Nr. 4/2005


Artiklid
Maailm raadiosilmadega

Lähemas tulevikus on oodata raadioastronoomias uusi avastusi, sest praegu ja edaspidi ehitatavate vaatlusriistadega peaks saama veelgi detailsemalt ja usaldusväärsemalt tundma õppida meid ümbritsevat kosmost raadiolainetes, ja nagu varasem kogemus näitab, avastatakse võimsamate vaatlusvahenditega ikka ka midagi sellist, mida praegu ei osata veel ette näha. Järgnevalt tutvume siiani tehtud olulisemate raadiastronoomiliste avastustega.

Alustuseks tuletame meelde, et raadiokiirguseks nimetatakse elektromagnetkiirgust lainepikkustel 1 mm–10 km. Üle 10-kilomeetriste lainete korral on tegu nn madalsagedusliku kiirgusega. Kosmilist päritolu raadiolaineid saab registreerida Maal asuvate vastuvõtjatega täies ulatuses vaid vahemikus 1 cm–30 m. Raadiolained pikkusega üle 30 meetri ei suuda läbida Maa ionosfääri, nad kas neelduvad seal või hajutatakse tagasi. Alla sentimeetriseid raadiolaineid aga neelavad osaliselt Maa atmosfääri molekulid ning millimeeter-lainealas on Maa peal võimalik teha vaatlusi vaid kindlate “akende” kaudu – molekulide neeldumisribade vahedes. Seega saab kogu raadiosageduste vahemikus teha mõõtmisi vaid satelliitidelt ja planeetidevahelistelt automaatjaamadelt.

Ajaloost

Raadioastronoomia kui uue astronoomiaharu alguseks loetakse aastat 1931. Siis registreeris USA raadioinsener Karl Jansky esmakordselt kosmilise päritoluga raadiokiirgust. Ta avastas, et lainepikkusel 14,6 meetrit põhjustab Linnutee täheööpäevase perioodiga raadiohäireid. Tema auks on kasutusele võetud ka raadiovoogude mõõtmise ühik janski. Kuid tema avastust ei võetud algul kuigi tõsiselt, sest ei usutud, et tegu on kosmilise päritoluga kiirgusega ning pealegi polnud raadioaparatuuri tundlikkus ja lahutusvõime võrreldes optilise spektripiirkonnaga veel konkurentsivõimelised.

1937. aastal ehitas teine Ameerika astronoomiahuvilisest raadioinsener Grote Reber maailma esimese 10-meetrise läbimõõduga paraboolantenni ja uuris selle abil Linnutee keskmest (raadioallikas Sgr A) pärineva raadiokiirguse jaotist. See oli esmakordne kosmilise raadiokiirguse kaardistus. Nüüd hakati juba raadioastronoomiat tõsiselt võtma. Praeguseks on maailmas sadu raadioteleskoope, millest suurimaks on Puerto Ricos asuv Arecibo hiidteleskoop läbimõõduga 305 meetrit. Arecibo raadioteleskoop on ehitatud looduslikku orgu ja ta pole suunatav. Täisulatuses suunatava suurima raadioteleskoobi GBT (Green Bank Telescope, West Virginia) efektiivne läbimõõt on 101 meetrit. Niipalju siis raadiastronoomia kujunemisloost.


