2005. aasta novembrikuu Horisondis alustasime kosmoseajastu UV-kiirguse uuringute tulemuste esitamist. Seekord jätkame, pühendades suuremat tähelepanu
peale UV-spektri uuringute veel mitmesuguste objektide fotografeerimistulemustele
ning objektide omapärale. Kompleksseid uuringuid erinevat tüüpi kosmoseobjektidele võib võrrelda kriminalistikaga, kus probleemide lahendamiseks on vaja nii spektraaluuringuid kui ka fotosid ja sõrmejälgi.

Kosmoseteleskoop Hubble

1990. aasta aprillis, pärast pikaajalist ettevalmistust, lennutati kosmosesüstikul Discovery kosmosesse HST (Hubble Space Telescope) (Joon. Sat-3), mis oma 2,4-meetrise peegliläbimõõduga on senini suurim kosmoseteleskoop. Sellele teleskoobile pandi suuri lootusi taevakehade UV-spektrite uurimiseks. Et aga primaarpeegli konstrueerimisel oli tehtud viga, kahandas see saadavate spektrite kvaliteeti. Seda viga õnnestus aga astronautidel parandada korrektsiooniplaadiga 1993. aasta detsembris põkkelennul Hubble’i teleskoobi juurde. Mitmeid remonditöid ja pardaaparatuuri moderniseerimist tehti veel edaspidistel põkkelendudel.

Hubble’i teleskoop on senistest kosmoseobservatooriumidest varustatud kõige parema spektraalaparatuuriga. Sellel paiknenud spektrograafiga GHRS sai lainepikkustel 105–320 nm mõõta heledate tähtede spektreid mitmesuguste spektrisammudega ehk lahutusvõimega, küündides seejuures 19. tähesuuruseni. Teise, nõrkade objektide spektrograafiga registreeriti veelgi nõrgemate – isegi kuni 26. tähesuuruse objekte ning seejuures kogu nähtavat spektrit. Selline spektraalaparatuur võimaldas teha äärmiselt nõrkade, sealhulgas ülikaugete galaktikate spektrivaatlusi, pildistada neid ning selgitada kaugesse minevikku ulatuvate vaatlustega tähtede, tähesüsteemide, galaktikate ja galaktikasüsteemide kujunemise ning arengu üksikasju. HST pardal asub ka väga tõhus nõrkade objektide kaamera, millega saab fotografeerida taevaalasid nurklahutusega 0,1–0,01 kaaresekundit. 1997. aasta paranduslennul asendati spektrograafid GHRS spektrograafidega STIS, mille kvaliteet on eelkäijatega võrreldes veelgi parem, sest kaks neist on keskmise spektraallahutusega (30 000–45 000) ja üks kõrge spektraallahutusega

(110 000) spektrograaf. Seega ületab HST oma eelkäijaid kosmoses vähemalt neljas põhinäitajas: teleskoobi suuruses ehk küündivuses, spektroskoopide lahutusvõimes ehk spektrite detailsuses, fotokaamera nurklahutusvõimes, millest olenevad taevapiltide pinnaelementide mõõtmed, ning kiirgustajurite kvaliteedilt.

Siinkohal valitud kahe spiraalgalaktika mitmevärvi UV-fotod näitavad kujukalt HST kõrget taset selliste tehispiltide saamisel edaspidiseks teaduslikuks analüüsiks (joonised trükinumbris). HST pole geosünkroonne, kuid see pole enam probleem, sest pardaarvuti suudab salvestada vajaliku täpsusega ja mahuga kõik vaatlusandmed ning edastada need igapäevastel ülelendudel vaatluskeskusesse.

UV-kiirguse uurimine kosmosesüstikutelt

Kuna kosmosesüstikud on teinud arvukalt orbitaallende, siis on mitmel korral paigutatud nende pardale teleskoobid, mille vaatlusandmed on toodud tagasi koos kosmosesüstikuga. Sääraste ettevõtmiste hulka kuuluvad kõigepealt süstiklennud Astro-1 (1990) ja Astro-2 (1995), millega pildistati nii taevakehi (joonis trükinumbris) kui ka tähtede UV-spektreid. Põhiinstrumendina kasutati 91-sentimeetrist teleskoopi HUT (Hopkins University Telescope), millega vaadeldi UV-spektrit spektrialas 83–185 nm. Selle teleskoobi põhiülesandeks oli täiendada HST vaatlusandmestikku vesiniku Lymani seeria lainepikkustel (USA füüsiku Theodore Lymani järgi, kes avastas 1909 ultravioletses spektripiirkonnas vesinikuaatomi spektrijoonte seeria), kuid ka registreerida isegi nii nõrku ja kaugeid objekte, nagu seda on kvasarid. Kokku vaadeldi üle 300 taevakeha spektri. Seejuures võimaldas ajaline samm kuni 2 millisekundit uurida UV-objektide ülikiiret muutlikkust.

