Linnutee - II

Kord või korralagedus

Tänapäevaks on Galaktikas teada üle tuhande hajusparve ja paarisaja kerasparve ringis. Kui võib arvata, et oluline osa kerasparvedest on juba üles leitud, siis hajusparvede koguarvu arvatakse olevat vahemikus 10000 kuni 100000. Selline erinevus meie teadmistes on otseselt seotud nende kahe parvetüübi erineva jaotumisega Galaktikas. Juba 1909. aastal märkas Rootsi astronoom Karl Bohlin, et kerasparvi võib leida nii väikestel, kui suurtel kaugustel Linnutee tasandist, kuid pikki Linnutee suunda on nad valdavalt koondunud ühele taevapoolkerale. Hajusparved, vastupidi, on jaotunud küllaltki ühtlaselt pikki Linnuteed, kuid tugevalt koondunud just sellesse vöösse ning suurematel kaugustel Linnutee tasandist neid peaaegu ei kohta. Hajusparvedega sarnast jaotust taevasfääril omavad ka gaasudud ja tolmupilved. Viimased varjavadki meie pilkude eest suurema osa Galaktika tasandis asuvatest hajusparvedest, kuid ei suuda varjata tasandist kaugel asuvaid kerasparvi.

Kirjeldatud objektide erinev jaotumine Galaktikas vihjab, et Galaktika ei ole mitte vormitu tähemass, vaid omab kindlat sisemist struktuuri - kui kerasparved on koondunud Galaktika tsentrit ümbritsevasse ligikaudu sfäärilisse süsteemi, siis hajusparved, gaas ja tolm moodustavad kerasparvede sfääri läbiva ketta. Ilmselt võib oletada kirjeldatutega sarnaste allsüsteemide eksisteerimist ka parvedesse mittekoondunud tähtede puhul, kuid kuna me ise asume Linnutee vöös keset valgust neelavaid tolmupilvi, siis osutub meie Galaktika tähtede jaotusest üldpildi saamine küllaltki raskeks ülesandeks, mistõttu sellesuunalised uuringud edenesid esmalt jõudsamalt meie lähimate naabergalaktikate, kui meie oma tähesüsteemi puhul.

Juba 1916. aastal märkas Sears, et paljude korrapärase kujuga taevaste udulaikude, mis hiljem osutusid Linnuteega sarnasteks tähesüsteemideks, välisosad on märgatavalt sinisema varjundiga, kui keskosad, mis tundusid punakad. 1923. aastal õnnestus Edwin P. Hubblel, kasutades Mount Wilsoni observatooriumi 2.5 meetrise peegliga teleskoopi, lahutada kahe sellise udu (M31 ja M33) välisosad tähtedeks, mis osutusid sarnasteks meie Galaktikas Päikese ümbruses leiduvate heledaimate tähtedega. Andromeeda udu (M31) tsentraalosa õnnestus tähtedeks lahutada aga alles 1944. aastal, mil Walter Baade leidis, et need piirkonnad koosnevad välisosadele iseloomulikest sinistest hiidudest nõrgematest punastest tähtedest. Toetudes oma avastusele, võttis Baade kasutusele tähepopulatsioonide mõiste, nimetades esimeseks populatsiooniks galaktikate ketastes leiduvaid heledaid sinakaid tähti ja teiseks populatsiooniks tähesüsteemide tsentraalosadesse koondunud, sfäärilisema jaotusega tähti.

Tänapäeval ei lähtuta tähtede erinevatesse populatsioonidesse klassifitseerimisel enam ainult nende näivast värvusest, vaid võetakse arvesse kõik olemasolevad andmed tähtede keemilise koostise, vanuse ja ruumliikumise kohta. Vastavalt sellele on keerulisemaks muutunud ka meie arusaam Galaktika ehitusest. On selgunud, et erinevate omadustega tähed moodustavad Galaktikas erineva kuju ja omadustega allsüsteeme, mis on omavahel ruumiliselt läbi põimunud ja ka oma füüsikalistelt omadustelt lähevad üksteiseks üle rohkem või vähem pidevalt.

