Galaktikate füüsika

GALAKTIKATE UURIMISE AJALOOST JA TÄNAPÄEVAST
TARTU OBSERVATOORIUMIS

Galaktikate uurimise traditsioon Tartus ulatub aega mil astronoomiateaduses mõistet "galaktika" veel ei tuntud. 1846. a. publitseeris Tartu tähetorni tolleaegne direktor J. H. Mädler mahuka töö "Centralsonne", milles ta tähtede omaliikumiste uurimise kaudu üritas määrata tähesüsteemi keset ja pöörlemist. Mädler tuli järeldusele, et süsteemi raskuskese asub Plejaadide täheparves, mille heledaim täht Alküoone on omapärane "Tsentraalpäike". Erinevalt varasematest autoritest Mädler ei omistanud tsentraalpäikesele suurt massi vaid oletas õigesti, et tähtede liikumisi juhib kõigi tähtede külgetõmme, s.o. tähesüsteemi summaarne gravitatsiooniväli. Olles oma ajast ees sattusid Mädleri üldiselt õiged printsiibid esialgu tugeva kriitikatule alla. Tagantjärele peetakse Mädlerit siiski üheks stellaardünaamika rajajaks.

1922. a. Ernst Öpik mõõdab Andromeedaudu kauguse ja lahendab spiraaludude mõistatuse

Järgneva kolmveerandsaja aasta jooksul Tartus galaktikatega peaaegu ei tegeletud, kuni järgmise pioneerliku uurimuseni! 1922. a. avaldas tähetorni astronoom-observaator Ernst Öpik juhtivas astronoomiaajakirjas "The Astrophysical Journal" töö "Andromeeda udukogu kauguse hinnang", milles tulemuseks sai aukartustäratava 1 500 000 valgusaastat. Selle alusel tegi Öpik julge ja õige järelduse, et mõistatuslikud spiraaludud on kaugel väljaspool Linnutee tähesüsteemi asuvad iseseisvad tähesüsteemid, teised galaktikad. Tagantjärgi asju kaaludes jäi Öpiku töös saadud tulemus mitmekümneks aastaks kindlaimaks ja täpseimaks Andromeeda udukogu (ka üldse Galaktikavälise objekti) kauguse hinnanguks. Kauguse hindamisel kasutas Öpik oma aja kohta väga pioneerlikku dünaamilist meetodit, millesse aga tolleaegsed astronoomid suhtusid umbusaldusega, sest ilmselt ei tabanud asja olu. Veenvamaks peeti mõni aasta hiljem ameerika astronoomi E. Hubble poolt tsefeiidide heleduskõverate alusel saadud kaugushinnangut 900 000 valgusaastat, mistõttu Hubble pälvis ka spiraal- udude Galaktikavälisuse tõestamise au. Märgime, et tänapäeva uurimuste järgi on Andromeeda udukogu kauguseks 2 200 000 valgusaastat. Galaktikate kauguste määramise dünaamiline meetod vahepeal unustati kuni 1977. a. ameerika raadioastronoomid Tully ja Fisher selle uuesti avastasid, meetodit hakati kutsuma Tully-Fisheri meetodiks. Mõne aja pärast siiski taibati, et sisuliselt sama moodust kasutas Öpik juba üle 50 aasta varem ning nüüd räägitakse-kirjutatakse vahel ka Öpik-Tully-Fisheri meetodist.

1950-ndatel hakatakse modelleerima galaktikaid

Vaatamata hoogsale algusele tegeles Öpik järgnevas galaktikatega suhteliselt vähe. Astronoomiks, kes pani alguse galaktikate järjepidevale uurimisele Tartus, sai Öpiku õpilane prof. Grigori Kusmin. Tema 1953. a. ja hiljem avaldatud tööd statsionaarsete tähesüsteemide nn. kolmanda liikumisintegraali teooriast lõid võimaluse vaatlustega kooskõlaliste galaktikate mudelite arvutamiseks. Võimalikuks sai ka tähtede ruumiliste orbiitide arvutamine galaktikates. Uurides irregulaarsete gravitatsioonijõudude toimet tähtede jääkkiirustele tuletas Kusmin teoreetilise seose jääkkiiruste jaoks, mis on heas kooskõlas vaatlusandmetega.

