Algav maikuu on teadupärast hiliseim, loodust suvesse juhatav kevadkuu. On juba suhteliselt soojad ilmad. Enam ei tohiks olla lumesadusid, ka vana lumi peaks varjulistestki kohtadest olema sulanud. Tärkavad lilled ja rohi ning puud avavad oma pungad nii õitele kui lehtedele. Päeva pikkus ehk Päikese taevas oleku aeg kasvab aina edasi. See viimati mainitud nähtus algas tegelikult juba paar päeva enne jõule, peale talvist pööripäeva.

Öö aga muudkui lüheneb. Sealjuures pikeneb ka hämarikuperiood, kuid see protsess algas kevadise pööripäeva järgselt alles märtsis, kuna võrdpäevsuse aegu pimenes ja valgenes kõige kiiremini. Sama maksimaalselt kiire on pimenemise ja valgenemise protsess ka sügisese pööripäeva aegu septembris. Kuid eha- ja koidukuma kestvus, kui valgete ööde aeg välja arvata, pole siiski aasta lõikes väga muutlik, seetõttu ei pruugi vastav muutlikkus ka väga märgatav olla. Päike paistab mai alguses Jäära tähtkujus, 14. mail siirdub Päike Sõnni tähtkujju, vastavad tähtkujud on siis taevas koos Päikesega ja seega nähtamatud.

Poolvarjuline kuuvarjutus 5. mail

Kuuvarjutus on mitte eriti haruldane taevasündmus. Eestiski on kuuvarjutus, kas osaline või täielik, mõnikord nähtav isegi kahel korral aastal. Igal aastal me kuuvarjutust muidugi ka ei näe. Enamgi veel, kuuvarjutusi võib tervel Maal mõnel aastal üldse mitte esineda, maksimaalselt võib toimuda kuni 3 kuuvarjutust. Nii see üldiselt astronoomiaõpikutes seisab. Õige ka.

Siiski on olemas veel üks kuuvarjutuse liik, mis ei liigitu „päris” kuuvarjutuste hulka, samas aga puudub ka varjutuse täielik puudumine. See nähtus on poolvarjuline kuuvarjutus. Nagu öeldakse, langeb Kuule siis Maa poolvari.

Mis on poolvari? Kahtlemata on väär selline vastus: „Maa lõigatakse pooleks, pooled eraldatakse ja üks pool pannakse Kuud varjutama.” Nii saab väita vaid infotunnis rahvasaadikute arupärimistele vastates.

Tegelikkuses on asi lihtne. Poolvarjulise kuuvarjutuse korral on Kuu pealt vaadates Päike osaliselt Maa varjus, aga mitte üleni. Isegi kitsas Päikesesirbike paistab väga heledalt ja valgustab Kuu pinda, kust see valgus siis peegeldub ja tänu millele me Kuud ka näeme. Maalt vaadates jääb aga poolvarjuline kuuvarjutus silmale praktiliselt tähelepandamatuks. Siiski, kui kasutada mõõtmisaparaate (luksmeetrit), saab kergesti fikseerida Kuult Maale saabuva kiirguse intensiivsuse nõrgenemist.

Poolvarjulise kuuvarjutuse skeem. Kuu peab sattuma joonisel olevale hallile alale.

Poolvarjuline kuuvarjutus juhtub siis sedapuhku 5. mail. Eestis on see vaadeldav, kuid mitte täies ulatuses, sest Kuu tõuseb alles protsessi kestel: Tartus kell 21.13, Tallinnas kell 21.28, Kuressaares kell 21.30. Varjutus lõpeb kell 22.32; siin ei olene aeg enam asukohast.

Tegelikult jagunevad ka poolvarjulised kuuvarjutused osalisteks ja täielikeks, kuid kuna optiline efekt on siis silmale eriti vähe eristatav, seda üldjuhul ära ei märgita. Enamikel juhtudel jääb poolvarjutus osaliseks. Seekord ka.

Mai algusõhtute läänetaevas

Siirdume nüüd maikuu jooksul üha halvemini nähtava öötaeva juurde. Oletame, et on kuu algus. Vaatame läände. Sõnni tähtkuju paari-kolme esindajat seal siiski kohtab. Päris madalas lääne-loodekaares võib mai esimestel õhtutel tabada ehavalguse taustal juba päris nõrka tähekest – see on Aldebaran, heledaim täht Sõnni tähtkujust. Kahte tähte Sõnnist näeb veel: Aldebaranist ülespoole jäävad Sõnni kahe pika sarve otsi tähistavad Elanth (beeta Tau) ja vasakul pool Tianguan (tseeta Tau). Tänavu aastal on mai alguses Sõnni sarvede vahel ka „supertäht” Veenus. Eelmistest paremal leidub veel kolmaski täht, Hassaleh (iota Aur), kuid see kuulub Veomehe tähtkujju.

Mai algusõhtute läänetaevas

Vaadates endiselt päris madalasse läänekaarde, näeme 1. suurusjärgu ehk heledaimate tähtede tähtede arvestuses seal kolme tähte, paremalt vasakule lugedes näeme juba mainitud Aldebarani, edasi tuleb Betelgeuse ja siis Prooküon. Betelgeuse on praktiliselt ainus esindaja, mis on veel nähtavale jäänud Orioni tähtkujust, Prooküon esindab Väikese Peni tähtkuju. Prooküon on ka neist kolmest kõige kõrgemal ja pigem loodesse jäävast ehakumast alles vähe häiritud. Betelgeuse on siis keskmine ja juba madalamal ning Sõnni esindaja Aldebaran, kõige paremal pool, asub veel ka veidike madalamal. Kui väga soovida, saab nende tähtede paigutuse mingis lähenduses ka riviks lugeda. Õhtuhämaruse süvenedes need tähed muidugi peatselt ka loojuvad, Prooküon püsib kõige kauem nähtaval.

Kuu lõikes saabub aeg, kui neid mainitud kolme heledat tähte üldse enam näha pole. Juba mõni õhtu peale kuu algust juhtub see Aldebaraniga, seejärel varsti ka Betelgeusega. Prooküonil kulub nähtamatuks muutumiseks kõige enam õhtuid, see täht kaob ehavalgusse mai 3. dekaadi algul, 22-se mai paiku.

