Nr. 3/2006


Taevaaknad
Maailmaruum röntgenteleskoopide vaateväljas

Meile tuttavaid vikerkaarevärve esindavad footonid on erisuguse energiaga – see ongi nende värvierisuse algpõhjus. Violetne kvant on jämedalt võttes kaks korda energilisem kui punane, teised värvid mahuvad nende vahele. Omakorda nähtava valguse, nn optilise piirkonna ja röntgenikiirguse vahel asetseb ultravioletne piirkond, millest oli ülevaade Taevaakende eelmistes osades.

Lähtudes inimsilmaga nähtava valguse omadusest olla mitmevärviline, võime igasugusele kiirgusele, mis on valgusega loomult sarnane, omistada mõnesuguse kokkuleppelise “värvi”. Nii on ka termin röntgenikiirgus tegelikult teatav värvinimi, tähistades neid footoneid (kvante – elektromagnetkiirguse osakesi), mille energia on 100 kuni 100 000 korda suurem kui tüüpilisel silmas nägemisaistingut põhjustaval valgusosakesel.

Tavanägemine on mõnikord värvipime, piirdudes rängemal juhul vaid hall-toonidega. Väljaspool optilist piirkonda oleme kõik täielikult (värvi)pimedad, ometi on inimkultuuri arengulugu andnud meie käsutusse tehnilised vahendid, et tunnetada maailma, aga ka kasutada eesmärgipäraselt, teistes “värvides”.

Röntgenikiirguse ehk algse nimetusega x-kiired avastas 1895. aastal sakslane Wilhelm Röntgen. Eelkõige on see praegu tuntud kui ainete ja organismide siseehituse väljapeilimise vahend peamiselt teaduses, tehnikas ja meditsiinis. Hoolimata võimest läbistada kehi, mis pole optiliselt läbipaistvad, ei suuda röntgenikiired siiski jõuda kosmosest maapinnani, et neid saaks siin uurida – atmosfääris neelduvad nad praktiliselt täielikult. Nii ei teatud kuni 1949. aastani, kuidas maavälised x-kiirte allikad välja näevad. Nimetatud ajal registreeris ligikaudu saja kilomeetri kõrgusele saadetud sondrakett V-2 esimest korda Päikese krooni röntgenikiirgust. Aastal 1962 õnnestus samal viisil mõõta esimest korda allikat väljaspool Päikesesüsteemi – Skorpioni tähtkujus asuvat objekti Sco X-1 (joonis trükinumbris), mis on seniajani püsiva röntgenheleduse tasemelt Päikese järel teisel kohal. Lisaks saadi vihje hajusa kosmilise röntgenfoonkiirguse kohta. Toodud daatumid fikseerivad röntgenastronoomia alguse.

Järgnenud 40–50 aastat tõid kaasa selle valdkonna kiire arengu, mille olulisematel etappidel peatume allpool. Eelnevalt selgitame, millistes füüsikalistes tingimustes emiteerivad looduslikud maailmaruumi objektid röntgenikiirgust ning kuidas on ehitatud teleskoobid ja kiirgusvastuvõtjad, et x-kiiri saaks registreerida.

Kõrge energia nõuab ekstreemtingimusi

Maisteski oludes vajab röntgenikiirte tekitamine erilist aparatuuri, kus appi võetakse väga tugevad elektri- või magnetväljad. Näiteks, kui füüsikud uurivad aine subatomaarset ehitust osakeste kiirenditega, mida nimetatakse sünkrotronideks, kus on mängus võimas magnetväli, siis muutuvad ülikiirelt liikuvad osakesed elektromagnetkiirguse allikaks ja osa nendest kiirgavad röntgenvahemikus. Astronoomiauuringutest on selgunud, et universumist võib leida ülitugevaid magnetvälju koos ülikiirelt liikuvate elektronidega, mis on seega koosmõjus loodusliku sünkrotronkiirguse tekitajaks.

Kui mingil põhjusel on tulemuseks kümneid tuhandeid kilomeetreid sekundis kihutavad elektronid (mõnikord ulatub kiirus valguse kiirusele lähemalegi), siis on loodusel pakkuda veel üks mehhanism röntgenikiirte saamiseks. Füüsikast on teada, et valgus võib hajuda igasugustelt aineosakestelt. Päikesekiirguse hajumisel õhumolekulidelt on tulemuseks ilus sinine taevas. Enamasti ei muutu niisuguses protsessis footoni energia (värv!) oluliselt. Kui aga madala energiaga valgusosakesed (nende seas isegi nn kosmiline foonkiirgus millimeeter- ja raadiodiapasoonis – vt Horisondi sarja eelmisi osi) hajuvad ülienergilistelt elektronidelt, võtavad esimesed teistelt teatud koguse energiat ära ja muutuvad röntgenkvantideks.

