omaenda hinnangute alusel.) See vastab footonite energiale
Kasutasime siin teadmist, et . See on tüüpiline aatomite elektronkatte nivoode vaheline energia, ehk siis nn keemiline energia. Võime järeldada, et ahjust/kaminast pärinev energia on keemilise reaktsiooni (puidu põlemise) tulemus ja ei ole kooskõlas nt võimalusega, et tegemist võiks olla tuumareaktsioonidega vms, millede energiad on megaelektronvoltide suurusjärgus. Kuid seda me teadsime niigi …
Kui aatom või molekul läheb ühelt energiaseisundilt teisele energiaseisundile üle, kiiratakse või neelatakse teatud lainepikkusega footon. Kui aatomi energia väheneb võrra, kiirgab aatom footoni, mille sagedus on antud valemiga
Sarnaselt: kui aatom neelab footoni sagedusega , suureneb selle energia võrra.
Aatomite erinevad olekud omavad erinevaid energiaid. Siiski ei saa mitte igasuguste energiatasemete vahel toimuda üleminekuid ja footonite kiirgamisi. Lubatud üleminekute valimeid on mugav väljendada nn valikureeglitega. Tavaliselt antakse valikureeglid kõige tõenäolisema ehk nn dipoolkiirguse kohta.
Väga ligikaudu võib öelda, et mida suurema järjearvuga on aatom, seda keerukam on selle spekter. Täpsemalt määrab spektri keerukuse siiski viimasel elektron-allkihil asuvate elektronide arv.
Aatomeid on võimalik ergastada kiirguslikult või põrkeliselt. Kiirguslik ergastamine toimub siis, kui aatom neelab footoni, kusjuures footoni energia peab vastama täpselt energiatasemete vahelisele energiale, mistõttu pidevasse spektrisse tekib sellisel juhul vastav neeldumisjoon. Põrkeline ergastus tekib, kui vaba osakene (elektron või teine aatom) põrkub aatomiga ja annab osa oma kineetilisest energiast aatomile.
Kui aatom läheb ergastatud seisundist mingisse madalama energiaga seisundisse, kiiratakse footon. On võimalik aga ka põrkelisele ergastusele vastupidine protsess, milles ergastatud aatom põrkub mingi osakesega ja ergastuse energia läheb teise osakese kineetiliseks energiaks.
Välises elektri- ja magnetväljas toimub täiendav energiatasemete lõhenemine (Starki efekt ja Zeemani efekt). Spektris vastab sellele mingite spektrijoonte lõhenemine mitmeks lähedalasuvaks jooneks. Astronoomias on olulisem Zeemani efekt. See võimaldab spektrijoonte lõhenemise alusel arvutada magnetväljade tugevusi (vt näiteks Pt 7.2.1).
Kosmiliste objektide kiirgust uuritakse spektrograafide abil, milles valgus läbib spektrograafi pilu, ümmargust ava või paljusid avasid, misjärel see suunatakse peeglite abil difraktsioonvõrele ning edasi mingile detektorile.
Spektrograafi üheks oluliseks omaduseks on nn spektraallahutus ehk vähim lainepikkuste eristatavus, mida iseloomustatakse suurusega . Nt spektrijoonte lainepikkustest Doppleri efekti abil kiiruseid arvutades annab see astronoomias kasutatavate spektrograafide puhul kiiruste määramise täpsuse parimal juhtul isegi kuni umbes (see sõltub mitmetest detailidest, nagu ekspositsioon, statistiline töötlus jne.
Eristatakse pidevaid spektreid ja joonspektreid. Kui näiteks tekitada sädelahendus puhtas vesinikus, hakkab see gaas helenduma ehk kiirgama. Kiirguse spekter koosneb üksikutest diskreetsetest joontest tumedal taustal. Need on emissioonjooned e kiirgusjooned. Kui lasta Päikese valgus läbi spektrograafi, esinevad pideva spektri sees kitsad tumedad ribad. Neid jooni nimetatakse neeldumisjoonteks. Üldiselt kiirgab piisavalt tihe gaas kõikidel lainepikkustel ja omab seega pidevat spektrit. Hõre kuum gaas kiirgab heledaid emissioonjooni. Õhuke külm gaas neelab pidevast spektrist teatud lainepikkusi ja omab seega neeldumisjooni pideva spektri taustal.
Kiirgusjooned tekivad, kui kiirgava aine aatomid on eelnevalt ergastatud olekus. Enamik spektrijooni astronoomias on neeldumisjooned, st aatomid on oma põhiolekus.
Spektris esinevate joonte ja nende intensiivsuste järgi saab teha kindlaks jooni tekitava aine keemilist koostist, tihedust ja temperatuuri. Joonte intensiivsust iseloomustatakse nn ekvivalentlaiuse mõistega, milles spektrijoone tegelik kuju on taandatud täisnurkseks kujuks ning tegemist on siis vastava täisnurkse kuju laiusega.
Tähtedes on kõrge temperatuuri tõttu aatomid ioniseeritud ja seega on nende kiirgusspekter pidev. Ent tähtede suhteliselt külmades välisosades võivad aatomid säilitada mõned või isegi kõik elektronid. Need on valdavalt põhiolekus ning saavad neelata teatud lainepikkustega footoneid. Tõenäosus, et neile lainepikkustele vastavad tähe seestpoolt tulevad footonid jõuavad meieni, on seega väiksem. Neile lainepikkustele vastavad footonid on pärit seega pigem tähe pinnalähedasematest kihtidest kui teiste lainepikkuste footonid. Pinnale lähedasemad kihid on aga külmemad, mistõttu kiirgusvoog nendel lainepikkustel on väiksem. See avaldud pidevas spektris tumedamate "ribadena" ehk neeldumisjoontena.
Ühildades mõõdetud spektrijooned laboratooriumites mõõdetud joontega, on võimalik kindlaks teha tähe välisosade keemiline koostis. Näiteks on Päikese nähtavas spektris tuhandeid neeldumisjooni; ligi neist on tingitud vaid raua erinevatest ionisatsiooni ja ergastuse seisunditest (raual on elektroni ja see pakub väga palju erinevaid üleminekuvõimalusi).
Joonte intensiivsus sõltub kiirgavate/neelavate aatomite arvust, st tihedusest. Ent intensiivsus sõltub ka temperatuurist – temperatuur määrab kui palju aatomeid võib antud aatomülemineku algseisundis asuda. Näiteks: kuna Päikese atmosfääri temperatuur on küllalt väike (u on vaid vähesed vesiniku aatomid ergastatud seisundis. Meenutaga füüsika kursusest, et esimene ergastus vesiniku aatomis nõuab energiat 10,2 eV, mis vastab lainepikkusele nm. Meenutades varem toodud Päikese pideva spektri joonist näeme, et nendel lainepikkustel on Päikese kiirgus juba üsna nõrk. Seetõttu on Päikese spektris vesiniku aatomite esimeselt ergastatud seisundist lähtuvad jooned (Balmeri seeria jooned) nõrgad. Kõrgema temperatuuriga tähtedel on aga Balmeri seeria jooned hoopis tugevamad ja vastavalt on põhiseisundilt lähtuvad Lymani jooned nõrgemad, sest enamik vesiniku aatomeid ongi juba ergastatud. Kui temperatuur muutub nii kõrgeks, et vesinik on ioniseeritud, ei ole mingeid vesiniku jooni enam näha.
Arvestades, et spektrites on tihti väga paljude erinevate elementide jooni, on selge, et spektraalanalüüs on üheks astronoomia komplitseerituimaks valdkonnaks.
Heisenbergi määramatuse printsiibi üldistusest mingi oleku eluea kohta tuleneb, et spektrijoonel on mingi loomulik laius
kus on oleku eluiga. Tüüpilise ergastusseisundi eluiga on sekundit. Siit tulenev loomulik joone laienemine nt Balmer -joonele on umbes nanomeetrit. See on väga väike laius.