Lääne-loodetaevas ja eelnevatest kõrgemal on näha Polluks ja Kastor (Kastor on kõrgemal ja paremal pool), need on heledaimad tähed Kaksikute tähtkujust. Vähemalt kuu algul saavad õhtuti nähtavaks veel mõned Kaksikute tähed. Kaksikute tähtede Kastorist ja Polluksist alla ja paremale lähtuvad täheread on võtnud läänekaares peaaegu püstiasendi. Hommikuks on siiski kogu Kaksikute tähtkuju silmist kadunud. Niipalju siis „talvetaeva jäänukitest”.

Seniidi ümbrus ja põhjakaar

Vaatame kõrgele ka. Õhtu alguses leiame pea kohalt Suure Vankri, mis hommikuks loodekaarde liigub. Kuu lõpupoole on Suur Vanker juba õhtulgi otse lagipunkti piirkonnast pisut loode poole vajunud. Hommikuse taeva pilt hakkab üldse kuu edenedes õhtusest üha vähem erinema, sest öö pikkus ju üha lüheneb.

Proovime leida ka Väikese Vankri ja selle otsmise aisatähe Põhjanaela (Suure Vankri 2 tagaratta abiga), sealt edasi ka ülejäänud Väikese Vankri. Kui pimedus lubab, püüame leida ka Suurest Vankrist (ehk Suurest Karust) lõunasuunas allapoole jäävat üpris silmapaistmatut Väikest Lõvi. Väikese Lõvi lähipiirkonnas on valvel karu kolm kahetähelist käppa; üks käpp on peidus!

Kirde-põhjakaares on õhtuti leitavad Kefeuse tähtkuju ja Kassiopia (vasakul pool). Kefeuse kahjuks räägib asjaolu, et tähed on seal tuhmivõitu, ööde valgenedes kipub tähtkuju pildilt ära kaduma.

Maiõhtu põhjataevas

Kui oleme leidnud Väikese Vankri koos Põhjanaelaga, siis Põhjanaela tasub läbi teleskoobi vaadata. Siin on näha ilus, kuigi tuhmim kaaslane.

Planeedid maikuus

Vahelduseks uurime planeete ka.

Veenus on planeetidest näha kõige paremini. Kuu algul loojub Veenus 4.5 tundi pärast Päikest ja liigub Sõnni tähtkujust Kaksikute tähtkujju. Kuu teisel poolel Veenuse vaatlusaeg siiski lüheneb ja kuu lõpus loojub Veenus 3.5 tundi pärast Päikest. Aga asi seegi!

Marss paistab samuti maiõhtute ehataevas, Kaksikute ja Vähi tähtkujudes. Kuu lõpupoole võib üha enam panna tähele, et Marsile läheneb paremalt poolt Veenus. Kuid heleduste võrduses on asi võrdsusest kaugel: Veenus on heledam igast teisest planeedist ja tähest, Marss on aga parajasti langenud teise tähesuuruse heledusega „täheks”. Kuna mõnikord seostatakse Marssi meesterahvaga ja Veenust naisterahvaga, on heleduse võrdõiguslikkuse printsiip siin rängalt kannatada saanud ja meeste õigusi tuleb kaitsma hakata! Tuleb ka arvestada, et Marss pole valge, vaid punane ning kõik, mis pole valge, väärivat ju topeltkaitset!

Saturn ilmub kagusuunal madalasse hommikutaevasse, kuid alles kuu lõpuhommikutel. Planeet on näha Veevalaja tähtkujus; See tähtkuju ise küll paraku mitte.

Rohkem planeete maitaevas näha ei paku. Teema on sedapuhku kindlalt lukku pandud, sest kaebuste esitamise tähtaeg lõppes juba tund enne kirjapandu avaldamist ja seega küsimus sisulisele arutamisele ei kuulu.

Eeta-akvariidide meteoorivoolust

Juba tükk aega tagasi, 1986. aasta jaanuari esimesel poolel, oli Eestis võimalik näha kuulsat perioodilist komeeti, Halley komeeti. Kahjuks olid sel ajal vaatlustingimused kehvad, algul tüütas täiskuu ja seejärel üha enam segama hakanud ehavalgus. Komeedi heledus oli ka üpris kehvake. Ka ilmastik polnud eriti soosiv, kuigi sel ajal olid talved veel talvise näoga. Nii et kuuldavasti pole palju inimesi, kes Eestis Halley komeeti nägid. Märksa efektsemalt olevat Halley komeet olevat vaadeldav olnud 1910. aastal, kuid see jääb kahjuks juba liiga kaugesse minevikku. Halley komeedi periood on 76 aastat. 37 aastat on 1986. aastast möödas ja 39 läheb veel aega, kuni komeet jälle Päikesele ja ka Maale lähemale satub.

Ometi on mai alguse öödel võimalik Halley komeedi tükke näha. Nimelt siis esineb eeta- akvariidide meteoorivool maksiumiga 5-nda mai öösel vastu 6-ndat. Radiant paikneb Veevalaja tähtkujus, 1 kraadi jagu taevaekvaatorist lõuna pool. Õhtutaevas see piirkond veel horisondi kohal ei ole, meteoore tasub seega loota hommikupoole ööd. Meteoorivool pole küll eriti aktiivne, kuid kannatlikkuse korral peaks mõnda lendtähte ikka nägema. Ning siis saab panna endale plusspunti vähemalt Halley komeedi osa(de) nägemise eest. Ning kui ka vaatlus jääb sooritamata, on juba sügisel, peale oktoobri keskpaika, teinegi võimalus Halley komeedi osasid jälgida, sest komeedi orbiidi teine Maa orbiidiga lähestikku sattuv osa pakub siis vaatamiseks orioniidide meteoorivoolu.

