Linnutee kui tüüpiline galaktika
Galaktika on tohutu tähelise ja tähtedevahelise aine kogum, mis paikneb ruumis suhteliselt eraldi
ja mida hoiab koos tema enda gravitatsioon. See galaktika, kus meie elame, kirjutatakse suure
algustähega Galaktika ja nimetatakse veel tihti erinimega Linnutee.
Päike asub Galaktika osas, mida nimetatakse Galaktika kettaks – suur, ringikujuline, lapik
piirkond, mis sisaldab enamuse Galaktika heledatest tähtedest ja tähtedevahelisest ainest. Kuna me
oleme ketta sees, siis paistab Galaktika ketas öise tumeda taeva taustal heleda ribana ning millest
tulenebki nimetus Linnutee. Vaadates ketta tasandiga ristisuunas, satub vaatejoonele suhteliselt
vähem tähti, samal ajal kui ketta tasandis vaadates satub vaatejoonele oluliselt rohkem tähti.
Ehkki meie asend kettas võimaldab üksikuid Päikesele lähedal asuvaid tähti ja
tähtedevahelisi pilvi uurida väga detailselt, on Galaktika suuremastaabilise struktuuri uurimisega
seotud olulised raskused – samamoodi nagu metsas viibides on raske saada aimu metsa üldisest
struktuurist. Mõnedes suundades tehtud vaatlusandmete tõlgendamine on üsna meelevaldne ja
ebakindel, sest lähedalasuvad objektid varjutavad kaugemal asuvaid peaaegu täielikult. Selle
tulemusena tuleb tihti kasutada võrdlust teiste, kaugemate süsteemidega.
20. sajandi esimesel veerandil oli Galaktika suuremastaabilise struktuuri uurimine
kontsentreerunud nn spiraaludude uurimisele. Tänapäeval on nad tuntud spiraalgalaktikatena,
millede mõõtmed on võrreldavad meie Galaktika omadega. Sajandi algul elanud astronoomidel ei
olnud mingit meetodit spiraaludude kauguste määramiseks. Objekti olemuse määratlemiseks on aga
tema kauguse teadmine väga oluline. Vaatleme näiteks Andromeeda “udu”. 19. sajandi
astronoomid arvasid, et tegemist on pöörleva gaasikettaga ja et nad näevad mingi tähe
formeerumist! Sajandivahetuse tähekataloogide koostamise käigus leiti, et teatud klassi tähtede
heledus muutub ajas perioodiliselt iseloomulikul viisil. Need on pulseerivad muutlikud tähed.
Galaktika tõeliste mõõtmete ja teiste galaktikate kauguste määramisel on keskset osa mänginud
kaks pulseerivate muutlike tähtede tüüpi: RR Lyrae muutlikud ja tsefeiidid. Vastavalt astronoomia
pikaajalisele traditsioonile on tüüpide nimed tulnud vastavate tüüpide esimeste avastatud esindajate
järgi.
RR Lyrae muutlikud ja tsefeiidid on eristatavad oma eripärase heleduse muutumise kõvera
järgi. RR Lyrae tähed pulseerivad kõik üsna ühesugusel viisil, pulseerimise periood varieerub üsna
vähe, olles umbes 0.5 kuni 1 päev. Ka tsefeiidid pulseerivad erilisel viisil (“saehamba” taoline
kuju), ent tsefeiidid omavad erinevaid pulseerimise perioode 1 kuni 100 päevani. Iga muutliku tähe
puhul on periood aga muutumatu. Oluline moment on, et heleduse muutuse alusel on võimalik neid
tähti kergelt identifitseerida.
Tähtede pulseerimise mehhanismi põhiolemuse selgitas esimesena inglise astronoom Sir
Arthur Eddington 1941. a. Iga tähe struktuur on suures osas määratud sellega, kui kergelt pääseb
kiirgus tähetuumast fotosfääri, st sisemuse läbipaistvusega. Kui läbipaistvus väheneb, siis siserõhk
kasvab ja täht paisub. Kui läbipaistvus suureneb, siis saab kiirgus kergemini lahkuda ja täht tõmbub
kokku. Vastavalt teooriale võib mõnedel tingimustel täht olla tasakaalust väljas ja perioodiliselt
pulseerida. Muus aspektis on need tähed täiesti normaalsed, va et nad on teatud aja oma arengust
pulseerivad. Tsefeiidid on massiivsed tähed, RR Lyrae muutlikud on väiksema massiga tähed.
Galaktika uurimise seisukohast on nende tähtsus aga selles, et nende tähtede tõeline
(absoluutne) heledus on kergelt kindlaks tehtav. Mõõtes näiva heleduse, on nüüd absoluutse ja
näiva heleduse põhjal tähe kaugus kergelt arvutatav. RR Lyrae muutlike tähtede absoluutne heledus 3
on alati üsna konstantne. Tsefeiidide absoluutne heledus on aga seotud tema pulseerimise
perioodiga, nn periood-heleduse seos. Diagrammi on võimalik koostada lähedaste tsefeiidide
jaoks, millede kaugused on teada parallaksidest. Seejärel saab aga seda kasutada juba ka kaugete
tsefeiidide puhul (meenutame veel, et tsefeiidid on suhteliselt heledad).
Tsefeiidide alusel on võimalik määrata kauguseid kuni 15 Mpc, mis on piisav paljude
lähedaste galaktikate jaoks. RR Lyrae tähed on nõrgemad ja nende abil nii kaugele kaugusi
kalibreerida ei saa. Ent RR Lyrae tähti on rohkem, nii et nad on vast isegi kasulikumad
tsefeiididest.
Linnutee ketta ja halo komponendid omavad väga erinevaid ruumjaotusi. Päike paikneb
tsentrist umbes 8 kpc kaugusel. Optiliste, infrapuna ja raadiovaatluste alusel on hinnatud, et Päikese
lähedal on ketas “vaid” 300 pc paks, st umbes 1/100 Galaktika läbimõõdust. Täpsustatult aga sõltub
ketta paksus objektide liigist, mida mõõdame. Toodud paksus kehtib vaid noorte ketta tähtede
kohta. Vanemad, 7–10 miljardi aasta vanused tähed moodustavad nn paksu ketta ja selle paksus on
1/10–1/5 läbimõõdust (2–3 kpc). Noore ketta vanus vaid alla 2 miljardi aasta. Meie Galaktika
tsentraalne mõhn on umbes 6 kpc läbimõõduga ja 4 kpc paksune. Tähtedevahelisest tolmust
põhjustatud neeldumine teeb raskeks selle otsese vaatlemise, ent infrapunases kiirguses on see
võimalik.
Noore ketta koostise oluline komponent on gaas. Kuna raadiokiirgust neeldumine ei mõjuta,
siis on vesiniku 21 cm joone uurimisest saadud detailne pilt HI jaotusest. Gaasi jaotusest on kõige
paremini näha, et me elame spiraalgalaktikas. Ka tähed moodustavad spiraalharud, ent kuna
spiraalidesse on koondunud ka tolm, siis on tähtede jaotust raskem uurida ja ka andmed
fragmentaarsemad.
Lisaks kujule on Galaktika kolm komponenti – ketas, mõhn ja halo – eristatavad ka mitmete
teiste omaduste põhjal. Esiteks, halo peaaegu ei sisalda gaasi ja tolmu – täpselt vastupidi kettale ja
mõhnale, kus tähtedevaheline aine on üsna levinud. Teiseks, ketta, mõhna ja halo tähed erinevad
selgelt oma väljanägemise ja koostise poolest. Galaktika mõhna ja halo tähed on selgelt punasemad
kui ketta tähed. Kõik heledad, sinised tähed meie taevas on ketta tähed, nii nagu ka hajusparved ja
tähetekke piirkonnad. Seevastu külmemad punased tähed – kaasa arvatud vanad kerasparved – on
üle ketta, mõhna ja halo palju ühtlasemalt jaotunud. Galaktika ketas näib sinisena kuna peajada O
ja B sinised ülihiiud on väga palju heledamad kui G, K ja M kääbused, ehkki kääbuseid on
arvuliselt palju rohkem.
Selle tähekoostise olulise erinevuse seletus on järgmine: Galaktika ketas on toimuva
tähetekke koht ja sisaldab nii kõikides vanustes tähti, Galaktika halo seevastu on vana ning täheteke
seal on lõppenud juba vähemalt 10 miljardit aastat tagasi. Kuna on oluline erinevus tähtede vanuse
osas, siis peab olema erinevus ka keemilises koostises. Nii ongi halo tähed esimese põlvkonna
tähed ja seega metallivaesemad, ketta tähed on aga teise-kolmanda-neljanda põlvkonna tähed ja
seega metallirikkamad.
Ketta tähed pöörlevad Galaktika keskpunkti ümber. Päikese ümbruses on keskmine
pöörlemise kiirus 220 km/s, mis annab pöörlemise perioodiks 230 miljonit aastat. Ketas ei pöörle
ühtlaselt, vaid erinevatel kaugustel erineva kiirusega. Seda nimetatakse diferentsiaalseks
pöörlemiseks. Ka nurkkiirus ei ole sama, st ketas ei pöörle nagu tahke keha. Võrreldes tahke
kehaga on pöörlemine välisosades aeglasem. Ent teise äärmusena, välisosad pöörlevad kiiremini,
kui tuleneks lihtsast Kepleri II seadusest. Üldisele pöörlemisele lisandub väike kaootiline
komponent (1/10–1/5 pöörlemiskiirusest), seega domineerib ikkagi pöörlemine.
Galaktika halos on tähed seevastu üsna kaootilistel orbiitidel. Halo tähed ja kerasparved
liiguvad kõikvõimalikes suundades. On olemas küll ka väike korrastatud pöörlemise komponent, 4
ent kaootiliste liikumiste kiirused on sellest umbes 5 korda suuremad. Seega, lisaks vanuse ja
keemilise koostise erinevustele on halo ja ketta tähed erinevad ka oma kinemaatiliste omaduste
poolest. Aktsepteeritav galaktikate tekke teooria peab loomulikult need erinevused ära seletama.
15.2 Linnutee formeerumine
Tabelis on võrreldud Galaktika kolme peamise komponendi omadusi. Kas mõni evolutsiooniline
stsenaarium võiks loomulikul teel seletada neid? Vastus on “jah” ning see viib meid tagasi
Galaktika sünni juurde 10–15 aastat tagasi. Mitte kõik astronoomid ei ole kõikide detailide osas
üksmeelel, ent üldpilt on üsna laialt aktsepteeritud. Lihtsuse mõttes piirdume siis Galaktika ketta ja
haloga. Mitmetes aspektides on mõhn oma omadustelt vahepealne nende kahe äärmuse vahel.
