Submillimeeterastronoomia on noorim astronoomia haru – inimsilm ja fotoplaat submillimeetrist kiirgust ei taju ja veel mõnikümmend aastat tagasi polnud tehnilisi vahendeid sellise kiirguse registreerimiseks.

Submillimeeterastronoomia tegevuspiirkonnaks loetakse kosmosest saabuva elektromagnetkiirguse uurimist lainepikkuste vahemikus 0,3–1 millimeetrit. Optilise ja infrapunaastronoomia seisukohalt on tegemist väga pikalainelise kiirgusega, raadioastronoomia vaatepunktist aga lühilaineliste signaalidega.

Järjest täiustades bolomeeter-tüüpi kiirgusvastuvõtjaid, hõlvasid optilise astronoomia arendajad esmalt infrapunalaineala ning jõudsid 1980. aastatel submillimeetrise (submm) kiirguse registreerimiseni. Raadioastronoomid liikusid vastupidiselt. Raadioastronoomia sündis kosmiliste meeterlainete registreerimisel – 1931. aastal Galaktika keskme suunast saabuva kiirguse avastanud Karl Jansky raadioseade töötas lainepikkusel 14,5 meetrit. Edasises tegevuses hõlvasid raadioastronoomid sentimeeter- ja millimeeterlained ning kohtusid optiliste astronoomidega submm-kiirguse alal.

Eri suundadest submm-lainete registreerimiseni jõudnud tehnikad täiendavad üksteist. Bolomeetertehnika abil mõõdetakse summaarset kiirgust ning on jõutud kiirgusenergiat mõõtvate bolomeetrite jadade ja maatriksite ehitamiseni, millega saab teha taevaalade pilte. Tõsi, esialgu on pildielemendid suured ja nende arv väike ning võrreldes optiliste ja infrapunapiltidega on submm-fotod väikese lahutusvõimega. Raadiotehnikal baseeruvad heterodüün-tüüpi vastuvõtjad häälestatakse üksikute spektrijoonte tugevuse ja kuju mõõtmisele.

Observatooriumide asukohad

Selge ilmaga jõuab maapinnani enamik kosmosest saabuvast optilisest kiirgusest, kosmiline raadiokiirgus tuleb meieni isegi läbi pilvede. Submm-kiirgus kahjuks Maa atmosfääri enamasti ei läbi, sest selle neelab ära peamiselt veeaur. Näiteks Eesti alal oleks tähtede ja galaktikate submm-kiirguse vaatlemine üsna lootusetu. Kes tahab maapinnal taevakehade submm-kiirgust mõõta, sel tuleb minna kuivas kliimas asuvale võimalikult kõrgele mäele.

Meile lähim submm-observatoorium asub Shveitsis 3130 meetri kõrgusel Gornergrati mäel. Seegi on suhteliselt tagasihoidlik koht, kus vaatlusi tehakse ainult talvel. Suviti on ka sealses õhus veeauru märgatavalt rohkem ja submm-kiirgust jõuab maapinnani vähe.

Maa peal on seda laadi vaatlusteks parim paik Antarktika. Sealse jääkilbi kõrgus ulatub üle kolme kilomeetri ning atmosfääris on veeauru suhteliselt vähe. Lõunapoolusel asuvas USA Amundsen-Scotti vaatlusjaamas töötabki juba aastaid 1,8-meetrise läbimõõduga submm-teleskoop. Lähematel aastatel plaanivad USA astronoomid sinna veel 9,8-meetrise submm-teleskoobi paigaldamist.

Submm-tehnika jaoks on Antarktika eeliseks teiste paikkondade ees kuivus, kõrgus, suhteliselt nõrgad tuuled ja ka madal temperatuur, mis vähendab aparatuuri omamüra. Ent eraldatuse ja inimestele harjumatu kliima tõttu on suuremad submm-observatooriumid rajatud siiski väljapoole Antarktikat, enamasti nendele mägedele, kus on juba ees parimad nüüdisaegsed optilise astronoomia observatooriumid. Need on Hawaii Mauna Kea, Tshiili ja USA kõrbepiirkonna mäed.

