Nr. 2/2004


Taevaaknad
Läbi kitsa pilu paistab palju

Sõna optika meenub inimestele kõige sagedamini vast siis, kui on tarvis muretseda või uuendada prille. Kreeka optike tähendabki eelkõige nägemisvõimet. Ka taeva uurimine on ligi 400 aastat olnud lahutamatult seotud optikaga.

Optiline astronoomia on seniajani kõige mahukam astronoomia osa. Taevaakende sarja avaloost (vt Horisont 1/2004) võis ehk esimesel pilgul jääda mulje, et optiline piirkond moodustab elektromagnetlainete skaalast nii väikese osa, et sel ei saa erilist tähtsust olla, ning et küllap kosmoseteleskoobid võtavad peagi enda kanda kõik taevavaatlused. Tegelikult pole see kaugeltki nii.


Esimesed teadmised taevastest asjadest sai inimene nägemismeele kaudu. Mingit silmale nähtamatut (elektromagnet)kiirgust ei osatud kaugetel aegadel otsidagi. Alates Galileo Galilei pikksilmast 1609. aastal on valdav osa inimeste ehitatud teleskoope mõeldud vaatlusteks just sellesama kitsa optilise akna kaudu. Huvitaval kombel võimaldab niisugune kitsas pilu siiski näha ja uurida suurt osa Universumist. Täpset suhtarvu on raske leida, aga üle 90 protsendi teadaolevatest astronoomilistest objektidest peaks olema vaadeldav optiliste teleskoopidega.


Päikesest galaktikateni

Tasub muidugi meelde tuletada, et jutt on nähtavast Universumist ehk ainest, mis praegu teadaolevalt moodustab vaid 4–5 protsenti kogu Universumi energiatihedusest. Universumi tõelised valitsejad näivad olevat tume energia ja tume aine, mis oma (eelkõige gravitatsioonilise) mõjuga määravad ka nähtava aine jaotuse ja omadused.

Aga see, et suur osa taevakehi on optilise kiirguse allikad, ei olegi ehk päris juhuslik.

Meie võimalused maailma uurida ja mõista on teatud mõttes ikkagi seotud tingimustega selles konkreetses Universumi piirkonnas, kus meie vaatepunkt asub.

Niisiis, elame ühe kollaka tähe juures, mida inimesed kutsuvad Päikeseks ja mida astronoomid loevad kuuluvaks spektriklassi G2. Tähtede spektriklassid on tegelikult temperatuuriklassid. Temperatuur määrab, milline on tähelt lähtuva kiirguse spektraalne koostis, teiste sõnadega, kui palju energiat mingis lainepikkuste vahemikus ehk värvuses kiiratakse. Päikese umbes 5800-kraadine pinnatemperatuur tähendab, et tema kiirguse maksimum on 550-nanomeetrise lainepikkuse kandis, mis siis annabki päikesekettale iseloomuliku kollase värvuse. Oma osa Päikese näiva värvuse kujunemisel on siiski ka Maa atmosfääril, mis hajutab kõige tugevamalt lühema lainepikkusega ehk sinist valgust. Sellest tuleneb omakorda pilvitu taeva sinine värvus ning Päikese veidi kollakam toon, kui oleks kosmosest vaadates. Siit edasi arutledes peaks olema lihtne mõista, et ka inimese silm on evolutsiooni käigus kujunenud selliseks, et ta on kõige tundlikum selles värvuses, mida päevavalguses kõige rohkem esineb. Väikesed erinevused on päevase ja öise nägemise vahel. Leidub ka individuaalseid iseärasusi, aga üldjoontes võib öelda, et inimsilm on kõige tundlikum lainepikkuste vahemikus 500–600 nm ehk siis rohelistes ja kollastes värvitoonides.

