Nr. 3/2004


Taevaaknad
Optilise akna avamisviisidest

Elektromagnetlainete skaalal on loodus eraldanud inimsilmale õige kitsukese akna. Sellest välja vaatamiseks kasutatakse optilisi teleskoope ning nendega ühendatud kaameraid jm lisaseadmeid.

Teleskoopidest endist oli Horisondis mõned aastad tagasi üsna põhjalikult juttu. Praegu katsume rohkem aimu saada sellest, milliseid meetodeid taevavaatlusteks kasutatakse, kuidas vaatlusi korraldatakse ja mis vaatlustulemustest edasi saab.

Otsepildid ja vikerkaared

Laias laastus võib optiliste vaatluste võimalused jagada kaheks. Ühel juhul jäädvustatakse taevapilte lihtsalt “valges” valguses või filtrite abil eraldatud teatud värvi valguses. Filtritena kasutatakse enamasti värvilist klaasi; eraldatud ribad võivad katta lainepikkuste skaalas mõnikümmend nanomeetrit või ka ainult mõne nanomeetri. Sellisel viisil on saadud kõik populaarsetes raamatutes ja ajakirjades avaldatud ilupildid – tavaliselt pildistatakse taevakehi mitmes eri värvis ja pärast liidetakse kaadrid kokku, sageli veel arvutitöötluse abil värve võimendades. Uurimistööks piisab tavaliselt must-valgetest piltidest; oluline on kätte saada teatud värvi kiirguse intensiivsuse jaotus. Selliseid meetodeid nimetatakse sageli otsepildistamiseks, kuigi klassikaline fotograafia on astronoomias peaaegu täielikult asendunud kujutise salvestamisega numbrilisel kujul pooljuhtidel töötavate CCD-kaamerate abil.

Teisel juhul pannakse teleskoobiga kokku kogutud valguse teele dispergeeriv element. Selle keeruka sõna taga peitub prisma või difraktsioonivõre, mis toimivad samamoodi nagu veepiisakesed Maa atmosfääris, kus nad muudavad Päikese “valge” valguse värvikirevaks vikerkaareks. Teiste sõnadega on ju vikerkaar Päikese spekter. Tänapäeva astronoomilistes spektraalaparaatides lahutatakse valgus värvideks hoopis peenemalt, kui seda teevad veepiisad atmosfääris. Mida suurem lahutusvõime, seda rohkem suudetakse pidevspektri taustal näha spektrijooni, mis annavad hindamatut informatsiooni tähe või muu taevakeha paljudest omadustest ning mille uurimine on suures osas pannud aluse tänapäeva astrofüüsikale.

1835. aastal kirjutas Prantsuse filosoof Auguste Comte (1798–1857), et me võime küll uurida tähtede kuju, suurust, kaugust, liikumist ja muudki, aga me ei saa iial teada tähtede keemilist koostist. Õnneks ei olnud tal õigus. Nii maiste kui taevaste spektrite uurimine tegi tollal oma esimesi samme, 19. sajandi lõpuks oli vaadeldud juba õige paljude taevakehade spektreid ning 20. sajandil kujunes spektraalanalüüs üheks olulisimaks uurimisviisiks astrofüüsikas. Praeguseks on tähtede keemilise koostise määramine saanud üsnagi tavaliseks – kasutatakse ära asjaolu, et iga keemiline element neelab või kiirgab valgust ainult kindlatel, hästi teadaolevatel lainepikkustel. Seejuures leitakse keemiline koostis kvantitatiivselt, mitte lihtsalt elementide olemasolu fikseerides. Samuti võimaldavad spektrid uurida tähtede liikumist. Suur osa kaksiktähti on avastatud just spektrites avalduva perioodilise liikumise järgi. Samal viisil on leitud kõik praegu teadaolevad sadakond planeeti teiste tähtede juures. Spektraalanalüüs aitab määrata täheatmosfääride temperatuuri, rõhku, magnetvälja tugevust ja muid füüsikalisi parameetreid. Kaugete galaktikate spektrijoonte punanihe annab tänu Doppleri efektile galaktika kauguse. Ja jälle näib omamoodi õnneliku juhusena, et paljude aatomite ja ioonide kõige tugevamad spektrijooned asuvad just elektromagnetkiirguse optilises piirkonnas. Tänapäeval uuritakse taevaseid spektreid aga ka teistel lainealadel, ning riskin siinkohal kolleegide eest lubada, et neist tuleb veel edaspidi juttu.


