UV-taevaluukide lahtimuukimine

Kui akustikaga võrrelda, katab nähtava valguse spekter vaid ühe oktaavi, nimelt lainepikkuste ala umbes 380-st kuni 760 nanomeetrini, millesse mahub meie tajudemaal kogu vikerkaare värvikirevus violetist punaseni. Terve senini astronoomiliste vaatlustega kaetud spekter raadiokiirgusest jäiga gammakiirguseni hõlmab aga umbes 60 oktaavi, kusjuures nähtav kiirgus asub umbkaudu selle keskel. Seda jätkab suuremate sageduste ehk väiksemate lainepikkuste poole ultraviolettkiirgus, mille kokkuleppeliseks lühilaineliseks piiriks loetakse sageli 10 nanomeetrit. Seega hõlmab see spektrivahemik footonite energiaskaalas umbes 5,25 oktaavi. Sellel nüüd “musitseerima” me hakkamegi. Teisiti väljendades on see UV-taevaluukide lahtimuukimine.

Maa atmosfääris neelduvat nn vaakumultraviolettkiirguse spektriala (300–10 nm) liigendatakse lähi-, kesk-, kaug- ja ekstreem-ultraviolettspektriks, mille omavahelisteks piirideks loetakse 200, 120 ja 90 nm. Maapealsele vaatlejale on aga taevaluugid siin praokile sissekiikamiseks vaid visuaalakna ultraviolettäärealal, mida võiks nimetada rannaultravioletiks. Ja see piirang on hea, sest muidu lõhuks Päikese ultraviolettkiirgus elusrakke ning muudaks maapealse elu võimatuks või vähemalt põrguks. Et teha vaakumultraviolettkiirgust meile nähtavaks, tuleb lennata väljapoole Maa atmosfääri – kosmosesse.

Ultraviolettkiirguse asendist koguspektris

See, et meie silm on võimeline tajuma vaid ühe oktaavi ulatuses kiirguskvante ehk footoneid, omab sügavamat tähendust. Nimelt on teaduse ja tehnika ajalugu näidanud, et üht tüüpi kiirgusvastuvõtja pole enamasti võimeline edukalt tegutsema laiemas spektripiirkonnas. Sellega seletub ka, miks kogu spektraalse piirkonna vastuvõtuks on vaja olnud ehitada mitmesuguseid üksteisest erinevaid teleskoope ja kiirgustajureid. Lisaks spektraalsele pildile, mis võimaldab vastavat objekti füüsika ja keemia seiskohalt kirjeldada ja mõista, tuleb taevapilti kaardistada erinevates lainepikkustes. Ja alles siis, kui on seosed leitud ka erinevatel lainealadel vaadeldud taevapiltide vahel, võib uurimistoimikus täita kõigist asitõendistest tuleneva otsuse, et millisesse objektideliiki ja allklassi see kuulub ning milliste iseärasustega on uurimisalune objekt. Nüüdisajaks on kasvanud astronoomilised vaatlustoimikud ja astronoomiliste objektide teoreetilise modelleerimise andmestikud tohutu suureks ja nad paisuvad üha kasvava tempoga. Neid salvestatakse ja säilitatakse failidena andmebaasides, millele uuemal ajal on juurdepääs ka interneti kaudu.

Hoolimata andmebaaside suurest hulgast ja ülisuurtest kiirustest nende töötlemisel, on igas teadusharus omad lahtised otsad. Näiteks on kosmoloogias senini üsna segane lugu sellega, et mis on tume aine, ning veelgi segasem, mis on arvatavalt Universumit kiirenevalt paisuma paneva tumeenergia, kvintessentsi ehk Einsteini kosmoloogilise liikme olemus. Teada on seni, et tumeaine tekitab universaalse tõmbejõu, tumeenergia aga universaalse tõukejõu.

Taevakehade spektrid

Ultraviolettspektrisse annavad kõige suurema panuse kuumad tähed, ülikuumad tähekroonid, täheevolutsioonil kujunevad hiigelplahvatused ja katastroofilised kokkuvarisemised ehk kollapsid. Kogu spektriala ulatuses annavad olulise panuse ka laetud osakeste pidurduskiirguse tekke protsessid tugevates kosmilistes magnetväljades. Kvasarite puhul küündivad need hiigelväärtusteni – 1014 gaussini.