Samas ei ole Päike meie Galaktikas ega kogu teadaolevas Universumis midagi väga iseäralikku ega silmatorkavat. Leidub Päikesest tunduvalt kuumemaid tähti, veel rohkem aga neid, mille pinnatemperatuur jääb 3000–4000 K kanti. Kuid igal juhul on valdav osa tähti optilises spektripiirkonnas hästi näha. See määrabki põhilised objektide klassid, mida uuritakse optilises astronoomias. Need on kõikvõimalikud üksik- ja kaksiktähed ning tähtedest moodustunud süsteemid, nagu täheparved ja galaktikad. Kui lisada veel tähtedevaheline gaas, millest osa end samuti optilistel lainepikkustel ilmutab, siis olemegi kokku saanud suurema osa nähtavast Universumist.


Tähed – tuumareaktorid

Tähtede mitmekesisest maailmast võiks kirjutada terve raamatu. Kümmekond aastat tagasi ilmus “Horisondis” tosinaosaline tähesari, mille edasiarenduse võib leida 1997. aastal ilmunud kogumikust “Universum”. Praegu katsume vaid lühidalt kirja panna mõned põhitõed, mis iseloomustavad tähti optilisest astronoomiast lähtudes.

Lihtsustatult iseloomustades on täht suur ja kuum plasma- ja gaasikera, mis enamiku oma elust toimib kui termotuumareaktor. Tähe südamikus, kümnetesse miljonitesse kraadidesse ulatuva kuumuse juures toimuvad termotuumareaktsioonid, mille energia tungib läbi tähe välja, andes selle väliskihtidele tavaliselt 2000-st kuni ligi 50 000 kraadini ulatuva temperatuuri. Gravitatsioonijõud püüab tähte küll järjest rohkem kokku suruda, kuid tuumaenergia tekitatud gaasirõhk paneb sellele vastu, hoides tähte tasakaalus. Sellises stabiilses olekus on rohkem kui üheksa kümnendikku meie Galaktika tähtedest. Neid nimetatakse peajada tähtedeks ja nende kohta käib tuntud spektriklassifikatsioon, kus kõige kuumemad tähed kuuluvad spektriklassi O, järgnevad klassid B, A, F, G, K ja M. Viimastel aastatel on kõige jahedamate tähtede jaoks (mille temperatuur on kuni 2000 K) kasutusele võetud ka spektriklass L, aga sellised objektid jäävad juba rohkem infrapunaastronoomia valdkonda. Samuti nagu pruunid kääbused, mis kuuluvad uude klassi T. Tähtede spektri- ehk temperatuuriklassifikatsiooni aluseks on tegelikult tähe mass: mida suurem mass peajadal, seda kõrgem temperatuur nii sisemuses kui pinnal ning seda kiiremini see suhteliselt rahulik etapp tähe elus ka lõpeb.

Nüüd just põnevaks lähebki. Peajadalt lahkunud tähed on nagu sool supi sees, mis tähtede mitmekesisele maailmale õige võlu annavad. Nende hulgas on punased hiiud ja ülihiiud, valged kääbused ja muud “müstilised” tegelased. Eriti huvitavad on aga arvukad klassid muutlikke tähti, kus erinevalt tähtede evolutsioonist toimuvad muutused inimlikes ajaskaalades, mis ulatuvad millisekunditest aastateni. Muutlikkuse ilminguid on palju, tähe heleduse väikesest võbelemisest mõne tuhandiku tähesuuruse piires kuni noovade ja supernoovade grandioossete plahvatusteni. Üle poole kõigist tähetedest on tegelikult kaksiktähed, kus aine võib hakata voolama ühelt tähelt teisele – sellega kaasnevad gaasijoad, akretsioonikettad jm nähtused, mis toimuvad väga erinevates aja- ja ruumiskaalades ning annavad tulemuseks terve rea muutlike tähtede tüüpe. Viimastest säravad paljud kõige silmapaistvamalt just lühematel lainepikkustel. Kõik peajadalt lahkunud tähed on just kui võtmeks, mõistmaks tähtede evolutsiooni, mille miljonite- ja miljarditeaastast kulgu oleks inimesel muidu võimatu jälgida.