Maapealsete energiaallikate kokkukuivamist tulevikus püütakse ennetada nn juhitava termotuumareaktsiooni käivitamisega (esialgu mõnes eriuurimisjaamas), mis küll siiani pole veel õnnestunud. Seejuures on teiste eiramatute nõudmiste kõrval üheks paratamatuks tingimuseks reaktsiooniplasma tavatult kõrge temperatuur – miljon kuni miljard kraadi. Osutub, et ka looduslikult on maailmaruumis sellise temperatuuriga ioniseeritud gaasi – plasmat. Vaatleja eest varjatud tähtede sisemuse aine on kindlasti niisuguses olekus. Allpool näeme, et nii kuuma gaasi esineb ka “avatult” ja selle loomulik seisund on kiirata röntgenkvante.


Kuidas koguda ja mõõta x-kiiri

Röntgenikiirguse registreerimiseks peab kasutama sobivat mõõteriista või märklauda. Arstide röntgeniaparaatides on selleks eriline filmiemulsioon, milles röntgenfootonid neelduvad ja jätavad ilmutatava jälje, samuti nagu tavavalgus tekitab kujutise tavafilmile. Nüüdisaegsetes meditsiini- ja muude valdkondade röntgentomograafides ei vajata enam filmi ja ilmutamist. Kujutis saadakse, mõõtes röntgenikiirte põhjustatud elektrilaengut erilisel märklaual, mis meenutab rohkem või vähem digifotokaamera paljupikselist kiirgustajurit.

Astronoomia otstarbeks on viimastel aastatel kasutatud eelistatult digitaalseid kiirgusvastuvõtjaid. Siiski, alates Päikese röntgenkrooni avastamisest on pruugitud mitmeid teisigi detektoreid: röntgenifilmi, Geigeri loendurit ja selle edasiarendusena nn võrdelist loendurit, ka x-kiirte poolt tekitatud valgussähvatuste, nn stsintillatsiooni mõõtjat. Süüvimata nimetatud tajurite kirjeldamisse, viitame neid ühendavale asjaolule. Nimelt on nad kõik olemuselt (film välja arvatud) kinni püütud röntgeniosakeste kokkulugejad, mispuhul püüdmisaktiks on footoni neeldumine gaasis või kristallis, millega kaasneb ühe või mitme elektroni vabanemine. Vabastatud elektronide abil tekitatakse mõõdetav laeng või vooluimpulss või sähvatus, mis ongi registreeritav ja loendatav sündmus. Enamasti on laengu või impulsi suurus korrelatsioonis neeldunud kvandi energiaga, nii et teatava ligikaudsusega saadakse teada ka röntgenfootoni “värv”.

x-kiirte astronoomia algaastail olid kiirgustajurid ühtlasi ka teleskoobid. Õigemini öeldes ei kogutudki kiirgust mingisuguse objektiivi suuremalt pinnalt fookusesse kokku, nagu seda teevad tavalised, madalamate energiate teleskoobid. Põhjus on röntgenikiirte suures läbistusvõimes – peegeldumise asemel tungivad need peeglisse sisse. Siiski on võimalik ka neid sundida teleskoobi fookuses röntgenobjektidest kujutisi tekitama. Selleks tuleb nad panna väga “libisevalt” peegelduma, et langeva kiire ja peeglipinna vaheline nurk ei ületaks kahte kraadi (joonis trükinumbris). Praegused edukamad satelliitidel paiknevad röntgenteleskoobid koguvad kiirgust just sellisel viisil. Seetõttu näevad nad nõrgemaid objekte ning suudavad eristada nende detaile peaaegu võrreldavalt optilise astronoomia nurklahutusvõimega.


Röntgenastronoomia arenguetapid

Kirjeldades järgnevalt, kuidas on kulgenud maailmaruumi uurimine röntgenikiirguse piirkonnas, juhime eelkõige tähelepanu, kuidas kasvas avastatud objektide ja nende tüüpide hulk ning mitmesuguste allikate juures ilmsiks tulnud vaatluslike detailide mitmekesisus. Seejuures viitame markantsetele näidetele, millel peatume meie loo viimases osas.

