Inimene ja Universum - III

Teel lõpmatuse poole

PILDIL: Paljale silmale paistab Vähi tähtkujus asuv Sõime nime kandev hajusparv vaid uduse laiguna. Heitnusd sellele pilgu teleskoobiga, kirjutas Galilei: "Praesepeks kutustav udu pole mitte üks täht vaid enam kui 40-ne nõrga tähe kogum". Tänapäevaste teleskoopidega võib selles piirkonnas eristada umbes 350 tähte, millistest vähemalt 200 moodustavad ka dünaamiliselt ühtse umbes 400 miljoni aasta vanuse tährparve.

On teada, et juba teisel sajandil enne meie aega koostatud Hipparchose tähekataloogis kirjeldati lisaks tähtedele ka vähemalt kahte taevast udulaiku, kuid erilist huvi need astronoomides ei äratanud. Olukord muutus alles siis, kui Galilei märkas, et tema teleskoobis laguneb üks sellistest ududest - Sõim - 40 nõrga tähe kogumiks. Ka kogu Linnutee vöö ilmus teleskoobis tema silma ette kui loendamatu hulga nõrkade tähtede sulam. Need avastused viisid Galilei kindlale veendumusele, et kõik taevased udulaigud kujutavad endast tähtede gruppe, kuid juba 1609. aastal leiti Orioni tähtkujus esimene udu, mida ei suutnud lõhkuda ka teleskoop. See äratas huvi ja alates XVII sajandi lõpust avastati mõlemat tüüpi objekte üha suuremal arvul. 1715. aastal Halley koostatud esimene udude nimekiri sisaldas 6 objekti. 1764. aastal alustas nende süstemaatilisi otsinguid Ch. Messier (1730-1817) ning tema 1781. aastal avaldatud kolmas kataloog sisaldas 103 udu. 1864. aastal J. Herscheli avaldatud kataloogis oli neid aga juba 5079 ja 1908. aastaks jõudis see arv 13200-ni.

PILDIL: Asudes meist umbes 490 parseki kaugusel, on Orioni udu taeva heledaim difuusne udu, mis on vaadeldav ka palja silmaga. Moodustades vaid osakese tohutust gaasipilvede kompleksist, on Orioni udu suur ka eraldi võetuna, kattes taevasfääril pindala mis neli korda suurem kui täiskuu ketas.

Püüti mõista ka põhjuseid, miks mõned udud muutuvad teleskoobis täheparvedeks, teised aga mitte. Nii väitis 1733. aastal J. J. d'Ortous de Mairan, et udustena paistvad objektid võivad olla hiiglaslikud kosmilised gaasipilved. 1802. aastal jõudis W. Herschel aga järeldusele, et ka need "gaasipilved" jagunevad kaheks. Ühed tundusid silmale valged, teised aga rohekad. Seejuures valged udud asusid eelistatult väljaspool Linnutee vööd, rohekad koondusid aga Linnuteesse. Siit oletas W. Herschel, et valgete udude näol võib olla tegu väga kaugete, meie Linnuteele sarnaste tähesüsteemidega (mõtte, et kõik nähtavad tähed, täheparved ja Linnutee moodustavad hiiglasliku füüsikaliste jõudude poolt tervikuks seotud tähesüsteemi - Galaktika, mille sarnaseid võib eksisteerida teisigi, oli esitanud E. Swedenborg (1688-1772) ja selle tähesüsteemi ehitust uurinud W. Herschel ise).

Kahte tüüpi "gaasudude" olemasolu kinnitas 1864. aastal Huggins. Suunanud oma spektroskoobi udule Drakoni tähtkujus, avastas ta, et kogu spektri moodustavad vaid mõned heledad rohelised jooned. Samasugused üksikud jooned leidis ta ka Orioni udu spektris, kuid silmale valgena tunduva Andromeeda udu moodustas pideva spektri nagu Päikegi. Huggins mõistis, et oli avastanud meetodi udude tegeliku loomuse määramiseks: udud, mis tegelikult pidid olema kauged tähesüsteemid, andsid tähtedele sarnase spektri, samas kui tõelised gaasudud andsid joonspektri. Selgusetuks jäi vaid avastatud kahte tüüpi udude seos meie Galaktikaga.

PILDIL: Andromeeda udukogu - meile lähim, kuid siiski 2250000 valgusaasta (690 kps) kaugusel asuv spiraalgalaktika.

1890. aastal mõõtis J. Keeler (1857-1900) väga hoolikalt 14 gaasudu radiaalkiirused ja näitas, et kõigi nende objektide liikumine ei erine ümbritsevate tähtede liikumisest. Teades ka gaasudude koondumist Linnutee vöösse, polnud raske tunnistada neid meie Galaktika liikmeteks. Kui aga V. M. Slipher (1875-1969) mõõtis 1912. aasta sügisel esmakordselt Andromeeda udu radiaalkiiruse, oli tulemuseks -300 km/s, mis oli tunduvalt suurem kui ükski senimõõdetud kiirus. Katsed määrata Andromeeda udu kaugust, andsid vasturääkivaid tulemusi ja lõpliku lahenduse tõi alles 1. jaanuaril 1925. aastal E. P. Hubble koostatud ettekanne Ameerika Astronoomiaühingule, milles ta teatas, et tal on õnnestunud lahutada tähtedeks mõningate valgete udude, sealhulgas NGC 6822, välisosad ning leida nende seal muutlikke tähti - tsefeiide. Kasutades H. S. Leavitti poolt 1912. aastaks avastatud seost tsefeiidide heleduse muutumise perioodi ja nende keskmise absoluutse heleduse vahel, õnnestus Hubblel hinnata NGC 6822 kauguseks 210 kps, samal ajal kui H. Shapley (1885-1972) oli sarnase meetodiga hinnanud meie Galaktika läbimõõduks 92 kps (mitmed hilisemad täpsustused on Hubble tulemust suurendanud enam kui 3 korda ja Shapley oma pea sama palju vähendanud). Seega osutus NGC 6822 esimeseks tähesüsteemiks, mis asus kindlalt väljaspool Linnuteed - objektiks, mis avas astronoomia ees uue, galaktikate ja senikujuteldamatute kauguste maailma.