Teleskoobid taevast kaardistamas

Teleskoopidest mainime siinkohal vaid paari tähelepanekut selle aasta algul ilmunud Kanada astronoomi René Racine’i huvitavast uurimusest ajakirjast Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Selgub, et alates Galilei aegadest on maailma suurimate teleskoopide läbimõõt pidevalt ja ühtlaselt kasvanud, kahekordistudes keskmiselt umbes 50 aasta takka. Näiteks 1900. aastal oli maailma suurima teleskoobi läbimõõt 2,3 meetrit, 48. aastat hiljem aga kaks korda suurem. Ka väiksemate, teise eðeloni teleskoopide puhul kehtis samasugune seos, kus ühemeetrisele teleskoobile 1900. aastal vastas kahene 47 aasta pärast, seda kuni aastani 1950. Siis aga hakkasid nende väikestegi teleskoopide läbimõõdud kiiresti suurenema. Ilmselt on siin tegemist tehnoloogia arengu üldise kiirenemisega. Saab näha, kuidas muutub teleskoopide kasvukõver 21. sajandil. Juba räägitakse tõsimeeli 50–100-meetrise läbimõõduga teleskoopide kavandamisest.

Astronoomilisi vaatlusi tehakse mitmel viisil. Põhimõtteliselt võib üks astronoom uurida kogu elu vaid ühte tähte, täheparve, galaktikat või muud objekti. Tavaliselt tekib siiski huvi ka teiste samasuguste objektide vastu ja enamasti ongi võrdlusmaterjali hädasti vaja. Võib võtta sihiks saada vaatlusmaterjali kõigi antud kohast nähtavate teatud tüüpi objektide, näiteks tsefeiidide kohta. Kuskil mujal tegeleb keegi näiteks miriididega või kerasparvedega või elliptiliste kääbusgalaktikatega jne. Sellist lähenemisviisi võib nimetada objektipõhiseks.

On ka teine võimalus. Võib vaadelda mingit suuremat või väiksemat taevaala ning püüda registreerida seal kõik taevakehad, mis on kättesaadavad vastavale teleskoobile ja kaamerale. Selliseid taevaülevaateid on tehtud sadu. Juba ammu enne teleskoobi leiutamist koostas vanakreeka õpetlane Hipparchos (u 190–125 eKr) esimese teadaoleva tähekataloogi, mis sisaldas umbes 850 tähte ja kus võeti kasutusele tähesuuruse mõiste. Ajaloolistest taeva-skaneeringutest on üks tuntumaid ja seniajani kasutatav näiteks ”Bonner Durchmusterung”, mille koostas Saksa astronoom Friedrich Wilhelm August Argelander (1799–1875) aastatel 1852–1861, ja mis sisaldab kõiki taeva põhjapoolkera tähti tähesuuruseni 9,5.

Üks suuremaid ettevõtmisi 20. sajandil oli kindlasti Palomari taevaatlas. Aastatel 1949–1958 pildistati USA Mount Palomari observatooriumi 122-sentimeetrise Schmidti teleskoobiga kahes värvis (sinine ja punane) kogu põhjataevas ja lõunataevas kuni käändeni –33 kraadi. Tulemusena sündis atlas, mis sisaldab tähti, galaktikaid ja teisi taevaobjekte 21. tähesuuruseni. Siin avanes täies ilus Naissaarelt pärit Bernhard Schmidti (1879–1935) leiutise – laia vaateväljaga koomavaba teleskoobi – võimsus. Tavalisel teleskoobil oleks taolise ülevaate pildistamiseks kulunud aastakümneid.