Galaktika ketas Galaktika halo Galaktika mõhn
Tugevalt lapik Ligikaudu sfääriline Mõnevõrra lapik, orienteeritud nagu ketas
Sisaldab nii noori kui vanu tähti Sisaldab vaid vanu tähti Sisaldab nii noori kui vanu tähti; vanemad
tähed valdavalt tsentrist eemal
Sisaldab gaasi ja tolmu Ei sisalda gaasi ega tolmu Sisaldab gaasi ja tolmu, eriti siseosades
Jätkuva tähetekke piirkond Täheteket ei ole viimased 10
miljardit aastat
Jätkuv täheteke siseosades
Gaas ja tähed liiguvad ringorbiitidel
Galaktika tasandis
Tähed liiguvad juhuslikel
orbiitidel kolmes mõõtmes
Tähed omavad suuresti juhuslikke orbiite ent
teatud väikese pöörlemisega Galaktika tsentri
ümber
Spiraalharud Ilma selge allstruktuurita Gaasi ja tolmu rõngad tsentri lähedal;
Galaktika tuum
Valge toon siniste spiraalidega Värvuselt punakas Kollakas-valge
Kui tekkisid Linnutee esimesed tähed ja kerasparved, siis ei olnud gaas veel koondunud
lapikuks kettaks. Vastupidi, ta laius üle korrapäratu, üsna ulatusliku ruumiosa mõõtmetega
mitukümmend kpc. Ka esimesed tekkivad tähed olid (on) jaotunud üle sellise ruumiosa – Galaktika
halo. Paljud astronoomid arvavad, et päris esimesed tähed tekkisid isegi veel varem ja väiksemates
süsteemides, mis sulasid hiljem kokku meie Galaktikaks. Praegune halo näeks samasugune välja
mõlemal puhul.
Viimase 10–15 miljardi aasta jooksul on pöörlemine muutnud meie Galaktika gaasi
lapikumaks, suhteliselt õhukeseks kettaks. Füüsikaliselt on see protsess üsna sarnane päikese udu
lapiku kuju omandamisega. Tähtede teke halos katkes miljardeid aastaid tagasi, kui gaas ja tolm
langes Galaktika tasandisse. Jätkuv täheteke kettas annab sellele sinaka tooni, seevastu kui halo
sinised tähed on ammu oma elu lõpetanud. Halos on alles jäänud ainult pikaealised punased tähed.
Paks ketas oma vahepealse vanusega tähtedega kujutab endast vahepealset staadiumit, mil gaas
alles oli kujunemas kettaks.
Ka halo tähtede kaootilised orbiidid on selles teoorias seletatavad. Halo kujunemise ajal oli
korrapäratu kujuga Galaktika pöörlemine väga aeglane, nii et ei olnud eelistatud liikumise suunda.
Seetõttu võisid halo tähed liikuda igasugusel trajektooril. Galaktika ketta formeerumise ajal tingis
impulssmomendi jäävuse seadus ketta kiirema pöörlemise. Pöörlevast gaasikettast kujunevad tähed
omavad samasugust liikumist ja liiguvad ka ringorbiitidel.
15.3 Spiraalstruktuur
Kui tahame uurida Galaktika ketta koguulatust, siis ei saa kasutada optilisi vaatlusi, sest
tähtedevaheline neeldumine piirab nähtavust. 1950-ndatel aastatel arendati välja väga tähtis vahend
gaasi uurimiseks – spektroskoopilise raadioastronoomia. Tähtsaim on vaatlemine atomaarse 5
vesiniku 21 cm raadiokiirgusjoonel ent ka mitmetel raadio molekulaarjoontel. Pikalainelised
raadiolained on suures osas mõjustamata neeldumisest, nii et võimaldavad “näha” kaugele. Kuna
vesinik on kosmoses silmapaistvalt kõige levinum element, siis on ka 21 cm kiirgusjoon piisavalt
tugev vaatlemiseks. Mõnede molekulide jooned (näiteks CO) võimaldavad uurida tihedaimaid
tähtedevahelisi pilvi.
Vastavalt raadiouuringutele langeb gaasi jaotuse keskkoht kokku kerasparvede jaotuse
keskkohaga ja asub umbes 8 kpc kaugusel Päikesest. Keskosas muutub gaasiketas veidi paksemaks
koos Galaktika mõhnaga. Tsentrist eemal on gaasi leitud kuni 50 kpc kaugusele. Sisemise 20 kpc
ulatuses on see gaas kettakujuline paksusega kõigest umbes 100 pc. Peale seda kaugust gaasiketas
mõnevõrra laieneb kuni paari kpc paksuseni. Raadiouuringud annavad tõenäoliselt parima
tunnistuse, et me elame spiraalgalaktikas.
Meie Galaktika spiraalharud on koosnevad lisaks tähtedevahelisele gaasile ja tolmule veel
ka noortest tähtedest ja tähe-eelsetest objektidest – emissioonudud, O ja B tähed, noored
hajusparved on ka jaotunud spiraalidena, mis ühtib gaasi jaotusega. Ilmne seletus on, et
spiraalharud on galaktika ketta osa, kus toimub täheteke.
Astronoomide ees seisev keskne probleem on seletada, miks on spiraalid püsinud nii pikka
aega. Me teame, et ketta siseosad pöörlevad kiiremini kui välisosad. Seega ketta tähed ei liigu
üksteise suhtes ühtlaselt vaid nende suhtelised asendid muutuvad. Diferentsiaalse pöörlemise tõttu
ei saa mingi struktuur kettas säilida pikka aega vaid “keerduks kokku” ja kaoks mõnesaja miljoni
aastaga. Teiste ja meie Galaktika vaatlustest on aga selge, et spiraalid on püsivad moodustised.
Seega, ükskõik, mis spiraalid on, nad ei saa olla vaid lihtsalt tihedad tähetekke piirkonnad, mis
pöörlevad vastavalt ülejäänud ketta pöörlemisele.
Levinuim seletus spiraalide stabiilsusele on, et nad on spiraalsed tiheduse lained –
koherentsed gaasi kokkusurumise lained, mis liiguvad läbi Galaktika kettast, mis surub kokku
tähtedevahelise gaasi pilvi ja päästab valla tähetekke protsessi. Spiraalharud, mida me näeme, on
niisiis tiheduslaine poolt tekitatud keskmisest tihedamad gaasipilved ja uued tähed.
See seletus lahendab diferentsiaalse pöörlemise probleemi, kuna spiraalid ei ole seotud
mingi Galaktika ketta osaga. Spiraalid on lihtsalt üle ketta liikuv kujund, mitte aga suured
ainemassid, mida liigutatakse ühest kohast teise. Tiheduslaine liigub läbi tähtedest ja gaasist
koosneva aine, nii nagu häälelained liiguvad õhus, surudes erineval ajal kokku erinevat ainet. Isegi
kui ketta aine pöörlemise kiirus on erineval kaugusel erinev, jääb laine ise muutumatuks.
Tegelikult, üle enamuse Galaktika ketta (umbes kuni 15 kpc tsentrist) pöörleb spiraallaine
teooria ennustuste kohaselt veidi aeglasemalt kui tähed ja gaas. Seetõttu püüab Galaktika aine
spiraallaine kinni, aeglustub veidi ja surutakse laine läbimisel kokku ja seejärel jätkab tavalisel
moel oma teed. Gaas siseneb tiheduslainesse tagant, surutakse kokku ja moodustuvad tähed.
Tolmujooned tähistavad tihedaimat gaasi. Heledainad tähed – O ja B hiiud – elavad vaid lühikest
aega, nii et noored tähe-assotsatsioonid, emisioonudud ja hajusparved esinevad vaid spiraalides,
oma sünnikohtade lähedal, just tolmujoonte ees. Spiraalidest kaugemal ees on vanemad tähed, sest
neil on olnud rohkem aega sinna jõuda. Aja jooksul sulavad nad ühte ketta tähtedega.
Alternatiivne võimalus on, et tähtede teke tekitab laine (mitte vastupidi). Oletame, et
kusagil kettas tekib uute tähtede rida. Kui see rida tekib, siis selle emisioonudud tekitavad
lööklained, mis levivad läbi ümbritseva gaasi ja algatavad uue tähetekke. Nendest tekib esimeste
supernoovade plahvatusel uus lööklaine. Arvutitel selle protsessi modelleerimine annab, et
niimoodi on võimalik spiraalijuppide genereerimine. Need jupid on üsna sarnased objektidele, mis
on mitmetes galaktikates vaadeldud.6
On aga vastamata oluline küsimus, mis tekitab spiraalse tiheduslaine? Selleks võib olla (1)
meie kaaslasgalaktikate gravitatsiooniline mõju, (2) Galaktika mõhna lähedal asuva gaasi
ebastabiilsused, (3) mõhna enda võimalik varvataoline asümmeetria. Rohkem toetatakse küll teist
ja kolmandat põhjust, sest ka isoleeritud galaktikates on leitud spiraale.
15.4 Linnutee mass
Me saame mõõta Galaktika massi, uurides gaasipilvede ja tähtede liikumist Galaktika kettas.
Meenutades Kepleri III seadust, mis sidus orbitaalperioode, orbiidi mõõtmeid ja masse, võime
kirjutada
kogumass (MO) = orbiidi mõõtmed (aü)3 / orbiidi periood (a)2 .
Nagu eelnevalt nägime, Päikese kaugus on 8 kpc ja Päikese orbitaalperiood oli 225 miljonit aastat.
Pannes need arvud avaldisse sisse, saame massi umbes 1011 Päikese massi. Newtoni teooriast
tuleneb, et me saame niimoodi selle osa Galaktika massist, mis on Päikese orbiidi sees.
Galaktika massi määramiseks suurematel kaugustel on vaja mõõta nende tähtede liikumist,
mis asuvad tsentrist võimalikult kaugel. Parim meetod on kasutada siiski gaasi raadiovaatluseid. Nii
on määratud Galaktika pöörlemise kiirused erinevatel kaugustel tsentrist ja konstrueerinud nii
Galaktika pöörlemise kõver. Teades pöörlemise kõverat saame korrata eelpool toodud arvutusi
ning leida näiteks, et 15 kpc (kerasparvede süsteemi ligikaudne piir) sees olev mass on umbes
2·1011 Päikese massi. Kas see on kogumass? Üllatavalt ei ole. Kui kogu Galaktika aine sisalduks
tema nähtava struktuuri piirides, siis Newtoni teooria kohaselt peaks kaugemal 15 kpc-st Galaktika
pöörlemise kiirus vähenema. Joonisel kujutab seda punktiirjoon. Ent tegelik pöörlemise kõver
pigem isegi kasvab veidi. See osutab, et ainet on ka kaugemal, isegi kaugustel 40 kuni 50 kpc.
Vastavalt toodud võrrandile tähendab see massi 6·1011 Päikese massi.
Nende andmete alusel arvatakse, et Galaktika on tegelikult oluliselt suurem, kui nähtub
tema visuaalsest pildist. Hele piirkond peaks olema ümbritsetud ulatuslikust tumedast halost.
Kuna ei ole õnnestunud avastada vajaliku massi saamiseks piisavalt tähti suurtel kaugustel tsentrist,
siis jõuame järeldusele, et meie Galaktikas on enamus massist nähtamatu tume aine, mida me
praegu veel lihtsalt ei tunne. Seda ainet ei ole õnnestunud näha mitte ühelgi lainepikkusel, raadiost
kuni gammakiirguseni. Me teame teda vaid tema gravitatsioonilise tõmbe järgi. Tema olemus ja
järeldused sellest evolutsioonile on üks kaasaegse astronoomia olulisemaid küsimusi.
Tumeda aine jaoks on pakutud palju kandidaate, ehkki ükski neist ei ole tõestatud.