Mitmed füüsikalised protsessid laiendavad joone profiili. Uurides vaadeldud spektrijoont, me saame tuletada mõningad karakteristikud tähe kiirguse kohta.
Soojuslik ehk Doppleri laienemine. Vaadates kiirgavat objekti ning liikudes ise mingi kiirusega antud objekti suhtes näeme, et objekti kiirgusspekter on nihutatud. Objektist eemaldudes näeme, et nihe on punase poole, objektile lähenedes on nihe aga sinise poole. Sellist liikumisest tingitud vaadeldava sageduse (lainepikkuse) muutust nimetatakse Doppleri efektiks. Ei ole oluline, kas liigub kiirgaja või kiirguse vastuvõtja – tähtis on suhteline kiirus. Seejuures on oluline vaid kiirus piki vaatejoont (me ei vaata siin relativistlikke efekte). Soojuskiiruse kiirgajad – aatomid ja molekulid – on pidevas soojuslikus liikumises ja nende kiiratud jooned nihutatud vastavalt nende liikumiskiirustele. Soojusliikumisest põhjustatud Doppleri laienemine sõltub gaasi temperatuurist. Suurema temperatuuriga gaasis liiguvad osakesed kiiremini, mistõttu nendes on efekt suurem. Neutraalse vesiniku aatomite keskmine kiirus on 6000K juures on näiteks umbes vastav Doppleri laienemine tuleb
Seega soojuslik laienemine Balmeri joonele on umbes nanomeetrit ehk joone loomulikust laiusest oluliselt suurem.
Põrkeline laienemine. Põrkelise laienemise all mõistame mitte otseseid põrkeid, vaid üldisemalt naaberaatomite mõju. Starki efekti vahendusel mõjutavad aatomi energiatasemeid laetud naaberosakesed (ioonid ja elektronid). Põrked mõjutavad ka aega, mida aatom mingil energiatasemel veedab ning see on seotud spektrijoone laiusega (mõjutab joone loomulikku laiust). Naaberaatomid määravad aatomkeskkonna rõhu, mis samuti mõjutab spektrijoonte laiust. Kokkuvõttes, paljud häired teiste osakeste poolt põhjustavad joone laienemise. Kuna joone laienemine on seda suurem mida lähemal osakesed üksteisele asuvad, saame ka otsese sõltuvuse osakeste tihedusest.
Zeemani efekt. Kui aatom paigutada magnetvälja, siis jagunevad selle energiatasemed mitmeks alamtasemeks. Kui me ei suuda lõhenenud komponente eristada, paistab see meile ühe laienenud spektrijoonena. Laienemise määr sõltub magnetvälja tugevusest. Zeemani efekti abil on varasemalt määratud näiteks magnetväljade tugevus päikeseplekkides (vt pt. 7.2.1).
Teised laienemismehanismid. Märgime ära veel kolm makroskoopilist laienemise mehhanismi, mis baseeruvad Doppleri efektil. Suured turbulentsed liikumised tähe pinnal tingivad turbulentse laienemise. Tulemus on sarnane soojusliku laienemisega, ent laienemise määr ei ole temperatuuriga määratud. Teiseks: kui tähe atmosfäär paisub, siis põhjustab juhuslike liikumiste summa jälle joone laienemise, sest atmosfäär liigub meie poole. Kolmandaks mehhanismiks on tähe pöörlemine: kui täht pöörleb, siis selle üks pool läheneb meile ning teine eemaldub meist. Doppleri efekti tõttu on spektrijooned lähenevalt poolelt nihutatud veidi väiksemate lainepikkuste ppoole ja kaugeva osa omad punasele poole. Kuna nihked on küllaltki väikesed, siis avaldub see tähe spektris ühtse spektrijoone laienemisena. See on näha siis igas joones ning selle põhjal saab hinnata ka tähe pöörlemist (perioodi).
Kosmiliste hõredate gaasudude spektrites võivad esineda spektrijooned, mida tavalistes maistes laboritingimustes ei esine. Seetõttu on neid hakatud nimetama keelatud joonteks.
(Aatomi)füüsika kursusest on teada, et aatomites ei ole mitte kõikide olekute vahel üleminekud võimalikud. Lubatud üleminekud peavad rahuldama nn valikureegleid. Vastasel juhul, arvutades ülemineku kiirgusvõimsuse saame tulemuseks nulli, ehk et kiirgust ei toimugi. Need valikureeglid puudutavad aga kõige tõenäolisemaid üleminekuid ehk nn dipoolkiirgust. Alati on aga võimalik ka kõrgemat järku kiirgus ehk kvadrupoolkiirgus, mille valikureeglid on hoopis teistsugused. Tõsi, kvadrupoolkiirguse tõenäosused on oluliselt väiksemad. Laboritingimustes aga kvadrupoolkiirgust ei esine, sest aatomite ja/või ioonide sagedaste põrgete tõttu jõuab aatom minna enne mingisse uude olekusse, kui et kvadrupoolkiirgust kiirata. Nii et sellega ei olnud vaja arvestada.
Kosmilistes gaasududes on gaas aga väga hõre ja aatomite/ioonide omavahelised põrked väga harvad. Seetõttu jõuavad sageli toimuda isegi vähetõenäolised kvadrupoolkiirguse üleminekud kui et veel vähetõenäolisemad põrked. Selliseid kvadrupoolkiirguse üleminekute spektrijooni nimetatakse keelatud joonteks. Üsna mitmed astrofüüsikas olulised spektrijooned on just keelatud jooned.
See teema väljub bakalaureuse ja magistriõppe õpikute tasemest. Tegemist on üsna “eksootilise” nüansiga, millest võiks jätta kirjutamata, kui sellel ei oleks seost Eesti astronoomiaga. Rääkides spektraalüleminekutest kirjutatakse alati, et kiiratakse footon. Kuid kasutades kiirguse kirjeldamiseks häiritusarvutust on võimalik näidata, et väga harva (väga väikese tõenäosusega) võidakse kiirata ka nt kaks footonit. Kuna vaid nende footonite summaarne energia on fikseeritud, siis võivad nende energiad olla jaotunud üsna vabalt ehk siis paljude üleminekute puhul tekib pidev spekter. Akadeemik Aksel Kipper tegi 1940-ndatel aastatel vastavad arvutused ning näitas, et just vesiniku aatomi kahefootoniliste üleminekutega on seletatav planetaarudude nõrk pideva spektri foon. Tegemist on vesiniku aatomi sellise üleminekuga (spektraaltähistuses ), mis on muidu keelatud nii dipoolkiirguses, kvadrupoolkiirguses kui ka veel kõrgematki järku “…pool” kiirguses.
Kuidas me teame
Meie teadmised mingi planeedi, tähe või galaktika kohta tulevad nende objektide kiiratud elektromagnetilise kiirguse tõlgendamisest teadaolevate füüsika seaduste alusel. Oluline osa sellest kiirgusest neeldub Maa atmosfääris.
Musta keha kiirgus astronoomias
Astronoomilised objektid kiirgavad oma temperatuurile vastavat pidevat, kindla spektraaljaotusega kiirgust (soojuslik kiirgus). Musta keha kiirguse teadaolev spektraaljaotus võimaldab määrata astronoomiliste objektide temperatuure. Wieni nihkeseadus ütleb, et kiirguse maksimumi lainepikkus on pöördvõrdeline temperatuuriga, st mida kuumem objekt seda „sinisem“ valgus.
Spektroskoopia astronoomias
Spektroskoopia on uurimismeetod, milles mõõdetakse valguse spektraalset koostist. Registreeritakse enamasti diskreetseid spektrijooni. Kiirgusjooned tekivad, kui kiirgava aine energiatasemed on ergastatud olekud. Ühildades mõõdetud spektrijooned laboratooriumites mõõdetud joontega, on võimalik kindlaks teha tähe keemiline koostis.
