Nr. 2/2005


  



Taevaaknad
Kujutis ja spekter raadioastronoomias

Taevaakende eelmises osas rõhutasime esmajoones raadioastronoomia neid aspekte, mis muudavad selles sagedusvahemikus tehtavad vaatlused erinevaks tavapärastest optilistest vaatlustest. Kuna lainepikkusest sõltumatult on vaatluste eesmärgiks uuritava objekti väljanägemise (kujutise) või koostise ning seal toimuvate protsesside (spektri) uurimine, siis on astronoomidel tulnud välja mõelda meetodid kujutiste ja spektrite saamiseks ka raadiodiapasoonis. Neist nüüd juttu tulebki.

Optilise teleskoobi puhul juhitakse teleskoobi peapeegliga moodustatud kujutis vastuvõtjani, kus see punkthaaval registreeritakse, olgu siis moodsa CCD-ga, mis praeguseks jõudnud ka igapäevastesse digitaalfotoaparaatidesse, või varem populaarse fotoplaadiga. Seejuures koosneb saadav kujutis miljonitest või isegi kümnetest miljonitest punktidest. Põhimõtteliselt saab sama teed minna ka raadioastronoomias, kuid siin ei saa kujutist enam piki lainejuhti edasi anda. Seega, iga kujutise punkti jaoks tuleks teleskoobiga ühendada eraldi vastuvõtja oma lainejuhtidega. Selleks, et ehitada analoog kas või üpris tagasihoidlikule ühe miljoni elemendilisele CCD-le, läheks järelikult vaja miljon lainejuhti ning raadiovastuvõtjat. Kuna lainejuhi läbimõõt peab olema umbes sama, mis uuritava kiirguse lainepikkus, siis näiteks neutraalse vesiniku 21-sentimeetrise raadiojoone vaatluste puhul kataksid ainuüksi kõrvuti asetatud lainejuhid väljaku suurusega 210 ´ 210 meetrit, mis oma pindalalt on üle viie korra suurem kui seni ehitatud suurimate täisliikuvate raadioteleskoopide peapeegel. Seega – paistab olevat üsna lootusetu juhtum! Muidugi, põhimõtteliselt võib ju piirduda ka tunduvalt väiksema pildipunktide arvuga, kuid enamasti raadioastronoomias seda teed siiski ei minda.

Kujutise paljude punktide korraga registreerimise kõrval on teiseks võimaluseks konstrueerimine punkthaaval, st raadioteleskoop suunatakse taeva ühte punkti ja registreeritakse selle punkti heledus, seejärel suunatakse teleskoop taevasfääri naaberpunkti, registreeritakse selle heledus jne, just nii suurel alal nagu vaja. Naaberpunkti mõiste on seejuures defineeritud nn Nyquisti kriteeriumi kaudu, mis ütleb, et taevasfääril pole mõtet mõõta punkte tihedamini kui sammuga, mis võrdub poolega teleskoobi suunadiagrammi peaharu läbimõõdust. Seega, kui 25-meetrise teleskoobi suunadiagrammi laius vesiniku 21 cm raadiojoone vaatlemisel on 0,6 kraadi, siis piisab uuritava objekti katmisest 0,3 kraadi ´ 0,3 kraadi sammuga vaatluspunktide võrguga ning täpsema kujutise saamiseks tuleks valida juba suurem teleskoop, millel on kitsam suunadiagramm. Võrreldes leitud vaatluspunktide tihedust näiteks inimsilma lahutusvõimega, mis on umbes 0,02 kraadi, selgub, et ega kirjeldatud meetodiga just detailseid pilte saa ning nii ongi selline lähenemine kasutusel esmajoones ülevaatevaatluste puhul, kus uuritakse näiteks mingi lainepikkusega kiirguse jaotust kogu taevas.

