M 101 on hea näide galaktikast, mille välisosad on lopergused. Pilt: Christoph Kaltseis, CEDIC 2019

On analüüsitud, et niisuguseid galaktikaid on ligi kolmandik kõikidest galaktikatest.

Kuid miks see nii on? Mõtleme… Esimene mõte, mis pähe tuleb, on see, et kui mingist galaktikast lendas teine galaktika lähedalt mööda, siis ta võis osa ainest enda poole tõmmata ning taoline tõmme muudaks galaktika loperguseks. See üks võimalus, kuidas galaktikad võivad loperguseks muutuda, kuid probleem on selles, et on palju galaktikaid, mis on lopergused, kuid täiesti üksi: lähedal pole ühtegi teist galaktikat, mis võiks lopergulisust põhjustada. Seega peab olema veel mingi mehhanism, mis suudaks galaktikate kuju mõjutada ja lopergulisust põhjustada. Teadlased on proovinud palju erinevaid võimalusi: galaktikate põrgete jälge on tõlgendatud lopergusena, loodelised jõud galaktikaparvede või muude objektide poolt, ebasümmeetriline tumeaine jaotus või gaasi voolamine galaktikasse teda ümbritsevast ruumist lükkab/paigutab ainet ühele poole. Igal sellisel põhjendusel on omad puudused (liiga kiirelt mööduvad nähtused või nende protsessidega peaks olema muid kaasnevaid kõrvalefekte, mida pole suudetud leida). Selle võib nii kokku võtta, et galaktikate kuju kohta pole täielik tõde veel teada.

On ka võimalus, mille korral lopergulisus tekib dünaamilisest hõõrdest. Dünaamiline hõõre tekib, kui galaktika või mõni muu raskem objekt liigub teiste osakeste vahelt läbi. Kuna ta liigub ning on üsna suure massiga, siis ta hakkab kõiki neid osakesi enda poole tõmbama. Selleks ajaks, kui need osakesed on jõudnud kohta, kuhu nad tõmmati, on galaktika ise sealt juba edasi liikunud. Tulemus on see, et seal, kus galaktika oli, on ainet rohkem. Ehk liikumise mõttes on galaktika taga rohkem ainet kui ees. See galaktika taga olev aine hakkab galaktikat tagasi algse koha poole tõmbama, või aeglustama (kuna see üleliigne tihedus pole eriti suur). Oma töös uurisime, kas niisugune ületihedus suudab tekitada ka loodelisi jõude (nagu Kuu põhjustab tõusu ja mõõna). Kas taolised loodelised jõud on suutelised tekitama ka lopergulisust?

Jõudsime oma arvutustes järeldusele, et kuna Universum on täidetud tumeainega, siis niisugune protsess suudab mingitel juhtudel tõepoolest tekitada galaktika lopergulisust. Seda ka olukorras, kus teisi galaktikaid lähedal ei ole. See mehhanism võimaldab seletada niisuguste lopergute galaktikate olemasolu, millel lähedasi kaaslasi ei ole. Lisaks võimaldab see ühtlasi uurida, kui palju tumeainet Universumi eri piirkondades on (eeldusel, et vastavates piirkondades on lopergusi galaktikaid, mida saab kasutada tumeaine uurimiseks).

Dawni tants Cerese ümber

Dawni missioon Cerese ümber algab ja kulgeb sarnaselt Vesta uurimisega.  Kõigepealt  siseneb Ceres orbiidile 15.500km kõrgusel Cerese pinnast, kust kosmoseaparaat loob esimese Cerese täieliku füüsilise kirjelduse. Paar nädalat hiljem liigub Dawn spiraalis Cerese pinnale lähemale kõrguseni 4430 km ning kogub seal veel andmeid. Sellisel kõrgusel püsib sond 22 päeva ja saab Cerest pildistada nii nähtavas kui infrapunavalguses ja ning luua Cerese pinna kaardi.

Pärast seda liigub Dawn veel lähemale kääbusplaneedile – kõrguseni 1480km ning augustis 2015 alustab kahekuulist Cerese kaardistamist kõrgema resolutsiooniga kui varasemas faasis. Siis pildistab kosmoseaparaat Cerest ka stereos, et näha Cerese pinda kolmedimensiooniliselt.

Pärast kahte kuud spiraalis Ceresele lähemale liikumist, novembri lõpus,  alustab Dawn Cerese uurimist kõige madalamalt orbiidilt -  375km pinnast. See faas kestab kolm kuud ja selle eesmärk on uurida Cerest gammakiirguses  ja uurida Cerese gravitatsiooni ning koguda andmeid pinnalähedaste keemiliste elementide kohta. Sellel madalal kaardistamisorbiidil kasutab Dawn  täpse suunamise jaoks hübriidmeetodit – nimelt esinesid Dawnil juba Vesta juures probleemid reaktsiooniratastega (sama süsteemiosa nagu see, mis Kepleri kosmoseteleskoobi mõneks kuuks puhkama jättis) – hübriidmeetod näeb ette nii reaktsioonirataste kui aparaadi põtkurite kasutamist selle täpseks suunamiseks. Dawni suunamisega saaksid hakkama ka ainult põtkurid, kuid kuna need väikesed raketimootorid kasutavad kütusena hüdrasiini, loodetakse kaht erinevat süsteemi koos kasutades säästa kütust.

Dawn-i kosmoseaparaadi pilt 19. veebruarist 2015, 46 000 km kaugusel Ceresest, kus on näha kaks heledad täppi. Pilt: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA

Heledad täpid Ceresel

Juba esimesed pildid Ceresest lähedalt ületasid uudisekünnise näidates Ceresel ühes kraatris näidates kahte heledat kohta, mille olemuse kindlakstegemist saab Dawn alustada alles Cerese pinnale lähemale (esimesele nn teadusorbiidile) jõudes 23. aprillil.

Heledad punktid on üksteisele lähedal 92 km läbimõõduga kraatris ja sisaldavad hästi peegeldavaid ühendeid nagu jääd või soolad.

