Aasta jooksul “Taevaaknas” ilmunud lood on käsitlenud astronoomilisi vaatlusi elektromagnetlainete erinevates sagedusvahemikes. See algas inimesele kõige tuttavlikumast, optilisest spektrialast ning on lii-kunud üha pikemate lainete ja väiksemate sageduste suunas, jõudes käesoleva kirjutisega välja skaala ühte otsa – raadiodiapasooni. Maapealsete vaatluste seisukohalt moodustab raadiovahemiku elektro-magnetlained sagedustel 15 MHz (lainepikkus 20 m) kuni 600 GHz (0,5 mm), milles Maa atmosfäär on suhteliselt läbipaistev.

Lühemate lainete poolt hakkavad vaatlusi piirama mitmete õhus leiduvate molekulide neeldumisribad, millistest esimese olulise segajana tuleb mängu juba infrapuna- ja submillimeetervaatluste kirjeldamisel mainitud veeaur H20 tugevate neeldumisribadega lainepikkustel 1,35 cm ja 1,63 mm. Järgmiseks “paharetiks” on meile kõigile vajalik hapnik O2 neeldumisjoontega lainepikkustel 5 ja 2,52 mm. Järgnevad süsihappegaas CO2, lämmastik N2 ja teised.

Pikemate lainete poolel pole raadioakna piir nii jäigalt fikseeritud kui lühemate lainete alas, sest seal muudavad atmosfääri elektromagnetlainetele läbimatuks Maa ionosfääris leiduvad vabad elektronid. Elektronide mõju sõltub aga tugevalt nende kontsentratsioonist ionosfääris ning viimase määrab omakorda ära Päike. Juba Päikese kiirguse intensiivsuse ööpäevane kõikumine muudab vabade elektronide tihedust ionosfääris peaaegu kümnekordselt, mis keskmiselt nihutab raadioakna pikalainelist serva vahemikus öiselt 4,5 megahertsilt päevasele 11 megahertsile. Siia lisanduvad Päikese enda aktiivsuse kõikumised, mis vaid suurendavad selle piiri muutlikkust. Sõltumata piiri asukohast on veelgi pikemalainelist kiirgust võimalik registreerida vaid siis, kui viia kogu vaatlusaparatuur väljapoole Maa atmosfääri.

Olles raadioakna piirid paika pannud, tuleb kohe juhtida tähelepanu sellele, et rääkides vaatlustest raadiovahemikus, oleme esmakordselt astunud üle olulise piiri, mille tinglikult võiks paigutada lainepikkusele 0,2 millimeetrit – piirile, millel oluliselt muutub teostatavate vaatluste iseloom ja selleks kasutatavad tehnilised vahendid. See on tinglik, sest nii nagu looduses sageli, pole ka see piir terav hüpe ühest maailmast teise, vaid sujuv üleminek kiirguse sagedusalast, kus nähtuste kirjeldamiseks on mugav kasutada ühte tüüpi mudeleid, alasse, kus paremini töötavad teised mudelid. Nimelt, kui lühemate lainete puhul on küllaltki mugav käsitleda uuritavat kiirgust, kasutades kvantide ehk footonite mõistet ja rakendades tavapärasest koolikursusest tuttavaid kiirte optika seadusi, siis pikemate lainete puhul muutub kirjeldustes üha olulisemaks kiirgus kui lainetusprotsess.

Nii näiteks on infrapunateleskoopide kirjeldamisel veel hästi rakendatavad optika põhimõtted, kus valguskiired langevad optilisse seadmesse, peegelduvad ja murduvad mitmetel pindadel ning moodustavad lõpuks kiirgusvastuvõtjal kas uuritava objekti kujutise või spektri. Kiirgusvastuvõtjas endas aga energiakvant ehk footon neeldub ja kutsub sellega esile teatavaid füüsikalisi või keemilisi muutusi, mida registreeritakse. Raadioastronoomias kiputakse aga rääkima hoopis lainejuhtides levivatest lainetest, millistes esinevad elektromagnetvälja muutused muudavad ka vastuvõtja registreeritavaid omadusi. Et seda veidi sügavamalt mõista, pühendamegi käesoleva artikli esmajoones raadioastronoomiliste vaatluste iseärasustele, ning raadiotaeva kirjeldamise juurde pöördume hiljem.