Vähemalt lüriidide meteoorivool 22. aprilli paiku oli päris kenasti jälgitav. Kahjuks ununes see nähtus aprillkuu loos mainimata…

Lõunataevas

Jätkame tähtede ja tähtkujude uurimist. Väike Lõvi asub omakorda Lõvi turjal, Lõvi ise on vahva heledate tähtedega tähtkuju, heledaim neist on Reegulus, leitav läänekaares. Hommikuks vajub Lõvi madalale läände, hakates hommikuks ka osaliselt loojuma.

Kevadise lõunataeva heleduselt teine täht on Spiika. Tema paraku hiilib suhteliselt madalas lõunataevas: õhtul lõunas, hommikul edelas, hommikuks seab end ka loojuma.

Maikuu kesköö ümbruse tundidel (vähemalt esimesel kolmel nädalal) on vaadeldav ka kogu Neitsi tähtkuju (sinna Spiika kuulub), vähemalt selle heledamate tähtede osas. Tähkuju on suur (suuruselt teine tähtkuju taevas), kuid midagi suurelt silmahakkavat seal siiski ka pole. Suhteliselt heledaid täht mõni on, koos Spiikaga (neist kõige alumine, kuid kõige heledam) moodustub põhiosas mingi ebamäärast rombi või nelinurka meenutav geomeetriline kujund.

Skeem kerasparve M5 leidmiseks

Öeldakse, et Eestis pole tähtede kerasparvi palja silmaga üldse näha. Õnneks pole see päris õige. Lõunakaares võib mai alguse pimedail öil veel tabada sirbikujulise Mao tähtkuju kagunurgas kerasparve M5, mis heade tingimuste korral paistab paljale silmale uduse tähena.

Kerasparv M5 ja täht 5 Ser

Leidmisele aitab kaasa ka lähedasse suunda jääv Mao tähtkuju täht 5 Serpentis. Numbrimaagia, eks ole? 5 Serpentise nurkkaugus parve tsentrist on 22 kaareminutit, parve ligikausest välispiirist veel vähem, alla 20 kaareminuti. Teleskoobis on kerasparve pilt muidugi palju uhkem. Nägemise piiril on ka kuulus kerasparv M13 Herkuleses, mis idakaares paistab. Osa vaatlejaid võiksid nagu midagi siin silmaga eristada, endale nagu paistaks ka seal midagi, kuid kindlalt nähtavaks objektiks ei julge M13 siiski nimetada.

Võimas kevadine täht on Arktuurus, mis juba aprillis
paistis kogu öö ja nii on ka mais. Arktuurus saab nähtavaks õhtuti üha kõrgemal ning kuu lõpus „süttib” Arktuurus juba praktiliselt lõunasuunal. Hommikuks on Arktuurus jõudnud edela-läänetaevasse, olles aga ikka veel päris kõrgel.

Arktuurus kuulub Karjase tähtkujju, mis meenutab karikat. Tõusmise aegu on see „karikas” suisa vasakule külili, kuid maiõhtutel on Karjane juba poolenisti „jalgel”. Väsinuna tunduv Karjane saavutab päris püstiasendi alles läänetaevasse jõudnult. Loodetavasti ei meenuta see „sinise esmaspäeva” sündroomi…

Uhkemad maiõhtu lõunakaare tähed ja tähtkujud said välja toodud, tähematerjali on siiski veel. Kaksikute ja Lõvi vahele jääb pigem pisike nõrkadest tähtedest koosnev Vähi tähtkuju. Ometigi peaks see tähtkuju vähemalt mai algul veel nähtavaks saama, kui kannatlikult oodata tihedamat hämarust. Vähi kõrgeimas osas olev täht Tegmen (kui see üles leitakse…) osutub teleskoobiga vaadates kaksiktäheks.

Taas üks „kahvatu” tähtkuju on Kaalud, mis tõuseb pärast Neitsit ja on seega veelgi madalama kagu-lõunataeva tähtkuju. Paar-kolm selgelt nähtavat tähte seal õieti ongi. Neist alumise ja parempoolse suunas teleskoobiga (isegi binokliga) vaadates näeb jällegi kenasti ka tähe kaaslast. Tähe nimetus on Zugen Elgenubi.

Teleskoobis eristatavaid kaksiktähti on rohkemgi võimalik tabada. Lõvi tähtkujus Reeguluse kohal olev täht Algieba on samuti kaunis kaksiktäht, kuid binoklist sedapuhku ei piisa. Ka Kaksikute Kastor, tegelikult koguni kuuiktäht, hargneb korralikus teleskoobis kaheks komponendiks.

Neitsist kõrgemal paiknevad Bereniike Juuksed ja Jahipenid, muistsetel eestlastel tuntud kokku Hernekahludena. Jahipenid on juba nii kõrgel, et paiknevad Suure Vankri aisatähtedest vaid veidi „allpool” (mis koht on lagipea kohal allpool?) lõunakaares. Tähtkuju on üsna nigel, kuid ka selle heledaim täht Cor Caroli osutub teleskoobiga vaadates kaksiktäheks.

Berniike Juuksed ja parved

Veel Bereniika Juustest (Coma Berenices), mis kuu edenedes, nagu mõni muugi tähtkuju, kipub pildilt kaduma. Sellest oleks pidanud pigem juttu tegema pimedate aprilliööde eel. Seda mitte just suurt tähtkuju katab ülemises parempoolses osas Berniike Juuste täheparv, Melotte 111. See on meist kauguselt kolmas tähtede hajusparv, 260 valgusaasta kaugusel. Tundub siiski päris kauge vahemaa olevat, poole tunniga just ära ei kõnni, aga peatselt selgub, et oleneb, millega võrrelda.

Bereniike Juuste täheparv Melotte 111

Bereniike Juuste hajusparve ehk ka Coma täheparve ei tohiks kogemata segi ajada Coma galaktikaparvega, mida siis samuti Bereniike Juuste tähtkuju nime järgi teatakse. See parv asub tähtkuju põhjapoolses ehk kõrgemas osas, suunalt vasakul pool eelmainitud hajusparvest. Kaugus Coma galaktikaparveni on aga tõsiselt suur, umbes 330 miljonit valgusaastat ehk ligikaudu 100 megaparsekit. Seda vahemaad ei astu isegi tunni ajaga ära!