Nähtamatusse ainesse võivad anda panuse mustad augud, ent on väheusutav, et neid võiks olla
piisaval hulgal. Tugevaim stellaarne kandidaat on pruunid kääbused (väikese massiga tähe-eelsed
objektid, mis ei jõua tuumareaktsioonide staadiumi). Neid objekte võib põhimõtteliselt olla väga
arvukalt ja neid on väga raske näha. Siiski, hiljutised Hubble Kosmoseteleskoobi abil teostatud
kerasparvede vaatlused näivad seda mitte toetavat: väga väikese massiga tähed on Linnutees
haruldased. Alternatiivsed, üldrelatiivsusteoorial baseeruva valguskiire paindumise uurimise
eksperimendid lubavad ligikaudu hinnata, et stellaarne tume aine võib enda kanda võtta umbes
poole dünaamilistest uuringutest tulenevast tumeda aine hulgast.
Radikaalselt erinev on oletus, et tume aine koosneb eksootilistest subatomaarsetest
osakestest, mis domineerivad kogu universumis. Paljud teoreetikud arvavad, et selliseid osakesi
tekkis universumi väga varajastel aegadel hulgaliselt. Seda seisukohta on raske kontrollida, kuna
kui selliseid osakesi isegi on, siis on neid väga raske avastada. Nende otsimiseks on teostatud
mitmeid eksperimente, ent seni edutult.7
15.5 Galaktika keskosa
Teooria ennustab, et Linnutee mõhn ja eriti tsentrile lähedane osa peab olema tihedalt täidetud
miljardite tähtedega. Paraku me aga ei näe seda Linnutee piirkonda – tähtedevaheline keskkond
Galaktika kettas varjab seda muidu tähelepanuväärset vaatepilti. Infrapuna- ja raadiotehnoloogia
abiga saame siiski vaadelda sügavamale keskosa piirkonda, kui optiliste vahenditega. Infrapuna
vaatlused viitavad, et meie Galaktika südames on umbes 50000 tähte kuupparseki kohta. On leitud
ka infrapunakiirgust tohututelt tolmurikastelt gaasipilvedelt.
Kõrglahutuslikud raadiovaatlused võimaldavad näha detailsemaid struktuure. Hele
raadioallikas Sagittarius A ongi arvatavasti Galaktika keskkoht. Mastaapidel 100 pc näha olevate
gaasi filamentide olemasolu viitab tsentri lähedal tugevatele magnetväljadele (nagu Päikese
aktiivsuse ajal näha olevad struktuurid, ent palju suuremad). Veel väiksemates mastaapides on näha
mõne parseki läbimõõduga pöörleva aine rõngas või ketas. Selle gaasi infrapunaste spektrijoonte
Doppleri laienemise määr viitab, et gaas pöörleb väga kiirelt. Et nii kiirelt pöörlevat gaasi hoida
orbiidil, on vaja väga tugevat gravitatsioonivälja – vaja on 106 Päikese massi suurune mass.
Arvestades suurt massi ja väikeseid mõõtmeid on peamine kandidaat must auk.
Must auk ise ei ole loomulikult energiaallikas. Selleks on ulatuslik akretseeruv aineketas,
mis langeb tohutu gravitatsioonivälja mõjul musta augu suunas ja kiirgab sisse langedes energiat
(nagu nägime neutrontähtede puhul). Tugevad magnetväljad arvatakse olevat tekitatud aine
akretsioonikettas, kus aine langeb sissepoole ja võib toimida “osakeste kiirendina”, tekitades väga
suure-energiaga osakesi, mis Maal on registreeritavad kosmiliste kiirtena. Sarnased sündmused
leiavad aset ka paljudes teistes galaktikates.
Päris keskkohta tähistatakse Sgr A*
. VLBI vaatlused osutavad, et Sgr A* ei saa olla suurem
kui 10 aü (on tõenäoliselt hoopis tublisti väiksem). Sellised mõõtmed on kooskõlas teooriaga, et
energia allikas on massiivne must auk. Kogutud andmed osutavad, et Sgr A* sisaldab umbes 1 – 2
miljonit Päikese massi ainet. Ent isegi sellise suure massi puhul oleks tema sündmuste horisondi
mõõtmed vaid 0.02 aü, mis ei ole eristatav ükskõik millise tänapäeva teleskoobiga.
15.6 Hubble galaktikate klassifikatsioon
Nähtuna isegi läbi väikese teleskoobi on galaktikate kujutised selgelt mittetähelised. Nad omavad
häguseid servi ja mitmed neist on üsna piklikud – hoopiski mitte sarnased teravatele
punktisarnastele kujutistele, mida tavaliselt seostatakse tähtedega. Osad on spiraalgalaktikad, nagu
meie Linnutee ja Andromeeda, teised aga on ilmselt mittespiraalsed – neis ei ole näha kettaid ega
spiraalharusid. Isegi kui võtame arvesse nende erinevaid orientatsioone, on selge, et galaktikad ei
ole kõik ühesugused.
Ameerika astronoom Edwin Hubble hakkas 1930-ndatel aastatel esimesena liigitama
galaktikaid süstemaatilisel viisil. Ta jagas galaktikad nelja põhiliiki – spiraalsed, varbspiraalsed,
elliptilised ja irregulaarsed – just nende väljanägemise alusel. Aastate jooksul on sisse toodud palju
modifikatsioone ja täpsustusi, ent põhiline Hubble klassifikatsioon on laialdaselt kasutusel ka
tänapäeval.
Kõik spiraalsed galaktikad sisaldavad lamendunud galaktika ketast koos spiraalharudega,
tsentraalset galaktilist mõhna ning ulatuslikku nõrkade, vanade tähtede halot. Tähtede tihedus on
suurim galaktika tuumas, mõhna keskel. Ent selle üldise kirjelduse raames on spiraalgalaktikate
hulgas üsnagi erinevaid vorme.
Hubble skeemis on spiraalgalaktika tähistatud tähega S ning liigitatud tüüpideks “a”, “b”
või “c” vastavalt tema tsentraalse mõhna suurusele – tüüp Sa omab suurimat mõhna, tüüp Sc 8
väikseimat. Tüüp Sa, suurimate mõhnadega, omavad tihedalt keerdus, peaaegu ringikujulisi
spiraalharusid, tüüp Sc omavad tihti hõredaid, halvasti määratletud spiraalstruktuuri.
Suur osa Linnutee üldkirjeldusest kehtib ka spiraalgalaktikatele üldiselt. Spiraalgalaktikate
mõhnad ja halod sisaldavad suure hulga punakaid vanu tähti ja kerasparvi nii nagu oli Linnutees ja
Andromeeda galaktikas. Enamus spiraalide heledusest tuleb A- kuni G-tüüpi tähtedelt kettast, mis
annab nendele galaktikatele valge tooni. Spiraalgalaktikate kettad sisaldavad palju gaasi ja tolmu.
Sc tüüpi galaktikad sisaldavad kõige enamtähtedevahelist gaasi ja tolmu, Sa tüüpi kõige vähem.
Spiraalsed galaktikad ei ole aga tingimata noored galaktikad. Nagu Linnuteeski on neis lihtsalt
piisavalt tähtedevahelist ainet, millest saavad tekkida tähed.
Hubble klassifikatsiooni spiraalsete galaktikate liigi üks variant on varbspiraalsed
galaktikad. Varbspiraalsed erinevad tavalistest spiraalsetest iseloomuliku tähelise ja
tähtedevahelisest ainest koosneva “varda” poolest, mis läbib tsentrit ja ulatub mõhnast väljapoole
kettasse. Spiraalharud lähtuvad pigem varda otstest kui mõhnast (nii oli spiraalsete galaktikate
puhul). Varbspiraalseid galaktikaid tähistatakse SB ning alajaotused on nii nagu tavaliste
spiraalsetegi puhul SBa, SBb ja SBc, sõltuvalt mõhna mõõtmetest.
Järgmine galaktikate põhiliik Hubble skeemis on elliptilised galaktikad. Erinevalt
spiraalsetest ei oma elliptilised galaktikad spiraalharusid ning enamikul juhtudel ka lamedaid
galaktika kettaid – tegelikult tihti puudub neil üldse igasugune sisestruktuur. Nagu spiraalsetegi
puhul suureneb ka elliptiliste galaktikate tihedus tugevalt keskosa suunas. Elliptiliste galaktikate
näivad kujud muutuvad tugevalt piklikest kuni peaaegu sfääriliseni. Neid tähistatakse tähega E ning
jaotatakse veel peenemalt vastavalt nende lapikusele. Kõige ümaramad omavad tähist E0, veidi
lamendunud tähist E1 ja nii edasi, kuni kõige lapikumad on E7.
Tähtede arv elliptilistes galaktikates ja galaktika mõõtmed varieeruvad tugevalt. Suurimad
elliptilised galaktikad on palju suuremad kui meie Linnutee. Nende hiidelliptiliste galaktikate
mõõtmed on mõned megaparsekid ja nad sisaldavad triljoneid tähti. Teise äärmusena on
kääbuselliptilised galaktikad vaid 1 kpc läbimõõduga ja sisaldavad vaid mõni miljon tähte. Olulised
vaatluslikud erinevused hiidelliptiliste ja kääbuselliptiliste galaktikate vahel on viinud mitmeid
astronoome järelduseni, et need galaktikad on kahe erineva klassi liikmed, üsna erinevate
tekkeajaloo ja tähekoostisega. Kääbuselliptilised galaktikad on oluliselt arvukam elliptiliste
galaktikate klassi esindaja – neid on vast 90%. Ent enamus massist, mis sisaldub elliptilistes
galaktikates asub suuremates süsteemides.
Enamus elliptilisi sisaldab vähe või üldse mitte gaasi ja tolmu. Enamikul juhtudel ei ole
tunnistusi noortest tähtedest ja toimuvast tähetekkest. Nii nagu meie Galaktika halo koosnevad
elliptilised galaktikad valdavalt vanadest, punakatest, väikese-massiga tähtedest. Nagu Linnutee
halos on ka seal tähtede orbiidid korrastamata, ei oma peaaegu üldse üldist pöörlemist; objektid
liiguvad igasugustes suundades. Kogu gaas elliptilistes galaktikates on juba ammu pühitud
tähtedesse (või galaktikast välja), enne kui kettas sai formeeruda ning tähed jäid juhuslikele
orbiitidele; uus põlvkond tähti ei saanud tekkida.
Vahepealne E7 elliptilisele ja Sa spiraalsele galaktikale on galaktikate klass, mis tundub
omavat nõrka ketast ja lamendunud kühmu ent ei sisalda gaasi ega spiraalharusid. Kaks sellist
objekti on kujutatud joonisel. Need galaktikad on tuntud kui S0 galaktikad kui neis ei ole varba ja
SB0 galaktikad, kui varb on olemas. Nad näevad välja veidi spiraalgalaktikatena, kust tolm ja gaas
on ära pühitud ja alles on jäänud puhtalt täheline ketas.
