Nr. 4/2004


Taevaaknad
Kompamine kardina tagant

Tänapäeva astronoomia on “kõigelaineline” – vaatlusi tehakse gammakiirtest pikemate raadiolaineteni. Üks kiiresti arenevaid suundi on maaväliste objektide uurimine nende poolt kiiratud infrapunase (IP) kiirguse abil lainepikkuste vahemikus umbes ühest mikromeetrist kuni millimeetrini.

Tavaliselt jagatakse see vahemik veel lähedaseks (0,7–5 mikromeetrit), keskmiseks (5–25 mikromeetrit) ja kaugeks (25–350 mikromeetrit) infrapunapiirkonnaks. See on kiirgus, mida inimsilm ei näe ja mida ka tavalisele fotoplaadile ei saa jäädvustada. Selle piirkonna jaoks on tarvis spetsiaalselt valmistatud kiirgustajureid. Miks siis selline ebamugav spektripiirkond erilist huvi pakub?


Universumis on laialdaselt levinud tolmaine. See varjab nähtava valguse jaoks paljud väga huvitavad objektid. Infrapunapiirkonnas hajutab aga tolm valgust oluliselt vähem, võimaldades näha muidu varjatud objekte ja samal ajal veel tolmupilve ennastki.


Galaktika nähtavaks

Üks selliseid piirkondi on meie Galaktika tsentraalosa, mis on nähtava valguse jaoks täiesti varjatud. Galaktika tsentrit ümbritsevas tolmupilves nõrgeneb nähtav valgus enam kui 1010 korda. Infrapunavalguses saab aga Galaktika keset siiski uurida.

Paljud taevakehad kiirgavad madala temperatuuri tõttu vaid infrapunapiirkonnas, nähtavas valguses neid märgata pole. Sellisteks objektideks on jahedad tähed,

infrapunagalaktikad, tähti ümbritsevad tolmuosakeste pilved, tähtedevahelised molekulid, pruunid kääbused ja planeedid.

Infrapunapiirkonnas saab korjata informatsiooni Universumi kauge mineviku kohta ja uurida galaktikate varast evolutsiooni. Suure Paugu järel algas Universumi paisumine ja enamik galaktikaid eemaldub üksteisest, mis põhjustab punanihke. Selle tulemusena on väga kaugete objektide esialgselt ultravioletse ja nähtava spektriosa valgus vaadeldav infrapunasena.

Peale juba mainitud probleemi kiirgustajuritega raskendab infrapunapiirkonnas vaatlusi Maa atmosfääri halb läbipaistvus, seda peamiselt veeauru tõttu. Molekulaarsete neeldumisribade vahel on vaid üksikud läbipaistvuse “aknad”, kus ka maapealsete teleskoopidega kosmiliste objektide infrapunakiirgust uurida saab. Tähtsamate akende keskmised lainepikkused on 1,25, 1,65, 2,2, 3,5, 4.75, 10.5, 19.5 ja 30 mikromeetrit. Alates 60 mikromeetrist on atmosfäär praktiliselt läbipaistmatu. Häirib ka atmosfääri enese soojuskiirgus maksimumiga umbes 10 mikromeetri juures. Seetõttu püütakse maapealseid infrapunateleskoope viia võimalikult kõrgetele mäetippudele, et enamus veeauru jääks allapoole. Nüüdisajal paigutatakse teleskoope ka lennukitele ja tehiskaaslastele.


Avastamislugu

Selle avastamise au kuulub saksa päritolu Inglise astronoomile sir William Herschelile (1738–1822). Herschel on muu hulgas kuulsaks saanud oma aja suuremate teleskoopide ehitajana ning planeet Uraani ja selle kahe kuu avastajana. Koos oma õe Carolinaga avaldas ta mitu kaksiktähtede ja udukogude kataloogi. Herschel leidis Päikese liikumise ruumis ja esitas ka Galaktika kettamudeli. 1800. aastal uuris Herschel, kui palju soojust lasevad läbi eri värvusega filtrid, mida ta kasutas Päikese vaatlemisel. Selgus, et eri värvusega valgus kannab erinevat soojushulka. Kontrolliks laskis ta valguse läbi prisma, et tekitada spektrit, ja kasutas siis tumendatud otstega termomeetreid iga värvusega temperatuuri mõõtmiseks. Kaks termomeetrit asetas ta võrdluseks spektri kõrvale, kus tema arvates enam valgust polnud. Kraadiklaaside temperatuurinäidud kasvasid siniselt punase värvusega suunas ning ootamatult oli temperatuur kõrgeim vahetult pärast punast värvust. Herschel nimetas avastatud kiirguse “soojuskiirteks”. Alles hiljem hakati kasutama terminit infrapunavalgus.