Kosmilise raadiokiirguse sünniviisid

Raadiokiirgus, nagu elektromagnetkiirgus üldse, tekib laetud osakeste muutuva kiirusega või/ja suunaga liikumisel. Kosmiline raadiokiirgus on oma olemuselt kas soojuslik või mittesoojuslik. Soojuslik raadiokiirgus tekib laetud osakeste soojusliikumise tõttu. Mittesoojuslik kiirgus tekib kas laetud osakeste pidurdumisel või kiirenemisel välistes elektri- või magnetväljades, või siis mittesoojuslikult liikuvate laetud osakeste vastastikmõjul (interaktsioonil) plasma ehk ioniseeritud keskkonna elektriväljadega. Kosmilise mittesoojusliku raadiokiirguse enam levinud liikideks on tsüklotronkiirgus, sünkrotronkiirgus ja plasmakiirgus. Tsüklotronkiirguse ja sünkrotronkiirguse korral on meil tegu vastavalt mitterelativistlike ja valguse kiiruse lähedaste relativistlike kiirustega liikuvate elektronide pidurdumisega magnetväljas. Plasmakiirgus tekib elektronide või ioonide lokaalsetest tiheduse häiritustest põhjustatud võnkumiste muundumisel elektromagnetkiirguseks. Tsüklotron- ja plasmakiirgus on kontsentreerunud suhteliselt kitsasse lainepikkuste vahemikku, sünkrotronkiirgus on tavaliselt pidev.

Soojuskiirgus on pideva spektriga elektromagnetkiirgus, mille intensiivsus (voog) sõltub kiirgusallika temperatuurist ja optilistest omadustest, eelkõige kiirgamis- ja neelamisvõimest. Ka mittesoojuslik kiirgus on paljudel juhtudel pidev kiirgus ning sageli on vaja detailset analüüsi, et välja selgitada, mis liiki kiirgusega on tegu. Lihtreegel on, et soojuslik kiirgusvoog lainepikkuse suurenedes tavaliselt kahaneb ja mittesoojuslik kasvab.


Allikad Päikesesüsteemis

Linnutee keskme (Sgr A) järel avastati 1942. aastal järgmise kosmilise raadioallikana Päike. Kohe leiti, et Päikese raadiokiirgus on väga muutlik ja põhiliselt just seetõttu salastati vastavad uuringud kuni Teise maailmasõja lõpuni. Praeguseks on teada, et Päike on näivalt tugevaim kosmilise raadiokiirguse allikas mm-lainetest kuni m-laineteni. Suurematel lainepikkustel, alates 10 meetrist, kaotab Päike oma liidripositsiooni muutliku raadiokiirgusega Jupiterile. Näiteks Päikese raadiovoog lainepikkusel 3 cm on ligikaudu miljon janskit. Võrdluseks olgu öeldud, et nähtavas valguses on Päikese kiirgusvoog ligikaudu sada miljonit korda suurem. Absoluutses mõttes on Päike suhteliselt nõrk raadiokiirguse allikas, sest enamik kaugemaid raadiokiirguse allikaid on suurema kiirgusvõimega, mõned neist isegi rohkem kui 10 astmes 20 (!) korda.

Päike on aga näivalt tugevaim raadiokiirguse allikas just oma läheduse tõttu Maale (näiv kiirgusvoog on pöördvõrdeline kauguse ruuduga). Päikese raadiokiirgus koosneb neljast põhikomponendist. Nendeks on soojuslik püsikomponent, stabiilsete pinnalaikudega seotud vähemuutlik kiirguskomponent, ebastabiilsete suurte pinnalaikudega seotud muutlik kiirguskomponent (raadiotorm) ja sähvatusmuutlik kiirguskomponent. Raadiosähvatused on seotud Päikese pursetega. Eristatakse viit liiki raadiosähvatusi, mis vastavad erinevatele tekkemehhanismidele ja nende kestus ulatub sekunditest mõne tunnini.

Lühematel lainepikkustel, mida mõõtetakse millimeetrite ja sentimeetritega, on ülekaalus soojuslik püsikomponent. Aktiivsuse maksimumfaasis võib aga lisakiirgus pikematel lainetel ületada mitmekordselt soojusliku püsikomponendi kiirgust. Sähvatusmuutliku komponendi kiirgus on tühine mm-lainealas. Kuid pikemate lainete puhul võib lühiajaliselt ületada soojusliku püsikomponendi kiirguse kuni tuhat korda, tugevate pursete ajal isegi üle miljoni korra.

