Teleskoop

Teleskoop (Kreeka keelest tēle = 'kaugele, kaugel' and skopeō = 'vaatan') on vahend kaugete objektide uurimiseks.

Optiline teleskoop on optiline instrument, mis kogub ja koondab elektromagnetilist kiirgust. Teleskoobid suurendavad kaugete objektide näivaid nurkmõõtmeid ja objektide näivat heledust. Teleskoopide optiline skeem koosneb ühest või rohkemast kumerast optikaelemendist - läätsest või [[peegel|peeglist]. Optilise skeemi ülesanne on koondada elektromagnetilist kiirgust fookusesse, kus tekib kujutis, mida on võimalik vaadelda ja reeglina ka jäädvustada.

Optilisi teleskoope kasutatakse laialdaselt astronoomias, kuid ka paljudes teistes mitte-astronoomilistes instrumentides nagu näiteks teodoliitides, binoklites, fotoobjektiivides jne.

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

[redigeeri] Teleskoopide tüübid

Optilisi teleskoope liigitatakse valgust koondavate elementide põhjal:

1. Refraktori puhul kasutatakse objektiiviks koondavat läätse. Galilei teleskoop . Kepleri teleskoop.
   • Galilei teleskoop (1609). Objektiiv oli üksik tasakumer lääts, okulaariks tasanõgus lääts. Tekitab näiva kujutise, mida ei ole võimalik nt. fotograafiliselt jäädvustada.
   • Kepleri teleskoobi okulaar on kumerlääts, mille abil saadakse tõeline kujutis.
2. Reflektoril on objektiiviks nõguspeegel.
   • Newtoni teleskoop (1668). Esimene reaalselt valmisehitatud peegelteleskoop. Objektiiv e. peapeegel on kas sfääriline või paraboolne nõguspeegel, koonduv kiirtekimp suunatakse teleskoobi torust välja optilise telje suhtes 45 kraadise nurga all oleva tasase sekundaarpeegliga.
   • Gregoriuse teleskoobil on peapeegel sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel on elliptiline nõguspeegel. Kuigi optiline skeem oli pakutud enne Newtoni skeemi, ei võimaldanud 17. sajandil optikatööstuse tase selliseid teleskoope toota.
   • Cassegraini teleskoobil on peapeegel sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel aga hüperboolne kumerpeegel, mis peegeldab koonduva kiirtekimbu (fookuskaugust seejuures suurendades) läbi peapeeglis keskel oleva avause fookusesse.
   • Richie-Chretieni teleskoobil on nii pea- kui sekundaarpeeglid hüperboolsed
3. Katadioptrilistel teleskoopidel koosneb objektiivile vastav optiline skeem nii peeglitest kui läätsedest.
   • Schmidti kaamera leiutas Eestist pärit Bernhard Schmidt 1930. aastal. Selles skeemis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli kujutist peegli ette asetatud õhukese korrektsiooniläätsega, mille ristlõige piki raadiust on lainekujuline. Kaamera tekitab kujutise teleskoobi kõverpinnal asuvasse fookusesse, mis paikneb korrektsiooniläätse ja peegli vahel, sageli kasutatakse fookuse sealt välja toomiseks mõnda peegelteleskoobi, näiteks Cassegraini või Newtoni süsteemi. Sel juhul nimetatakse optilist süsteemi Schmidt-Cassegraini või Schmidt-Newtoni süsteemiks.
   • Maksutovi e. meniskteleskoobis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli moonutusi õhukese kumernõgusa läätsega meniskiga. Fookuse peegli ja meniski vahelt välja toomiseks kasutatakse harilikult kumerpeeglit, mis tihti aurustatakse meniski keskosa sisepinnale.

Kõikidest teleskoopide tüüpidest on läbi aegade loodud arvukalt erinevaid modifikatsioone, mis erinevad prototüüpidest eelkõige optiliste pindade arvu või lisaelementide (läätsede, peeglite) poolest.

[redigeeri] Teiste lainealade teleskoobid

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