Viimane Hubble poolt identifitseeritud galaktikate klass on irregulaarsed galaktikad. nad
on nimetatud nii oma väljanägemise tõttu, mis ei võimalda neid paigutada ühessegi eelpool toodud
klassi. Irregulaarsed galaktikad tunduvad olema rikkad tähtedevahelisest ainest ja noortest, sinistest 9
tähtedest, ent neil ei ole korrapärast struktuuri. Irregulaarsed galaktikad tunduvad olevat väiksemad
kui spiraalsed ent mõnevõrra suuremad kui kääbuselliptilised galaktikad. Nad sisaldavad tavaliselt
108 kuni 1010 tähte. Väiksemaid nimetatakse kääbusirregulaarseteks galaktikateks. Nagu elliptiliste
galaktikate puhulgi on ka siin levinuimad kääbused. Kääbuselliptilisi ja kääbusirregulaarseid leidub
ligikaudu võrdsel arvul ja koos moodustavad nad arvukaima galaktikate populatsiooni. Tihti
leitakse neid suurema “ema”galaktika lähedusest.
Tabelis on kokku võetud erinevate galaktika tüüpide põhiomadused. Esimest korda oma
klassifikatsiooni arendades kujutas Hubble seda “helihargi” kujul nagu on toodud joonisel. Tema
eesmärk oli seda tehes lihtsalt viidata sarnasustele erinevate galaktika kujude vahel ning mitte väita,
et võiksid esineda mingid seosed.
Tabel. Galaktikate põhiomadused tüüpide järgi
Spiraalsed/varbspiraalsed
(S, SB)
Elliptilised
(E)
Irregulaarsed
(Irr)
Kuju ja
struktuursed
omadused
Tugevalt lapik tähtede ja gaasi ketas,
sisaldab spiraale ja pakseneb
tsentraalseks kühmuks; Sa ja SBa
galaktikad omavad suurimat kühmu
ja vähemselget spiraalstruktuuri ning
ligi-kaudu sfäärilist tähehalo
SB galaktikad omavad pikenenud
tsentraalset tähtedest ja gaasist varba
Ketas puudub
Tähed on ühtlaselt jaotunud
ellipsoidaalses ruumalas, mis
muutub sfäärilisest (E0) kuni
väga lapikuni (E7)
Selget allstruktuuri peale tiheda
tsentraalse tuuma ei ole
Selge struktuur puudub;
Irr II galaktikatel on tihti
“plahvatuslik” väljanägemine
Tähekoostis Ketas sisaldab nii noori kui vanu tähti;
halo koosneb vaid vanadest tähtedest
Sisaldab vaid vanu tähti Sisaldab nii noori kui ka
vanu tähti
Gaas ja tolm Ketas sisaldab olulisel hulgal gaasi ja
tolmu; halo ei sisalda peaaegu kumbagi
Sisaldab kas väga vähe või
üldse mitte gaasi ja tolmu
Väga palju gaasi ja tolmu
Täheteke Jätkuv täheteke spiraalharudes Viimase 10 miljardi aasta
jooksul ei ole olulist täheteket
Aktiivne ja jätkuv täheteke
Tähtede
liikumine
Ketta gaas ja tähed liiguvad ringorbiitidel
galaktika tsentri ümber; halo
tähtede orbiidid on kolmes mõõtmes
juhuslikud
Tähed omavad kolmes mõõtmes
juhuslikult orienteeritud
liikumisi
Tähed ja gaas on väga
korrapäratutel orbiitidel
Vaatamata mitmetele katsetele ei ole kellelgi veel õnnestunud seletada normaalsete
galaktikate vaatluslikke omadusi evolutsioonilistes terminites. Isoleeritud galaktikad ei
evolutsioneeru ühest tüübist teise. Spiraalsed galaktikad ei ole spiraalidega elliptilised galaktikad
ning ka elliptilised ei ole spiraalsed, mis on oma tähetekke kettad kuidagi kaotanud. Lühidalt,
astronoomid ei tea vanemad-lapsed järgnevust normaalsetele galaktikatele. Ent ka galaktikate
evolutsiooni teema on üldse senini ebaselge.
15.7 Galaktikate jaotus ruumis
Hinnatakse, et vaadeldava universumi piires on umbes 4·1010 galaktikat. Mõned neist asuvad
piisavalt lähedal, et tsefeiididel baseeruvad kaugused oleksid olemas – tsefeiidide perioode on
mõõdetud kuni 15 Mpc kaugusel asuvates galaktikates. Kauguste skaala avardamiseks on vaja
kasutada mingit muud meetodit ja leida mingid muud objektid.
Hea oleks taas kasutada mingeid standardallikaid, millede heledused on kindlalt teada. Selle
teadaoleva heleduse võrdlemine näiva heledusega annab objekti kauguse ja seega ka galaktika 10
kauguse. Sobiv standardallikas peab (1) omama küllalt kitsalt määratletud heledust, et vead oleksid
väikesed, (2) olema piisavalt hele, et teda oleks võimalik vaadelda kaugelt.
Aastate jooksul on astronoomid uurinud paljude objektide kasutamisvõimalust standardina
– noovad, emisioonudud, planetaarudud, kerasparved, I tüüpi supernoovad, isegi tervet galaktikat
on uuritud. Sobivaimaks on osutunud I tüüpi supernoovad. Nende maksimumheledus kõigub
väikeses vahemikus ja nad on identifitseeritavad sadade megaparsekite kaugusteni. I tüüpi
supernoovade väike heleduste varieeruvus on seotud otseselt asjaoludega, milledega need
plahvatuslikud sündmused aset leiavad: akretseeriv valge kääbus plahvatab, kui on jõudnud
hästimääratletud kriitilise massini, mille puhul algab süsiniku põlemine. Plahvatuse võimsus on
suhteliselt tundetu valge kääbuse moodustumise detailidele või sellele, kuidas ta seejärel jõuab
kriitilise massini ning tulemuseks ongi, et kõik sellised supernoovad on üsna sarnaste omadustega.
Tähtis alternatiiv standardobjektidele tuli 1970-ndatel aastatel, kui leiti tiheda seos
spiraalgalaktikate pöörlemiskiiruste ja heleduste vahel. Pöörlemiskiirus on galaktika massi mõõt,
seega ei ole eriti üllatav, et see on seotud heledusega. Mis on aga üllatav, on selle seose väga väike
hajuvus. See Tully-Fisheri seos, nagu seda tänapäeval tuntakse, võimaldab saada
tähelepanuväärselt korrektseid hinnanguid spiraalgalaktikate heledustele. Edasi saab sealt
galaktikate kauguseid. Et näha, kuidas see meetod töötab, kujutame, et me vaatame serviti paistvat
spiraalgalaktikat ja vaatleme ühte mingit kiirgusjoont. Kiirgus galaktika ühelt servalt, kus aine
valdavalt läheneb meile, on Doppleri efekti tõttu nihutatud spektri sinisele poolele. Kiirgus teisest
servast, mis eemaldub, on nihutatud samavõrra punasele poolele. Koguefekt on, et kiirgusjoon on
“laialimääritud”, ehk laienenud galaktika pöörlemise võrra. mida kiirem on pöörlemine, seda
suurem on laienemine. Mõõtes laienemist, saame pöörlemiskiiruse. Kui seda teame, siis saame
Tully-Fisheri seosest galaktika heleduse. Selle seose puhul tavaliselt kasutatav joon on neutraalse
vesiniku 21 cm joon. Tully-Fisheri seost saab kasutada spiraalgalaktikate kauguste mõõtmiseks
kuni kaugusteni umbes 200 Mpc, kaugemal tulevad joonte laienemise mõõtmise vead juba suured.
Pangem aga tähele, et kõiki uusi meetode kalibreeritakse lokaalsete objektide alusel ja
rakendatakse siis suurematel kaugustel. Tuleb arvestada, et sellisel viisil vead ja ebakindlused
akumuleeruvad igal astmel, nii et kaugeimate objektide kaugused on üsna ebakindlad.
Meie Galaktika naabruses on umbes 20 galaktikat. Kolm neist (Linntee, Andromeeda ja M
33) on spiraalgalaktikad; ülejäänud on kääbusirregulaarsed ja elliptilised. Koos moodustavad need
galaktikad Lokaalse Rühma – uue struktuuritasandi Universumis väljaspool meie Galaktikat.
Lokaalse Rühma läbimõõt on umbes 1 Mpc. Linnutee ja Andromeeda galaktika on selle suurimad
liikmed. Lokaalset Rühma hoiab koos selle liikmesgalaktikate ühine gravitatsioon. Üldisemalt
nimetatakse vastastikkuse gravitatsioonijõu poolt kooshoitud galaktikate kogumit galaktikate
parveks.
Liikudes Lokaalsest Rühmast väljapoole, jõuame järgmise suure galaktikate kogumini,
Virgo parveni, mis asub Linnuteest umbes 18 Mpc kaugusel. Nagu Lokaalset Rühmagi hoiab ka
seda koos selle liikmete vastastikune gravitatsioon. Ent Virgo parv sisaldab juba ligikaudu 2500
galaktikat. Virgo parve mõõtmed on umbes 3 Mpc. Joonisel on kujutatud Virgo parve asend ning
mitme teise hästimääratletud parve asendid umbes 30 Mpc raadiuses Linnuteest. Identifitseeritud ja
katalogiseeritud on mitutuhat galaktikate parve. Nad omavad väga erinevaid kujusid ja mõõtmeid.
Suured “rikkad” parved nagu Virgo sisaldavad tuhandeid galaktikaid, mis on ruumis üsna ühtlaselt
jaotunud. Väikesed parved, nagu Lokaalne Rühm sisaldavad vähe galaktikaid ja on üsna
korrapäratu kujuga. Väike osa galaktikaid ei kuulu ühessegi parve. Nad paistavad olevat isoleeritud
süsteemid.11
Kas Universumis on olemas ka veel suuremaid aine kuhjumeid, ehk teisiti, kas galaktikate
parved on kosmilise hierarhia tipp? Enamik astronoome arvab, et galaktikate parved on ka ise
grupeerunud ja moodustavad superparvi. Lokaalne Superparv sisaldab Lokaalse Rühma, Virgo
parve ja enamiku eelmisel joonisel kujutatud parvedest. Lokaalse Superparve kogumassiks
hinnatakse umbes 1015 Päikese massi. Lokaalse Superparve keskkoht paikneb Virgo parves. Meie
asume seega üsna kaugel perifeerias, umbes 18 Mpc tsentrist. Lokaalne Superparv sisaldab
mitukümmend tuhat galaktikat. Mida kaugemale me tungime ruumi sügavustesse, seda enam
galaktikaid, galaktikate parvi ja superparvi me näeme.
Kas on veel ulatuslikumaid struktuure? Nagu on hetketeadmiste seisukoht, siis jah. Ent enne
kui me teeme oma viimase sammu nähtava universumi kauguste piirile, peatume hetkeks, et
tutvuda mõnede galaktikate ja galaktikaparvede tähtsate omadustega ja vaadelda kaasaegseid
seisukohti galaktikate tekke ja arengu kohta.
15.8 Galaktikate massid
Kuidas saame mõõta nii suurte süsteemide nagu galaktikad või galaktikate parved masse? Kindlasti
ei saa me lugeda ära nendes sisalduvad tähed ega ka hinnata tähtedevahelise aine kogust.