Coma galaktiparve puhul on aga millegi otseseks nägemiseks vaja suurt ja hea optilise kvaliteediga teleskoopi. Nii et üldjuhul pole siin erilist mõtet oma teleskoobiga vaatama tormata. Ülesvõtted läbi teleskoobi tulevad muidugi palju uhkemad välja. Kuna vaatesuund praktiliselt ühtib Galaktika põhjapooluse vaatesuunaga ja „kohalikku tolmu” on seega vähe segamas, siis paistab Coma galaktikaparv oma kauguse kohta isegi hästi. Galaktikaparv on rikas, sisaldades tuhandeid galaktikaid.

Bereniike Juuste tähtkuju. Ülal paremal näeme hajusat hajusparve Melotte 111. Coma galaktikaprve asukohta tähistab kollane ruut. Virgo-Coma galaktikaparve liikmeid leidub tähtkuju all paremas ääres. Kollane ring tähistab spiraalgalaktikat Nõel.

Kauget Coma galaktikaparve ei tohi samuti segi ajada ühe teise suure galaktikate parvega, Virgo ehk Virgo-Coma parvega. See on meile lähim suur galaktikaparv, keskelt läbi umbes 50 miljoni valgusaasta kaugusel. Selle parve heledamad galaktikad on märksa kergemini eristatavad, siin tasub igatahes teleskoopi silmailu saamiseks kasutada, kuigi vaatlemise taust peab korralikult pime olema. Selle parve põhjapoolsemad liikmed jäävad Bereniike Juuste tähtkuju piiridesse (lõunapoolsesse osasse).

Spiraalgalaktika Nõel, NGC 4565

Bereniike Juustes on „galaktilist materjali” veel muudki, näiteks võiks tuua otse küljelt paistva spiraalgalaktika Nõel, kataloogitähisega NGC 4565. See galaktika paistab Coma hajusparve Melotte 111 idapoolse (vasakpoolse) osa vahetus naabruses.

2 märkust. Esiteks. Melotte kataloog on üks täheparvede kataloogidest. Kataloogis on 245 liiget ja see sisaldab nii kerasparvi kui hajusparvi.

Teiseks. Kui rääkida veidi teaduslikumalt, siis meenutab hajusparv Melotte 111 palja silmaga vaadates mingil määral tähtede kerasparvede HR-diagrammi…

Looduse uurimisest

Tuleb tõdeda, et tähtede uurimine on ju looduse uurimine, õigemini üks looduse uurimise variantidest. Seoses looduse uurimisega tekib taas kiusatus soovitada kirjandusklassikat uurida. Sedapuhku tõdeme, et ka Eesti mehed on olnud head kirjamehed ja näitlejad, vähemalt 20. sajandil ja varemgi. Näiteks tahaks tuua praegu Eduard Bornhöhe ja tema loodud „Kuulsuse narrid” (1892).

Veelgi efektsem, kuigi ühes kohas kisub kurvaks kätte, on ehk samanimeline telelavastus (1982); rahvusringhäälingu arhiiv on päris mahukas. Üks peategelastest „Kuulsuse narrides” ongi „looduse uurija”, kes teatud hetkel etenduse käigus sellest ka igaks juhuks, kuigi veidike veidral kombel, otsesõnu teada annab! Maikuusse see telelevastus sobib, kuna mai on seal ilusasti ära mainitud. Üsna oluline osa tegevusest toimub öisel ajal ja vähemalt kolm Päikesesüsteemi planeeti on samuti mängus! Päike muidugi ka. Lisaks on lavastust jälgides hea võimalus heita otsepilku aparaadiehituse arengu salapärasesse maailma!

Kuu faasid

• Täiskuu: 5-ndal kell 20.34
• Viimane veerand: 12-ndal kell 17.28
• Kuuloomine: 19-ndal kell 18.53
• Esimene veerand: 27-ndal kell 18.22

Arvestatud on Ida-Euroopa suveaega (GMT+3h).

Maret Einasto

“Kohalik superparv – meie kosmiline kodu”

Loengus räägib Tartu Observatooriumi galaktikate füüsika ja kosmoloogia osakonna kaasprofessor Maret Einasto kohalikust galaktikate superparvest ja superparvede tasandist, selle avastamisest ja tähtsusest.

Loeng on tasuta, kõik huvilised on oodatud!

Maret Einasto

“Galaktikate superparved – kosmilise võrgustiku suurimad struktuurid”

Loengus kuulete superparvede avastamisest ja uurimisest ning Tõravere teadlaste suurest osast selles.

Loeng on tasuta.
Kõik huvilised on oodatud.
Kontrollitakse koroonapasse.

Võimalusel toimub pärast loengut vaatlus Tartu tähetorni üle saja aasta vanuse Zeissi teleskoobiga.

Antti Tamm, Jaak Jaaniste

“Jaan Einasto 90 – enne ja nüüd.”

23. veebruaril 90. sünnipäeva tähistava akadeemik Jaan Einasto mõju maailma teaduse arengule on võimatu ülehinnata. Kaasaegse vaatlusliku kosmoloogia kaks põhiideed – galaktikate võrgustiku-sarnane ruumjaotus ning tumeaine vajalikkus – jõudsid rahvusvahelisse teadusesse just Einasto juhitud töörühma artiklite ja esinemiste kaudu.

Milline on juubilari ja tema õpilaste roll tänapäeva kosmoloogias ning kuidas selleni jõuti, kuulete Tähetorni astronoomialoengul.

Kosmoseteleskoop Fermi on tänapäeval kõige moodsam gammakiirguse teleskoop, mille peamine ülesanne on kaardistada kogu taevas. Teleskoop on taevast kaardistanud juba üle nelja aasta ning selle aja jooksul on kogunenud kriitiline kogus andmeid uurimaks kõrgel energial gammakiirguse spektrit. Fermi andmeid kasutades avastatigi 2012. aasta kevadel Linnutee tsentrit ümbritsevast piirkonnast üks “veider” signaal: üldiselt siledas kosmilise gammakiirguse spektris on nähtav suhteliselt terav maksimum. Sellist teravat maksimumi, mille energia on umbes 130 GeV, on tavaliste astrofüüsikaliste objektidega väga raske seletada. Samas kui eeldada, et tumeaine on osakestefüüsika päritolu, siis tumeaine annihilatsioon monokromaatseks gammakiirguseks tekitabki spektris sellise terava tipu.