Orbitaalobservatooriumi ORFEUS (1993) kosmosesüstiku pardal oli ühemeetrine teleskoop 40–115-nanomeetrise UV-kiirguse mõõtmiseks ja kõrglahutus-spektromeetrid kauge UV-kiirguse registreerimiseks Lymani vesinikujoonte seeria piirkonnas (90–125 nm). Kokku saadi seejuures 145 objekti spektrid. Nendel süstikulendudel kogutud vaatlusandmed aitasid lõplikult veenduda, et galaktikate, eriti Seyferti galaktikate tuumades paiknevad ülisuure massiga mustad augud. Nende massid küündivad suurusjärguni 108 Päikese massi. Niisugused mustad augud neelavad pidevalt oma läheduses olevat ainet, kusjuures neelduva aine pidurdumisel ja kuumenemisel enne musta auku kadumist ta veel kiirgab tohutu suure võimsusega energiarikkaid kvante. Galaktika keskmes paiknevad kvasarid on siin sellisteks piirjuhtudeks, kust lähtuv kiirgus ületab tunduvalt kogu teda ümbritseva ülejäänud galaktika kiirguse.

Taevas Lymani seeria lainepikkustel

Orbitaalobservatoorium FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) lennutati 1999. aastal (Sat-1 ) Maa-lähedasele heliosünkroonsele orbiidile koidu ja eha vöötmes. Heliosünkroonse orbiidi orientatsioon Päikese suhtes ei muutu, seega peab tehiskaaslane tegema aasta jooksul ümber Maa telje ühe pretsessiooniringi. Maa kuju kerge lapikus tuleneb tema pöörlemisest ja see põhjustab tehiskaaslase orbiiditasandi pretsessiooni. Sellist tüüpi orbiidid katavad peaaegu kogu maapinna ja nende kõrguse saab valida nii, et nad teevad ööpäeva jooksul täisarvu tiire. Sel juhul on nad igal päeval samal kellaajal Maa suhtes ühes ja samas punktis. Säärased orbiidid on parimad nii meteoroloogilisteks vaatlusteks kui ka Maal toimuva kaugseireks. Tavaliselt valitakse orbiit, millel tehiskaaslane teeb 14 tiiru ööpäevas. Niisugune orbiit paikneb Maast umbes 798 kilomeetri kõrgusel. Et tingimused päikesepaneelide energiaga varustamiseks oleksid aastaringselt maksimaalsed, on ka FUSE korral valitud orbiidi erijuht, et ekvaatoril asetseks ta alati koidu ja eha vöötmes.

Kõige tähtsamaks FUSE uurimisülesandeks oli määrata tavalise vesiniku ja deuteeriumi aatomite arvu suhte sõltuvus Universumi evolutsioonietapist. See info on oluline Universumi mudeli parameetrite täpsustamiseks. Valitud spektriintervall selle probleemi lahendamiseks on soodne seetõttu, et seal paikneb enamik tähtede moodustumise lähteaine, molekulide H2 ja HD spektrijooni. Deuteeriumi sisaldus on aga tähtis suurus kosmoloogilise mudeli parameetrite valikul. Samuti oli FUSE ülesandeks teha UV-spektrite alusel plasma diagnostikat gaasipilvede, galaktikate halode ja galaktikatevahelise aine kohta.

