Tilluke Maa ja hiiglased | Universumi algus jms

UNIVERSUM / KOSMOS

 

Maakera Kui pisike see meie maakera võrreldes Universumi "hiiglastega" ikkagi on...

 

Kõige suuremad tähed Universumis.

(Veel ka tähtede sünnist, nende tüüpidest ja surmast. Lisaks ka supergigantidest, kääbustest, neutrontähtedest, mustadest aukudest ja kvasaritest. Universumi teke ehk Universumi algus jms.)

Cassini ja Satrun
Saturni rõngad

.


Kirjutatud 2010 (hiljem uuendatud)


Kui pisike see meie maakera võrreldes Universumi "hiiglastega" ikkagi on... Kõige suuremad tähed Universumis. (Pluss selgitused: Mis on valgusaasta? Mis on valguse kiirus?)

UUENDATUD osa (2020/2021 a.): Kõigepealt paar mõistet: Mis on gravitatsioon? Mis on aegruum? .|. Tähtede sünd, koostis ja eluiga.

Tähtede tüübid (nende klassifitseerimine), pluss mustad kääbused, pruunid kääbused, mustad augud ja kvasarid

Mustad kääbused

Pruunid kääbused ("Ebaõnnestunud tähed")

Mustad augud (+ kõige suurem must auk; kõige kaugem must auk; Maale kõige lähim must auk; Linnutee galaktika keskel asuv ülimassiivne must auk - 2020. a.)

Kvasarid (+ kõige võimsam kvasar - 2020 ja kõige heledam objekt Universumis - 2019)

Tähtede klassifitseerimine nende suuruse, massi, temperatuuri ja heleduse järgi: tähtede suurus, Päikese mass ja tähtede heledus.

Supergigandid (ülihiiud, hüpergigandid või hüperhiiud): Sinised supergigandid (BSG) ja punased supergigandid.

Tähtede eluiga ja kuidas need tähed surevad?

Mis on valge kääbus?

Mis on supernoova?

Mis on neutrontäht (pulsar)?

Meie Päikese saatus...


Kuidas tekkis Universum (Universumi algus)? "Suure Paugu" teooria. Muud hüpoteesid ja tsivilisatsioonide tüübid Kardaševi skaala järgi. •|• Tumeaine ja tumeenergia. •|• Universumi geomeetriline kuju, keskpunkt, suurus ja vanus. Kas Universum on lõplik või lõputu? •|• Galaktikad [pluss meie Linnutee galaktika (Milky Way)]. •|• Vaadeldava Universumi kaugeim objekt (2020). Vaadeldava Universumi kõige kaugemast ehk sügavamast kohast tehtud pilt (2019). Vaadeldava Universumi suurim struktuur ("objekt") - 2020. Vaadeldava Universumi suurim ja massiivsem galaktika - 2020. Kõige kiiremad tähed universumis (2019 / 2020). •|• Me teame veel väga vähe!


           PS! Oluline sündmus (James Webbi kosmoseteleskoop). NASA Marsi kulgur, Marsi helikopter ja NASA uus SLS rakett. Kosmoseturism ja suurimad kosmoseraketid (seisuga 2021).


Praegu (2020/2021) on siis kõige suuremad tähed Universumis (+ kõige suurema massi ja heledusega täht - 2020/2021).


PS! Virtuaalsed külaskäigud kosmosesse...




Võtame nüüd korraks aja maha ja põikame palju huvitavamasse ning müstilisemasse Universumi. Selle veebilehe esimene osa sai kirjutatud juba 2010. aastal (rohkem illustratiivsete piltidega osa) ja selle lehe teises osas tuleb siis uuem ning palju üksikasjalikum info – 2020/2021 a. (Üllatus, üllatus! Tuleb välja, et Maa ei olegi lame! Vandenõuteoreetikud aga vaidlevad sellele vihaselt vastu... – pilt)


Meie Päikesesüsteemi siseplaneedid (maaplaneedid):

Päikesesüsteemi siseplaneetideks on meie Maa-sarnased planeedid, sest need koosnevad peamiselt silikaatkivimist ja metallidest. Sellistel Maa tüüpi planeetidel on tahke kivine planeedipind, mis eristab neid oluliselt märksa suurematest gaasilistest planeetidest, mis koosnevad enamasti vesiniku, heeliumi ja vee kombinatsioonidest ning mis eksisteerivad erinevates füüsikalistes olekutes. Päikesesüsteemi siseplaaneetideks on: Merkuur, Veenus, Maa ja Marss:

Päikesesüsteemi siseplaneedid


Meie Päikesesüsteemi välised planeedid (hiidplaneedid või gaasihiiglased):

Need välisplaneedid on tohutud planeedid, mis koosnevad peamiselt gaasist (vesinikust ja heelimist) või siis jääst. Neil kõigil välisplaneetidel on rõngad ja neil kõigil on ka mitu kuud (kaaslast). Nendeks välisplaneetideks on: Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun. Suured Jupiter ja Saturn koosnevad valdavalt vesinikust ja heeliumist. Palju vähem massiivsed Uraan ja Neptuun koosnevad peamiselt jääst.


Päikesesüsteem (koos sise- ja välisplaneetidega):


Päikesesüsteem (koos sise- ja välisplaneetidega)

Märkus: Pluuto ei ole enam planeet ja nüüd on selle ametlikuks nimeks "kääbusplaneet". Rahvusvaheline astronoomide ühing teatas juba 2006. astal, et Pluutolt võetakse ära planeedi staatus, mis anti talle avastamisel 1930. aastal (osa teadlasi ei ole selle nimemuutusega siiani nõus...). Päikesesüsteemis on nüüd kaheksa planeeti. (Oletatakse, et meie päikesesüsteemis võib olla veel ka üheksas, seni avastamata, vabalt ringiliikuv planeet – see annaks vastuse Neptuunist kaugemal asuvate objektide omapärastele orbiitidele – gravitatsioonianomaaliatele. Osa teadlasi pakub välja hüpoteesi, et tegu võib olla isegi hüpoteetilise väikese ürgse musta auguga. Arvatakse, et väiksemate massidega ürgsed mustad augud on kõik juba ammu kadunud, aga võib olla on mõned neist, natuke suuremate massidega, ürgsed mustad augud ikkagi veel olemas? Selle hüpoteesi võiks üle kontrollida...)


Muideks Veenusel on meie päikesesüsteemi kõige pikem päev, mis kestab kauem kui Veenuse aasta. Aasta mõõdub sellel planeedil kiiremini kui üks sealne päev. Jep, Sa lugesid seda õigesti. Üks Veenuse päev on võrdne 243,0226 Maa päevaga, samas kui üks aasta saab seal planeedil täis vaid 225 Maa päevaga. Meie sõsarplaneedist Veenusest saad rohkem infot sellelt pildilt.


Meie päikesesüsteemi üksikasjalikum ülevaade, koos planeetide kuude (kaaslastega) ja muuga – pilt.


Ja allpol siis samuti pilt meie Päikesesüsteemist, aga siin on näha ka seda, mida teleskoopidest ei näe ja millest pole teadlastel õrna aimugi. Vaesed teadlased, nad ei näe isegi seda et mis nende endi nina all toimub, rääkimata juba ülikaugetest galaktikatest ja supergalaktikatest...:

Ja allpol siis samuti pilt meie Päikesesüsteemist, aga siin on näha

Märkus: Meie Päikesele kõige lähimaks täheks on punane kääbus Proxima Centauri, mille mass on umbes kaheksandik (12,5%) meie Päikese massist (M). Selle Proxima Centauri läbimõõt on umbes seitsmendik (14%) meie Päikese läbimõõdust. See meile lähim täht asub Päikesest 4,2 valgusaasta kaugusel. See täht kuulub Kentauri tähtkujusse (Alpha Centauri süsteemi) ja seda tähte me palja silmaga ei näe, sest see on liiga tuhm. Proxima Centauril on kaks tõestatud eksoplaneeti: 'Proxima Centauri b' ja 'Proxima Centauri c' – nende planeetide elamiskõlblikus on vaieldav. Meie Päikese lähimad naabrid - pilt.

Kas teadlased on avastanud esimese planeedi väljaspool meie Linnutee galaktikat? Astronoomid on nüüd võib-olla avastanud ka esimese M51-ULS-1b nimelise potentsiaalse eksoplaneedi, mis asub teises galaktikas. Äsja avastatud objekt asub meist 28 miljoni valgusaasta kaugusel Messier 51 (M51 | Whirlpool'i) spiraalses galaktikas. Tegelikult on see M51-ULS-1 objekt kahendsüsteem ja see koosneb seega kahest objektist: kosmilistest tantsupartneritest, mis on potentsiaalselt juba miljardeid aastaid üksteise ümber tiirelnud. Üks neist objektidest on kas must auk või siis neutrontäht ja teine võib olla suur ning väga hele täht, mida tuntakse kui "sinist superhiiglast". See potentsiaalne eksoplaneet (M51-ULS-1b) on umbes Saturni suurune ja see mõõdus sellest M51-ULS-1 kahendsüsteemist (eestpoolt). See eksoplaneedi kandidaat kannab praegu nime "M51-ULS-1b" (ka "M51-1") ja arvatakse, et see tiirleb oma binaarse süsteemi ümber umbes samal kaugusel, kui Uraan meie päikese ümber. See avastus võib olla vaid jäämäe tipp ja see lubab avastada ka palju teisi eksoplaneete väljaspool meie Linnuteed. Esimene eksoplaneet avastati juba 1992. aastal ja sellest ajast alates on enamik leitud eksoplaneete olnud Maast vähem kui 3000 valgusaasta kaugusel. 1. oktoobri 2021 seisuga on meie Linnutee galaktikast leitud juba 4843 kinnitatud eksoplaneeti, mis asuvad 3579 planeedisüsteemis, millest 797 süsteemis on rohkem kui üks planeet. Kuid see 28 miljoni valgusaasta kaugusel tiirlev M51-ULS-1b oleks nüüd esimene eksoplaneet, mis leiti TEISEST galaktikast. Kuid lõplikku kinnitust selle eksoplaneedi kohta veel ei ole ja uuesti saab seda arvatavat eksoplaneeti vaadelda ning uurida alles 70 aasta pärast, siis kui see objekt ilmub uuesti oma kahendsüsteemi ette ning mõõdub sellest. Teistest galaktikatest nende eksoplaneetide avastamine on ülimalt raske, sest galaktikate tuumade, tähtede ja muude objektide ere valgus lihtsalt varjab need planeedid. Samuti varjab neid eksoplaneete ka tolm ja gaas. Kuid nende planeetide leidmise tehnika ja meetodid üha paranevad. Järgmine graafika näitab neutrontähe või musta augu orientatsiooni ja selle kaastähte ehk siis seda binaarset süsteemi, aga samuti ka selle potentsiaalse eksoplaneedi orbiiti selle binaarse süsteemi ümber – pilt...



...ja vaata ka videot selle potentsiaalse eksoplaneedi tiirlemisest – link.


hea!
Mis on valgusaasta? Seda on edaspidiseks oluline teada! Valgusaasta (Light-year / Ly) — 9.46 x 1015 m / 1 valgusaasta (pikkus). Valgusaasta on see kaugus, mille valguskiir läbib vaakumis ühe Juliuse aasta jooksul (365,25 päevaga). Valgus läbib ühe sekundiga ümmarguselt 300 000 km ja ühe aastaga 9.46 trillionit kilomeetrit (st 1 ly = 9 460 730 472 580 km). Valgusaasta on üks peamine viis meie universumi tohutute vahemaade mõõtmiseks ja seda "valgusaasta" mõistet hakatakse siin edaspidi pidevalt kasutama. Kui siin tuleb juttu mingi kosmilise objekti (galaktika, tähe, musta augu jne) kaugusest meie Maast või meie päikesesüsteemist, siis on seda kõige arusaadavamalt kirjeldada just nende valgusaastate abil. Näiteks Andromeeda spiraalgalaktika on meie Linnutee galaktikale lähim suur galaktika ja seda näeb ka palja silmaga – Andromeeda on meie naabergalaktika. Andromeeda galaktika asub Linnutee galaktikast umbes 2,5 miljoni valgusaasta kaugusel. Teisisõnu, valgusel kuluks tervelt 2,5 miljonit aastat, et jõuda meie Linnutee galaktikast sinna Andromeeda galaktikani. Kui me vaatame oma silmadega või teleskoobiga seda Andromeeda galaktikat, siis me näeme tegelikult seda galaktikat sellisel kujul ja asukohas nagu see paistis välja 2,5 miljonit aastat tagasi, sest Andromeeda galaktika valgus jõuab meieni alles 2,5 miljoni aasta mõõdudes. Kui selle Andromeeda valgus jõuab selle suhteliselt pika aja mõõdudes ükskord meieni, siis on antud galaktika asukoht juba muutunud. Ühesõnaga me näeme ainult kosmose AJALUGU. Mida kaugemal meist mingi kosmiline objekt asub, seda kauem selle valgus meieni jõuab ja kui me seda objekti lõpuks näeme, siis on antud objekt juba ammu meist palju kaugemal või isegi hävinud või mingi teise objektiga ühinenud jne. (Universum laieneb üha suurema kiirusega ja mida kaugemal meist mingi objekt asub, seda kiiremini see meist eemaldub ning lõpuks me ei näegi antud objekti, seda isegi siis kui see veel olemaski on – sellest kohe siin edaspidi.)

Valgus ise on aga elektromagnetkiirgus, mida inimese silm tuvastab (nähtav valgus). Valgust võib kirjeldada ka kui footonite voogu (massita energiapakette), millest igaüks liigub lainetena valguse kiirusel. Footon ehk valgusosake on väikseim energiakogus (kvant), mida on võimalik edastada – just sellest saigi alguse kvantteooria.

Valgusaasta (Light-year / Ly)

8 minutit

Mis on valguse kiirus? Ka seda on edaspidiseks oluline teada! Valgus, mis läbib vaakumi, liigub täpselt 299 792 458 meetrit sekundis. See on ümmarguselt 300 000 kilomeetrit sekundis — võrrandites tuntud universaalne konstant ja lühendatuna kui "c" või valguse kiirus (ly). Seega läbib valgus ühe sekundiga ümmarguselt 300 000 km ja ühe aastaga 9.46 trillionit kilomeetrit (st 1 ly = 9 460 730 472 580 km). Füüsik Albert Einsteini erirelatiivsusteooria järgi, millel põhineb suur osa kaasaegsest füüsikast, ei saa universumis miski liikuda kiiremini kui valgus. See teooria väidab, et kui mateeria (aine) läheneb valguse kiirusele, siis muutub selle mateeria mass lõpmatuks.
Einsteini erirelatiivsusteooria ühendas energia, mateeria ja valguse kiiruse kuulsas võrrandis: E = mc2 ehki siis Energia = mass x (valguse kiirus vaakumis)2. See võrrand kirjeldab massi ja energia omavahelist suhet – väikesed massikogused (m) sisaldavad tohutut energiat (E). Kuna valguse kiirus on väga suur, siis peavad isegi väikesed massid võrduma tohutute energiakogustega ehk kineetilise energiaga. (See teebki näiteks tuumapommid nii võimsaks: nad muudavad massi energiaplahvatusteks.) Selle teooria kohaselt EI SAAGI massiga objektid kunagi saavutada valguse kiirust. Kui objekt jõuaks kunagi valguse kiiruseni, siis muutuks selle mass lõpmatuks. Ja selle tulemusena muutuks ka objekti liigutamiseks vajalik energia lõpmatuks. Valguse kiirus on seega meie universumi suurimaks kiiruseks – kiireim, millega miski suudab liikuda.

