NGC 3590: MPG/ESO, La Silla, Tšiili.

Pildil, mis on tehtud kasutades ESO La Silla Observatooriumi 2.2-meetrist teleskoopi, laiub täheparv NGC 3590.

See täheparv on umbes 7500 valgusaasta kaugusel Maast, paiknedes Kiilu (ing.k Carina Nebula) tähtkujus, ning on ligi 35 miljoni aasta vanune süsteem.
Ilu on vaid esteetiline väljund, sisulises mõttes on täheparv osutunud kasulikuks infoallikaks – selle uurimine aitab kaasa Linnutee kui spiraalse galaktika omaduste uurimisele. Nimelt asuvad parve tähed meie galaktika ühes kõige suuremas spiraalharus ning mida on ka Maalt võimalik vaadelda.

Taolise – ja ka teiste sarnaste – süsteemide uurimine aitab paremini mõista galaktika spiraalharude gabariite, erinevate punktide omavahelisi kaugusi.
Ühtlasi aitab astronoome teadmine sellest, et parves NGC 3590 olevad tähed on oma vanuse poolest samas suurusjärgus neid ümbritseva gaasikogumiga. Seesugune fakt testib tähetekke ja -evolutsiooni teooria erinevaid nüansse.

Pilt on tegelikult kokku liidetud erinevatest ülesvõtetest, mis on sooritatud nähtava ja infrapunase piirkonna ulatuses. Lisaks on rakendatud spetsiaalset filtrit, mis laseb valgust läbi vaid vesiniku (Hα) lainepikkuse piirkonnast – sellest tulenevad käesoleva foto väga heledad piirkonnad.

Allikad:
ESO artikkel Phys.org vahendusel: http://phys.org/news/2014-05-star-cluster-carina.html

IRAS 20324+4057: NASA/ESA, STScl/AURA, IPHAS

Luige tähtkuju taustal ujub üks kulles (ing k Tadpole) – just sellise väljanägemisega on noortest tekkivatest tähtedest koosnev gaasi- ja tolmukogum IRAS 20324+4057. Tsentraalsena küll üks väga hele ning massiivne prototäht, on kullese peas tegelikult mitu noort tähte, mis alles alustavad oma elutsüklit.

Heledaim ja massiivseim täht paistab fotol kõige paremini, olles kollakas silm kogumi parempoolses otsas. See täht kogub enda ümber aktiivselt materjali ning peaks lõpuks muutuma nooreks täheks massiga kuni kümme Päikest. Niimoodi käituvad tähed naabriks olevas assotsiatsioonis Cyg OB2.

Kogupikkuses on see kulles ligi 1 valgusaasta. Erksinise helenduse annab  talle lähedal asuvate tähtede UV-spektripiirkonna mõju.

Fotol pole seda küll näha, kuid sarnase ülesehitusega on veel üks sarnane objekt hüüdnimega kuldkala (ing k Goldfish), vasemal kolmaski objekt, moodustades kokku trio. Olles sama näiva orientatsiooniga, on nende tekkepõhjuseks pakutud tugevat Cyg OB2 tähetuult ning kiirgust.

Artikkel: Image: Multiple protostars within IRAS 20324+4057 Apr 14, 2014 phys.org
NASA Hubble Heritage Project

Ühel Cassini ülelennul (T85) ülesvõetud fotol on näha pinnapeegeldus Titanilt, (24.07.14). NASA et al.

Kaasajal on teada, et Saturni kaaslase Titani põhjaregioon on kaetud vedela metaaniga – moodustunud on kolossaalne süsteem järvedest ja meredest. Fotograafiliselt tõendab seda arvukas pildimaterjal, mille on salvestanud kosmosesond Cassini-Hygens juba pea 10-aastase tiirlemisega Saturni orbiidil. Imekspandav on asjaolu, kuivõrd stabiilse pinnaga on planeedi kaaslase metaaniväljad.

Mõeldes analoogiale planeet Maaga, peaksid suured veemassiivid omama teatavat pinna aktiivsust. Kui senini pole radaripiltidel olnud ühtegi tõendavat fakti vedelikulainetuse kohta, on praeguseks momendiks detekteeritud võimalik lainete olemasolu.