Teadlased peavad võimalikuks, et need täpid on seotud 2014. aastal avastatud veeauru jugadega Cerese pinnal(Loe sellest lähemalt siit). Näiteks võis Ceres kokku põrgata meteoriidiga, mis tekitas kraatri ja sulatas üles selle all olnud jää. Jää sublimatsioonil alles jäänud soolarikkad ühendid oleksid siis piltidel nähtavad heledad kohad.

Allikad:

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-347

http://www.nasa.gov/jpl/dawn/bright-spot-on-ceres-has-dimmer-companion/#.VP3nqfmUeSr

http://www.space.com/28716-dwarf-planet-ceres-dawn-science.html

Beagle 2 on Briti kosmoseaparaat, mille eesmärgiks oli otsida märke elust Marsil. Missiooni meeskonna ootuste järgi oleks maandur võinud Marsil vastu pidada 180 päeva, võimalikuks peeti ka pikendatud missiooni kuni ühe Marsi aastani (687 Maa päeva). Beagle 2 oli üks osa Euroopa Kosmoseagentuuri Mars Expressi missioonist, mis startis Maalt 2. juunil 2003. Beagle 2 saadeti Marsi pinna poole teele 19. detsembril ja pidi plaanide kohaselt kuue päeva pärast sisenema Marsi atmosfääri kiirusega üle 20 000 km/h.

Esimese kinnituse õnnestunud maandumisest oleks Beagle 2 pidanud saatma NASA 2001. aastal Marsi orbiidile saadetud  Mars Odyssey kosmosesondile. Missiooni meeskond tegi korduvaid katseid saavutada maanduriga ühendus nii Mars Expressi kaudu, kui ka Jordell Banki observatooriumi Lovelli raadioteleskoobi abil. Maandur kuulutati kadunuks 2004. aasta veebruaris.

Erinevad kosmoseaparaadid Marsi orbiidil on varasemalt püüdnud leida nii Beagle 2-te ennast kui ka jälgi võimalikust kokkupõrkest.

Kosmoseaparaat leiti planeeritud maandumispaiga, Isidis Planitia lähedalt. Piltide tõlgenduste järgi on Beagle 2 end pooleldi lahti pakkinud – ainult osad päikesepaneelid avanesid. Selleks, et saata andmeid ja saada käske Maalt, oli aga vaja, et raadioantenni katnud päikesepaneelid oleksid kõik korrektselt avanenud.

Kuna sidet aparaadiga pole võimalik saavutada, saab praegu vaid nentida, et Euroopas valmistatud aparaat tõesti jõudis Marsi pinnale ja maandumistehnika töötas.

NASA Mars Reconnaissance Orbiter-i pilt Beagle 2 maandumiskohast, koos võimaliku langevarju ja maanduri tagumise katte asukohtadega. Leicesteri Ülikool/Beagle 2/NASA/JPL/ Arizona Ülikool

Kosmoseteleskoop Hubble ülimalt detailne pilt kolmest tolmusambast Kotka udukogus (paremal). Vasakul on toodud Hubble originaalpilt samast taevaalast üles võetud 1995 aastal. Foto vasakul: NASA/ESA/STScI/J. Hester ja P. Scowen (Arizona State University); paremal: NASA/ESA/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Kosmoseteleskoop Hubble pilt tolmusammastest lähi-infrapunases spektripiirkonnas. Lähis-infrapuna valgus läbib enamuse udukogus olevast gaasist ja tolmust, paljastades seeläbi tähed udukogu tagaplaanil ning ka tolmusammaste sees. Siiski, osad tolmusamba piirkonnad on nii tihedad, et isegi lähis-infrapuna valgus ei suuda neid läbida. Foto: NASA/ESA/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Võrreldes 1995 ja 2014 aaste pilte, on võimalik märgata kitsaid joa-laadseid moodustisi, mis paiskuvad eemale äsja tekkinud noortest tähtedest. See on üks väheseid piirkondi universumis, kus on võimalik nii detailselt jälgida protsesse, mis kaasnevad uute tähtede tekkimisega. Tõenäoliselt on ka meie Päike moodustunud analoogses tähetekke piirkonnas. Päike oli kunagi üks täht noores täheparves, mille massiivsemad tähed plahvatasid supernoovana, mille tulemusena ümbritsev gaasipilv laiali puhuti. Ka Kotka udukogu ootab kunagi sama saatus.

Kosmoseteleskoop Hubble detailseim ülesvõte tolmusammastest Kotka udukogus nähtavas valguses. Pildil nähtavad udukogu sambad on ligikaudu 5 valgusaastat kõrged. Foto: NASA/ESA/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Nagu ikka, algab kalender kalendaariumi tabelite ja andmete lahtiseletamisega. Selleks on leheküljed 5 ja 6.
Lk 7 sisaldab 2015. aasta tabelkalenderit koos Kuu faasidega. Edasi, lk 8 ja 9 toovad välja Eesti Vabariigi riigipühad, muud tähtpäevad ja usupühad, samuti ka lipupäevad.
Lk 10 alguses on toodud aastaaegade algused ning Päikese Maale lähima (periheel) ja kaugeima positsisiooni (afeel) päevad. On välja toodud Kuu tee perigee liikumine, samuti tõususõlme pikkuste liikumine aasta jooksul mööda ekliptikat.
Järgmine alapealkiri suunab lugejat varjutuste juurde. Selgub, et 20. märtsil 2015 on Eestis näha korralikku osalist päikesevarjutust.
Lk 11 on toodud tähtsamad meteoorivoolud, samuti tabel Eesti linnade koordnaatidega.
Lk 12-35 on põhiline osa kalendaariumist. Paarituarvulistel lehtedel on toodud Võru, Tallinna ja Kärdla kohta käivad Kuu ja Päikese tõusud-loojangud iga päeva kohta aastas.
Paarituarvulistel lehekülgedel on sama info Tartu kohta, kuid veidi laialdasemalt. Päikese puhul on lisatud päeva pikkus, Kuu puhul ka koordinaadid, otsetõus ja kääne (kuupäeva alguses, geotsentrilised). Lisaks on toodud ka Päikese kääne, ajavõrrand ja täheaeg, otsetõusu saame, kui liidame algebraliselt ajavõrrandi ja käände.
Tabelite all on kirjas Päikese liikumine sodiaagimärkides ja tähtkujudes. Kuu kohta on toodud perigee ja apogee kuupäevad, faasid ning orbiidi sõlmede läbimise päevad.
Veel on toodud välja Kuu ühendused (sama ekliptiline pikkuskraad) planeetide ja heledamate tähtedega. Info öö ja päeva saabumise kohta saame tsiviilse, nautilise ja astronoomilise hämariku kestvustest.
Järgmised tabelid, lk 36-39 hõlmavad planeete: nende otsetõusud, käänded ning tõusud-loojangud 10-päevaste vahedega.
Lk 40 on toodud kirjeldused kolme huvitava muutliku tähe kohta.
Lk 41-42 on toodud heledamad tähed, tuues välja ka mõned märkimisväärsed kaksiktähed.
Lk 43-46 on pühendatud planeetide nähtavusele 2015. aastal.
Lk 43 on toodud info 2015. aasta heledamate asteroidid kohta.
Katseliselt jäi sel aastal lisamata Jupiteri kaaslaste varjutuste rubriik. kui rahvas seda vajab, teeme uuel aastal sedagi edasi.