Päikese ünbruses on kõige rohkearvulisemalt esindatud nn. ketta populatsiooni tähed. Nende keemiline koostis on üpris sarnane Päikese keemilise koostisega. Nende vanus ulatub peaaegu Linnutee vanustest kuni äsjatekkinuteni. Enamik selle allsüsteemi tähti liigub ümber Galaktika keskme peaaegu ringikujulistel orbiitidel. Nende tähtede arvukus kahaneb kaugenemisel nii Galaktika tsentrist kui ka Linnutee tasandist sujuvalt eksponentsiaalse seaduse järgi, kusjuures vertikaalsuunas umbes 10 korda kiiremini, kui Linnutee tasandis.

Halo populatsiooni tähed on koondunud ligikaudu sfäärilisse allsüsteemi ümber Galaktika keskme. Päikese ümbruses moodustavad nad vaid umbes 0.2% siinsest tähtede üldarvust. Need tähed liiguvad kõikvõimalikes suundades pikki väga väljavenitatud orbiite, nii et allsüsteemi kui terviku pöörlemine on vaevumärgatav. Oma vanuselt on halo tähed vanimad Galaktikas. Nende atmosfäärides on tõenäoliselt säilinud mälestus aine koostisest Galaktikas meie tähesüsteemi tekkimise ajal - vesinikust ja heeliumist raskemaid keemilisi elemente leidub seal ligi 30 korda vähem kui Päikese atmosfääris.

Kuni 10% Päikese ümbruse tähtedest ei sobi hästi ei halo ega ketta allsüsteemi. Nende ruumjaotus meenutab samuti ketast, kuid see ketas on kuni 10 korda paksem, kui tavalisel kettal, mille tähed Päikese ümbruses enamuses. Seetõttu nimetatakse seda allsüsteemi paksuks kettaks. Seni on selge, et paks ketas koosneb küllaltki vanadest tähtedest, kuid mitmete tema omaduste osas pole teadlastel veel täit selgust.

PILDIL: Linnutee tsentraalsed 4 kiloparsekit fotografeerituna infrapunakiirguses DIRBE eksperimendi käigus COBE satelliidult. Kogu foto haarab taevas poolsfääri keskmega Linnutee tsentris. Ketta punakas värvus on tingitud seal leiduvast tolmust ning ketta keskosas olev valkjas paksend on mõhn.

Galaktika tsentri ümbruses on ära tuntav veel nn. mõhn. See allsüsteem omab märgatavat keskmist pöörlemist, kuid tema pöörlemiskiirus jääb ketta omast siiski ligi kaks korda väiksemaks. Erinevalt teistest Galaktika komponentidest ei ole see allsüsteem tõenäoliselt pöördsümmeetriline, vaid on Linnutee tasandis ühes suunas välja venitatud, meenutades kurki. Allsüsteem koosneb küllaltki vanadest tähtedest, kuid nende tähtede vesinikust ja heeliumist raskemate elementide sisaldus varieerub suurtes piirides - küllaltki väikesest kuni Päikese puhul vaadeldut ületavateni.

Lisaks kirjeldatud tähelistele allsüsteemidele, vaadeldakse eraldi galaktiliste allsüsteemidena veel ka tähtedevahelist gaasi ja tolmu ning nn. varjatud ainest krooni. Viimane neist on allsüsteem, mida senini pole kellegil õnnestunud vahetult vaadelda. Tema olemasolu vajadus tuleneb aga suurtest vastuoludest meie Galaktika nähtava aine jaotuse ja selle aine liikumise alusel hinnatavate gravitatsioonijõudude suuruse vahel. Et neid kahte kokku sobitada oletataksegi, et Galaktika nähtav osa asub omakorda mingi tumeda aine tihendis, mis tingib olulise lisa gravitatsiooniväljale.