Galaktikad on selleks liiga keerulised, et pidada otsest arvestust neis sisalduva aine kohta. Selle
asemel peame kasutama kaudseid meetodeid. Ent nagu ikka, kasutame Newtoni gravitatsiooni
seadust.
Spiraalgalaktikate masse saab arvutada nende pöörlemise kõverate mõõtmiste abil, mis
kujutavad endast erinevate spektrijoonte Doppleri nihke mõõtmise abil saadud pöörlemise kiiruste
sõltuvust kaugusest galaktika tsentrist. Antud kauguse sees olev mass tuleneb siis otseselt Newtoni
seadustest. Tulemuseks on umbes 1011 kuni 5·1011 päikese massi umbes 25 kpc sees tsentrist – üsna
võrreldav Linnutee massiga. See meetod on kasulik vaid galaktika tsentrist kuni 50 kpc sees asuva
massi mõõtmiseks – tähelise ja mittetähelise aine elektromagnetilise kiirguse ulatus. Et uurida
tsentrist kaugemal asuvaid piirkondi, on uuritakse kaksik- ja mitmikugalaktikate süsteeme. Kui
teame kaksikgalaktika orbiitide kuju ja perioode, siis saame paari summaarse massi Kepleri III
seadusest. Galaktikate liikumist orbiidil hinnatakse lihtsustatult eeldustel. Ent kui kombineerida
paljusid mõõtmisi, siis on võimalik saada üsna usutavaid statistilisi hinnanguid galaktikate
massidele. Nende meetodite alusel on leitud, et enamiku normaalsete spiraalgalaktikate ja suurte
elliptiliste galaktikate massid on umbes 1011 kuni 1012 päikese massi. Irregulaarsed galaktikad
sisaldavad vähem ainet, umbes 108 kuni 1010 päikese massi jagu. Kääbuselliptilised ja
kääbusirregulaarsed galaktikad sisaldavad vaid 106 kuni 107 päikese massi.
Edasi võime me kasutada taas statistilisi meetodeid, et leida kõikide galaktikate kogumassi
galaktikate parves. Iga galaktika parves liigub teiste parve liikmete suhtes. Nii nagu
kaksikgalaktikate puhul, nii ka siin ei saa me jälgida mingi galaktika liikumist parves. Ent me
saame hinnata parve massi lihtsalt määrates Newtoni mehhaanika alusel kui rasked peavad parved
olema, et hoida galaktikaid gravitatsiooniliselt kinni. Tüüpilised parvede massid on sellel meetodil
saadud 1013 – 1014 päikese massi. Pangem tähele, et niimoodi saadud massid ei anna meile mingit
informatsiooni individuaalsete galaktikate masside kohta. Me saame vaid parve kogumassi.
Raadiovaatlustest tuleneb, et paljude spiraalgalaktikate pöörlemise kõverad jäävad
lamedaks (see tähendab, et nad ei lange, vaid isegi kasvavad mõnedel juhtudel veidi) isegi kaugel
galaktika nähtava osa taga. Me järeldame sellest, et need spiraalgalaktikad – ja tõenäoliselt ka kõik
teised spiraalgalaktikad samuti – peavad omama nähtamatut tumedat halo sarnaselt Linnuteed
ümbritsevale halole. Sõltuvalt sellest, kui kaugele need halod ulatuvad võivad spiraalgalaktikad
sisaldada 3 kuni 10 korda rohkem massi, kui tuleb nähtava massi kokkuarvamisest. Mõned 12
elliptiliste galaktikate uuringud osutavad samuti, et neid ümbritsevad suured tumedad halod, ent
vaatlusandmed on veel ebakindlad.
Galaktikate parvede uurimisel on leitud veel suuremaid vastuolusid. Arvutatud parvede
massid on 10 kuni ligi 100 korda suuremad kui üksikute parve liikmesgalaktikate kiiratud valguse
alusel arvutatud massid. Ehk teisiti sõnastatuna, galaktika parvede kooshoidmiseks on vaja palju
rohkem massi, kui me näeme. Tumeda aine probleem esineb seega mitte ainult meie enda
Galaktikas, vaid ka teistes galaktikates ning veel suuremal määral galaktika parvedes. See kehtib
tõenäoliselt kogu universumi kohta. Sellisel juhul peame me tunnistama fakti, et üle 90 protsendi
universumist koosneb tumedast ainest. Kui pöörame pilgu suurematele mastaapidele, siis leiame, et
üha suurem osa universumi ainest on tume.
15.9 Galaktikate teke ja areng
Kas me teame galaktikate teket sama hästi kui tähtede teket? Vastus on täiesti selgelt ei! Teooria ei
ole suuteline praegu vastama isegi põhilistele küsimustele, nagu miks eksisteerivad üleüldse
spiraalsed ja elliptilised galaktikad; ta ei suuda ilmselgelt ennustada põhilisi erinevaid galaktikate
evolutsioonilisi trekke.
Meie arusaamade lünklikkusele on mitmeid ilmseid põhjendusi: galaktikad on palju
keerulisemad kui tähed, neid on raskem vaadelda ning vaatlusi on raskem tõlgendada. Meil on
ainult osaline arusaam ning üldse mitte vaatlusi selle kohta, millised olid füüsikalised tingimused
universumis ajal, mis eelnes vahetult galaktikate tekkele – täiesti erinev olukord võrreldes tähtede
tekkega. Lõpuks, tähed ei põrku üksteisega peaaegu kunagi ning üksiktähed ja kaksiktähed
arenevad täiesti isoleeritult. Galaktikad võivad aga põrkuda ja ühte sulada oma eluperioodil,
mistõttu jälgida nende minevikku on palju raskem. Ent siiski nendele raskustele vaatamata on meil
siiski hakanud kujunema mõned üldiselt tunnustatud mõtted selle kohta, kuidas need protsessid on
toimunud.
Galaktikate teke algab väga varajases universumis, kui algse aine väikesed tiheduse
fluktuatsioonid hakkavad kasvama. Nende fragmentide massid olid üsna väikesed – vast ainult
veidi üle 106 päikese massid, mis on võrreldavad tänapäevaste väikseimate kääbusgalaktikate
massidega, mis võivadki olla tegelikult selle varajase aja jäänused. Ent kust võivad siis pärineda
suuremad galaktikad, mida me tänapäeval näeme? Põhipunkt meie tänapäevases arusaamas on
tõdemus, et galaktikad kasvavad väiksemate objektide korduvate põrgete tulemusena.
Selle pildi teoreetilised kinnitused tulenevad varajase universumi arvutitega
modelleerimises, mis selgelt kinnitab põrgete asetleidmist. Täiendav tugev kinnitus tuleneb
hiljutistest vaatlustest, mis osutavad, et suurtel kaugustel asuvad galaktikad (> 2 Gpc kaugusel
asuvad, mis tähendab, et valgus kiirati neilt enam kui 6 miljardit aastat tagasi) näivad selgelt
väiksematena ja korrapäratutena kui lähedasemad.
Kui galaktikad tekivad korduvate põrgete tulemusena, kuidas võiksime me siis seletada
erinevust spiraalsete ja elliptiliste galaktikate vahel? See vastus on veel selgusetu. Üks ilmselgelt
oluline asjaolu on see, millal ja kus tähed kõigepealt tekkisid – algsetes klompides põrgete ajal või
hiljem – ning kui palju gaasi kasutati ära või paisati noorest galaktikast välja. Kui algul tekkis suur
kogus tähti ja gaasi jäi üle vähe, siis oli tõenäoliseks tulemuseks elliptiline galaktika, kus palju vanu
tähti liigub juhuslikel orbiitidel ning tsentraalse ketta moodustamiseks gaasi ei jäänud. Teise
võimalusena, kui jäi üle palju gaasi, siis võis see tõmbuda kokku tsentraalsesse tasandisse ja
moodustada pöörleva ketta – teisiti öelduna tekkis spiraalne galaktika. Ent ei ole teada, mis määras
tähetekke aja, koha ja kiiruse. Seetõttu on senini lahtine, kas spiraalsed ja elliptilised galaktikad
tekivad põhiliselt sarnases keskkonnas või tekivad nad erinevas keskkonnas.13
Meil on olemas mõned põhilised pidepunktid. Näiteks, spiraalgalaktikad on suhteliselt
vähelevinud suure galaktikate tihedusega piirkondades, nagu näiteks rikaste parvede tihedad
keskosad. Kas see on põhjusel, et nad lihtsalt ei tekkinud seal, või kuna nende kettad on liiga
haprad ja purunevad kergelt põrgetel ja ühinemistel, mis on tihedas ümbruses sagedasemad?
Arvutisimulatsioonid osutavad, et põrked spiraalgalaktikate vahel purustavad tõepoolest spiraalsete
kettaid, paiskavad suure osa gaasist galaktikatevahelisse ruumi ning jätavad alles elliptilise
galaktikaga sarnaneva objekti. Hiljutised interageeruvate galaktikate vaatlused näivad toetavat seda
stsenaariumi. Täiendav kinnitus tuleneb vaatluslikust faktist, et spiraalseid galaktikaid on suurtel
kaugustel rohkem (see tähendab minevikus), mis vihjab, et nende arv ajas kahaneb tõenäoliselt
põrgete tulemusena.
Siiski ei ole siin mitte midagi veel üheselt selge. Meile on teada hulk isoleeritud elliptilisi
galaktikaid universumi madala tihedusega piirkondades, mida on raske seletada põrgete
tulemusega. Ilmselt siis mõned, aga mitte kõik, elliptilised galaktikad on tekkinud nii.
Sellega seotud ning väga oluline küsimus on: millal galaktikate tekkimine ära lõppes? Selles
suhtes on astronoomid erineval arvamusel. Osad väidavad, et minevikus oli kindel ja üsna selgelt
määratletud aeg – mida annab meile kerasparvede vanus meie enda Galaktikas – mille möödudes
oli enamik tekkest möödas. Teised rõhutavad, et paljudel galaktikatel esineb põrgete ja satelliitide
akumulatsiooni jälgi läbi ulatusliku ajavahemiku – kuni lausa tänapäevani. Need astronoomid
viitavad, et paljud tänapäeval vaadeldavad galaktikate interaktsioonid on vaid osa sellest samast
protsessist, mis algas esimeste fragmentide ühinemisega. Selle seisukoha alusel kestab galaktikate
teke tänapäevalgi. Mõlemal juhul aga on astronoomidel hulgaliselt tunnistusi, et galaktikad
evolutsioneeruvad reaktsioonina välistele faktoritele veel pikka aega peale tekkimist.
15.10 Hubble seadus
Pöörame nüüd oma tähelepanu galaktikate ja galaktikate parvede suuremastaabilisele liikumisele.
Galaktika parve sisemuses liiguvad üksikgalaktikad valdavalt juhuslikult. Võiks arvata, et
omakorda ka parved liiguvad juhuslikult, korrastamata. See ei ole aga nii.
1912. aastal avastas ameerika astronoom Edwin Hubble, et tema poolt vaadeldud galaktikad
omasid punasele poole nihutatud spektrit – nad tundusid eemalduvat meie Galaktikast. Seda
kinnitasid ka edasised vaatlused. Galaktikate parved omavad ka üldist eemalduvat liikumist, ehkki
nende liikmesgalaktikad võivad parves liikuda korrastamatult. Joonisel on kujutatud eemaldumise
kiirus sõltuvalt galaktika kaugusest kuni 109 va raadiuses. Sarnaseid graafikuid koostas esimesena
Edwin Hubble 1920-ndatel ja neid nimetataksegi praegu Hubble diagrammideks. Galaktika
eemaldumise kiirus on võrdeline galaktika kaugusega. Seda nimetatakse Hubble seaduseks.