Tähtsündmusi infrapunaastronoomia ajaloost

Üsna pea pärast infrapunavalguse avastamist registreeris 1856. aastal samasuguse Kuult tuleva kiirguse Šoti astronoom Piazzi Smyth (1819–1907). Detektorina kasutas ta termopaari. Vaatlusi korraldas Smyth Tenerifel oma pulmareisi ajal. Esimese numbrilise tulemusena määras 1870. aastal Lawrence Parsons (lord Rosse IV) Kuu pinna temperatuuri ja sai tulemuseks 260 oC. Selleks vajas ta oma isa ehitatud 36-tollist teleskoopi ja termopaari. Metallide elektrilise takistuse sõltuvust temperatuurist kasutava bolomeetri ehitas ameeriklane Samuel Langley 1881. aastal. Tema publitseeris ka esimese Päikese infrapunaspektri. 1920. aastail alustasid taevakehade süstemaatilisi vaatlusi infrapunaspektripiirkonnas Seth B. Nicholson ja Edison Pettit. Kuni eelmise sajandi viiekümnendate aastateni olid valgustajurite vähese tundlikkuse tõttu tulemused kesised. Siis võeti kasutusele esimesed pooljuhtidel (PbS) termotakistid, spetsiaalsed interferentsfiltrid ja krüogeenilised seadmed, vähendamaks vaatlusaparatuuri enda mõju mõõtmistele. 1980. aastatel algas mitmeelemendiliste infrapunapiirkonna kiirgustajurite aeg. Tõsi, esimesed astronoomias kasutatud infrapunatundlikel indiumi-antimoni maatriksitel oli vaid 62x58 elementi. Nüüd on neid seal kuni 1024x1024. Aastatel 1959–1961 ehitas USA teadlane Harold Johnson esimesed infrapunapiirkonna fotomeetrid, mis võimaldavad mõõta kiirgust kuni nelja mikromeetrini. Tema loodud on ka esimene infrapunaheleduste süsteem, mis on laias laastus kasutusel tänini.

Infrapunaobservatooriumid

Juba Piazzi Smyth leidis, et infrapunavaatlusi saab paremini teha kõrgete mägede tippudel, sest seal jääb tihe veeauru kiht vaatlejast allapoole. Seepärat ongi suuremad spetsialiseeritud infrapunaobservatooriumid ehitatud 4270 meetri kõrgusele kustunud vulkaani Mauna Kea tippu Hawaiil. Seal asub NASA sponsoreeritav Infrared Telescope Facility oma 3-meetrise infrapunapiirkonna jaoks ehitatud teleskoobiga ja 3,8-meetrine United Kingdom Infrared Telescope. Infrapunapiirkonna kaamerate ja spektromeetritega on praeguseks varustatud peaaegu kõik suuremad teleskoobid.

Loo alguses mainitud Galaktika keskmes asuva musta augu uurimisel on mitme infrapunaaparatuuri ja adaptiivoptikaga varustatud teleskoopide koostöös (ESO 8,2-meetrine teleskoop YEPUN, ESO 3,5-meetrine Uue tehnoloogiaga teleskoop ja 10-meetrine Kecki teleskoop) saadud väga huvitavaid tulemusi. Trükinumbri joonisel on toodud Galaktika keset ümbritseva ala 2x2-kaaresekundilise ulatusega pilt 2,1 mikromeetri piirkonnas. Galaktika keskme kaugusel vastab 1 kaaresekund 46-le valguspäevale. Seal on märgitud kompaktne raadiokiirguse allikas SgrA*, mis arvati asuvat musta augu lähedal ja täht S2, mille liikumist jälgiti aastatel 1992–2002. Paremal on toodud tähe S2 positsioonid mitmesugustel ajahetkedel ja raadioallika SgrA* asukoht. Selgelt on näha tähe 15,2-aastase perioodiga elliptiline orbiit, mille ühes fookuses asub SgrA*. See vaatlus demonstreerib kindlalt, et SgrA* asub musta augu kohal. Leitud orbiidi alusel tehtud arvutused näitavad, et Galaktika keskmes oleva musta augu mass on 2,6±0,2 miljonit Päikese massi ja raadius 7,7 miljonit kilomeetrit. S2 ise on umbes 15 Päikese massiga normaalne täht.

Ühe maapealse infrapunaastronoomia suurprojekti 2MASS (Two Micron Space Survey ehk Kahe Mikroni Kogu Taeva Ülevaade) läbiviimisel kasutati kahte automatiseeritud 1,3-meetrist teleskoopi, üks asukohaga Arizonas ja teine Tšiilis. Teleskoobid olid varustatud 3-kanaliliste kaameratega lainepikkustega 1,25, 1,65 ja 2,17 mikromeetrit. Kogu taevas kaeti aastail 1997–2001. Saadud andmete töötlemise tulemuseks saab olema nende lainepikkuste jaoks digitaalne taevaatlas. Atlas sisaldab umbes 4 miljonit 8’x16’ kujutist. Lisaks koostatakse kataloogid 300 miljoni punktallika ning miljoni galaktika ja udukogu täpsete infrapunavoogude ning koordinaatidega.