Aastatel 2012 ning 2013 sooritatud lennud üle Punga Mare, Titani ühe suurima metaanikogu, on registreerinud iseloomuliku valguse, mis – läbinud analüüsi -, näitab esialgsetel hinnangutel ligi 2 cm kõrguseid laineharju. Kasutatud kaamera – The Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) – on mõeldud optilise ja infrapunase laineala jaoks ning koosneb tegelikult kahest kaamerast (üks optilise ja teine infrapunase jaoks). VIMS “näeb” korraga 352 erinevat värvi, lainepikkustevahemikus 300 ja 5100 nm (võrdluseks – inimsilm näeb vahemikus 380-750nm). Andmetöötluse ja analüüsiga on tegelenud planeediteadlane Jason Barnes Idaho Ülikoolist koos kolleegidega mitmest teadusasutusest – JPL, Cornelli Ülikool, MIT.

Avastatud fenomen võib ühtida ka teiste pinnaefektidega, mida on Titanil varasemalt märgatud. Samas ei ole avastus veel lõplikult kindel – sarnased valgusefektid võivad olla põhjustatud ka nn märgaladest, vedelas metaanis olevatest suurema tihedusega piirkondadest.

Allikad:
Teaduslik abstact: “Specular Reflections from Titan’s Punga Mare Seen by Cassini VIMS Indicate Surface Roughness: Waves?” Barnes et al.
“Cassini may have spotted waves in Titan’s seas” Jason Major “Universe Today”

Galaktika ketas on ühtlasi jaotunud nn. kahte sektsiooni – sisemine komponent, mis koosneb enamjaolt tähtedest ning väga vähesel määral tolmust, ning välimine sõõr, mis kätkeb endas nii tähtede kui ka tolmu olemasolu. Selline kaks-ühes-kompositsioon ei olnud eristund eelnevatelt nähtava valguse piirkonnas tehtud ülesvõtetelt.

Sombrero galaktika (M104) infrapunases piirkonnas. Allikas: Spitzer Space Telescope.

Euroopa Lõunaobservatooriumi teadur Dimitri Gadotti väidab, et Sombrero galaktika olemusliku käsitluse mõttes tuleb mõelda ühest galaktikast kui kahest erinevast, üksteisega lõimunud objektist. Samas ei pea paika väide, et antud stsenaariumi puhul on tegu kahe galaktika põrkega. Sellisel juhul oleks praegu selgesti eristatav kettastruktuur täielikult hävinenud. Pigem on tõenäoline, et avastatud lisakomponent on kujunenud suurest hulgast gaasist, mis hiivati galaktika struktuuri juba mitu miljardit aastat tagasi.

Marsi ookeanid. Radarpiltide põhjal tehtud arvatava kunagise ookeani piirid. Pilt: ESA, C. Carreau

Missiooni käigus leiti põhjapoolkeral suur kogus nõrka dielektrilist konstanti omavat ainet. Niisuguse tulemuse võivad anda kas suur kogus jääd või settekivimeid pinnakihis. Nende andmete põhjal oletatakse, et seal võis olla umbes 3 miljardit aastat tagasi ookean. Arvatakse siiski, et taoline ookean ei oleks saanud olla vedelas olekus kaua, see kas oleks jäätunud või aurustunud mõne miljoni aastaga. Tõenäoliselt pole see piisav aeg elu tekkimiseks.

Uurimus annab vihjeid Marsi pinnakihi all olevatest ainetest ning geoloogilise ajaloo kohta.

Heeliksi udukogu. Foto: ESO/VISTA.

Heeliksi udu on üks lähedasematest ning märkimisväärsematest planetaarudude mõiste alla käivatest objektidest. See paikneb Veevalaja tähtkujus ca 700 valgusaasta kaugusel Maast. Objekt kui selline moodustus protsessis, mille käigus Päikesele ligilähedase massiga täht viibis evolutsiooni hilisfaasis, suutmata kontsentreerida oma väliskihte. Aegamööda on kihid hajunud kosmosesse, formeerudes pildilolevaks uduks.

Heeliksi kontuuri moodustab sfäärilaadne tolmust, ioniseeritud ainest ning molekulaarsest gaasist koosnev mateeria, mille läbimõõtu hinnatakse poolele distantsile Päikese ja temale lähima tähe vahel, seega vähemalt kaugusele 4 valgusaastat. Objekti põhitonaalsust ning väga kaugele ulatuvat hõrendatud gaasi kuma on võimalik fotolt küllaldase täpsusega eristada, seda tänu 4.1-meetrise teleskoobi erilistele detektoritele, mis on infrapunases piirkonnas kõrge tundlikkusega. Teleskoop VISTA näitab läbiviidud vaatlusega, kuivõrd struktureeritud on madalatemperatuuriline molekulaarne gaas, nagu ka udukogu filamentaarsed ning rõngjad detailid.