Artiklid

Alustame tõsise looga galaktikate füüsikast “Külmad klimbid kuumas supis”, autor Urmas Haud.
Järgmine lugu “Meie kosmosekuubiku aasta” käsitleb Eesti satelliidi ESTCube-1 tegemisi. Loo autor on missiooni juht Mart Noorma.
Järgmises loos “Tagasivaade 2013. aasta komeetidele” võtab Alar Puss kokku kahe komeedi nähtavuse 2013. aastal Eestimaa taevas.
Kalju Annuk räägib artiklis “Tõravere teleskoobid said säravamaks” Tõravere 1.5 meetrise ja 60-sentimeetrise teleskoobi peeglite aluminiseerimisprotsessist.
Tõnu Viik kirjutab “Karl Fritiof Sundman – kolme keha proleemi lahendaja”. See on lugu suhteliselt vähekuulsa Soome teadlase tööst Newtoni gravitatsiooniteooria arendamisel.
Välismaiste autorite artikkel “Struve suguvõsa astronoomide dünastia” käsitleb mitmeid astronoomia suurkujusid, kes põlvnevad Tartu Tähetornis tegutsenud Friedrich Georg Wilhelm Struvest. Tõlkis eesti keelde Tõnu Viik.
“Astronoomiahuviliste 19. kokkutulek”. Siin teeb Tõnis Eenmäe kokkuvõtte astronoomiahuviliste tegemistest augustikuus Toilas.
Artiklite osa lõpetab sedapuhku kurb lugu, järelhüüe observatooriumi kauaaegsele Meistrile kõigi tehniliste probleemide lahendamisel – Riho Koppelile. Artikli autor on Laurits Leedjärv.
Kalendri sisekaane pildiks on valitud ESTCube-1 foto Eestist.

Juba üsna pikka aega on astronoomid kasutanud galaktikate pöörlemise uurimiseks Doppleri efekti. Meie poole liikuva tähe spektrijooned on liikunud spektri lühemalainelise, meist eemalduva tähe spektrijooned aga pikemalainelise otsa poole. Kuid Doppleri efekt võimaldab määrata vaid tähe kiiruse vaatesuunalist komponenti. Hubble’i kosmoseteleskoobiga seitsme aasta jooksul teostatud vaatlused on lubanud määrata ka paljude Suure Magalhãesi pilve tähtede vaatesuunaga ristuva kiiruse komponendi. Tänu Hubble’i vaatlustele ning Doppleri efekti mõõtmistele on astronoomid suutnud välja selgitada naabergalaktika tähtede kolmemõõtmelise liikumise, mille tundmine ütleb üsna palju nii selle struktuuri, ajaloo kui ka massijaotuse kohta.

Hubble’i kosmoseteleskoop vaatles tähti Suure Magalhãesi pilve 22-s erinevas piirkonnas. Igas piirkonnas oli lisaks tähtedele ka kvasar – kauge aktiivse galaktika väga hele tuum. Tähtede liikumine kvasari suhtes lubaski kindlaks teha nende kiiruste vaatesuunaga ristuvad komponendid. Selgus, et Suure Magalhãesi pilve keskosa tähtedel kulub ümber galaktika keskme ühe tiiru tegemiseks umbes 250 miljonit aastat.

Suur Magalhãesi pilv on meie lähinaaber, kuid ainult kosmilises mõõtkavas. Nimelt asub see meist umbes 170 000 valgusaasta kaugusel. Seetõttu on Suure Magalhãesi pilve tähtede omaliikumise nurkkiirused väga väikesed. Nende määramine on võrreldav Kuul seisva inimese juuste kasvukiiruse mõõtmisega.

Suur Magalhãesi pilv annab tänu oma lähedusele suurepärase võimaluse galaktikate struktuuri ja dünaamika tundmaõppimiseks. Meie kodugalaktika Linnutee puhul takistab sarnaste vaatluste tegemist asjaolu, et me peame Linnuteed vaatlema seestpoolt.

Eksoplaneet nimetusega Kepler 413-b massiga ca 65 Maa massi tiirleb ümber kaksiktähesüsteemi, kuhu kuuluvad punane ja oranž kääbustäht, mis asuvad Luige tähtkujus. Planeet teeb ühe täistiiru ümber tähtede 66 päevaga ja asub kaksiktähele lähemal kui on selle nn. “eluks kõlbulik tsoon”, kus vesi saaks olla vedelas olekus.

Ebatavaliseks teeb eksoplaneedi selle pöörlemine. Nimelt on Kepler 413-b telje pretsessiooni periood kõigest 11 aastat ja selle aja jooksul võib telje kalle muutuda kuni 30 kraadi ulatuses.
Kiire pretsessiooni tõttu on planeedil aastaaegade pikkus ja nende vaheldumine ebaregulaarne.

Pretsessioon kujutab endast pöörleva objekti pöörlemistelje suuna muutumist. Võrdluseks – Maa telje pretsessioon võtab aega 26 000 aastat ja kalle on kõigest 23.5 kraadi. Selle nähtuse tõttu muutub taevapooluste asukoht, näiteks aastaks 10000 on taeva põhjapoolus ca 5 kraadi heledast tähest Deeneb Luige tähtkujus.