Submillimeeterteleskoobid

Konstruktsioonilt sarnanevad submillimeeterteleskoobid raadioteleskoopidega. Siiski, kuna nad peavad fokuseerima lühemalainelist kiirgust, siis on nende antennikausside pinnad märksa täpsemini valmistatud paraboloidid. Kui meeter- ja sentimeeterlainete raadioteleskoobi raua- ja plekitöödega tuleb toime vist isegi keskpärane plekksepp, siis submm-teleskoobi pinna katmiseks läheb vaja oma ala meistreid – peegli kuju võib ideaalsest erineda vaid viiendiku juuksekarva läbimõõdu võrra. Omajagu hoolt nõuab ka täpsema pinna kaitsmine – tavaline raadioteleskoop asub lahtise taeva all, submm-lainete teleskoop on aga enamasti kaetud kupliga.

Suurimad seniehitatud submm-teleskoobid on 10–15-meetriste antennikaussidega. Rootsi ja Euroopa Lõunaobservatooriumi koostöös 1987. aastal valminud 15-meetrine SEST (Swedish–ESO Submillimetre Telescope) asub Tðiilis La Silla mäel kõrvuti Euroopa Lõunaobservatooriumi optiliste teleskoopidega. SEST on ainus suur lõunapoolkera millimeeter/submm-lainetel töötav teleskoop.

Samal, 1987. aastal alustas Mauna Keal 4092 meetri kõrgusel tööd ka põhjapoolkera suurim submm-teleskoop JCMT (James Clerk Maxwell Telescope). Teleskoobi peapeegli läbimõõt on samuti 15 meetrit, peegli kuju täpsus pluss-miinus 0,024 mm ja kasutatava lainepikkuse vahemik 0,3–2 millimeetrit. Teleskoobi kiirgusvastuvõtja SCUBA on submm-lainealal nähtavasti maailma parim. Selle abil on avastatud näiteks sadakond kauget nn SCUBA galaktikat, mis on võimsad submm-kiirguse allikad. Lähemate tähtede pildistamisel on SCUBA-ga avastatud mitme tähe ulatuslikud tolmümbrised, mis viitavad planeedisüsteemide olemasolule või tekkele. Eelteate kohaselt peaks 2005. aastal valmima aga palju täiuslikum, kuni tuhat korda tundlikum SCUBA 2, millega loodetakse vaadelda rekordilistel kaugustel asuvaid galaktikaid.

Suurtest submm-teleskoopidest täpseima peapeegliga (pluss-miinus 0,016 mm) ja parimate kujutistega on Max Plancki Raadioastronoomia Instituudi (Saksamaa) ja Arizona Ülikooli koostöös ehitatud 10-meetrine Heinrich Hertzi teleskoop, mis asub 3200 meetri kõrgusel Grahami mäel (Arizona, USA).

Siiski ei õnnestu isegi soodsates oludes asuvate parimate maapealsete teleskoopidega teha vaatlusi kõikidel submm-lainealadel. Näiteks lainepikkustel 0,38–0,41 ja 0,51–0,57 millimeetrit ning veel mitmes muus vahemikus neelab Maa atmosfäär praktiliselt kogu taevakehadelt saabuva kiirguse. Aga just nendel lainealadel kiirgavad kõige tugevamini mitmed huvipakkuvad molekulid, sealhulgas vesi. Seetõttu on oluline täiendada maapealseid submm-vaatlusi kosmosest tehtavatega.

SWAS avastas teise tähe aurava komeedisüsteemi

1998. aastal Maa-ringsele orbiidile lennutatud SWAS (Submillimeter Wave Astronomy Satellite) oli esimene submm-kiirguse kosmoseteleskoop. Seda NASA väikest (peapeegli mõõtmed 55x71 cm), lihtsat ja suhteliselt odavat seadet võiks nimetada ka viie spektrijoone teleskoobiks, sest tema kiirgusvastuvõtjad olid häälestatud ainult viie submm-alas asuva spektrijoone vaatlemiseks, kaks neist on vee jooned. Eesmärgiks oli uurida tähtede tekkega kaasnevaid protsesse ja tähtedevahelise aine keemilist koostist meie Galaktikas. Vett leiti peaaegu kõikidest vaadeldud tähtedevahelise aine pilvedest, eriti huvitav tulemus saadi aga tähe IRC+10216 vaatlemisel.

Selles ligikaudu 500 valgusaasta kaugusel Lõvi tähtkuju suunal asuvas süsinikurikka ja paksu tolmukestaga varjatud pikaperioodilise muutliku tähe ümbrises ei tohiks teoreetiliste kaalutluste järgi vett olla. Esiteks on sealne keskkond niisugune, et kui sinna vee molekul satub, siis üsna ruttu see ka laguneb. Teiseks – ümbrise süsinik peaks eelkõige astuma ühendusse hapnikuga ning vesinikul on vähe ðansse leida vaba hapniku aatomit, et ühineda veeks. Vaatlus näitas aga vastupidist.