Hubble seadus on empiiriline avastus – see tähendab puhtalt vaatlustel baseeruv avastus.
Statistiline korrelatsioon eemaldumise kiiruse ja kauguse vahel on selgelt kindlaks tehtud
kauguseni, milleni on realistlikult võimalik määrata galaktikate kauguseid. Ent mitte mingi
loodusseadus ei nõua, et kauguse ja punanihke vahel peaks olema seos. Selles mõttes ei ole Hubble
“seadus” üldsegi seadus. See on lihtsalt mugav võimalus kirjeldada vaatluslikku fakti, et galaktikate
eemaldumise kiirus on võrdeline nende kaugusega meist.
Galaktikate eemaldumise kiirus tõestab, et kosmos ei ole suurtes skaalades staatiline ja
muutumatu. Tema koostisosad on pidevas suhtelises liikumises ning see liikumine ei ole juhuslik.
Universum paisub – paisub korrastatult. Ent Hubble seadus ei tähenda, et inimesed, Maa,
päikesesüsteem või isegi üksikud galaktikad muudaksid oma füüsikalisi mõõtmeid. Neid aatomite
rühmi, kivimeid, planeete ja tähti hoiavad koos nende endi sisejõud ja nad ei muutu ise 14
suuremateks. Vaid universumi suurim karkass – pidevalt kasvavad kaugused galaktikate ja
galaktika parvede vahel – paisub.
Hubble seadus omab mõnesid üsna ilmseid ja tõsiseid järeldusi. Kui peaaegu kõik
galaktikad omavad eemaldumise kiiruseid vastavalt Hubble seadusele, kas see tähendab siis, et nad
on alustanud oma liikumist mingist ühest punktist? Vastus on jah. Kursuse lõpupeatükkides
kirjeldame selle tausta. Käesolevas peatükis kasutame Hubble seadust lihtsalt kui sobivat meetodit
kauguste mõõtmiseks.
Võrdetegurit eemaldumise kiiruse ja kauguse vahel nimetatakse Hubble konstandiks. Seda
tähistatakse tavaliselt sümboliga H0. Niisiis
eemaldumise kiirus = H0 · kaugus.
Hubble konstandi arvuline väärtus tuleb umbes 65 km/s/Mpc. Hubble konstandi täpne suurus on
siiski küllalt tõsise vaidluse objekt.
Üks väga oluline Hubble seaduse rakendus on tema kasutamine kauguste määramisel
mõõtes lihtsalt galaktika eemaldumise kiiruse. Teades objekti kiirust saab leida seejärel kauguse
Hubble diagrammi abil. See meetod võimaldab määrata väga kaugete objektide kauguseid.
Kaugeimate objektide eemaldumise kiirus on üle 95 % valguse kiirusest. Selliste nihete puhul on
ultraviolettjooned nihutatud kaugesse infrapunasesse piirkonda. Hubble seaduse alusel tuleb
kauguseks umbes 5500 Mpc ning nad asuvad vaadeldava universumi ääremail. Valguse kiirus on
lõplik ja selline meie poolt praegu registreeritav kiirgus on lahkunud kaugeimatelt objektidelt
umbes 9.5 – 10 miljardit aastat tagasi, ammu enne meie planeedi, Päikese ja isegi tõenäoliselt
Linnutee struktuuri tekkimist.
Hubble seadust kasutades on võimalik saada ülevaade galaktikate suure-mastaabilisest
jaotusest. Saadud tulemuste kõige iseloomulikum joon on galaktikate jaotuse ilmselge ebaühtlus.
Galaktikad tunduvad olevat koondunud võrgustikku, filamentidesse, mis ümbritsevad suhteliselt
tühjasid ruumiosasid, mida nimetataksegi tühikuteks. Suurima tühiku mõõtmed on umbes 100
Mpc. Praegusel ajal on nad suurimad teadaolevad universumi objektid. Tõepäraseim seletus
tühikulisele ja filamentaarsele struktuurile on, et galaktikad ja galaktikate parved on jaotunud
mööda suurte ruumiliste “mullide” servi. Tühikud on lihtsalt nende mullide sisemused. Nagu
seebivaht nii täidavad mullid kogu universumi. Tihedaimad parved ja superparved paiknevad
kohtades, kus mitmed mullid kohtuvad. Üks ulatuslik galaktikate kiht, mis on saanud nime Suur
Müür, omab mõõtmeid 70 Mpc korda 200 Mpc.
Enamus teoreetikuid arvab, et kogu struktuur mastaapidel üle mõne Mpc markeerib
tekketingimusi varajases universumis. Seetõttu on selle struktuuri uurimine tähtis võti kogu
kosmose päritolu väljaselgitamisel.
16 Aktiivsed galaktikad ja kvasarid
Mitmed galaktikad – eriti kaugemad – on selgelt erinevad meie lähimatest galaktikatest: nad on
palju aktiivsemad, olles sadu, isegi tuhandeid kordi Linnuteest heledamad ning ongi üldnimena
tuntud aktiivsete galaktikatena. Lisaks suuremale üldheledusele on aktiivsed galaktikad
fundamentaalselt erinevad normaalsetest galaktikatest ka oma kiirguse iseloomu poolest. Enamik
normaalseid galaktikaid kiirgab energiat vaid nähtavas või selle lähedases spektraalpiirkonnas, nii
nagu tavalised tähed. Näiteks, meie Linnutee omab optilises piirkonnas heledust umbes 1037 W –
see on umbes 2·1010 Päikese kiirgus – kuid ainult umbes üks miljondik sellest kiiratakse 15
raadiopiirkonnas. Seevastu aktiivsete galaktikate kiirgus ei oma maksimumi optilistel
lainepikkustel – pikematel lainepikkustel kiiratakse palju enam energiat. Selline aktiivsete
galaktikate kiirgus ei pärine kaugeltki vaid paljudelt tähtedelt. Öeldaksegi, et selle kiirguse loomus
on mittetäheline. Nähtavatel lainepikkustel näevad aktiivsed galaktikad aga välja nagu tavalised
galaktikad.
Mitte kõik aktiivsed galaktikad ei asu kaugel ja vaid väike osa kaugetest galaktikatest on
aktiivsed. Siiski aga on kaugel aktiivseid galaktikaid rohkem ja kõige aktiivsemad asuvad ka kõige
kaugemal.
16.1 Seyferti galaktikad
1943. a. avastas ameerika astronoom Carl Seyfert avastas galaktikate liigi, mis kannab tema nime.
Seyferti galaktikad on astronoomiliste objektide liik, millede omadused asuvad normaalsete
galaktikate ja kõige plahvatuslikemate aktiivsete galaktikate vahel. Mõnede astronoomide jaoks
osutab see, et Seyferti galaktikad on evolutsiooniline ühenduslüli nende kahe äärmuse vahel.
Enamasti on Seyferti galaktikad üsna kaugel (sajad megaparsekid), ent mõned asuvad vaid 20 - 30
Mpc kaugusel.
Seyferti galaktikate spektrite energiajaotuse pilt osutab, et kiirgus pärineb väikesest
keskosast, mida nimetatakse galaktika tuumaks. Seyfertite tuumad on üsna samasugused nagu
Linnuteel või Andromeeda galaktikal, ent umbes 104 korda heledamad. Heledamate Seyfertite
tuumad on isegi 10 korda heledamad, kui kogu Linnutee.
Teiseks, Seyferti galaktika kiirgab oma energia laias sageduste vahemikus. Seyferti
galaktika ketta ja spiraalharude tähed kiirgavad nähtavat kiirgust, nagu tavalised galaktikad. Ent
enamus Seyferti tuuma energiast kiiratakse nähtamatus raadio- ja infrapunapiirkonnas, mida ei saa
seletada päritoluga tähtedelt – see peab olema mittetäheline.
Kolmandaks, Seyferti spektrijooned ei sarnane tavaliste tähtede joontega. Seyferti spektrid
sisaldavad tugevaid kiirgusjooni mitmekordselt ioniseeritud rasketelt elementidelt, eriti raualt.
Need jooned on laiad, mis viitab, et galaktika gaas on kas väga kuum (umbes 108 K) või pöörleb
väga kiiresti (1000 km/s) tsentraalse objekti ümber. Esimese võimaluse saab välistada, kuna kõrge
temperatuur tingiks kogu gaasi oluliselt kõrgema ioniseerituse, mille tulemusena ei oleks
spektrijooni. Seega laienemine viitab kiirele pöörlemisele.
Lõpuks, Seyferti galaktikate kiirguse jälgimine pika aja vältel osutab, et energia kiirgus
muutub ajas. Sellised kiirguse muutused ei sarnane millelegi Linnutees või teistes normaalsetes
galaktikates. Seyfertite heledused võivad muutuda kaks korda vähem kui aastaga.
Need kiired fluktuatsioonid viitavad, et kiirgav piirkond peab olema üsna kompaktne.
Vastasel juhul oleks heleduse muutlikus pikema aja peale laiali määritud. Siit järeldame, et Seyferti
galaktika kiirgav piirkond peab olema väiksem ühest valgusaastast – väga väike piirkond,
arvestades kiiratavat energiakogust. Kõrge lahutusega interferomeetrilised raadiovaatlused
kinnitavad seda seisukohta.
Kiire ajaline muutlikus ja suur raadio- ja infrapunakiirgus Seyferti galaktikates viitavad
koos, et tuumas leiab aset plahvatuslik mittetäheline kiirgus. See võib olla sarnane meie Galaktika
tuumas toimuvate protsessidega, ent nende võimsus on tuhandeid kordi suurem kui Linnutees
16.2 Raadiogalaktikad
Nagu vihjab nimetus, kiirgavad raadiogalaktikad enamuse oma energiast raadiopiirkonnas.
Meenutame, et Seyferti galaktikad kiirgavad kõige enam lühikeste raadiolainete ja infrapunase
kiirguse piirkonnas, raadiogalaktikad aga pikkade raadiolainete piirkonnas. Erinevad ka kiirgava 16
piirkonna mõõtmed. Seyferti galaktikate puhul oli selleks tuum, raadiogalaktikate puhul on kiirgav
piirkond sadade kiloparsekite mõõtmetega.
Üks levinud raadiogalaktikate liik on nn südamik-halo raadiogalaktikad. Kiirgus tuleb neil
valdavalt väga väikesest tsentraalpiirkonnast (mida raadioastronoomid nimetavad südamikuks)
mõõtmetega alla 1 pc ning nõrgem osa kiirgusest ulatuslikust piirkonnast, mida nimetatakse tuuma
ümbritsevaks haloks. Halo mõõtmed on tavaliselt 50 kpc, võrreldav normaalse galaktika
mõõtmetega. Optiline (tavaliselt elliptilise) galaktika kujutis on üsna nõrk. Tuuma raadioheledus
võib olla kuni 1037 W – umbes sama, mis Seyferti tuumade kiirgus ja võrreldav Linnutee
koguheledusega kõikidel lainepikkustel.