Käsitletavate uuringute algperiood kestis umbes 1970. aastani. Selle ajani jätkusid vaatlused rakettidelt ja stratosfääri (ligikaudu 40 km) tõusnud õhupallidelt. Kasutatud võrdelised ja stsintillatsioonloendurid ilma koguvate peegliteta suutsid avastada 40 päikesesüsteemivälist allikat. Nende hulgas oli tavalisi tähti, supernoovade jäänukudusid koos neis paikneva pulsariga ja galaktika M87 (joonised trükinumbris). Rõhutame, et tollased vaatlused olid madala nurklahutusvõimega suurusjärgus 1 kraad. Seetõttu oli omaette täiendav ülesanne siduda x-kiirte vaatlus usaldatavalt optilise taeva objektiga. Röntgenikiirguse tekkepõhjus nimetatud objektide puhul oli ülikõrge temperatuur (tähed, jäänukudud) või eelkõige sünkrotronmehhanism (pulsar, M87).

Järgnevasse ajalõiku võib kokku võtta perioodi kuni 1990. aastate alguseni. Seda iseloomustavad hästi kaks röntgenvaatlustele pühendatud kosmosemissiooniUhuru (1970–1973) ja Einstein (1978–1981). Uhuru oli esimene satelliit, mis ehitatud puhtalt x-kiirte taeva uurimiseks, mille tulemusena avastati üle 400 objekti. Uute allikatena lisandusid neutrontähte või koguni musta auku sisaldavad kaksiktähed ja galaktikatevaheline ruum (hõre gaas) kaugetes galaktikaparvedes. Mõlemal juhul on tegemist erineval viisil kuumutatud gaasi kiirgusega.

Einsteini nime kandnud kosmoseaparaat oli aga esimene tõeline röntgenteleskoop 350-ruutsentimeetrise peegelpinna ja 3–5 kaare- ehk nurga-sekundini küündinud lahutusvõimega. Niisugune instrument polnud plaanitud niivõrd tervet taevast pildistama, vaid valitud suundades detailseid uuringuid tegema. Kui arvestada, et tema kiirgust koguvad peeglid tõstsid ka tundlikkust kuni 10 000 korda võrreldes Uhuruga, siis on mõistetav, et lõpptulemusena fikseeris Einstein üle 7000 röntgeniallika asukoha, nende seas oli hulk esmaavastusi. Põhisaavutusena tuleb siiski nimetada heast detailieristusest tingitud avastusi, näiteks supernoova jäänukite lööklainelise struktuuri kirjeldamist ning galaktikates ja galaktikaparvedes x-kiiri emiteeriva gaasi jaotuse leidmist. Osutatud eeliste tõttu sai Einsteini abil selgeks, et mõõdetav, kuid nõrk röntgenfoon on põhjustatud pigem paljudest kaugetest üksikallikatest kui võimalikust lähemast hajusast kiirgusest. Rõhutama peab paljude individuaalsete röntgenobjektide avastamist/eristamist meie naabergalaktikates, nagu M31 ehk Andromeeda ning Suur ja Väike Magalhãesi Pilv.

Kirjeldatud kaks kosmosemissiooni olid USA kosmoseagentuuri NASA juhitavad projektid. Käsitletaval ajavahemikul liikus Maa orbiidil teisigi röntgenteleskoope, mille võimsus oli väiksem ja ülesanded kitsamalt piiritletud. Nende seas Euroopa Kosmoseagentuuri satelliit EXOSAT (1983–1986), samuti ka Briti, Hollandi, Jaapani ja endise N Liidu kosmoseaparaadid. Viimati loetletud projektide põhiline eripära seisnes valitud objektide röntgenmuutlikkuse uurimises, sest üht allikat vaadeldi korduvalt. EXOSAT näiteks avastas neutrontähtede ja mustade aukude röntgenheleduse kvaasiperioodilised võnkumised (joonis trükinumbris).

Praegusele ajale lähimat röntgentaevauuringute perioodi alates 1990. aastast iseloomustavad mitmed tulemusrikkad kosmoseeksperimendid, millest osa olid veel hiljuti käigus. Alustame Saksa projektist ROSAT (1990–1999), mis taevaülevaateks väga hea lahutusvõime (~30 kaaresekundit) ja rekordilise tundlikkusega suurendas x-allikate koguarvu üle 125 000. Fikseerinud sellise hulga objekte, asus ROSAT veel kümme korda parema lahutusvõimega uurima kõige huvitavamaid nende seast. Uusi tulemusi saadi nii tavaliste tähtede miljonikraadiste kroonide kui ka röntgenheledate galaktikaparvede kohta. Ootamatuseks võib pidada Kuu ja komeetide tuvastamist röntgenallikatena (joonised trükinumbris).