1985. aastal alustati Palomari mäel kordusülevaate pildistamist kolmes värvis. Mõlema ülevaate fotoplaadid on nüüdseks ka digitaliseeritud ja Palomari taevaatlas seega kättesaadav tänapäeva arvutitele söödaval kujul. Ka Tõravere astronoomide käsutuses on üks rohkem kui sajast CD-st koosnev atlase eksemplar.

Palomari Schmidti teleskoop on ilmselt üks viimaseid teleskoope, kus veel hiljuti kasutati suuri fotoplaate. Nüüd on ka seal üle mindud uutele CCD-tüüpi kiirgusvastuvõtjatele ja praegu on koostamisel Palomari taevaülevaate kolmas, algusest peale digitaalne versioon. Arvukatest digi-taevaülevaadetest on märkimisväärseim gravitatsiooniliste mikroläätsede otsimise projektid MACHO ja OGLE, mis olid esimesed pääsukesed tänapäevaste hiigelandmepankade loomisel, sisaldades vastavalt umbes 7 ja 1 terabaiti infot. Meie oma kosmoloogid Tõraveres kasutavad aktiivselt andmeid galaktikaotsingutest, kus väikeses taevaalas minnakse hästi “sügavale”, tegelikult siis kaugele.

Taolistest projektidest kõige ambitsioonikam ja mahukam on praegu käsilolev Sloani digitaalne taevaülevaade (Sloan Digital Sky Survey ehk SDSS). Nagu sageli kombeks, ei tulene selle nimi mitte kuulsast astronoomist, vaid ettevõtmise peamisest rahastajast, milleks on General Motorsi presidendi Alfred Sloani (1875–1966) 1934. aastal asutatud temanimeline fond. Spetsiaalselt selleks otstarbeks ehitatud 2,5-meetrise teleskoobiga Apache Pointi observatooriumis (New Mexico osariik, USA, 2800 m üle merepinna), käiakse üle pool põhjapoolkera taevast ja mõned ribad lõunataevast. Igas peatuspunktis tehakse pildid viies värvis ning valitakse siis objektid, mille spektrid järgmisel etapil registreeritakse – eelkõige eesmärgiga mõõta galaktikate punanihked ja sealtkaudu siis nende kaugused. Kokku peaks nii saama umbes 100 miljoni objekti fotomeetrilised andmed. Kaugused loodetakse leida vähemalt ühe miljoni galaktika ja 100 000 kvasari jaoks.

Kuid kaugele vaadates ei jää märkamata ka oma ukseesine. SDSS on leidnud sadu uusi muutlikke tähti meie Galaktikas, eriti palju nn kataklüsmilisi muutlikke, kus elu lõpu lähedale jõudnud valge kääbus on paaris hästi aeglaselt areneva väikese massiga punase kääbusega. Eriti vähe tuntakse nende paaride eellasi, mida enne SDSS algust oli teada vaid mõnikümmend, tänavu jaanuariks aga ligi 500. Üldse on 2004. aasta märtsi seisuga pildistatud umbes 83 protsenti kavandatud taevaalast, spektrite plaanist on täidetud veidi üle poole. Kogu ülevaade loodetakse lõpetada 2005. aasta suveks.