Siin saame teada
- Mida teleskoop „teeb“.
- Millised on optiliste teleskoopide põhitüübid ja miks enamik suuri teleskoope on peegelteleskoobid.
- Milline on teleskoopide lahutusvõime, missugused faktorid seda mõjutavad ja kuidas seda parendatakse.
- Millised on teleskoobid teiste spektri piirkondade uurimiseks.
„Eksperimenti” nimetatakse astronoomias vaatluseks ja „eksperimendi aparatuur” koosneb tavaliselt järgmistest komponentidest. Esmalt satub nt tähelt tulev elektromagnetkiirgus teleskoopi, seejärel läbib mingi vaheaparaadi (spektrograaf, polarimeeter vm) ning seejärel kiirgust registreeriva seadme (fotoplaat, CCD vm) ning viimaks loetakse registreeritud signaalid arvutisse. Arvuti abil algab juba vaatlustest saadud andmete töötlus.
Teleskoope kasutatakse peamiselt kolmel suurel eesmärgil:
- et koguda suure pinna ja pika aja jooksul kiiratud valgust taevaobjektilt, et uurida sel viisil väga nõrkasid objekte;
- et suurendada objektide vaatlemise nurklahutust;
- et määrata objektide täpne asend taevas.
Kõige levinumad on teleskoobid, mis registreerivad optilist kiirgust. Ent üha suuremat tähtsust on hakanud omandama ka raadioteleskoobid, röntgenteleskoobid, gammateleskoobid, neutriinokiirguse ja gravitatsioonikiirguse vastuvõtjad (kaks viimast erinevad tavapärastest teleskoopidest juba niivõrd, et nende puhul seda nime ei tarvitatagi).
Optiliste teleskoopide tähtsus tuleneb asjaolust, et peaaegu kõik tähed kiirgavad enamuse oma kiirgusest optilistel lainepikkustel. Mitte−optilised teleskoobid võimaldavad uurida gaasi, tolmu ja aktiivsusega seotud ning kosmoloogilisi protsesse.
Optilised teleskoobid jagunevad kaheks: reflektorid ja refraktorid. Esimesel puhul on valgust koondav element nõguspeegel, teisel puhul lääts. Peegel ja lääts on selliselt kujundatud, et kõik optilise teljega paralleelsed kiired (sõltumata kiire kaugusest teljest) koonduksid ühte punkti, mida nimetatakse peafookuseks. Enamik astronoomias kasutatavad suuri teleskoope on reflektorid e peegelteleskoobid.
Teleskoope kasutatakse tihti mingist taevaalast (nn teleskoobi vaateväljast) kujutise saamiseks. Valgus mingist kaugest objektist (nt täheparvest) jõuab meieni peaaegu paralleelse kiirtekimbuna. Nagu märgitud koonduvad teleskoobi teljega paralleelsed kiired peafookusesse. Kui kiired on teleskoobi teljega väikese nurga all, koonduvad vastavad kiired fookusest veidi erinevasse punkti. Seda punktide kogumit (peafookuses ja risti optilise teljega) nimetatakse fokaaltasandiks. Niimoodi tekib fokaaltasandis uuritava taevaala kujutis.
Jooniselt on näha, et fokaaltasandis tekkiva kujutise suurus on määratud läätse/peegli fookuskaugusega
mis väikeste nurkade puhul on
Seda diferentseerides saame mastaabi fokaaltasandis
Kujutis tänapäeva suurte teleskoopide peafookuses on tegelikult üsna väike − suurusjärgus (nt võttes teleskoobi vaateväljaks 4' ja fookuskauguseks 10m). Seda kujutist saab aga täiendava läätsega (okulaariga) suurendada − töötab seega nagu luup − ja salvestada see suurendatud kujutis kas fotoplaadile või mingile digitaalsele infokandjale või vaadata lihtsalt niisama.
Toome siia ühe võrdluse. Oletame, et vaatame palja silmaga seda 4' taeva osa. Kuid see on ju sama, kui vaadata seda objektiivi tekitatud 1cm suurust kujutist vaadata meetri kauguselt (nurkläbimõõt on samuti 4'). Ent me ei pea ju peafookuses tekkinud kujutist nii kaugelt vaatama! Me võime seda vaadata lähemalt ja (okulaariga) suurendatult. Selles seisnebki teleskoobi nurksuurenduse aspekti kasu.
Toome nüüd sisse objektiivi ja okulaari fookuskaugused, ja , vastatavalt. Teleskoobi nurksuurendus on objektiivi ja okulaari fookuskauguste suhe
Seda illustreerib järgnev joonis.
Nagu valemist näga, siis põhimõtteliselt võime me väga väikese fookuskaugusega okulaaride abil kujutist ükskõik kui palju kordi suurendada, ent teatud piirist alates ei ole suurendusel enam mõtet, sest me ei näe enam uusi detaile (vt pt 4.2.3) ning segama hakkab ka õhu värelemine.
Tavaliste okulaaride vaateväli on umbes 50 kraadi. Oletame, et me tahame vaadata Plejaadide täheparve, mille mõõtmed on umbes 2 kraadi. See tähendab, et nurksuurendus ei tohiks olla rohkem kui korda, muidu ei mahu Plejaadid vaatevälja enam ära. Kui objektiivi fookuskaugus on näiteks 2000 mm, siis ei tohi okulaari fookuskaugus olla väiksem kui 80 mm, muidu ei mahu Plejaadid korraga vaatevälja ära. Tavalistel poest ostetavatel teleskoopidel ongi harilikult mitu erineva fookuskaugusega objektiivi (või on neid võimalik juurde osta) − hea oleks ju, kui iga uuritav objekt oleks just enam-vähem vaatevälja suurune. Näiteks Kuu kraatrid on oluliselt väiksema nurkläbimõõduga ja nende puhul on hea kasutada palju väiksema fookuskaugusega okulaare.
Refraktoritega saadud kujutised omavad siiski teatud hädasid. Kõigepealt kromaatiline aberratsioon st erineva lainepikkusega kiired murduvad erinevalt ja omavad seega veidi erinevaid fookuskauguseid. Tõsi, refraktoreid saab sellest parandada, kui ehitada objektiiv koosnevana kahest erineva murdumisnäitajaga klaasist. Sellest on reflektorid vabad ja see on üks nende eeliseid. Teiseks: osa valgusest − eriti UV ja IR − neeldub läätsedes (jällegi peeglite eelis). Kolmandaks: suured läätsed on väga rasked ja oma raskuse mõjul nende täpselt konstrueeritud kuju moondub (peeglite puhul on see mure samuti olemas, ent oluliselt väiksem). Neljandaks: läätsedel on kaks täpset lihvimist vajavat külge, peeglitel vaid üks. Need kõik on peegelteleskoopide eelised ja enamus suuri teleskoope kaasajal ongi reflektorid. Suurim refraktor on 1897. a. kasutusele võetud Yerkes'i Observatooriumi 1,02 meetrine refraktor (kasutusel seniajani!), ent suurimad reflektorid on tänapäeval -meetrised ja projekteerimisel veelgi suuremad − suurim on praeguste plaanide kohaselt Euroopa Lõunaobservatooriumi teleskoop ELT (Extremely Large Telescope) peapeegli läbimõõduga
Peegelteleskoope saab konstrueerida mitmel viisil. Erinevus on selles, kuhu paigutatakse mõõteaparatuur. Peafookusesse suurt hulka mahukat aparatuuri paigutada on ebamugav. Seetõttu kasutatakse tihti sekundaarpeeglit, millega koonduv valguskimp suunatakse teleskoobi torust välja, sest seal on sellega mugavam töötada. Sekundaarpeegel on sageli kumer, kuna tihti soovitakse peapeegli fookust viia teleskoobist väljapoole.