Päikese soojuslik raadiokiirgus tekib kuumades atmosfääri ülakihtides, kromosfääris ja kroonis, kus aine on ioniseeritud. Raadiolaineid kiirgava ioniseeritud keskkonna läbipaistmatus suureneb vabade elektronide kontsentratsiooni kasvades ja temperatuuri kahanedes, aga ka lainepikkuse suurenedes. Kromosfäär, mille temperatuur jääb vahemikku viis kuni kümme tuhat kraadi, on läbipaistmatu detsimeeter- ja pikematel lainetel ning seega saavad sealt väljuda vaid cm- ja mm-lained. Pikemate lainete kiirgus vabaneb vaid kroonist, kus temperatuur küünib paari miljoni kraadini. Et erineva lainepikkusega raadiolained väljuvad erinevatest Päikese atmosfääri kihtidest, siis võimaldab just raadiokiirgus uurida detailselt kromosfääri ning krooni ehitust ja omadusi.


Ühe ajastu algus

Aastail 1945–1946 uuriti Kuud raadiolokaatoritega, ja nii algas radarastronoomia ajastu. Raadiolokatsiooni olemus seisneb selles, et lokaatorilt välja saadetud tehislik raadiosignaal suunatakse kitsa kiirtevihuna uuritava objektini, kust see tagasi peegeldununa ja teisenenuna jõuab jälle lokaatori antenni. Seda meetodit saab rakendada vaid Päikesesüsteemi objektide uurimiseks, sest Maale tagasi jõudnud raadiosignaali intensiivsus kahaneb pöördvõrdeliselt kauguse neljanda astmega ja kauguse suurenedes jääb järjest väiksemaks ka objekti nurkläbimõõt ning järjest suurem osa väljasaadetud kiirtevihust läheb sihtmärgist mööda. Algsignaali ja peegeldunud signaali võrdluse kaudu, milleks on ajavahe, sagedusnihe ja nõrgenemismäär, saab teha järeldusi uuritavate Päikesesüsteemi objektide kauguse ja ehituse kohta.

Raadiolokatsioonilisi mõõtmisi on tehtud nii Maa pealt, kui ka satelliitidelt ja planeetidevahelistelt automaatjaamadelt. Niisuguse uurimisviisiga on täpsustatud oluliselt Päikesesüsteemi kauguste skaalat ja kogutud teavet planeetide ehituse kohta. Kuna näiteks Veenuse atmosfäär koosneb tihedast pilvekihist, mis on läbipaistmatu ultraviolett-, infrapuna- ja nähtavas lainealas, siis on ta pinda ja pöörlemist võimalik uurida põhiliselt just raadiolainete abil. 1962. aastal õnnestus niiviisi esmakordselt mõõta Veenuse pöörlemisperioodi ja avastada, et ta pöörleb erinevalt kõigist teistest planeetidest tiirlemisele vastupidises suunas! Uuemate mõõtmiste järgi on Veenuse pöörlemisperiood 5832,24 tundi ehk ligi 243 päeva. Pinnareljeefi kõrguste erinevus jääb vahemikku –2 kuni +12 km ja tema keskmine raadius on 6051,8 kilomeetrit. Raadiolokatsiooni teel on peale Kuu ja Veenuse uuritud veel teisigi planeete ja nende suuremaid kaaslasi, samuti asteroide, komeedituumi ning Päikese enda krooni.

1950–1960 avastati, et ka planeedid ise on raadiokiirguse allikad. Nähtavas spektripiirkonnas teatavasti planeedid ei kiirga, vaid peegeldavad neile langevat päikesekiirgust. Osa planeedini jõudnud kiirgusest aga neelatakse, mistõttu planeedi pind soojeneb ja muutub musta keha sarnaseks suhteliselt madala temperatuuriga soojuslikuks kiirgusallikaks, mille kiirgusmaksimum asub infrapunaspektri piirkonnas. Näiteks Marsi raadiovoog lainepikkusel 3 cm on Maale lähimas asendis ligikaudu 5 janskit.

