Vislielākais burtu izmērs
Lielāks burtu izmērs
Burtu standarta izmērs
Baldones Šmita teleskops
Pēdējās izmaiņas veiktas:
13.04.2016

Baldones teleskops pieder pie Šmita sistēmas spoguļteleskopiem (attēls - teleskopa shēma), kam raksturīgs liels redzeslauks. Atšķirībā no vairuma spoguļteleskopu, kuru galvenajam  spogulim ir paraboloida formas atstarojošā virsma, Šmita teleskopu spogulis ir sfērisks. Parabolisks spogulis dod labu attēlu tikai uz paraboloida galvenās ass vai nelielā leņķī no tās.

 

[Sfēriska spoguļa veidotais attēls ir izplūdis sfēriskās jeb zonālās aberācijas dēļ. Taču  visas asis, kas iet caur sfēras centru ir vienvērtīgas. Šo īpašību izmantoja Bernhards Šmits, novieto[dams]ja spoguļa virsmas liekuma centrā kā ieejas atveri plakanparalēlu stikla plati (korekcijas plati jeb Šmita plati), kuras virsma nedaudz deformēta tādā veidā, ka kompensē sfērisko aberāciju. Zvaigžņotās debess attēls veidojas uz sfēriskas virsmas, kuras rādiuss vienlīdzīgs spoguļa liekuma rādiusam. Lai redzeslaukā uz fokālās virsmas nonāktu visa gaisma, kas iziet caur korekcijas plati, spoguļa diametram jābūt attiecīgi lielākam par korekcijas plates diametru.]

 

Baldones Šmita teleskopam spoguļa diametrs ir 120 cm, bet korekcijas plates diametrs 80 cm, redzes lauka diametrs gandrīz pieci grādi – leņķis, ko ietver 10 cits pie cita salikti Mēness diski. Lai nofotografētu visu debesi, vajadzīgi vairāk nekā 1500 uzņēmumi. Mūsu teleskops ieejas atvēruma resp. korekcijas plates diametra ziņā ir starp 12 pasaules lielākiem Šmita teleskopiem  Kad 1966. gadā Zinātņu akadēmijas Radioastrofizikas observatorijas darbinieki šo teleskopu sāka izmantot pētījumiem, tas bija 6. vietā pasaulē. 2005.gadā tika pāraluminizēts teleskopa galvenais spogulis un 2006.gadā uzstādīta SBIG firmas lādiņsaites matrica ar redzeslauku 12' x 20'.

 

Pirmais lielais Šmita teleskops uzstādīts Palomara kalnā par palīgu toreiz pasaulē lielākajam 5 metru paraboliskajam teleskopam. [Ar Šmita teleskopu var ātri pārskatīt lielus samērā lielus debess apgabalus, lai atrastu interesantus objektus detalizētai pētīšanai ar lielākajiem pasaules teleskopiem.] Daudz vēlāk (1972. un 1973. g.) dienvidu puslodē uzstādītie lielie Šmita teleskopi Čīlē un Austrālijā, kuri līdzīgā kārtā pavada attiecīgi Eiropas Dienvidobservatorijas  3,6 metru un Anglijas-Austrālijas 3,9 metru teleskopus. Minēto triju teleskopu svarīgākais “mūža darbs” ir fotogrāfiskie debess apskati zilajā un sarkanajā spektra daļā, kurus izmanto pētnieki visā pasaulē. Tādi apskati izdarīti divreiz ar dažu desmitu gadu laika intervālu, kas ļauj konstatēt un izmērīt mums tuvāko zvaigžņu leņķisko kustību. [Arī Baldones Šmita teleskops bija plānots kā pārinieks optikas diapazonā Baldones radioviļņu interferometram ar galveno antēnu 30m diametrā. Taču pēdējo neuzstādīja observatorijas dibinātaja Jāņa Ikaunieka pāragrās  nāves dēļ.]