Raadioteleskoop

Raadioteleskoopidest ja nende ajaloost ilmus kolm aastat tagasi Horisondis kaks kirjutist, kus selgitati põhjalikult, kuidas tänu sellele, et raadiolainete pikkused võivad olla miljoneid kordi suuremad kui meie silmadega nähtaval valgusel, peavad sama “nägemisteravuse” saavutamiseks olema ka teleskoobid ise silmadest miljoneid kordi suuremad. Et saavutada suurte optiliste teleskoopide poolt antavat kujutise lahutusvõimet, tuleks raadioteleskoobid ehitada optilistest teleskoopidest miljoneid kordi suurematena. Seda tingib nähtus, mida nimetatakse difraktsiooniks (vt http://micro.magnet.fsu.edu/ primer/lightandcolor/diffractionhome.html) ning mille tulemusena igast pisikesest valgustäpist kumerläätse, nõguspeegli või ka teleskoobiga saadavaks kujutiseks on heledate kontsentriliste rõngaste süsteem (nn Airy muster), mille mõõtmed on seda suuremad, mida pikemad on langeva kiirguse lained või mida väiksem on kasutatud optiline seade. Nii tulebki pikemalainelise kiirguse puhul, selleks, et moodustada kujutist sama pisikestest rõngastest nagu lühemalainelise kiirguse puhulgi, kasutada samavõrra suuremaid teleskoope.

Kui raadioteleskoopide lahutusvõimest on küllaltki palju juttu olnud, siis märksa vähem on tuntud vastupidine lähenemine samale nähtusele, nimelt teleskoopide suunadiagramm. Tänu difraktsioonile ei levi lained mitte alati sirgjooneliselt, vaid kohtumisel takistusega võivad painduda ka selle taha, kusjuures mainitud efekt on seda märgatavam, mida lähedasem on takistuse suurus leviva laine pikkusele. Kui optilised teleskoobid ja isegi inimese silm on tunduvalt suuremad tavalise valguse lainepikkusest ning kirjeldatud nähtus pole seetõttu oluliseks vaatlusi segavaks faktoriks, siis raadioteleskoopide mõõtmed erinevad nende poolt vastu võetavate raadiolainete pikkusest juba tunduvalt vähem ja nii jõuabki sellises teleskoobis vastuvõtjani märgataval määral kiirgust kõikvõimalikest suundadest. Diagrammi, mis kirjeldab teleskoobi tundlikkust eri suundadest langeva kiirguse suhtes, nimetataksegi tema suunadiagrammiks ja nagu kõrvalolevalt jooniselt näha, on ka raadioteleskoop kõige tundlikum loomulikult oma optilise telje suunas, kuid registreerib mingil määral isegi otse vastassuunas tulevat kiirgust.

Raadioteleskoopide selline omadus pole suureks probleemiks juhul, kui uuritakse mingeid kompaktseid ja taevas suhteliselt harvaesinevaid kiirgusallikaid, sest siis täidavad sarnased objektid suhteliselt väikese osa teleskoobi suunadiagrammi kõrvalharudest ning kuna ka teleskoobi enda tundlikkus on neis suundades tunduvalt väiksem kui peaharus, siis on mittehuvipakkuvate objektide osa registreeritavas signaalis küllaltki väike. Olukord muutub aga dramaatiliseks, kui on vaja uurida kiirgust, mida võib registreerida peaaegu igas taevasfääri punktis. Sellised on näiteks neutraalse vesiniku 21-sentimeetrise raadiojoone vaatlused. Kuna me asume Linnutee gaasikettas, siis on kõnealune raadiojoon vaadeldav absoluutselt igas suunas ja kuigi teleskoobi tundlikkus suunadiagrammi peaharus on tunduvalt suurem kui kõrvalharudes, katavad viimased märksa suuremat osa taevasfäärist ning nii on üpris tavaline, et vaid umbes 70 protsenti registreeritud kiirgusest pärineb vaatlussuunast.

Asja teeb veelgi keerulisemaks fakt, et reaalsete teleskoopide suunadiagrammid pole kunagi nii lihtsad ja korrapärased nagu ülaltoodud teoreetilise näite korral, vaid seda mõjutavad väga paljud tegurid, nagu näiteks raadiolainete difraktsioon teleskoobi ebasümmeetrilistel konstruktsioonielementidel, peeglite pinna kuju kõrvalekalded ideaalsest jne. Nii võib tegelik suunadiagramm välja näha küllaltki keerukas ja kuna Maa ööpäevane pöörlemine ning tiirlemine ümber Päikese muudab pidevalt ka samale objektile suunatud teleskoobi suunadiagrammi kõrvalharude orientatsiooni teiste raadioallikate suhtes, siis on üsna tavaline, et eri aegadel samas taevapunktis tehtud mõõtmised annavad küllaltki erinevaid tulemusi. Lõplikud andmed uuritava objekti kohta saadakse alles pärast keerukaid matemaatilisi korrektsiooniprotseduure, kus järkjärguliste lähenduste kaudu arvutatakse, milline peaks olema kiirguse tegelik jaotus taevas, et antud teleskoop annaks just selliseid vaatlustulemusi, nagu ta on andnud.