Ultraviolettkiirguse spektrialas paikneb enamik kuumade tähtede atmosfääridest väljakiiratavast energiast. Seejuures kogukiirgus pinnaühikult on võrdeline täheatmosfääri nn efektiivse temperatuuriga ning kiirguse maksimum ja kogu kiirguse jaotus spektris nihkub lühemate lainepikkuste poole võrdeliselt temperatuuriga. Näiteks päikesekiirguse maksimum asetseb visuaalses spektris, umbes rohelise kiirguse lainepikkustel. Tegelikult on molekulide, aatomite ja nende ioonide spektrid väga detailirikkad ja keerukad, atomaarprotsessid footonitega sõltuvad lainepikkusest ning see teeb tähespektrid väga keeruliseks. Kuid neid saab deðifreerida, kasutades spektritest saadavat lisainformatsiooni, milles sisalduvad iga keemilise elemendi, tema ioonide ja isotoopide “sõrmejäljed”. Füüsikaseadusi teades ja füüsikaprotsesside parameetreid täpsustades on seetõttu võimalik vaatlustulemustele tuginedes üsnagi kooskõlaliselt modelleerida astronoomilisi objekte ning sel teel määrata füüsikalisi tingimusi tähtedes, täheatmosfäärides, tähtedevahelises keskkonnas ja tähesüsteemides ning kogu Universumis, mõnikord veel kaugemalgi. Suure tähtsusega on ka ülitäpse taevapildi ehk teisiti väljendades, taevakaardi saamine võimalikult paljudes spektripiirkondades ja nendevaheliste seoste lahtimuukimine. Seejuures tuleb loodusteadusliku ristküsitlusega selgitada taevaste objektide keemilist koostist, magnetvälja tugevust ja mitmeid muid tegureid.

Tähespektrid kujunevad footonite kiirgamisel (emissioon), kui elektronid lähevad aatomis tuumale lähemale orbiidile ehk madalamasse energiaseisundisse ja nende neeldumisel (absorbtsioon), mille korral toimub vastupidine protsess ja tegemist on üleminekutega energeetiliselt kõrgemaisse kvantseisundeisse. Elektronsiiretel ühest diskreetsest atomaarseisundist teise tekivad spektrijooned. On aga tegemist algseisundis või lõppseisundis vaba elektroniga, tekib pidev spekter. Kui atmosfääris on lokaalne soojuslik tasakaal ja temperatuur langeb väljapoole (nagu tavaliselt), siis tekivad tähe spektris neeldumisjooned. Kui täheatmosfääri ümbritseb kuum gaasümbris, nn tähekroon, mis moodustub tähest väljuvate helilainete ja lööklainete sumbumisel hõredas plasmas, siis elektronsiiretel kahe seotud seisundi vahel on ülekaalus footonite kiirgamisprotsessid ning kujunevad vastavad kiirgusjooned. Samasugused protsessid toimuvad ka tähtedevahelises aines. Ja ka galaktikate kiirgus kujuneb tähtede ning tähtedevahelise aine kiirguse kogusummana. Neeldumisjooni tähespektrites nimetatakse veel Fraunhoferi joonteks, kuna esimesena märkas ja uuris Päikese spektris neid jooni aastail 1814–1815 Saksa füüsik ja astronoom Joseph von Fraunhofer.

Päikese ultraviolettkiirgusest

Kõnealuse kiirguse levi laboratoorsed uuringud näitavad, et väiksematel lainepikkustel kui 320 nanomeetrit neeldub kiirgus Maa atmosfääris peamiselt osooni, hapniku ja lämmastiku molekulide toimel väga tugevalt. Seetõttu saab isegi Päikese ultraviolettspektrit selles piirkonnas uurida vaid kosmoses ning lähedast ultraviolettkiirgust veidi ka kõrgmäestikus ning balloonidelt. Eriline ajalooline koht kuulub siin USA füüsikule ja astronoomile Theodore Lymanile, kes 1906. aastal avastas laboratoorselt vesiniku aatomi põhiseisundist ergastamisel tekkiva spektrijoonte seeria, mis nüüd on tuntud Lymani seeriana. Et näha Päikese UV- spektrit ja selles paiknevat vesinikuseeriat, korraldas ta korduvalt ekspeditsioone kõrgmäestikesse, kuid tulemusteta. Nagu nüüd teada, oli see tingitud tugevast UV-kiirguse neeldumisest Maa atmosfääris.