Kuigi need tunduvad väiksed, on molekulaarsest gaasist moodustunud tihedamad kohad, pälvides ka nimetust kui „komeedisõlmed” (Cometary Knots), oma suuruselt sarnased Päikesesüsteemiga. Molekulid suudavad eksisteerida selles kõrgenergiapiirkonnas, mida kujundab pidevalt surev täht, jättes nad ühtviisi gaasi ning tolmu sisse mähituks. Käesolevaga pole lõplikult kindel, millise päritoluga ning kuivõrd visuaalsed-reaalsed on need „komeedisõlmed”.

Kollane hüperhiid IRAS 17163-3907 asub meist ligikaudu 13 tuhande valgusaasta kaugusel. Tähe läbimõõt on umbes 1000 Päikese läbimõõtu ja tema heledus ületab Päikese heleduse 500 000 kordselt. Kui selline täht asuks meie Päikesesüsteemis, siis Maa oleks sügaval tähe sisemuses, Jupiter jääks parasjagu tähest väljapoole ning sisemine tolmümbris hõlmaks kõiki planeete ning osa komeetidest. Välise tolmümbrise raadius on umbes 10 000 astronoomilist ühikut.

Kollased hüperhiiud on oma evolutsiooni lõppfaasis olevad massiivsed tähed, mis on põletanud ära nii vesiniku kui heeliumi ning mis lõpetavad oma elu supernoovadena.

Praetud Muna udukogu: kollane hüperhiidtäht IRAS 17163-3907 ja tema kahekordne tolmümbris. Pilt: ESO / E. Lagadec

Kronberg 61. Gemini teleskoobiga tehtud ülesvõte äsja avastatud planetaarudust. Pilt: Gemini Observatory/AURA. Pilditöötlus Travis Rector-i poolt.

Äsja avastatud planetaarudu on hea selle poolest, et see on oma asukohalt ja heleduselt sobiv Kepleri missioonile. Kuna Kepler uurib pika perioodi jooksul tähtede heleduse muutuseid ning kui kaaslane tähe ümber varjutab tähte siis seda varjutust on võimalik tuvastada.

Äsja avastatuga on olemas 2 või 3 Keplerile uurimiseks sobivat planetaarudu, kokku on avastatud umbes 3000 planetaarudu. Isegi kui Kepler avastab nende mõne planetaarudu ümbert kaasalsi ei pruugi see olla piisav tõend, et kõigi planetaarudude jaoks on vaja kaaslasi, kuid samm sellele lähemale siiski.

Interakteeruvate galaktikate grupp Arp 273. Foto: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Juuresoleval pildil on grupp interakteeruvaid galaktikaid. Pildil kõige suurem galaktika UGC 1810 on interakteerumas selle all oleva galaktikaga UGC 1813. Pildi ülaservas olevad sinised “juveelid” on noorte ja kuumade tähtede parved, mis eriti heledalt säravad ultravioletses valguses.

Pildil oleva suurima galaktika UGC 1810 spiraalharus (üleval, paremal) on näha ka üks väiksem spiraalgalaktika, mis ka väidetavalt kuulub samasse süsteemi.

MESSENGERi pardal on seitse teadusinstrumenti, mida katsetatakse enne 4. aprillil algavat aastapikkust Merkuuri uurimismissiooni. Esimene foto orbiidilt tehti 29. märtsil, kasutades laia vaateväljaga kaamerat.

Esimene Merkuuri orbiidil tehtud foto. Ühele pikslile pildil vastab 2.7 km Merkuuri pinnal. Ülal keskel olev suur kraater kannab nime Debussy ja on 80-kilomeetrise läbimõõduga. Pilt: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.

Esimene foto oli tegelikult osa läbi kaheksa erineva filtri tehtud pildiseeriast. Kombineerides kolm erinevas spektripiirkonnas ülesvõetud pilti, saadi esimene orbiidilt tehtud värvifoto Merkuurist.

Esimene värvifoto Merkuuri orbiidilt. Kaheksast erinevas filtris tehtud pildist on värvifoto saamiseks kokku kombineeritud kolm. Allikas: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Hiiglaslik ämblik Herkulese tähtkujus. Foto: New Mexico Skies

Otsepilti saab jälgida New Mexico Skies observatooriumi ilmaleheküljelt.

VLT komposiitpilt pruunide kääbuste paarist. Kasutatud on nelja filtrit infrapunases spektripiirkonnas. Pilt: Michael Liu, University of Hawaii.

Pruunid kääbused on tähesarnased objektid, milles ei ole käivitunud termotuumareaktsioonid ning mis ei ole “süttinud” tavalise tähena. Pruune kääbuseid ongi just seetõttu ülimalt raske avastada.