Planeedi Kepler 413-b orbiit ümber tähtede muutub aga samuti, kuna see on tähtede orbiidi suhtes 2.5 kraadi kaldu ja seepärast pole kõik planeedi üleminekud kaksiktähest Maalt alati nähtavad. Siit vaadates liigub planeedi orbiit üles-alla ja seega ei liigu planeet meie vaatesihis tähe eest alati üle. Kepleri kosmoseteleskoobiga saadud andmetes nähti kolme üleminekut 180 päeva jooksul kuid järgneva 800 päeva jooksul ei olnud ühtegi üleminekut, pärast seda oli aga veel viis järjestikust üleminekut.

Miks planeedi orbiit kaldu on, ei ole veel teada, seletusi on aga mitu. Näiteks võib olla kaksiktähe ümber veel planeete, mis Kepler 413-b orbiidi kallet muutsid; või võib lähedalolev kolmas täht olla kaksiktähesüsteemiga gravitatsiooniliselt seotud ja mõjutab planeedi liikumist.

Allikad:

http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2014/12/pdf.pdf (teadusartikkel)

http://www.nasa.gov/ames/kepler-finds-a-very-wobbly-planet/#.Uvc-CVQW2Kg

„Need uued ülikiired tähed on väga erinevad nendest, mis on varasemalt leitud” ütles Vanderbilti Ülikooli doktorant Lauren Palladino, kes on uuringu juhtiv autor. “Kõik seni leitud ülikiired tähed on suured sinised tähed (B spektriklass), mis näivad pärinevat meie galaktika keskmest. Uued leitud ülikiired tähed on aga suhteliselt väikesed, umbes Päikese suurused, ja üllatuslikult ei näi ükski neist pärinevat galaktika keskmest.”

Senised ülikiirete tähtede otsingud on keskendunud ainult suurtele radiaalkiirustele, mis on kiirused, millega objekt meile läheneb või meist kaugeneb. Nüüd on Palladino koos meeskonnaga võtnud lisaks kiirusele arvesse ka tähtede liikumise suuna taevasfääril kasutades selleks andmeid veerandit taevast katvast Sloani digitaalsest taevaülevaatest (Sloan Digital Sky Survey).

„On väga keeruline lüüa täht galaktikast välja“, ütles Palladino juhendaja teadur Kelly Holley-Bockelmann. „Selle kõige tõenäolisemaks ja levinumaks meetodiks peetakse vastastikmõju ülisuure musta auguga, mis asub galaktika keskmes. Seda teooriat kinnitas fakt, et kõik seni leitud ülikiired tähed on tõenäoliselt sündinud meie galaktika keskmes, kust nad on siis välja löödud. Uutest ülikiiretest tähtedest ei pärine aga mitte ükski galaktika keskmest, mis viitab sellele, et on olemas uus klass ülikiireid tähti, millel on teistsugune galaktikast väljaviskamise mehhanism.“

Astrofüüsikud on arvutanud, et täht peab saama kiiruskasvu suurusjärgus 300 km/s, võrreldes galaktika liikumisega, et saavutada määratud väljaviskamise kiirus. Võrdluseks Päike liigub galaktikas kiirusega umbes 220 km/s ja kiiremad ülikiired tähed suurusjärgus 700 km/s (2.5 mln km/h). Nad hindavad ka, et Linnutee keskel oleva musta augu mass on 4 miljonit Päikese massi, mis on piisavalt suur, et gravitatsioonijõuga kiirendada tähti ülisuurte kiirusteni. Tüüpiline olukord on selline, et kaksiktähed satuvad musta augu mõju alla ja sel ajal kui üks täht tõmmatakse musta auku, siis teine kiirendatakse suurte kiirusteni. Seni on leitud ainult 18 suurt sinist (B-klass) ülikiiret tähte, mis võivad olla tekkinud sellise mehhanismi tõttu.

Nüüd on Palladino koos kolleegidega avastanud 20 uut Päikese suurusega tähte mida nad nimetavad potentsiaalseteks ülikiireteks tähtedeks. „Üks võimalik probleem tuleneb tähtede liikumise mõõtmise täpsusest,“ ütles ta. „Tähe kiiruse mõõtmiseks tuleb mõõta tähe asukoht väga täpselt kümnete aastate jooksul. Kui asukohta mõõdetakse ebatäpselt ja ainult mõne korra, siis võib saada palju suuremaid tulemusi kui tegelikult on. Me arvame, et kuigi mõned kandidaadid võivad olla juhused, siis suurem osa on ka tegelikult ülikiired tähed.“

Astronoomid jätkavad edasiste vaatlustega ja analüüsidega. Kuna uued tähed näivad olevat samasugused nagu tavalised G ja K spektriklassi tähed, siis nad ei arva, et need uued ülikiired tähed sündisid galaktika keskmes, halos või kuskil teises eksootilises kohas. „Suur küsimus on nüüd see, et mis kiirendas need tähed nii suurte ektreemsete kiirusteni,“ ütles Holley-Bockelmann. Alternatiivseteks võimalusteks on välja pakutud näiteks kaksik musta augu ja üksiku tähe kokkupõrget või kaksiktähe ühe kaaslase supernoova plahvatust, kus teine kaaslane kiirendatakse ülisuurte kiirusteni.

Praeguseni on teada, et Kepler-78b mass moodustab ligi 1.7 Maa massist, olles seni avastatud eksoplaneetidest Maaga kõige sarnasem. Tema 1,2 korda suurem diameeter on umbes 15 300 km. Tiheduski on Maaga samas suurusjärgus – võrreldes Maa , mis annab alust arvata, et ta koosneb põhiliselt rauast ja kivimitest. Need omakorda on kõrge temperatuuri tõttu täiesti vedelas olekus. Planeedi tiirlemisperiood on 8,5 tundi, seega ühe Maa ööpäeva jooksul möödub Kepler-78b’l peaaegu kolm aastat.

