{ U. Veismann TK 60 1984 44-51 }

[Käesoleva artikli avaldamisega tähistab "Tähetorni Kalender" 50 aasta möödumist ENSV TA AAI sektorijuhataja Uno Veismanni sünnist (12. nov. 1934).]

Uno Veismann

Eestis sündinud ja kasvanud optiku Bernhard Schmidti (1879—1935) elukäiku on pikema aja jooksul uurinud füüsik ja teadusajaloolane P. Müürsepp. Tema sulest on ilmunud Schmidti elulugu eesti ja vene keeles [Müürsepp P. Bernhard Schmidt. Tallinn, 1972], saksakeelne raamat Schmidti noorusaastatest koos kirjavahetusega Potsdami observatooriumiga [Müürsepp P. Die Jugendjahre von Bernhard Schmidt und sein Briefwechsel mit dem Potsdamer Observatorium. Tallinn,  1982.] ja hulk üksikartikleid kodumaistes ning rahvusvahelistes väljaannetes. Kirjastuses "Nauka" on ilmumas B. Schmidti teaduslik biograafia.

Siinkohal peatume Schmidti leiutisel endal, tema optikasüsteemi osal astronoomia arengus. Põgusal tutvumisel Schmidti biograafiaga võib tekkida küsimus tema leiutise kohast maailma teaduse ja tehnika arengus. Nimelt polnud leidur ise mingil määral kultuuri- ega ühiskonnategelane ei oma sünnimaal ega Saksamaal. Ta jäi elu lõpuni üksikuks nii töös kui ka eraelus, ta ei võtnud oma leiutisele patenti ja isegi kitsalt erialases kirjanduses on raske leida tema artikleid. Ta jäi optika ja astronoomia ajalukku ainult kui Schmidti oplikasüstecmi leiutaja. Nüüd, viiskümmend aastat hiljem, peaks meil olema küllaldane ajaline distants selle leiutise väärtuse hindamiseks. Viimast võib teha kolmes aspektis: 1) süsteemi vajalikkus astronoomias ja muudel erialadel, 2) eelised teiste analoogiliste lahenduste ees, 3) vastupidavus ajas uute meetodite ja tehnoloogiate suhtes.

Nagu teada, said käeoleva sajandi esimesest poolest astrofüüsikas domineerivateks instrumentideks nn. klassikalised reflektorid. Nende peegli-läbimõõt üha kasvas (poolteisest meetrist sajandi algul kuni kuue meetrini praegusajaks) ja vastavalt kasvas ka valguse kogumise võime, kuid nad ei olnud kõlblikud suuremate taevaalade pildistamiseks. Klassikalistes reflcktorites kasutati paraboolse ristlõikega peapeeglit, sest juba ammu oli optikutele selgeks saanud, et sfäärilise peegli puhul rikub kujutise sfääriline aberratsioon, aga paraboolse peegli korral sellest vabanetakse. Nii osutusidki tähekujutised paraboolse peegli baasil koostatud optikasüsteemi teljel väga headeks ja üksikobjekti astrofüüsikaliseks uurimiseks fotomeetri või spektrograafi abil sellest piisas.

Optilisest teljest eemaldumisel halvenes kujutise kvaliteet kiiresti teise aberratsiooni - kooma - mõjul, suurematel kaugustel teljest muutus ohtlikuks ka astigmatism. Näiteks 1° kaugusel paraboolse peegliga (suhteline ava 1:3) tekitatud kujutise keskmest oleks tähekujutis kooma tõttu välja venitatud 37 kaaresekundile. Kui tähekujutiste läbimõõt ei tohi olla üle 1 kaaresekundi, siis saab klassikalise reflektori peafookuses (ilma korrektsiooniläätsedeta) kasutatava välja nurkläbimõõt olla

kus A on suhteline ava. Niisiis, suhtelise avaga 1:3,3 paraboolse peegli välja läbimõõt oleks umbes 2 kaareminutit. Lisaläätsecle abil õnnestub seda mõnevõrra suurendada: näiteks 5-meetrise reflektori peafookuses saadakse sel teel pildistamiseks kõlblik väli 18 kaareminutit. Kui aga tahaksime sellise nurksuurusega fotodega katta kogu nähtava taeva, peaks fotosid olema mitusada tuhat ja pildistamine võtaks aega tuhandeid aastaid!