Kohe pärast Teist maailmasõda alustati Päikese ultraviolettkiirguse uuringuid USA-s. Selleks kasutati Saksamaal Werner von Brauni teadlaskollektiivis välja töötatud ning sõjas Suurbritannia ja Prantsusmaa vastu kasutatud V2-tüüpi (saksa Vergeltungswaffe – kättemaksurelv) rakette. Uurimisotstarbeks täiustatud rakettidega V2, nüüd juba Aerobee nime all, alustatigi Päikese UV-spektri uurimist. Neid lennutamisi juhtis USA-s mitmeid aastaid W. von Braun isklikult. Rakettide täiustamise kõrval alustati tema juhtimisel ka kosmoselaevade ehitamist USA-s. Üldse lennutati tol ajal taeva poole veidi üle tuhande Aerobee tüüpi raketi.

Kasutades pardaaparatuurina teleskoope, mis olid varustatud UV-kiirguse spektrograafiga, saadi üha laiemas spektrialas ja üha suurema spektraallahutusega pilte Päikese ultraviolettkiirguse spektrist. Võrreldes teiste taevakehadega on Päike oma läheduse tõttu Maale spektriuuringuteks neist tohutult soodsamates tingimustes ning päikesekiirgus jõuab ju Maale, erinevalt teiste tähtede kiirgusest, kõigis lainepikkustes praktiliselt ilma neeldumiseta.

Aastal 1960 registreeriti Päikese spektrit juba lainepikkuseni 50 nm ja oli selgunud pilt Päikese ultraviolettspektrist ka vesinikujoonte Lymani seeria piirides 121,5–91,2 nanomeetrit. Need spektrid saadi alles kõrgustel, mis ületasid 200 km. Sellistel kõrgustel on juba õhk sedavõrd hõre, et seal püsivad Maa tehiskaaslased mõningaid päevi. Osutus, et Päikese spekter lainepikkusteni kuni 210 nm on samasugune kui nähtav spekter, seega pidev spekter, millel on nähtavad tumedad Fraunhoferi jooned. Edasi tulevad lühematel lainepikkustel nähtavale ka heledad spektrijooned ning alates lainepikkusest umbes 160 nm, kus päikese atmosfäärist väljuv pidev spekter on tunduvalt nõrgem, on spektrijoontest nähtavad vaid Päikese ülikuuma krooni piirkonnas tekkinud kiirgusjooned, millest paljud kuuluvad mitmekordselt ioniseeritud, s.o mitu elektroni kaotanud aatomite ioonidele. Heledate kiirgusjoontena on seal nähtavad ka vesiniku Lymani seeria jooned. Lisamärkusena olgu öeldud, et Lymanil vedas, sest veel enne tema surma 1954, avastati Päikese spektris tugevaim Lymani seeria joon, mille leidmisest oli ta ka ise unistanud. Saadud spektrid näitasid, et erinevate spektrijoonte heledus muutub päikesekettal väga erinevalt ning nad võivad olla ajas küllaltki muutlikud. Saadi ka esimesed päikeseketta mitmesuguste UV-spektri piirkondade fotod, mis näitasid, et Päikesel toimuvad plahvatuslikud nähtused muudavad seal pildi keerukaks ja ajas tunduvalt rohkem muutuvaks kui nähtavas spektris.

Üheks tulemusrikkamaks sondraketi pardavaatluseks tuleb lugeda 1974. aasta päikesespektri ülitäpset registreerimist päikeseketta keskmes ja ääre lähedal kiirgusvahemikus 225–319 nm. Lisaks magnetlintidel kättesaadavatele vaatlusandmetele publitseeriti ka ulatuslik atlas, kus spektrijoonte päritolu mõistmiseks on lisaks vaatlusandmetele toodud ka mudelarvutustega saadud spekter ja põhiandmed kümnete tuhandete spektrijoonte kohta.

Samaaegselt sondrakettide lennutamisega alustati ka katseid vaatlusandmete telemeetriliseks edastamiseks Maa vaatlusjaama. See oli möödapääsmatult vajalik orbitaalobservatooriumide korral. Ajavahemikus 1962–1971 saatis NASA Päikese UV-spektri uurimiseks orbiidile seitse OSO (Orbiting Solar Observatory) satelliiti, mille tulemusena saadi hulgaliselt spektreid ja andmeid päikeselaikude 11-aastase tsükli kohta. Samasse ajavahemikku jääb ka Suurbritannia Ariel programmi raames kuue satelliidi edukas lennutamine Päikese UV-spektri uurimiseks.