Kuigi seda valguse kiirust nimetatakse sageli universumi kiirusepiiranguks, laieneb universum ise tegelikult veelgi kiiremini. Universum laieneb umbes 68 kilomeetrit sekundis (või siis uuemate uurimuste kohaselt umbes 73,4 km/s) iga megaparseki kauguse jaoks vaatlejast. (Megaparsek on 3,26 miljonit valgusaastat – see on tõesti pikk tee.) See tähendab, et kui Sa vaatad 1 megaparseki kaugusel asuvat galaktikat, siis tundub, et see eemaldub meist kiirusega 68 km/s. Kui vaadata aga galaktikat, mis asub meist 2 megaparseki kaugusel, siis eemaldub see meist juba kiirusega 136 km/s. Kolme megaparseki kaugusel meist? Said pihta! See teeb 204 km/s. Jne, jne: iga megaparseki kohta saad kaugel oleva galaktika kiirusele lisada 68 km/s (või siis uuemate uurimuste kohaselt 73,4 km/s). Ühesõnaga mida kaugemal meist mingi galaktika asub, seda kiiremini see meist eemaldub. Kogu Universum laieneb pidevalt ja seda üha suureneva kiirusega, näiteks meist "ainult" 1,5 miljardi valgusaasta kaugusel asuv galaktiga eemaldub meist kiirusega 30 000 km/s – tohutu kiirus. Veelgi kaugemal asuvad tähed ja galatikad liiguvad nii meist kui ka üksteisest eemale aga palju suurema kiirusega. Kuid see universumi laienemine valguse kiirusest suurema kiirusega ei ole vähimalgi määral vastuolus Einsteini erirelatiivsusteooriaga: ainult materiaalsed kehad ei saa liikuda valgusest kiiremini ja sellel universumi paisumisel liigub ainult universumi kujuteldav mittemateriaalne piir. See ruum ise laieneb kõikjale ja seetõttu me näemegi praegu, et galaktikad jätkavad meist kaugenemist. Vaid kosmose (ruumi) iga punkt laieneb võrdselt ehk ühesuguselt. Mitte galaktikad ei eemaldu meist üha suurema kiirusega vaid ruum (kosmos) ise laieneb igas suunas. Just selle tõttu ilmusid sellised mõisted nagu vaadeldav (meile nähtav) universum ja meile mittenähtav universum. Mida suurem on objektide vaheline kaugus, seda rohkem ruumi lisatakse nende vahele. Universum paisub kiiremini kui valgus suudab liikuda ja seetõttu ei näe me kosmose kaugemaid objekte enam kunagi. Ühesõnaga ruum paisub valguse kiirusest kiiremini ehk siis kosmose lõpp kihutab kogu aeg meie eest ära ja see lõpmatus ei ole enam mõõdetav. Ruum võib valguse kiirusest kiiremini paisuda.

See absoluutse kiirusepiirangu mõiste tuleneb erirelatiivsusteooriast, kuid kes on kunagi öelnud, et see erirelatiivsusteooria peaks kehtima ka meie universumist väljaspool asuvate asjade jaoks? See on juba üldisema teooria pärusmaa. Selline teooria nagu ...üldrelatiivsusteooria. On tõsi, et erirelatiivsusteooria puhul ei saa miski liikuda kiiremini kui valgus. Kuid erirelatiivsusteooria on ainult kohalik füüsikaseadus. Või teisisõnu, see on kohaliku füüsika seadus. See tähendab, et Sa ei näe kunagi seda, et kosmoselaev liiguks kiiremini kui valguse kiirus. Kohalik liikumine, kohalikud seadused. Aga näiteks galaktika väljaspool meie universumit? See on juba üldrelatiivsusteooria valdkond ja üldrelatiivsusteooria ütleb: keda see huvitab! Sellel galaktikal võib olla suvaline kiirus, kui see jääb meist väga kaugele... Seega Einsteini 1915. aasta üldrelatiivsusteooria lubab teistsugust käitumist, kui Sinu uuritav füüsika pole enam "kohalik".




Edasi aga vaata ja imesta...:

Esimene võrdlus


Teine võrdlus


Kolmas võrdlus


Suuruste võrdlus


Arcturus


Veel üks võrdlus: pilt

Antares


Ja veel pilt ning...



... pilt.


Supergigant Antares omas loomulikus keskkonnas:

Antares omas loomulikus keskkonnas


Veel üks võrdlus seoses selle Antares tähega:

Viimane võrdlus


Ülemisest pildist järeldub see et kui meie päikesesüsteemis laiutaks punane hiidtäht Antares, siis ei oleks päikesesüsteemi siseringi (Päike ise, Merkuur, Veenus, Maa ja Marss) enam olemaski vaid selle asemel pesitseks 600 miljoni km läbimõõduga (diameetriga) Antares.
Vot seal oleks meil hea elada, lähim naaber asuks paari miljoni km kaugusel ja ei käiks närvidele ning kui kusagil peetakse ägedaid tuumasõdu, siis ülejäänud 99,9% Antares'i elanikest ei teaks ega tunneks sellest midagi... - enne peaksime aga "kuumakindlateks" arenema, aga küll evolutsioon ajab selle pisiasja juba ise korda.

Ega see Antares ainuke supergigant ole, temast on veel suuremaidki tähti ja võib olla on neid universume hoopiski hulgim olemas... Või siis meie Universumi sees on üks või isegi mitu veelgi suuremat universumi või mis?
Näiteks kui ma lähen panka ja ütlen, et minu arvel oleva summa sees peab kindlasti olema ka teine veelgi suurem summa, siis nad harimatud oinad kutsuvad politsei selle peale kohale...

Kuid ka Antares supergigandist on veelgi suuremaid tähti (2010 a. seisuga):

Veelgi suuremad


Veel võrdlusi: pilt ja...



... pilt.


Uuendatud materjal nendest kõige suurematest tähtedest praegusel momendil (2020/2021), pluss kõige suurema massi ja heledusega tähe kohta käiv info, asub siin kõige lõpus – seal.







UUENDATUD, 2020/2021 a. Kõige suuremad tähed jms...

See veebileht sai juba 10 aastat tagasi kirjutatud, aga vahepeal on palju uusi asju avastatud ja leitud ka märksa suuremaid tähti. Seega lisan siinse uuendatud osa lõppu veel ka mõned antud momendil kõige suuremad hiidtähed. Kui peale selle lisan siia ka muud olulist infot, mida võiks eelnevalt teada.


Kõigepealt paar mõistet. Mis on gravitatsioon? | Mis on aegruum?

Gravitatsioon (raskusjõud): Gravitatsioon tekib siis kui massi või energiaga asjad üksteise poole tõmbuvad. Seetõttu kukuvadki õunad just maapinna poole ja planeedid tiirlevad ümber tähtede. Kuidas Sa siis tunned seda gravitatsiooni jõudu või tõmmet? 1915. aastal leidis Albert Einstein sellele ka vastuse, siis kui ta avaldas oma üldrelatiivsusteooria. Põhjus, miks gravitatsioon Sind maapinna poole tõmbab, on see, et kõik massiga objektid (näiteks nagu meie Maa) painutavad ja kõverdavad tegelikult universumi kangast, mida nimetatakse aegruumiks. See kõverus ongi see, mida Sa tajud gravitatsioonina.

Aegruum: Aegruum on täpselt selline, nagu see kõlab: ruumi kolm mõõdet (pikkus, laius ja kõrgus) koos neljanda mõõtmega – aeg. Kasutades hiilgavat matemaatikat, mõistis Einstein esimesena, et füüsikaseadused toimivad ka universumis, kus ruum ja aeg töötavad koos, st need on ühendatud. See tähendab, et ruum ja aeg on omavahel seotud – kui Sa liigud ruumis väga kiiresti, siis Sinu jaoks see aeg aeglustub võrreldes sellega, kes liigub aeglaselt. Sellepärast vananevadki kosmoses väga kiiresti liikuvad astronaudid aeglasemalt kui seda inimesed Maal.

Einstein näitas, et kõik universumis olevad objektid võivad seda aegruumi kõverdada – füüsika vaatevinklist vaadatuna on need massi ja energiat omavad objektid. Universumi suurema massiga objektid, näiteks nagu meie Päike või mustad augud, omavad suuremat gravitatsiooni kui seda meie "pisike" Maa. Universumi kanga painutamine ja kõverdamine ongi see aegruum – mateeria (aine) loob gravitatsiooni kaevusid, mitte aga gravitatsiooni mägesid: pilt.


Pöörlev must auk tõmbab enda ümber aegruumi – pilt. (Ka nendest mustadest aukudest tuleb siin edaspidi juttu.)



1. Tähtede sünd, koostis ja eluiga:

Universumis on oma mõõtmetelt palju erinevaid tähti: väikseid, suuri (hiide), ülihiide (gigante) ja hüperhiide ehk hüpergigante (supergigante). Kuid tähtedel ei ole ilusaid ja korralikke piire. Neil ei ole jäik pind nagu kivisel planeedil või kuul. Selle asemel on neil aatomitest tulekeradel üsna laialivalguvad pinnad, kuna neid moodustav ülekuumenenud gaasimass hõreneb aeglaselt olematuseks. Ühesõnaga tähed on tohutud põleva plasmaga kerad. Meie Päike, tehniliselt kollane kääbus, ei ole Universumi (Maailmakõiksuse) suurim ega ka väikseim täht. Ehkki Päike on palju suurem kui kõik meie päikesesüsteemi planeedid kokku, pole see teiste rohkem massiivsemate tähtedega võrreldes isegi mitte keskmise suurusega.

Kõik tähed alustavad oma elu ühtemoodi ja tähtede sünd algab gaasi ning tolmupilvedest. Et uus täht sünniks, on vaja gaasi, tolmu, gravitatsiooni- ehk raskusjõudu ja vägivaldset gaasi kokkusurumist. Tähtedevahelises ruumis on seda tolmu ja gaasi piiramatus koguses.

Mida need gaas ja tolm endist kujutavad? Galaktikate (näiteks meie Linnutee galaktika) ajaloo ja evolutsiooni paremaks mõistmiseks uurivad astronoomid gaaside ja metallide koostist, mis moodustavad galaktikate olulise osa. Silma paistavad kolm peamist elementi: a) esialgne gaas, mis tuleb väljastpoolt galaktikat; b) galaktika enda sees olev tähtede vaheline gaas, mis on rikastatud keemiliste elementidega ehk metallidega; c) ja tolm, mis tekib selles gaasis sisalduvate metallide kondenseerumise tulemusel.
Galaktikad koosnevad tähtede kogumist ja need moodustuvad galaktikatevahelisest keskkonnast tuleva gaasi kondenseerumisel ning see gaas koosneb peamiselt vesinikust ja ka väheses koguses heeliumist. See galaktikatevaheline gaas ei sisalda metalle erinevalt galaktikate endi sees olevast gaasist. ("Metallid" – see on termin, mida astronoomid kasutavad kõige jaoks, mis on raskem kui vesinik ja heelium, sealhulgas ka keemilisi mittemetalle, näiteks nagu hapnik. Nende aatomid on lihtsalt gaasilises olekus.) Ühesõnaga galaktikad toituvad väljastpoolt tulevast nn "neitsi" gaasist, mis noorendab neid ja võimaldab uute tähtede tekkimise. Samal ajal põletavad tähed kogu oma elu jooksul vesinikku, millest nad koosnevad, ja moodustavad nukleosünteesi (tuumareaktsiooni) teel uusi elemente. Kui täht, mis on jõudnud oma eluea lõppu, plahvatab, siis paiskab ta endast välja need enda poolt loodud metallid, näiteks nagu raud, tsink, süsinik ja räni, suunates need elemendid galaktika sees olevasse gaasi. Seejärel võivad nende aatomid kondenseeruda tolmuks, seda eriti galaktika külmemates ja tihedamates osades. Näiteks esialgu, kui meie Linnutee galaktika alles moodustus, rohkem kui 10 miljardit aastat tagasi, siis ei olnud sellel metalle. Kuid seejärel hakkasid tähed seda galaktika keskkonda järk-järgult nende poolt toodetud metallidega rikastama. Seega koosneb see tolm mikroskoopilistest mineraaliteradest, mis koosnevad ränist, magneesiumist, rauast ja paljudest teistest metallidest, aga samuti ka süsinikust selle mitmesugustes vormides. Näiteks meie enda Linnutee galaktika sisaldab keskmiselt vaid ühte tolmutera kuupmeetri kohta. Kuid tähtedevahelises ruumis on neid kuupmeetreid kohe tohutu palju, seega moodustab tolm tähtedevahelise aine kogumassist umbes ühe protsendi. Tähtedevaheline tolm võib hõredalt levida, aga see tolm tõmbub sageli ka kokku, moodustades isegi tihedaid pilvi (udukogusid).

Läheduses asuvate plahvatavate tähtede lööklained, pilve-pilve kokkupõrked ja muud vägivaldsed sündmused suruvad tähtedevahelised pilved turbulentsetesse klompidesse. Mida tihedam ja mahult suurem see kokkusurutud gaasi- ja tolmupilv on, seda kõrgem on ka temperatuur. Kokkusurutud aine kogub tasapisi massi ja molekulaargaasi pilv variseb oma raskusjõu all kokku ning kui sellest piisab tuumareaktsiooni käivitamiseks, siis sünnibki uus täht.

Tähed on tegelikult vesinikust ja heeliumist koosnevad plasmakerad (väga kuuma gaasiga). Tähed moodustuvad külma gaasi- ja tolmu suurte pilvede gravitatsioonilisest kokkuvarisemisest (kollapsi tulemusel). Gaasi kokkusurumisel see soojeneb ja muundub plasmaks. Ühesõnaga tolmu- ja gaasipilv, mida nimetatakse ka udukoguks, muutub esmalt prototäheks (tuumareaktsiooni-eelne moodustis), mis seejärel saab stabiilse elutsükliga täheks ("peajada tähteks"). Udukogus võib sündida palju uusi tähti - pilt.

Kuigi gaasipilve üleminekuks selle hõredast (hajusast) olekust suhteliselt kokkusurutud olekusse võib kuluda miljoneid kuni kümneid miljoneid aastaid, siis kokkusurutud gaasist uue täheparve loomise protsess, kus kõige tihedamate piirkondade tuumades käivituvad termotuumasünteesid, võtab aega vaid paarsada tuhat aastat. Tähed on erineva värvi, heleduse ja massiga ning tähe elutsükkel ja saatus määratakse juba tähe sünnist alates.

