Linnutee - I

Tähesüsteem

Juba iidseimaist aegadest on igaüks, kes pilgu selge öise taeva poole tõstnud, võinud seal lisaks vilkuvaile tähepunktidele näha ka silmapiirist silmapiirini ulatumas kahvatut udust helendust, mida meie kutsume Linnuteeks. Selle "udu" uurimine algas aga alles 1610. aastal, kui Galileo Galilei suunas sinna oma pikksilma ja avastas, et juba selle algelise teleskoobi vaateväljas lagunes helendus arvutuks hulgaks nõrkadeks tähepunktideks, näidates, et Linnutee on miljardite kaugete tähtede ühtesulav valgus, st. Linnutee on tähesüsteem.

PILDIL: See taeva panoraamvaade kujutab endast tegelikult 1940'ndal aastal kahe eestlase, Martin ja Tatjana Keskküla poolt Lundi Observatooriumis Knut Lundmarki juhendamisel koostatut joonist. Joonisele on käsitsi kantud kõigile kuni 8-nda tähesuuruse tähtedele vastavad punktid, milliste suurused on valitud võrdelistena vastava tähe näiva heledusega. Tulemuseks on praktiliselt foto kvaliteediga pilt meie Linnuteest, kus Galaktika tasand kulgeb horisontaalselt keskel, Galaktika põhjapoolus on ülal ja lõunapoolus all. Galaktika kese on joonise keskel, Linnutee kaks kääbuskaaslast, Suur- ja Väike Magalhãesi Pilv on nähtavad joonise alumises parempoolses osas ja näiteks Orioni tähtkuju asub pildi parempoolse serva lähedal just Linnutee tasandi all. (7,000 Stars And The Milky Way - Copyright: Lund Observatory)

Siit algasid ka katsed mõista Linnutee ehitust. Nagu ikka, jäid esimesed pakutud mudelid vaid oletuste tasemele. Nii arvas Inglise antikvaar William Stukeley 18-nda sajandi algul, et meie tähesüsteem sarnaneb Saturnile - keskel on suur heledate tähtede parv, millesse kuulub ka Päike, seda parve ümbritseb aga mõningasel kaugusel nõrkade tähtede lame rõngas. Keerulisema mudeli pakkus 1734. aastal välja teine inglane Thomas Wright. Tema arvas, et maailma keskel on Paradiis - Jumala ja õndsate elupaik. Keskmest igas suunas maailma äärealadel valitseb Väline Pimedus. Nende kahe vahele aga mahub Aja Hoovus ehk Surelikkuse Piirkond. See viimane kujutas endast õhukest kera kihti milles kõikvõimalikes suundades ümber Paradiisi tiirlevad tähed, sh. Päikene. See Surelikkuse Piirkond on nii õhuke, et vaadates nii maailma tsentri suunas, kui ka väljapoole, haarab meie pilk vaid üksikuid tähti, vaadates aga selle kihi enda suunas (mööda sfääri puutujat), näeme me lugematut arvu kaugeid tähti, mis meie pilgu ees kokku sulades moodustavad Linnutee vöö.

Linnutee ehituse tõsisem uurimine sai alguse William Hercheli 1784. ja 1785. aastal avaldatud töödest. Ta üritas kindlaks määrata Linnutee ruumilist kuju meetodiga, mida ta nimetas "tähtede mõõtmiseks". Kasutades oma 1783. aastal valminud 18 tollise peegliga teleskoopi, luges ta kokku erinevatesse näiva heleduse vahemikesse langevate tähtede arvud 1083-s erinevas taevapiirkonnas. Oletades, et tegelikult on kõik tähed sama heledusega, et tähed on Linnutee ruumalas jaotunud ühtlaselt, et tähtede näiv heledus kahaneb võrdeliselt nende kauguse ruuduga ja et ta suudab näha kõiki tähti kuni Linnutee servani, sai ta oma loenditest tuletada tähesüsteemi ulatuse eri suundades. Ta järeldas, et Päike asub lameda, ligikaudu elliptilise, tähesüsteemi tsentri lähedal ja et see tähesüsteem ulatub Linnutee tasandis umbes 5 korda kaugemale, kui tasandiga ristuvas suunas.