Mõnevõrra üllatuslikult avastati aga juba eelmise sajandi keskel, et just Jupiter on väga tugev raadiokiirguse allikas dekameeterlainetel ja ületab Päikese kiirgusvoogu lainepikkustel, mis on suuremad kui 10 meetrit. Nüüdseks on kosmoseaparaatidelt leitud, et Jupiter on ümbritsetud ulatusliku magnetosfääriga ja et tema magnetväli on oluliselt tugevam kui teistel planeetidel. Magnetosfääriks nimetatakse planeeti ümbritsevat ala, kuhu on päikesetuule ehk laetud osakeste voo mõjul koondunud magnetväli. Magnetosfäär on nagu hiiglaslik osakeste kiirendi, kus liiguvad raadiokiirguse saamiseks vajalikud laetud osakesed – elektronid. Need pärinevad päikesetuulest, Jupiteri ionosfäärist ja Jupiteri kaaslase Io vulkaanipursetega kaasnevatest plasmavoogudest. Jupiteri raadiokiirgus koosneb kaheteistkümnest eri komponendist. Kõige muutlikum komponent on seotud Io plasmavooludega. Jupiteri raadiokiirgus on pikematel lainetel mittesoojuslik –plasmakiirgus, tsüklotronkiirgus ja/või sünkrotronkiirgus. Raadiokiirguse maksimum asub umbes 10 meetri juures, kus keskmine raadiovoog on Maale lähimas asendis miljon janskit. Lühiajaliste sähvatuste ajal võib voog ületada koguni kümnekordselt keskmist kiirgustaset. Ka Saturni, Uraani ja Neptuuni ümber on avastatud magnetosfäärid, kus genereeritakse soojuslikust kiirgusest oluliselt tugevamat mittesoojuslikku raadiokiirgust dekameeterlainetel, maksimumiga umbes 50 m juures. Nende kiirgusvõime jääb aga Jupiterile tugevasti alla. Ka meie koduplaneedi magnetosfäär genereerib mittesoojuslikku raadiokiirgust Saturniga võrreldaval tasemel, kus kiirgusvoo maksimum on samuti umbes 50 meetri juures.


Allikad Galaktikas

Galaktika keskme (Sgr A) raadiokiirgusest oli juba eespool juttu. Võiks vaid lisada, et suhteliselt tugeva mittesoojusliku raadiokiirguse tekkemehhanism sarnaneb siin mõnevõrra raadiogalaktikate omaga, millest kohe ka juttu tuleb. Raadiogalaktikatega võrreldes on aga meie kodugalaktika tuum raadiokiirguses oluliselt nõrgem ja rahulikum, sest “jõumasinaks” oleva musta augu mass on raadiogalaktikatega võrreldes väiksem, umbes 3 miljonit Päikese massi, ja ka kütust sadestuva aine näol on seal vähem.

Aastail 1955–1965 avastati, et eriti võimsad raadiokiirguse allikad on supernoovade (SN) plahvatuste jäänukudud. Näiteks jäänukudu Cas A on Päikese järel näiva raadiovoo poolest (mm- kuni m-laineteni) üldse tugevuselt järgmine raadioallikas kosmoses. Lainepikkusel 3 cm on Cas A raadiovoog umbes 500 Jy ja maksimumis 10 m juures küünib 50 000 janskini. Praeguseks on avastatud paarsada seda tüüpi raadiokiirguse allikat. SN jäänukudud kiirgavad sünkrotronkiirgust, mille teket seostatakse kiirelt pöörleva südamiktähe aktiivsusega ja tugeva magnetväljaga ning ka tähelt äraheidetud ainekihtide ja tähtedevahelise keskkonna interaktsiooniga. Raadiovaatlustega avastatud supernoovade jäänukudude suur arv on heas kooskõlas täheevolutsiooni teooria ennustatuga.