Planeedi leidis Kepleri kosmoseteleskoop, mis on kuni selle aastani vaadelnud kokku juba 100 000 sobivat tähte Lüüra ja Luige tähtkujus, leidmaks nende kiirgusest märke, mis annaksid aimu sellest, et tähe eest on läbi liikunud mõni eksoplaneet. Kuna uuritavad tähed on väga kaugel – Kepler-78b puhul ligi 700 valgusaasta kaugusel – ja planeedid ise on väikesed, siis selliste tähest mööduvate planeetide puhul ei ole võimalik teha otseseid vaatluseid. Sellegipoolest perioodilise tähesuuruse muutuse kaudu saab kindlaks teha varjutava keha diameetri ja orbiidi. Eksoplaneedi massi saab määrata gravitatsioonilise tõmbejõu mõõtmisest ning Kepler-78b puhul rakendati selleks kahte kõige tundlikumat instrumenti Maal: HIRES (High Resolution Echelle Specrometer) spektrograafi Hawaiil asuvas Kecki observatooriumis ja La Palmas asuva Roque de los Muchachos Observatooriumi HARPS-North (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) spektrograafi, mis on põhjapoolkeral asuv versioon edukast Euroopa Lõunaobservatrooriumi HARPSist Tšiilis. Mõlema instumendiga saadud andmed olid kooskõlas Kepleri teleskoobilt saadud tulemustega. Kepleri teleskoobiga on avastatud palju eksoplaneete kuid Kepler-78b on esimene, mille mass on väljaarvutatud.

Kepler-78b ei oleks saanud tekkida tema praegusel orbiidil, sest minevikus oli ematäht nii suur, et planeet oleks jäänud tema sisse. Seega pidi ta oma omapärasele orbiidile sattuma tähe hilisemas arengus, kuid ka sellel teoorial on omad probleemid.

„Planeet ei oleks saanud tekkida oma praegusel kaugusel, sest planeedid ei saa tekkida tähtede sees,“ ütles Dimitar Sasselov, kes uurib nö super-Maa planeete Harvardi Smithsonian astrofüüsika keskuses. „Ja ta ei oleks saanud tekkida kaugemal ja hiljem liikunud lähemale, sest sel juhul oleks ta liikunud otse täheni välja. See planeet on täielik mõistatus.“

Planeedid mis liiguvad kaugematelt orbiitidelt lähemale ei ole seni tundmatu nähtus. Esimesed sarnased avastusted pärinevad juba 1995 aastast, kuid selliseid migratsioone teevad tavaliselt hiidplaneedid kui tähe ümber eksisteerib veel protopilv, mis võib planeetide orbitaalset impulsimomenti kahandada, kiirendades ümbritsevat gaasi. Astronoomid on ka leidnud tähele lähedaste orbiitidega planeete, mis kunagi on olnud hiidplaneedid, kuid mille atmosfäärid tugevate tähetuulte ja kõrge temperatuuri tõttu on minema pühitud, ning järele on jäänud vaid kõvad südamikud. Kas Kepler-78b võib olla sarnase saatusega hiidplaneet?

Planeedi tulevik on tume – umbes 3 miljardi aasta pärast on tähe loodelised jõud ta lõhki tõmmanud. Kui meie Päikesel oleks kunagi sarnane kaaslane olnud, siis oleks see sarnaste tagajärgede tõttu ammu hävinud ja meil ei oleks ühtegi tõendit selle kunagisest olemasolust.

Komeet C/2012 S1 ISON, või tuntud ka lihtsalt kui komeet ISON, avastati 2012. aastal 21. septembril Rahvusvahelise Teadusliku Optilise Võrgu (International Scientific Optical Network ehk ISON) teleskoobiga kahe teadlase, Vitali Nevski ja Artjom Novitšonoki poolt. Algselt anti sellest avastusest teada, kui uuest asteroidileiust.

Avastamise hetkel oli komeet näiva heledusega 18.8 tähesuurust (võrdluseks – palja silmaga näeb pimeda ja selge taeva korral tähti kuni 6. tähesuuruseni ja heledaim täht öötaevas, Siirius, on heledusega -1.46. Mida väiksem arv, seda heledam on objekt).

ISON on üks Kreutzi nn “Päikeseriivajate” perekonda kuuluv komeet. Need on sellised komeedid, mis periheelis (orbiidi lähim punkt Päikesele) võivad läheneda kuni mõne tuhande kilomeetri kaugusele päikese pinnast.
ISON veetis umbes 4,6 miljardit aastat Öpiku-Oorti pilves, kust on pärit pikaperioodilised komeedid, ning ilmselt kulus tal miljoneid aastaid selleks, et jõuda päikesesüsteemi siseosasse.

Sajandi komeet

Esialgsed hinnangud komeedi suurusele ja orbiidile andsid alust arvata, et ISONist võib kujuneda sajandi komeet, mis oleks ka palja silmaga lihtsalt leitav ja ehk ka suure heleduse tõttu päevasel ajalgi nähtav, nagu mõned teised komeedid ajaloost on seda olnud.

Lähenemine Päikesele

Oma orbiidil Päikesele lähenedes ei muutunud komeet aga veel oodatud määral heledamaks. Oktoobri alguses möödus ISON lähedalt planeedist Marss ja oli selleks ajaks muutunud mõnevõrra heledamaks ja oli juba ka väiksema teleskoobiga nähtav.

Ka mitmed kosmoseaparaadid suunasid oma kaamerad ISON-ile. Üks neist oli näiteks Hubble’i kosmoseteleskoop, mille vaatluste põhjal hinnati komeedi tuuma läbimõõdu ülempiiriks 2km, kuna suurema tuuma puhul oleks see olnud eristatav. (2km on komeedi tuuma suurusena üsna keskpärane, näiteks Halley komeedi mõõtmed jäävad mõneteist km juurde, kuid näiteks selle aasta märtsis ehataevas paistnud komeet PanSTARRSi tuuma läbimõõduks hinnati umbes 1km).

Otsustav hetk – periheel

28. novembril öösel möödus komeet ISON Päikesest ja tõi paljud astronoomid kokku arvutite ette, et näha värskemaid pilte päikest vaatlevatelt satelliitidelt SOHO-lt ja Proba 2-lt. Juba lähenedes käitus komeet erinevalt tavapärasest – nimelt ei muutunud see mitte heledamaks, vaid tuhmimaks.

Periheeli ajaks oli organiseeritud ka Google+ Hangout, kus oli võimalik jälgida ISONi teekonda ja kuulata erinevate teadlaste arvamusi ja hinnanguid olukorrale.