Tihti on näha ka nende tsentritest väljuvat peenikest klombilist ainejuga, mis liigub
kiirusega kuni pool valguse kiirusest. Nagu näeme, nad mängivad olulist osa meie arusaamades
nende loomusest.
Paljud raadiogalaktikad aga ei ole südamik-halo liiki. Neil tuleb kompaktsest keskosast üsna
vähe kiirgust. Selle asemel tuleb enamik nende kiirgusest tohutu ulatuslikest piirkondadest, mida
nimetatakse raadiokõrvadeks – ümarad gaasipilved mõõtmetega kuni 1 Mpc (võrreldav Lokaalse
Rühma mõõtmetega), mis asuvad selgelt väljaspool galaktika nähtavat kujutist. Kõrvad ei kiirga
nähtavas spektriosas, ent raadioheledus on 1036 - 1038 W — see on kümnendik kuni kümnekordne
Galaktika koguvõimsus. Mitmed nendest objektidest asuvad suhteliselt lähedal. Tuntud Centaurus
A asub vaid 4 Mpc kaugusel Maast.
Nähtavas valguses on Centaurus A üsna ebatavaline objekt, E2 galaktika, mida läbib
ebakorrapärane tolmuriba. Numbrilised arvutused osutavad, et selline süsteem on tõenäoliselt
elliptilise galaktika ja väiksema spiraalgalaktika ühinemise tulemus umbes 5·108 aastat tagasi.
Raadiokõrvad paiknevad tsentri suhtes ligikaudu sümmeetriliselt, lähtuvad optilise galaktika
kujutise tsentrist ja on ligikaudu risti tolmuribaga.
Raadiogalaktikate kõrvad varieeruvad mõõtmetelt ja kujult, ent nad kõik paistavad olema
visuaalse tsentri suhtes sümmeetrilised. See viitab, et raadiokõrvade aine on tsentrist välja paisatud
kahes vastassuunas. Aine on väljapaisatud tuumast peaaegu valguse kiirusega, kusjuures Centaurus
A välimised kõrvad on loodud mõnisada miljonit aastat tagasi, üsna võimalik, et seotuna kahe
galaktika põrkega. Ilmselt see päästis valla mingi plahvatusliku protsessi, mille tulemusena paisati
kaks ainejuga välja galaktikavahelisse ruumi.
Raadiogalaktikad omavad mitmeid Seyferti galaktikate omadusi. Mõlemad aktiivsete
galaktikate liigid kiirgavad võrreldava koguse energiat ning on piisavalt tunnistusi, et energia
allikas mõlemas on kompaktne piirkond muidu täiesti tavalise galaktika tsentris. Kõrvadega
raadiogalaktikates vabaneb energia tuumast kitsa suurekiiruselise aine vooluna, mis rändab maha
pika tee galaktikatevahelises gaasis ja muutub ulatuslikuks kõrvaks kaugel eemal galaktika
tsentrist. Tulemusena kiiratakse energia kaugel eemal galaktikast raadiokõrvades. Erinevused
südamik-halo ja kõrvadega raadiogalaktikate vahel tulenevad suures osas meie erinevast
orientatsioonist nende suhtes. Kui me näeme jugasid ja kõrvu külje pealt, siis me näeme kõrvadega
galaktikat. Kui me näeme jugasid aga otsast, siis me vaatleme läbi kõrvade ja me näeme südamikhalo
süsteemi.
16.3 Aktiivse galaktika keskosa
Aktiivsete galaktikate käitumine on täiesti vastandlik sellele, mida võime oodata suurelt tähtede
kogumilt. Eriti raadiokõrvadega galaktikate puhul, kus suur kogus energiat toodetakse väljaspool
optilist galaktikat ja mis kuuluvad universumi võimsaimate objektide hulka. Siin tekib isegi
küsimus, kas me saame seda tohutut mittestellaarset energia toodangut seletada senituntud 17
füüsikaga? Tähelepanuväärselt on vastus “Jah”. Üldine konsensus astronoomide hulgas on, et
vaatamata suurtele erinevustele välimuses, on Seyferti galaktikad ja raadiogalaktikad ühise energia
tootmise mehhanismiga.
Aktiivsed galaktikad kui objektide klass omavad kõiki või osasid järgnevatest omadustest.
1. Neil on suur heledus, üldiselt suurem kui 1037 W, mis on Linnutee sarnase suure galaktika
heledus.
2. Nende energiakirgus on põhiosas mittetäheline – seda ei saa seletada miljardite erinevate
tähtede ühise heledusega.
3. Nende energia toodang on tugevalt muutlik, mis osutab et see kiiratakse välja väikesest
ruumiosast, alla parseki läbimõõduga.
4. Neil on tihti näha ainevoolud või muud plahvatusliku aktiivsuse ilmingud.
5. Nende optilistes spektrites võivad olla laiad kiirgusjooned, mis osutavad kiiretele
sisemistele liikumistele energiat tootvas piirkonnas.
Põhiline küsimus, mis tekib, on: kuidas saab nii suur kogus energiat olla toodetud nii väikeses
piirkonnas? Miks on nii palju energiat kiiratud väikestel sagedustel, eriti infrapunases ja
raadiopiirkonnas? Ning mis on ulatuslike raadiokiirgus kõrvade ja väljapursete päritolu? Vaatame
alguses energia tootmist.
Et harjuda aktiivsete galaktikate tohutute energiakogumitega, vaatame algul objekti
heledusega 1038 W. Iseenesest see ei ole kujuteldamatult suur. Heledaimad hiidelliptilised
galaktikad on umbes sama heledad. Seega, umbes 1012 tähte võib ekvivalentselt toita aktiivse
galaktika ära. Probleem tekib, kui me arvestame, et aktiivses galaktikas on see energia toodang
pakitud objekti läbimõõduga alla 1 pc! Raske on kujutada, kuidas mitu Linnuteed saab olla kokku
surutud alla parseki läbimõõduga ruumi. Kui meil isegi õnnestuks selline mass sinna kokku suruda
kollapseeruks see viivitamatult hiiglaslikuks mustaks auguks, millest kiirgus ei pääseks välja.
Seega, isegi eirates mittetähelist spektrit ei saaks aktiivse galaktika kogu energiaväljund olla lihtsalt
tähtede kombineeritud heledus. See peab olema midagi muud.
Nõue suure energia toodangu järele väikesest ruumalast toob taas mõttesse röntgen- ja
gamma-allikad. Meenutame, et parim seletus nendele “väikesemastaabilistele” nähtustele kaasab
aine akretsiooni kompaktsele objektile – neutron tähele või mustale augule. Sarnane mehhanism,
milles osaleb ülimassiivne must auk massiga umbes miljoneid Päikese massi, võib seletada meie
Galaktika tsentris vaadeldud võimast infrapunast ja röntgenkiirgust.
Niisiis on tõenäoline domineeriv aktiivse galaktika tsentraalse energiaallika mudel oma
olemuselt lihtsalt suurendatud variant samast akretsiooniprotsessist, ent nüüd on musta augu mass
106 – 109 MO. Samamoodi moodustab sisselangev gaas akretsiooniketta ja langeb spiraalset orbiiti
pidi musta auku. Hõõrdumise tõttu kettas kuumutub see kõrgete temperatuurideni ja kiirgab suure
koguse energiat. Antud juhul ei ole aga gaasi allikas mitte kaaslastäht, vaid terved tähtedevahelise
gaasi pilved ja tähed, mis satuvad augule liiga lähedale ja ei suuda seista vastu tema gravitatsiooni
jõule. 1038 W aktiivse galaktika heleduseks piisab, et päikesesarnane täht (või sama kogus gaasi)
langeks ülimassiivsesse musta auku kord kümne aasta jooksul (vähem hele aktiivne galaktika
nõuab vastavalt vähem kütust).
Kiirgava piirkonna väikesed mõõtmed tulenevad tsentraalse musta augu kompaktsetest
mõõtmetest. Isegi 109 MO must auk omaks raadiust vaid 10-4
pc – umbes 20 aü; teooria ennustab, et
enamus energiast vabaneb vähem kui 1 pc läbimõõduga akretsiooniketta osast. Akretsiooni ketta
ebastabiilsused põhjustavad fluktuatsioone vabaneva energia voos, mis viib mitmete objektide
juures vaadeldud muutlikkusele. Seyferti galaktikate ja kvasarite kiirgusjoonte laienemine tuleneb
musta augu tugevas gravitatsiooniväljas liikuva gaasi kiirest orbitaalsest liikumisest.18
Hiljutised Virgo parve galaktikate vaatlused Hubble Kosmoseteleskoobiga kinnitasid seda
üldpilti. Veelgi veenvamalt kinnitasid ülimassiivsete mustade aukude olemasolu raadiovaatlused.
Kasutades VLBAd – kontidevahelise kaugusega võrreldava baasiga 10 raadioteleskoobi võrku – oli
võimalik saada isegi parem nurklahutus kui Hubble Kosmoseteleskoobiga (spiraalgalaktika NGC
4258).
Et aga seletada Seyferti galaktikate spektrite detaile, on vaja äsja kirjeldatud mehhanismi
modifitseerida, lisades juurde füüsikalised protsessid, kuidas akretsiooni ketta poolt kiiratud energia
“töötatakse ümber” – st neelatakse ja taaskiiratakse infrapunastel ja pikematel lainepikkustel tuuma
ümbritseva gaasi ja tolmu poolt, ning kuidas kujunevad väljapursete ja raadiokõrvade spektrid.
Väjapursete moodustumise detailid on veel ebakindlad, ent on teoreetikute seas üha domineerivam
arvamus, et väljapursked on suurte ja väikeste akretsioonivoogude üldine fenomeen. Väljapursked
sisaldavad ka tugevaid magnetvälju, mis on genereeritud tõenäoliselt gaasi pöörleva liikumise
poolt kettas; väli saadab gaasi kui see lahkub galaktikast.
Igal pool, kus laetud osakesed kohtuvad magnetväljaga, püüavad nad liikuda spiraali pidi
piki magnetvälja jõujooni. Selle fenomeniga oleme mitu korda varemgi kokku puutunud
(planeetide magnetism, Päikese aktiivsus jne). Kui osakesed liiguvad mööda spiraali, siis nad
kiirgavad elektromagnetkiirgust. Mida kiiremini osakene liigub või mida tugevam on magnetväli,
seda tugevamalt osakesed kiirgavad. Enamasti on kiiremini liikuvad osakesed elektronid, nii et nad
teritavad ka enamuse vaadeldavast kiirgusest. Niimoodi genereeritud elektromagnetkiirgus – seda
nimetatakse sünkrotronkiirguseks, osakeste kiirendi liigi järgi, kus seda esmakordselt vaadeldi –
on oma olemuselt mittesoojuslik: ei ole seost kiirguse ja kiirgava objekti temperatuuri vahel, nii et
kiirgust ei kirjelda Plancki spekter. Tema intensiivsus väheneb sageduse suurenemisega nagu on
näidatud joonisel. See on just see, mida on vaja aktiivsete galaktikate üldise spektri seletamiseks.