Üksildased tähed ja seltskonnalõvid

Nagu öeldud, suur osa tähti on tegelikult kaksiktähed. Tuleb ette ka kolmik-, nelik- ja vahel veelgi suuremaid -ik-tähti. Siiski on kõik need mitmikud ja ka üksiktähed üksteisest väga kaugel, võrreldes tähtede enda mõõtmetega. Teiste sõnadega, tähtede vahel on hästi palju tühja ruumi. Näiteks Galaktikas on Päikese ümbruses keskeltläbi vaid üks täht kümne kuupparseki (pikkusühik parsek = 3,26 valgusaastat) kohta. Kellele meeldivad rohkem valgusaastad, võib ette kujutada kuupi, mille serva pikkus on ligikaudu seitse valgusaastat. Igas sellises kuubis oleks siis üks täht (mis muidugi omakorda võib olla kaksik, kolmik jne). Galaktika keskpunktile lähenedes tihedus veidi suureneb, Galaktika tasandist eemaldudes aga väheneb veelgi märgatavamalt. Kuid on veel teatud saarekesed, kus tähed hoiduvad palju tihedamalt kokku. Need on täheparved.

Täheparvedeks on kombeks nimetada nii hajus- kui kerasparvi, kuigi praktiliselt ainus, mis neid kahte ühendab, on see, et gravitatsioonijõud hoiab neis tähti koos. Hajusparved on suhteliselt ebakorrapärase kujuga, tavaliselt mõnekümnest kuni mõnesajast tähest koosnevad tähekogumid, mille läbimõõt võib ulatuda paarikümne parsekini. Hajusparvedes on ühes kuupparsekis tavaliselt mitu tähte – seega kümneid kordi rohkem kui Päikese ümbruses. Nende tähtede hulgas on enamasti palju suure massiga kuumi O- ja B-tähti, need ioniseerivad ümbritsevat gaasi, pannes selle helenduma. Nii tekibki pilt, millisena meile paistab põhjataeva tuntuim ja heledaim hajusparv – Plejaadid ehk Sõel. “Seitse tähte taevasõelas,” ütles eesti vanarahvas. Seitsmenda tähe palja silmaga nägemiseks peab see silm küll õige hea ja terav olema, aga teleskoobipiltidelt on Plejaadides kokku loetud ligi 500 tähte. See, et hajusparvedes leidub lühiealisi O- ja B-tähti, näitab, et nad peavad olema väga noored tähekogumid. Tõepoolest, vaid kümnetesse või sadadesse miljonitesse aastatesse ulatuv vanus on Universumi mastaabis päris lapseiga. Leidub ka vanemaid hajusparvi, kust kuumemad tähed on enamasti supernoovana plahvatanud või muul viisil elu lõppvaatusse jõudnud. Kuna gravitatsiooniline side hajusparve tähtede vahel on üsna lõtv, hajuvad need parved aja jooksul. Praegu on Galaktikas teada üle 1000 hajusparve. Kuna nad asuvad ainult Galaktika ketta tasandis, siis me kaugeltki kõiki vaadelda ei saa; hajusparvede koguarv meie kodugalaktikas võib olla mitmeid kümneid tuhandeid.

Kerasparvede heledaim esindaja, M13 Herkulese tähtkujus, on üsna palja silmaga nägemise piiri peal. Tähesuurus 5,8 eeldab jällegi väga head nägemisteravust. Teleskoopidega on meie Galaktikast leitud paarsada kerasparve ning erinevalt hajusparvedest neid eriti kuskil peidus pole, sest kerasparved paiknevad Galaktika tasandist kaugel, moodustades omaette sfäärilise halo Linnutee keskpunkti ümber. Nad on seetõttu kõik hästi vaadeldavad, kuigi meist kaugel. Ühes kerasparves võib tähti olla kümnetest tuhandetest kümnete miljoniteni.

Vastavalt nimele on kerasparv ilus korrapärane sfääriline moodustis, kus tähtede tihedus suureneb välisservast keskpunkti poole, ulatudes parve keskmes tuhande täheni kuupparseki kohta. Kui elaksime sellises kohas, siis peaksid akendel küll head pimenduskatted olema, et öösel magada saaks. Aga õnneks või kahjuks pole elu kerasparves võimalik, sest tähed seal sisaldavad kümneid kordi vähem metalle (astronoomide ˛argoonis nimetatakse nii kõiki keemilisi elemente peale vesiniku ja heeliumi), millest koosnevad planeedid ja meile tuntud elusolendid. Kõik märgid näitavad, et kerasparved on väga vanad tähesüsteemid, vähemalt 8–13 miljardi aasta vanused. Mõni aasta tagasi kerkis päevakorda tõsine probleem, et üksikud kerasparved paistsid olevat vanemad kui Universum ise, aga õnneks nii see täpsustatud andmetel siiski ei ole.

