Käesolevat jutustust on huvitav alustada pikema tsitaadiga 16 aasta vanusest "Horisondist" (Jaak Jaaniste, Enn Saar, "Tähed sünnivad spiraalil", "Horisont" nr. 4, 1980, lk. 23):
"Pakkusime välja idee akretsioonispiraalist, kus tähed tekivad galaktikaketta "pommitamisel" gaasipilvedega. Et tähed süttiksid spiraalil, peavad need pilved langema ketta kitsale ribale. See aga on võimalik siis, kui nad asuvad õhukeses galaktikakettaga ristuvas kihis. Et see on teoreetiliselt võimalik, seda teadsime isegi. Et galaktikavälised gaasipilved tõesti sellises kihis asuvad, kuulsime aga esmakordselt seminaril, kus ettekande esitas tollane TRÜ neljanda kursuse üliõpilane, praegune Tõravere Observatooriumi nooremteadur Urmas Haud. Olime valmis avalikkuse ette astuma. Ainult üks asjaolu pani meid üsna kõvasti muretsema. Ei ole ilus, kui 20. sajandi astronoomia põhiseisukohtade vastu välja astudes nimetatakse informatsiooniallikana neljanda kursuse tudengi uurimistulemusi."
Tollases "Horisondis" jäi otseselt välja ütlemata üks nüanss. Nimelt seostati siis ülalmainitud ristuvat gaasikihti vene kosmoloogi J. Zeldovitshi poolt väljapakutud nn. pliinide teooriaga, mille kohaselt galaktikad tekkivad enam kui 100 megaparsekise läbimõõduga lamedates ainekuhjumites - pliinides. Seega olid need gaasikihid galaktikate suhtes midagi välist. Tudengi pakutu muutis aga ebameeldivamaks tema hullumeelne idee, et galaktikakettaga ristuvas kihis asuvad gaasipilved tiirlevad korrapäraselt ümber Galaktika, ehk teisisõnu\ - nad moodustavad osa meie tähesüsteemist ja lisaks hästituntud Linnutee kettale omab meie Galaktika veel teistki, esimesega risti asetsevat pöörlevat gaasiketast. See idee tundus sedavõrd uskumatu, et tudengil soovitati kõigepealt paremini tundma õppida galaktikate ehitust, enne kui seda ringi tegema hakata. Nii saigi minu järgnevate aastate tööks andmete kogumine Linnutee allsüsteemide ehituse kohta ning selle ehituse matemaatiliste mudelite koostamine, kuid mälestus teisest gaasikettast ei kustunud.
Tuha all hõõgunud tuli lahvatas taas põlema 1985. aasta lõpul, kui olin külas Bonni Raadioastronoomia Instituudis. Ajades kord juttu samuti seal külas viibinud Jaapani astronoomiaprofessori M. Fujimotoga, mainisin muuhulgas ka kunagist ideed. Suurimaks üllatuseks ei järgnenud mitte vaikset muiet, vaid väide, et oot-oot, ma olen ka millestki sellisest kuulnud. Võib arvata, et järgnesid kiired päevad raamatukogus, kus selguski, et juba paar aastat tagasi oli taevas avastatud omapärased tähesüsteemid, mida oli hakatud nimetama polaarringiga galaktikateks. Õnneks olid tudengipõlves Linnutee kohta saadud tulemused 1976. ja 1977. aastal juba lühidalt avaldatud, ehkki siis kui omajagu pöörased tähelepanuta jäänud. Tundes nüüd kindlamat pinda jalge all ja uuemaid andmeid käepärast oli leitud huvitav uurimissuund järgnevateks aastateks.
Galaktikate maailm on äärmiselt rikkalik ja mitmekesine. Seetõttu ei saa kaugeltki iga veidi veidra väljanägemisega tähesüsteem kohe tõmmata endale astronoomide erilist tähelepanu. Nii juhtus ka polaarringidega. Üks esimesi seda tüüpi objekte, mida üldse märgati, oli tõenäoliselt galaktika NGC\ 4650A, millist Argentiina astronoom J. L. S\*'ersic kirjeldas 1967. aastal kui pikergust (kurgitaolist) objekti, mida keskelt vöötab tähe ja gaasiketas. Esimesed vihjed, et kurk ei tarvitsegi olla kurk, vaid hoopiski serviti nähtud kapsaleht, tulenesid kiiruste mõõtmistest. Nimelt on galaktikate dünaamikast teada, et tähesüsteemi pikerguse kujuga kaasnevad tavaliselt sellesse süsteemi kuuluvate tähtede suured juhuslikud kiirused, samas kui hästi lapikutes galaktikates on valdavaks korrapärane pöördliikumine ümber süsteemi keskme ja juhuslike kiiruste osakaal on suhteliselt tagasihoidlikum. Seega, kui 1978. aastal leiti, et NGC\ 4650A-le sarnaneva tähesüsteemi NGC\ 2685 tsentraalkehas on tähtede juhuslikud kiirused väikesed ning kiiruste muutumine piki "kurgi" telge vihjab pöörlemisele, oli esimene mõra löödud, kuid otsustava pöörde arusaamades tõi kaasa alles ameerika astronoomide F. Schweizeri, B. C. Whitmore'i ja V. C. Rubini 1983. aastal avaldatud töö.