Uurimuse autorid, Elmo Tempel, Martti Raidal ja Andi Hektor, näitasid esimesena, et gamma-joone signaal tuleneb üsna täpselt Galaktika keskmest ning ei ole seotud ühegi varem teadaoleva astronoomilise objektiga nagu näiteks “Fermi mull“. Lisaks Galaktika keskmele leidsid autorid samasuguse signaali lähedastest galaktikaparvedest.

Kui eeldada, et tegemist on tumeaine annihilatsiooni signaaliga, siis kõige realistlikumad osakestefüüsika mudelid ennustavad kahe lähestikku asuva joone olemasolu. Kui vaadata gamma-joone morfoloogiat lähemalt, siis on tõepoolest näha, et lisaks tugevale 130 GeV joonele on olemas natuke nõrgem 110 GeV joon. Kuna täpselt samasugune joonte dublett on nähtav nii Galaktika keskmes kui galaktikaparvedes, siis kahest sõltumatust kohast leitud täpselt samasugune jaotuse maksimum näitab, et väga suure tõenäosusega signaal pärineb tumeainest.

Kosmoseteleskoop Fermi gammakiirguse spekter. Punktiirjoon tähistab teoreetilist taustkiirgust, must pidevjoon märgib vaadeldud taustkiirgust. Punane joon koos halli alaga näitab Galaktika keskmes mõõdetud gammakiirguse spektrit koos statistiliste vigadega. Vertikaalsed punktiirjooned märgivad 110 ja 130 GeV energiaga maksimumide asukohti.

Tumeaine päritolu küsimus on fundamentaalfüüsika kõige tähtsam küsimus. Fermi mõõtmine võib osutuda esimeseks kindlaks signaaliks tumeaine annihilatsioonidest, mis omakorda võimaldab määrata tumeaine päritolu. Kui avastatud gamma-joon osutub esimeseks tumeaine signaaliks osakestefüüsikas, siis ei ole tegu lihtsalt teadussaavutusega – tegu on inimkonna maailmavaadet muutva avastusega.

Tartu ja Tuorla Observatooriumi teadlased Maret Einasto, Juhan Liivamägi, Elmo Tempel, Pasi Nurmi ja teised uurisid Sloani Digitaalse taevaülevaate põhjal Elmo Tempeli, Erik Tago ja Juhan Liivamäe poolt koostatud galaktikagruppide kataloogi rikaste galaktikaparvede ehituse seoseid parvede suureskaalalise ümbrusega. Nende galaktikaparvede ehitusest oli juttu Teadusuudises nr. 20 (05.03.2012).

Galaktikate taevajaotus (vasakul) ja taevajaotus vs. galaktikate kiirused (paremal) ämblik-tüüpi superparves SCl 352 kahe rikka, mitmekomponendilise galaktikaparvega.

Teadusuudises nr. 19 (02.12.2011) kirjutati sellest, et kosmilise võrgustiku tekkes on oluline pideva tihedushäirituste spektri olemasolu, mille mõjul suurema lainepikkusega häiritused võimendavad väiksema lainepikkusega häiritusi lainete maksimumide piirkonnas (superparved, filamendid) ja suruvad alla väiksema lainepikkusega häiritusi lainete miinimumi lähedal (kosmilistes tühikutes). Galaktikaparved ja superparved tekivad piirkondades, kus keskmise ja suure lainepikkusega tihedushäiritused liituvad sarnastes ületiheduse faasides. Rikkamad galaktikaparved saavadki tekkida ainult suure tihedusega piirkonnas. Täpsemate seoste uurimine galaktikaparvede ehituse ja nende ümbruse vahel seisab alles ees.

Tartu ja Tuorla Observatooriumi teadlased Maret Einasto, Jaan Vennik, Elmo Tempel, Pasi Nurmi, Antti Ahvensalmi, Pekka Heinämäki ja teised otsustasid ühiselt seda oletust kontrollida, uurides Sloani Digitaalse taevaülevaate põhjal Elmo Tempeli, Erik Tago ja Juhan Liivamäe poolt koostatud galaktikagruppide kataloogi rikaste galaktikaparvede ehitust. Nad kasutasid tervet hulka 3D, 2D ja 1D meetodeid galaktikaparvede ehituse ning galaktikate kiiruste jaotuse uurimiseks ning uurisid eraldi ka parvede peagalaktika asukohta ning omakiirust.

Mitmekomponendiline galaktikaparv Gr34726. Vasakpoolne joonis näitab galaktikate jaotust taevas (kraadides), märkide suurus on võrdeline alamstruktuuride tõenäosusega. See näitab alamstruktuure parve keskosas. Keskmine ja parempoolne joonis näitavad galaktikate taevajaotust (kraadides) vs. galaktikate kiiruseid (100 km/s). Erinevad värvid vastavad 3D normaaljaotuste modelleerimisel leitud komponentidele, punane märk näitab peagalaktika asukohta.

Galaktikaparvede peagalaktikate kaugused parve (alamparve) tsentrist. Mitmekomponendilised parved: hall punktiir tähistab kaugust parve tsentrist, punane joon kaugust lähima komponendi tsentrist. Sinine kriipsjoon näitab kõige heledamate galaktikate kaugust selle komponendi tsentrist, kus nad asuvad. Ühekomponendilised parved: tumeroheline kriipsjoon tähistab peagalaktika kaugust parve tsentrist, heleroheline joon – kolme kõige heledama galaktika minimaalset kaugust parve tsentrist.

Antud uurimus galaktikagruppide struktuuri kohta oli samm lähemale mõistmaks galaktikagruppide ehitust ning nende teket. Koostatud galaktikagruppide kataloog võimaldab uurida palju detailsemalt galaktikate ja gruppide teket ning nende seost ümbritseva keskkonnaga. Sellesuunalisi uuringuid ongi juba alustatud ning on lootust, et me kunagi jõuame ka arusaamani, kuidas galaktikagrupid ja galaktikad tekivad.