SWAS registreeris lainepikkusel 0,538 mm vee molekuli tugeva spektrijoone, mis näitas, et IRC+10216-süsteemis peab olema mingi tugev allikas, kust vesi pidevalt aurudes ümbrist varustab. IRC+10216 läheduses oleva veeallika ainus usutav seletus kasutab analoogiat Päikesesüsteemi ehitusega ehk lähtub loomulikust eeldusest, et maailm on suhteliselt ühtne.

Teatavasti on Päikesesüsteemis peale suurte planeetide veel palju väikekehasid, sealhulgas süsteemi äärealadel asuvad Kuiperi vöö kehad ja Öpik-Oorti komeetide pilv (vt Horisont 3/2004). Asudes ematähest suurtel kaugustel, on need kehad pidevas külmas, nende vesi ei aurustu ning säilib peaaegu muutumatul kujul miljardite aastate kestel. Seda senikaua, kuni täht-päike elab ja areneb nn põhijadal, kus tema peamiseks energiaallikaks on tähe keskosas kõrgetel temperatuuridel ja suurtel rõhkudel asuva vesiniku muundumine heeliumiks. Kui keskosa vesinik ammendub ja täht läheb heeliumi “põlemise” reþiimile, siis hakkab tema heledus kasvama ning tekib nn punane hiidtäht. Päike jõuab punase hiiu staadiumi mõne miljardi aasta pärast ja siis võib tema heledus kasvada sedavõrd, et ta hakkab sulatama Kuiperi vöö kehade jääd.

Päikesega võrreldes on süsiniktäht IRC+10216 1,4–4 korda massiivsem, mistõttu tema areng on olnud kiirem ja ta on juba jõudnud kasvada punaseks hiiuks. Võrreldes põhijadal oleku ajaga, on tolle süsiniktähe heledus tõusnud praeguseks 100–3000 korda ning ta on võimeline sulatama ja aurustama sadakonna astronoomilise ühiku kaugusel asuvaid komeete. Tuleb öelda, et tegemist on suhteliselt lühiajalise nähtusega tähe ajaloos. Arvutused näitavad, et kui IRC+10216 ümber oleva komeetide reservuaari mass on võrreldav Päikesesüsteemi Kuiperi vöö omaga, siis sellega saaks vaadeldavat veeauru taset hoida ainult mõnikümmend tuhat aastat. On muidugi võimalik, et massiivsemat tähte ümbritsev Kuiperi vöö analoog on massiivsem Päikesesüsteemi omast.

Odin on vaadelnud komeete ja Marssi

Submm-astronoomia teine väike, aga tubli kosmoseteleskoop on Rootsi Kosmosekorporatsiooni ning Kanada, Soome ja Prantsusmaa uurimisasutuste koostöös valminud Odin. 1,1-meetrise peapeegliga Odin alustas 600 kilomeetri kõrgusel orbiidil mõõtmisi 2001. aasta veebruaris. Ettenähtud tööaeg, kaks aastat, on ületatud. Odini vaatlused jagunevad kaheks: pool ajast taevakehade, teine pool Maa atmosfääri, näiteks osooniaukude uurimisele. Nii nagu SWAS, vaatleb ka Odin submm-lainealadel, tundes erilist huvi vee vastu ja pöörates suuremat tähelepanu Päikesesüsteemi kehadele. Juba on õnnestunud vaadelda mitut komeeti, määrata nendelt auruva vee hulgad ja isotoopkoosseis. Nagu selgunud, sarnaneb komeetide vee isotoopkoosseis suuresti Maa ookeanide vee omale.

2003. aasta juunis ja novembris vaatles Odin Marssi, määrates varasemast oluliselt täpsemalt vee ja vingugaasi CO vertikaalsed jaotused ning hulgad Marsi atmosfääris eri aastaaegadel: Marsi lõunapoolkera kevadel – juunis, ja lõunapoolkera suvel – novembris. Veeauru on Marsi atmosfääris vähe, kui kõikides atmosfäärikihtides asuv veeaur kokku koguda, veeldada ja jagada laiali Marsi pinnale, tuleks veekatte paksuseks 0,015 millimeetrit. Maa atmosfääriga võrreldes on seda väga vähe. Siin jaotub veeaur ebaühtlaselt. Eesti alal on ka selge ilmaga meie pea kohal paarisentimeetrine veekiht, kuivadel ja kõrgematel kohtadel, kuhu paigutatakse submm-teleskoobid, on selle kihi paksus millimeetri ringis. Seetõttu võib öelda, et Marsil on supertingimused submm-astronoomia arendamiseks. Seda jällegi tehnika, mitte inimeste seisukohalt, analoogiliselt olukorraga Antarktikas.