Kuna astronoomias on tegu väga nõrkade signaalide mõõtmisega, mille täpsust püütakse tõsta vaatlusaja pikendamise kaudu, siis on selge, et pildi saamine niisugusel teel võib osutuda vägagi töömahukaks. Nii näiteks valmis kümmekond aastat tagasi Hollandi astronoomide Lambertus Hartmanni ja Butler Burtoni eestvedamisel sellisel meetodil Maa põhjapoolkeralt nähtava taeva pilt vesiniku 21 cm raadiokiirguses. Juba töö planeerimisel nähti ette 625 ööpäeva teleskoobi vaatlusaega. Et aga mahukate vaatluste juures vahel midagi ka viltu läheb, kestis tegelik töö vaheaegadega 1989. aasta novembrist 1993. aasta septembrini. Tõsi, et igas taevapunktis mõõdeti digitaalse autokorrelaatoriga vesiniku raadiojoone profiil, siis saadi töö tulemusena veidi erinevatel sagedustel korraga umbes 800 taevapilti, igas ligi 200 000 punkti. Kasutades Argentina Raadioastronoomia Instituudi 25-meetrist teleskoopi, on käesoleval ajal lõpusirgele jõudnud samasugune ettevõtmine Maa lõunapoolkeral.

Apertuursüntees

Raadioteleskoobi lahutusvõime paraneb sedamööda, mida suurema teleskoobiga vaadelda. Samas panevad aga inimkonna tehnilised oskused teleskoopide suurustele omad piirid – tänapäeva suurimate suhteliselt vabalt taevasfääri igasse punkti suunatavate raadioteleskoopide läbimõõt on umbes 100 meetrit ja neistki vajus 15. novembril 1988. aastal üks lihtsalt omaenese raskuse all kokku. Teadlased on aga visad inimesed ja kui ühtmoodi enam ei saa, siis kuidagi ikka saab. Nii on ka raadioastronoomiaga. Nimelt pole teleskoobi lahutusvõime seisukohalt üldse tähtis, et vaatlusi tehakse ühe tohutu suure teleskoobiga. Peegli pindala on oluline vaid parema tundlikkuse saavutamiseks, sest niimoodi kogutakse kokku suuremale alale langev nõrga kosmilise signaali energia. Lahutusvõime jaoks on oluline, milline on suurim kaugus kahe punkti vahel, kuhu langenud kiirgust registreeritakse. Seega, ühe suure teleskoobi asemel võib ehitada kaks pisikest ning paigutada need teineteisest võimalikult kaugele. Viies kahe üksteisest kaugel asuva teleskoobi signaalid koos infoga nende saabumise aegadest mingis punktis kokku, on matemaatiliste teisendustega võimalik saada sama tulemus, nagu oleks reaalselt kokku kombineeritud ülisuure teleskoobi peegli kahte erisugusesse punkti langenud elektromagnetlained, ning niimoodi saavutada ka sellise ülisuure teleskoobi lahutusvõime. Niisugust suure peegli eri punktide imiteerimist väiksemate teleskoopidega nimetatakse interferomeetriaks. Lihtsaima interferomeetri moodustavad kaks raadioteleskoopi. Nende kahe teleskoobi vahele jäävat sirglõiku B (joonis trükinumbris) nimetatakse interferomeetri baasiks.

Pikki baase valides on raadiointerferomeetriga võimalik saavutada suuri lahutusvõimeid, kuid kahjuks ei anna see meile veel pilti uuritavast objektist. Selle mõistmiseks peame esmalt veidi süvenema kahte erinevasse võimalusse ükskõik millise kujutise moodustamiseks. Igapäevaelust on meile kõigile tuttavad rasterkujutised, kus pilt esitatakse paljude tihedalt üksteise kõrval asuvate eri värvi ja/või eri heledusega punktide kogumina. Selliselt on moodustatud näiteks enamik pilte ajalehtedes ja raamatutes, niimoodi saadakse kujutis arvutiekraanil, aga ka raadioastronoomias, kui kasutatakse vaid ühte teleskoopi. Samal põhimõttel töötab isegi inimsilm, kus iga nägemisrakk registreerib nähtavast vaid ühe pisitillukese punkti. On aga ka teine võimalus, mille kohta vist päris igapäevast näidet tuua ei saagi ning mis seetõttu on ilmselt ka raskemini mõistetav. Kuid püüame siiski.