Vaatlused muutuvad virtuaalseks

Sloani ülevaate tegemisel osaleb kaugelt üle saja astronoomi. Kuid selle tulemusi saavad soovi korral kasutada kõik maailma 10 000 astronoomi. Esimene prooviandmete kogum avalikustati 2001 ning 2003. aasta esimesest poolest on kättesaadav nn esimene väljaanne (Data Release 1). Nii kuidas tulemusi jõutakse esialgselt töödelda, saavad avalikuks järjest suuremad andmehulgad. Siit jõuame tänapäevaste astronoomiliste vaatluste uue mudelini, mõned uurijad räägivad juba täiesti uuest paradigmast. Väga hea kliimaga kohtades asuvad suured teleskoobid (aga ka kosmoseteleskoobid) toodavad suuri andmemassiive (Sloani ülevaate kogumahuks hinnatakse näiteks 15 terabaiti ehk peaaegu sama palju kui USA Kongressi raamatukogus). Neid andmemassiive on õigus kasutada mitte ainult nende “tootjail”, vaid kõigil soovijail. Viimasel ajal on vaatleja enda esimese öö õiguse aeg järjest lühenenud, ulatudes enamasti vaid mõne kuuni pärast vaatluste lõppu. Pärast seda on andmed kõigile vabad, kuid tavaliselt saab neist ikka veel huvitavat infot välja pigistada.

Suured andmehulgad esitavad ka uusi, väga kõrgeid nõudmisi riist- ja tarkvarale, mis nendega edasi tegelema peavad – ning muidugi ka inimesele, kes kõike seda juhib. Kõigepealt on vaja väga häid sideliine, et andmeid ühest kohast teise liigutada. Siis on selles teises kohas vaja võimsaid arvuteid, mis suudavad andmemassiive mahutada ja töödelda ning inimesele hoomatavaks teha. Selliste infohulkade puhul muutub juba omaette probleemiks nende visualiseerimine. Siit on jõutud virtuaalobservatooriumi mõiste juurde. Esimesed katsed selles vallas juba toimivad, näiteks USA-s ja Euroopa Lõunaobservatooriumi juures. Algatus on tehtud ka Venemaal. Virtuaalobservatooriumi kohta on raske öelda, kas see on lihtsalt suur hulk erinevaid andmebaase või arvutid, kus neid andmeid hoitakse või tarkvara nende ülekandmiseks ja töötlemiseks või standardid, millele andmed peavad vastama või veel midagi muud. Tegelikult peavadki kõik need komponendid olema ühendatud ühtseks informatsiooniliseks struktuuriks, mille kasutamine oleks erinevate huvidega inimestele suhteliselt lihtne. Andmebaasid ei pea olema füüsiliselt ühes arvutis, nad võivad asuda üle maailma laiali, kuid peab olema selline haldav tarkvara ja sideliinid, mis võimaldaksid näiteks lihtsalt taevahuvilisel otsida huvitavaid pilte – ühel kutselisel astronoomil saada andmeid kõigi Algol-tüüpi kaksiktähtede kohta, teisel aga leida teadaolevad galaktikate superparved jne. Aga lõpuks tasuks ikkagi meenutada, et selle info saamiseks on keegi kuskil mägedes külmas öös teleskoobiga taevast peilinud...

Astronoomiliste vaatluste, eriti aga kõige sagedamini ettetulevate optiliste vaatluste iseloom on põhjalikult muutumas. Suured teleskoobid toodavad vaatlusandmeid niisugusel hulgal, et vaatlejad ise ei suuda neid enam ära kasutada. Samas ei tähenda see, et klassikaline meetod, kus astronoom teeb kõik ise alates vaatlemisest tulemuste publitseerimiseni, kohe ära kaoks. Uus tuleb ikka vana kõrvale, mitte asemele. Ei ole uute lainealade avanemisega kuskile kadunud ka traditsiooniline optiline astronoomia. Kuna valdav osa nähtavast Universumist ilmutab end kõige paremini just selles kitsas aknas, kust inimsilm välja näeb, jääb ka optiline astronoomia kindlasti tükiks ajaks kogu täheteaduse alusmüüriks.


LAURITS LEEDJÄRV (1960) on Tartu Observatooriumi direktor. Füüsika-matemaatikakandidaat.



Laurits Leedjärv