Väljapursete ja raadiokõrvade spektri mõõtmised on täielikus kooskõlas kirjeldatud protsessiga.
Aja jooksul galaktikatevahelise keskkonna mõjul väljapurske kiirus aeglustub ja peatub,
voolamine muutub turbulentseks. Tulemuseks on tohutud raadiokõrvad, mis kiirgavad peaaegu
kogu oma energia sünkrotronkiirgusena. Ehkki raadiokiirgus tuleb nüüd tohutust ruumalast, millega
võrreldes galaktika optiline kujutis on väike, on energia allikas ikkagi tullikene akretsiooni ketas –
miljardeid miljardeid kordi väiksem kui raadiokõrvad. Väljapursked on vaid vahendiks et energiat
transportida tuumast eemale.
16.4 Kvasarid
Raadioastronoomia algpäevadel avastati mitmeid raadioallikaid, milledele ei olnud teada vastavat
optilist objekti. 1960.-ndaks aastaks oli teada juba mitusada sellist allikat. 1960. a. avastati
raadioallika 3C48 kohal nõrga sinise tähesarnase objekti. Selle spekter sisaldas mitmeid tundmatuid
laiu kiirgusjooni mida ei osatud aga kuidagi identifitseerida. 1962. aastal leiti raadioallika 3C273
kohal teine sarnane ja samamoodi müstiline nõrk sinine objekt arusaamatute spektrijoontega.
Järgmisel aastal toimus läbimurre, kui astronoomid said aru, et tugevaimad tundmatud
jooned 3C273 spektris olid lihtsalt tuntud vesiniku jooned, ent punanihkega tervelt 16%! Nii suur
punanihe vastab eemaldumise kiirusele 44000 km/s. 3C48 spektrijooned olid 37% nihutatud
punasemale poole, mis viitas eemaldumise kiirusele tervelt kolmandiku alguse kiirusest.
Kasutades Hubble seadust ja Hubble konstanti H0 = 65 km/s/Mpc, saame 3C273 kauguseks
660 Mpc, 3C48 kauguseks 1340 Mpc. Ilmselt need objektid ei olnud tähed ning neid tuntakse
tänapäeval tähesarnaste raadioallikatena. Seda terminit lühendatakse kvasariks. Kuna mitte kõik
sarnased tähetaolised objektid ei ole raadioallikad, on levinum termin tänapäeval tähesarnane
objekt (QSO). Ent nimetust kvasar kasutatakse laialt ja meiegi kasutame seda.19
Kõige iseloomulikum joon mitmesajal praegu teadaoleval kvasaril on nende tohutu
punanihe 0.06-st (st 6% lainepikkuse suurenemine) kuni tänapäevase maksimumini umbes 6. Seega
asuvad kõik kvasarid meist väga kaugel – lähim on 240 Mpc kaugusel, kaugeim 5500 Mpc
kaugusel. Enamik kvasareid asuvad rohkem kui 1000 Mpc kaugusel. Seetõttu näeme me kvasareid
nii, nagu nad olid palju aega tagasi – nad kujutavad universumit kauges minevikus. Vaatamata
nende üsna igavale optilisele väljanägemisele osutab suur punanihe, et need nõrgad “tähed” on
tegelikult heledaimad objektid Universumis! 3C273 omab näiteks heledust umbes 1040W. Üldiselt
on kvasarite heledused alates 1038W – 1042W. Suurus 1040W on võrreldav 1000 Linnutee
heledusega.
Kvasaritel on mitmed samasugused omadused nagu aktiivsetel galaktikatel. Nende kiirgus
on mittesoojuslik ning on ka teatud vihjeid väljapursetest ja ulatuslikest emisioonaladest. Sageli
pärineb kvasari raadiokiirgus piirkonnast, mis asub tsentraalsest heledast südamikust eemal, üsna
sarnane südamik-halo ja raadiokõrvadega raadiogalaktikate kiirgusele. Teistel juhtudel on
raadiokiirgus koondunud tsentraalsesse optilisse kujutisse. Kvasareid on vaadeldud raadio-,
infrapuna-, optilises, ultraviolett- ja röntgenpiirkonnas ning on teateid isegi vaatlustest
gammakiirguses. Ent enamik kvasareid kiirgab enamiku osa oma energiat infrapunases.
Paljude kvasarite kiirgus muutub korrapäratult ja suures ulatuses perioodidega mõnedest
kuudest kuni isegi mõnedel juhtudel osades spektriosades tundideni. See viitab, et energiat
genereeriv piirkond on väga väike – mõnedel juhtudel vaid meie päikesesüsteemi mõõtmetega.
Kuna kvasarid omavad kõiki eelpool kirjeldatud aktiivsete galaktikate omadusi – suuri
heledusi, mittesoojuslikku kiirgust, väljapurskeid, raadiokõrvu ja kiiret muutlikkust (mis viitab
väikestele mõõtmetele) – nii et ei ole üllatus, et parim tänapäevane seletus kvasarite energiale on
oma olemuselt lihtsalt väiksemate heledustega aktiivsete galaktikate energia-allika suurendatud
variant – akretsioon ülimassiivsesse musta auku.
Umbes 108 - 109 MO must auk võis toota piisavalt energiat heledaima (1038W)
raadiogalaktika võimsuseks suhteliselt mõõduka akretsioonikiiruse puhul (1 täht 10 aasta kohta). Et
toita 1040W kvasarit, tarbib auk lihtsalt 100 korda rohkem kütust – 10 tähte aastas.
Ümbertöötlemise mehhanism, mis muudab kvasari võimsuse meie poolt tegelikult detekteeritavaks
kiirguseks – täpsemalt aine väljapaiskamised ja kiirguse taaskiirgamine ümbritsevasse gaasi ja
tolmu – toimub tõenäoliselt samamoodi, kui eelpool kirjeldatud Seyferti ja raadiogalaktikate puhul.
Tõenäolisem selgitus kvasarite suure heleduse jaoks on lihtsalt, et varasematel aegadel oli olemas
rohkem kütust, mis oli jäänud üle galaktikate tekkest, millede lähedal kvasarid asuvad. Enamiku
kvasarite kaugustel ei ole galaktikad ise kergelt vaadeldavad. Enamasti on näha ainult nende
heledad tuumad.
16.5 Aktiivsete galaktikate areng
Vaatleme nüüd lühidalt võimalikku evolutsioonilist seost normaalsete ja aktiivsete galaktikate
vahel. Rõhutame, et see osa on tegelikult kõige ebakindlam. Ehkki on konsensus, et galaktikad
hakkasid kujunema umbes 9-10 miljardit aastat tagasi (mis vastab punanihkele 5-6, kaugeimate
kvasarite mõõdetud punanihked) ja et kvasarid on galaktikate evolutsiooni mingi varajane
staadium, siiski on erinevate aktiivsete ja normaalsete galaktikate tüüpide vaheliste seoste detailid
jäänud ebakindlaks.
Enamus kvasareid on väga kauged, mis viitab, et nad on minevikus olnud sagedasemad kui
tänapäeval. Samal ajal tundub normaalseid galaktikaid kauges minevikus vähem olevat. Need kaks
asjaolu viitavad, et kui esimesed galaktikad formeerusid, siis olid nad tõenäoliselt kvasarid. Suured
mustad augud ei saa aga lihtsalt hääbuda, vähemalt mitte 10-20 miljardi aasta jooksul, mil 20
Universum on eksisteerinud. Nad peavad eksisteerima ka tänapäeval. Seega toetab ülimassiivsete
mustade aukude olemasolu mitmete, või isegi kõikide galaktikate tuumades arusaama, et tekkivad
tähesüsteemid alustasid kvasaritena ning siis “jahtusid maha” ja muutusid suhteliselt vaikseteks
objektideks, mida me tänapäeval näeme.
Selles pildis toimub järk-järguline plahvatuslikkuse hääbumine kvasarist Seyferti
galaktikani ja edasi normaalse spiraalgalaktikani lihtsalt kütuse varustuse vähenemise tõttu. Selle
skeemi alusel saame konstrueerida järgmise võimaliku galaktika evolutsiooni stsenaariumi.
Galaktikad hakkasid formeeruma umbes 10 miljardit aastat tagasi. Algne massiivsete tähtede
formeerumise etapp, mis võis paisata välja galaktilise gaasi ja võis aidata määrata galaktikate
Hubble tüübi – spiraalse või elliptilise – võis ka tekitada mitmeid suuri tähe-massidega musti auke,
mis settisid alles formeeruvate galaktikate tsentrisse ja suurenes põrgete tulemusena ülisuurte
massideni. Või teise versioonina, ülimassiivne must auk võis tekkida ka otseselt protogalaktika
tiheda keskosa gravitatsioonilise kokkutõmbumisena. Milline ka ei olnud arengutee, suured mustad
augud eksisteerisid paljude galaktikate tsentrites ajal, mil galaktikates oli ohtralt kütust nende
toitmiseks ja mille tulemuseks olid paljud heledad kvasarid. Heledaimad kvasarid, mida me Maalt
näeme, on need, milledes on kõige rohkem kütust.
Noored galaktikad olid selles varajases staadiumis palju nõrgemad, kui nende heledad
kvasarite südamikud. Nii ongi, et kuni lausa viimase ajani ei õnnestunud astronoomidel eristada
kvasarite piltidel galaktilisi struktuure. Ehkki püüti maapealsete teleskoopidega saadud pilte
arvutitöötlusega võimendada, paremal juhul saadi kvasari ümber eristada vaid nõrka “udu” ja
tulemused olid mitmeti tõlgendatavad. Alles 1996. a. leiti Hubble kosmoseteleskoobi piltide
töötlusel kvasareid ümbritsevad galaktikad. Need on üsna sarnased normaalsetele galaktikatele.
Galaktika arenedes, kui must auk on ammendanud kütuse enda ümbert, muutub galaktika
tuum tuhmimaks. Ehkki endiselt aktiivne, ei ole kvasari heleduses nüüd keskosa täielikult
domineeriv – näha hakkab olema ka juba ümbritsev galaktika. Tulemuseks ongi aktiivne galaktika
– raadiogalaktika või Seyferti galaktika – mis siiski kiirgab tugevalt energiat, ent juba lisaks on
spektris ka stellaarne komponent.
Tsentraalne aktiivsus jätkab kahanemist. Teatud ajast jääb nähtavaks ainult ümbritsev
galaktika – normaalne galaktika nii nagu enamus meid ümbritsevad galaktikad. Kui see pilt on
korrektne, siis olid mitmed normaalsed galaktikad, sealjuures ka meie enda Galaktika, kunagi
heledad kvasarid.
Lõpuks, avastamise järel olid aktiivsed galaktikad ja kvasarid astronoomide jaoks
hõlmamatu probleem. Mõnda aega tundusid tohutu heledus ja väikesed mõõtmed olevat täiesti
kokkusobitamatud olemasolevate füüsikaseadustega ja tundusid lükkavat ümber meie tänapäevase
pildi Universumist. Siiski said probleemid järk-järgult lahendatud ja füüsika seadused jäid
puutumatuks. Need plahvatuslikud nähtused on saanud meie universumi mõistmise lahutamatuks
osaks, mis seob meie enda Linnuteed Universumi varajaste etappidega.
Kommentaare ei ole:
Postita kommentaar