Kosmoloogilisest ürguniversumist

Nüüd mõni sõna raske vesiniku – deuteeriumi – sisalduse kosmoloogilisest tähtsusest. Kvant- ja tuumafüüsika seisukohalt moodustusid esialgses ülikuumas ja ülitihedas Universumis prootoni ja neutroni baasil arvestatavalt vaid kerged ürgelemendid: vesinik (1 prooton) ja heelium (2 prootonit + 2 neutronit), samuti teatud hulgal ka nende stabiilsed isotoobid, raske vesinik ehk deuteerium (1 prooton + 1 neutron) ja kerge heelium (2 prootonit+1 neutron). Väga väikesel määral moodustus isegi ülirasket vesinikku ehk triitiumi (1 prooton + 2 neutronit). Selliselt kujunenud keemiliste elementide ja nende isotoopide algsisaldused ürguniversumis on väga tundlikud temperatuuri ja tiheduse suhtes. Ülivarases Universumis kujunenud keemiliste elementide ja nende isotoopide suhteline sisaldus säilis muutumatult väga kaua. See sai hakata aeglaselt muutuma alles siis, kui olid moodustunud tähed ja nende tuumades algasid termotuumareaktsioonid, mille käigus deuteeriumi hulk väheneb ning deuteerumi ja vesiniku aatomituumade ühinemisel lisandub heeliumi. Termotuumareaktsioonide tulemusena tekkinud raskemad tuumad satuvad aga tähtedevahelisse keskkonda eelkõige supernoovade plahvatusel, kuid mõningal määral ka väiksematel plahvatustel ja tähetuulega. Selle tulemusel deuteeriumi sisaldus Universumis väheneb. Säärane evolutsiooniline muutus on vaadeldav seetõttu, et deuteeriumi, kuid ka deuteeriumi aatomiga vesiniku molekuli spektrijooned on nihkunud tavalise vesiniku aatomi või molekuli spektrijoonte suhtes. Need muutused aine isotoopsisaldustes aga kajastuvad kaugete interstellaarsete ja intergalaktikaliste pilvede spektrites ja on vaatlustest määratavad eriti just vesiniku molekuli spektrijoonte profiilidest. Vaatlusteks sobivaimad jooned asetsevadki Lymani joonteseeria piirkonnas. Saadud hinnangväärtused on osutunud kooskõlaliseks teistest kaalutlustest leitutega. Niisiis, peaaegu kogu Mendelejevi tabeli keemilised elemendid on sünteesitud tähe sisemuses valitsevas põrgukuumuses. Nendest elementidest koosneme ka meie ja kogu meid ümbritsev loodus. Deuteerium on ka raske vee molekulis ühe aatomi rollis ja kui meil õnnestuks seda kasutada juhitavas termotuumareaktsioonis, siis oleks inimkonnal praktiliselt miljoniteks aastateks energiamured murtud. Aga see kui võib olla paha poiss.

Väga kaugetelt kvasaritelt meieni jõudev kiirgus läbib tavaliselt oma teel paljusid galaktikatevahelise neutraalse vesiniku pilvi. Kuna Universumi paisumise tõttu toimub leviva kiirgusspektri Doppleri punanihe, siis neeldub kiirgus iga sellise pilve Lymani joontes erinevatel lainepikkustel, eriti efektiivne on seejuures neeldumine Lα joones. Selliselt moodustubki kvasarite spektrites nn Lα mets, mis kirjeldab neutraalse vesiniku pilvede jaotust piki vaatekiirt. Selline mets nihkub kaugete kvasarite suure punanihke tõttu otsapidi kaugele nähtava kiirguse alasse. Niisiis on see kiirgus nihkunud oma teekonnal hoopis teise spektripiirkonda. Selliseid Lα metsi leiti HST nõrku spektreid registreerivate madala lahutusega spektroskoopide abil mitte ainult vesiniku, vaid ka ioniseeritud heeliumi korral.

Taeva ekstremaalultraviolettkiirguse uuringud

1992. aastal, pärast umbes kolme aastakümne pikkust ettevalmistustööd, lennutati Cape Canaverali neemelt Delta II raketi abil orbiidile orbitaalobservatoorium EUVE, uurimaks ekstreemset UV-kiirgust ja sellega külgnevat pehmet röntgenikiirgust spektrivahemikus 7–76 nm. Lainepikkusest 91 nm algab vesiniku aatomite ionisatsioon põhiseisundist (Lymani kontiinum) ja seetõttu kujuneb siin spektri-piirkond, kus interstellaarse neeldumise tõttu isegi Maa lähedases kosmoses pole loota leida mingeid kiirgusvooge koguni lähedastelt tähtedelt. Täpsemalt, kuna inter-stellaarne aine on pilvelise jaotusega ja esineb väga kõrge ionisatsiooniastmega piirkondi, siis võivad siin esineda mõningased vaateavad lähimate tähtedeni. Et selles ekstremaalse UV-kiirguse piirkonnas vaadelda, oli vaja küllalt suurt ja vastuvõtuaparatuuris võimalikult minimaalsete kiirguskadudega teleskoopi ja spektraalaparatuuri. Tekkinud probleemid suudeti lahendada. Observatooriumi EUVE lennutamisega orbiidile algas viimase peaaegu täielikult uurimata spektripiirkonna kõrvaldamine kogu spektrit hõlmavas panspektraalses taevapildis.