Joon. 1. Schmidti süsteemi põhimõtte formuleerumine:

a - diafragmaga sfäärilisel peeglil puuduvad kooma ja astigmatism;

b - sfäärilisel peeglil diafragmaga jääb alles sfääriline aberratsioon;

c - sfäärilist aberratsiooni kaotav korrektsiooniplaat peab olema keskel kumerläätse   ja  äärtel  nõgusläätse  omadustega;

d -  Schmidti  kaamera  optiline  skeem

Niisiis, meie sajandi esimese veerandi lõpuks tundsid astronoomid teravat vajadust suurema läbimõõdu (30 — 100 cm), suure välja (umbes 5°) ja muidugi pildistamiseks küllalt hea kujutisega kaameraobjektiivi järele. Umbes niisuguse ülesande seadis kahekümnendate aastate lõpul Bernhard Schmidti kui oskusliku optikameistri ette Bergedorfi direktor R. Schorr (1867-1951). Optikute senised ponnistused olid keskendunud paraboolse peegli välja suurendamisele mitmesuguste läätsedest ja peeglitest koosnevate lisasüsteemide abil. Schmidti lahenduse geniaalsus seisnes tagasiminekus tavapäraseks saanud paraboolselt peeglilt sfäärilisele. Nimelt kui sfäärilise peegli kõveruskeskme kohale seada diafragma, siis puuduvad niisuguses süsteemis nii kooma kui astigmatism (joon. la), jääb aga sfääriline aberratsioon (joon. 1b), mida ei tohi enam parandada pinna paraboliseerimisega. Schmidt leidis selleks hoopis uue abivahendi - õhukese klaasplaadi, mis pidi serval olema nõgusläätse, keskel kumerläätse omadustega (joon.1c). Sellega algas astronoomiaoptikas uus ajastu: sündinud oli korrektsiooniplaat (joon. 1d), mis sai teerajajaks peegli-läätsesüsteemide levikule. Oma ideest jutustas Schmidt esmakordselt W. Baadele 1929. a. algul, 1930. a. oli esimene kaamera Bergedorfis valmis. Nagu teada, leidis Schmidt kogenud optikuna ka uudse meetodi oma korrektsiooniplaadi valmistamiseks: ta deformeeris toorikut sel teel, et pumpas tooriku all paiknevast anumast õhku välja.

Schmidt ise avaldas trükis oma süsteemi põhimõtte kohta praktiliselt vaid ühe artikli, sedagi W.Baade ja R. Schorri pealekäimisel. Teoreetiliste aluste loomisega tegelesid hiljem Bengt Strömgrcn, C. Caratheodory, E. Linfoot, L. Oterma, Ch. Birch ja teised. Meie lugejaile kättesaadavatest allikatest olgu nimetatud V. N. Tšurilovski aberratsioonide teooria käsitlust  ja N. N. Mihhelsoni mahukat teleskoopideraamatut. Viimasest on pärit ka siin esitatav Schmidti korrektsiooniplaadi valem. Tuletamisel lähtutakse sellest, et plaat peab mõtteliselt peegli sfäärilise kuju teisendama paraboolseks. Niisiis vastab plaadi deformeeritus kerapinna ja paraboloidi kujude erinevusele. Kaugusel y optilisest teljest (joon. 2a) peab korrektsiooniplaadi paksus d erinema maksimaalsest paksusest d0

kus y0 on kaugus optilisest teljest, millel sfääriline pind ja arvutuslik paraboloid kokku langeksid, ja n0 kaasi murdumisnäitaja. Nn. neutraalse tsooni kaugusest y0 tuletatakse veel plaate üldistatult iseloomustav suurus:

kus D on korrektsiooniplaadi läbimõõt. Korrcktsiooniplaadi profiili z muutumist sõltuvalt a väärtusest näeme joonisel 2b. Kõige lihtsam on valmistada plaati, mille a = 0, õige väiksema kromatismi toob a = 1.5. Joonistel kujutatakse korrektsiooniplaati enamasti tugevasti liialdatult kõverpinnalisena, aga tegelikkuses erineb ta pind tasapinnast üsna vähe (näiteks kümnendikud millimeetrist).

Schmidti leiutatud optikasüsteemil olid astronoomia (aga üsna pea ka paljude teiste erialade) jaoks järgmised eelised: suur nurkväli (5°—10°), suur valgusjõud (suhteline ava kuni 1:1) ja kõrgekvaliteediline kujutis (iotoemulsiooni lahutusvõimeni).