Kujutame ette fotot, millel asuvad tihedalt üksteise kõrval mitmesuguse heledusega paralleelsed triibud (joonis trükinumbris). Kui liikumisel risti triipude suunaga muutuvad triipude heledused vastavalt siinusfunktsioonile, siis võime öelda, et fotol on kujutatud mingi sageduse, suuna ja amplituudiga heleduslaine. Kuna siinusfunktsioon võib omada nii positiivseid kui ka negatiivseid väärtusi, peame siinjuures eeldama, et pooled meie triipudest on negatiivse heledusega. Võime kujutleda, et kui osa jooni helendavad, siis ülejäänud neelavad neile langenud valguse. Võtame nüüd teise sarnase foto, kuid olgu sellel kujutatud heleduslaine teistsuguse suuna, sageduse ja amplituudiga (joonis trükinumbris). Kui me oma kaks fotot kokku liidame, siis algfotode heleduslained kohati tugevdavad, kohati kustutavad teineteist (joonis trükinumbris). Nagu näeme, tekib selle tulemusena mingi laiguline muster. Jätkates sellisele laigumustrile üha uute erineva suuna, sageduse ja amplituudiga heleduslainete liitmist, muutub muster üha keerukamaks. Mõnedes kohtades hakkavad heledused kasvama, teisal erinevad lained kustutavad üksteist ja lõpptulemusena võime niimoodi heleduslaineid liites saada ükskõik millise pildi.

Kui oleme suutnud endale ette kujutada ülalkirjeldatud pildi moodustamist erinevate heleduslainete summana, võime tagasi pöörduda raadiointerferomeetria juurde. Nimelt annabki kaheelemendiline raadiointerferomeeter meie fotole täpselt ühe heleduslaine, mille suund on määratud kahe raadioteleskoobi vahelise baasi suunaga, sagedus baasi pikkusega ja amplituud uuritava kosmilise objekti, näiteks raadiogalaktika kujutise omadustega. Seejuures, mida pikem baas, seda suurem on heleduslaine sagedus ja väiksem lainepikkus ehk seda parem on lahutusvõime. Kuid ikkagi saame me ühe interferomeetrilise mõõtmisega vaid ühe heleduslaine, nagu üksiku raadioteleskoobi ühe vaatlusega saame vaid ühe pildipunkti. Et saada tervikpilti, tuleb üksiku raadioteleskoobiga mõõta palju erinevaid pildipunkte ning interferomeetriga mõõta palju erineva suuna ja pikkusega baasidele vastavaid heleduslaineid. Selle analoogia tõttu öeldakse, et üksikteleskoobiga saadakse kujutis uuritava objekti skaneerimisel tavaruumis ja interferomeetriga tema skaneerimisel sageduste ruumis. Niisugust interferomeetriga skaneerimist nimetatakse apertuursünteesiks, sest sellistel vaatlustel püütakse jäljendada (sünteesida) vaatlusi ülisuurt peapeeglit (apertuuri) omava kujuteldava teleskoobiga.

Kui lihtsaima, kahest raadioteleskoobist koosneva interferomeetriga saab iga mõõtmisega määrata kujutises vaid ühe suuna ja lainepikkusega heleduslaine amplituudi, siis vaatlusprotsessi kiirendamiseks kasutatakse tavaliselt paljudest üksikteleskoopidest koosnevaid interferomeetreid, sest kombineerides kõikvõimalikul viisil paarideks N teleskoopi, on võimalik korraga mõõta N ´ (N - 1)/2 erinevat baasi. Interferomeetri baaside suuna muutmiseks mingi uuritava kosmilise raadiokiirguse allika suhtes kasutatakse aga laialdaselt Maa ööpäevast pöörlemist, mis 12 tunniga muudab iga maapinnal fikseeritud baasi suunda taevaobjektide suhtes 180° võrra. Edasised vaatlused uut informatsiooni enam ei lisa, sest annavad juba varem saadutega paralleelseid baase, millel vaid otstes asuvad teleskoobid on omavahel kohad vahetanud.