Ekstremaalse ultraviolettkiirguse piirkonna uurimise teeb raskeks see, et siin pole enam kasutatavad tavalised optilised teleskoobid ka kõige leidlikumalt valitud peeglimaterjali korral. Väljapääs seisneb selles, et kiirgust tuleb koondada fookusesse, kasutades peegeldava pinna suhtes väikese nurga all langevat kiirgust, s.o kaldkiiri ja selle korduvhajumist fokaalkauguse lühendamiseks. Suure energiaga footonite peegeldumine sel juhul on võrreldav kivi lennuga lutsu viskamisel. Tavaliselt kasutatakse kahte “lutsuhüpet”, millest teine on siis sekundaarpeegli taolises funktsioonis. Seega vajalik teleskoop kujutab endast erikujulist aeglaselt kitsenevat “lutsutoru” või selliste üksteises paiknevate torude süsteemi. Niisuguse teleskoobi korral on raske rääkida tema läbimõõdust tavalises tähenduses, kuid tähtis on tema valgust koguv ristlõige. Lihtsuse mõttes nimetatakse neid ka tünnideks (ingl barrel). Kasutades selliseid paralleelseteks monteeritud teleskoope kahes ekstreemse ultraviolettkiirguse piirkonnas (7–40 ja 40–76 nm) spektromeetrina, skaneeriti kõigepealt kogu taevas ja kaardistati see mainitud spektriribades. Nii leiti 739 kiirgusallikat. Selle suhteliselt väikese arvu juures osutusid kiirgusallikad erakordselt mitmekesisteks taevakehadeks. Kõige rohkem leiti F–K spektriklassi, s.o jahedaid tähti, kuid kuumi O–A spektriklassi tähti registreeriti kõigest 24. Siit järeldus, et jahedate tähtede kroonid on kuumemad kui kuumadel tähtedel. See seletub sellega, et jahedate tähtede kestas paikneb turbulentse konvektsiooni tsoon, kus kujunevad tähekrooni levivad ja seda kuumendavad helilained. Kuumadel tähtedel need tsoonid aga puuduvad. Edasi leiti UV-kiirguse allikate hulgast 104 valget kääbust, s.o umbes Päikese massiga, kuid Maa suurust tähte. Need tähed on äsja lõpetanud oma termotuumareaktorina põlemise ja seejuures kokku varisenud tihedateks kõdunud elektrongaasiga tähtedeks. Nende noorte valgete kääbustähtede temperatuur on umbes 100 000 kraadi ning nad on järgneva gravitatsioonilise tihenemise ja jahtumise algstaadiumis. Leitud objektide hulgas olid ka planetaarudud kui valgete kääbustähtede sünni kaasnähud (Joon. Neb-1, Neb-2).

Samuti olid vaadeldud objektide hulgas mitmesugused plahvatustega seotud objektid: kataklüsmilised tähed, noovad, supernoovade jäänukudud ja neutrontähed. Lisaks sellele identifitseeriti ekstremaalset UV-kiirgust ka 36 aktiivse, Seyferti galaktika tuumaalast. Umbes kolmandikku vaadeldud objektidest aga pole vist senini osatud identifitseerida mingi varem tuntud objektina. Kõik nad aga näivad kuuluvat ühte objektideklassi, sest kõik nad andsid vaid kiirgust piirkonnas 7–40 nm.

Vaatlused orbitaalobservatooriumiga EUVE lõpetati jaanuaris 2001. Aasta hiljem hävis ta Maa atmosfääris.