Siiski jääb ka nende teleskoopide kohale veel küllalt veeauru ning seepärast ei saa vaadelda kogu infrapunaspektrialas. Kõrgemale saab lennukite ja õhupallidega. Esimesi suuremaid observatooriume lennukitel oli Kuiper Airborne Observatory (KAO), mis oli käibel 20 aasta jooksul alates 1975. aastast. Observatoorium kasutas C-141 tüüpi transportlennukit, mis viis 91-sentimeetrise teleskoobi kuni 14 kilomeetri kõrgusele. Praegu plaanitakse asendajat KAO-le. Üsna esimese lennu künnisel on NASA ja Saksa kosmoseagentuuri ühistööna valminud SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy). Selle observatooriumi teleskoop on 2,5-meetrine ja teda kannab Boeing 747-SP.

Järgmine samm Maa atmosfääri segavast mõjust vabanemisel on teleskoopide viimine kosmosesse. Esimene infrapunavaatlusteks mõeldud satelliit IRAS (Infrared Astronomical Sattelite) lasti üles 1983. aastal USA, Suurbritannia ja Hollandi ühistööna. IRAS-i 0,57-meetrine teleskoop oli paigutatud krüostaati ja seda jahutati umbes 4 K-ni. Satelliit tegi kümne kuu jooksul tervet taevast katva ülevaate, mis sisaldab umbes 350 000 infrapunaallikat lainepikkustel 12, 25, 60 ja 100 mikromeetrit. Nende allikate seas on asteroidid ja komeedid, uued “jahedad” tähed ja galaktikad, protoplanetaarne ketas ühe lähedase tähe ümber ja meie Galaktika tuuma ümbruses olevad alad.

Euroopa kosmoseagentuur (ESA) lennutas 1995. aastal orbiidile infrapunaobservatooriumi ISO, mis tegutses kolme aasta vältel ja uuris põhiliselt IRAS-i avastatud objekte.

Hubble’i kosmoseteleskoopi täiendati 1997. aastal infrapunapiirkonna spektromeetriga NICMOS, mida on seni kasutatud tähtedevaheliste pilvede, noorte tähtede ja planeetide uurimiseks.

2003. aasta 25. augustil saatis NASA orbiidile kosmoseteleskoobi SIRTF (Space Infrared Telescope Facility). Detsembris nimetati rahvusvahelisel nimevaliku konkursil saadud ideede alusel uus kosmoselaev Spitzeri kosmoseteleskoobiks (Spitzer Space Telescope) Ameerika astronoomi Lyman Spitzer jun (1914–1997) auks. Tema oli üks esimesi, kes juba 1946. aastal pakkus välja idee teleskoopide orbiidile paigutamiseks ja oli kogu järgneva elu aktiivselt tegev selle idee elluviimisel.

Uuel kosmosejaamal on 85-sentimeetrise läbimõõduga vedela heeliumiga jahutatav teleskoop ja instrumendid suuremõõtmeliste infrapunadetektorite jadadega, mis võimaldavad saada ülesvõtteid ja spektreid infrapunapiirkonnas 3–180 mikromeetrini. Aparatuuri töötemperatuuriks on 5,5 kelvinit. Kaasasolevast 360 liitrist vedelast heeliumist loodetakse piisavat kuni viieks aastaks. Äärmiselt kokkuhoidlik jahutus on saavutatud spetsiaalse päikesevarjuga ja omapärase orbiidiga. Selle asemel, et tiirelda ümber Maa, järgneb Spitzeri kosmoseteleskoop Maale selle tiirlemisel ümber Päikese, sarnaselt Maa enesega. Kosmoselaev eemaldub Maast sellisel orbiidil umbes 0,1 astronoomilist ühikut (Maa kaugus Päikesest) aastas. Niisugusel orbiidil on teleskoop eemal Maa infrapunakiirgusest, mis maalähedasel orbiidil võiks teleskoobi kuumendada peaaegu normaaltemperatuurini. Valitud orbiidil on kiirguslik kuumenemine palju väiksem, ulatudes vaid 35 kelvinini. Nii ollakse ka väljaspool Maad ümbritsevatest kiirgusvöönditest, mis väldib detektorite kahjustusi.