Kotka udukogu (Eagle Nebula): See Kotka udukogu on noor avatud täheparv ehk täheklaster Serpens (Mao) tähtkujus. Selles Kotka udukogus on mitu aktiivset gaasist ja tolmust koosnevat uute tähtede tekkimise piirkonda ja tuntuim on neist alltoodud "Loomise sambad" ("Pillars of Creation"). Need kolm sammast sisaldavad materjali uute tähtede ehitamiseks ja nende kõrgus on tervelt 4-5 valgusaastat. Kuid need sambad ise on suhteliselt väike osa tervest Kotka udukogust, mille suurus on umbes 70 ja 50 valgusaastat. Kotka udukogu asub maast 6500-7000 valgusaasta kaugusel (Serpens'i tähtkujus).

Loomise sambad

Meie päikesesüsteem asub Orion'i udukogu kõrvalharus (alaharus). Orioni udukogu on meie planeedile kõige lähemal asuv uusi tähti moodustav piirkond ja seda on ka palja silmaga üsna hästi näha. See on ka erakordselt ere, selle keskmes on O-tüüpi tähed – need on väga haruldased, kõige suurema massi, kuumuse ja eredusega hüpergigantsed ehk hüperhiidsed noored sini-valged tähed. (Nendest tähtede klassifikatsioonist rohkem siin edaspidi.)

Orion

Märkus: Kogu gaas- ja tolm ei muutu kollapsi tulemusel tähtedeks — järelejäänud tolmust võivad saada planeedid, asteroidid või komeedid ... või see jääbki siis edasi tolmuks. Järelejäänud gaasist ja tolmust moodustunud planeedid võivad olla peamiselt kahte tüüpi:

* kas Maa-sarnased planeedid, mis koosnevad peamiselt silikaatkivimist ning metallidest – tahke kivise pinnaga planeedid,
* või siis märksa suuremad gaasilised planeedid, mis koosnevad enamasti vesiniku, heeliumi, metaani ja vee kombinatsioonidest ning mis eksisteerivad erinevates füüsikalistes olekutes; sellistel planeetidel ei ole tahket pinda ja neil on tavaliselt ka rõngad (näiteks võib siin tuua meie Saturni).

Tekkinud planeedi tüüp ja füüsiline olek sõltub sellest et millise koostisega see gaasi- ja tolmupilv oli, millest see planeet moodustus ning ka sellest et kui kaugele see uus planeet oma tähest jäi. Ja et sfääriline (ümmargune) planeet üldse tekkida saaks, peab tema esialgne läbimõõt olema vähemalt 800 km. Sel juhul tekib noorel planeedil piisavalt tugev gravitatsioon, et see saaks hakata planeeti ehitama: planeedi tahket sisetuuma ja pinda moodustama.


Universumi enamik tähti (umbes 90%), sealhulgas ka meie Päike, on nn peajada tähed, mis eksisteerivad tänu tuumasünteesile, mis muudab vesiniku heeliumiks. Mida kuumemad sellised tähed on, seda heledamad nad on. Need tähed on oma elu kõige stabiilsemas osas; see etapp kestab üldiselt umbes 5-10 miljardit aastat.

Tähe südamiku temperatuur sõltub tähe massist. Kui gaasikera keskel on soojus piisavalt kõrge (umbes neli miljonit kraadi Celsiuse järgi), toimub vesiniku tuumasüntees heeliumiga, tekitades valgusenergia kimpe, mida nimetatakse footoniteks.

Tähti mõõdetakse võrreldes neid proportsionaalselt meie Päikese massi ja heledusega. Üldiselt liigitatakse tähti kui “päkapikud”, kui nad on vähem heledad kui meie Päike ja “hiiglasteks”, kui nad on meie päikesest heledamad.


Esimesed tähed universumis ja Population III > Population II > Population I tähed: Esimesed tähed tekkisid umbes 200 miljonit aastat pärast Suurt Pauku (Big Bang) ja neid kutsutakse Population III tähtedeks. Neid ürgseid III põlvkonna tähti ei ole kunagi vaadeldud, sest need on liiga tuhmid (nõrga heledusega) ja nende olemasolu on ainult kaudselt tuvastatud. Need esimesed Population III tähed pidid leppima olemasolevaga ja need moodustusid pilvedest, mis sisaldasid ainult vesinikku (75%) ning heeliumi (25%). Need esimesed massiivsed tähed arenesid omakorda väga kiiresti ja nendes toimunud protsessid lõid esimesed 26 elementi (kuni rauani keemiliste elementide perioodilisustabelis). Esimesed, ilma metallideta, tähed kas plahvatasid supernoovadena või siis ülimassiivsed tähed varisesid kokku mustadeks aukudeks. Kui need esimesed tähed surid supernoovadena plahvatades, siis jäid neist maha ka esimesed rasked metallid. ("Metallid" – see on termin, mida astronoomid kasutavad kõige jaoks, mis on raskem kui vesinik ja heelium, sealhulgas ka keemilisi mittemetalle, näiteks nagu hapnik. Nende aatomid on lihtsalt gaasilises olekus.) Järgmise põlvkonna tähtede moodustamisel kasutatakse ka seda sureva tähe poolt mahajaäetud materjali, sh ka metalle. Seega neid metalle kasutati Population II tähtede moodustamiseks ja sellised tähed sisaldasid juba ka üsna väikse koguse metalle – need on nõ metallivaesed tähed. See tõi hiljem omakorda kaasa Population I tähtede sünni, mis sisaldavad juba märksa rohkem metalle ja selliseid noorimaid metallirikkaid tähti me tänapäeval näemegi; nende hulka kuulub ka Päike.

Kuid on veel ka üks hüpotees, mis väidab, et esimesed tähed universumis olid hoopis nn tumedad tähed, mis sisaldasid seda hüpoteetilist tumeainet (sellest hüpoteetilisest tumeainest ja tumeenergiast siin edaspidi). Kuid siiani pole kindel, et kas kõik esimesed tähed olid need tavalised Population III tähed, millel puudus tumeaine, või tumedad tähed või siis eksisteerisid need mõlemad tähetüübid koos? Need tumedad tähed olid palju võimsamad ja need võisid märksa rohkem koguda ümbritsevat materjali. Tumedad tähed võisid teoreetiliselt kasvada senikaua, kuni selleks jätkus piisavalt tumeainet. Need tumedad tähed oleksid võinud jõuda massini, mis on kuni miljon korda suurem kui meie päikesel ja heleduseni, mis on päikesest miljard korda heledam.

Erinevalt Population III tähtedest, mis lõpetavad oma elu võimsa plahvatusega (supernoovana), on tumedad tähed niivõrd suured, et neist saavad elu lõppedes mustad augud. Kõige massiivsemad tumedad tähed oleksid üldse selle sünteesimise etapi vahele jätnud ja varisenud kohe otse musta auku.

Need mustad augud olid niivõrd massiivsed, et pakuksid lahendust probleemile, mis on teadlasi siiamaani kummitanud. Supermassiivsed mustad augud, mis võivad omada miljardeid päikese masse, eksisteerivad praegu iga galaktika keskmes ja teadaolevalt olid sellised mustad augud olemas juba miljard aastat pärast Suurt Pauku. Kuid mustaks auguks varisev tavaline täht vajaks rohkem kui mitusada miljonit aastat, et neelata piisavalt materjali ja et muutuda seejärel ülimassiivseks mustaks auguks. Tavalised tähed ei saa seda teha, sest need on liiga väikesed. Seevastu tumedad tähed võivad kasvada miljon korda massiivsemaks kui meie päike ja siis, kui nende kütus otsa saab, varisevad nad mustadesse aukudesse, mille mass ületab päikese massi miljon korda – ideaalsed seemned koletislike ülimassiivsete mustade aukude jaoks.
Nende väga väikse heledusega tumedate tähtede olemasolu hüpoteesi võib aidata tõestada 'James Webb Space Telescope' (JWST), mis saadetakse kosmosesse 2021. aasta oktoobris. See uus James Webb'i kosmoseteleskoop näeb ajas tagasi palju kaugemale kui seda suudab teha praegu komoses töötav Hubble'i kosmoseteleskoop.


Märkus: Tähtede eluiga ja kuidas need tähed surevad? Sellest tuleb juttu siin edaspidi – seal.


Supernoovadest ja nende tüüpidest tuleb samuti siin edaspidi juttu – seal.



2. Tähtede tüübid (nende klassifitseerimine), pluss mustad kääbused, pruunid kääbused, mustad augud ja kvasarid:

Tänapäeval kasutatakse tähtede klassifitseerimiseks mitut erinevat süsteemi, aga kõige kaasaegsem, lihtsam ja arusaadavam on neist nn Morgan – Keenan (MK) süsteem. Selle süsteemi järgi kasutades O, B, A, F, G, K ja M tähti, saab tähti hõlpsasti klassifitseeritada, alates kõige kuumematest (O) kuni kõige külmemate (M) tähtedeni välja. Seejärel jagatakse iga spektriklassi temperatuur täiendavalt kuumast kuni külmani lihtsalt arvu lisamisega, kus 0 on kõige kõrgem temperatuur ja 9 kõige madalam temperatuur. Näiteks A klassi kõige kuumemad tähed on A0 ja seejärel A1, A2 jne kuni A9-ni välja (st kõige külmema A tüüpi täheni välja). Enamik tähti on praegu klassifitseeritud just selle Morgan – Keenan (MK) süsteemi järgi.

Selle spektraalse klassifikatsiooni järgi on sinised tähed kõige kuumemad ja neid kutsutakse O-tüübiks. Kõige külmemad tähed on aga punased tähed ja neid kutsutakse M-tüübiks. Temperatuuri kasvades on spektriklassid siis järgmised: M (punane), K (oranž), G (kollane), F (kollane-valge), A (valge), B (sini-valge), O (sinine).

Seega, erinevad tähed võib jagada teatud rühmadesse, sõltuvalt nende suurusest ja temperatuurist (tähe pinna temperatuurist). Tähtede klassifikatsioon jagab tähed seitsmeks erinevaks klassiks või grupiks. Need klassid on tuntud kui O, B, A, F, G, K ja M. Selle 'O' klassi tähed on kõige suuremad ja kuumemad, nende temperatuur ületab 30 000 K (29 726 °C). Kuid 'M' klassi kuuluvad tähed on kõige väiksemad ja külmemad, nende temperatuur on alla 3700 K (3426 °C):

Tähtede klassifikatsioon


Tähtede spektraalne klassifikatsioon (Harvard süsteem):

Tähtede spektraalne klassifikatsioon (Harvard süsteem)


Märkus: Teadusuuringutes kasutatakse Kelvini (K) temperatuuriskaalat ja tähtede pinna temperatuure näidatakse Kelvini (K) skaalas. Kui Sa tahad neid temperatuure Celsius (C) skaala järgi näha, siis mine näiteks sinna veebilehele ja konverdi... Näiteks 30 000 K = 29 726 °C (väga suurt vahet ei ole).



Tähti võiks siis klassifitseerida järgmiselt (tähtede tüübid), pluss muud suured objektid:



a) Sinised tähed: O või B spektriklass; kollased kääbused: G spektriklass; oranžid kääbused: K spektriklass; punased kääbused: K ja M spektriklass; sinised gigandid: O, B ja A spektriklass; sinised supergigandid: O, B spektriklass; punased gigandid: M, K spektriklass; punased supergigandid: K, M spektriklass.


b) Surnud tähed, mille tuumades ei toimu enam termotuumasünteesi: valged kääbused - D spektriklass; neutrontähed - D spektriklass.


Mustad kääbused: Mustad kääbused ei ole "mustad augud", need on kaks täiesti erinevat asja, nendest mustadest aukudest tuleb siin eraldi juttu. Must kääbus on teoreetiline (hüpoteetiline) valge kääbuse jäänus, mis on piisavalt jahtunud ja mis ei eralda enam märkimisväärses koguses soojust ning valgust. Must kääbus - see on valge kääbus, mis on täielikult ära jahtunud ja on seetõttu nähtamatu. Kuid need valged kääbused ise elavad veel väga-väga pikka aega, kusjuures paljud seni tuvastatud valged kääbused on elanud juba tublisti üle 10 miljardi aasta, mis tähendab, et neid musti kääbuseid ei olegi veel moodustunud.

Valge kääbuse (sellest tuleb siin edaspidi veel juttu) puhul on ainsaks oluliseks näitajaks selle pinna kaudu toimuv kiirgus. Valge kääbus jahtub ainult kiirguse kaudu, erinevalt näiteks Sinu tänase õhtusöögi jahtumisest. Valge kääbus kaotab kiirates kogu oma soojuse umbes 1014 kuni 1015 aasta mõõdudes. See tähendab, et umbes 10 triljoni (!) aasta mõõdudes langeb valge kääbuse pinna temperatuur nii palju, et see jääb nähtava valguse režiimist välja ja seejärel ilmubki siis Universumisse täiesti uut tüüpi objekt: must kääbus. Võrdluseks meie Universumi vanus on 2020. a. seisuga "ainult" 13,8 miljardit aastat vana. (Kui nii päris täpne olla, siis on Universumi vanus 2020. aasta seisuga 13,77 ± 40 miljardit aastat.) Selle teoreetilise must kääbuse koostis muutub tohutu pika aja jooksul väga tihedaks rauaks, kus kõik endise valge kääbuse elemendid muutuvad rauaks, viimaseks sulandumise elemendiks. Võrdluseks võib öelda, et päike sulatab rohkem kui 1038 prootonit sekundis. Et muuta must kääbus rauaks, kuluks selleks üle mõistuse pikk aeg: 101100 ja 1032 000 aastat. Kui nende arvude kõik nullid välja kirjutada, siis hõivaksid need mitu ekraanitäit. (Suurimad mustad augud kaoksid, võrreldes eeltooduga, tohutult kiiremini.)

Tüüpilisel mustal kääbusel on sama mass ja läbimõõt kui valgel kääbuselgi. See tähendab, et see must kääbus on umbes sama suur või natuke suurem kui meie Maa ja selle mass on 0.1 kuni 1.4 meie Päikese massi. Musta kääbuse väikese suuruse ja suure massi tõttu on selle tihedus väga suur, üle miljoni korra suurem kui Päikesel. Samuti on selle tähe pinna gravitatsioon väga suur, miljoneid kordi suurem kui meie Maa omal. Ükski kosmoseaparaat ei saa selle tähe pinnale maanduda ja ükski teadaolev materjal ei suuda seal oma raskuse all vastu seista.

Ka meie Päike lõpetab umbes 8 miljardi aasta pärast esmalt valge kääbusena ja seejärel paljude triljonite aastate pärast külma nähtamatu musta kääbusena, kus see must kääbus ei eralda enam üldse mingit valgust. Pärast seda ei ole see must kääbus (endine päike) enam palja silmaga nähtav. Musta kääbuse mõõtmed on natuke väiksemad Maa omast:

Mustad kääbused


Vaata kuidas meie Universum maha sureb... - pilt.