Baldones Šmita teleskops ar tiešiem uzņēmumiem var nodrošināt gan zvaigžņu koordinātu mērījumus, gan, izvēloties attiecīgus gaismas filtrus, zvaigžņu un laukumveida objektu (komētu, miglāju, galaktiku) spožuma mērījumus dažādos viļņu garuma diapazonos. Ar spektru uzņēmumiem, kurus iegūst, ja korekcijas plates priekšā ir uzmontēta 80 cm diametra četrgrādu prizma, var klasificēt zvaigžņu spektrus un novērtēt dažus zvaigžņu atmosfēru parametrus.

Šmita teleskopa augsti informatīvo astronomisko uzņēmumu arhīvā pašlaik ir ap 25 000 uzņēmumu, kuru digitalizācija nesīs daudz jaunu interesantu atklājumu, jo Baldonē veiktie novērojumi tika plānoti atšķirīgi. Teleskops gandrīz 40 gadu periodā vēroja regulāri izvēlētus debess apgabalus. Līdz ar to pēc astronomisko uzņēmumu digitalizācijas pasaules astronomiem būs iespējams analizēt izmaņas šajos apgabalos 40 gadu laika intervalā. Zīmējumā var redzēt iegūto teleskopa attēlu izvietojumu, kurš attēlots Galaktiskajās koordinātēs.

 

Pētījumi.

 

Baldones Šmita teleskops ir izmantots astrometriskiem mērījumiem - vairāku mazo planētu un komētu, planētas Plutona, kā arī zvaigžņu koordinātu noteikšanai. Uzsākot 2008.gadā jaunu pētījumu programmu „Saules sistēmas mazo ķermeņu pētījumi” izmantojot lādiņsaites matricu jau pirmajā gadā tika atklāti 12 pirmie Latvijas asteroīdi, tai skaitā 2008 OS9  kurš pietuvojas Zemei līdz 9 miljoniem kilometru (tā saucamais NEONear Earth Object tipa). Uz 2014 gadu Baldonē atklāto asteroīdu skaits pieaudzi līdz 42 starp kuriem vislielākais un interesantākais ir 32 km lielais Centaura tipa asteroīds, kuram tagad jau dots arī nosaukums saistīts ar Grieķijas senajām teiksmām par centauriem – Orius.

 

Pētīti arī laukumveida objekti – piemēram komētas -Halleja, Vilsona-Bappu, Kohouteka, Vesta un daudzas citas, galvenokārt starptautisku sadarbības programmu ietvaros.

 

Sadarbībā ar Maskavas universitātes astronomiem jau vairāk kā 40 gadu notiek sistemātiski Andromēdas galaktikas M31 (attēls) uzliesmojošo zvaigžņu – novu meklējumi un fotometriskie pētījumi. Šī darba gaitā izdevies atklāt 70 novas, noteikt to, kā arī citu pētnieku atklāto novu spožuma līknes un precizēta sakarību starp novu spožuma pavājināšanos pēc uzliesmojuma un to maksimālo spožumu uzliesmojuma laikā. Baldones teleskopa datu analīzes rezultātā pierādīts, ka novas pēcuzliesmojuma fāzē ir supermīksto rentgena staru avoti galaktikās. Pašlaik šie pētījumi ir apturēti nelielās lādiņsaites matricas lieluma dēļ.

 

Vislielākais darbs veikts mūsu Galaktikas oglekļa zvaigžņu pētīšanā.  Šīs zvaigznes bija Latvijas Zinātņu akadēmijas astronomu interešu lokā jau pirms Šmita teleskopa uzstādīšanas Baldones Riekstu kalnā. Zināms, ka vairums oglekļa zvaigžņu koncentrēti Galaktikas ekvatora tuvumā. Lai ar debess uzņēmumiem aptvertu lielāku objektu skaitu, pētījumiem tika izvēlēti debess rajoni Galaktikas ekvatora zonā Gulbja zvaigznājā ap galaktisko garumu 90 grādi un Galaktikas anticentra virzienā  ap 180 grādiem. Lai raksturotu oglekļa zvaigznes spožumu, vairums gadījumos nepietiek ar vienu vai dažiem novērojumiem, jo šo zvaigžņu  spožums mainās visai lielās robežās. Tāpēc izvēlētie apgabali ir  fotografēti ik sezonu desmitiem gadu. Šiem pētījumiem izmantoti četri optiskā spektra intervāli, kas atbilst zilai, vizuālai, sarkanai un [fotogrāfiskai] infrasarkanai gaismai. No šī viedokļa Šmita teleskopa plašu kolekcija ir unikāla.