LAB-1. Lyman-alfa pilv, mis tõenäoliselt helendab kesksete galaktikate tõttu. Pildil paistvad galaktikad ei ole helendava pilvega otseselt seotud. Pilt: ESO/M.Hayes.

Saamaks teada helendamise põhjuseid uurisid teadlased kiirgava valguse polarisatsiooni, ehk tasandit, milles valguslaine levib. Tulemuseks saadi, et valgus, mis on pärit pilve keskelt ei ole polariseeritud, ehk valguslaine tasand on juhuslik. Pilve äärealadel oli polarisatsioon olemas. Polariseerumise põhjuseid võib olla mitu, antud juhul kõige tõenäolisem on valguse hajumine.

Vaadeldud hajumine mõnevõrra eeldab konkreetset valguse allikat, mis on sobiv versiooniga, kus kesksete galaktiakte valgus hajub. Kuna uurimus tehti ainult ühe Lymani alfa pilve kohta, siis ei olda veel kindlad, kas niigusugune helendamise põhjus on kõikidel pilvedel, kuid uurimus aitab igal juhul kaasa pilvede ja galaktiakte tekke keskkonna uurimisele.

Mõõtmisi tehti VLT-ga (Very Large Telescope), mis kuulub ESO-le. Polarisatsiooni uurimine võtab palju aega, eriti mitmes filtris vaatlemisel, mistõttu kasutati teleskoopi kokku 15 tunni jooksul. Raskeks tegi vaatlused ka pilve kaugus, milleks oli 11.5 miljardit valgusaastat, ehk punanihkel 3.1.

Tartu Observatooriumi teadlased Maret Einasto, Juhan Liivamägi, Elmo Tempel, Enn Saar, Erik Tago, Jaan Einasto ja Peeter Einasto koos kaasautoritega Tuorla Observatooriumist ja Valencia Ülikooli Observatooriumist avaldasid kaks artiklit, milles nad uurivad superparvede morfoloogiat ning galaktilist koostist. Nendes töödes kasutati Juhan Liivamäe poolt Sloani digitaalse taevaülevaate andmete põhjal koostatud superparvede kataloogi.

Tartu kosmoloogide tööd näitasid, et superparvede heledus ja kuju on seotud – rikkamad ja suurema heledusega superparved on piklikumad kui vaesed superparved. Superparvede hulgas ei ole väga rikkad ning samas väga kompaktseid süsteeme, ei ole ka väga suuri kerakujulisi superparvi ega “pannkooke” – suuri lapikuid süsteeme. Rikkamad superparved on keerulisema siseehitusega kui vaesed superparved, nad on klombilisemad ning võivad sisaldada tunneleid. Morfoloogiliselt võib superparvi jagada nelja põhiklassi: “ämblikud” – ühe tihendiga süsteemid, millest väljuvad galaktikaketid; “mitmikämblikud” – galaktikakettidega ühendatud mitme tihendiga süsteemid; rikkaid galaktikakette meenutavad filamendid ning mitmeharulised filamendid.

Sloani Suur Sein – meie lähiümbruse kõige suurem ja rikkam galaktikasüsteem. Erinevatele tihedusnivoodele vastavad galaktikasüsteemid Suures Seinas on märgitud eri toonidega. Pilt: Maret Einasto.

Superparvede morfoloogia ning galaktilise koostise kohta saadud tulemused viitavad sellele, et superparvede arengus on olnud erinevusi, mis mõjutavad nii superparvi tervikuna kui ka nende galaktika populatsioone.

Galaktikaparv Abell 1689 asub meist umbes 2.2 miljardi valgusaasta kaugusel ning parv koosneb ligikaudu tuhandest galaktikast. Tumeainet, mida Universumis on tunduvalt rohkem kui nähtavat ainet, ei ole võimalik otseselt vaadelda. Pildil toodud tumeaine kaardi saamiseks on uuritud gravitatsiooniläätse efekti, mis peamiselt seisneb galaktikaparve taha jäävate galaktikate moonutustes. Uurides täpsemalt 43 tagaplaanil olevat galaktikat, on astronoomid välja arvutanud esiplaanil oleva galaktikaparve massijaotuse.

Saadud tumeaine kaart annab meile uut informatsiooni nii tumeaine enda kui ka Universumit valitseva tumeenergia kohta.

Detailne tumeaine kaart galaktikaparvest Abell 1689. Tumeaine jaotus galaktikaparves on kujutatud sinaka värvusega. Foto: NASA/ESA.

Seitsme miljardi valgusaasta kaugusel asuv galaktikaparv koosneb tuhandetest galaktikatest. Foto: NASA/JPL-Caltech/M. Brodwin.

Kui suur üks galaktikaparv üleüldse olla saab?

Põhimõtteliselt ei ole mingisugust fundamentaalset piirangut, kui massiivseks galaktikaparved muutuda saavad. Siiski on tänasel päeval füüsikute poolt enim soositud kosmoloogilise mudeli alusel võimalik üpris kindlalt öelda, kui tõenäoline on konkreetse massiga parve teatud universumi ajaloo perioodil leida.

Seega, kui leiaksite edaspidi veel tunduvalt suurema massiga galaktikaparvi…

…väga varasest universumist, seaks see praeguse mudeli natukene kahtluse alla. Siiski ei ole pressiteates kirjeldatud parv ilmselt iseenest piisavalt suur, et midagi sellist juhtuda saaks.

Mis nii suurte parvede sisemuses toimub? Kui palju gravitatsioon tähtede ning galaktikate evolutsiooni mõjutab?

See on hetkel väga kuum uurimuste tegemise teema. Lühidalt öeldes on tihedamas keskkonnas täheteke pidurdunud ning seega asuvad gruppide tsentris enamasti punasemad galaktikad. See on ka üks viise, mille alusel astronoomid galaktikaparvi tegelikult otsivad. Kui taevas on võimalik märgata väga punastena paistvate galaktikate suurt kontsentratsiooni, siis on arvatavasti tegu galaktikaparvega. Taustgalaktikad paistavad aga sinakatena, kuna seal tekib palju rohkem tähti.