Universumi teistmoodi lõpp (!?): Kui Universumis on kõik tähed juba ammu kustunud, siis uusima teooria järgi võivad ka suurema massiga mustad kääbused oma elu lõpus eri-liiki supernoovana plahvatada. Sellised kääbuste supernoovad ennustavad igavest pimedust, kus universum vajub puhkeseisundisse. Need uut tüüpi supernoovad on eriline tõug, mida pole kusagil universumis veel juhtunud. Mustade kääbuste supernoovad võivad olla viimased sündmused, mis juhtuvad universumis, mis on selleks ajaks juba muutunud enamasti täiesti tühjaks kohaks, kus temperatuur läheneb absoluutsele nullile (–273,15 °C). Kui must kääbus koosneb juba enamasti rauast, siis vajub ta enda massi tõttu kokku. See on vältimatu kollaps - supernoova - mis vallandaks tohutu plahvatuse, kus musta kääbuse ülejäänud välimised kihid paisatakse eemale. Musta kääbuse supernoova juhtuks aga ainult nende mustade kääbustega, mille mass on vahemikus 1.16 kuni 1.35 korda suurem kui meie päikesel.



Pruunid kääbused ("Ebaõnnestunud tähed"): Pruun kääbused EI OLE tähed ega ka planeedid. Need pruunid kääbused (spektritüüp: M, L, T, Y) tekivad täpselt samuti nagu ka tavalised tähed, aga erinevalt tähtedest ei ole pruunidel kääbustel piisavalt massi, et süttida ja sulatada oma tuumades vesinikku – protsess, mis loob sellised tähed nagu näiteks meie Päike. Seetõttu sellised pruunid kääbused ei sära ja nad võivad olla üsna väikesed, mõnikord vaid veidi suuremad kui see meie päikesesüsteemi gaasigigant Jupiter. Pruunide kääbuste tavaliseks suuruseks on 13-80 Jupiteri massi.

Pruunid kääbused on seega objektid, mille suurus jääb hiiglasliku planeedi nagu Jupiter ja väikese tähe vahele. Tegelikult klassifitseerikse kõiki objekte, mille mass on umbes 13 kuni 80 korda suurem kui Jupiteri mass, pruunideks kääbusteks. Arvestades seda massivahemikku, ei oleks objekt suutnud vesiniku sünteesida nagu see tavalise tähe puhul toimub ja seega kutsutaksegi neid pruune kääbuseid "läbikukkunud tähtedeks" või "ebaõnnestunud tähtedeks". Näiteks kui Jupiteri tekkimise ajal oleks sel olnud märksa suuremad mõõtmed ja rohkem massi, siis oleks ka Jupiterist moodustunud täht, aga mitte see meile tuttav gaasigigandist planeet. Meie õnneks seda vajalikus koguses massi Jupiteril ei jätkunud ja seetõttu ei toimud tema puhul ka seda gravitatsioonilisest kokkuvarisemisest (kollapsi), mille tulemusel need tähed tekivadki. Jupiterist moodustus ainult suur planeet kuigi väga põnev ja meile veel üsna tundmatu gaasigigant.

Pruunid kääbused koguvad oma materjali nii nagu seda ka tähed teevad. Pruunid kääbused ei kogu ainet samal viisil nagu seda planeedid teevad. Pruunid kääbused kondenseeruvad gaasilisest pilvest ja nende mass on suurem kui planeetidel ning seetõttu on nendel ka tugevam raskusjõud. Nende ainsaks puuduseks on see et nad ei kogunud piisavalt materjali, et alustada täheks saamise protsessi. Pruun kääbus ei suuda elama hakatagi, ta on juba ette surnud, temast ei saagi tähte kuigi ta säilitab tähe eluks vajaliku deuteeriumi.



Hoolimata nende nimest ei ole pruunid kääbused mitte just eriti pruunid. Enamasti on neil väike heledus ja seda tuhmide magenta varjunditega (punase värvitooni varjundiga) – pilt. Pruune kääbuseid on optiliste teleskoopidega väga raske avastada, sest nende helendamine on väga nõrk ja see kestab ainult umbes 10 miljonit aastat. Obtiliste teleskoopidega neid pruune kääbuseid küll ei näe, aga need kääbused on röntgenkiirguses heledad ja nadd lasevad välja võimsaid raadiolainete sähvatusi, mistõttu nad paistavad välja nagu väiksed pulsarid. Pärast nendes objektides oleva deuteeriumi kadumist helendavad pruunid kääbused veel miljardeid aastaid, aga seda ainult infrapuna lainete nähtamatus valguses. Lõpuks need pruunid kääbused jahtuvad ja muutuvad külmast gaasist koosnevateks tumedateks pallideks.

Märkus: Kuna seda gaasihiiglast Jupiteri on siin veebilehel võrdlusena üsna mitu korda ära toodud, siis mainin siin ära ka tema kaaslaste / kuude arvu. Jupiteril on 2020. aasta seisuga tervelt 79 kuud. Neist neli kuulsamat kuud, Galilei kuud, kuuluvad Päikesesüsteemi suurimate kuude hulka. Galilei kuud on: Io, Ganymede, Europa (see on Jupiteri kuude superstaar) ja Callisto. Kuid Jupiter ei ole praegu siiski "Kuude Kuningas", sest see tiitel kuulub Saturnile, kes võõrustab 82 kaaslast, aga neid võib seal veel rohkemgi olla. Kuid ka Jupiteril on neid, veel avastamata varjatud, kuusid arvatavasti palju-palju rohkem, isegi sadu, millest paljud on üsna väikesed. Need kuud avastatakse kindlasti siis kui sinna saadetakse uued kosmoseaparaadid asja uurima – järgnevatel aastatel on kavas sinna palju missioone saata – pilt.

Jupiteri pooluste helendavaid ja säravaid aurorasid näed aga seal. [Jupiteri aurorade ("virmaliste") salapärased röntgenkiirgused viitavad sellele, et selle hiiglasliku planeedi "virmalistel" võib olla ootamatuid sarnasusi Maa enda virmalistega. Jupiteri magnetväli on äärmiselt tugev – umbes 20 000 korda võimsam kui Maa oma. Kui see Jupiteri magnetosfäär oleks Maa öises taevas nähtav, siis hõlmaks see piirkonda, mis on mitu korda suurem kui meie kuu. Iseenesest on Jupiteri aurorad palju võimsamad kui Maa omad, tekitades sadu gigavatte – piisavalt, et katta lühikeseks ajaks kogu inimtsivilisatsiooni energiavajadus. Jupiteri aurorad kiirgavad ka ebatavalisi röntgenkiiri, mis pärinevad Jupiteri vulkaanilise kuu Io poolt välja paisatud elektriliselt laetud väävli- ja hapnikuioonidest. Need röntgenkiirte aurorad pulseerivad sageli nagu kellavärk, korrapäraste pursetena, mis kestavad mõnikümmend minutit kümnete tundide jooksul.]

Planeet Jupiteri muutlikud tuuled näitavad 'Suure Punase Laigu' ('Great Red Spot') tormi suurenenud kiirust – link.




*** Mustad augud: Mustad augud on ühed kummalisemad ja põnevamad asjad astronoomias. Albert Einstein ennustas oma üldrelatiivsusteooriaga kaudselt mustade aukude olemasolu esmakordselt 1916. aastal. Ka Karl Schwarzschild ennustas 1916. aastal mustade aukude teoreetilise olemasolu, kes leidis, et need on Einsteini üldrelatiivsusteooria vältimatu tagajärg. Teisisõnu, kui Einsteini teooria on õige – ja kõik tõendid viitavad sellele – peavad mustad augud olemas olema. Hiljem andsid sellele veelgi rohkem kinnitust Roger Penrose ja Stephen Hawking, kes näitasid, et mis tahes musta auku varisenud objekt moodustab singulaarsuse, kus ei kehti enam need traditsioonilised füüsikaseadused. See on nüüdseks juba nii laialt tunnustatud, et Penrose sai 2020. aastal Nobeli füüsikaauhinna.
Kuid termin "must auk" võeti kasutusele alles 1967. aastal, Ameerika astronoomi John Wheeler'i poolt. Aastakümneid olid mustad augud tuntud ainult teoreetiliste objektidena, aga 1971. aastal avastati esimene füüsiline must auk. Seejärel avaldas Event Horizon Telescope (EHT) meeskond 2019. aastal esimese reaalse pildi ülimassiivsest aktiivsest mustast august, mis asub elliptilise supergigandi Messier 87 (M87) galaktika tuumas, meist umbes 55 miljoni valgusaasta kaugusel – sellest esimesest musta augu pildist on juttu teisel veebilehel.

Must auk ei ole tegelikult mingi auk, kuhu siis üle selle augu ääre mateeria (aine) sisse langeb või tõmmatakse. Must auk on kusagil kauguses ujuv üsna "igav" must sfääriline kera, sest enamik musti auke ei tee midagi, need ainult "istuvad" ja omavad gravitatsiooni. Tegelikult Sa ei näegi neid musti sfäärilisi kerasid, Sa tuvastad need mustad augud ainult kaudsel teel – sellest pikemalt edaspidi.

Must auk on objekt kosmoses, mille uskumatult suur mass on surutud kokku väga väikesele alale - singulaarsusesse (punkti). Kogu see tohutu suur ja tihe mass tekitab nii suure gravitatsioonilise külgetõmbe, et sellest "mustast august" ei pääse miski välja, sealhulgas ka valgus. Must auk ei ole tavaline füüsiline objekt nagu kõik teised objektid Universumis vaid see sarnaneb rohkem mingile müstilisele 4-mõõtmelisele sfäärilisele ehk kerajala "kohale" kosmoses, millel ei ole mingit pinda või kesta. Must auk ei ole aine ega kiirgus vaid see on "isemajandav" gravitatsiooniväli, mis on koondunud aegruumi väga kõverdunud piirkonda. Selle musta augu välimise piiri määratleb mõtteline ehk näiv suletud pind, mida nimetatakse sündmuste horisondiks. See sündmuste horisont ei ole midagi ebatavalist, sellel ei ole mingit nähtavat piiri: sündmuste horisonil ei ole mingit "tara", vilkuvaid "tulukesi" või hoiatavaid plakateid – see on lihtsalt mõtteline piir. Ühesõnaga see must kera ise kujutab endast mõttelist sündmuste horisonti, mis on see piirkond, kus musta augu sisemine külgetõmme muutub nii tugevaks, et mitte miski (isegi valgus) ei pääse sealt enam põgenema. Nende mustade kerade ("aukude") gravitatsioon on niivõrd tugev, et nende läheduses olev ruum kõverdub niivõrd, et isegi valguskiired võivad nende ümber mitu korda kõverduda ning see nähtus võimaldab meil näha ühe- ja sama asja mitut erinevat versiooni. Musta augu läheduses kõverdub ruum nii tugevalt, et valguskiired hakkavad sellele augule lähenedes kõverduma ehk painduma ja väga lähedale jõudnud valgus on juba nii palju kõrvale kaldunud, et see teeb mitu korda tiiru ümber musta augu. Seega, kui me vaatleme kauget taustal asuvat galaktikat (või mõnda muud taevakeha), siis me näeme selle galaktika ühte- ja sama pilti mitu korda, ehkki selle galaktika üha enam ja enam moonutatud pilti. Näiteks kui musta augu taustal plahvatab mingi täht supernoovana, siis me näeme seda plahvatust uuesti ja uuesti.

Musta augu sündmuse horisondil tormab aegruum kiiremini kui valguskiirus. Isegi ruum ja aeg käitub mustade aukude lähedal kummaliselt; ruum ise on seal kõverdunud. Kui Sa soovid seda musta augu gravitatsiooni võita ja sealt eemale põgeneda, siis pead võitlema selle aegruumi äärmusliku voolu vastu. Kui Sa seda ei suuda, siis jääd sinna lõksu.

Musta augu suurus määratakse musta augu massiga ja seda saksa astronoomi Karl Schwarzschild'i kuulsa võrrandi abil. Musta augu raadiust nimetatakse tema järgi Schwarzschildi raadiuseks. Väiksemate mustade aukude raadius ei ole suurem kui näiteks Tallinna linn ja suurimad neist võiksid hõlmata kogu meie Päikesesüsteemi.

Kui Sa oled mustast august piisavalt kaugel, siis ei juhtu Sinuga (või objektiga) midagi ja siis ei tundu midagi erakordset olevat. Sa võid soovi korral tiirutada selle musta augu ümber oma orbiidil igaviku ja Sa ei lange sinna auku. Kui palju see "piisavalt kaugel” tegelikult on? Lihtsa, mitte-pöörleva musta augu puhul on see kolm korda suurem kui Schwarzschildi raadius. Sellest kaugusest seespool on need stabiilsed ringikujulised orbiidid juba võimatud ja Sind paisatakse kas välja tühja ruumi vabadusse või siis langed kiiresti sündmuste horisondi sisse (musta augu sisse). Pöörleva musta augu puhul on seda "piisavat kaugust" aga keerulisem arvutada. See sõltub sellest, et kui kiiresti see must auk ise pöörleb ja kas Sinu orbiit läheb musta augu pöörlemisega ühes suunas või siis vastusuunas. Üldiselt kui Sa asud mustast august sellisel kaugusel, mis on üle 10 korra suurem kui see Schwarzschildi raadius, siis Sind ei ohusta see musta augu hukutav gravitatsioon.

Kui mateeria ületab selle nähtamatu sündmuste horisondi, siis langeb see musta auku ja hävitatakse. Mustad augud ammutavad oma tohutu energia gravitatsioonist ja see on neil ulmeliselt tugev, nad neelavad kõik, mis asub augu läheduses. Need müstilised, põnevad ja teadlaste jaoks veel väga vähe arusaadavad mustad augud suudavad oma ülisuure gravitatsiooniga isegi valgust endi suunas painutada. Must auk ühendab endas ruumi, aja ja gravitatsiooni ning näiteks pöörlevad mustad augud omavad ka tohutut energiat. Must auk on nagu omamoodi kõige olemasoleva lõpp-punkt, tähe lõpp, mateeria lõpp, energia lõpp, gravitatsiooni lõpp ja koht kus aeg peatub. Mustades aukudes ei kehti meile tuntud füüsikaseadused. Kuigi mustad augud hävitavad universumis kõike, aitavad need ka galaktikaid ehitada. Mõned teadlased arvavad, et mustad augud on isegi väravateks paralleelsetesse universumitesse.

Kui Sa kukud tähe-massiga musta auku, siis rebib selle gravitatsioonijõud Sind puruks enne, kui Sa jõuad isegi sellele sündmuste horisondile. Suurte ülimassiivsete mustade aukude puhul võid aga tegelikult läheneda sündmuste horisondile, isegi seda märkamata, sest selle musta augu lõpmatult tihe singulaarsus on sündmuste horisondist piisavalt kaugel ja selle jõud on Sinu jaoks väga tühine. Musta augu sees olev ruum ei erine välisest ruumist. Kui Sa langed musta auku, siis langed Sa edasi nagu tavaliselt, Sa näpid oma moblat edasi nagu ka enne, aga ükskõik kuidas Sa selles mustas augus liigud või pöördud, ilmub alati Sinu ette singulaarsus ja see kasvab ülisuure gravitatsiooni tõttu üha suuremaks – ühesõnaga kõik teed viivad singulaarsusesse.