Kasutades sekundaarpeeglit võib eristada kolme põhikonstruktsiooni (neid on tegelikult rohkem): Newtoni, Cassegraini ja Coude (joonis).
Newtoni teleskoobis kallutatakse valgus 90o võrra kõrvale ja suunatakse okulaari, mis asub teleskoobi eesosas toru küljes. See on väga levinud konstruktsioon väiksemate peegelteleskoopide puhul, mida kasutavad amatöörastronoomid.
Teise võimalusena peegeldatakse peapeeglist peegeldunud valgus sekundaarpeegli poolt tagasi ja see valgus väljub teleskoobist peapeegli keskele tehtud väikese augu kaudu. Sellist konstruktsiooni nimetatakse Cassegraini teleskoobiks. Peafookuse taga asuvat punkti, kuhu tähe valgus lõpuks koondub, nimetatakse Cassegraini fookuseks. Sinna saab paigutada raskemat aparatuuri. Selline on Eesti suurima, Tõravere teleskoobi ehitus. Ka väiksemate, amatöörteleskoopide puhul kasutatakse Cassegraini fookust, sest selline toru on lühike ja seda on mugav transportida.
Keerulisemates konstruktsioonides kasutatakse peegeldumist ka mitmes peeglis. Nagu Cassegraini konstruktsiooniski, peegeldatakse teise peegli abil valgus peapeegli poole tagasi. Ent seejärel kallutatakse kolmanda, palju väiksema peegli abil see valgus teleskoobi toru tagaosasse tehtud augu kaudu kõrvale ning välja, et seda laboriruumis edasi uurida. Seda teleskoobi tüüpi tuntakse Coude'i monteeringu nime all. Eraldiasuv ruum võimaldab sinna paigaldada väga rasket ja täpselt häälestatud aparatuuri, mida ei saa paigutada ei peafookusesse ega ka Cassegraini fookusesse. Valgus suunatakse coude-ruumi teleskoobi toru toetava monteeringu ühendustelje ja teleskoopi toetava samba kaudu, nii et ekspositsiooni ajal valguskiire teekond ei muutu. Nende fookuste puhul võib tunduda imelik, et teleskoobi torusse − peafookuse lähedale − paigutatakse mingi sissetulevat valgust varjav sekundaarpeegel. Sellega läheb ju osa sissetulevast valgusest kaotsi. Kahju ei ole aga eriti suur. Arvutagem, kui suur on kadu, kui nt meetrise teleskoobi sisse paigutatakse nt 0,3-meetrine sekundaarpeegel. Teleskoobi peapeegli pindala on sekundaarpeegel varjutab ära vaid Kahju ei ole suur.
Suurte peegelteleskoopide moonutuste vaba vaateväli on väike. Vaid peegli teljega väikese nurga alt sisenevad kiired koonduvad ligikaudu ühte punkti.
Näiteks paraboloidse peegli puhul suurte nurkade puhul ühtset fookuspunkti ei eksisteeri (punkt moondub koma kujuliseks) − fookus on nurga funktsioon. Moonutuste vaba piir on suurtel teleskoopidel vaid mõni kaareminut. On ka veel teisi moonutusi.
Kui paraboloidne peegel asendada hüperboloidse pinnaga (koos hüperboloidse sekundaarpeegliga), tekib oluliselt suurem moonutuste vaba vaateväli (Ritchey−Chrétieni süsteem).
Sfäärilise peegli puhul mitmeid probleeme ei ole, ent nendega kaasneb jällegi nn sfääriline aberratsioon: peegli teljest erinevatel kaugustel sisenevad paralleelsed kiired koonduvad erinevatesse punktidesse.
Sfäärilisest aberratsioonist on vabad nn Schmidti teleskoobid, (eestlase) Bernhard Schmidti nime järgi. Nendes kasutatakse teatud eripärase kujuga korrektsioonläätse, mis kompenseerib moonutused. Sellega saadakse vaateväli kuni 4−5 kaarekraadi. Ent selle teleskoobi kujutis ei ole mitte tasandiline vaid veidi kõver, mistõttu seda ei saa enam okulaariga suurendada. Tekkiv kujutis on suurune ning peafookuses kasutatavad fotoplaatide või CCD-maatriksite suurused on samas suurusjärgus ning nad on painutatud selle kõvera fokaalpinna järgi. Schmidti teleskoope kasutatakse suurte taevaülevaadete tegemiseks. Näiteks 1960-70ndate aastatel tehtud kuulus Palomari taevaülevaade oli tehtud Palomari Observatooriumi Schmidti teleskoobiga. Meile lähim Schmidti teleskoop asub Lätis Baldone observatooriumis.
Väiksemate teleskoopide puhul on populaarne Schmidti teleskoobi modifikatsioon, nn Schmidt-Cassegraini teleskoobid. Seal on peafookuse keskosasse paigutatud lisaks väike (enamasti) kumerpeegel, mis suunab sinna sattunud valguskiires tagasi Cassegraini fookusesse. Pangem tähele, et tegemist on kumerpeegliga, mis vastab selles osas just fokaalpinna kumerusele. Amatöörastronoomide seas on Schmidt-Cassegraini teleskoobid üsna populaarsed.
Mida suurem on teleskoobi peegel (või objektiivlääts) seda rohkem valgust see kogub ja seda kergem on objekti kiirguslike omaduste mõõtmine ja uurimine. Astronoomilise objekti, nt tähe, vaadeldav heledus on võrdeline teleskoobi peegli pindalaga ja seega peegli läbimõõdu ruuduga. Seega kogub -meetrine teleskoop sama aja jooksul korda rohkem footoneid kui -meetrine teleskoop. Või näiteks silmatera läbimõõt pimedas vaatlemisel on umbes Tõravere suurima teleskoobi peegli läbimõõt on Footonite kogumise võimelt erinevad nad aga
korda. Võime seda sõltuvust tõlgendada ka aja abil, mis on vaja piisava signaali saamiseks mingil kiirgusdetektoril. St -meetrine teleskoop tekitab kujutise korda kiiremini kui -meetrine teleskoop, sest see kogub footoneid korda kiiremini. Teisiti öelduna on tund vaatlusaega -meetrise teleskoobiga ligikaudu võrdne -minutilise säriajaga -meetrise teleskoobiga.
Teleskoobi valgust koguvat jõudu iseloomustav parameeter on valgustatus J ehk energia hulk ajaühikus kujutise pinnaühiku kohta (siin eeldame, et kujutis ei ole punktobjektist, vaid omab reaalseid mõõtmeid). Valgustatus on võrdeline teleskoobi sisendava läbimõõdu ruuduga. Ent kujutise lineaarmõõtmed olid võrdelised fookuskaugusega, kujutise pindala seega fookuskauguse ruuduga. Valgustatus on seega pöördvõrdeline fookuskauguse ruuduga. Fookuskauguse ja teleskoobi ava läbimõõdu suhet nimetatakse fokaalsuhteks või ka suhteliseks avaks (fotograafiast tuntud mõiste) ning see on oluline teleskoopi iseloomustav parameeter
Valgustatus on seega
Nt Tõravere suurima teleskoobi fokaalsuhe/suhteline ava on , mis on üsna suur number, st kujutiste valgustatus on üsna väike ning kaugete ja nõrkade galaktikate vaatlemiseks see ei sobi. Valgustatus iseloomustab kõige paremini seda, kui kaua tuleb footoneid koguda, et saada antud heledusega kujutis.
Näiteks Kecki Observatooriumi teleskoobi peapeegli läbimõõt on 10m ja fookuskaugus Fokaalsuhe on seega 1,75. See kirjutatakse sageli kujul Seega Kecki teleskoop annab väga hea valgustatuse ning sellega on väga hea uurida nõrku süvataeva objekte, näiteks kaugeid galaktikaid.