Vaatamata astronoomia kiirele arengule 19. sajandil, püsis Hercheli ettekujutus Linnutee ehitusest elujõulisena käesoleva sajandi alguseni. Oluline muutus tuli alles 1915. aastal kui Harlow Shapley märkas, et samal ajal kui suurte, korrapärase kujuga täheparvede (kerasparvede) jaotus on küllaltki sümmeetriline mõlemal pool Linnutee tasandit, pole nad jaotunud ühtlaselt pikki seda tasandit, vaid tugevalt koondunud ümber suure täheparve Amburi tähtkujus. Väites, et massiivsed täheparved peaksid olema jaotunud sümmeetriliselt ümber Linnutee keskme, järeldas ta, et Päike peab asuma küllaltki kaugel sellest keskmest. Kasutades Henrietta Leavitti poolt 1908. aastal avastatud seost ka kerasparvedes leiduvate tsefeiidide heleduse muutumise perioodi ja nende tähtede absoluutse heleduse vahel, jõudis Shapley 1918-ndaks aastaks otsusele, et Päike peaks asuma Linnutee keskmest umbes 15\ kpc kaugusel. Hilisematel aastatel on tähtedevahelises keskkonnas valguse neeldumise avastamine ja muud täpsustused seda hinnangut ligi kahekordselt vähendanud, viies ta väärtuseni 8.5\ kpc, kuid üldine arusaam Päikese asukohasd Linnutees on jäänud püsima.

Tähekarusell

Jälgides taevast isegi mitmeid aastaid, võime me seal täheldada üpris vähe muutusi. Neist olulisemad on planeetide pidevad asukohamuutused, meteooride ja komeetide ilmumine, muutlikud tähed ja noovad. Tegelikult pole aga tähistaevas kaugeltki täiesti muutumatu ja kõigi tähtede asukohad üksteise suhtes on pidevas muutumises. See muutumine toimub aga äärmiselt aeglaselt ja saab märgatavaks vaid väga pikkade ajavahemike möödumisel. Sellist tähtede liikumist taevasfääril nimetatakse nende omaliikumiseks ja seda mõõdetakse võimalikult pika ajavahemiku tagant tehtud taevafotode võrdlemisel. Tänapäevaks on teada mõnesaja tuhande tähe omaliikumine. Neist vaid umbes 100 tähe omaliikumine on suurem kui 0.1 kaaresekundit aastas (omaliikumine 0.1 kaaresekundit aastas tähendab, et täht läbib taevasfääril täiskuu läbimõõduga võrdse tee umbes 18000 aasta jooksul).

Tähe omaliikumine on põhjustatud tähe liikumisest meie vaatekiirega ristuvas suunas. Tähtede tegelik liikumine ruumis pole aga kaugeltki alati täpselt risti meie vaatesuunaga. Seega tuleb tähe tegeliku ruumliikumise määramiseks mõõta ka tema kiirust pikki vaatekiirt. See on võmalik kasutades tähe vaatesuunalisest kiirusest sõltuvat tähe spektrijoonte lainepikkuste muutusi (Dopleri effekt). Spektrijoonte nihkumise hindamiseks on aga vajalik omada tähe spektrit. Need mõõtmised on küllaltki aeganõudvad ja seetõttu on seni mõõdetud vaid mõnekümne tuhande tähe radiaalkiirused. Enamik saadud tulemustest on langenud 20 km/s piirkonda ning kõik mõõdetud kiirused asuvad vahemikus +543 kuni - 389 km/s.

Uurides, kuidas jaotuvad tähtede kiirused erinevates taevapiirkondades, võib märgata mõndagi huvitavat. Osutub, et keskmisest suurimat negatiivset radiaalkiirust omavad tähed asuvad Herkulese tähtkujus. Samas piirkonnas on aga tähtede keskmine omaliikumine väga väike. Keskmine omaliikumine on väikene ka taevapiirkonnas, mis asub taevasfääril otse Herkulese tähtkuju vastas. Siin omavad aga tähed keskmisest suuremaid positiivseid radiaalkiirusi. Neid kahte taevapiirkonda ühendava sirge risttasandis on tähtede radiaalkiirused nullilähedased, kuid omaliikumised suurimad. Seega jääb mulje, et kõik tähed nagu voolaks meist mööda, tulles Herkulese tähtkuju poolt ja minnes vastassuunas. See leiab lihtsa seletuse, kui eeldada, et tegelikult hoopiski meie koos Päikesega liigume kiirusega umbes 20 km/s Herkulese tähtkuju poole. Punkti taevasfääril, mille suunas me liigume nimetatakse Päikese apeksiks ning seda liikumist ennast Päikese pekullaarkiiruseks ümbritsevate tähtede suhtes.