Meeldetuletuseks veel kord mõni sõna ekstremaalultraviolettkiirgusest. See tekib niivõrd kõrgetel temperatuuridel, et üheski tavalises stabiilses täheatmosfääris peale ülikuumade valgete kääbustähtede teda vaadeldaval hulgal tekkida ei saa. Tähekroonides, kus temperatuur võib ulatuda mitme miljoni kraadini, ei moodustu arvestatavat pideva kiirguse spektrit, kuna pideva spektri tekkeks vajalik optiline paksus on neis liiga väike tähekroonide väga väikse tiheduse tõttu. Optiline paksus on seal aga piisav spektrijoonte (eriti ioonide põhiseisunditega seotud resonantsspektrijoonte) tekkeks ja need on nähtavad heledate spektrijoontena.

Selliseks mehhanismiks, mis kujundab tähespektreid ja seega ka galaktikate spektreid panspektraalselt, s.o kogu spektri ulatuses, on magnetväljas liikuvate laetud osakeste sünkrotronkiirgus. Seda kiirgavad magnetväljas pidurduskiirgusena ülisuuri, relativistlikke kiirusi omandanud laetud osakesed – elektronid ja ioonid. See kiirgusspekter on tunduvalt laiem ja laugjam kui mustal kehal.

Ekstremaalultraviolettkiirguses mängib selline tekkemehhanism magnetväljade mõjul plahvatustega seotud ja muutlikes objektides tähtsat rolli ning seda saigi EUVE vaatlustega tuvastada mitmes objektis ja selle ajalist käiku uurida.

Taevaobjektide UV-pildid ja -spektrid mitme observatooriumi koostööna

Nagu eespool toodust näha, toimus taevaobjektide ultraviolettkiirguse uurimine kahel põhimeetodil – nende spektrite ja pildistamise kaudu. Pildistamisest oleme senini üsna vähe rääkinud, kuna peaaegu samasugused on fotod enamasti laias spektripiirkonnas. Siiski on ka palju huvitavat saadud taevaobjektide ehitusest ja evolutsioonist vahetult nende pildistamisega erinevates spektripiirkondades, samuti nende mõlema põhimeetodi koosrakendamise tulemusena. Kõige huvitavamad on just ajas kiiresti muutuvad fotod.

Alustame Päikesesüsteemist ja liigume seejärel kaugemale. Satelliitvaatlustega on õnnestunud vaadelda UV-kiirguses paljusid komeete. Sageli ilmusid nad ootamatult ja siis tuli neid kiiresti lülitada vaatlusprogrammi. Kõige tuntumad neist olid komeedid Seargent (1978) ja Hale-Bopp (1996). IUE veel töötas, kui komeet Shoemaker-Levy 9 põrkus kokku Jupiteriga. Kuna see sündmus oli ette teada, siis jälgiti Jupiteri ketta heleduse ja tema spektri muutusi kokkupõrke käigus. Selliseid muutusi uuriti ka UV-kiirguses, näiteks komeedi Hyakutake tuumas (Joon. SoS-3). Planeedid ise UV-kiirgust ei genereeri, kuid hajutavad ka Päikese UV-kiirgust. Selle registreerimisega õnnestus FUSE abil määrata molekulaarse vesiniku olemasolu Marsil. Kuna vesinik on levinuim element Universumis, siis on ka molekulaarset vesinikku (H2) küllaltki palju. Kauges ultraviolettspektris suure tundlikkusega FUSE aparaatuur võimaldas näha Marsi spektris lainepikkusel 107 nm nõrka H2 emissioonjoont. Arvatavasti oli molekulaarse vesiniku esialgseks allikaks seal vesi. Modelleerides olukorda Marsil kuni 3,5 miljardit aastat tagasi, saadigi tulemuseks, et vett ühe massiühiku kohta pidi olema tollal Marsil rohkemgi kui praegu Maal. Aja jooksul on see vesi seal aurustunud ja enamikus haihtunud kosmosesse. Jääna on vett leitud muidugi varemgi ka Marsi poolustel polaarmütsidena. Huvitavate nähtustena on leitud ka Jupiteril (Joon. SoS-1), Saturnil (Joon. SoS-2), Uraanil ja Neptuunil virmalised nagu Maalgi pooluselähedaste rõngasmoodustistena. Nende tekkemehhanismgi on tõenäoselt samasugune, näidates seega pöördetelje suunalise dipoolse magnetvälja olemasolu äsjamainitud planeetidel. Lähedast UV-kiirgust annavad ka Jupiteri kuul Io toimuvad vulkaanipursked. Vaadeldud on veel Päikese hajutatud ultraviolettkiirgust Veenusel ja Marsil.