Päikesespektri, sealhulgas Päikese ultraviolettspektri uuringuid on korraldatud pidevalt. Samuti on hulgaliselt pildistatud päikesekettal, päikesekroonis ja selle ümbruses toimuvaid nähtusi. Jättes vahele nende kirjeldamise, siirdume aastasse 1995, mil orbiidile lennutati satelliit SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), mis asetseb nn Lagrange’i esimeses punktis, Päikese ja Maa vahel, umbes pooleteise miljoni kilomeetri kaugusel Maast. Sinna lennutatud satelliit jääb püsivalt tasakaaluasendisse. SOHO pardal on 12 erineva otstarbega

päikesekiirguse ja -tuule osakeste vastuvõtjat. Nende registreerimine on ette nähtud nii päikeseketta ja päikesekrooni (kuni kaugusteni 6 Päikese raadiust) pildistamiseks mitmesugustel lainepikkustel kui ka spektri ja selle muutuste uuringuteks. Nendest aparaatidest neli on ette nähtud UV-kiirguse tarbeks. Teleskoop SUMER, mille spektripiirkond on 50–161 nm, võimaldab spektrijoontes eristada liikumiskiirusi sammuga alla 10 km/s. Päikesekroonis toimuvate protsesside, nn koronaalnähtude uurimiseks mitmes UV-spektri piirkonnas on koronograafidel pildistamiseks valitud spektripiirkonnad nii, et nendesse satuksid heledad spektrijooned, mis tekivad mitmesugusel kõrgtemperatuuril. Niiviisi kogutud piltidest saab teha päikese krooni nn plasma diagnostikat, s.o määrata, milline on temperatuuri ja rõhu käik rahulikus päikesekroonis, kus temperatuur küündib kuni miljoni kraadini ja milliseks kujunevad nad aktiivsetes pursketsoonides, kus temperatuur küündib kuni kolme miljoni kraadini. Rahuliku päikesekrooni kujundavad päikese turbulentse konvektsiooni tsoonis genereeritavad helilained, mis edasisel levikul muutuvad lööklaineteks ja need omakorda sumbuvad hõredas gaaskeskkonnas, kuumutades päikese krooni.

Lisaks orbitaalobservatooriumile SOHO lennutati 1998. aastal Maa orbiidile observatoorium TRACE (Transition Region And Coronal Explorer), mille ülesandeks on Päikese krooni ja sellele ülemineku piirkonna uurimine nii spektraalselt kui ka koronaalnähtude pildistamine mitmesugustel lainealadel, seejuures ka vaakumultravioleti mitmesugustes piirkondades. Koronaalnähud, mis on seotud laetud osakeste kiirendamisega Päikese magnetväljas, on kõige paremini jälgitavad päikeseketta äärealadel ja sellest kaugemal. Need fotod võimaldavad üksipulgi jälgida magnetvälja kuju ja selle ajalist muutumist uuritavas piirkonnas, kus kujuneb ka päikesetuul.

UV-kiirgust registreerivad orbitaalobservatooriumid

Esimesed tähtede ultraviolettkiirguse vaatlused tehti kõrglennul stabiliseerimata rakettide Aerobee pardalt aastail 1957–1959. Aastal 1961 alustati UV-spektri spektrofotomeetrilisi vaatlusi, kuid spektrijoonte avastamiseks küllaldase lahutusega tähespektrid saadi alles 1965. aastaks, mil kasutati juba 3-teljelist güroskoopilist raketi stabilisatsiooni. Nende põhiliselt USA-s tehtud vaatlustega täpsustati kuumade tähtede efektiivsete temperatuuride skaalat, avastati kiirgusrõhu toimel kujunevad tugevad tähetuuled kuumade ülihiidtähtede atmosfäärist ja alustati tähekiirguse interstellaarse neeldumise selgitamist. Sondrakettide eluiga oli aga vaid mõningad minutid ja nõrgemate kiirgusvoogude registreerimiseks kerkis vajadus pikaealiste orbitaalobservatooriumide järele.