Suurte teleskoopide teine eelis on lahutusvõime. Lahutusvõime ehk nurklahutus iseloomustab võimet eristada kahte üksteise lähedal paiknevat objekti. Teleskoobi lahutusvõimet piirab difraktsioon. Kui paralleelne kiirtekimp siseneb teleskoopi, levivad lained difraktsiooni tõttu veidi laiali, muutes nende koondamise täpsesse fookusesse võimatuks isegi ideaalse peegli kuju puhul. Nii ei ole reaalne fookus mitte matemaatiline punkt vaid difraktsioonpilt sellest punktist.
Optika kursuses näidatakse, et difraktsioonist tingitud läätse (peegli) nurklahutus on
kus nurk on antud radiaanides (valem on saadud tingimusest, et ühe punkti difraktsioonimaksimum langeb kokku ühe teise punkti difraktsioonimiinimumiga - see on nn Rayleigh kriteerium). Muutes selle sobivamateks ühikuteks, teisendades radiaanid kaaresekunditeks ja lainepikkused mikromeetriteks, on kerge saada seos
kus on registreeritava kiirguse lainepikkus mikromeetrites ja on teleskoobi peegli läbimõõt meetrites. Nii näiteks on sinise valguse puhul teleskoobi nurklahutus Nagu valemist näha, on nurklahutus oluliselt halvem infrapunase ja raadiokiirguse puhul. Fikseeritud lainepikkuse puhul on suurte teleskoopide difraktsioon väiksem. Võrdluseks: inimsilma lahutusvõime on umbes
Seega tuleks ehitada üha suuremaid teleskoope. Joonisel on mitmete maailma olulisemate teleskoopide peapeeglite suurused samades mastaapides. Joonise alaosas on võrdlusena toodud ka tenniseväljaku ja korvpalliväljaku suurused.
Isegi suured teleskoobid omavad lahutusvõime piiranguid. Näiteks Palomari 5 m teleskoobi teoreetiline nurklahutus on Reaalselt on see aga vaid Põhjuseks on atmosfääri turbulents, mis määrib kujutise laiali enne kui see maani jõuab. Kui säriaeg on juba mõni minut, jõuab kiirgusvastuvõtjal difraktsioonpunkti kujutis pideva värelemise tõttu tekitada paraja pläraka. Atmosfääri turbulents on ka põhjuseks, miks üsna madalal horisondi kohal paistvad tähed näivad vilkuvat. Vt näiteks väga lühikeste ajavahemike tagant tehtud pilte ühest tähest, mis iseloomustab tähe kujutise värelemist.: https://www.youtube.com/watch?v=VI_3X5Gf57Q .
Et atmosfääri turbulentsi mõju vähendada, paigutatakse teleskoobid kõrgele mägedesse, sest õhukiht, mis jääb teleskoobi ja atmosfääri ülempiiri vahele on seal õhem. Veel parem on viia need sateliitide abil Maa atmosfäärist hoopis välja, nagu on tehtud näiteks Hubble'i Kosmoseteleskoobi (HST) puhul. HST omab 2,4m peeglit, mille difraktsiooni piir on vaid andes astronoomidele maapealsete vaatlustega võrreldes korda teravama pildi.
Hubble'i Kosmoseteleskoop on NASA ja ESA ühisprojekt. Teleskoop viidi umbes 500km kõrgusele kosmosesüstikuga Discovery 1990. aastal. Teleskoobi peapeegeli läbimõõt on 2,4m, kiirgust registreeriva aparatuurina on kasutusel mitmeid kaameraid ja spektrograafe. Teleskoop töötab seniajani ja on üks kaasaegse astronoomia edukamaid instrumente. | Mitte ainult pilvine taevas vaid ka jäätumine kõrgel mägedes võib takistada teleskoopidega tehtavaid vaatlusi. https://twitter.com/fallingstarIfA/status/1095793518407081984?s=20 |
Uute kõrglahutusega teleskoopide konstruktsioon on seotud arvutite ja pilditöötlusega. Kui kujutist saaks analüüsida sel ajal, mil valgust alles kogutakse (protsess, mis võib kesta minuteid või isegi tunde), oleks kujutist võimalik igal ajahetkel teleskoobi peegli distorsiooniefektidest, temperatuurikõikumistest ja halvast kujutisest sõltuvalt korrigeerida.
Aktiivoptikaks nimetatakse reaalajas toimuvat teleskoobi peegli pinna kuju korrigeerimist. Sellega on saavutatav nurklahutus parandades peegli kuju ja säilitades seega parimat fookust, kui temperatuuri või teleskoobi orientatsiooni muutudes peegli ideaalne kuju samuti veidi muutub.
Adaptiivoptika puhul korrigeeritakse fookust säriaja jooksul mitusada või isegi mõnituhat korda sekundis, et kompenseerida atmosfääri turbulentsi mõju. Adaptiivse optikaga kaasnevad olulised teoreetilised ja tehnilised probleemid, ent võit on väga suur. Laserikiir(ed) suunatakse taevasse ning nii tekitatakse kõrgetes atmosfäärikihtides nn „kunstlik täht”. Jälgides teleskoobiga seda tähte, korrigeeritakse vastavalt tähekujutise värelemisele lisapeegli abil teleskoobi fookust. Kui vaateväljas on monitoorimiseks sobiliku heledusega tavaline täht (parem mitu tähte), siis kasutatakse laserite asemel või lisaks laseritele ka neid.
Adaptiivoptikt kasutatakse koos aktiivoptikaga, sest ei ole mõtet rakendada väga keerukat adaptiivoptikat, kui peegli kuju jämedamad deformatsioonid jäävad parandamata. Ehk siis peapeegli kuju muudetakse nn aktuaatorite abil, et saada parimat hetkelist üksikkujutist ning lisaks suunatakse pidevalt sekundaarpeegli asendit, et kompenseerida (hetkelise) üksikkujutise nihkumisi atmosfääri turbulentsi tõttu.
Adaptiivoptika tehnoloogia on keeruline ja kallis. Kuid saadav kujutiste paranemine on üsna suur ning teleskoopide kosmosesse viimine on oluliselt kallim. Lisaks, väga suuri nt 10 m Kecki teleskoobiga võrreldavaid teleskoope ei olegi praegu võimalik kosmosesse viia. Pildil on Havaii saare kustunud vulkaani tipus paikneva Kecki teleskoobiga saadud pildid Linnutee keskosast ilma adaptiivoptikat kasutamata (vasakul) ja siis, kui adaptiivoptika on sisse lülitatud (paremal). Piltide teravuse vahe on väga suur.
Fotoplaate kasutatakse kujutiste salvestamiseks tänapäeval üpriski harva. Fotoplaadi kvantefektiivsus on vaid 0,1−1% (inimsilma kvantefektiivsus on umbes ). Selle asemel kasutatakse elektroonilisi detektoreid, mida nimetatakse CCD−deks. Nendest läheb väljund otse arvutisse. Tüüpiline CCD koosneb kahemõõtmelisest väga väikeste ränielementide (nn pikslite) maatriksist. Kui valgus satub pikslile, tekib seal elektrilaeng. Laeng on lineaarselt seda suurem, mida rohkem footoneid pikslile satub. Laengute kogunemist jälgitakse elektrooniliselt ja nii saadakse kahemõõtmeline kujutis. Tavaliselt on CCD mõne cm2 pindalaga ja võib koosneda miljonitest pikslitest. Tehnoloogia arenedes CCD−de pindala ja seega pikslite arv üha suureneb. Tüüpiliselt on ühes detektoris 512×512 kuni 4096×4096 pikslit, ent kasutatakse ka detektorite liitmist. Piksli suurus on enamasti See on võrreldav fotoemulsiooni terade mõõtmetega.