Galaktilised mustrid

1845. aastal lõpetas William Parsons oma suurima, 72 tollise peegliga teleskoobi ehituse. Juba esimesel vaatluskuul tõi teleskoop kaasa ka oma tähtsaima avastuse. Selgus, et tähist M51 omav udu näib meenutavat veekeerist - ta koosnes reast tsentrisse koonduvatest spiraalsetest ribadest. Järgnevate aastate jooksul märgati samasugust iseärasust veel mitmete udude puhul ning sajandi lõpuks näitasid Lick'i Observatooriumis tehtud fotod, et selliseid spiraaludusid eksisteerib loendamatul arvul.

PILDIL: Kui meil õnnestuks vaadata Linnuteed väljaspoolt võiks ta meenutada näiteks galaktikat NGC 4321.

Lähtudes sellest avastusest oletasid mitmed astronoomid, et ka meie Galaktika võib omada spiraalstruktuuri, kuid meie asukoht Linnutee kettas on raskendanud selle uurimist kuni tänase päevani. Kõigile raskustele vaatamata on selgunud, et vähemalt Päikese ümbruses paiknevad kõige nooremad tähed ja nende parved pikki kolme, umbes 1 kpc laiust, kaarekujulist riba. Märksa suuremates mastaapides on sarnaseid tulemusi andnud galaktilise gaasi raadiovaatlused, kuid ka siin on järeldused piirdunud vaid kaarekujuliste tihedama gaasi ribade avastamisega, mis lubavad küll üpris kindlalt väita, et Linnutee näol on meil tegu spiraalududele sarnase tähesüsteemiga, kuid täpne ettekujutus Galaktika üldilmest astronoomidel puudub.

Spiraalgalaktikate veekeeriseid meenutav välimus jätab mulje, nagu oleks tegu helenduva aine kokkuvooluga galaktikatevahelisest ruumist tähesüsteemide tsentritesse. Ehkki päris nii see siiski ei ole - valdava enamuse galaktikate massist moodustavad suhteliselt nõrgad tähed, mis liiguvad küllaltki korrapärastel orbiitidel ilma kuhugi langemata ning spiraalse mustri annavad vaid harva esinevad, kuid äärmiselt heledad noored tähed - pole see mulje ka mitte päris vale. On selgunud, et tänu mitmesugustele protsessidele, voolab tähtedevaheline gaas, lisaks ringliikumisele ümber süsteemi keskme, ka aeglaselt, kuid pidevalt tsentri suunas.

PILDIL: Vasakpoolsel ülemisel paneelil on kujutatud umbes 70 parsekise küljepikkusega ala Galaktika keskme ümbruses vaadelduna raadiokiirguses sagedusel 1.4 GHz. Heledaima kiirgusega ala (kujutatud rohelisena) kannab nimetust Sgr A. Kollakas-punakas täpp on Sgr A* - kompaktne objekt, mis arvatakse asuvat täpselt Linnutee keskmes. Sinakad kiired kujutavad endast pikki magnetvälja jõujooni kulgevaid gaasivoole. Galaktika tasand kulgeb paneeli vasakust ülemisest nurgast alumisse paremasse nurka.

Parempoolsel ülemisel paneelil on kujutatud Sgr A (umbes 10 parsekise küljepikkusega ala Galaktika keskme ümbruses), mis siin lahutub Sgr A Idaks (sinisega kujutatud ringjas struktuur, mis ilmselt on jäänus kunagisest supernoovast) ning Sgr A eks - kuumast ioniseeritud gaasist koosnev spiraaljas Läänstruktuur.

Alumistel paneelidel on detailsemalt kujutatud Sgr A Lääs (umbes 2 parsekise küljepikkusega ala Galaktika keskme ümbruses). Vasakpoolsel pildil on näha ioniseeritud gaasi joad, mis spiraalselt langevad tsentri suunas. Parempoolne pilt kujutab selle gaasi kiiruste välja - punane värv tähistab gaasi, mis eemaldub meist kiirustega kuni +250 km/s, sinine aga gaasi, mis läheneb meile kiirustega enam kui -100 km/s.