1967. aastal avastati pulsarid. Esmakordselt registreeris uut tüüpi astronoomilise kiirgusobjekti raadiosignaali just tollal Cambridge’i ülikooli lõpetanud Jocelyn Bell, kelle teaduslikuks juhendajaks oli professor Anthony Hewish. Bell tegi vaatlusi spetsiaalse raadioteleskoobiga, mis oli ette nähtud päikesetuulest põhjustatud kosmiliste raadiosignaalide vilkumise uurimiseks. Selle programmi järgi kammiti läbi suur taevaala Päikese ümbruses. Registreeritud andmete töötlemise käigus avastas J. Bell imeliku mürasignaali, mis kordus mitmetel öödel samal täheajal. Kontrollvaatluste käigus selgus, et tegu on taevase objektiga, mis kiirgab 1,337 sekundi tagant korduvaid lühikesi raadiosignaale – pulsse. Signaalide kordumise täpsus viis mõtted ka maavälistele tsivilisatsioonidele, nn väikestele rohelistele mehikestele. Mõne aasta pärast selgus, et tegu on küllalt levinud nähtusega Galaktikas, sest avastati palju samasuguse käitumisega objekte. Neid hakati kutsuma pulsariteks. Pulsarid kujutavad endast kiirelt pöörlevaid neutrontähti, mille magnetvälja telg on kaldu pöörlemisteljega. Magnetvälja telje suunas kujuneb sünkrotronkiirguse näol tugev mittesoojuslik raadiokiirgus, mis satub pöörlemise tõttu vaid teatud kindlal ajahetkel Maa suunda ja siin asuvasse raadioteleskoopi. Pulsarite kui uut liiki taevaobjektide avastamise ja olemuse väljaselgitamise eest sai Cambridge’i ülikooli professor Anthony Hewish 1974. aastal Nobeli preemia.

Meeldetuletuseks neutrontähtede kohta niipalju, et nad on ülitihedad, nende iga kuupsentimeetri mass on võrdne ligikaudu 280 miljoni tonniga, mis on võrreldav tihedusega aatomituuma sees, ja nende raadius on 10–15 kilomeetrit. Neutrontähed tekivad praeguste arusaamade järgi massiivsete tähtede (üle 8 Päikese massi) evolutsiooni lõppfaasis, kui neutrongaasi rõhk peatab järsult tähesüdamiku gravitatsioonilise kokkulangemise ja südamikupealsed kihid paisatakse tähest eemale. Neutrontähed on seega SN plahvatuste jäänuktähtedeks ehk kõdutähtedeks. Praeguste hinnangute järgi on Galaktikas ligikaudu sada miljonit neutrontähte. Avastatud on üle tuhande pulsari. Pulsarite omadused muutuvad oluliselt nende eluea jooksul. Pulsarid on üldjuhul vaadeldavad pulseerivatena peale raadiosageduste ka optilises kiirguses ning röntgeni- ja gammakiirtes. Vananedes pulsarite kiirgusvõime kahaneb, pöörlemisperiood kasvab ning magnetväli nõrgeneb. Lõpuks, kui pöörlemine on juba piisavalt aeglustunud, muutuvad nad nähtamatuiks. Surnud pulsarite arv peaks olema tuhandeid kordi suurem detekteeritud raadiopulsarite arvust. Pulsarite perioodid jäävad vahemikku 1,557 millisekundit kuni 8 sekundit.


Raadiokiirgust on mujalgi

Eelmise sajandi 60. aastatel leiti, et ka mõned optiliselt muutlikud tähed on tugeva mittesoojusliku kiirguse allikad. Tugevamatel (lähemail) neist küünib raadiovoog sähvatuse maksimumis ligi saja janskini. Näiteks esimesena avastatud sähvatusmuutlike punaste kääbustähtede UV Ceti ja YZ CMi korral küünib raadiovoo maksimum meeterlainetel 50 janskini. Sähvatusmuutlike tähtede korral arvatakse olevat tegu samade mehhanismidega, mis põhjustavad ka Päikese sähvatusmuutlikku raadiokiirgust, ainult et protsesside võimsus on suurem ja põhiliselt kiiratakse sünkrotronkiirgust. Ka mõned kaksiksüsteemid, kus üheks komponendiks on kas neutrontäht või must auk, kiirgavad intensiivselt sünkrotronkiirgust, kuid nende raadiovood on sähvatusmuutlike tähtede omadest mõnevõrra nõrgemad.