CCD−de kvantefektiivsus on 80−95% . See tähendab, et CCD-kujutisel on näha kuni mitusada korda nõrgemad objektid kui sama teleskoopi ja säriaega kasutanud fotoplaadil. Või teisiti: sama nõrkasid objekte saab CCD−dega registreerida mitusada korda kiiremini kui fotoplaadiga. Erinevalt fotoplaatidest on CCD−d lineaarsed. Lisaks annavad CCD−d kujutise otse arvutisse edasi. Nii fotoplaadid kui ka CCD-d annavad vaid pooltoonides must-valgeid pilte. Vaid neid teadlased oma töödes kasutavadki. Observatooriumite pressiteadetes rahvale toodud värvipildid on tehtud, pildistades kosmose objekte läbi erinevate filtrite (nt sarnaselt RGB värve imiteerivate filtrite) ja siis kokku pandud. Nii mõnigi kord on neile värvipiltidele tehtud ka järeltöötlust, et tuua esile mingi antud pressiteate olulisemaid aspekte.
Astronoomias kasutavad CCD−d vajavad müra mahasurumiseks jahutamist. Kujutise kvaliteeti iseloomustab signaal−müra suhe. Kui ⟨N⟩ on keskmine loendatud footonite arv, siis signaal−müra suhe S/M on
Siin valemis on footonite arvu muutumiste (fluktuatsioonide) standardhälve. Mida suurem signaal-müra suhe on, seda kvaliteetsemad on vaatlused. Footonid alluvad Poissoni tõenäosusjaotusele, seega kui need fluktuatsioonid on ainsad müraallikad, siis σm=√⟨N⟩ ja
Olgu detektor, millele langev footonite voog on (footonit/sekundis). Siis on detekteeritud footonite hulk
ja
st mida pikem aeg seda parem S/M suhe tuleb.
Reaalselt on müraallikaid mitmeid. CCD-kaamera soojuslikud mürad genereerivad nn pimevoolu (seda saab jahutamise ehk enamasti vedela lämmastikuga vähendada, ent jahutamine vähendab ka tundlikkust). Elektronide mahalugemise müra on vist kõige raskemini arvestatav probleem. Siiski on müra karakteristikud tihti määratavad (näiteks vaadeldes objektideta taevaala) ja arvutite abil teataval määral kõrvaldatavad. See võimaldab näha ka muidu peaaegu nähtamatuid objekte.
Kasutades arvutitöötlust saab kujutist kompenseerida ka teadaolevate aparatuuri defektide arvel ja isegi parandada teatud määral atmosfääri turbulentsist.
Detektoritena kasutatakse tihti ka fotokatoode (fotoefekti põhimõte, kvantefektiivsus 10−30%) ja fotokordisteid (võimendatud fotokatood). Need võimaldavad mõõta vaid objekti integraalset heledust. Vastavat aparatuuri (koos apertuuride, läätsede ja filtritega) nimetatakse fotomeetriks. Kui vahefiltrid on polariseerivad, nimetatakse aparaati polarimeetriks.
Maa atmosfäär on raadiokiirgusele üsna läbipaistev ja vastavaid teleskoope nimetakse raadioteleskoopideks. Raadioteleskoope kasutatakse alates 1950ndatest ja need on enamasti optilistest teleskoopidest palju suuremad. Ehitus on üldjoontes sama: paraboolpeegel suunab kiirguse fookusesse, kus asub vastuvõtja (antenn). Edasi signaal võimendatakse ja see läheb arvutisse. Kuna raadiolainete lainepikkus on suur, võib raadioteleskoobi parabooli pinna valmistamise täpsus olla tagasihoidlik. Ka ei pruugi pind olla üldsegi täispind, vaid võib olla sobiva tihedusega (sõltub lainepikkusest) traatvõrk. Seega on suuri raadioteleskoope palju kergem valmistada, kui sarnase suurusega optilisi teleskoope. Suurima raadioteleskoobi läbimõõt on 500m ning see asub Hiinas (valmis 2016. a.) ja registreerib üle lainepikkusi. Suurimad raadioteleskoobid üldiselt töötavadki lainepikkustel üle Millimeeterlainetel töötavad teleskoobid omavad mõõtmeid enamasti kuni ent areng on siin kiire, sest millimeeterlained on väga huvipakkuv piirkond (näiteks Nobeyama teleskoop Jaapanis (kuni 3mm), 30m IRAM teleskoop Hispaanias (kuni ), efektiivselt 47m ALMA, ESO, (kuni 0,3mm, ka interferomeeter).
Raadioteleskoobid aga ei anna optiliste teleskoopidega sarnaselt saadavat kujutist mingist objektist. Fookuses ei ole mitte pindvastuvõtja (CCD) vaid integraalse signaali vastuvõtja, mis registreerib kitsast sageduste vahemikku, millele detektor on häälestatud. Registreeritav suurus on energia ajaühikus sageduseühiku kohta, mis langeb teleskoobi pinnaühikule − spektraalne voo tihedus.
Raadioteleskoobi nurklahtutus arvutatakse samamoodi nagu optilise teleskoobi puhul. Kuna p. 4.2.3 toodud nurklahutuse valemis on lainepikkus lugejas ning raadiolainete lainepikkused on palju suuremad, kui optilised lainepikkused, siit saame kohe, et raadioteleskoopide nurklahutus on halb. Parimate raadioteleskoopide lahutusvõime on umbes Ning sedagi vaid seetõttu, et raadioteleskoobid on palju suuremad kui optilised teleskoobid. Kuid raadioteleskoobid on väga tundlikud (paraku on ka signaalid nõrgad).
Raadioteleskoopide eeliseks on tõsiasi, et nendega saab vaatlusi sooritada ka päevasel ajal (Päike on suhteliselt nõrk raadiokiirguse allikas ja hajumine on väike) ja ka pilves ilmaga (suurimate lainepikkuste piirkonnas isegi tormise ilmaga). Teine eelis on, et see avab täiesti uue „akna” maailmale: optilises piirkonnas nõrgad objektid võivad raadiopiirkonnas olla väga tugevad ja vastupidi; objektid võivad omada optilisest täiesti erinevaid kujusid; raadiokiirgust varjutab tolm palju vähem (nt Galaktika keskosa) jm.
Raadioteleskoopide suurim puudus oli, nagu äsja mainisime, väike lahutusvõime. Ent spetsiaaltehnika − interferomeetria − võimaldab lahutusvõimet väga palju tõsta.
Interferomeetria puhul kasutatakse sama objekti vaatlemiseks samal lainepikkusel samaaegselt kahte või enamat raadioteleskoopi. Need mitu teleskoopi moodustavad interferomeetri, milles need teatud mõttes asendavad ühte suurt raadioantenni. Nt kaks elektrooniliselt ühendatud ja 5km kaugusel asuvat raadioteleskoopi omavad interferomeetrina tegutsedes lahutusvõimet, mis vastab 5km läbimõõduga üksikantennile. Suurte interferomeetrite puhul ei ühendata mitte kaks teleskoopi vaid mitukümmend teleskoopi. Parimad interferomeetreid on nn VLA USAs (New Mexico) ja WSRT Hollandis.