Tänu gaasi pidevale koondumisele Linnutee keskmesse asub seal umbes 0.5 kiloparsekise läbimõõduga piirkonnas (vähem kui 0.2% Galaktika ruumalast) ligi 10% galaktilisest gaasist ning toimuvad tormilised protsessid. Mida lähemale Galaktika keskpunktile, seda suuremaks kasvavad gaasi tihedused, seda tugevamaks muutuvad tähtedevahelised magnetväljad, seda rohkem tekkib noori ja väga massiivseid tähti, seda rohkem ja sagedamini plahvatab supernoovasid, mis oma kiirgusega ioniseerivad ja paiskavad laiali ümbritsevat gaasi. Galaktika keskmes asub noorte tähtede parv, kus tihedused on juba sedavõrd suured, et oluliseks võivad muutuda isegi tähtede vahetud kokkupõrked. Selle täheparve keskme lähedal on vaadeldav väga tugev kuid kompaktne raadiokiirguse allikas. Uusimad mõõtmised on näidanud, et ruumalasse, mille raadius on väiksem kui Jupiteri orbiidil, peab olema koondunud ainehulk, mille mass ületab Päikese massi enam kui miljoni kordselt. Paljud astronoomid on veendunud, et tegu võib olla musta auguga.

Elulugu

Tavaliselt oleme harjunud pidama tähistaevast muutumatuks ja tähepunkte seal igavesti säravateks. Võrrelduna inimese lühikese eluga see võibki nii tunduda, kuid universumi ajaskaalades on ka tähistaevas täis elu ja pidevat muutumist. Kosmilistes gaasipilvedes sünnivad üha uued tähed, millised elavad miljardeid aastaid, kuni ka nemad surevad, paisates osa oma sisemuses toimunud termotuumareaktsioonide käigus ümbertöötatud ainest taas gaasina tähtedevahelisse keskkonda. Seega ei saa muutumatuna püsida ka põhiliselt tähtedest koosnev Galaktika. Ka siin peab toimuma mingi areng, sest tänu tähtede arengule toimub pidev galaktilise keskkonna rikastamine vesinikust ja heeliumist raskemate keemiliste elementidega, mis omakorda tingib, et surevate tähtede asemele tekkivad uued tähepõlvkonnad ei saa olla enam mitte päris samasugused nagu eelmised - uued tähed tekkivad juba keemiliselt rikastatud gaasist. Lisaks galaktilise aine keemilisele arengule peaks toimuma ka tähesüsteemi dünaamiline areng, sest tähed liiguvad nende endi poolt tekitatavas gravitatsiooniväljas ning tähtede aegajalt esinevad juhuslikud lähenemised teistele tähtedele või massiivsetele gaasipilvedele võivad aja jooksul oluliselt ja pöördumatult muuta nende liikumisteid ehk orbiite tähesüsteemis, kujundades sellega pikkamööda ümber ka kogu Linnutee näo. Arengu kolmandaks "mootoriks" võivad osutuda ülalkirjeldatud Galaktika tsentri ümbruses toimuvad energilised protsessid, mis aeg-ajalt võivad viia kogu meie tähesüsteemi vapustavate plahvatusteni.

Kõik need nähtused püstitavad meie ette küsimuse, kust tuleb ja kuhu läheb meie Linnutee, ehk vaid veidi teisiti küsides, miks on ta just selline nagu ta on? Kahjuks on aga asjad siin, nagu paljude teiste küsimustega - mida lihtsam küsida, seda raskem vastata. Kui juba Galaktika praeguses ehituses on nii mõndagi ebaselget, siis seda raskem on mõista, milline oli ta miljardite aastate eest, või milline saab ta olema kauges tulevikus. Suures osas saame piirduda vaid rohkem või vähem põhjendatud oletustega, millistest tuleb põhjalikumalt juttu allpool, kuid siinkohal püüaksime veidi kokku siduda eespool kirjeldatud pildikesi meie tähesüsteemi ehitusest.