Ka teised tähed omavad pekullaarkiirusi ja need peaksid olema ruumis juhuslikult jaotunud. Seega keskmistades tähtede kiirused küllalt suurte gruppide piires, peaksime saama tulemused, mis on nullilähedased. Osutub aga, et tegelikult see nii ei ole. Kui kanda joonisele tähtede keskmine radiaalkiirus sõltuvalt nurgast tähegrupi suuna ja Galaktika keskme vahel pikki Linnutee tasandit (seda nurka nimetatakse tähegrupi galaktiliseks pikkuskoordinaadiks), siis saame me joonisel kahe harjaga laine. Sarnase tulemuseni jõuame ka omaliikumiste kasutamisel, kuid saadud tulemus on eelmise suhtes 45 kraadi võrra nihkes. 1927. aastal jõudis kuulus Hollandi astronoom Jan Oort järeldusele, et kiiruste selline käitumine on seletatav Galaktika diferentsiaalse pöörlemisega. See tähendab, et keskmiselt kõik tähed Galaktikas tiirlevad Linnutee tasandis ümber süsteemi tsentri, kusjuures tsentrist kaugenemisel pöörlemiskiirus langeb.

Meie Galaktika pöörlemise uurimiseks vaadeldakse tänapäeval enamasti neutraalse vesinikgaasi kiirgust raadiosagedustel - lainepikkusel 21 cm. Sellised, aga ka teistel lainepikkustel teostatavad raadiovaatlused on võimaldanud hinnata Galaktika pöörlemiskiirusi süsteemi keskmest kuni kaugete äärealadeni. Nende tööde tulemusena on leitud nn. pöörlemiskõver - Galaktika pöörlemiskiiruse sõltuvus kaugusest süsteemi tsentrist. Päikese kaugusel Galaktika keskmest osutub pöörlemiskiirus olevat 220 km/s. See tähendab, et Päike teeb tiiru ümber Linnutee keskme umbes 237 miljoni aastaga.

Mitte ainult tähed

Juba ammustel aegadel hakkasid inimesed taevasfääril lähestikku asetsevaid heledamaid tähti mõtteliselt ühendama tähtkujudeks. Sama ammustest aegadest olid tuntud ka märksa kompaktsemad tähekogumid - Plejaadide ja Hüaadide täheparved: udused plekid taevas, millest ka paljas silm suutis välja eristada üksikuid tähti. Lisaks sellistele täheparvedele teati aga ka mõningaid helendavaid udulaike (näiteks Orioni, Andromeeda ja Herkulese tähtkujudes), kus silmaga polnud võimalik märgata mingit sisestruktuuri. Juba teisel aastasajal enne Kristust koostatud Hipparchose tähekataloog sisaldas vähemalt kaks sellist objekti, kuid neile ei pööratud mingit erilist tähelepanu.

Taevased udulaigud sattusid terasema tähelepanu alla vaid pärast teleskoobi leiutamist, kui Galileil õnnestus lahutada tähtedeks Sõime täheparv. 1609. aastal lahutas ta 40-neks nõrgaks täheks ka Plejaadide täheparve ning mitmed teised. Lähtudes nendest tulemustest, kuulutas ta uduste laikude probleemi lahendatuks ja luges kõik nad nõrkade tähtede kogumiteks. Samal aastal tulid aga ka esimesed ebaõnnestumised - Orioni udu ei lahutunud tähtedeks ka mitte teleskoobis. Järgnenud sajandi jooksul avastati taevas umbes kümmekond udust laiku, milledest osa osutusid teleskoobiga vaatamisel nõrkadeks tähekogumiteks, osa jäid aga udulaikudeks ka teleskoobis.