Esimene tõsine katsumus tähespektrite uurimisel oli paari ebaõnnestunud stardiga seotud, kuid lõpptulemusena kolme OAO (Orbiting Astronomical Observatory) tüüpi UV-kiirguse vaatlusaparatuuriga varustatud tehiskaaslase lennutamine orbiidile aastail 1966, 1968 ja 1972. OAO-1 lend kestis vaid mõned päevad. OAO-2 pardal oli 11 erinevat väiksekabariidilist vaatlusseadet, peamiselt taeva patrullvaatlusteks. Seejuures spektrit registreeriti kahe paarikümnesentimeetrise skaneeriva spektrograafiga spektrialas 105–306 nm. Registreeritud objektide arv küündis üle 1200. Orbitaalobservatooriumiga OAO-3 (Copernicus) viidi juba orbiidile UV-kiirgust registreeriv 80-sentimeetrine teleskoop ja tähespektreid skaneeriti küll aeglaselt, kuid tunduvalt täpsemalt. Kõigi kolme vaatlusjaamaga saadi peamiselt kuumade O ja B spektriklassi ülihiidtähtede spektrid. Samuti avastati, et ka mõningad galaktikad on väga heledad UV-kiirguse allikad.

Esimese ja senini ainulaadse mehitatud astronoomilise tähespektri vaatlussatelliidi Skylab pardal korraldati ajavahemikus 1973–1974 astronautide kolm uurimisretke kogukestvusega peaaegu pool aastat, mille tulemuseks oli 188 taevaala spektraalne pildistamine piluta spektrograafiga lainepikkustel 130–500 nm. Saadud fotoplaatide töötlemistulemused publitseeriti kataloogina.

1972–1974 saadi edukalt hakkama Euroopa orbitaalobservatooriumi TD-1 pardalt spektrite skaneerimisega lainepikkustel 136–274 nm. Vaadeldi 1356 tähte ning registreeriti 31 215 tähe lairiba spektrid. Nagu tollal kombeks, avaldati need andmed ulatuslike publitseeritud kataloogidena. DT-1 ja OAO vaatlusandmetest selgus, et UV-akna läbipaistvus kosmoses on meie Galaktikas tugevasti sõltuv kiirguse lainepikkusest, suunast ja kaugusest.

Orbitaalobservatoorium IUE

Pärast enam kui kümme aastat kestnud tehnilist ja teoreetilist ettevalmistust ning mitmete oluliste sõlmede katsetusi USA ja Euroopa maade tippteadlaste ja tipptehnikute poolt, saabus jaanuaris 1978 hetk, mida võib lugeda tänapäevaste astronoomiliste spektraalvaatluste algusajaks. Nimelt lennutati siis geosünkroonsele orbiidile rahvusvahelisele astronoomilisele üldsusele vaatlusteks kättesaadav satelliit IUE (International Ultraviolet Explorer). Selle pardal asus astronoomiaobservatoorium, mille loomisel olid osalenud nii USA kui ka Euroopa maade teadlased. Geostatsionaarne ringorbiit Maa ekvaatori tasandis (kaugus umbes 42 000 km Maa tsentrist) kui geosünkroonse orbiidi erijuht on muutunud käesoleval ajal väga igapäevaseks, kuna sellistel orbiitidel liiguvad satelliittelevisiooni sentimeeterlainetel edastavad ülekandejaamad. Sellised satelliidid paiknevad Maa suhtes kindlas asendis taevavõlvil. IUE orbiit aga asetses umbes 28-kraadise kaldenurga all ekvaatoritasandi suhtes ja energiakulu vähendamiseks oli see ellipsikujuline, algekstsentrilisusega 0,24. Säärane orbiit võimaldas suurendada oluliselt teadusaparatuuri kaalu, ning teisest küljest oli telemeetria teadusaparatuuri juhtimiseks ja vaatlustulemuste edastamiseks maapealsesse vaatlusjaama mõlemal pool Atlandi ookeani kergesti teostatav, suunates sideraadioteleskoope aeglaselt taevavõlvil liikuvale orbitaalobservatooriumile IUE. Maapinnale joonistas see geosünkroonsel orbiidil paiknev observatoorium munaja kõvera. IUE orbiidi ekstsentrilisus ja seega ka selle projektsioon maapinnale muutus IUE pika eluea jooksul vaid veidi ja seda tuli paar korda aastas korrigeerida düüsimootorite käivitamisega.