Kujutise puhastamine

Kuna inimese silm töötab kujutise skaneerijana tavaruumis, siis on raadioteleskoobiga punkthaaval mõõdetud kujutis meile küllaltki hästi mõistetav ja me oleme juba harjunud, et informatsioon silma lahutusvõimest väiksemate objektide kohta läheb lihtsalt kaduma. Keerulisem on lugu apertuursünteesiga. Nagu inimsilm ei registreeri teineteisele liialt lähedaste kujutise punktide heleduserinevusi, pole kunagi võimalik mõõta ka kõikvõimalikele sünteesitavasse apertuuri jäävaile baasidele vastavate heleduslainete amplituude. Seega on alati osa informatsioonist puudu ka apertuursünteesiga saadavast kujutisest. Sedapuhku pole tegu aga mingite silmale märkamatute pisidetailidega. Iga puuduv heleduslaine peaks katma ju kogu kujutist ja seega on meil infot puudu saadud kujutise igast osast. Sellise infonappuse puhul kogu kujutis moondub ja sellele tekkivad võltsdetailid (näiteks ovaalid 12 tunni jooksul sünteesitud näidispildil, vt trükinumbrit), millised täieliku apertuuri puhul kustutataks sünteesvaatlustes registreerimata jäänud heleduslainete poolt. Apertuursünteesi puhul üritatakse neid võltsdetaile kõrvaldada teatavate matemaatiliste protseduuridega, mida nimetatakse kujutise puhastamiseks ja seejuures võetakse taas appi inimesele märksa tuttavlikum arusaam kujutisest kui paljude pisipunktide kogumist.

Pärast mingi objekti apertuursünteesvaatluste lõppu on meil nimelt teada, milliste sünteesitava apertuuri punktide vahel on interferomeetrilised vaatlused toimunud. Selle informatsiooni põhjal saab arvutada, milline näeks nende vaatluste käigus saadaval pildil välja ühe pisikese helendava punkti (näiteks tähe) kujutis. Nüüd eeldatakse, et tegelik uuritav objekt (näiteks galaktika) koosnebki sellistest erineva heledusega pisipunktidest ning püütakse määrata, milline peaks olema iga tegeliku objekti punkti heledus, et kõigi nende punktide summa annaks apertuursünteesi käigus saadud tulemuse. Niimoodi saadud tulemuselt eeldatakse, et see ongi uuritava objekti tegelik kujutis, kuigi seni pole keegi suutnud luua säärase ülesande lahendamiseks täiesti korrektset matemaatilist algoritmi ning kasutada tuleb paljusid täiendavaid oletusi ja lihtsustusi. Tõsi, kogu protseduuri on põhjalikult uuritud erinevate testkujutistega (joonis trükinumbris) ja kõigil neil juhtudel on leitud, et puhastatud kujutis sarnaneb algsega enam kui vahetult apertuursünteesist saadav puhastamata kujutis. Täit kindlust protseduuri rakendatavuses aga siiski ei ole.

Spektraalvaatlused

Kui kujutiste saamist kirjeldades oli esmajoones juttu erinevatest probleemidest, siis spektraalvaatlused osutuvad raadiodiapasoonis esmapilgul isegi lihtsamateks kui optikas, olgugi, et ka siin pole optiliste vaatluste puhul spektrite saamiseks kasutatavate prismade ja difraktsioonivõredega suurt midagi teha. Samas osatakse raadiosageduste jaoks konstrueerida märksa kitsama läbilaskeribaga filtreid kui optikas ning ka raadiovastuvõtjate ümberhäälestamine erinevatele sagedustele on küllaltki lihtne. Viimast asjaolu kasutatakse esmajoones uuritava objekti pidevspektri mõõtmisel: vastuvõtja häälestatakse ühele sagedusele ja mõõdetakse signaali intensiivsus, seejärel häälestatakse vastuvõtja naabersagedusele jne, kuni kogu huvi pakkuv sagedusvahemik on kaetud. Et aga üksikute spektrijoonte kuju uurimiseks on vastuvõtja sagedusriba reeglina liialt lai, siis selliste tööde puhul tuuakse mängu sagedusfiltrid: kogu vastuvõtjasse saabunud signaal jagatakse suure arvu filtritega kitsastesse sagedusribadesse ning intensiivsus registreeritakse igas ribas eraldi. Niiviisi leitakse signaali tugevuse sõltuvus sagedusest – tekib spekter. Sellise lähenemise eelisteks on seadmete kerge häälestatavus erinevatele sagedustele ja tööpõhimõtete lihtsus, puuduseks aga küllaltki mahukate elektroonikaseadmete vajalikkus, mistõttu pole tegu just kõige populaarsema viisiga detailsete spektrite saamiseks.