Juba on saadud ka esimesi huvitavaid tulemusi. Trükinumbris toodud fotol on toodud kombineeritud infrapunaülesvõte Herbig-Haro objektist 46–47 Vela tähtkujus. Ülesvõtte tegid 19. novembril 2003 SSC/Caltech’i teadlased A. Noriega-Grespo juhtimisel. Tegemist on väikese massiga prototähest kahepooluselise aine väljavooluga. Täht pole veel oma sünnipilve suutnud hajutada ja pole seepärast visuaalses spektripiirkonnas nähtav. Infrapunapiirkonnas on kogu keerukas struktuur aga imehästi jälgitav. Infrapunapilt on lainepikkuste eristamiseks värviliseks kodeeritud.

Lähiaastatel plaanitakse veel mitme IP piirkonnas töötava observatooriumi orbiidile saatmist. Neist vahest olulisim on uue põlvkonna kosmoseteleskoop NGST, mis on mõeldud asendama Hubble’i kosmoseteleskoopi. NGST-i üleslaskmine on planeeritud 2010. aastaks. NASA otsustas teleskoobi nimetada oma teise administraatori järgi – James Webb Space Telescope. NGST on laia infrapunapiirkonna (0,6–28 mikromeetrit) uurimiseks mõeldud 6,5-meetrise läbimõõduga teleskoop. Teleskoop varustatakse lähedase infrapunapiirkonna kaameraga, paljusid objekte korraga registreeriva spektromeetriga ja keskmise infrapunapiirkonna kaamera-spektromeetriga. Teleskoopi kavatsetakse jahutada kuni 50 kelvinini. See on üks põhjus, miks satelliit lennutatakse teise Lagrange’i punkti, kus Päikese ja Maa gravitatsioonijõud on tasakaalus. Seal saab kasutada vaid ühte kiirgusvarju. Passiivse jahutamise juures kavatsetakse kasutada sama tehnoloogiat nagu Spitzeri kosmoseteleskoobi puhulgi. Üleslaskmise ajal on suure 6,5-meetrise peegli osad koos nagu puhkemata lille kroonlehed ja oma kuju peab peegel võtma alles orbiidil. Lagrange’i punkti suure kauguse tõttu ei saa aga astronaudid JWST-d parandada ega teenindada.

Laias laastus oleksid NGST uurimissuundadeks galaktikate teke ja evolutsioon, Universumi struktuur ja keemiline evolutsioon ning tähtede ja planeetide teke. Esimene neist suundadest on kõige olulisem, kuna loodetakse vaadelda valgust esimestelt, vaid paarsada miljonit aastat pärast Suurt Pauku tekkinud tähtedelt ja galaktikatelt.

Tähe valguskaja mõõtmisest

Nagu eespool toodud näidetest selgub, on tolmaine Universumis väga laialdaselt levinud. Peale ülisuurte struktuuride, nagu galaktikad ja nende parved, on tolm oluline ka tähtede elus. Tähed sünnivad suurtes tolmu ja molekulaarse gaasi pilvedes (nagu eespool toodud näide Herbig-Haro objektist) ja oma arengu lõppfaasides peituvad uuesti oma enese väljapaisatud tolmümbristesse. Seega on tähtede varaste ja väga hiliste arengustaadiumite vaatlemine võimalik vaid infrapunaspektri piirkonnas. Seejuures on huvitav, et paljudel tähtedel toimub areng hilistes faasides väga kiiresti – võrreldes muidu miljoneid aastaid kestva evolutsiooniga on sel juhul selged muutused vaadeldavad vaid paariaastases või ka mõnekuulises ajaskaalas. Niisuguste varjupugevate tähtedega oleme tegelenud ka Tõraveres: nn viimase heeliumisähvatuse läbinud tähed FG Sagittae, V4334 Sgr (Sakurai objekt), ja lõpuks seni veel saladuslik V838 Mon – täht, mis sähvatas Ükssarviku tähtkujus 2002. aasta alguses, tõusis paariks kuuks Galaktika heledaimaks objektiks ning on nüüdseks nõrgenenud ja jahtunud alla 2000-kelvinilise temperatuuriga objektiks. V838 Mon on praegu jahedaim ülihiid, mida eales vaadeldud – selgelt infrapunaastronoomia objekt. V838 Mon’i sähvatusega kaasnes huvitav efekt – valguskaja, nähtus, mida on seni vaadeldud vaid supernoovade puhul. Valguskaja on tähe sähvatusel kiiratud valguse hajumine tähte ümbritsevalt või tema läheduses asuvalt tolmult. Nähtavas pildis võivad toimuda muutused, mis näivalt viitavad valguse kiirusest suurematele kiirustele sarnaselt valguslaigu liigutamisele peeglikesega.


TÕNU KIPPER (1939) on Tartu Observatooriumi tähefüüsika uurimisrühma juhataja. Füüsika-matemaatikadoktor.



Tõnu Kipper