Joon. 2. Korrektsiooniplaadi kujud:

a — tuletamise skeem: lähtudes võrdlusest paraboolse peegliga   (punktiirjoon);  

b  —  erinevatele  a   väärtustele   vastavad   profiilid

Kui kolmekümncndatel aastatel hakkasid maailmas levima teated Schmidti leiutisest, astronoomid ja optikud mitmetes observatooriumides lausa tormasid seda valmistama. Asja hõlbustas ka see, et autor ise oli esitanud oma leiutise realiseerimiseks küllalt lihtsa meetodi. Veel enne Teist maailmasõda valmis üle kümne Schmidti kaamera professionaalide tarbeks, amatööridest rääkimata. Kulminatsiooniks sai Palomari kaamera valmimine 1948. a. Piltlikult öeldes sai see "silmaks" 5-meetrisele reflektorile: objektid detailseks astrofüüsikaliseks uurimiseks valitakse kaameraga tehtud taevafotodelt. Kuid veel laiemalt on Palomari kaamera tuntuks saanud Palomari taevaatlase kaudu.

Suurimad Schmidti kaamerad

Schmidti optikasüsteemi põhiliseks puuduseks on see, et parim kujutis tekib kumeral pinnal ja enamasti tuleb fotoplaate vastavalt kõverdada. Selle vältimiseks asetatakse fokaalpinna ette tasakumer lääts. Tülikaks osutub mõnikord ka toru pikkus, mis on ligikaudu kaks korda suurem kui klassikalistel reflektoritel. Nendest puudustest ja kromatismist ülesaamiseks on optikud esitanud palju Schmidti süsteemi modifikatsioone, milles täiendavate elementide (läätsed, korrektsiooniplaadid, meniskid, peeglid) sisseviimisega saavutatakse ühes osas küll mõningane efekt, kuid enamasti teiste näitajate halvenemise arvel. Tautenburgi teleskoobi näol on olemas ka klassikalise reflektori ja Schmidti kaamera ühendus.

Schmidti kaamerate põhiroll astronoomias on olnud taevaatlaste koostamine. Tuntuim neist on muidugi Palomari atlas, mida on kopeeritud enam kui paarisajas eksemplaris kõigi maailma observatooriumide jaoks. Üle kolmveerandi taevast on pildistatud kahes värvis 1870 fotole mõõtmetega 35X35 cm. Ühel konverentsil, mis oli pühendatud Schmidti kaamerate osale astronoomias, väljendas austraalia raadioastronoom Bolton arvamust, et viimase paarikümne aasta jooksul on meie teadmised Galaktikavälisest universumist avardunud kõige enam raadioteleskoopide ja Palomari atlase najal.

Lõunataeva atlase koostamiseks seati 1972. a. Tšiilisse üles Euroopa Lõunaobservatooriumi Schmidti kaamera ja aasta hiljem Austraaliasse Inglismaale kuuluv Schmidti kaamera (vt. tabel). Viimane on väga sarnane Palomari kaameraga. Mõlema kaamera koordineeritud rakendamise tulemusena koostati kõigepealt lõunataeva atlas ja pildistati Palomari atlast l,5m ületava küündivusega uuesti ka taeva ekvatoriaalosa. Järgneb valitud taevaalade pildistamine infrapunases spektriosas ja objektiivprismadega.

1972. a. kogunes umbes 120 mitme maa astronoomi Hamburgi konverentsile "Schmidti kaamerate osa astronoomias", 1979. a. tähistati saja aasta möödumist Schmidti sünnist uue konverentsiga "Schmidti süsteemi aktuaalseid rakendusi astronoomias".  1983.  a. korraldas Rahvusvaheline Astronoomiaunioon Asiagos (Itaalia)   jällegi  konverentsi   "Astronoomia Schmidti teleskoopidega".

Schmidti süsteemi uus kasutusala tekkis seoses vajadusega jälgida tehiskaaslasi. Töötati välja mitu kaamerat tavalisest erineva monteeringuga ning jälgimisajamitega. Tuntuimaks neist sai Bakeri—Nunni kaamera (D = 51/78 cm, 1 : 1), milles objektiivina kasutati küll Schmidti süsteemi modifikatsiooni. Inglismaal loodud Hewitti kaamera (D = 60/80 cm, 1 : 1) oli puhtalt Schmidti süsteemi. Ka Zeissi tehastes Jenas konstrueeris M. Steinbach tehiskaaslaste jälgimiskaamera ( D = 42,5/50 cm, 1 : 1,8). Seitsmekümnendatel aastatel muutus aktuaalseks vastupidine – Maa jälgimine tehiskaaslastelt - ja Schmidti objektiiviga kaamerad ning distants-sondeerimise radiomeetrid paigutati tehiskaaslastele ja kosmoselaevadele. Lõpuks veel näide, mis peab tõestama Schmidti leiutise aegumatust, hoolimata poole sajandi möödumisest. On ju teada, et paljud leiutised kaotavad üsna kiiresti oma tähtsuse, sest tehakse olulisi muudatusi nii tehnoloogias kui ka ehitusdetailides (näiteks elektroonikas: raadiolambid-transistorid-integraalskeemid). Peaaegu täielikult on kaotanud oma tähtsuse sõjaeelsed leiutised arvutusmehhanismide alal.