Kuna enamiku Universumi massist moodustab tõenäoliselt meile vahetult nähtamatu varjatud aine, siis on arvata, et Linnutee kujunemine sai alguse mingisse sellise tumeda aine tihendisse raskusjõudude mõjul koonduvatest klombilistest ürgsetest gaasipilvedest - protogalaktikast, mis Universumi paisumise aeglustumisel omaenese raskuse all kokku kukkuma hakkasid. Seejuures kasvas gaasi tihedus protogalaktika eri osades ebaühtlaselt ja seda kiiremini, mida suurem oli vastava piirkonna algne tihedus. Nii eraldusid aja jooksul üldisest taustast tulevaste täheparvede alged ja neis omakorda tulevaste tähtede alged, mis peagi ka süttisid Linnutee esimeste tähtedena. Kuna see toimus ajal, kus algne pilv ei olnud jõudnud tervikuna veel oluliselt oma kuju muuta, ega rikastuda tähtedes tekkivate keemiliste elementidega ning kuna juba tekkinud tähed eraldusid gaasi üldisest liikumiset, jäädes liikuma orbiitidele, mis olid suuresti määratud vaid tekkiva Galaktika üldise gravitatsiooniväljaga, siis sellel etapil kujunenud tähtede kogum peaks tänapäeval vägagi meenutama meie Linnutee halo allsüsteemi.

PILDIL: Galaktikate tekkimine - üksikutest kokkulangevatest gaasipilvedest, milledes juba tekkivad esimesed tähed, tekkib protogalaktika, mille pöörlemine muudab ta lapikuks ning tekitab spiraalmustri. Mosaiik on koostatud Hubble'i Kosmoseteleskoobi fotodest. Esimesel paneelil olevad objektid on sedavõrd kaugel, et fotod näitavad esimeste süttinud tähtede kosmoloogilise punanihke poolt nähtavasse spektriossa nihutatud ultraviolettkiirgust.

Paralleelselt halo tähtede tekkimisega jätkus hõredama, esimeste tähtede poolt juba keemiliselt rikastatud gaasi langemine pilve raskuskeskme suunas. Kuna võib oletada, et algne protogalaktika aeglaselt pööreles, siis kokkutõmbumise käigus pidi vastavalt mõõtmete vähenemisele üha kasvama tema pöörlemiskiirus. See omakorda tingis, et üha tugevnes ka tsentrifugaaljõud, mis hakkas pidurdama gaasi koondumist pöörlemisteljega ristuvates suundades, samas kui pikki pöörlemistelge jätkus gaasi koondumine kasvava hooga. Nii hakkas Linnutees üha selgemini välja kujunema ketta alsüsteem, milles taas tihedamad gaasipilved panid aluse tulevastele täheparvedele ja tähtedele.

Kuna nüüdseks on enamik järgijäänud gaasist koondunud kettasse, siis siin jätkub ka tähtede tekkimine kuni praeguse ajani, kusjuures just kõige nooremad ja heledamad tähed peaksid kujundama ka meie Linnutee spiraalmustri. Kusagile halo ja ketta vahele jääb paksu ketta allsüsteem, kuid nii nagu pole selgust selle allsüsteemi ehituses, pole kindlaid seisukohti ka tema tekkimise osas - kas on tegu mingi vahepealse tähetekke lainega viimaste halo- ja esimeste ketta objektide tekkimise vahel, või siis on paks ketas moodustunud esimestest kettatähtedest, mis aja jooksul on kettast taas hajunud suuremasse ruumipiirkonda.

Algse gaasipilve pöörlemissuuna määras ära enamiku temas sisalduvate gaasiklompide liikumissuund. Samas aga ei liikunud ilmselt mitte kõik selle konglomeraadi osad täpselt samal viisil. Seetõttu võib oletada, et oma osa Galaktika arengus mängisid ka erinevalt liikuvate gaasipilvede põrked, mille käigus nood kaotasid olulise osa ringliikumisest ümber Linnutee keskme ja langesid süsteemi tsentrisse, kus kiiresti kasvanud gaasi tihedus põhjustas intensiivse tähetekke, mis aegade jooksul on kujundanud vaid mõõdukalt pöörleva mõhna allsüsteemi.