Avastatud galaktikaparv asub ligikaudu seitsme miljardi valgusaasta kaugusel. Kuidas astronoomidel on üldse võimalik midagi nii kaugel leiduvat uurida? Palja silmaga vaadeldes tundub taevalaotus ju täielikult mustana.

Lõunapooluse Teleskoop ei vaatle taevast valguse lainepikkustel, mida inimsilm registreerib. Selle asemel uurib SPT universumit mikrolainete piirkonnas, millede lainepikkus on paar millimeetrit. Kui sinu silmad oleksid õhtul välja minnes rannapalli suurused ja sa suunaksid pilgu taevasse näeksid sa, et kogu taevalaotus hõõguks pidevas valgussäras. Seda valgust tuntakse Kosmilise Mikrolainelise Taustkiirguse nime all või CMB-na.

Kui CMB universumi suurimaid struktuure nagu galaktikaparvi läbib, siis tekivad selles häired, mida on SPT võimeline ka märkama. Need tekivad Sunyaev-Zel’dovich’i efekti tõttu, mille ilmnemist ennustati ette 1970. aastatel. Tegelikult jaguneb see veel omakorda kolmeks: temperatuuri efektid, kinemaatilised efektid ja polarisatsioon. Samas on võimalik sellest kõigest näiteks Wikipedias lähemalt lugeda.

Kui palju selle universumi aspekti uurimine meie teadmisi tumeenergiast laiendab? Kas see võimaldab lihtsalt tänapäevast lambda-CDM mudelit täpsemaks tuunida või võivad selles valdkonnas tehtavad uurimused viia üleüldise paradigma muutuseni?

Jah! Ja Jah! Kasutades massiivsete galaktikaparvede leidumist kui kosmoloogilise ajaloo funktsiooni, saame me universumi paisumise ajalugu uurida. Seega saame me ka tumeenergia omadustele täpsemad piirangud panna.

Kuid kui me võrdleme oma tulemusi teiste meetoditega, mis võimaldavad tumeenergiat kombata, nagu näiteks supernoova vaatlustega, saame me tulemusi võrrelda. Et kas need klapivad! Kui need päris hästi ei sobi, võib see tähendada, et meil on uut mudelit vaja. Väga võimalik, et peaksime üldrelatiivsusteoorias muudatusi tegema. Samas ei ole selle üle enne sääraseid tulemusi eriti mõtet oletusi teha.

Millistel tumeenergia uurimustel oleks mõtet lähitulevikus silma peal hoida ning milliste projektide kallal Sa ise plaanid töötada?

Oi, neid on palju! Peaaegu nii palju, et kõiki oleks mõtet ära mainida. Kindlasti on suuremõõtmeliste optiliste teleskoopidega tehtavad uurimused nagu Dark Energy Survey ja LSST ning spektroskoopilised uurimused nagu BigBOSS väga põnevad. Samuti ka Plancki mikrolainete taustkiirguse satelliidi tulemused.

Ma ise jätkan vähemalt ettenähtavas tulevikus tööd Lõunapooluse Teleskoobi juures.

Suur tänu ja edu edasises töös!

Allikad:

• Teadusuudis Eesti Füüsika Portaalis: Tom Crawford – uurides miljardite aastate kaugusel asuvaid galaktikaparvi
• Täispikk uudislugu ERR teadusportaalis: Avastati teadaoleva universumi raskeim galaktikaparv

SZ efekt on oma olemuselt pöörd-Comptoni efekt, mille korral CMB footonid hajuvad galaktikaparvedes asuva gaasi vabadelt elektronidelt, kusjuures elektronide energia on palju kõrgem kui taustkiirguse footonitel. Kuuma gaasiga interakteerunud CMB footonid saavad lisaenergiat ning Plancki instrumendid, mis on projekteeritud mõõtma kiirgust kindlatel sagedustel, näevad seda kui intensiivsuse langust madalama ja tõusu kõrgema energiaga kanalitel. Efekti on vaadeldud mitmete varem teadaolevate parvede juures.

Galaktikaparve SZ efekti iseloomulik signaal: alla 217 GHz sagedusega footonite hulk on kahanenud ja üle selle kasvanud (Abelli parv 2319). Pilt: ESA/ LFI & HFI Consortia

Plancki instrumentidel pole siiski piisavat ruumilist lahutust kandidaatobjektide põhjalikumaks uurimiseks ning eriti uute leidude korral, mis asuvad suurtel kaugustel, on selleks vajalikud vaatlused teistes lainealades. Galaktikaparvi on otstarbekas vaadelda röntgenkiirguse abil, sest seda kiirgab suurel hulgal seesama parvesisene kuum gaas. Antud juhul ei leidunud SZ signaalile vastet olemasolevates röntgenallikate kataloogides ning leiu kinnitamiseks tehti järelvaatlused ESA röntgenteleskoobi XMM-Newton abil. XMM-Newtoni vaatlustulemused näitasid, et tegemist on mitte ainult ühe, vaid vähemalt kolme massiivse samasse superparve kuuluva galaktikaparvega. See on esimene kord, kui galaktikate superparv on leitud CMB-st ilma teistel vaatlustel põhinevate eelnevate andmeteta.

Plancki vaadeldud SZ efekt on tekkinud galaktikaparvedes ning võib-olla ka parvedevahelistes filamentaarsetes struktuurides. Taoline informatsioon aitab uurida galaktikatevahelise gaasi jaotust väga suurtes mastaapides, mis on oluline, sest gaas omakorda järgib tumeda aine paiknemist.