Kuid enne kui Sa puuutud selle singulaarsusega kokku, hävitatakse Sind. Ja mustad augud teevad seda lühikese aja jooksul. Sa võid musta augu sees esialgu isegi ellu jääda, aga seda ainult mõneks ajaks. Sinu aeg singulaarsuseni jõudmiseks sõltub musta augu massist. Tähe-massiga mustade aukude puhul on Sul ainult mõni mikrosekund aega; ülimassiivsete mustade aukude puhul on Sul aega mõned sekundid, et lahendada enne oma surma Universumi sügavaimaid saladusi (ja mõelda oma saatuse üle).

Sõltumata musta augu suurusest, hävitatakse umbes 1/10 sekundit enne singulaarsuse saavutamist kõik, seal hävitatakse mis tahes muu teadaoleva jõud. Enne sinna lõpmatult tillukesse punkti jõudmist hävitatakse Sind täielikult. ("Hävitamine" tähendab, et see on lõpmatult tihe, lõpmatult kuum ja lõpmatult väike. See pole aatomi suurune. See pole kvarki suurune. See on matemaatiline punkt.)

Ühesõnaga selle sündmuste horisondi taga algab põrgu – horisondist seespoole meile tuntud füüsika ei kehti enam. Kuid me ei tea täpselt, et mis seal sees tegelikult toimub, on ainult oletused ja hüpüoteesid.

Tip
Loe sellest singulaarsusest täiendavat infot sealt.


Must auk võib tekkida näiteks siis kui mingi ülimassiivne täht on suremas – nendest moodustuvad nn "tähe-massiga mustad augud". Neid musti auke on Universumis tohutu palju ja enamike mustade aukude läbimõõduks on ainult umbes 30 km. Ka meie Linnutee (Piimatee) galaktikas on neid musti auke üsna palju. Kuid Linnutee galaktika keskel ja ka enamike galaktikate tuumades ehk keskmes asuvad aga ülimassiivsed (supermassiivsed) mustad augud, mille mass ületab miljoneid või miljardeid kordi meie Päikese massi. Näiteks Messier 87 (M87) galaktika keskel asuva ülimassiivse musta augu mass on tervelt 20 miljardit Päikese massi. Sellised supermassiivsed mustad augud (SMBH) võivad olla kogu meie Päikesesüsteemi suurused. Mida suurem galaktika on, seda suurem on selle keskmes asuv ülimassiivne must auk. Juhul kui ülimassiivse musta augu lähedal on ka väga palju gaasi, tolmu ja tähtede jäänuseid, siis see must auk hakkab seda mateeriat meeletus koguses neelama ning must auk muutub aktiivseks. Sellised aktiivsed mustad augud muutuvad tohutu võimsateks säravateks kvasariteks. Need mustad augud on seega tehniliselt kvasarid ja neid kutsutakse lihtsalt ka kvasariteks. Sellised aktiivsed tohutu heledad mustad augud on seega kvasari tüüpi mustad augud.

kvasar

Üldrelatiivsusteooria ennustab, et piisavalt kompaktne ehk tihe mass võib deformeerida aegruumi ja sel teel musta augu tekitada. Must auk toimib paljuski nagu ideaalne must keha, kuna see ei peegelda valgust. Kuna valgus ei pääse sealt august enam välja, siis inimesed ei näe neid musti auke. Need on täiesti nähtamatud. Musta augu olemasolu saab kaudselt kindlaks teha selle vastastikuse mõjuga teiste ainetega ja elektromagnetilise kiirgusega, näiteks nähtava valgusega, mis on elektromagnetkiirguse üks liik. Neid aktiivseid ülimassiivseid musti auke (tehniliselt kvasareid) on avastatud ka väga-väga kaugelt Universumist.

Mustad augud


Kuidas need mustad augud tekivad?

* Teadlaste arvates tekkisid kõige väiksemad mustad augud juba siis kui algas universumi sünd ja loomine.

* Mis juhtub tähega siis kui see on kogu oma tuumakütuse ära kasutanud. Lõpptulemus sõltub tähe massist. Tähtedest tekivad mustad augud aga järgmiselt: suuremad tähed, mille mass ületab vähemalt kolm korda meie Päikese massi (M), võivad oma elu lõpetada supernoovana plahvatades. Need väga massiivsed tähed varisevad oma elutsükli lõpus enda raskuse all kokku (gravitatsiooniline kokkuvarisemine - kollaps) ja muutuvad lõpuks mustaks auguks (aegruumi piirkonnaks). Ühesõnaga tähtede mustad augud tekivad siis kui väga suure tähe keskpunkt langeb iseendale ehk variseb kokku (st toimub gravitatsiooniline kokkuvarisemine). Sellise tähe väga tiheda tuuma lõplik kokkuvarisemine toimub uskumatult kiiresti, mõne sekundi jooksul ja see vabastab tohutu hulga energiat gammakiirguse kujul. See plahvatus ja gammakiirguse purse võib kosmosesse kiirata nii palju energiat, kui seda tavaline täht kiirgab kogu oma elu jooksul. Kui see juhtub, siis tekib supernoova. Supernoova on plahvatav täht, mis paiskab osa tähest kosmosesse. Näiteks must auk, mille mass on Päikese massist kümneid kordi suurem, võib pärast massiivse tähe kokkuvarisemist tekkida sekundite jooksul. Tähtedest tekkivaid musti auke kutsutakse "tähe-massiga mustaks auguks" ("stellar-mass black hole") või siis lihtsalt "tähe mustaks auguks". Supernoova plahvatuse järel tekkiva tähe-massiga musta augu ülempiiriks 45 kuni 55 Päikese massi. Järgmine pilt demonstreerib väga massiivse tähe supernoovana plahvatamist, mille lõpptulemusena tekibki must auk:

...mille lõpptulemusena tekibki must auk

* Kuid nende ülimassiivsete ehk supermassiivsete mustade aukude (SMBH) tekkimisega on teised lood: teadlaste arvates moodustusid ülimassiivsed mustad augud ühel- ja samal ajal selle galaktikaga, mille keskel nad asuvad, aga tegelikult me ei tea siiani, et kuidas need gigandid tulid. (Kumb ilmus esimesena, kas galaktika või selle keskel asuv ülimassiivne must auk?) Arvatakse, et kui universum oli alles väga noor, siis tekkis neid väiksemaid musti auke tohutu palju. Need mustad augud lähenesid aja jooksul üksteisele ja ühinesid seejärel gravitatsioonijõu tõttu tohutu suurteks mustadeks aukudeks. Sellised aktiivsed supermassiivsed mustad augud tõmbasid endi lähedusse gaasi ja tolmu ning muutusid seejärel tehniliselt ülivõimsateks kvasariteks. Kui selline kvasar lõpetas oma aktiivse tegevuse (st suurtes kogustes gaasi, tolmu ja muu mateeria neelamise), siis muutus see tavaliseks ülimassiivseks mustaks auguks – mitteaktiivseks ehk "uinunud" mustaks auguks. Sellise puhkeseisundis oleva ülimassiivse musta augu ümber moodustuski ajapikku galaktika. Need mustad augud võivad ka mingite muude protsesside tulemusel tekkida.

* Osa teoreetilise füüsika teadlasi arvab, et varajases universumis võisid need nn "beebi" ülimassiivsed mustad augud tekkida tumeaine halo kokkuvarisemise ehk kollapsi tulemusel. Tumeaine halo on galaktikaid või galaktikakobaraid ümbritsev nähtamatu mateeria (aine) halo. Kui galaktika nähtav mateeria ei oleks tumeaine halosse suletud, siis lendaks see nähtav mateeria laiali. See tähendab, et need supermassivsed mustad augud olid olemas juba ka siis kui universum oli veel alles väga noor, umbes 13,7 miljardit aastat tagasi.

* Üsna populaarne selgitus nende varajaste ülimassiivsete mustade aukude tekkimise kohta viitab aga sellele, et need supermassiivsed mustad augud tekkisid varajase universumi gaasi kokkuvarisemisega.

* Kui kaks neutrontähte ühinevad, on kõige tavalisem prognoositud tulemus see, et nad moodustavad raske neutrontähe, mis variseb seejärel millisekundite või lühema aja jooksul musta auku, st tekib must auk.



pirn
Loe nendest mustadest aukudest rohkem sealt.



Kõige suurem must auk / kvasar (2020. aastal): Praegu on selleks TON 618 must auk — 6.6×1010 meie päikese massiga. See TON 618 on tehniliselt väga kauge ja äärmiselt hele kvasar, mis asub Canes Venatici tähtkujus.

TON 618 on praegu kõige massiivsem avastatud must auk (kvasari tüüpi), mille mass on tervelt 66 miljardit meie Päikese massi (M) - müstika. Arvatakse, et TON 618 asub galaktika keskel, aga seda ümbritsevat galaktikat ennast ei ole näha, sest see võimas kvasar varjab oma üliheleda valgusega selle galaktika. Selle hiiglasliku musta augu ümber keerleb suure kiirusega (7000 km/s) kuuma gaasiga akretsiooniketas – tekitades sellega kvasari. Sellest kvasarist pärit valgus on hinnanguliselt 10,4 miljardit aastat vana, seega asus see must auk meist kunagi ammu 10,4 miljardi valgusaasta kaugusel. See kvasar särab sama heledusega kui 140 triljonit (!) Päikest, mis teeb selle üheks eredaimaks objektiks tuntud Universumis. Nüüdseks on see kvasar juba ammu kusagil kaugel eemal ja võib olla on ka selle heledus palju väiksem, juhul kui lähedal olev aine on musta augu poolt "alla neelatud" ja tema akretsiooniketta kaudu ära "põletatud".

TON 618 musta augu mass on 66 miljardit meie päikese massi ja kuulub seega ülimassiivsete ehk supermassiivsete mustade aukude (SMBH) kategooriasse. Sellise massiga musta augu Schwarzschildi raadius on umbes 390 miljardit km, enam kui 40 korda suurem Neptuuni orbiidist – müstika.

Märkus: Toon veel siin võrdluseks praegu neljandal kohal oleva S5 0014+81 ülimassiivse musta augu / kvasari, mis on umbes 10 000 korda massiivsem kui meie endi galaktika keskel asuv must auk ehk siis võrdne 40 miljardi päikese massiga. Selle musta augu läbimõõt on 236,7 miljardit kilomeetrit ehk umbes 40 korda suurem kui Pluuto orbiidi raadius. S5 0014+81 ülimassiivne must auk võib elada veel umbes müstilise 1,342 × 1099 aastat, enne kui see kaob. Vaata selle ülimassiivse musta augu suurust võrreldes seda meie Päikesesüsteemiga – pilt.


Kõige kaugem must auk / kvasar (2020. aastal): Selleks on ULAS J1342+0928 must auk (tehniliselt kvasar), mis asub Boötes tähtkujus ja mis on Maast umbes 13,1 miljardi valgusaasta kaugusel. Seda ülimassiivset musta auku kutsutakse "kvasariks", kus sellesse musta auku tõmmatakse suures koguses gaasi nii kiiresti, et energiatoodang on tuhat korda suurem kui galaktika enda oma. Selle äärmine heledus lubaski astronoomidel antud musta augu nii suurel kaugusel avastada.

Seega ULAS J1342+0928 on kõige kaugem teadaolev kvasar, mis sisaldab kõige kaugemat ja vanimat teadaolevat supermassiivset musta auku. Selle kvasariga seotud ülimassiivse musta augu mass on 800 miljonit korda suurem kui meie päikese mass. Selle kvasari heledus on umbes 4×1013 päikese heledust.

Uuendatud (2021 a.): Astronoomid on nüüd avastanud veelgi kaugema kvasari, mis seni leitud. See kvasar, mis sai nimeks J0313-1806 näeb välja nii, nagu see oli siis, kui universum oli alles 670 miljonit aastat vana. See kõige kaugem seni leitud kvasar asub Maast enam kui 13 miljardi valgusaasta kaugusel. Selle kvasari jõuallikaks on ülimassiivne must auk, mis on Päikesest enam kui 1,6 miljardit korda massiivsem ja üle 1000 korra heledam kui kogu meie Linnutee galaktika. Just tänu selle musta augu õhukesele, väga kuumale ja kiiresti pöörlevale akretsioonikettale me näemegi praegu seda väga kauget musta auku (kvasarit). See ülimassiivne must auk neelab praegu igal aastal umbes 25 päikese massi jagu ainet. Kui see must auk on kogu enda läheduses oleva mateeria alla neelanud, siis me seda musta auku enma ei näe ja me ei saa seda musta auku siis enam kvasariks kutsuda, ta on siis lihtsalt mitteaktiivne must auk.


Maale kõige lähim must auk (2020. aastal): Selleks on HR 6819 must auk, mis asub meist "ainult" umbes 1120 valgusaasta kaugusel Telescopium tähkujus. Sealsamas süsteemis on ka kaks tähte, mida võib isegi palja silmaga näha. Kuid seda musta auku Sa loomulikult ei näe. See must auk avastati tänu nendele kahele tähele (kaksiktähele), mis tiirlesid ümber mingi ühise massi. Kui asja hakati analüüsima, siis oldi üllatatud kui saadi teada, et selles süsteemis on peidus ka kolmas objekt: must auk. Arvatakse, et see "vaikne" must auk on sureva tähe plahvatuse (supernoova) tulemusel tekkinud must auk, mille mass on päikese massist umbes neli korda suurem. Universumi mõõtmetes ei ole see 1120 valgusaastat mingi näitaja ja praktiliselt asub see lähim must auk otse meie ukse taga. Kuid mingit ohtu see endast Maale ei kujuta. Maale ja inimkonnale on praegu kõige suuremaks ohuks ikka see "looduse kuningas" ja toiduahela tipus laiutav inimene ise.

HR 6819 musta augu kolmiksüsteemi orbiidid: üks täht tiirleb oma sinist värvi orbiidil ümber musta augu (punase värviga orbiit) ja ka teine täht liigub oma sinist värvi orbiidil - pilt.


*** Meie enda Linnutee (Piimatee) spiraalgalaktika keskel asuv ülimassiivne must auk: Selleks on väga kompaktne Sagittarius A* (Sgr A*) nimeline supermassiivne must auk, mis asub Amburi ning Skorpioni tähtkuju piiri lähedal. See Sagittarius A* must auk asub meist umbes 26 000 valgusaasta kaugusel ja selle läbimõõduks on umbes 44 miljonit kilomeetrit. Võrdluseks: Maa asub Päikesest 150 miljoni ja Merkuur 46 miljoni km kaugusel. Selle Sgr A* supermassiivse musta augu massiks on umbes 3,6 kuni 4,3 miljonit Päikese massi (M). Võrreldes seda meie Sgr A* musta auku teiste vägevamate mustade aukudega, on see ikka üsnagi väike.

Sagittarius A - 1

Sagittarius A - 2

Praegu ei saa ükski must auk meie Päikest ja Maad "alla neelata", sest kuigi meie endi Linnutee (Piimatee) galaktikas on umbes 100 miljonit väiksemat musta auku, asuvad need meist liiga kaugel. Ka Linnutee galaktika keskel asuv Sagittarius A* nimeline ülimassiivne must auk ei ohusta veel meid, sest galaktika keskosa on meist 26 000 valgusaasta kaugusel. Oht võib aga siis tekkida kui meie Linnutee ja selle naaber Andromeeda galaktika omavahel ühinevad - umbes 4-5 miljardi aasta pärast. Selle kokkusulamise tulemusel võib Maa sattuda meie galaktika keskmesse. Aga selleks ajaks on juba väga palju asju juhtunud: võib olla on inimkond juba ammu hukkunud ja ookeanides mõllavad jälle ainuraksed; võib olla on osa inimkonda mujale kolinud (kahtane!?) jne. Ka Päike hakkab umbes 5 miljardi aasta pärast tasapisi otsi andma...