Nii hajus- kui kerasparvedel on see hea omadus, et kõik tähed neis on enam-vähem ühevanused. See annab hea võimaluse tähtede evolutsiooni uurimiseks. Kui õnnestub kindlaks teha parve vanus, saab ka selgeks, mil määral on eri tüüpi tähed selle ajaga arenenud. Täheparved ja muutlikud tähed on kaks alustala, millele tuginevad meie arusaamad tähtede evolutsioonist.


Galaktikad – Universumi vanurid

Tähed ja täheparved ei hulgu Universumi avarustes omapead. Nad moodustavad suuremaid tähesüsteeme, mida kutsutakse galaktikateks (kr galaktikos – piima-). Meie kodune Galaktika ehk ugri-mugripäraselt Linnutee, muudes Euroopa keeltes enamasti Piimatee, on üks üsna tüüpiline, kuigi suurepoolne spiraalgalaktika, mis koosneb ligikaudu 150 miljardist tähest. Tema mass on suurusjärgus 10-astmes11 Päikese massi ehk 2x(10-astmes41) kilogrammi. Kui maakera mass 6x(10-astmes24) kg tundub kergemini hoomatav, siis neid mahuks Galaktikasse ligi 3x(10-astmes16). Veel suuremate arvude armastajaile võiks võrdluseks öelda, et sinna mahuks 10 asmtes 68 vesiniku aatomit.

Peale spiraalgalaktikate, millest tuntuim on meie naaber Andromeeda galaktika ehk M31, esineb veel elliptilisi ning korrapäratuid ehk irregulaarseid galaktikaid. Viimaste sekka kuuluvad ka lõunapoolkeralt nähtavad Magalhćesi pilved. Elliptiliste hulgast võib leida suurimad galaktikate massid, mis võrdsed 10-astmes12–10-asmtes13 Päikese massiga, väikseimad irregulaarsed galaktikad piirduvad “vaid” miljoni Päikese massiga.

Galaktikate teke ja arengulugu ei ole nii hästi teada kui tähtede omad, sest meil ei ole käepärast niipalju näiteid erinevate vanustega galaktikatest, nagu tähtede puhul. Erinevalt tähtedest näib enamik teadaolevaid galaktikaid olevat tekkinud õige varsti (miljonid kuni mõned miljardid aastad) pärast Suurt Pauku. Õnneks on siiski võimalik näha ka noori galaktikaid – hästi kaugeid galaktikaid näeme tänu valguse kiiruse lõplikkusele sellisena, nagu nad olid varsti pärast tekkimist. See aga nõuab võimast vaatlustehnikat.

Selle osa lõpetuseks veel niipalju, et galaktikadki armastavad koguneda suurematesse süsteemidesse – galaktikarühmadesse ja -parvedesse. Meie kohalikus rühmas on suuremate galaktikate – Andromeeda udu ja Linnutee – kõrval veel umbes 30 liiget. Parvedes võib liikmesgalaktikate arv ulatuda juba tuhandeteni. Galaktikaparved omakorda moodustavad superparvi, mille korrapärane paigutus loob Universumi kõige suuremad mustrid. Aga see on juba omaette teema. Praegu lõpetame tõdemusega, et Universumi tõenäoliselt korrapärane struktuur on nähtav läbi kitsukese optilise akna, kui vaid on olemas piisavalt võimsad teleskoobid ja kaamerad. Järgmine kord avame optilise akna teise poole ja heidame pilgu astronoomide tänapäevastele uurimisviisidele.


LAURITS LEEDJÄRV (1960) on Tartu Observatooriumi direktor, füüsika-matemaatikakandidaat.



Laurits Leedjärv