Pärast 1970. aastat on registreeritud ka paljude tähtede soojuslikku raadiokiirgust. Need avastused ja uuringud said teoks tänu uute võimsate raadiointerferomeetrite käikulaskmisele. Päikesest kaugemate tähtede soojuslikud kiirgusvood jäävad cm-lainetel alla 0,1 Jy, enamikul juhtudel isegi alla millijanski. Praeguseks on registreeritud kokku umbes tuhande tähe raadiokiirgus. Suurema soojusliku raadiovooga tähed on reeglina ka suure absoluutheledusega. Nende väliskihtidest toimub tähetuule näol intensiivne aine väljavool, millest moodustunud täheümbris kiirgabki raadiolaineid. Mida intensiivsem on aine väljavool, seda võimsam on tavaliselt ka soojusliku raadiokiirguse voog. See on niimoodi kuumade tähtede korral, kus täheümbris on valdavalt ioniseeritud. Külmade tähtede ümbrised pole ioniseeritud ja nad praktiliselt ei kiirga raadiolaineid. Aine väljavoolu tempo ulatub üksikutel juhtudel tuhandiku Päikese massini aastas. Seda suurust määratakse mitmeti. Kuumade tähtede korral peetakse kõige usaldusväärsemaks just raadiovoo meetodit. Aine väljavoolu tempode täpne teadmine on väga tähtis, sest ainekadu tähe pinnalt vähendab massi palju kiiremini kui tuumapõlemine südamikus ja mõjutab seetõttu väga oluliselt tähtede evolutsiooni.

Seniajani on meil olnud juttu peamiselt pideva raadiokiirguse allikaist, kuid väga olulisi avastusi on tehtud ka raadiojoonte kaudu. 1951 avastati kosmilist päritolu neutraalse vesiniku raadiojoone kiirgus lainepikkusel 21 sentimeetrit. Selle joonkiirguse kaudu on saadud teavet neutraalse vesiniku pilvede paiknemise kohta Galaktikas.

1963. aastal avastati hüdroksüüli OH-raadiojoone kosmiline kiirgus lainepikkusel 18 cm. Peagi tehti kindlaks, et see joon tekib tänu looduslikule maserefektile. Maser on laseri vasteks raadiolainealas, st et maserikiirgus tekib kiirguslikult indutseeritud joonkiirgusena keskkonnas, kus vastava joonülemineku ülemine seisund on üleasustatud võrreldes tasakaalulise asustatusega. Praeguseks on avastatud veel palju teisi kosmilisi masereid mitmesuguste molekulide joonüleminekutel, kusjuures tugevaim neist on vee joon lainepikkusel 1,35 cm. Tähetekke alades tekib maserefektiks vajalik mittetasakaaluline nivoode üleasustatus prototähtede kiirguse mõjul. Enamik kosmilisi molekule on avastatud raadioastronoomiliste vaatlustega pärast 1970. aastat. Nende hulgas on leitud ka üsna keerulisi molekule, sealhulgas orgaanilisi. Mõned astronoomid on neist andmeist lähtudes välja pakkunud isegi maapealse elu kosmilise tekke stsenaariumi.