Lisaks ülalkirjeldatule mängib difraktsioon raadioastronoomidele vingerpussi veel kolmandalgi moel. Et sellest aru saada, peame esmalt veidi täpsemalt tutvuma juba eelpool märgitud 0,2- millimeetrise lainepikkuse piiri olemusega. See piir on suuresti paika pandud uuritava kiirguse vastuvõtuks ning registreerimiseks kasutatavate seadmete omadustega. Nimelt pole seni õnnestunud luua 0,2 millimeetrist pikemate lainete (väiksema energiaga footonite) jaoks klassikalisi kvantvastuvõtjaid, milledes lihtsaimal juhul toimub iga langeva footoni neeldumisel teatava elektrilaengu vabanemine ja selle järgnev registreerimine. Kogu raadiodiapasoonis registreeritakse kas vahetult elektromagnetvälja või siis selle poolt antennis indutseeritud elektrivoolu. Selliste vastuvõtjateni suunatakse teleskoobi peegliga kinni püütud raadiolained piki lainejuhte, milliste analoogiks nähtava valguse puhul oleks kiudoptika.

Kiudoptika ja raadioastronoomias kasutatavate lainejuhtide vahel on aga ka olulisi erinevusi. Kui optilised kiud meenutavad väliselt peeni klaasniite, siis raadiodiapasoonis kasutatavad lainejuhid on pigem küllaltki silmatorkavate mõõtmetega metalltorud. Samas on sellised torud neis levivate lainete seisukohalt märksa peenemad kui enamik optilisi kiude, sest ka lainejuhi läbimõõtu tuleks mõõta seal leviva kiirguse lainepikkuse ühikutes. Enamik optilisi kiude on tunduvalt jämedamad kui neid läbiva valguse lainepikkus ja nii võib lihtsustatult öelda, et igas kius mahub paralleelselt levima palju erinevaid laineid, mis oma kombinatsioonis kannavad edasi ka informatsiooni kiu otsale projekteeritud kujutisest. Raadioastronoomiliste lainejuhtide läbimõõt on võrreldav neis leviva kiirguse lainepikkusega ja tänu difraktsioonile otsekui mahuks sinna korraga vaid üks laine, mille tulemusena pole need lainejuhid küllalt “mahukad” edastamaks infot teleskoobiga vaadeldava objekti kujutisest. Seega tavaline, ühe vastuvõtjaga raadioteleskoop “näeb” taevas korraga ainult ühte punkti ning saab mõõta vaid selle punkti heledust või siis sealt lähtuva kiirguse spektrit, kuid pole suuteline andma mingi taevaala kujutist.

Vastuvõtjad

Kui teleskoobist rääkides rõhutasime pidevalt raadioastronoomiliste vaatluste põhimõttelisi esinevusi võrreldes tööga optilises diapasoonis, siis jõudes vastuvõtjatega seotud probleemide kirjeldamisele on meil märksa lihtsam leida tavaelust tuttavat analoogi, sest mingit raadiovastuvõtjat oleme me kõik näinud. Ja tõepoolest, pole põhimõttelist erinevust, kas me räägime kodusest seadmest, mille saatel vahel aega veedame või siis raadioteleskoobiga ühendatavast teadusaparatuurist. Mõlemad kuuluvad enamasti heterodüünvastuvõtjate klassi, st mõlemas teisendatakse sisenev kõrgsagedussignaal vahesagedusele, võimendatakse ja seejärel detekteeritakse. Muidugi, konkreetsed tehnilised lahendused võivad olla küllaltki erinevad. Nii eelistatakse raadioteleskoopide puhul alates selle sisendsarvest läbi lainejuhtide, resonantsõõnsuste ja segistite kuni detektorini välja manipuleerida otseselt elektromagnetlainetega, samas kui raadiovastuvõtjas tehakse samad operatsioonid antennis laine poolt indutseeritud elektrivooluga. See kõik ei muuda aga põhimõtteid.

Ent koduse raadiovastuvõtjaga muusika kuulamise ning raadioteleskoobiga taeva uurimise vahel on ka oluline erinevus. Kui raadiokuulamine eeldab, et vähemalt mingis kitsas sagedusribas ületab saatjast vastu-võtjasse jõudva signaali tugevus meid ümbritsevaid looduslikke ja tehislikke mürasid, siis astronoomiliste vaat-luste puhul on olukord enamasti täpselt vastupidine: kui vastuvõtuseadmetes tekkiv omamüra ulatub mõnest kelvinist mõnesajani, ja ümbritsev looduslik või tehislik mürafoon võib olla isegi tuhandeid kelvineid, siis raa-dioastronoomid püüavad mõõta kosmilisi signaale millikelvinilistel nivoodel. Seetõttu on enamik raadioastro-noomilisi vaatlusi suhtelised, st püütakse võrrelda olukorda, kus teleskoopi jõuab signaal uuritavalt objektilt koos kaasneva tunduvalt tugevama müraga, olukorraga, kus registreeritakse vaid võimalikult samasugust müra ilma uuritava objekti signaalita. Soovitud vaatlustulemused saadakse kahe vaatlusseeria vahena, mis aga oma-korda toob kaasa terve rea probleeme. Teatavasti on selline kahe suure suuruse väikene vahe äärmiselt tundlik algsete mõõtmiste vigade suhtes ning omaette küsimuseks on, kust leida täpselt samasugust puhast mürasignaali kui see, mis kaasnes uuritava objekti mõõtmisega.