PILDIL: Umbes kahe miljoni galaktika jaotus 4300 ruutkraadisel taevaalal galaktilise lõunapooluse ümbruses. Iga must punkt esindab 8 kaareminutilise küljepikkusega taevasfääri ruutu, milles on enam kui 20 galaktikat. Ruudud, kus galaktikaid vähem, on valged.

Mis on Universum?

Nagu nägime, on inimkonna Universumi mõistmise ajalugu olnud pidevalt seotud vajadusega ületada piiratud ettekujutusi taeva näivast lähedusest. Seejuures on kõik, mida inimenkond on igal antud ajajärgul olnud suuteline uurima ja tundma õppima, moodustanud vaadeldava Universumi - Universumi selle mõiste ajalooliselt esmases tähenduses, kui kõigi inimese poolt tajutavate asjade ja nähtuste kogumi. Selle Universumi uurimine, tema põhiomaduste, struktuuri ja evolutsiooni seletamine moodustab kosmoloogia ühe põhiülesande.

PILDIL: Seni kõigi aegade sügavaim foto Universumist - Hubble'i Kosmoseteleskoobil kulus 10 ööpäeva, et jäädvustada see piirkond, mille küljepikkus moodustab vaid umbes 1/60 täiskuu diameetrist. Pildistatud ala on sedavõrd väikene, et pildile on eksinud vaid paar meie Galaktika tähte, kuid see-eest võib siit leida mitmeid sadu galaktikaid, mida ükski inimene polnud varem näinud (nõrgimate siin jäädvustatud galaktikate heledus jääb ligi 4 miljardit korda allapoole inimsilma tundlikkuse taset, pildi tsentrist veidi alla ja vasakule jääva "heleda" tähe näiv heledus vastab täpselt eelmisele pildile kantud nõrgimate galaktikate näivale heledusele). Kaugeimad pildil olevad tähesüsteemid on jäädvustatud sellistena, nagu nad olid vaid umbes miljard aastat pärast Universumi teket.

Kuna astronoomia arenguga on pidevalt kaasnenud vaadeldava Universumi piiride avardumine, siis on täielik alus arvata, et maailm ei piirdu vaid sellega, mida oleme suutelised vaatlema. Kogu astronoomia ajalugu sunnib käsitlema vaadeldavat Universumit kui osakest millestki suuremast, kuid seni veel empiiriliselt kättesaamatust. Vaadeldavast Universumist väljaspoole jääva kohta saame teha vaid oletusi ja soovides jääda teaduse pinnale, vaid selliseid oletusi, mis järelduvad juba olemasolevatest andmetest vaadeldava Universumi ja tema tundmaõppimise ajaloo kohta. Nii jõuame ettekujutuseni süsteemist, mis koosneb meile juba tuttavatest objektidest ja nähtustest, kuid mis haarab kõiki neid tervikuna. See on astronoomiline Universum.

PILDIL: Meie tänapäevane arusaam Universumi ehitusest. Mida kaugemale Maast me vaatame, seda kaugemale minevikku, seda nooremasse ja kuumemasse Universumisse me näeme, kuni meie teadmiste piirini, mis eraldab meid kõigis suundates Suurest Tundmatust. Me asume oma teadmiste sfääri keskmes, mil pole midagi ühist Universumi tsentriga.

1912. aastal alustas Slipher galaktikate radiaalkiiruste süstemaatilist määramist ja 1925. aastaks olid mõõdetud juba 41 galaktika kiirused. Osutus, et neist vaid 6 lähenesid meile ja kõik ülejäänud kaugenesid. Seejuures märkas K. W. Wirtz (1876-1939), et mida väiksem ja nõrgem galaktika, seda suurem on tema eemaldumiskiirus. 1929. aastaks oli Hubblel õnnestunud määrata ka 18 galaktika kaugused ja ta otsustas kõrvutada neid samade objektide kiirustega. Tulemus oli üllatav: galaktikate radiaalkiirused kasvasid võrdeliselt nende kaugusega. Lähtudes oma 1927. aastal loodud mittestatsionaarse universumi mudelist, esitas nähtusele seletuse G. Lemaitre (1894-1966), väites, et galaktikate eemaldumiskiirused viitavad Universumi paisumisele. Ekstrapoleerides paisumist ajas tagasi, jõudis ta aga järeldusele, et mingil ajal on kogu praegune universum "Suure Pauguga" välja lennanud ühest punktist. Mis oli enne pauku, seda teooria ei kirjeldanud. Siit tulenes, et ka tänapäevaste kosmoloogiliste teooriate ekstrapoleerimisel on piirid, millede ületamisel need enam ei tööta. Inimene aga esitab ikkagi kiuslikke küsimusi. Mis oli enne Suurt Pauku? Kas eksisteerib veel midagi peale meie Universumi? Mis on Universum? ...