Edasises on galaktikate uurimine omandanud olulise koha Tartu Tartu astronoomide tegevuses. Töö on arenenud mitmes suunas: on uuritud meie Galaktika ehitust, arendatud galaktikate modelleerimise meetodeid ja arvutatud paljude regulaarsete galaktikate mudeleid, on uuritud galaktikate evolutsiooni ja galaktikasüsteemide ehitust.

Tulenevalt vaatleja asukohast uuritava objekti sees on Galaktika uurimise meetodid üldiselt erinevad teiste galaktikate puhul rakendatavatest, saadavad tulemused on detailsuse poolest aga üheks aluseks teiste galaktikate ehituse ja arengu mõistmisel. Tartu astronoomid on arendanud Galaktiliste vaatlusandmete töölemise strateegia ja metodoloogia üldprintsiipe, määranud lokaalsete parameetrite väärtusi Päikese ümbruskonnas, määranud Galaktika pöörlemiskõverat (H. Eelsalu, J. Einasto, U. Haud, M. Jõeveer, G. Kusmin, S. Kutuzov). Galaktika alaste uurimistööde üheks lõppeesmärgiks on olnud Galaktika massijaotuse mudelite loomine, mis ühendaks kokku võimalikult eriliigilisi vaatlusandmeid erinevate allsüsteemide kohta. Võrreldes omavahel eri aegade mudeleid saab hea etteujutuse meie teadmiste arengust. Vaatame niisugust Galaktika karakteristikut nagu neljas kosmiline kiirus ehk paokiirus, s.o. kiirus, mida on vaja saavutada, et Päikesesüsteemi juurest startides lennata välja Galaktika külgetõmbejõust võtmaks ette galaktikatevahelisi reise. 1952. a. leidis G. Kusmin galaktilise paokiiruse väärtuseks 365 km/s ja märkis töö diskuteerivas osas, et see tulemus ületab märgatavalt varasemaid vastavaid hinnangud (u. 300 km/s). Meie viimastel mudelitel on neljas kosmiline kiirus aga koguni üle 600 km/s. Nii suur kasv on tingitud sellest, et vahepeal on oluliselt muutunud teadmised galaktikate massidest.

1974. a. J. Einasto, A. Kaasik ja E. Saar leiavad galaktikates palju tumedat ainet (varjatud massi)

1974. a. ajakirjas "Nature" avaldatud artiklis esitasid Tartu astronoomid J. Einasto, A. Kaasik ja E. Saar rea argumente, et galaktikates eksisteerib tähtede ja tähtedevahelise aine tuntud populatsioonide kõrval ka nähtamatu tumedate objektide populatsioon, mis avaldub ainult galaktika dünaamiliste omaduste kaudu. Algul väga kriitiliselt vastu võetud tumeda populatsiooni hüpotees on aja katsumustele vastu pidanud ning praeguseks on enamik galaktikateuurijaid veendunud tumeda populatsiooni ehk varjatud aine olemasolus. Sealjuures tume aine pole mitte mingi tühine lisand nähtavale vaid pigem vastupidi - nähtav aine oleks nagu tumeda aine märgistaja, sest enamiku hinnangute järgi moodustab nähtava aine mass ainult 1/10 või vähem galaktikate kogumassist. Ehkki üle 90% galaktikate kogumassist langeb tumeda aine arvele , ei tähenda see veel, et tumedat ainet on kõikjal rohkem kui nähtavat. Nähtav aine koondub eelkõige galaktikate keskosadesse, kus tema ruumtihedus ületab tumeda aine oma, galaktikate välisosades on olukord vastupidine.

Vaatame probleemi meie Galaktika näitel. 1983. a. Leidenis toimunud Rahvusvahelise Astronoomia Liidu sümpoosionil ettekantud Galaktika massijaotuse mudeli (U. Haud, M. Jõeveer, J. Einasto) järgi on raadiuse 20 kiloparsekit sees nähtava ja tumeda aine massid umbes võrdsed, kumbagi on 100 miljardi Päikese massi jagu. Selle kaugusega on nähtav aine ka ammendunud, kaugemale jääb väga vähe (alla 1%). Teisiti on olukord tumeda aine puhul, mille põhiline osa (90% või enam) asub Galaktika tsentrist kaugemal kui 20 kiloparsekit. Tume aine moodustab 90-97% Galaktika kogumassist.