Kui komeet oli möödunud lähimast punktist päikesele oma orbiidil, ei ilmunud see aga pikka aega enam teleskoobi vaatevälja, mis andis põhjust kurvalt nentida, et ilmselt on komeet täielikult purunenud – tõenäoliselt loodejõudude poolt tükkideks kistud ja suures osas sublimeerunud (tahkest olekust otse gaasiliseks muutunud, ilma vedelikuks muutumata).

Mõni tund hiljem ilmus aga vaatevälja komeedi saba, mis andis uuesti lootust, et ehk on midagi, kasvõi väike osa tuumast, siiski veel alles.

Praeguseks (30. november, 2013) on komeet palju tuhmim, ning selle heleduseks pakutakse 5 või 6 tähesuurust.

Komeet ISON pärast periheeli. Pilt: ESA/NASA/SOHO/GSFC

Panus teadusesse

Kuigi ISONist ei tule sajandi komeeti tavainimese jaoks, siis teadlaste jaoks on komeet ISON andnud palju uusi andmeid ja mõistatusi.

Peale selle, et ISONi käitumist ja muutumist uurides saab rohkem teada komeetide hingeelust ja Öpiku-Oorti pilvest, annab ISONi lähedane möödumine päikesest ka võimaluse uurida päikese krooni. Seda saab näha näiteks täieliku päikesevarjutuse ajal või koroonagraafiga vaadeldes. Samas ei saa seda uurida sondidega, nagu planeete, kuna see oleks tehniliselt liiga keerukas, kuna temperatuur on väga kõrge ja päikese tugev magnetväli segaks raadiosidet sondiga, mis tähendaks, et see ei saaks andmeid edastada.

Päikesest lähedalt mööduvad komeedid lasevad teadlastel aga jälgida komeedi liikumist pea-aegu kogu möödumise vältel ja saab seega aimu keskkonnast, mida komeet läbib. Niiviisi saab näiteks uurida komeedi saba liikumist jälgides krooni struktuuri ja päikese magnetvälja.

Samas ISONi spektromeetriline uurimine annab aimu komeedis olevate jääde koostisest, mis võimaldab uurida, kuidas päikesesüsteem tekkis. H2O jää uurimine võib aga anda andmeid sellest, kas vesi jõudis Maale just nimelt komeetidega, või mõnel muul viisil.

ISONi vaatlemine

ISON oli periheeli eel mõnda aega vaadeldav hommikutaevas enne päikesetõusu ning astronoomide vaatluste põhjal oli novembrikuu keskpaigast juba piisavalt hele, et seda palja silmaga näha.

Kuigi pikka aega loodeti, et ISON saab olema väga hele ja muljetavaldav komeet, siis paistab, et selleks ajaks, kui ta on päikesest piisavalt kaugel, et see võiks koidu – või ehakumas välja paista, on ta juba väga tuhm ja ilmselt vaadeldav ainult binokli või teleskoobiga, kui üldse.

Praegu on komeet Skorpioni tähtkujus, sealt liigub see edasi põhja poole, Maokandja tähtkujusse. Kui komeet oleks hele, saaks seda vaadelda natuke aega enne päikesetõusu ja veidi aega pärast päikeseloojangut.

Paistab aga, et komeedi tuumast ei ole midagi suurt alles jäänud, päikeseteleskoopide pildid näitavad ISONit kui väikest tuhmi hõreda ja lühikese sabaga punkti, seega pole ka maapealseteks vaatlusteks lootust.

—————————
Komeetide kohta saab rohkem infot näiteks siit:http://www.heavens-above.com/Comets.aspx?lat=0&lng=0&loc=Unspecified&alt=0&tz=UCT&cul=en-GB. Sellel lehel saab näha, millised komeedid on praegu vaadeldavad, kui heledad nad on ja mis tähtkujus nad hetkel asuvad. Lisaks sellele saab komeedi nimel klikkides ka näha komeedi täpsemat asukohta tähtede suhtes ja selle orbiiti.

Metaan võib tekkida bioloogiliste protsesside käigus, kuigi sellel on ka mittebioloogilisi allikaid. Curiosity poolt tehtud mõõtmiste kohaselt on tõenäosus leida Marsilt mikroorganisme, kelle elutegevuse käigus tekib metaan, väga väike. See tulemus siiski ei välista elu leidumist Marsil täielikult. Ka Maal leidub palju mikroobe, kelle elutegevuse käigus metaani ei eraldu.

Curiosity mõõtis Marsi atmosfääri metaanisisaldust kuus korda vahemikus eelmise aasta oktoobrist käesoleva aasta juunini. Mitte ühegi mõõtmise käigus Marsi atmosfäärist metaani ei leitud. Võttes arvesse mõõtmiseks kasutatud instrumendi täpsust, saab järeldada, et Marsi atmosfääri metaanisisaldus peab olema väiksem kui 1,3 metaani molekuli iga miljardi atmosfääris oleva molekul kohta. Enne Curiosity mõõtmisi arvati, et Marsi atmosfääri metaanisisaldus on umbes kümme metaani molekuli miljardi õhu molekuli kohta.

Metaan laguneb Marsi atmosfääris väga aeglaselt. Kuna Marsi atmosfääris märkimisväärses koguses metaani pole, siis ei saa seda sinna ka väga palju sattuda. Curiosity andmed lubavad hinnata, et Marsi atmosfääri ei või lisanduda rohkem kui 10-20 tonni metaani aastas.

Curiosity pole lõpetanud Marsi atmosfääri metaanisisalduse uurimist. Kulguri pardal olev aparatuur on võimeline tõstma metaani sisaldust analüüsitavas õhuproovis, kui seal metaani natukenegi leidub. Seda metoodikat kasutades peaks Curiosity olema võimeline edaspidi tehtavate mõõtmiste käigus tuvastama metaani olemasolu atmosfääris ka siis, kui selle sisaldus peaks jääma tunduvalt alla ühe molekuli miljardi õhu molekuli kohta.