Submm-astronoomia lähitulevikust

Kahtluseta võib öelda, et praegu noorukieas olev submm-astronoomia edeneb hoogsalt – kui mõnedki juba käigusolevatest projektidest realiseeruvad, on oodata suurt arenguhüpet. Tulemas on uued, praegustest palju tundlikumad ja väiksemate pildielementidega kiirgusvastuvõtjad, samuti on oluliselt suurenemas teleskoopide antennikausside läbimõõt.

2007. aastaks peaks vaatlusvalmis olema Prantsuse Guajaanas asuvalt kosmodroomilt üles lennutatav Euroopa Kosmoseagentuuri ESA Herscheli kosmoseteleskoop. See ei hakka tööle tavalisel Maa-ringsel orbiidil, vaid suunatakse kaugemale, nn Lagrange’i punkti L2 piirkonda. Päikeselt vaadatuna asub L2 Maa taga. Teleskoobi kaugus Maast muutub kava kohaselt 1,2–1,8 miljonit kilomeetrit, mis on piisav, et Maa soojuskiirgus ei häiriks teleskoobi tundlikke kiirgusvastuvõtjaid. Herscheli kosmoseteleskoobi peapeegli läbimõõt on 3,5 meetrit, oma vähemalt kolmeaastase planeeritud tööaja jooksul on see ilmselt suurim väljaspool Maad asuv teleskoop. Sellega vaadeldakse kauges infrapunakiirguses ja submm-lainealal lainepikkustel 0,06–0,6 millimeetrit. Kiirgust registreerivate seadmete tundlikkuse tõstmiseks ja müra vähendamiseks jahutatakse nad absoluutse nulli lähedastele temperatuuridele. Seadmete jahutamiseks on kosmoseteleskoobil kaasas 2000 liitrit ülivoolavat heeliumi, mille lõppedes katkeb ka Herscheli kosmoseteleskoobi töö.

Nende vaatluste käigus selgub, kuidas galaktikad tekkisid ja arenesid varases Universumis; millised on tähtede tekke ja arengu seosed tähtedevahelise keskkonnaga; ning milline on Päikesesüsteemi planeetide ja komeetide molekulaarne koostis.

Edu oodatakse ka Kuiperi vöö kehade uurimisel. Alates augustist 2003 töötav Spitzeri kosmoseteleskoop jäi teatavasti hätta Päikesesüsteemi “kümnenda planeedi” Sedna kiirguse mõõtmisel (vt Horisont 3/2004). Herscheli kosmoseteleskoop peaks “nägema” mitte ainult Sedna, vaid isegi palju väiksemate Kuiperi vöö kehade soojuskiirgust ja tegema ka spektraalanalüüsi ning mõõtma oletatavasti Päikesesüsteemi algaegadest üsna muutumatutena püsinud kehade suurusi ja määrama nende molekulaarset koostist.

ALMAlt oodatakse palju

6. novembril 2003 kogunes Tðiili Andide Chajnantori platoole 170 teadlast Euroopast, Põhja-Ameerikast, Jaapanist ja Tðiilist, et osa võtta 21. sajandi esimese veerandi tõenäoliselt suurima uue observatooriumi ALMA (Atacama Large Millimeter Array) mullatööde alustamise pidulikust tseremooniast. 5000 meetri kõrgusele rajatav ALMA on Euroopa Lõunaobservatooriumi ja USA Rahvusliku Teadusfondi ühisprojekt, mille esialgne maksumus on 800 miljonit dollarit. Chajnantori platoole paigaldatakse 64-st ühesugusest 12-meetrise läbimõõduga teleskoobist koosnev ansambel. Need ühendatakse omavahel nii, et kõik 64 seadet on võimalik suunata ühele ja samale taevaalale ning kogutud informatsiooni saab liita ja analüüsida koos. Sel juhul kogub ALMA kiirgust nii suurelt pindalalt nagu 96-meetrise läbimõõduga teleskoop. Samas saab teleskoope kasutada ka väiksemate gruppidena. Põhiosa teleskoopidest paigutatakse neljakilomeetrise läbimõõduga alale, mis võimaldab teha interferomeetrilisi vaatlusi lahutusvõimega kümnendik kaaresekundit. Mõned teleskoobid paigutatakse põhialast kuni 12 kilomeetri kaugusele, et vajadusel korraldada samalaadseid vaatlusi lahutusvõimega kuni sajandik kaaresekundit.