*** Kvasarid: Kvasarid on Universumi kõige heledamad, võimsamad ja suurema energiaga objektid. Selle kvasari nimetus inglise keeles on "Quasar" ja see on lühend sõnadest "quasi-stellar radio source". Kvasari tekkimiseks on vaja ülimassiivset musta auku, palju selle läheduses olevat mateeriat (ainet) ja akretsiooniketast. Akretsiooniketas on lame ja kiirelt pöörlev ketas, mis koosneb ainest ning tolmust ja mida võib näha planeetide, noorte tähtede, mustade aukude või neutrontähtede (kaksikute) ümber.

Kui musta augu läheduses ehk ümber ei ole piisavalt ainet, siis on ta üksi ja pime. Juhul kui ülimassiivset musta auku ümbritseb aga palju tolmu, gaasi ja tähtede jäänuseid ning kui see aine jõuab mustale augule üsna lähedale, siis moodustub sellest õhuke, väga kuum ja kiiresti pöörlev akretsiooniketas. See ketas pöörleb koos selle mateeriaga tohutu kiirusega mõõda spiraali, mille tulemusel tekib soojus ja võimas kiirgus. Seega, kui see must auk on ülimassiivne ja kui musta augu vahetus läheduses on seda ainet ning tolmu palju, siis see akretsiooniketas kuumeneb hõõrdumise ja ülikiire pöörlemise tõttu ning selle tulemusel tekib ülihele ja tohutu energiaga kvasar. Kvasarid on Universumi kõige heledamad, võimsamad ja suurema energiaga objektid. Osa ainet akretsiooniketta sisemisest osast langeb üle sündmuste horisondi otse mustale augule ja osa sellest ainest suunatakse võimsatesse elektromagnetilise kiirguse jugadesse: musta augu võimsad magnetväljad võivad mõnikord osa sellest ainest suunata ka ülivõimsatesse elektromagnetilise kiirguse jugadesse ehk voogudesse, mis purskuvad välja musta augu poolustest ja joa pikkus võib ulatuda miljonitesse valgusaastatesse:

juga

akretsiooniketas - 2

akretsiooniketas - 3

Must auk ise ei eralda mingit valgust, aga ta annab akretsioonikettale tohutu energia. Kvasarid asuvad väga massiivsete mustade aukude vahetus läheduses, nad ümbritsevad neid. Kvasari kiirgus tuleb akretsiooniketta äärest aga mitte akretsiooniketta keskosast, mis on ka musta augu keskosaks. Kvasarid asuvad just nendes noortes galaktikates, kus on ka ülimassiivne must auk ja need mustad augud on miljardeid kordi massiivsemad kui meie päike. Need tohutu võimsad dünamod võivad olla näiteks triljon korda heledamad kui Päike. Kvasarid võivad tervest galaktikast, kus nad asuvad, heledamad olla; nende energia ületab galaktika kõikide tähtede energia kokkuvõetult. Kõige heledamad kvasarid säravad meie Linnutee galaktikast 10 kuni 100 000 korda heledamalt. Kõik teadaolevad kvasarid on meist miljardite valgusaastate kaugusel ja väga vanades galaktikates. Võib spekuleerida, et kvasarid olid varajase universumi anomaalia, sest nad asuvad meist väga kaugel, see tähendab, et praegu ei pruugi neid enam olla, kuid nende suure kauguse tõttu võime neid siiski tuvastada - nende kunagise valguse kaudu. Valgus nendest ürgsetest galaktikatest ja supergalaktikatest jõuab meieni miljardeid aastaid hiljem ning praegu on need galaktikad meist veelgi kaugemal universumi teises kohas või nad on juba näiteks laiali pudenenud jne. Näiteks esimene kvasar, mis tuvastati, asub meist 2,5 miljardi valgusaasta kaugusel ja see on meile üks lähimaid kvasareid.

Et kvasar üldse tekiks peab must auk vastama mõnele kriteeriumile. See must auk peab olema ülimassiivne: miljoneid või miljardeid kordi suurem kui meie Päikese mass. Musta augu akretsiooniketas peab saama piisavalt aktiivset materjali (tolmu, gaasi, lõhkirebitud tähti jne). Langev aine muutub kuumaks akretsioonikettaks ja see paistab nii eredalt, et selle valgus uputab kogu galaktika musta augu ümber. Kui musta augu akretsiooniketas ei saa piisavalt ainet ja tolmu, siis see ei ole enam kvasar. Akretsiooniketas võib olla uinunud või kui ta ongi aktiivne, siis ei ole sel jälle piisavalt energiat, et kvasariks muutuda. Iga kvasari taga on must auk, kuid mitte iga must auk ei ole kvasar. Kvasar kestab "ainult" mõned miljonid aastad, senikaua kuni must auk suudab anda talle vajalikku energiat. Pärast seda see akretsiooniketas "uinub" ja kvasari valgus kustub. Kui musta augu lähedale ilmub jälle piisavalt ainet, siis võib see uuesti kvasari tekitada. Kui akretsiooniketas on aktiivne, siis võib seda ka lihtsalt kvasariks kutsuda.

juga 2



hea!
Musta augu (kvasari) ja selle akretsiooniketta tööst saad väga hea visuaalse ülevaate lühifilmide kujul sealt NASA veebilehelt. Need filmid on küll modelleeritud, aga annavad siiski üsna tõepärase pildi. See visualiseerimine simuleerib musta augu välimust, kus mustale augule langev aine ja gaas oli kogutud õhukessse väga kuuma ning kiiresti pöörlevasse struktuuri, mida nimetatakse akretsioonikettaks. Musta augu ülitugev gravitatsioonijõud moonutab ketta erinevatest piirkondadest kiiratavat valgust, tekitades moonutatud välimuse. Gaasi heledad sõlmed moodustuvad ja hajuvad kettas pidevalt ja seda magnetvälja tõttu. Mustale augule kõige lähem olev gaas liigub peaaegu valguse kiirusega, aga välised osad pöörlevad veidi aeglasemalt. See erinevus venitab ja lõikab heledaid sõlmi, moodustades kettal heledaid ning tumedaid radasid (jooni).

Musta augu väga suur gravitatsiooniväli suunab ja moonutab valgust, mis tuleb ketta erinevatest osadest, kuid see, mida me ise täpselt näeme, sõltub juba vaataja vaatenurgast. Kui meie vaatepunkt pöörleb ümber musta augu, siis me näeme akretsiooniketta kiiresti liikuva gaasi erinevaid osi otse meie poole liikumas. Meie poole liikuv kettas olev gaas teeb selle kettapoole heledamaks, aga vastaspoole tumedamaks. See efekt kaob, kui me oleme otse ketta kohal või siis all, kuna selle nurga alt ei liigu ükski gaas otse meie poole. Kui meie vaatepunkt mõõdub ketta alt, siis tekib mulje, et gaas liigub vastupidises suunas. See on sama kui Sa vaatad kella tagantpoolt, mis jätab sellise mulje nagu kellaosutid liiguksid vastupäeva.

Mustale augule kõige lähemal muutub gravitatsiooniline valguse kõverdamine nii tugevaks, et me näeme ketta alumisel poolel heledat "footonrõngast" (footonsfääri). See "footonrõngas" koosneb mitmest valgusrõngast, mis muutuvad järjest tuhmimaks ja õhemaks valgusest, mis on mustale augule kaks, kolm või isegi rohkem kordi ringi peale teinud, enne kui need sealt ära pääsevad ja meie silmadesse pääsevad. Kuna see modelleeritud must auk on sfääriline ja ei pöörle, näeb see footonrõngas välja peaaegu ümmargune ning identne mis tahes vaatenurga alt. Footonsfäär (footonrõngas) ümbritseb musta auku mööda akretsiooniketta sisemist serva, kuid väljaspool sündmuste horisonti. Selle footonrõnga sees on musta augu vari, mis on umbes kaks korda suurem kui sündmuste horisondi suurus - koht kust enam tagasi pöörduda ei saa.

See visualiseering sobib mis tahes massiga musta augu jaoks. Musta augu varju suurus on proportsionaalne antud musta augu massiga ja sama on ka selle akretsiooniketta suurusega, mille suurus muutub vastavalt. Seal on mitu lühivideot, neid võib ka alla laadida (mitmes formaadis) ja Sa ei pea seal midagi lugema, ainult vaata...


Kuna meie Linnutee galaktika on juba keskealine, siis on selle kvasaripäevad ilmselt juba ammu mõõdas. Võib olla oli ka meie Linnutee galaktikas miljardeid aastaid tagasi see kvasar. Aga kui umbes 4 miljardi aasta pärast toimub Andromeeda ja Linnutee galaktikate ühinemine (kokkusulamine), siis võib küll ka uus kvasar tekkida (nende galaktikate mustad augud ühinevad, pluss hulga uue aine kättesaadavus).


Kõige võimsam kvasar (2020. a. seisuga):
J2157-3602 kvasar on teadaolevalt praegu üks kiiremini kasvavaid musti auke ja üks võimsamaid kvasareid (avastati 2018. aastal). See kvasar asub Maast 12,5 × 109 valgusaasta kaugusel. Selle kvasariga seotud musta augu mass on tervelt 34 miljardit päikesemassi. Kuid väga kaugest minevikust on veelgi võimsam kvasar leitud, siin eelpool oli nendest kõige kaugematest ja "vägevamatest" kvasaritest-mustadest aukudest juttu - seal.


Kõige heledam objekt Universumis:
2019. a. avastati 12,8 miljardi valgusaasta kauguselt üliharuldane kvasar, mille heleduseks on tervelt 600 triljonit (!) meie Päikese heledust.




Tähti klassifitseeritakse veel ka nende suuruse, massi ja heleduse järgi:

a) Tähtede suurus: Tähtede suurust ei mõõdeta otse. Keegi ei ole joonlauaga lennanud mingile tähele ja hakanud seal tähe suurust või kaugust mõõtma. Meil on hinnangud - enamasti usaldusväärsed hinnangud, kuid siiski ainult hinnangud. Kuna tähtede suuruse mõõtmine on keeruline ja raske, siis võidakse näiteks ühe- ja sama tähe suuruse erinevatel ajavahemikel mõõtmisel saada üsna erinevaid tulemusi. Näiteks viimati loeti suurimaks täheks UY Scuti hüperhiidu, aga suhteliselt hiljuti avastati veelgi suurem täht ja oli tehtud ka mõne tähe ümbermõõtmisi ning see UY Scuti langes edetabelis tahapoole ja mõne ülisuure tähe koht muutus edetabelis.

Seega võib nende suuremate tähtede edetabel aeg-ajalt muutuda, rääkimata sellest et kui avastatakse jälle mingi veelgi suurem täht (või tähed). Kui Sa otsid internetis neid kõige suurimaid tähti, siis võid saada täiesti erinevaid tulemusi ja juba vananenud andmeid. Igasugustel teatmelehtedel võivad need andmed erinevad ja juba vananenud olla. Suurimate tähtede loetlemisel ei arvestata ka tähtede nii ülemise kui alumise piiri raadiust võrreldes seda meie Päikese raadiusega ja nii esitatakse natuke ekslikke andmeid. Täheraadiuse väärtused erinevad erinevates allikates ja vaatlusmeetodites märkimisväärselt. Ka paljude tähtede ülisuured atmosfäärid muutuvad aja jooksul märkimisväärselt, sellistel muutuvatel tähtedel need atmosfäärid pulseeruvad regulaarselt või ebaregulaarselt mitme kuu või aasta jooksul. Ka see võib oluliselt muuta tähtede juba esitatud raadiusi.

Tähtede suuruse järgi loetelu koostamisel arvestame ka seda et võib olla veelgi suuremaid tähti, aga neid ei ole veel lihtsalt üksikasjalikult uuritud või siis isegi mitte avastatud.

Tähtede suurusest rääkides võtame võrdluseks meie enda Päikese. Meile juba tuttaval tähel on diameetriks tohutu 1,4 miljonit km ja raadius on umbes 690 000 km. Meie Päike omab ka umbes 99,9% kogu meie Päikesesüsteemi ainest. Faktliselt võib Päikese sisse mahutada ühe miljoni planeeti Maa. Meie Päikese (G2V) täieliku klassifikatsiooni põhjal võib öelda, et see on täht, mille temperatuur on umbes 5800K (Kelvin). Konverdime...: 5800 Kelvin (K) = 5 526.85 Celsius (°C).

Päikese raadius: Tähtede suuruse võrdlemiseks võetakse aluseks meie Päikese raadius ja seda raadiust tähistatakse R sümboliga, näiteks MY Cephei punase ülihiiglase raadius on 1,134 – 2,061 R (st umbes 1,134 – 2,061 päikese raadiust).


b) Päikese mass (M) on astronoomia standardne massiühik, mis võrdub ligikaudu 2 × 1030 kg. Seda kasutatakse teiste tähtede, samuti tähekogumike, udukogude, galaktikate ja mustade aukude masside tähistamiseks. See on võrdne Päikese massiga (tähistatud päikese sümboliga ):

M= (1.98847±0.00007) × 1030 kg

Päikese mass on meie Maa massist (M) umbes 333000 korda suurem või 1047 korda suurem kui Jupiteri mass (MJ).

Suurimate tähtede mass (M, Päike=1): Oluline on teada, et kõige suuremad tähed (supergigandid) ei ole kaugeltki kõige suurema massiga tähed ehk need ei ole kõige massiivsemad tähed. Ja vastupidi, kõige massiivsemad tähed (st suure massiga tähed) ei ole alati ka kõige suuremad tähed. Näiteks supergigandi MY Cephei mass on "ainult" 14.5 M (st 14, 5 korda Päikesest massiivsem), aga samas on see täht meie päikesest tohutult suurem (ligi 1,134 – 2,061 päikese raadiust). Samas kui praegu teadaolevalt kõige suurema massiga supergigant R136a1, mille massiks on 215 M (st Päikesest 215 korda suurem massiga), on Päikesest palju vähem suurem ("ainult" 40 päikese raadiust).


c) Tähtede heledus: Tähtede tõelist ehk tegelikku heledust näitab aga L (bolometric luminosity) sümbol. Tähe tõeline heledus L näitab seda et kui palju see täht ühes sekundis valgusenergiat ehk kiirgavat energiat välja kiirgab, st seda et kui võimas antud täht tegelikult on. Tähtede tõelise heleduse näitamiseks kasutatakse samuti Päikese tõelist heledust (L = 1 Päikese tõeline heledus = 3.828×1026 W). Näiteks praegu kõige suurema teadaoleva Stephenson 2-18 ülihiiglase tõeline heledus on 440,000 kuni 630,000 L (meie Päikese heledust), mis näitab, et see suurim täht on meie päikesest 440 kuni 630 tuhat kora heledam. Tähe (näiteks Päikese) näiv heledus näitab aga seda et kui kui palju sellest kiirgusest jõuab ühes sekundis ühele ruutmeetrile (st vaatlejani).