Eestit esindanud viieliikmeline koondis saavutas märkimisväärse tulemuse:
Carel Kuusk (Tallinna Prantsuse Lütseum) – hõbemedal nooremas vanuserühmas
Kaarel Hänni (Tallinna Prantsuse Lütseum) – pronksmedal nooremas vanuserühmas
Taavet Kalda (Gustav Adolfi Gümnaasium) – pronksmedal vanemas vanuserühmas
Silver Juvanen (Nõo Reaalgümnaasium) – diplom vanemas vanuserühmas
Jaanika Raik (Tallinna Prantsuse Lütseum) – diplom nooremas vanuserühmas

Kokku jagati olümpiaadil 12 kuldmedalit, 19 hõbemedalit, 24 pronksmedalit. Olümpiaadi mõlema astme üldvõitjad olid seekord Venemaalt, nooremas astmes Sergey Zheltoukhov ja vanemas astmes Kirill Grishin.

Eesti koondist juhendasid:
Tiit Sepp (TÜ doktorant, Tartu Observatooriumi teadur) – koondise juht, zürii liige
Tõnis Eenmäe (TÜ doktorant, Tartu Observatooriumi teadur) – koondise juht
Rain Kipper (TÜ doktorant, Tartu Observatooriumi teadur) – vaatleja

Lisaks teadmiste proovilepanekule, oli kõikidel osalejatel võimalus tutvuda Leedu tähtsamate vaatamisväärsuste ja kultuuriga. Külastati Vilniust, Rumšiškėsi vabaõhumuuseumit, etnokosmoloogiamuuseumi ja Leedu põhilist observatooriumi Moletai lähistel ning Dubingai ümbrust. Vast vaatamisväärsustest meeldejäävaim oli Trakai loss.

Rahvusvaheline astronoomia olümpiaad on toimunud alates aastast 1996 ning Eesti on osalenud alates 2004.-ndast aastast, vahele on jäänud vaid 2006. aasta. Eesti õpilaste osalemist rahvusvahelistel olümpiaadidel toetab Haridus- ja Teadusministeerium ning koordineerib Tartu Ülikooli Teaduskool.

Rohkem infot: http://iao2013.org/ (olümpiaadi ametlik koduleht) ja tiit.sepp at ut punkt ee (Tiit Sepp, Eesti koondise juht).

Avastatud tähesüsteem PSR J1311-3430. Tähesüsteem on nii kompaktne, et mahuks meie Päikese suurusesse ruumi. Pildi ääres ongi toodud vastavas mõõtkavas Päikese kontuurjoon (oranž rõngas). © SDO/AIA (Päike), Albert Einstein Institute.

Vastleitud pulsari teeb huvitavaks asjaolu, et koos kääbusest kaaslasega moodustab ta kaksiktähe süsteemi. Mainitud kaaslane on ebaharilikult tihe, kuna tegemist on kunagise tähe jäänukiga. Tema mass ületab Jupiteri oma vähemalt kaheksa korda, kuid suuruselt jääb ta meie tähesüsteemi suurimale planeedile alla, olles läbimõõdult pea poole väiksem. Seega on kaaslane umbes 30 korda tihedam kui Päike. Pulsar PSR J1311-3430 paiskab oma kaaslaselt ainet eemale ja kunagi võib viimane täielikult aurustuda. Vabanev aine langeb lõpuks pulsarile, pannes seda veelgi kiiremini pöörlema. Seetõttu kutsutakse sarnaseid pulsareid „mustadeks leskedeks“ samanimelise ämblikuliigi järgi, kelle suur emasloom väiksema isase pärast paaritumist nahka pistab.

Peaaegu kogu gammakiirgus neeldub Maa atmosfääris ja seetõttu tuleb gammavaatlusi teostada kosmoses. Avastus tugineb NASA Fermi kosmoseteleskoobiga nelja aasta vältel kogutud andmetel. Kuna kogutud infohulk on väga suur, võib pulsari olemasolu kinnitada vaid juhul kui oletatava kiirgusallika kohta suudetakse mõned olulised parameetrid, nagu näiteks tema pulseerimisperiood, piisava täpsusega ette ennustada. Mida rohkem need eeldused tegelikkusele vastavad, seda vähem kulub arvutuste tegemiseks aega. Seni on teadlasi pulsarite esialgsete parameetrite leidmisel aidanud raadiosagedustel tehtud vaatlused. Pulsarilt PSR J1311-3430 nagu ka paljudelt teistelt temalaadsetelt tähtedelt raadiokiirgus meieni ei jõua ja seetõttu jääksid need varasemate meetoditega avastamatuks. Tema kaaslase aurustumisel kiirgub aga nähtavat valgust ja just selle mõõtmisel leiti vajalikud esialgsed parameetrid.

Kui kasutada senituntud arvutusmeetodeid, siis kuluks nende väheste lisaandmete varal isegi tänapäeva superarvutitel mõeldamatult palju aega, et oletatava pulsari täpsed omadused välja selgitada. Probleemi lahendasid Max Plancki Instituudi teadlased, kes töötasid välja uue efektiivsema analüüsimeetodi. Seeläbi õnnestus ATLASe klasteravutil tehtud andmetöötluse tulemusel kinnitada pulsari PSR J1311-3430 olemasolu ja leida tema tähtsamad parameetrid.

See pulsar teeb ühes sekundis 390 pööret ümber oma telje. Tihe kaaslane asub pulsarist 1,4 korda kaugemal kui Kuu Maast. Tähesüsteemi osad teevad oma ühise masskeskme ümber tiiru 93 minutiga. See on uus rekord kuna varem pole ühtegi nii kiiresti tiirlevat pulsariga kaksiktähte leitud.

Uus meetod tõotab lähiajal tuua teisigi avastusi. Sarnaste süsteemide avastamine võimaldab teadlastel täpsemalt uurida väga lähedaste kaksiksüsteemide arengut, mida pole tänaseni suudetud täielikult selgitada. Samuti aitab avastus rohkem teada saada raadio- ja gammakiirguse tekkest pulsaritel. Peale pulsarite leidub ilmaruumis teisigi gammakiirguse allikaid, mille tuvastamisel uus meetod kasulikuks võib osutuda.

Kunstniku ettekujutus Kepleri tähtsaimatest saavutustest. Pilt: NASA Ames'i Teaduskeskus/W. Stenzel.