Teistest planeedisüsteemidest supernoovadeni

Taevapiltidest on väga huvipakkuv planeedisüsteemide tekkega seotu. Sellest seisukohast lähtudes muutus 1980. aastatel huvipakkuvaks objektiks täht Beta Pictorise (A5V), sest nii satelliitvaatlused kui ka ja maapealsed uuringud viitasid selle tähe ümber ulatusliku ketta olemasolule, mis oma suuruselt on võrdne Päikesesüsteemiga. Hilisemad pidevad Beta Pictorise spektroskoopilised vaatlused on näidanud, et aeg-ajalt toimub sellest kettast nii aine väljavool kui ka sinna sissevool. Pole välistatud, et selles süsteemis on tekkinud juba ka mõned planeedid. Seega on Beta Pictoris unikaalne objekt, mida on jälgitud UV-kiirguses nii FUSE kui ka HST abil mitmete teleskoopide ja kaameratega. On leitud ka teisi neid ümbritseva gaasikettaga tähti, näiteks 51 Oph ja HD 100546, mis sarnanevad Beta Pictoris süsteemile. Saadud on mitmeid huvitava struktuuriga tähesüsteemide sünni pilte (joonised trükinumbris).

Suurem osa ultraviolettpiirkonna kiirgusest pärineb kuumadelt tähtedelt, sest nad kiirgavad enamiku oma energiast UV-spektri piirkonnas. UV-kiirguse vaatlused annavad täpsemat informatsiooni nende tähtede temperatuurist, heledusest, massi väljavoolust, tähe evolutsioonist ja paljust muustki. Neid tähti on vaadeldud peaaegu kõikide UV-teleskoopidega (ORFEUS, IUE, HST, FUSE jt). UV-spektripiirkonnas on leitud paljude elementide mitmekordselt ioniseeritud ioonide (NV, NIV, CIV, SiIII, SiIV, OVI, PV) jooni, mille kaudu saab määrata tähe massi väljavoolu kiirust, tähespektri muutlikkust, aine mittehomogeensust atmosfääris ja ka kujunenud ümbrises. UV-vaatlustega täpsustati tähtede efektiivseid temperatuure. Selgus, et kuumadel tähtedel on need veidi madalamad kui seni arvati. Korrigeeriti ka ettekujutusi nende tähtede massist, heledusest, evolutsioonist ja elueast (eriti massiivsetel tähtedel). FUSE abil saadi ka kuumade tähtede spektreid teistes galaktikates (SMC, LMC). On koostatud kuumade tähtede spektri atlaseid (O, B ja Wolf-Rayet tähed) UV-piirkonna jaoks, kasutades võimalikult kõiki UV-spektri vaatlusi. Ultraviolettkiirguse vaatlustega avastati neis esmakordselt ülehelikiiruseline tähetuul, mis ioniseerib ka tähtedevahelist keskkonda, mõjutades selle keskkonna liikumist ja väiksemate tähtede moodustumist. Leiti, et mõningatel tähtedel esineb tsükliline massikao muutlikkus. Ultraviolettkiirguses on vaadeldud ka sümbiootilisi tähti, mis on kaksiktähed ning koosnevad kuumast valgest kääbusest ja punasest hiiust. Tugev kuuma komponendi ultraviolettkiirgus valgustab punase hiiu atmosfääri ja kutsub seal esile tugeva emissiooni mitmekordselt ioniseeritud elementide spektrijoontes. Muidugi on ultraviolettkiirguses vaadeldud ka mitmeid teistsuguseid tähti, näiteks kaksiktähti, magnettähti ja igasuguseid eksootilisi tähti, nagu valgete kääbustähtede eellasi, kus toimub kiire evolutsioon. Väga intrigeeriv on massiivse tähe Eta Carinae pilt UV-kiirguses ja selle kiirguses laserkiirguse komponendi tõenäone esinemine.