Otse ROSAT-i töö lõppemise järel lennutati 1999. aastal maailmaruumi kaks võimsat teineteist täiendavat röntgenteleskoopi – ameeriklaste Chandra ja eurooplaste XMM-Newton. Chandra on väga hea tundlikkusega (ületab ligi 1000 korda ROSAT-i) ning pakub 0,5-kaaresekundilist varem saavutamatut lahutusvõimet. XMM-Newton aga on veel 10 korda suutlikum kiirguse koguja (jäädes küll detailieristuses kümme korda Chandrast maha), mis lubab nõrkade ning hajusate objektide spektrit hästi detailselt uurida. Ega röntgenobjektide uute liikide avastamine polegi enam tavaline, osutatud kaks silmapaistvat vaatlusriista on seni jälile jõudnud ehk ühele uuele klassile nimega “keskmise massiga mustad augud” (joonis trükinumbris). Oluline eesmärk on hoopis teadaolevate allikate parem tundmaõppimine ja erinevate objektitüüpide nimekirja täiendamine. Chandra on leidnud, et röntgenheledad ainejoad ulatuvad alates galaktikate tsentris asuvatest ülimassiivsetest mustadest aukudest kuni sadade tuhandete valgusaastate kauguseni. XMM-Newton on aga avastanud, et üksikneutrontähtede kokkusurutult väike pind on soojuslik röntgenallikas lisaks tema magnetväljas kihutavatele sünkrotronkiirgust emiteerivatele elektronidele.

Osalt ROSAT-iga, osalt Chandra ja XMM-Newtoniga samal ajal mõõtsid kosmilisi x-kiiri veel jaapanlaste ASCA (1993–2000), NASA juhitav RXTE (alates 1995) ja itaallaste-hollandlaste BeppoSAX (1996–2002). Neil oli/on oma, suuri projekte täiendav ülesanne. BeppoSAX oli esimene kosmosemissioon, mis võimaldas korraga registreerida röntgenikiirgust selle kõigis alamdiapasoonides. RXTE on varustatud aparatuuriga, mis reageerib ülikiirelt kulgevatele röntgenheleduse muutustele. Sellised heledusvõnkumised viitavad protsessidele, mis leiavad aset neutrontähtede ja mustade aukude vahetus läheduses.


Röntgenobjektide põhitüübid

Alates Päikese röntgenikiirguse avastamisest tehtud vaatlused ja uurimused on viinud järeldusele, et enamiku tavaliste tähtede lähiümbruses leidub miljonite kraadideni kuumutatud gaasi – plasmat, mis muudab need tähed x-kiirte allikaks (vt joonised trükinumbris).

Massiivsete tähtede elu lõpus toimub tõenäoliselt supernoova plahvatus, millest hiljem annavad tunnistust tekkinud neutrontäht (pulsar) ja laialipaisatud väliskihid. Röntgenobjektiks osutuvad mõlemad.

Supernoova võib plahvatada ka kaksiktähesüsteemis ning seejärel võivad füüsikalised tingimused kujuneda selliseks, et tavalisel viisil edasielavalt teiselt komponendilt hakkab gaas suunduma tähetuulena või fokuseeritud vooluna supernoovast jäänud neutrontähe või musta augu mõjusfääri. Nii tekib kindel liik röntgenikiirguse allikaid.

Maailmaruumist on leitud ka ülimassiivseid musti auke (galaktikate tsentrites), mis ületavad Päikese massi miljoneid kordi. On loomulik, et sarnaselt oma vähemate vendadega kuuluvad needki röntgenallikate hulka.

Kõige suuremas mõõtkavas on maailmaruumi “ehituskivideks” galaktikaparved, mis lisaks suuremale või väiksemale arvule liikmesgalaktikatele sisaldavad veel paljumiljonilise temperatuurini kuumutatud ja seetõttu x-kiiri emiteerivat gaasi.

Röntgenastronoomia eksootilisemate objektide hulka kuuluvad nn üliheledad x-allikad, aga ka Kuu ja komeedid oma ootamatult avastatud röntgenikiirgusega.


LOE VEEL

Arved Sapar, Lilli Sapar. UV-taevaluukide lahtimuukimine. Horisont 6/2005.

Arved Sapar, Lilli Sapar. UV-kiirguse uuringud kui kosmosekriminalistika. Horisont 1/2006.


INDREK KOLKA (1948) on Tartu Observatooriumi tähefüüsika töörühma vanemteadur, füüsika-matemaatikakandidaat.



Indrek Kolka