Viimaste aastate ja käsilolevad tööd

Kuna tume aine mängib erakordselt tähtsat osa galaktikate tekke- ja arenguloos ning kosmoloogias, siis on tumeda aine probleemi üritatud uurida võimalikult mitmekülgselt ning reas töödes on käsitletud ja käsitletakse tumeda aine olemasolu ja mõju galaktikapaaride ja -gruppide ehitusele ja dünaamikale (J. Einasto, M. Jõeveer, E. Saar, J. Vennik jt.). Galaktikad asuvad kaugel ja neilt jõuab vaatlejani väga vähe valgust, mistõttu detailsete uuringutega pole veel kaetud kaugeltki kõik galaktikatüübid ja erinevates keskkondades asuvad galaktikad. Põhjalikumalt on uuritud eelkõige lähemaid hiidgalaktikaid, millede kõrged pindheledused võimaldavad suhteliselt lihtsalt koguda detailseid vaatlusandmeid üle kogu galaktika ketta. Sünteesides paljudes üksikuurimustes avaldatud vaatlusandmeid on Tartu galaktikauurijatel õnnestunud arvutada detailsed mudelid mitmekümnele galaktikale (J. Einasto, P. Tenjes jt.). P. Tenjesel on käsil erinevate punanihetega galaktikate võrdlev uurimine.

Astronoomide käsutuses olev vaatlustehnika areneb kiiresti ning üha suuremad teleskoobid koos moodsate kiirgusvastuvõtjatega küündivad vaatlema järjest nõrgemaid tähti ja galaktikaid. Seetõttu on viimastel aastatel saanud võimalikuks isegi väga nõrkade kääbusgalaktikate uurimine, mis vaevu paista- vad välja taeva foonist. Eesti tingimustes pole sellised objektid vaadeldavad, sest öötaevas on hele, nende uurimist toimetab J. Vennik koostöös saksa astronoomidega, kes vaatlevad Hispaanias ja Tsiilis.

Mõistmaks galaktikate arengut määravaid protsesse on arvutatud galaktikate evolutsioonilisi mudeleid erinevate keemiliste koostiste ja tähetekke seaduste puhul (P. Traat). Võrreldes galaktikate vaatlustest mõõdetud fotomeetrilisi omadusi mudelspektritega on võimalik määrata nende evolutsioonilisi seisundeid ja mõista füüsikalisi protsesse, mis on mänginud olulist rolli galaktikate ajaloos. Galaktika keemilise evolutsiooni mõistmiseks on oluline paljude üksiktähtede keemilise koostise määramine. Selleks on V. Maljuto arendanud ja jätkab tähtede automaatse spektriklassifikatsiooni meetodite väljatöötamist ning eri autorite poolt saadud tulemuste võrdlemist.

Optilise astronoomia kõrval mängivad galaktikate uurimisel järjest suuremat rolli vaatlused teistel lainealadel. Eriti hinnalised on raadiovaatlused, mis annavad olulist informatsiooni galaktikate välisosade kohta. Eestis raadioteleskoope ei ole ning meie astronoomid pole vahetult osalenud galaktikate raadiovaatlustel, küll on aga töödeldud mujal saadud andmemassiive. Hollandis on Leideni Ülikooli astronoomide poolt teostatud uus põhjataeva galaktilise neutraalse vesiniku ülevaade, mis ületab oma eelkäijaid nii suurema lahutusvõimega vesiniku kiiruste mõõtmisel kui ka vaatluspunktide tihedama paigutusega taevasfääril. Selle suuremahulise andmebaasi analüüsil Tõraveres õnnestus U. Haual avastada suhteliselt külmade vesinikupilvede populatsioon. Sageli moodustavad need pilved ühises nõrgemas ümbrises asuvaid pikki kitsaid ahelaid. Selliste ahelate tekkepõhjused ja tähtsus Galaktika üldise ehituse mõistmise seisukohalt pole veel selged, töö jätkub.

visits since June 18, 1996.

Viimati muudetud: 04. jaanuar 2012
U. Haud, urmas@aai.ee