Taevaste udude süstemaatilised otsingud algasid Prantsusmaal 1764. aastal, kuid nende olemus jäi salapäraseks veel sajandiks. Alles 1864. aastal tõi probleemi esimest selgust William Huggins, kasutades tollal alles lapsekingades olevat spektraalanalüüsi. Selleks ajaks oli juba teada, et tähtede spekter on pidev, st. seal on esindatud kõik värvid. Suunanud oma teleskoobi aga Draakoni tähtkujus olevale udule, nägi Huggins spektrit, mis koosnes vaid mõnest eredast rohelisest joontest. Tänapäevaks me teame, et selline valgus pärineb isehelenduvatest hõredatest gaasikogumitest ja seega peab Draakoni udu koosnema mitte tähtedest, vaid gaasist.

Nüüdseks on Linnutees leitud ka udusid, mis kiirgavad küll valgust, mis igati sarnaneb tähevalgusele, kuid millised ei lahutu tähtedeks ka suurimates teleskoopides. Need udud koosnevad väikestest tahketest tolmuosakestest, millised vaid peegeldavad lähemate tähtede valgust. Kui selliste tolmukogumite läheduses ei juhtu aga heledaid tähti olema, siis on nad avastatavad vaid seetõttu, et varjavad meie pilkude eest neist kaugemal olevatelt tähtedelt lähtuva valguse. Kuna kogu tähtedevaheline ruum sisaldab - kus vähemal, kus rohkemal määral - sellist tolmu, siis selles peitubki esimeste Linnutee uuriate eksituste saladus - tänu kaugemate tähtede valguse neeldumisele tolmus, said nad uurida vaid väga väikest ruumiosa Päikese ümbruses ja neile näha olevate tähtede jaotusel taevasfääril polnud mingit seost Galaktika tegelike mõõtmetega.

PILDIL: Taeva üks ilusamaid gaasi- ja tolmupilvede kogumeid Orioni Tähtkujus. Tume Hobusepea udu on selgelt nähtav tema taga punakalt särava gaasudu IC434 taustal. Samas kõrval peegeldab lähedaste kuumade tähtede valgust ka keerukam NGC 2024. (Copyright: Anglo-Austraalia Observatoorium. Foto kasutamisõiguse küsimustes pöörduda Coral Cooksley poole.)

Mõndagi huvitavat on teada saadud ka täheparvedeks osutunud udulaikude kohta. Osutub, et ka täheparved jagunevad kaheks küllaltki erinevaks alaliigiks. Osa parvi (sealhulgas Plejaadid ja Hüaadid) on suhteliselt ebakorrapärase kujuga, sisaldavad mõnikümmend kuni mõnisada tähte ja nende läbimõõt langeb vahemikku 2 kuni 20 pc. Selliseid parvi kutsutakse hajusparvedeks. Tähtede ruumtihedus sellistes parvedes on tavaliselt mõned tähed kuupparsekis, mis on küllaltki suur number, kui võrrelda tähtede ruumtihedusega Päikese ümbruses - umbes 0.05 tähte kuupparsekis. Kuna tähed paljudes sellistes parvedes omavad sarnast ruumliikumist ja nende Hertzprung-Russelli diagrammid meenutavad korraga tekkinud eri suurusega tähtede paigutust sellel diagrammil kuni mõni miljard aastat pärast täheteket, siis on loogiline oletada, et tegu on samaaegselt ühest gaasipilvest tekkinud tähtede kogumiga. Nende parvede korrapäratu kuju, mitte väga suured vanused ja tähtede kiiruste jaotused tunnistavad, et aja jooksul need parved ilmselt lagunevad ja tähed hajuvad Galaktika üldises täheväljas.

PILDIL: Plejaadide hajusparv on üks tuntumaid täheparvi taevas. Parve ümbritseva udu muudab nähtavaks tolmuosakestelt peegelduv noorte siniste tähtede valgus.

Parvede teise tüübi moodustavad korrapärased, peaaegu täpselt sfäärilised kerasparved, millised sisaldavad 50 tuhat kuni 50 miljonit tähte. Tähtede ruumtihedus selliste parvede keskmes võib ulatuda kuni tuhande täheni kuupparseki kohta. Ka nende parvede puhul näitavad Hertzprung-Russelli diagrammid, et tegu on ligikaudu samaaegselt tekkinud tähtede kogumitega, kuid siin osutuvad nende vanused 8-12 miljardi aasta suurusjärgus olevaiks. Sellega on tegu ilmselt Galaktika vanimate ja massiivseimate tähekogumitega üldse.

PILDIL: Kerasparv Kentauri tähtkujus.