Supernoovad on seotud tähe surmaga ja paisuva jäänukudu moodustumisega. Seetõttu on supernoovade pildid eriti huvitavad ja pilkupüüdva struktuuriga objektid kõikides lainepikkustes. Supernoovasid on vaadeldud UV-kiirguses nii FUSE, IUE kui ka HST abil. Üheks huvitavamaks neist on Loori udukogu, mis on supernoova jäänukmoodustis ja asub Galaktikas meist umbes 1500 valgusaasta kaugusel ja mida vaadeldi FUSE abil. Kuna selle supernoova plahvatus on toimunud 5000–10 000 aastat tagasi, siis võimaldab praegu vaadeldav morfoloogiline pilt uurida ka kujunenud lööklainete liikumist ja jahtumisprotsesse. Lööklaine levikul plahvatusest kaugemale esialgu ta kuumendab ümbrise gaasi kõrgete temperatuurideni, tekitades UV- ja röntgenikiirgust. Aja jooksul see paisuv kuumenenud aine jahtub ja siis on ta vaadeldav eelkõige vaid nähtavas spektripiirkonnas. Loori udukogu korral leiti üks hele ja kuum täht, mis asub selle jäänukudu taga. Selle tähe spektrile lisanduvad supernoova kuuma gaasi neeldumisjooned. Selliselt saame läbivalgustamisel n-ö röntgenipildi jäänukudust. Osa sellest peenstruktuurilisest ulatuslikust ja keerukast udukogust on pildistatud HST abil (Joon. Neb-0).

IUE oma pikaealise eksisteerimisega võimaldas vaadelda üheksa aasta jooksul supernoovat SN1987, mis plahvatas meie naabergalaktikas, Suures Magalhãesi Pilves. Määrates keemiliste elementide ja nende isotoopide sisaldusi paisuvas jäänukudukogus, saadi väga huvitavaid tulemusi selle supernoova plahvatusel käivitunud tuumareaktsioonide kohta. Nendest vaatlustest tehti kindlaks, et ka enne plahvatust oli selle tähe ümber gaasist ja tolmust koosnev ketas. Supernoova SN1987 vaatlused olid unikaalsed, sest esmakordselt nähti heleda supernoova jäänuki üsna varast evolutsiooni.

Omaette probleemiks on interstellaarse aine füüsikaline olek ja ka keemiline koostis. Satelliitvaatlustest on selgunud, et interstellaarne aine on klombilise ja pilvelise struktuuriga, sisaldades paiguti kuuma gaasi temperatuuriga

100 000 – 1 000 000 K. Seda nimetatakse koronaalgaasiks, analoogia tõttu tähekrooniga. Copernicuse UV-vaatlused näitasid sellise gaasi olemasolu, kuid ei võimaldanud määrata, kui kaugel Galaktika keskmest paikneb selline gaas galaktikate halos, sest selle teleskoobiga ei saanud vaadelda sealseid nõrku objekte. Teleskoobiga HUT vaadeldi kõrgelt ioniseeritud hapniku OVI resonantsdubleti jooni (103,2 ja 103,8 nm), mis tekivad kõrgemal temperatuuril kui 200 000 K. See näitab kõrgetemperatuurilise gaasi olemasolu galaktika kroonis. Teleskoobiga HUT jälgiti ka nõrku objekte kuni heleduseni 16 tähesuurust. Selliseid vaatlusi jätkati ka teiste UV kosmoseaparaatidega.

Lämmastik on üks levinumaid elemente Maa atmosfääris. Molekulaarse lämmastiku N2 otsinguid interstellaarses aines alustati Copernicuse vaatlustega, kuid aparatuuri madal tundlikkus ei võimaldanud seda avastada. FUSE aparatuuri tundlikkus on umbes 1000 korda suurem kui Copernicusel. Ainult heledate tähtede küllaltki tugevatest spektritest võimaldus määrata neid mõjutava interstellaarse aine molekulaarse lämmastiku määra. Üks esimesi selliseid tähti oli punanenud täht HD 124314, mis asub lõunataevas Kentauri tähtkujus, mille spektris leiti N2 jooned lainepikkusel u 96 nanomeetrit.

Interstellaarse aine loomulikuks jätkuks on gaaskrooni olemasolu meie Galaktika ümber, mida leiti FUSE abil. See gaasikiht on optiliselt õhuke, mistõttu varem astronoomid, vaadates kaugeid objekte läbi selle gaasikihi, ei märganud selle olemasolu. Jahedad kiiresti liikuvad gaasipilved (HVC), mis arvatavasti “kukuvad” meie Galaktikale väljastpoolt, kuumenevad selles kuumas Galaktika kroonis nagu meteoriidid Maa atmosfääris ning selliseid kuumenenud pilvi on nähtud ekstremaalses UV-kiirguses satelliit FUSE abil. UV-kiirguses on vaadeldud ka kaugeid kvasareid ja aktiivseid galaktika tuumi. On leitud, et Galaktika krooni temperatuur on umbes miljon kraadi ja tihedus on väga väike, umbes üks osake kümneliitrises ruumalas. Arvatakse, et naabergalaktikate kroonid võivad osaliselt isegi kattuda.