Aeg ajalt ühendatakse isegi teine teiselpool maakera asuvad teleskoobid ja saadakse 0,001′′ nurklahutus. See on nn VLBI ehk Very Large Base Interferometry − väga pika baasiga interfromeetria. VLBI tehnoloogia tundub olevat ulmeliselt hea, kuid kõik ei ole siiski nii ilus. VLBI on tehnoloogiliselt ja arvutuslikult väga keerukas. Mitmetuhande kilomeetri kauguselt saabuvate kindlate lainefrontide indentifitseerimine on juba iseenesest väga keeruline ning sealt edasi, teleskoopide suundade imeväikeste muutuste arvestamine komplitseerib olukorda veel täiendavalt. Sarnased vaatlused nõuavad väga mahukat ja keerulist andmete järeltöötlust. Abiks on, kui uuritavast objektist on eelnevalt olemas väiksema nurklahutusega vaatlused, mis võimaldab arvutitöötlustes kasutada vastavat algset lähendusmudelit. Samal põhjusel on VLBI tehnoloogia alusel saadud kujutised vaid küllalt lihtsa struktuuriga objektidest. Katsetatud on isegi sellist interferomeetriat, kus teine raadioteleskoop asub üsna kaugel kosmoses.
Interferomeetria kasutusala ei pruugi piirduda raadioteleskoopidega. Tehnoloogia arenedes saab seda rakendada ka lühemate lainepikkuste puhul. Juba on kasutatud interferomeetriat millimeeterlainete puhul ja üha enam proovitakse seda teha infrapunalainetega. Tehniliste probleemide tõttu võtab interferomeetria rakendamine optilises piirkonnas veel aega, ent sellega tegeletakse intensiivselt.
Raadioteleskoopide nurklahutus on küllaltki tagasihoidlik, sest registreeritav lainepikkus on suur. Kui aga mingit kosmilist kiirgusallikat vaatleb samaaegselt nt kaks raadioteleskoopi, mis paiknevad teineteisest kaugusel on selle süsteemi nurklahutus selline, nagu oleks tegemist ühe teleskoobiga, mille läbimõõt on See kõlab väga ilusti, kuid „tasuta lõunaid ei ole" ning tekib küsimus: kus me kaotame?
Kaotame tehnoloogilises keerukuses ehk me peame mõlema teleskoobi puhul teadma, et registreerime nendega just teatud kindlaid lainefronte. Kui teleskoopi tuleva kiirguse lainepikkus on mitukümmend meetrit, siis selle kindlakstegemine ei ole keeruline. Millimeeterlainete või infrapunalainete puhul on see aga väga keeruline.
Vaatame sellise teleskoopide süsteemi tööd põhjalikumalt. Niisiis, olgu meil kaks raadioteleskoopi, ja mis paiknevad teineteisest kaugusel (vt joonis). Mõlemad teleskoobid on suunatud objektile mis paikneb horisondist nurkkõrgusel . Saabuvad lainefrondid (risti teleskoopidega) on joonisel siniste joontega. Sama lainefront saabub teleskoopi väikese hilinemise ajaga . Hilinemine sõltub teleskoopide vahekaugusest ja objekti nurkkõrgusest . Teleskoopide poolt registreeritud kiirgus suunatakse lainejuhtide abil neist eemale, mingisse ühtsesse keskusesse, kus need liidetakse kokku. Liitmisel samafaasilised lained liituvad, vastasfaasilised lahutuvad − nii nagu lainete interferentsil ikka. Vaatleja registreerib interferentspilti. Kui teleskoobi vaatesuund veidi muutub (tahetakse vaadelda mingi kosmilise objekti mitmesuguseid detaile), siis interferentspilt (= käiguvahe) muutub.
Vaadates joonisel punast kolmnurka, näeme, et lainefrondi saabumisel on kahe teleskoobi vaheline ajaline nihe
kus on valguse kiirus. Avaldame siit ja saame Diferentseerime seda (ja ignoreerime märki) ning saame Kuna muutub vaid õige veidi, siis oleme sisse toonud ligikaudu konstantse suuruse Seega näeme, et mingi antud ajanihke mõõtmise täpsuse (dτ) puhul võib pika baasjoone puhul nurklahutus dρ osutuda väga väikeseks − suur baasjoon annab tohutu nurkade mõõtmise täpsuse!Ajanihke mõõtmise täpsus on määratud kasutatava lainepikkuse ja tehnoloogia arengustaadiumiga. Interferomeetriliste mõõtmise tippsaavutuseks võib lugeda 2019. aasta alguses teatatud galaktikas M87 paikneva hiigelsuure musta augu poolt tekitatud varju mõõtmete määramist. Mõõtmised toimusid lainepikkusel st peaaegu kauges infrapunases piirkonnas. Lainepikkusele 1,3mm vastab sagedus 230GHz ehk võnkumisperiood on Et seada kahes erinevas teleskoobis sisse vastavus samade lainefrontide vahel, peab aja mõõtmise täpsus olema loomulikult sellest parem (peame olema kindlad, et liidame ikka lainete samu perioode). Tehnoloogia hetkeseis võimaldab mõõta aega täpsusega 10−14 s, st antud lainepikkusega lainete puhul saavutatakse protsendiline täpsus. Mõõtmistel kasutati üsna mitut teleskoopi, mis asusid üksteisest kuni tuhande kilomeetri kaugusel. Saadud millimeeterlainete signaalid tuli juhtida ühtsesse keskusesse ja panna lainefrondid üksteisega vastavusse! Täiesti õigustatult said need mõõtmised teadusringkondades ja ajakirjanduses nii suure vastukaja.
Infrapuna (edaspidi IR) teleskoobid on optilistele väga sarnased, vaid nende detektorid on spetsiifilised. Ehkki enamus infrapunasest kiirgusest neelatakse Maa atmosfääri poolt, on siiski neli IR lainepikkuste vahemikku, mille kiirgus pääseb enam-vähem läbi. Et atmosfääri mõju veelgi vähendada, ehitatakse infrapunateleskoobid kõrgele mägedesse, võimalikult väikese õhuniiskusega piirkondadesse. Lisaks tuleb ka teleskoope endid jahutada − mingil antud temperatuuril olev teleskoop kiirgab ise ka ju IR kiirgust. Kogu IR piirkonda on võimalik uurida õhupallide, lennukite, sateliitide pealt.
Lühikeste lainete poole liikudes tuleb kõigepealt ette ultraviolett-piirkond (alla 400nm). Kuna Maa atmosfäär on lainepikkustele alla 300nm täiesti läbipaistmatu, tuleb kasutada satelliite. Üks edukamaid oli IUE sateliit (1978−1997) oma 0,45m teleskoobiga, millega uuriti lainepikkusi vahemikus Ultraviolet-teleskoopide ehitus on samuti optiliste teleskoopidega väga sarnane.
Röntgen- ja gammalainepikkuste vahemike uurimist nimetatakse suure energia astronoomiaks. Neidki saab uurida vaid kosmosest. Suure energia teleskoopide ehitus erineb optilistest teleskoopidest tunduvalt. Need lainepikkused enamasti mitte ei peegeldu vaid neelduvad ja seetõttu tuleb need suunata ühte punkti (fookusesse) väga lauge peegelduse abil. Sellised konstruktsioonid kõlbavad röntgenkiirte puhul, millede lainepikkused on tüüpiliselt nm).
Gammakiirguse (lainepikkus alla 0,01nm) puhul ei saa isegi sellist kiirguse koondamist kasutada; teleskoopi sisuliselt ei olegi ning vaid detektor pööratakse uuritavasse suunda. Ka detektorid on suurte energiate puhul spetsiifilised, enamasti sarnased, mida kasutatakse osakeste füüsikas kiirendite juures. Mitmed gamma kiirgust registreerivad detektorid on stsintillaatorid, mille puhul neid läbiv gamma footon tekitab valgussähvatuse, mida siis registreeritakse. Vastavateks detektori materjalideks on mitmesugused kristalsed ained. Olulisemad gamma-kiirguse teleskoobid on olnud Comptoni gamma-kiirguse obcervatoorium (NASA, 1991−2000), Integral (ESA, 2002−2024)
Toome kokkuvõtteks lühiülevaade kosmoses paiknevatest uuematest teleskoopidest.