Ülalmainitud autoritel tekkis asja vastu huvi, kui nad juhuslikult leidsid veel ühe väliselt sarnanese objekti\ - tähise A0136-0801 saanud galaktika. Erinevalt eelkäijatest võeti ette põhjalikumad uuringud ja tulemused tasusid vaeva. Kulutanud kahe aasta jooksul kokku 746 minutit puhast ekspositsiooniaega erinevate instrumentidega erinevatel 2.5 - 4 meetrise peegliläbimõõduga teleskoopidel, õnnestus koguda küllaldane andmestik, tegemaks veenvaid järeldusi uuritava tähesüsteemi ehituse kohta ning need järeldused olid huvitavad. Galaktika tsentraalkeha pöörlemiskõvera ning tähtede keskmise kiiruste dispersiooni mõõtmised näitasid, et suure tõenäosusega peaks tegu olema ketasgalaktikaga. Fotomeetrilised ja spektraaluuringud kinnitasid, et tsentraalkehaks on vaatleja suhtes peaaegu serviti asetsev igati tavaline S0 tüüpi galaktika, mis koosneb kergelt lapikust keskosast ja seda ümbritsevast lamedast kettast. Suure arusaamatusena ümbritses sellist tavalist galaktikat aga teine, temaga ristuv pöörlev ketas, või õigemini rõngas, mis koosnes noortest tähtedest ja gaasist.
Mingi uue nähtuse avastamine tõstatab kohe ka küsimuse sellest, kuivõrd levinud või haruldane too võiks olla. See huvitas ka Schweizerit ning tema kaasautoreid ning oma otsingute tulemusena lisasid nad juba A0136-0801 ehitust kirjeldavale tööle nimekirja 22-st tõenäoliselt sama tüüpi galaktikast. Enamik hilisemaid uuringuid on tõestanud, et tegu on olnud taas tavaliste S0 galaktikatega, mida ümbritsevad nende tasandiga praktiliselt ristuvad tähe ja gaasirõngad. Pidevalt on lisandunud ka uusi kandidaate, nii et 1990. aastal avaldatud esimeses kataloogis on kirjas juba 157 sarnast objekti. Seejuures tuleb arvestada, et ilma kiiruste mõõtmisteta on polaarringiga galaktikad sellistena ära tuntavad vaid teatud kindla orientatsiooni puhul vaatekiire suhtes
Praktiliselt kõigi nende süsteemide omadused võib lühidalt kokku võtta järgmiselt:
Lisaks äsjakirjeldatud klassikalistele polaarringiga galaktikatele on viimastel aastatel leitud ka veidi erinevaid, kuid siiski paljuski sarnaseid tähesüsteeme. Kõige ilmsemalt kuuluvad samasse klassi S0 galaktikad, mida ümbritseb ristuvas tasandis hõre gaasirõngas, mis on vaadeldav vaid raadioteleskoopide abil. Optiliste teleskoopidega nähtavaid tähti need rõngad ei sisalda. Vast veidi kaugemalt sugulased polaarringiga galaktikatele on paljud elliptilised galaktikad, millistes on vaadeldav piki veidi lapiku tähesüsteemi väikseimat diameetrit kulgev tolmuriba. Kiiruste mõõtmised on näidanud, et taas on tegu gaasi ja tolmukettaga, mille pöörlemistelg ristub sama galaktika tähtedest koosneva põhikeha pöörlemisteljega.
Kõigil asjakirjeldatud süsteemidel on üks ühine omadus, mida me siiani eriti pole rõhutanud. Nimelt on neil tsentraalkehaks silmapaistvalt gaasivaene galaktika. Seni pole vaadeldud ühtegi klassikalist polaarringi ümber korralikku gaasiketast sisaldava spiraalgalaktika. Ainsaks erandiks oleks nagu meie Linnutee, mille ketas on S0 ja elliptiliste galaktikatega võrreldes vägagi gaasirikas. See on oluline erinevus, sest kui gaas ja tähed saavad mingis ruumalas liikuda teineteisest küllaltki sõltumatult, siis kaks gaasipilve teineteisest enam läbi lennata ei saa, nagu ei saa ka õues tuul puhuda korraga kahest erinevast suunast. Kuna ei Linnutee gaasiketta välisserv ega ka tema oletatava polaarringi siseserv pole selgepiirilised jooned, millest ühel pool on gaasi tihedus märkimisväärne ja teisel pool null, siis eksisteerib kindlasti piirkond, kus kahe ketta gaasipilved peaksid pidevalt mingi sagedusega põrkuma. Sellised põrked omakorda peaksid aga aja jooksul nõrgema ketta hävitama, kui viimase gaasivarusid mingi muu mehanismi just pidevalt ei täienda.