Kaheksakümnendatel    aastatel   kavatsetakse   USA   kosmoselaevaga "Space Shuttle" orbiidile viia 2,4-meetrine teleskoop. Ka see teleskoop kuulub oma optilise skeemi poolest astrofüüsikaliste reflektorite klassi ning tal on võrdlemisi väike vaateväli   (2,7 kaareminutit). Ühe orbitaalteleskoobi projektis osaleja sõnade järgi avab see riist uued suurepärased võimalused erakordselt huvitavate objektide uurimiseks taevas, ainult et... ilma suure vaateväljaga kaamerata me ei tea, kus nood objektid asuvad, ega leiagi neid üles.

1979. a. avaldasid NASA  (USA kosmoseuurimise   ja   kosmonautika  arendamise organisatsioon)  ja ESA  (Euroopa riikidevaheline   kosmoseorganisatsioon)  teineteisest sõltumatult aruande sellise kosmilise astrokaamera eskiisprojekteerimise kohta. Järeldused langesid üldjoontes kokku: orbitaalkaamera   tuleb   ehitada   Schmidti   süsteemi   kasutades.    Optiline skeem on küll veidi erinev: see koosneb ainult peeglitest. Nimelt tekivad ultraviolettkiirguse kaugemas osas raskused läbipaistva materjali leidmisel korrektsiooniplaadi tarvis. Juba neljakümnendatel aastatel esitati spektrograafide kaamerate jaoks skeem, kus läbipaistva plaadi asemel rakendati analoogiliselt retušitud   tasapeeglit  (joon. 3a). Absoluutne   retuššimine on väiksem kui Schmidti originaalplaadi puhul, kuid tehniline teostamine kujuneb raskemaks.

Eskiisprojektide kohaselt on kosmilise Schmidti kaamera (joon. 3b) läbimõõt D = 86/100 cm, suhteline ava 1 : 2, välja nurkläbimõõt 4,67°. Arvatakse, et fotodelt leitakse 26m tähed ja umbes 200 päevaga õnnestub pildistada kogu taevas. Kahjuks pole veel lõplikult otsustatud kaamera tegeliku ehitamise finantseerimine ja tähtajad.

Joon. 3. Orbitaalne Schmidti kaamera:

a - optiline skeem  (1 - korreklsioonipeegel, 2 - tasapeegel, 3 - sfääriline peegel, 4 - kujutis);

b - kaamera välisvaade;

c – paigutus "Space Shuttle'i" pardal

1979. a. ilmus Inglismaal mahukas raamat [A Source Book in Astronomy and Astrophysics, 1900—1975. Ed. by K. R. Lang and O. Gingerich. London,  1979.], milles koostajad püüdsid uuesti ära trükkida kõige tähelepanuväärsemad ja pioneerlikumad artiklid astronoomia alal aastatest 1900—1975. Esimene osa raamatust kandis üldpealkirja "Uued aknad maailmaruumi" ja sisaldas 15 vaatlusmeetoditele ja instrumentidele pühendatud tööd. Esikohal seisis siin Michelsoni kirjutis interferomeetri kasutamisest astronoomias, siis Hale'i artikkel suurte teleskoopidega avanevatest võimalustest (seoses 5-meetrise teleskoobi ehitamisega) ja kohe seejärel B. Schmidti tuntud publikatsioon "Valgusjõuline koomavaba peegelsüstecm". Et täiendada ettekujutust valitud tööde tasemest, loetleme veel mõned: K. Jansky ja G. Reberi esikartiklid raadioastronoomiast; Stebbinsi, Johnsoni ja Kroni põhjapanevad uurimused fotoelektrilise tähefotomeetria alal; Kuu tagakülje esimeste fotode töötlemise tulemused J.Lipskilt ja N. Barabašovilt ning lõpuks ka Cocconi ja Morrisoni ettepanek kosmosetsivilisatsioonide otsimise suhtes.