Geostatsionaarse ringorbiidi kõrgusest tunduvalt madalamal asetseva perigee tõttu sattus osa orbiidist Van Alleni kiirgusvööndisse (päikesetuulega Maa magnetvälja sattunud ja seal kinni püütud kiirete ioonide vöönd). Selle kiirguse mõju vähendamiseks nähti ette teleskoobi ehituses lisameetmeid, kuid ikkagi jäi kiirguse mõju tugevaks ja kiirgusvööndi läbimisel tuli vaadelda võimalikult heledaid objekte, et vaatlusaeg oleks lühem ja kiirgusfooni mõju seega minimaalne. Kiirgusvööndi mõjul vähenes päikesepaneelide võimsus töötavate fotoelementide arvu vähenemise tõttu esialgsest väärtusest 200–400 W (sõltuvalt orientatsioonist Päikese suhtes) tööaja lõpuks poole väiksemaks. IUE orbiit paiknes Lõuna- ja Kesk-Ameerika ning Atlandi ja Vaikse ookeani kohal ning maapealseid juhtimiskeskusi oli kaks, millest üks paiknes Goddardi Kosmoselendude Keskuses Washingtonis ja teine Hispaanias Madridi lähedal Vilspas.

Otsekohe esialgse lennutamisega õnnestus IUE viia planeeritud geosünkroonsele orbiidile ning seetõttu jäid satelliidi õigele orbiidile manööverdamiseks ettenähtud energiarikka veetaolise monokütuse, hüdrasiini suured varud kasutamata ning neid sai tarvitada väikeste pahvakutena peamiselt teleskoobi suunamiseks vaadeldavatele objektidele. Seetõttu sai esialgselt planeeritud 3–5-aastast vaatlusaega tunduvalt pikendada ning IUE tegevus lõpetati alles 1996. aastal, kui ta oli töötanud 18,7 aastat. Ja ka siis oli põhjuseks juhtimissüsteemi güroskoopide rivist väljalangemine, mitte aga kütusenappus. Kogu vaatlusaja jooksul saadi enam kui 10 000 objektist üle 100 000 spektri.

Osalusest IUE spektrite vaatlusel ja töötlusel

Peatusime sellel kosmoseobservatooriumil veidi pikemalt seetõttu, et ühel käesoleva loo autoritest (A.S.) oli võimalik esimesel IUE tegutsemisaastal kolme nädala jooksul vahetult osa võtta külalisvaatlejana heledate kuumade O, B ja A, kuid ka Be ja Wolf-Rayet’ tähtede spektrite vaatlustest USA-s Goddardi Kosmoselendude Keskuses asuvas IUE vaatluspaigas oma vaatlusprogrammi alusel. Teiseks aga oli see ülikaua ja väga edukalt tegutsenud kosmoseobservatoorium esimene, millele tuginedes töötati välja paljud rahvusvahelise eduka teaduskoostöö põhimõttelised ja praktilised seisukohad. Tähtsaimaks vahest on siin vaatlusandmete kohapeal ühtsete algoritmide alusel täheheleduseks ümbertöötamine, vaatlusandmete arhiveerimine magnetkandureil ja nende kiiresti kättesaadavaks muutmine astronoomilisele üldsusele. Tõsi küll, esialgne ümbertöötlus oli üsna suurte puudustega ja nende kõrvaldamiseks tuli kohapeal paljugi vaeva näha. Saadud spektrite töötlus toimus Tõraveres koos mitmete kolleegidega, seda veel paljude aastate jooksul.

Illustratsioonina esitame siinkohal näite lähtespektrist (vt trükinumber) ja

lõigu töödeldud spektrist (vt trükinumber). Spektrite töötlemisel arvestasime kogu vastuvõtuaparatuuri soojuspaisumisest tulenevaid deformatsioone, samuti mitmetest muudest asjaoludest põhjustatud spektrimoonutusi.

IUE abil jõudsime ettenähtud aja jooksul vaadelda umbes poolesaja tähe UV- spektreid, kattes kahe kaameraga lainevahemiku 115–320 nanomeetrit. Ultraviolettkiirgus registreeriti kiirgusmuundi vahendusel pardateleviisori ekraanile, see pilt muudeti numbriliseks ning saadeti vaatlusjaama. Info edastati koheselt pärast vaatluse lõppu värviteleviisori ekraanile kokkuleppelises värvusskaalas vaatlusjaamaga ja seega oli võimalik vajadusel korrata sama tähe uut eksponeerimist, valides uue säritusaja.

Järgmises loos ei ava me küll päris uut akent, kuid liigume kaugema UV-kiirguse alasse, suuremate täpsuste ja moodsa kunstina näivate taevapiltide valdkonda.

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

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