Galaktikavälised allikad

1950. aastate algul avastati raadiogalaktikad. Siis identifitseeriti mõned varem vaadeldud tugeva raadiokiirguse allikad galaktikatena. Raadiogalaktikaiks nimetatakse selliseid galaktikaid, mille kiirgusvõime raadiolainetes on sama suur või suurem kui optiline kiirgusvõime. Oma olemuselt on raadiogalaktikate kiirgus mittesoojuslik sünkrotronkiirgus. 1963. aastal identifitseeriti mõned intensiivse sünkrotronkiirgusega objektid kvasaritena. Detailsemaks raadiogalaktikate ja kvasarite ehituse uurimiseks jäi aga raadioteleskoopide nurklahutusest väheseks. Murrang saabus raadiointerferomeetrite käikulaskmisega ja efektiivse apertuursünteesi metoodika loomisega (vt Urmas Haud. Kujutis ja spekter raadioastronoomias. Horisont 2/2005). Raadiointerferomeetriliste uuringutega on leitud, et raadiogalaktikad on väga keerulise ehitusega. Paljusid intensiivselt kiirgavaid raadiogalaktikaid ja kvasareid võib lihtsustatult ette kujutada kui supermassiivseid musti auke massiga –1010 Päikese massi, mille ümber on sadestuvast ainest – tähtedest ja gaasipilvedest – tekkinud akretsiooniketas. Sealt siis paisatakse magnetpooluste suunas välja relativistlike kiirustega liikuvad ainejoad, mis vastastikmõjustuvad varem väljapaisatud ainesagaratega. Supermassiivsete mustade aukude olemasolu on kindlaks tehtud põhiliselt galaktikatuumade lähiümbruse tähtede ja pilvede infrapuna- ja raadiopiirkonna spektrijoonte Doppleri nihete mõõtmiste kaudu.

Raadiogalaktikate ja kvasarite südamike läheduses saavad tähed ja pilved olla vaid juhul, kui nende pöörlemise tsentrifugaaljõud tasakaalustab musta augu gravitatsioonilise tõmbejõu. Pöörlemiskiiruse väärtusest ongi leitav musta augu mass. Varasemates töödes arvati, et kaksikstruktuuriga raadiogalaktikad kujutavad endast põrkuvaid galaktikaid, kuid nüüdisaegsed uuringud näitavad, et tegu on enamikul juhtudel üksikgalaktikatega. Siiski on leitud ka tõeliselt põrkuvaid ja ühinevaid raadiogalaktikaid. Põrkuvate, nn X-tüüpi raadigalaktikate arv on umbes 7 protsenti raadiogalaktikate koguarvust. Palju on siin veel ebaselget ning edasised uuringud peaksid aitama paremini mõista nende objektide olemust. Raadiogalaktikate ja kvasarite relativistlikud ainejoad olid mõnda aega ka intensiivse teadusliku diskussiooni objektiks. Nimelt avastati juba aastail 1969–1971, et osade raadiogalaktikate ja kvasarite ümber liiguvad vaatekiirega ristuvas tasandis valguse kiirust ületava kiirusega ainetombud või joad. Uut füüsikat nende vaatlusfaktide seletamiseks siiski vaja ei läinud, sest üsna pea jõuti järeldusele, et tegu on relatiivsusteooriast tuleneva illusiooniga.


Raadioastronoomia superavastus

Üheks olulisemaks saavutuseks peetakse antud juhul kosmoloogilise reliktkiirguse avastamist. Sellega said 1965. aastal üsna juhuslikult hakkama Belli Kompanii ühe uurimislaboratooriumi raadioastronoomid Arno Penzias ja Robert Wilson. Nad uurisid kosmilist mürafooni oma aja kohta väga tundlike satelliitside antennidega ja leidsid, et kõikidest taeva suundadest tuleb 3 cm lainealas muutumatu tugevusega lisamüra, mida polnud võimalik seletada instrumentaalse müraga ega ka atmosfääri emissiooniga. Peagi jõuti järeldusele, et tegu saab olla vaid kosmoloogilise reliktkiirgusega, mille olemasolu ennustas juba 1946. aastal Vene päritolu USA astrofüüsik George Gamow. Selle avastuse eest said Penzias ja Wilson 1978. aastal Nobeli preemia.