Leitud superparv nähtuna Plancki ja XMM-Newtoni poolt. Pilt: ESA/LFI & HFI Consortia (Planck) ja ESA (XMM-Newton)

Allikas: A new supercluster, seen by Planck and XMM-Newton (ESA Science & Technology)

Galaktikaparved on sadadest ja isegi tuhandetest galaktikatest koosnevad süsteemid, mille numbriline simuleerimine näitab, et nad on dünaamiliselt rahulikus seisundis. Suurem osa galaktikatest Universumis asub gruppides ja parvedes, mis omakorda kuuluvad suuremate süsteemide – superparvede ning neid ühendavate galaktikakettide koosseisu. Seega annab galaktikaparvede uurimine infot ka galaktikate ning superparvede arengu kohta.

Nüüd avaldasid Tartu Observatooriumi teadlased koostöös Tuorla Observatooriumiga Maret Einasto eestvedamisel selle kataloogi andmeid kasutades artikli, milles nad uurisid Sloani Suurde Seina kuuluvate kõige rikkamate galaktikaparvede omadusi: galaktikaparvede alamstruktuure ja galaktikapopulatsioone. Sloani Suur Sein on meie kosmilise lähiümbruse kõige rikkam ja suurem galaktikasüsteem. Galaktikaparved valiti kolmest Sloani Suurde Seina kuuluvast superparvest, nii superparvede tihedast tuumaosast kui äärealadelt, nii oli võimalik võrrelda erinevas globaalses ümbruses asuvate parvede omadusi.

See uurimistöö näitas, et paljud galaktikaparved koosnevad mitmest komponendist. Mitme parve kõige heledam galaktika asub mitte parve tsentris, vaid ühes komponendis. See viitab võimalusele, et parved on moodustunud väiksemate gruppide ühinemisel ning et kõige heledam galaktika oli varem ühe ühinenud grupi peagalaktika. See tulemus on kooskõlas varem Cozioli ja tema kaastöötajate poolt saaduga, millest oli juttuTeadusuudises nr. 3, 13. mail 2009.

Uuriti ka parvede galaktikapopulatsioone, selleks määrati kõikide parvegalaktikate morfoloogilised tüübid ja värvusindeksid. Nende võrdlemine näitab, et ligikaudu kolmandik spiraalsetest galaktikatest parvedes on punased. Punane värv võib viidata sellele, et galaktikates on aktiivne täheteke lõppenud, seda kas parves või juba varem, väikestes gruppides, kuhu galaktikad kuulusid enne ühinemist rikka parvega. Viimasele võimalusele viitab mõnede parvede korral galaktikate värvide väga väike hajumine.

Varasemast on teada, et parvede arengu kiirus sõltub globaalsest ümbrusest, kus parved asuvad (vaata Teadusuudist nr. 1, 20. aprillist 2009). Seetõttu võis oletada, et parvede areng ja omadused rikaste superparvede suure tihedusega tuumades ning hõredamatel äärealadel on erinev. Antud töös erinevatesse superparvedesse kuuluvate parvede dünaamiliste omaduste vahel suuri erinevusi ei leitud: mitmekomponendilisi parvi on kõikides Sloani Suure Seina superparvedes. Sloani Seina kõige vaesema superparve parvedes on suhteliselt vähem punaseid galaktikaid kui kõige rikkama superparve parvedes.

Töös uuriti ka kosmoloogilistest mudelitest leitud galaktikaparvede omadusi ja näidati, et suhteliselt hiljuti moodustunud mudelparvedel on alamstruktuurid, mille omadused on võrreldavad vaatluslike parvede omadustega.

Alamstruktuurid parvedes ja kõige heledamate galaktikate suured omakiirused viitavad sellele, et Sloani Suure Seina galaktikaparved on alles moodustumas. Mitmed meie tulemused näitavad, et galaktikaparvede areng on keerulisem kui varem arvatud.

Artikkel: The Sloan Great Wall. Rich clusters

Allikas: Rikaste galaktikaparvede uurimine aitab aru saada nende arengust (Tartu Observatooriumi teadusuudised)

Galaktikate gruppide katalooge on Tartu Observatooriumis koostatud ka varem, kuid antud teadusartiklis avaldatud kataloog on suurim, mis senini koostatud. Esimene gruppide kataloog koostati Tartu Observatooriumis 2006 aastal ning see baseerus 2dFGRS (2 degree Field Galaxy Redshift Survey) andmetel. Sel ajal oli see veel suurim galaktikate taevaülevaade. Tänasel päeval on suurim galaktikate taevaülevaade SDSS (Sloan Digital Sky Survey) ning selle baasil on ka 2008ndal aastal Tartu Observatooriumis üks varasem galaktikate gruppide kataloog koostatud. Käesolevas teadusartiklis avaldatud gruppide kataloog baseerub lõplikul Sloani taevaülevaate valimil ning on seega suurim, mis hetkel on võimalik koostada.

Võrreldes teiste uurimisrühmade poolt avaldatud gruppide kataloogidega, on Tartu Observatooriumis koostatud kataloogis erilist tähelepanu pööratud vaatluslike efektide arvesse võtmisele. Lõpptulemusena on koostatud gruppide kataloog, mis on statistiliselt homogeenne nii lähedases kui ka kaugemas ruumipiirkonnas.

Galaktikate gruppide kataloog on eriti oluline eelkõige Universumi suuremastaabilise struktuuri uurimiseks, millega ka Tartu Observatooriumis on väga aktiivselt tegeletud. Lisaks sellele on gruppide kataloogi võimalik kasutada nii galaktika gruppide evolutsiooni kui ka üksikgalaktikate evolutsiooni uurimiseks. Vaatluslike gruppide kataloogide koostamine on oluline ka numbrilistest simulatsioonidest saadud universumi võrdlemiseks vaatluslku Universumiga.

Koostatud gruppide kataloog on aluseks edaspidistele uuringutele Tartu Observatooriumis, mis puudutavad Universumi suuremastaabilist struktuuri või siis gruppide ja galaktikate arengut.

Artiklid:
2006: Clusters and groups of galaxies in the 2dF galaxy redshift survey: A new catalogue
2008: Groups of galaxies in the SDSS Data Release 5. A group-finder and a catalogue
2010: Groups of galaxies in the SDSS Data Release 7. Flux- and volume-limited samples

Allikas: Koostati senini suurim galaktikate gruppide kataloog (Tartu Observatooriumi teadusuudised)