Avastus tehti algselt Kecki II teleskoobiga, kasutades adaptiivse optika võimalusi, ning kehva lahutusvõime tõttu peeti seda üheks täheks. Hilisemal mõõtmisel VLT (Very Large Telescope) abil saadi pilt tähtede paarist.

Esimesel pildil on komeedi tuuma neli vaadet. Vasak ülemine foto on tehtud 244 km kauguselt komeedist, 15 sekundit enne seda, kui Stardust komeedist möödus. Parem ülemine foto on tehtud 3 sekundit enne ja vasak alumine foto 3 sekundit pärast komeedist möödumist, mõlemad 185 km kauguselt. Parem alumine foto pärineb juba eemaldumise ajast ja on tehtud 15 sekundit pärast möödumist, kui kaugus oli 245 km.

Komeedi Tempel 1 neli vaadet. Pilt: NASA/JPL-Caltech/Cornell

Stardusti abil õnnestus pildistada nii komeedi seni uurimata piirkondi kui ka Deep Impacti poolt pildistatud alasid. Järgmisel pildil on kujutatud kahe automaatjaama poolt pildistatud alasid, nooltega on näidatud samu, umbes 300-meetrise läbimõõduga kraatreid komeedi pinnal.

Kahe automaatjaama pildid komeedist Tempel 1. Vasakpoolne pilt on pärit automaatjaamalt Deep Impact (2005), parempoolne automaatjaamalt Stardust-NExT (2011). Pilt: NASA/JPL-Caltech/University of Maryland/Cornell

Kolmandal pildil on kujutatud piirkonda komeedi pinnal, kuhu Deep Impacti missiooni käigus tekitati kraater. Vasakpoolsel fotol on komeet enne seda, kui kokkupõrkemoodul komeeti rammis. Parempoolne foto on tehtud Stardusti poolt kuus ja pool aastat hiljem ning sellelt on näha muutused kokkupõrke asukohas. Kokkupõrke piirkonnas olnud umbes 50-meetrine tume süvend on kadunud ning komeedi pind on muutunud tasasemaks.

Deep Impacti tekitatud kraater komeedi pinnal. Vasakpoolne foto pärineb automaatjaamalt Deep Impact (2005), parempoolne automaatjaamalt Stardust-NExT (2011). Pilt: NASA/JPL-Caltech/University of Maryland/Cornell

Automaatjaam Stardust startis 1999. aastal, möödus komeedist Wild-2 jaanuaris 2004, kogudes komeedist väljalenduvat ainet, ning saatis jaanuaris 2006 komeedi aineproovid ja tähtedevahelise tolmu proovid kapsliga Maale. Stardust-NExT (Stardust-New Exploration of Tempel) on jätkumissioon, mille käigus kasutati juba kosmoses lendavat automaatjaama komeedi Tempel 1 põhjalikumaks uurimiseks.

NGC 3621 asub meist umbes 22 miljoni valgusaasta kaugusel Hüdra tähtkujus. Tänu galaktika suurele heledusele on seda võimalik vaadelda ka amatöörteleskoopidega. Juuresolev pilt on siiski võetud ESO 2.2-meetirse teleskoobiga.

Pildil olev galaktika on lapiku (pannkoogi) kujuga, mis viitab, et galaktika ei ole oma elu jooksul kokku põrganud ühegi teise galaktikaga. Galaktikate kokkupõrked on kaootilised protsessid ning kokkupõrke käigus galaktika ketas lõhutakse ning galaktika keskele moodustub tsentraalne mõhn. Valdav osa astronoome usub, et galaktikad moodustuvad üldjuhul galaktikate põrgete käigus, kus väiksemad süsteemid liituvad ja moodustuvad järjest suuremaid süsteeme: aja jooksul selline protsess viib mõhna tekkimisele galaktika keskmesse.

Galaktika NGC 3621. Spiraalgalaktika, millel puudub tsentraalne mõhn. Foto: ESO ja Joe DePasquale.

Hiljutised uurimused on siiski näidanud, et sellised mõhnata ketasgalaktikad ei ole Universumis sugugi haruldased nagu galaktikate tekke stsenaarium praegu eeldab. Meie lähemas Universumis leidub analoogseid mõhnata ketasgalaktikaid suhteliselt palju (võimalik, et umbes pool kõigist spiraalgalaktikatest). Selliste mõhnata ketasgalaktikate tekkimine on hetkel küllalki suureks probleemiks tänapäeva galaktika tekke stsenaariumites. Siiski ei ole asi päris lootusetu ning võib loota, et lähiajal suudetakse ära seletada ka selliste mõhnata ketasgalaktikate tekkimine. Üheks märksõnaks on siin nn “külmad joad”, mis toidavad galaktikat gaasiga.