Praeguseks on erinevate täppismõõtmistega õnnestunud välja selgitada, et reliktkiirgus on Universumi kõikidest suundadest saabuv enam-vähem isotroopne elektromagnetkiirgus, mis vastab absoluutselt musta keha kiirgusele temperatuuril umbes 2,7 K (kiirguse maksimum asub lainepikkusel »1,9 mm). Reliktkiirgust seletatakse varase Universumi kõrgetemperatuurilise kiirgusena, mis kosmoloogilise punanihke tõttu on praegu vaadeldav madalatemperatuurilise musta keha kiirgusena. Reliktkiirguse mõõtmistega satelliidilt COBE (Cosmic Background Explorer) aastatel 1989–1993 leiti, et see temperatuur on 2,725 (pluss-miinus 0,002) K ja et temperatuuri kõikumised suurtel taevaaladel jäävad alla tuhandiku. Need piirangud olid olulised kosmoloogiliste mudelite detailiseerimiseks.


Raadiotaevas veel selgemaks

Kui meie silmad oleksid tundlikud vaid raadiolainetele, siis näeksime taevas nii Päikest, planeete kui ka Linnuteed, kuigi oluliselt erinevatena võrreldes nähtava valgusega. Taeva pilt muutub üsna palju ka sõltuvalt raadiolainete lainepikkusest. Lainealas 1 mm–10 m on Päike domineeriv kiirgusallikas. Päikese järel on selles lainealas heleduselt järgmised kiirgusallikad SN jäänukudu Cas A ja raadiogalaktika Cyg A. Dekameeterlainetel (10–30 m) oleks taevapilt aga oluliselt erinev. Siin on heledaimaks objektiks Jupiter ja talle järgnevad Cas A ja Cyg A. Planeete näeksime taevas ööpäev läbi, sest raadiopiirkonnas on nad isekiirgavad objektid, erinevalt nähtavast spektripiirkonnast, kus nad vaid peegeldavad Päikese valgust. Tähti tundub raadiosilmadega vaadates olevat oluliselt vähem kui nähtavas valguses. Üleüldse pole raadiotaevas kosmoloogilise reliktkiirguse fooni tõttu eriti tume ning raske oleks vahet teha öö ja päeva vahel.

Aga tähtis on see, et raadioastronoomilised vaatlused raadioteleskoopide ja raadiointerferomeetritega on oluliselt rikastanud ja täpsustanud astronoomilist maailmapilti. Absoluutses mõttes on kõige tugevamateks raadiokiirguse allikateks kvasarid, neile järgnevad raadiogalaktikad. Päike jääb kvasarite raadiokiirgusvõimele alla umbes korda. Raadiolained on võimaldanud heita pilku ka paljudesse nähtava, ultraviolett- ja infrapunakiirguse jaoks varjatud piirkondadesse, nagu näiteks tähetekkealade sisemusse, supermassiivsete mustade aukude (galaktika tuumade) lähiümbrusse, tolmupilvede tagustesse aladesse jne. Raadioastronoomia olulisemateks saavutusteks peetakse aga just kosmoloogilise reliktkiirguse, pulsarite (kiirelt pöörlevate neutrontähtede) ja raadiogalaktikate (supermassiivsete mustade aukude) avastamist.

Plaanitavatest uutest vaatlusriistadest võiks nimetada hiidraadioteleskoopi efektiivse diameetriga umbes 1,1 km, mis on 3,6 korda suurem kui Arecibo raadioteleskoobi läbimõõt, ja Kuule rajatavaid raadioteleskoope, mis võimaldaksid maapealsete teleskoopidega ühendatuna tõsta raadiovaatluste nurklahutusvõimet ligi 30 korda. Kavandamisel on ka mitmed satelliidiprojektid, nagu näiteks 2007. aastaks kavandatav PLANCK, mille eesmärgiks on uurida varasemast veelgi täpsemalt kosmoloogilist reliktkiirgust.


TIIT NUGIS (1942) on Tartu observatooriumi vanemteadur. Füüsika-matemaatikakandidaat.



Tiit Nugis