Oma äsja lõppenud põhimissiooni käigus kogutud infoga on Kepler tõestanud, et planeetide olemasolu on tähesüsteemis pigem loomulik, mitte erandlik nähtus. Senistele andmetele tuginedes julgeb William Borucki, Kepleri-missiooni andmete üks põhiuurijatest NASA Amesi Uurimiskeskuses, oletada et ligi kolmandiku Linnutee tähtede ümber võib tiirelda planeete.

Tänaseks on Kepleri kosmoseteleskoobiga avastatud üle 100 kinnitatud eksoplaneedi ning täiendavat kinnitust ootavad veel üle 2300 kandidaadi. Enamiku kandidaatide puhul on puudu vaid mõõtmiste arvust – nõutav on planeedi vaatlemine vähemalt kolme järjestikuse ülemineku jooksul oma tähest ning see ongi üks peamine põhjus, miks NASA senist missiooni pikendada otsustas. Kepleri meeskond oletab, et kuni 80% praegustest kandidaatidest võivad tulevikus kinnitust leida. Tänaseks on maapealsete ja kosmoses paiknevate teleskoopidega avastatud kokku üle 800 eksoplaneedi.

Kepler otsib eksoplaneete nn varjutusemeetodil, jälgides kaugeid tähti pika aja jooksul ning oodates, et selle ümber tiirlev planeet tähe eest läbi liiguks. Kui see juhtub, registreerib teleskoobi pardal olev ülitundlik fotomeeter tähe heleduse marginaalse vähenemise. Selline varjutus toimub vaid korra ühe orbiidi jooksul, mis kaugelt tähelt vaadates Maa ja Päikese korral tähendaks minimaalselt 3 aastat vaatlusi avastuse kinnitamiseks. Valdav enamus Kepleri seniavastatud planeetidest on Maast tunduvalt suuremad ning tiirlevad oma tähtedele väga lähedastel orbiitidel, jättes vähe lootust, et neil võiks eksisteerida elukõlbulik keskkond. Jätkumissiooniga loodab NASA suurendada võimalust kaugematel orbiitidel tiirlevate planeetide avastamiseks. Borucki sõnul võivad Maa-sarnased planeedid vabalt juba Kepleri andmetes olemas olla, oodates vaid analüüsimist ja kinnitamist.

Seni kinnitatud sajakonna planeedi hulgas on kõige märkimisväärsemad leiud Kepler-11-nimelise tähe ümber tiirlev 6 planeediga kompaktne süsteem, mis mahuks terviklikult Veenuse orbiidi sisse ning kaksiktähe massikeskme ümber tiirlev planeet Kepler-16b. Kõige Maa-sarnasem Kepleri seni leitud eksoplaneetidest on Kepler-22b, mille orbiit asub tähe elukõlbulikus tsoonis. Planeet ise on Maast 2,4 korda suurema läbimõõduga ning tänase seisuga on planeedi täpne mass ja keemiline koostis veel teadmata.

California Berkeley ülikooli astronoomiaprofesor Geoff Marcy ütles Kepleri avastuste kohta järgmist: „Maa pole ainulaadne, ammugi mitte Universumi keskpunkt. Avastatud kaugete maailmade mitmekesisus ületab kaugelt kõigi me ulmekirjanike ja filmiloojate fantaasia. Aristoteles oleks meie ole uhke, kuna oleme suutnud vastata mõnedele kõige fundamentaalsematele filosoofilistele küsimustele meie kohast Universumis.“

Potentsiaalselt ohtlikud asteroidid (potentially hazardous asteroids, PHA) moodustavad suure osa Maa lähedastest asteroididest. PHAd ringlevad orbiitidel, mis asuvad Maast kaugustel kuni 8 miljonit kilomeetrit, ning on piisavalt suured, et läbida Maa atmosfääri ja kutsuda esile väiksemaid või suuremaid kahjustusi.

Uusi tulemusi on toonud WISE alammissioon NEOWISE. Projekti käigus uuriti 107 PHAd, mille põhjal tuletati populatsiooni kui terviku omadused. Tulemused näitavad, et on olemas 4700±1500 PHAd, mille diameetrid on suuremad kui 100 meetrit. Senini on nendest leitud 20-30%. Varasemad hinnangud andsid sarnaseid tulemusi, ent ei olnud nii täpsed – NEOWISE andis usaldusväärsemaid väärtusi objektide koguarvule ja suurustele.

Analüüs näitas, et kaks korda rohkem PHAsid asuvad madalama kaldenurkadega orbiitidel Maa orbiidi suhtes kui varem arvati. Selle osa moodustavad asteroidid on mõnevõrra heledamad ja väiksemad kui need, mis viibivad suurema osa ajast Maast kaugemal. Võimalik seletus tulemustele on, et paljud PHAd võisid tekkida Marsi ja Jupiteri vahel asuvast asteroidide vööst pärinevate asteroidide kokkupõrgete tulemusena. Nendest fragmentidest, mis seejärel liikusid Maale lähematele orbiitidele, saidki PHAd.

Uued NEOWISE missiooni tulemused näitavad, et võrreldes varasemate hinnangutega tiirleb palju rohkem potentsiaalselt ohtlikke asteroide orbiitidel, mille tasandid ühtivad Päikese süsteemi tasandiga.

Asjaolu, et paljud PHAd on heledad, annab informatsiooni nende koostise kohta – nad on suurema tõenäosusega kas kivimilised, nagu graniit, või metallilised. See teadmine on oluline, et hinnata PHAde ohtlikkuse määra Maa jaoks. Koostisest sõltub asteroidi põlemise kiirus atmofääris, mis on üheks määrajaks sellele, kas asteroid jõuab Maani või mitte juhul, kui mõni kokkupõrge peaks aset leidma.

WISE missiooni käigus skaneeriti taevast kaks korda. Peale PHAde kaardistati ka väga heledaid galaktikaid, tähtede tekkepiirkondi – kokku tuhandeid miljoneid objekte. Kuna vaatlused olid tehtud infrapuna piirkonnas, olid vaadeldavad nii heledad kui tuhmimad objektid, mis andis palju ülevaatlikuma pildi kogu populatsioonist. Samuti määrati asteroidide peegeldusvõime.