Ehkki ALMA nimes submm otseselt ei kajastu, katavad tema kiirgusvastuvõtjad nii submm- kui millimeeterlainealad (0,3–10 mm). Praegu katsetatakse üksikteleskoobi prototüüpidega ja ehitatakse kiirgusvastuvõtjaid. Aastal 2007 on Chajnantoril ette nähtud esimesed teaduslikud vaatlused. Aastatel 2011–2012 peaks rivis olema kõik 64 teleskoopi.

ALMA-lt oodatakse panust enam-vähem samade probleemide lahendamisel, mis seisavad Herscheli kosmoseteleskoobi ees. Eriti suuri lootusi panevad ALMA-le varase Universumi ehituse uurijad. Miks loodetakse siin edu just submm-kiirguse uurimise kaudu?

Universumi nooruse uurimiseks tuleb vaadelda ligikaudu 13 miljardit aastat tagasi meist väga kaugel genereeritud elektromagnetkiirgust. Suurte vahemaade tõttu jõuavad sealt meieni väga nõrgad kiirgusvood. Suured raskused on juba nende voogude summaarse tugevuse mõõtmisel, rääkimata detailsest spektraalanalüüsist, et määrata objektide keemilisi koostisi ja füüsikalisi omadusi. Seni on nende ülikaugete, nõrkade objektide uurimine olnud optilise astronoomia ülesanne. Kaugemate galaktikate ja kvasarite punanihked on 6–7, seega vaadeldakse nendelt objektidelt lähtunud ultraviolettkiirgust, mis on punanihke toimel “kolinud” optilise akna punasesse otsa ja lähiinfrapunasesse. Vaatlustele kättesaadavad on muidugi ainult absoluutselt kõige heledamad objektid. Kui vaadata galaktikate maailma meie lähimas ümbruses, siis suurima võimsusega kiirgavad mitte need galaktikad, mis on heledad ultravioletis – rekordimeesteks on hoopis 1980. aastatel avastatud eriline galaktikate klass – ultraheledad infrapunagalaktikad, millede prototüübiks on galaktika nimega Arp 220. Optiliste vaatluste alusel võeti Arp 220 esialgu arvele kui omapärase kujuga hiidgalaktika, mis optilise absoluutse heleduse poolest on enam-vähem võrdne meie Galaktika heledusega ehk selle poolest igati normaalne galaktika. Astronoomide üllatus oli suur, kui infrapunaobservatooriumi IRAS vaatlustest selgus, et Arp 220 kogukiirgusest moodustab optiline ainult tühise osa ning lõviosa kiirgub infrapunases, energiajaotuse maksimum on 0,08 mm juures. Arp 220 taolisi galaktikaid pole just palju, kuid praeguseks on neid leitud juba sadu. Lihtne arvutus näitab, et varase Universumi Arp 220 sugulaste energiajaotuste maksimumid on nihkunud submm-lainepikkustele ning ALMA peaks nende vaatlemisega edukalt toime tulema. Kui Arp 220 sarnase galaktika punanihe oleks 10 (nii kaugeid galaktikaid pole seni suudetud vaadelda), siis ALMA 64 teleskoobi koostöös saaks galaktika rahuldava täpsusega spektri jäädvustada juba kümmekonna minutiga.

Kas aga varases Universumis esines Arp 220 taolisi? Viimase näol on tegemist põrkuvate galaktikatega, põrge on põhjustanud võimsa tähetekke purske, millega kaasnebki võimas kiirgus. Varases Universumis oli galaktikate ruumtihedus suurem kui praegu ning kahtlematult toimus ka põrkeid. Kas nende seas oli nii võimsaid kui Arp 220 oma, on raske öelda, aga ALMA tuleb lihtsalt toime ka Arp 220-st kümmekond korda nõrgemate galaktikate vaatlemisega. Seetõttu astronoomid loodavadki, et ALMA-st kujuneb oluline abiline varases Universumis toimunu uurimisel.

MIHKEL JÕEVEER (1937) on Tartu Observatooriumi kosmoloogia osakonna vanemteadur, Tartu Tähetorni kalendri toimetaja. Füüsika-matemaatikakandidaat.