Seega, ka pärast polaarringidega galaktikate avastamist tundus idee Linnutee polaarringist ikkagi kahtlasevõitu. Samas leidus aga argumente, mis osutasid ka spiraalgalaktikate puhul ketta risttasandi erilisele rollile tähesüsteemi lähemas ümbruses. Sellele viitasid oma ülaltsiteeritud artiklis ka Jaak Jaaniste ja Enn Saar:
"Esimese kingituse tegi meile inglise astronoom Donald Lynden-Bell ajakirjas "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society" ("Kuningliku Astronoomiaühingu igakuised teated"). 1976. a. märtsinumbris ilmus tema "Kääbusgalaktikad ja kerasparved vesinikuvooludes". ... Meie jaoks oli kõige tähtsam tema põhijäreldus: vesinikupilvede (Linnutee tasandiga ristuvas - U.H.) tasandis asuvad peaaegu kõik Galaktika kaaslased ja enamik kaugeid täheparvi."Samal aastal kinnitasid Linnutee kääbuskaaslaste paiknemise sellist omapära ka W. E. Kunkel ja S. Demers Brasiiliast. Mis aga veelgi olulisem, juba 1969. aastal oli rootsi astronoom E. Holmberg uurinud kääbusgalaktikate paigutust 174 hiidgalaktika ümbruses ning leidnud, et kõigil juhtudel, kui hiidgalaktikaks oli ligikaudu serviti paistev spiraalgalaktika, oli ümbritsevatel kääbustel märgatav tendents koonduda tsentraalgalaktika kujutisega ristuvale joonele.
Kuna Holmberg ei pööranud oma töös tähelapanu sellele, kas hiidgalaktikat ümbritsevad kääbused on esimesega ka füüsikaliselt seotud, või ainult projekteeruvad taevasfääril tema lähedusse, asudes ise ruumis tegelikult kas hiidgalaktikast tunduvalt lähemal või kaugemal, siis otsustasin korrata Holmbergi tööle sarnast analüüsi, kasutades algmaterjalina Tõraveres J. Venniku poolt koostatud gravitatsiooniliselt seotud galaktikagruppide kataloogi, valides sealt välja süsteemid, kus ühte hiidgalaktikat ümbritsevad temast tunduvalt nõrgemad kaaslased. Tulemuseks oli veendumus, et olemasolev vaatlusandmete komplekt on kaaslaste juhusliku jaotuse puhul saadav vaid umbes 3% tõenäosusega ning märksa realistlikum on oletada, et kõigi vaadeldud hiidgalaktikate ümbruses on kääbuskaaslastel tendents koonduda põhigalaktika tasandiga ristuvasse tasandisse.
Eelöeldust on näha, et kõige erinevamates galaktikates võib täheldada osa aine koondumist süsteemi põhikehaga ristuvasse tasandisse. See viib loomulikult küsimusele, mis on see jõud, mis ainet sinna koondab ja seal hoiab? Et seda mõista, peame taas pöörduma Tõravere galaktikate uurijate ühe lemmiku, varjatud aine poole. Nagu teada, viitavad spiraalgalaktikate pöörlemiskõverad mingi mittehelenduva aine olemasolule ka kaugel väljaspool galaktikate nähtavaid piire. Samasugusele järeldusele viib tähtede liikumise uurimine elliptilistes galaktikates ning kääbuskaaslaste kiiruste analüüs kõigi hiidgalaktikate ümbruses. Kuna see varjatud aine annab endast märku vaid oma massist tingitud gravitatsioonijõudude kaudu, siis nimetatakse selliseid allsüsteeme galaktikate massiivseteks kroonideks .
Pikka aega osati detailselt uurida vaid varjatud aine tiheduse radiaaljaotust spiraalgalaktikate ketaste tasandis, lähtudes nende süsteemide pöörlemiskõveratest. Kuna varjatud aine ruumjaotuse kohta polnud peaaegu mitte midagi teada, siis tehti lihtsaim oletus ja eeldati, et kroonid on täpselt sfäärilised. Olulist lisa meie teadmistele selles valdkonnas andsidki esimesed avastatud polaarringid, sest nüüd avanes esmakordselt võimalus uurida tähesüsteemi pöörlemiskõveraid ja seega ka varjatud aine jaotust kahes ristuvas tasandis. Osutus, et pimesi tehtud oletus oli küllaltki tõepärane. Kuna aine pöörlemiskiirused galaktika põhikettas ja polaarringis olid küllaltki lähedased, siis pidid ka varjatud aine tihedused võrdsetel kaugustel süsteemi tsentrist kahes risttasandis olema ligikaudu samad, ehk teisiti öelduna - massiivse krooni samatiheduspinnad ligikaudu sfäärilised.