Märksa laialdasemalt on kasutusel spektrite mõõtmine autokorrelatsioonspektrograafidega, mis omakorda jagunevad analoog- ja digitaalseadmeteks. Analoogseadme ühes võimalikus variandis langeb raadiosignaal piesoelemendile, pannes selle vibreerima. Tekkinud helilained suunatakse liitiumniobaadi (LiNbO3) kristalli. Helilained muudavad kristalli murdumisnäitajat ning lainelised murdumisnäitaja muutused hajutavad omakorda kristallile suunatud laserikiirt. Kristallist väljuv laserikiir läbib läätse ning tekkiv kujutis registreeritakse optilise vastuvõtjaga, näiteks CCD elementide ribaga. Seadme kavalus seisneb aga selles, et saadavaks kujutiseks ongi algse raadiosignaali spekter. Niisuguse seadme headeks omadusteks on tema äärmine kompaktsus ja väike energiatarve, mistõttu ta on eriti sobiv kasutamiseks kosmosesse lähetatava aparatuuri osana, puuduseks on aga suhteliselt väike lahutusvõime. Just parema lahutusvõime tõttu on raadioastronoomia kõige populaarsemateks spektraalseadmeteks digitaalsed autokorrelatsioonspektrograafid, mis oma tööpõhimõttelt sarnanevad ülalkirjeldatud analoogseadmele, kuid kus signaali muundamised teeb matemaatiliste tehetena arvuti. Seejuures asendab piesoelementi analoog-digitaalmuundur ja liitiumniobaadi kristalli ning laserit autokorrelaatoriks nimetatav seade, mis võrdleb omavahel muundurist eri ajahetkedel väljunud digitaalsignaali. Saadud võrdlustulemuste alusel arvutataksegi algse raadiosignaali spekter.

Tundub, et kõik on suhteliselt lihtne ja selge. Kahjuks see päris nii siiski ei ole.

Taevaakende eelmises osas selgitasime, et raadiosagedustel on vaatlused reeglina suhtelised. Just see on suureks probleemiks spektrite uurimisel, sest ka siin mõõdetakse enamasti kas kahe taevaobjekti, näiteks raadiogalaktika ja tema kõrval oleva suhteliselt tühja taevaala spektrite erinevusi, või siis võrreldakse sama objekti spektreid kahel lähedasel sagedusel. Loomulikult püütakse võrdlusspekter valida võimalikult lihtne, kuid tema täpne kuju pole enamsti siiski teada ja lõpptulemuse saamine taandub taas mitmetele oletustele ja neil põhinevatele matemaatilistele korrelatsiooniprotseduuridele.

Petlik mulje

Eelneva jutu põhjal võib jääda mulje, et raadiovaatluste tulemuste puhul on tegu äärmiselt ebakindla ja kaheldava väärtusega informatsiooniga. Nii see siiski ei ole, sest tegelikult pole vaatlused ega mõõtmised kunagi absoluutselt täpsed ja kõikehaaravad. Iga vaatlus sisaldab alati vigu ja moonutusi. Ka meie oma silmad petavad meid igal hetkel ja alati. Küll jäävad nende eest varjatuks vaadeldavate objektide pisidetailid, küll jäävad meil nägemata märksa suuremadki esemed, kui vaid nende nägemise seisukohalt ebaoluline signaal hakkab ületama olulist, nagu see juhtub autoga sõitmisel vastu loojuvat päikest. Täpselt samuti tekib mitmeid raskusi ka raadiovaatlustega, kuid et siin on uurimismeetodid ise sageli inimese jaoks suhteliselt harjumatud, avalduvad ka vaatluste küündimatus või segavad faktorid meile ootamatutes kohtades ja harjumatul kujul. Vaatlustulemuste tõlgendamisel tuleb loomulikult seda kõike mõista ja arvestada ning siis annavad ka raadiovaatlused meile ümbritsevast hindamatut teavet. Millist täpselt, sellest juba järgmises loos.

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




Urmas Haud


Ajakiri Horisont läbi aegade. PDF formaadis fail ~4 MB