Vaakumultraviolettkiirguse uurimise tänapäev

Praegu jätkavad oma teadusmissiooni orbitaalobservatooriumid HST ja FUSE. Lisaks sellele on viimastel aastatel jõutud teaduse ja tehnika arenguga niikaugele, et eraldatud piiratud raha on võimaldanud lennutada orbiidile uusi observatooriume ekstremaalse UV-kiirguse uuringuks, ning edasiseks on neid kavandatud veel mitu. Viimastel aastatel kasutatava kosmose võidujooksu olümpialausele “kiiremini, paremini, odavamalt” vastavalt lennutati 2000. aastal orbiidile HETE-2 (High Energy Transient Explorer), mille ülesandeks on heleduspursete valveteenistus ultraviolettkiirgusest gammakiirguseni. 2003. aasta jaanuaris lennutas NASA orbiidile CHIPS-i (Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer). Sellega on alustatud kogu taevalaotuses interstellaarse aine spektrite uurimist lainepikkustel 9–26 nm plasma diagnostika eesmärkidel. Koos jaapanlastega lennutati 2003. aasta aprillis orbiidile GALEX (Galaxy Evolution Explorer), millega kaardistatakse nõrku UV-kiirgusallikaid ning registreeritakse nende spektreid. Eesmärgiks on saada suuremat selgust galaktikate evolutsioonist viimase umbes kümne miljardi aasta jooksul, mil Universumi lineaarmõõtmed on kasvanud kolm korda ning seega Doppleri nihke mõjul on kaugeimate galaktikate spekter kogu ulatuses nihkunud võrreldes lähtepositsiooniga kolm korda pikematele lainetele. Kui vaadata satelliidi GALEX abil saadud huvitavat fotot meie lähimast naaberülihiidgalaktikast Andromeeda udukogust UV-kiirguses, siis on selle struktuur tunduvalt erinev tuttavast visuaalpildist (Joon. Gal-4).

Orbitaalobservatoorium Swift on ette nähtud eelkõige jäiga röntgenikiirguse pursete registreerimiseks, mis toimuvad sagedusega umbes 100 korda aastas. Kui selline purse on registreeritud, määratakse purske suund ning paarikümne sekundiga pööratakse ka UV ja nähtava spektri 30 cm teleskoop UVOP selle plahvatuse ning järelkiirguse registreerimiseks purske suunas. UV-spektris registreeritakse seejuures kiirgust kolmes spektripiirkonnas. Need hiigelplahvatused toimuvad meist väga kaugel ning oletatavasti võib siin tegu olla musta augu sünniga suure massiga tähe plahvatusel. Kuid välistatud pole ka kahe musta augu kokkupõrge.

Mõtisklus Universumist ja meist

Arusaadavalt oli sellise laia teema jaoks info valik lühikesse artiklisse küllalt subjektiivne ja sõltuv autorite teadmistest ning sümpaatiast. Kokkuvõttes võib siiski öelda, et kosmoseajastu avas astronoomiale tohutult laia tegevusvälja ja on aidanud ning aitab ka tulevikus edendada meie arusaamu Universumi aegruumilise raamistiku hindamisel ning selles toimuvate ühtsetele loodusseadustele alluvate protsesside mõistmisel. Need protsessid on viinud väga erinevate tähtede, tähesüsteemide, galaktikate ja galaktikasüsteemide tekkele. Tähesügavustes on loodud tuumaprotsesside tulemusena ka aatomid, millest me koosneme. Ja lõpetuseks esitame veel tabeli (vt trükinumbrit), millest on näha, milliste põhivahenditega ja millistel orbitaallendudel on saadud meie maailmapilti kujundanud ja kujundavad astronoomilised andmed ultraviolettkiirguse vahendusel.

ARVED SAPAR (1933) on Tartu Observatooriumi vanemteadur, Eesti Teaduste Akadeemia akadeemik, füüsika-matemaatikadoktor.

LILLI SAPAR (1947) on Tartu Observatooriumi teadur, füüsika-matemaatikakandidaat. Arved Sapari abikaasa.