Etteotsa



3. Supergigandid (ülihiiud, hüpergigandid või hüperhiiud):

Hüpergigandid (supergigandid) on Universumi kõige suuremad ja heledamad tähed. Neid klassifitseeritakse tavaliselt kas punasteks või sinisteks tähtedeks. Punaste supergigantide mass (M) on vähemalt kaheksa korda suurem kui meie Päikesel. Sinised supergigandid on seevastu tunduvalt kuumemad kui punased, kuid üldiselt palju väiksemad (umbes 25 meie Päikses suurust). Kõik need supergigandid on üsna haruldased tähed.


Sinised supergigandid (BSG):

* Spektriklass (spektritüüp): O, B
* Elutsükkel: tekkis pärast peajadast väljumist (st tähe stabiilsest elutsüklist väljumist)
* Levimus (kui palju esineb): harva
* Tüüpiline temperatuur: ~10 000K kuni ~50 000K (9726 °C kuni 49726 °C)
* Tüüpiline heledus: ~10 000 kuni ~1 000 000 (~10 000 kuni ~1 000 000 L ehk siis ~10 000 kuni ~1 000 000 meie Päikese heledust)
* Tüüpiline raadius: ~20 ja rohkem (20+ R ehk siis 20 ja rohkem meie Päikese raadiust).
* Tüüpiline mass: ~20 kuni ~1000 (~20 kuni ~1000 M ehk siis ~20 kuni ~1000 meie Päikese massi)
* Tüüpiline vanus: = ~10 miljonit aastat

Need sinised ülisuured tähed on O,B spektrikassiga supergigandid ja nende heleduse klassifikatsioonid on tavaliselt "I". Sinised supergigandid on suuremad kui Päike, kuid väiksemad kui punased supergigandid. Nende pinnatemperatuur on 9726 - 49,727 °C ja heledus on umbes 10 000 kuni 1 miljon korda suurem kui Päikesel.

Sinised supergigandid tekivad suure massiga tähtedest, mis on suuremad ja heledamad kui need peajada tähed. Sellised tähed, algmassiga umbes 10–300 päikese massi (M), lahkuvad peajada tähtede hulgast vaid mõne miljoni aasta pärast, kuna nad põletavad oma suure massi tõttu enda vesinikuvaru väga kiiresti ära. Niipea kui nende tähtede pinnale ilmuvad rasked elemendid, siis lähevad nad üle sinisteks supergigantideks laienemise faasi. Kuid mõnel juhul muutuvad nad otse Wolf–Rayeti tähtedeks, jättes vahele selle "tavalise" sinise supergigandi faasi.

Sinistel supergigantidel, mis on äsja peajada tähtedest arenenud, on heledus äärmiselt kõrge, suur massikadu ja nad on üldiselt üsna ebastabiilsed. Paljud neist muutuvad helendavateks sinisteks muutlikeks tähtedeks, koos äärmise massikao episoodidega. Väiksema massiga sinised supergigandid laienevad aga edasi, kuni neist saavad punased supergigandid. Suurema massiga punased supergigandid paiskavad oma välise atmosfääri eemale ja muutuvad tagasi sinisteks supergigantideks ja võib-olla ka Wolf-Rayeti tähtedeks ning seejärel valgeteks kääbusteks. Sõltuvalt punase supergigandi täpsest massist ja koostisest võib see käivitada veel rida siniste tähtedeni "tagasiminekuid", enne kui see plahvatab II tüüpi supernoovana (st muutub kas neutrontäheks või mustaks auguks) või siis kaotab lõplikult piisavas koguses välimisi kihte, et muutuda uuesti siniseks supergigandiks - seekord vähem helendavana ja ebastabiilsemana kui esimesel korral.

Märkus: Nendest supernoovadest ja nende tüüpidest tuleb siin edaspidi veel juttu - seal.

Kõige massiivsemad sinised supergigandid on liiga heledad, et säilitada ulatuslikku atmosfääri ja need ei laiene kunagi punaseks supergigandiks. Piirjoon on siin umbes 40 M, kuigi kõige külmemad ja suuremad punased supergigandid arenevad tähtedest algmassiga 15–25 M. Mis sellistest massiivsematest sinistest supergigantidest edasi saab, pole veel teada - on mitu varianti: kas valge kääbus või plahvatus supernoovana.




Punased supergigandid:

* Spektriklass (spektritüüp): K, M
* Elutsükkel: tekkis pärast peajadast väljumist (st tähe stabiilsest elutsüklist väljumist)
* Levimus (kui palju esineb): ~0.0001%
* Tüüpiline temperatuur: ~3,500K kuni ~4,500K (3226 °C kuni 4226 °C)
* Tüüpiline heledus: ~1000 kuni ~800 000
* Tüüpiline raadius: ~100 kuni ~1700
* Tüüpiline mass: ~10 kuni ~40
* Tüüpiline vanus: = ~3 miljonit kuni ~100 miljonit aastat

Punane supergigant (RSG) on täht, mille spektraaltüübiks on K või M. Seda tüüpi tähed kuuluvad universumi suurimate tähtede hulka, kuigi nad ei kuulu üldjuhul kõige massiivsemate ega heledamate tähtede hulka. Näiteks Betelgeuse ja Antares on ühed tuntumad punased supergigandid, kuigi need ei ole praegu enam suurimad punased ülihiiud. Punased ülisuured tähed on sellised tähed, mille tuumades on vesinikuvaru juba ammendunud ja seetõttu hakkavad nende välimised kihid tohutult laienema. Need punased hüperhiiud plahvatavad lõpuks supernoovadena.

Punased supergigandid on võimsad ja suured. Kuna neil on spektritüübiks K või M, siis on nende pinna temperatuur alla 3800 °C. Tavaliselt on need ülihiiud Päikese raadiusest mitusada kuni üle tuhande korra suuremad, kuigi tähe suurus ei ole peamiseks faktoriks tähe liigitamiseks supergigantide hulka. Punaste supergigantide mass on umbes 10 kuni 40 Päikese massi (10 M kuni 40 M). Peajada tähed, mille mass on üle 40 M ei laiene ja ei jahtu, et saada punasteks supergigantideks. Võimaliku massi- ja heledusvahemiku ülemises otsas olevad punased hüpergigandid on teadaolevalt aga suurimad tähed. Nende väga madal pinna gravitatsioon ja kõrge heledus põhjustavad ülisuure massikaotuse (ületades miljoneid kordi Päikese massi), tekitades sellega suuri udukogusid, mis ümbritsevad tähte. Oma elu lõpuks võivad need punased supergigandid kaotada olulise osa oma esialgsest massist. Massiivsemad supergigandid kaotavad oma massi palju kiiremini ja need punased supergigandid.

Kõik punased ülihiiud kulutavad ühe või kahe miljoni aasta jooksul oma tuumades oleva heeliumi ära ja hakkavad seejärel süsinikku põletama. See jätkub raskemate elementide sulandumisega, kuni moodustub rauast tuum, mis variseb seejärel paratamatult kokku, tekitades supernoova. Enamikel juhtudel toimub II tüüpi supernoova (st pärast supernoovat tekib kas neutrontäht või must auk või see hävib siis täielikult). Aeg süsiniku sünteesi algusest kuni tähe tuuma kokkuvarisemiseni ei ole pikem kui ainult paar tuhat aastat. Punased hüperhiiud ei ela seega kauem kui umbes 25 miljonit aastat ja need on üsna haruldased. Enamik punaseid ülihiiglasi avastatakse üksikult, näiteks Betelgeuse ja Antares.

Antares

Siin edaspidi ära toodud kõige suuremad tähed ongi just need punased supergigandid, välja arvatud kõige lõpus esitatud R136a1 supergigant, mis on sinine täht ja millel on kõige suurem mass ning heledus võrreldes seda kõigi teiste praegu teadaolevate tähtedega: 215 M (st Päikesest 215 korda suurem mass) ja tohutu 6,2 miljonit L (st R136a1 on peaaegu 6,2 miljonit korda heledam kui Päike).

Etteotsa



4. Tähtede eluiga ja kuidas need tähed surevad?

Tähe eeldatav eluiga sõltub selle massist. Üldiselt, mida massiivsem on täht, seda kiiremini see oma kütusevaru ära põletab ja seda lühem on selle tähe eluiga. Oma suure massi ja heleduse tõttu elavad ülihiiglased (hüpergigandid) vaid mõned miljonid aastad. See on tähe jaoks üsna lühike eluiga. Kõige massiivsemad tähed võivad supernoovana plahvatada juba pärast mõnda miljonit aastat. Sellise katastroofilise plahvatuse kõige tõenäolisem tulemus on see et sellest hüpergigandist saab kas must auk või siis neutrontäht.

Teisest küljest, tähed, mille mass on sarnane meie Päikese massiga, võivad oma vesiniku sünteesida umbes 10 miljardit aastat. Sellised tähed suurenevad enne oma surma punasteks gigantideks, seejärel muutuvad nad esmalt valgeteks kääbusteks ja lõpuks saab neist hüpoteetiline nähtamatu must kääbus. (Sellistest tähtedest jääb nende suremise käigus maha planetaarne udukogu.)

Kui täht on väga väike ja selle mass on vaid kümnendik Päikese omast, siis võib see vesiniku põletamist jätkata kuni triljon aastat, kauem kui universumi praegune vanus. Ka sellistest tähtedest jäävad algul järele nõrgad valged kääbused (kuumad, valged, tuhmid tähed). Need kuumad ja kahanevad tähed, olles oma tuumakütuse ammendanud, muutuvad lõpuks külmadeks, tumedateks, mustadeks kääbuteks, mis omakorda kaovad lõpmata kaua.

Alltoodud pilt annab KÕIKIDE tähtede, sealhulgas ka meie Päikese, suremise etappidest mingi ülevaate. (Meie Päikese elutee lõpu etapid on siis järgmised: Päike —> punane gigant —> planetaarne udukogu —> valge kääbus —> hüpoteetiline nähtamatu must kääbus.)

Alltoodud pilt annab kõikide tähtede suremise etappidest mingi ülevaate


Märkus: Meie päikesesüsteemi õige mõõtkava ehk mastaap: Päikesesüsteemi suurus on võrreldes meie Linnutee galaktika suurusega mikroskoopiliselt väike – õige. Meie Linnutee galaktika suurus on võrreldes Universumi suurusega samuti tühiselt väike – õige. Kui Sa vaatad neid meie päikesesüsteemi pilte internetis või õpikutes, siis saad selle mõõtkavast (tegelikust suurusest) vale ettekujutuse. Päikesesüsteemi mudeli õiget mõõtkava ehk mastaapi on võimatu suurel paberil või ekraanil kuvada, sest sel juhul muutuksid planeedid mikroskoopiliselt väikeseks ja neid ei näekski. Tegelikult on ka meie päikesesüsteem tohutult suur ja planeetide vahemad üksteisest on väga suured. See näitab, et kui tühine see meie Maa ikkagi on, seda isegi meie endi päikesesüsteemis. Et sellest päikesesüsteemi mõõtkavast õiget ettekujutust saada, toon siin ära selle pildi. Selle pildi aluseks on võetud kõrbesse rajatud õiges mõõtkavas Päikesesüsteemi mudel. Mudel, milles meie Maa on vaid pisikese kivikese suurune (1,5 cm), katab Nevada kõrbes tervelt 11 ruutkilomeetrit. Vaata seda pilti.

Maa keskmine kaugus Päikesest (1 aü) on 149,6 miljonit kilomeetrit; valgus jõuab Päikeselt meieni tervelt 8 minutit (300 000 km sekundis). Meie Maale lähib planeet Veenus on meist tervelt 41,4 miljoni kilomeetri kaugusel. Sellel ülaltoodud päikesesüsteemi mudeli pildil näidatud kaugeim planeet Neptuun asub Päikesest aga 4,5 miljardi km kaugusel.

Uute elementide tekkimine Universumis: 1) Kui tähed surevad ja plahvatavad, siis toodavad need supernoovad ka uusi elemente. 2) Ka kahe neutrontähe kokkupõrke tohutu plahvatus tekitab uusi raskeid elemente (tsingist raskemaid elemente). 3) Kui tähe suremisega seotud katastroofiline plahvatus on umbes kümme või rohkem korda võimsam, heledam ja energilisem kui seda tüüpiline supernoova, siis kutsutakse seda plahvatust juba "hüpernoovaks". Selline ülivõimas plahvatus tekitab kummalised ainulaadsed ülirasked elemendid, mida isegi kahe neutrontähe ühinemine ei suuda tekitada – selliseid elemente võib seejärel leida uutes järgmise põlvkonna tähtedes. Taoline hüpernoova toimub sureva ja plahvatava tähe, mille mass on Päikese massist umbes 25 kuni 100 korda suurem, väga kiire pöörlemise ning tugeva magnetvälja puhul; selliste võimsate plahvatuste nimeks pandud "magneeto-pöörlev hüpernoova". See näitab, et osa raskeid elemente toodeti juba väga varajases Universumis ja seda ENNE kui need neutrontähed üldse tekkisid ning kokku põrkama hakkasid ja ka varem kui need uuema põvkonna tähed sündisid ning seejärel surres supernoovadena plahvatasid.



* Valge kääbus (valge kääbustäht): Oma eluea lõpus oleva punase hiidtähe tuum variseb pisikeseks, vähese heleduse ja väga suure tihedusega objektiks, mida nimetatakse valgeks kääbuseks. Selle surnud tähe sees ei toimu enam termotuumareaktsioone ja see kääbus jahtub väga aeglaselt, mille lõpptulemuseks on hüpoteetiline must kääbus. Kuid valged kääbused elavad väga-väga pikka aega, kusjuures paljud seni tuvastatud valged kääbused on elanud juba tublisti üle 10 miljardi aasta, mis tähendab, et neid musti kääbuseid ei olegi veel moodustunud. Astronoomid ennustavad, et umbes 97% kõigist Universumi tähtedest, sealhulgas ka meie Päike, lõpetavad oma elu sel viisil. Teadmine, kuidas valged kääbused arenevad, võib aidata ennustada Universumi lõppu.

Valge kääbuse puhul on ainsaks oluliseks näitajaks selle pinna kaudu toimuv kiirgus. Valge kääbus jahtub ainult kiirguse kaudu, erinevalt näiteks Sinu tänase õhtusöögi jahtumisest. Valge kääbus kaotab kiirates kogu oma soojuse umbes 1014 kuni 1015 aasta mõõdudes. See tähendab, et umbes 10 triljoni (!) aasta mõõdudes langeb valge kääbuse pinna temperatuur nii palju, et see jääb nähtava valguse režiimist välja ja seejärel ilmubki siis Universumisse täiesti uut tüüpi objekt: must kääbus. Kuigi nende valgete kääbuste temperatuurid võivad olla väga kõrged — üle 20 000 K (ehk meie Päikesest kolm korda kuumemad), jahtuvad nad palju kiiremini kui siin edaspidi kirjeldatud neutrontähed.