Kokkulangevus polnud aga mitte päris täpne, mis viitas sellele, et tegelikult on kroonid siiski veidi lapergused, st. veidi kokku surutud samas suunas, mis galaktika põhikehagi. Selle järeldusega umbes samaks ajaks oli galaktikate tekke mudelitest selgunud, et suure tõenäosusega peaksid massiivsed kroonid olema tegelikult sfäärist veidi erinevad kolmeteljelised ellipsoidid, st. meenutama palli, mida kahes ristuvas suunas erinevate jõududega kokku üritatakse suruda. Sellise keha iga ristlõige on ringist veidi erinev ellips ja mitte ükski pole täpselt ring.
Uuest ideest massiivsete kroonide kuju kohta haarasid kinni astronoomid, kes uurisid gaasi akretsiooni (sisselangemist) tähesüsteemidesse galaktikatevahelisest ruumist (sellise akretsiooni olemasolule viitavad paljud vaatlusandmed, mille lähem analüüs viiks meid käesoleva artikli teemast liiga kaugele). Huvitavad järeldused ei lasknud end kaua oodata. Nimelt selgus, et kui gaasipilved langevad sellisesse kolmeteljelisse süsteemi nii, et nad hakkab liikuma ümber galaktika tsentri krooni pöörlemisega samas suunas, siis mingi aja möödudes koonduvad sellised pilved galaktika tasandisse, mis on risti krooni lühima diameetriga. Kui aga pilved sisenevad krooni suunas, mis on vastupidine viimase pöörlemisega, siis need pilved koonduvad tasandisse, mis on risti krooni pikima diameetriga ja moodustavad seega polaarringi.
Eespool on juttu olnud paljudest erinevatest asjadest ning oleks aeg otsi kokku võtma hakata. Tervikpildi saamiseks peame lühidalt pöörduma galaktikate tekke aegadesse, mil valitses kaos, milles segamini nii varjatud aine kui tavaline gaas. Tasapisi hakkasid ümbrusest veidi tihedamad ainekuhjumid kokku tõmbuma ja tihedus seal veelgi suurenema. Kuna algselt liikusid gaas ja varjatud aine samades ruumipiirkondades keskmiselt samas suunas, siis koondus gaas tekkivas masiivses kroonis tema lühima diameetriga ristuvasse tasandisse ning moodustas seal galaktika. Tähtede tekkimisel kasutamata jäänud gaasi saatus sõltus tekkinud galaktika edasisest käekäigust - kuivõrd tähtede kiirgus ja galaktikate omavahelised põrked suutsid seda tähesüsteemist eemaldada. Kuna erinevate galaktikate elulood erinesid, siis erineb ka nende gaasisisaldus.
Samas ei lõpe gaasi akretsioon galaktikatesse neis esimeste tähtede süttimisega, vaid kestab pidevalt edasi. Seejuures jõuavad aja kulgedes kohale tähesüsteemi sünnikohast üha kaugemal ja kaugemal asunud gaasipilved, mille liikumine on üha vähem seotud esialgse protogalaktika moodustanud gaasi liikumisega. Seega võivad osa neist siseneda orbiitidel, mis on vastupidised senitekkinud süsteemi pöörlemisega ja see gaas peaks koonduma polaartasandisse. Kui nüüd galaktika enda tasand osutub juba suhteliselt gaasivaeseks ja polaartasandisse jõuab koonduda küllaldaselt gaasi, et seal algaks täheteke, saamegi klassikalise polaarringiga galaktika. Väiksemate gaasikoguste puhul jõuame vaid gaasist koosnevate rõngasteni. Kuna aga spiraalgalaktikate võimsad gaasikettad tegelevad pidevalt nende ümber tekkivate polaarringide siseservade hävitamisega, siis siin ei saa gaasi hulk polaarringis väga suureks kasvada. Nii sisaldab ka meie Linnutee polaarring gaasi vaid sellisel määral, et viimane on küll vaadeldav meie tähesüsteemi puhul, kuid sama tihedusega struktuurid teistes galaktikates kipuvad esialgu jääma mittevaadeldavateks. Ainus, mis nende olemasolule viitab, on ammustel aegadel langenud kompaktsematest pilvedest tekkinud kääbuskaaslaste paigutus ja liikumine.