 

Savukārt, pētāmo oglekļa zvaigžņu identificēšanai un izvēlei sākotnēji bija nepieciešams iegūt spektru uzņēmumus, izveidojot attiecīgo debess apgabalu spektrālo debess apskatu, kurš tika veikts ar 4 grādu objektīvprizmas palīdzību. Šī darba rezultātā izdevās atklāt 318 līdz tam nereģistrētas oglekļa zvaigznes (http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=III%2F140), un sastādīt šo zvaigžņu katalogu, kas tagad elektroniskā veidā pieejams Zvaigžņu datu centrā Strasbūrā. Pēc lādiņsaites matricas uzstādīšanas 2007-2013.gados atklātas 56 jaunas oglekļa zvaigznes debess Ziemeļpola tuvumā.

 

Aukstākās jeb N spektra klases oglekļa zvaigznes atrodas vēlā attīstības stadijā, tām ir plaša retināta atmosfēra, kas pulsē, vairāk vai mazāk periodiski izplešoties un saraujoties, līdz ar ko svārstās šo zvaigžņu spožums, un šī tipa zvaigznes zināmas kā ilgperioda maiņzvaigznes. No zvaigznēm ar garākiem pulsāciju periodiem atmosfēras  viela aizplūst apkārtējā telpā, izveidojot ap zvaigznēm putekļu apvalkus, kas savukārt papildina vielu starpzvaigžņu telpā. Atšķirībā no Saules un lielā vairuma “normālo” zvaigžņu un starpzvaigžņu telpas ķīmiskā satura, oglekļa zvaigžņu atmosfērā oglekļa atomu daudzums pārsniedz skābekļa atomu daudzumu. Tādējādi pulsējošās oglekļa zvaigznes bagātina starpzvaigžņu vidi ar oglekli.

 

 

Sākotnējie novērojumi parādīja zvaigžņu mainīguma dažādību un īpatnības.Interesantākās oglekļa zvaigznes tika izvēlētas tālākai novērošanai, un tām tagad jau sakrājušās ap 30 gadu garas novērojumu rindas.

Kā piemēru aplūkosim, kā mainījies spožums sarkanā gaismā oglekļa ilgperioda maiņzvaigznes V644 Cyg. Bez spožuma svārstībām ar ciklu 578 dienas, ko teorētiķi skaidro ar zvaigznes atmosfēras pašsvārstību periodu, notiek arī daudz lēnākas sekundārās maiņas – spožuma samazināšanās, kuru amplitūda šai zvaigznēm ir vismaz tikpat liela kā periodisko maiņu vidējā amplitūda. Šīs  lēnās komponentes cēlonis nav skaidrs; tā varētu būt no zvaigznes izplūstošās vielas masas palielināšanās, putekļiem uz laiku aizsedzot pašu zvaigzni. 

 

Pie īpatnējām oglekļa maiņzvaigznēm var pieskaitīt, piemēram, zvaigzni BC 45, kurai sarkanajā gaismā periodiskas maiņas nav izdevies konstatēt (attēls), taču ir novēroti daži vairāku simtu dienu ilgi spožuma pavājinājumi ar amplitūdu gandrīz līdz diviem zvaigžņlielumiem, kas cits citam seko ar 2500 dienu intervālu. Aina it kā atgādina aptumsuma maiņzvaigzni, kuru ietekmē vēl kāds efekts, kas rada neregularitātes.. Vizuālos un zilos staros novērojumu datu ir mazāk, bet tie apstiprina šo zvaigznes īpatnību.