Gammakiirgus:
Fermi gammakiirguse kosmoseteleskoop (NASA, 2008- praeguseni), Rahvusvaheline gammakiirguse astrofüüsika laboratoorium INTEGRAL (ESA, 2002-praeguseni), Comptoni gammakiirguse observatoorium (NASA, 1991-2000), Kõrge-energia astronoomia observatoorium HEAO (NASA, 1979-1981).
Röntgenkiirgus:
Röntgenkiirguse teleskoop XRISM (Jaapan, NASA, 2023 - praeguseni), Röntgenkiirguse polarimeeter IXPE (NASA, 2021 - praeguseni), Suzaku (Jaapan, NASA, 2005 - 2015), Neil Gehrels Swifti observatoorium (NASA, 2004 - praeguseni), XMM-Newton (ESA, 1999 - praeguseni), Chandra röntgenteleskoop (NASA, 1999 - praeguseni).
Ultraviolettkiirgus:
Hisaki (Jaapan, 2013-2023), Neil Gehrels Swifti observatoorium (NASA, 2004 - praeguseni), Galaktika evolutsiooni uurija GALEX (NASA, 2003-2013), Kauge ultraviolettkiirguse spektroskoopiline uurija FUSE (NASA, Prantsusmaa, Kanada, 1999-2007), Hubble kosmoseteleskoop (NASA, ESA, 1990 - praeguseni), Rahvusvaheline ultraviolettkiirguse uurija IUE (ESA, NASA, 1978 - 1996).
Optiline kiirgus:
Eksoplaneetide üleminekute uurimise satelliit (NASA, 2015 - praeguseni), Gaia (ESA, 2013 - praeguseni), Kepler (NASA, 2009 - 2018), Hubble kosmoseteleskoop (NASA, ESA, 1990 - praeguseni), Hipparcos (ESA, 1989 - 1993).
Infrapuna kiirgus:
Euclid (ESA, 2013 - praeguseni), James Webbi kosmoseteleskoop (NASA, ESA, Kanada, 2021 - praeguseni), Hersheli kosmoseobservatoorium (ESA, NASA, 2009 - 2013), Spitzeri kosmoseteleskoop (NASA, 2003 - 2020), Infrapuna kosmoseobservatoorium ISO (ESA, 1995 - 1998).
Mikrolaineline kiirgus:
Planck (ESA, 2009, 2013), WMAP (NASA, 2001 - 2010), Kosmilise taustkiirguse uurija COBE (1989 - 1993).
Peale elektromagnetilise kiirguse jõuab energia meieni veel ka teistsugustes vormides: osakeste (kosmilised kiired, neutriinod) ning gravitatsioonilainetena.
Osakesed
Kosmiline kiirgus koosneb elektronidest ning täielikult ioniseeritud aatomituumadest (peamiselt prootonitest). Need saabuvad meile igast suunast ning nende suund ei ole tingimata nende alguspunktiga seotud. Kuna tegu on laetud osakestega, siis mõjutavad magnetväljad nende liikumisi tugevalt ning nende suund muutub. Paljudel satelliitidel on ka kosmiliste kiirte detektorid. Kosmiliste kiirte osakeste energiad võivad väga suured olla. Need osakesed saavad oma lähteenergia supernoovade plahvatustest ja suurendavad oma energiat lööklainetes veelgi.
Neutriinod on elementaarosakesed, millel ei ole laengut, ning nende mass on nullilähedane. Enamus neutriinosid on tekkinud tähtede sees termotuumareaktsioonide tulemusena. Kuna need ainega praktiliselt mingit vastasmõju ei oma, läbivad need tähe sisemuse koheselt. Neutriinodetektorid põhinevad sageli reaktsioonil . Reaktsioonil tekkiv Ar on radioaktiivne ja registreeritav. asemel on võimalik kasutada ka teisi elemente. Teine oluline meetod on registreerida fotokordistitega neutriinode poolt tekitatud suurte energiatega elektronide ja müüonide liikumisel tekkivat Cherenkovi helendust väga puhtas vees. Kuna neutriino interageerub ainega üliharva, siis on detektorites vajalikud kloori või vee kogused väga suured, nt ligi tonni kloori või tonni väga puhast vett. Neutriinodetektorid peavad asuma sügaval Maa all, et vältida kosmiliste kiirte sekundaarkiirguse poolt tekkivat saastumist. Päikeselt või mingilt plahvatavalt tähelt saabunud neutriinode uurimine võimaldab täpsustada nende tähtede siseehituse mudeleid.
Olulisemad osakeste uurimise kosmoseaparatuur on:
Tumeaine osakeste uurija DAMPE (Prantsusmaa, Kanada, 2015 - praeguseni), Tähtedevahelise piiri uurija IBEX (NASA, 2008 - praeguseni), Päikese osakeste uurija SAMPEX (NASA, 1992 - 2004), Kõrge-energia astronoomia observatoorium HEAO (NASA, 1979-1981).
Gravitatsioonilained
Gravitatsioonilainete olemasolu ennustas Albert Einstein juba sada aastat tagasi (1916), seni aga ei olnud õnnestunud neid otseselt detekteerida. Kuid 11. veebruaril 2016 teatasid LIGO esindajad, et nende poolt 14. septembril 2015 registreeritud signaal on ülisuure tõenäosusega märk gravitatsioonilainetest, mis tekkisid kaugel kosmoses kahe musta augu kokkusulamisel.
2024. aasta sügiseks oli registreeritud juba ligi sündmust, mis on põhjustatud nii kahe musta augu kokkusulamisest, kui ka neutrontähtede liitumisest.
Kokkuvõtteks − kiirgus erinevatel lainepikkustel
Erinevad kosmose objektid kiirgavad väga erinevatel lainepikkustel. Teame juba, et külmad kehad kiirgavad valdavalt infrapunakiirgust, kuumade kehade kiirgus on valdavalt ultraviolettkiirgus. Kuid paljud aktiivsed tähed ja galaktikad kiirgavad lisaks ka raadiokiirgust, röntgenkiirgust ning gammakiirgust. Me kohtame selliseid näiteid oma raamatu paljudel ülejäänud lehekülgedel ning käesolev peatükk andis meile algteadmiseid, kuidas kõike seda on võimalik uurida. Kiirguse uurimine erinevatel lainepikkustel iseloomustab nende objektide erinevaid aspekte. Näiteks Päikese keskosas toimuvaid termotuumareaktsioone ja supernoovade plahvatusi on võimalik uurida neist lähtuva neutriinode voo analüüside abil. Teise näitena olgu raadiogalaktikad. Me puutume nendega kokku selle raamatu lõpuosas. Optilisel lainepikkustel need galaktikad eriti ei erine tavalistest galaktikatest. Kuid raadiokiirguses saame neist täiesti erineva pildi. Piirdudes vaid optiliste lainepikkustega jääks meie arusaam neist kasinaks.
Optilised teleskoobid
Optilised teleskoobid jagunevad refraktoriteks ja reflektoriteks, viimased omakorda sekundaarpeegli(te) asukoha järgi Newtoni, Cassegraini ja Coude teleskoobiks. Kõigi nende tööpõhimõtteks on kauge objekti kujutise tekitamine primaarpeegli või -läätse peafookusesse, kust see okulaari vahendusel suurendatult silma või digitaalsele infokandjale jõuab.
Teleskoobi suurendus, valgustatus ja fokaalsuhe
Teleskoobi nurksuurenduse määrab objektiivi ja okulaari (primaar- ja sekundaarpeegli) fookuskauguste suhe
Fookuskauguse ja teleskoobi ava läbimõõdu suhet nimetatakse fokaalsuhteks ning see on oluline teleskoopi iseloomustav parameeter
Teleskoobi valgustatus on peamiselt määratud teleskoobi primaarpeegli fookuskaugusega. Mida suurem on valgustatus seda suurem on teleskoobi footonite kogumise võime.