Viimase probleemi lahendamiseks on sagedamini kasutusel kolm võimalust.

1. Kiire muutmine – väikeste objektide vaatlemisel suunatakse teleskoop vaheldumisi objektile ja vahetult objekti kõrvale tühjale taevaalale ning eeldatakse, et müra iseloom on lähedastes taevaalades ühesugu-ne.

2. Koormuse muutmine – kui on vaja mõõta vaid signaali tugevust ja selle ajalisi muutusi, siis lülitatakse vastuvõtja sisendisse vaheldumisi teleskoobi antenn ja kontrollitavates füüsikalistes tingimustes olev mürageneraator ning võrreldakse vastavate signaalide intensiivsusi.

3. Sageduse muutmine – kui uuritav allikas kiirgab (või neelab) vaid suhteliselt kitsas spektrijoo-nes, siis häälestatakse vastuvõtja vaheldumisi spektrijoone sagedusele ja vahetult selle kõrvale ning eeldatakse, et müra spekter mõlema häälestuse puhul ei muutu.

Kenad võimalused kõik, kuid kahjuks pole ükski neist ideaalne. Nii sisaldavad esimene ja kolmas võimalus eeldust, et teleskoobi suuna või vastuvõtja sageduse väikene muutus ei mõjuta registreeritavat müra-fooni. Kahjuks üldjuhul see siiski nii ei ole ja appi võetakse taas mitmesugused matemaatilised korrektsioonid. Teise võimaluse puhul on tänapäeval kalibreerimiseks kasutatavad mürageneraatorid küllalt stabiilsed ja hästi kontrollitavad täpsete mõõtmiste saamiseks, kuid samas võib nende poolt antava müra spekter oluliselt erineda looduslikust, mis teeb nad kasutatavaks esmajoones just radiomeetrilistes, mitte aga spektraalsetes töödes. Tõsi, sarnast metoodikat kasutatakse ka spektraalmõõtmiste juures, kuid sel juhul esmajoones vastuvõtja töö stabiil-suse kontrolliks.

Ja veel – esmapilgul võis tunduda üllatav, et rääkides müra ja signaali tugevustest on mõõtühikute-na kasutatud temperatuuriühikut kelvin. Raadioastronoomias on see aga tavaline. Selle mõistmiseks pöördume veel kord tagasi äsjakirjeldatud koormuse muutmise tehnika juurde ning valime kalibratsiooni alli-kaks termostaati asetatud takisti, mis emiteerib oma temperatuuri poolt määratud intensiivsusega müra. Termo-staadis olevat temperatuuri on lihtne mõõta ning võrreldes teleskoobi poolt püütud mürasignaali intensiivsust takistist lähtuva signaaliga, saamegi väita, et mõõdetav müra on sama tugev kui takisti poolt mingil temperatuu-ril antav. Nii raadioastronoomid teevadki, väljendades signaali intensiivsusi temperatuuri ühikutes.

Raskuste kiuste saadakse hakkama

Käesolevas kirjutises rääkisime mitmetest nähtustest, mis muudavad raadioastronoomilised vaatlused üksjagu keerukamaks, kui seda on optilises diapasoonis tehtavad tööd. Kõike kokku võttes võrdleks raadioastronoomiat suure veoauto juhtimisega kuristiku kohal oleval kitsal sillal (lahutusvõime) kinnisilmi (puudub kujutis ja läbi laugude aimame vaid üldist valgustatuse taset) otse vastu eredat päikest (segav signaal on tunduvalt tugevam kasulikust), kusjuures päris selge pole seegi, kas auto sõidab edaspidi või tagurdab (suunadiagramm). Ometi saadakse hakkama, vaatamata sellele, et kohati kipuvad vaatlusseadmed meenutama rohkem matemaatilist sanitaartehnikat, kus torud lainejuhtideks, lehtrid sobituslülideks ning anumad filtriteks ja segistiteks, kui optilist teleskoopi. Sellest aga, kuidas raadioastronoomilised vaatlused toimuvad, juba järgmises loos.

URMAS HAUD (1953) on Tartu Observatooriumi vanemteadur, astronoomiadoktor.