Tüüpilise valge kääbuse mass on umbes 60% või rohkem meie Päikese massist, kuid selle mõõtmed on vaid natuke suuremad või siis sama suur kui meie Maal. Selle tõttu on valge kääbuse tihedus väga suur, näiteks teelusikas selle tähe ainest kaaluks Maal mitu tonni. Gravitatsioon valge kääbuse pinnal on umbes 100 000 kuni 350 000 korda suurem kui meil siin Maal. Näiteks 70 kilogrammi kaaluv inimene kaaluks valge kääbuse pinnal umbes 22,7 miljonit kg. Valgele kääbusele ei saaks üksi kosmoseaparaat maanduda.

Valgete kääbuste teine kurioosne omadus on see et mida rohkem neil seda massi on, seda väiksemad nad on. Umbes 1.4 päikese massi on teoreetiline ülempiir massile, mis võib valgel kääbusel olla, et see jääks endiselt valgeks kääbuseks. Sellest massist väljapoole ei suuda elektronrõhk seda tähte enam toetada ja see variseb veelgi tihedamasse olekusse – kas neutrontäheks või mustaks auguks. Raskeima senini täheldatud valge kääbuse mass on umbes 1.2 päikese massi, samas kui kõige kergema valge kääbuse mass on vaid umbes 0.15 päikese massi.

Mustad kääbused

Ka meie Päike lõpetab umbes 8-10 miljardi aasta pärast esmalt valge kääbusena ja seejärel paljude triljonite aastate pärast külma musta kääbusena, kus see must kääbus ei eralda enam üldse mingit valgust. Pärast seda ei ole see must kääbus (endine päike) enam palja silmaga nähtav.

Siiani avastatud kõige väiksemaks valgeks kääbustäheks on ainult Kuu suurusega ülitihe valge kääbus, mille läbimõõduks on vaid 4280 kilomeetrit. See on ka massiivseim valge kääbus, mida on kunagi nähtud, umbes 1,35 korda suurem Päikese massist. See valge kääbus, nimega ZTF J1901+1458, asub meist umbes 130 valgusaasta kaugusel, on tõesti uskumatu. Selle tihedus ja mass on üsna sellise piiri lähedal, kus valge kääbus muutub nii ebastabiilseks, et see plahvatab suurejoonelise supernoovana.

Kõige kiiremini pöörlev valge kääbus, mida on kunagi nähtud, pöörleb kord iga 25 sekundi järel: Päike pöörleb üks kord kuus ja Maa üks kord päevas, kuid 2000 valgusaasta kaugusel asuv valge kääbustäht keerleb iga 25 sekundi tagant. See teeb temast kõigi aegade kõige kiiremini pöörleva tähe – kui Sa ei pea just tähtedeks selliseid eksootilisi objekte nagu neutrontähed ja mustad augud, millest mõned pöörlevad veelgi kiiremini. [Enamik neutrontähti pöörlevad tohutu kiirusega (kuni tuhat pööret sekundis) ja saadavad oma ülitugeva magnetvälja tõttu välja korrapäraseid raadioimpulsse – kosmosesse suunatud kitsaste kiirtekimpude kujul – selliseid neutrontähti kutsutakse pulsariteks.]

See valge kääbus on umbes Maa suurune ja äärmiselt tihe (umbes Päikese massiga) ning selle nimeks on LAMOST J0240+1952. See valge kääbustäht asub Jäära tähtkujus. Antud valge kääbus pöörleb seetõttu nii kiiresti, kuna tal on pidev suhe punase kääbustähega, mis pöörelb ümber tema. Tüüpiline valge kääbus pöörleb tundide või isegi päevadega.


* Must kääbus: Valge kääbus jahtub väga-väga aeglaselt ja muutub seejärel hüpoteetiliseks nähtamatuks mustaks kääbuseks – nendest mustadest kääbustest oli pikemalt juttu eelpool.


* Supernoova: Supernoova on tähe ülivõimas plahvatus, mille heledus suureneb järsult drastiliselt (miljardeid kordi heledam kui Päike), varjutades selle heledusegs omaenda galaktika. Selline tohutu heledus saavutatakse vaid mõne tunniga ja selle kadumine võtab aega nädalaid või kuid. Näiteks kui Päikesest vähemalt 8-10 korda massiivsem täht sureb, siis tekib ülivõimas plahvatus, mida nimetatakse supernoovaks. Selle tohutu plahvatuse heledus on suurem kui terve galaktika heledus kokku ja see paiskab välja energiahulga, mis ületab triljoneid kordi Päikese energia. Kui selline plahvatus toimuks Maast mõned valgusaastad eemal, siis meie maakera põleks lihtsalt ära. Meie Päike ise ei lõpeta oma elu supernoovana, sest selle mass on selleks liiga "väike". Supernoovad on küll tõelised hävitajad, aga samas tekitavad need plahvatused ka kõik põhielemendid, millest meie maailm ja meie ise koosneme. Pärast supernoovat hajuvad need elemendid plahvatuse jõul tähtedevahelisse keskkonda, sattudes seejärel lõpuks teistesse tähtedesse ja planeetidele, näiteks nagu Maa. Kõik on loodud supernoovade poolt, kui ei oleks neid supernoovasid, siis ei oleks ka meid endid.

Neid supernoovasid on peamiselt kahte tüüpi:

I tüüpi supernoova: täht tõmbab lähedal asuvalt naabrilt ainet senikaua, kuni käivitub kontrollimatu tuumareaktsioon. Sellised supernoovad tekivad siis kui kaks valget kääbust põrkavad kokku ehk sulanduvad üksteisega või siis üksik valge kääbus tõmbab oma lähedal asuvalt tavaliselt kaastähelt mateeriat, mis põhjustab lõpuks tohutu plahvatuse. Sellised on täpsemalt Ia klassifikatsiooniga supernoovad.

II tüüpi supernoova: tähel saab tuumakütus otsa ja variseb kokku omaenda gravitatsiooni ehk raskusjõu mõjul. Sellised tähe tuuma kokkuvarisemise supernoovad on täpsemalt Ib, Ic ja II klassifikatsiooniga supernoovad.

Lisaks nendele on veel ka I ja Ib/c klassifikatsiooniga vähemolulisi supernoovasid. Hiljuti avastati veel ka kolmandat ja isegi neljandat tüüpi haruldasemad supernoovad, nendest antud osa lõpus. Pealegi võib neid supernoovasid olla veel ka muid tüüpe ja neid täheldatakse võib olla kunagi tulevikus. Toon siin esmalt ära need kaks üsna tüüpilist supernoovat: a) tähe tuuma kokkuvarisemise supernoova ja b) binaarsete tähesüsteemide (kaksiktähtede) supernoova, mis on seotud valgete kääbustega. Kõik supernoovade tüübid (välja arvatud Ia tüüpi, mis on seotud valgete kääbustähtedega), on põhjustatud massiivse tähe tuuma kokkuvarisemisest. Tähe tuuma kokkuvarisemise (kollapsi) võivad samuti põhjustada erinevad asjaolud: peamine erinevus on see, et ühed tähed on enne lõpliku plahvatuse toimumist kaotanud kogu oma vesiniku ja teised tähed on kaotanud ka suurema osa oma heeliumist.


Tähe tuuma kokkuvarisemise supernoovad (Ib, Ic ja II supernoovad): Kui meie Päikesest vähemalt 8-10 korda massiivsem täht jõuab oma eluea lõppu, siis see plahvatab ja selle tulemusel tekib kas ültihe neutrontäht või must auk või see hävib siis täielikult. Selle tohutu plahvatuse põhjustab tähes oleva tuumakütuse lõppemine ja tähe sisemusest tuleva kiirgusrõhu lakkamine. Selle tulemusel langeb osa tähe ainest tähe tuuma ja lõpuks muutub see tuum nii tihedaks ning raskeks, et see ei suuda oma raskusjõule vastu pidada ja sellele järgnebki tähe tuuma gravitatsiooniline kollaps, st tuum variseb mürinal kokku põhjustades tähe tohutu plahvatuse. Supernoova on suurim plahvatus, mida inimesed on kunagi näinud, iga selline plahvatus on ülimalt hele ja võimas – see on massiivse tähe viimane hurraa – pilt.

Natuke täpsemalt: Kõik tähed on oma olemuselt nagu gigantsed tuumareaktorid ehk aatomireaktorid. Tähed põletavad oma tuumades ja keskel tohutul hulgal tuumakütust, milleks on algul vesinik. See toodab hulga energiat, nii et tähe keskosa muutub väga kuumaks. See kuumus tekitab suure rõhu ja lisaks ka see rõhk, mis tekib tähe tuumapõletuse tagajärel, hoiavadki tähte kokku varisemast. Täht säilitab oma tasakaalu ja elu tänu kahele vastandlikule jõule. Tähe raskusjõud ehk gravitatsioon püüab tähte suruda kokku võimalikult väiksesse ja tihedasse palli. Kuid tähe tuumas põlev tuumakütus toodab suurel hulgal energiat (kuumust), mis avaldab väga tugevat vastusurvet - väljapoole suunatud survet. Need kaks vastandlikku survet takistavadki tähel kokku varisemast. Kuna väljapoole suunatud surev ja sissepoole suunatud surve on tasakaalus, siis on täht stabiilses olekus:

stabiilne

Nagu eelpool sai õeldud, siis täht põletab algul vesinikku. Tuumareaktsiooni käigus vesiniku aatomid ühinevad ja väljastavad heeliumi ning energiat. Kui vesinik saab otsa, siis põleb täht edasi, aga seda tänu heeliumi muutumisel süsinikuks ja seejärel süsiniku muutumisel hapnikuks arvel. Kui täht hakkab juba süsinikku eraldama, siis algab tähe aeglane suremine. Kui sellel tähel hakkab tuumakütus otsa saama, siis hakkab täht jahtuma ja see põhjustab omakorda rõhu langemise ning gravitatsiooni suurenemise. Meie Päikesele sarnased väiksema massiga tähed paisuvad seejärel punasteks gigantideks ja pärast seda lõpetavad need oma elu valgete kääbustena - selliste tähtede puhul ei toimu seda võimsat plahvatust (supernoovat).

Kuid Päikesest vähemalt 8-10 korda suurema massiga tähtede puhul toimub nende suremine teisiti. Need tähed on üsna haruldased. Mida massiivsem taoline täht on, seda kiiremini see ära põleb. Selline jahtuv täht paisub esmalt tohutu suureks punaseks supergigandiks (ülihiiglaseks), aga tähe enda tuuma hakatakse raskusjõu tõttu kokku suruma, sest puudub surve sellele vastu panna. Selle kokkusurumise käigus muutub tuum üha kuumemaks ja tihedamaks. Tuumas käivitatakse uus tuumasünteeside seeria, mis peatab ajutiselt tuuma kokkusurumise. Aga seda ainult ajutiselt. Kuna tuum sisaldab nüüd põhiliselt rauda, siis ei ole sel enam kuhugi sulanduda ja seetõttu ei teki ka uut energiat. Tuumasüntees peatub lõplikult ja täht kaotab oma energia. Lõpuks muutub see rauast tuum nii tihedaks ja raskeks, et see ei suuda oma raskusjõule vastu pidada ning sellele järgnebki tähe tuuma gravitatsiooniline kollaps, st tuum variseb mürinal kokku põhjustades tähe hiiglasliku plahvatuse. Täht, mille mass on Maa massist näiteks miljon või rohkem kordi suurem, kukub umbes mõne sekundi või veelgi kiirema aja jooksul kokku - võimas! See kokkuvarisemine toimub väga kiiresti, mis tekitab tohutud lööklained ja see põhjustabki tähe välimise osa võimsa plahvatuse. Supernoova võib sageli oma tohutu heledusega lühikeseks ajaks varjata ka terve galaktika, mis sisaldab sadu miljardeid tähti ja hävitada kõik, mis jääb umbes saja valgusaasta piiresse. Selle plahvatuse käigus moodustuvad rauast uued elemendid: koobalt, nikkel, kuld, hõbe, plaatina, uraan ja muud elemendid, mis paisatakse koos rauaga kosmosesse laiali - miljonite valgusaastate kaugusele. Supernoova plahvatusega tekivad aatomitest ka neutriinod (triljon korda aatomist väiksemad osakesed), mis lennutatakse seejärel kosmosesse ja neid neutriinosid võib leida kõikjal. Neutriinod läbistavad kõike, sealhulgas ka meie endi kehasid.

plahvatus 1


Massiivne täht ——> supernoova - pilt.

ASASSN-15lh (supernoova SN 2015L) oli ülimalt hele astronoomiline ülemineku protsess, mis avastati 2015. aastal ja mis oli tollal kõige heledam supernoova-laadne objekt, mida kunagi täheldatud. Oma arengu tipus oli see ASASSN-15lh tervelt 570 miljardit (!) korda heledam kui Päike ja 20-50 (!) korda heledam kui kogu Linnutee galaktika poolt kiiratav kombineeritud valgus – ülivõimas ja täiesti hoomamatud suurused! ASASSN-15lh plahvatus oli kaks korda heledam kui seda eelmine rekordiomanik.

ASASSN-15lh olemus on vaieldav: kõige populaarsemad seletused on need, et tegemist oli kõige heledama I tüüpi supernoovaga (hüpernoovaga), mida eales on nähtud või siis ülimassiivsele mustale augule liiga lähedale tulnud tähele, mis seejärel tohutu plahvatusena tükkideks rebiti (st kiiresti pöörlev ülimassiivne must auk, mis asus kauge galaktika keskel, rebis väiksema massiga tähe tükkideks — sel juhul oli tegemist kvasariga).

Juhul kui tegu oli ülimassiivse musta augu poolt lõhkirebitud tähega, siis võis see protsess välja näha näiteks selline. (YouTube'i video). See galaktika [APMUKS (BJ)], kus see ASASSN-15lh plahvatus toimus, oli palju suurem ja heledam kui meie Linnutee galaktika ning selle galaktika kaugus oli meist 3.82 miljardit valgusaastat.

2020. a. aprillikuu uudis: Maast umbes 3,6 miljardi valgusaasta kaugusel oli aset leidnud mammutähe plahvatus, mida nimetatakse SN2016aps supernoovaks. Selle tähe surm põhjustas tohutu lööklaine, mis vabastas kümme korda rohkem energiat kui seda Päike suudab kogu oma elu jooksul kiirata! See täht, mille mass oli 50-100 korda suurem kui Päikesel, plahvatas Draco tähtkujus, mille tulemuseks oli kõige eredam supernoova, mida eales nähtud. SN2016aps supernoova oli 500 korda heledam kui seda tavaliste supernoovade plahvatused:

SN2016aps supernoova

Järgmisel pildil on näha ühte spiraalgalaktikat ja selle lähedal, all vasakul, siis ülivõimsat supernoovat:

Järgmisel pildil on näha ühte spiraalgalaktikat ja selle lähedal, all vasakul, siis ülivõimsat supernoovat

Pärast supernoovat tekib kas neutrontäht või sisi must auk või see hävib siis täielikult. Pärast plahvatust jääb järele ka üha laienev kuuma gaasiga tohutu pilv. Sellest gaasi ja tolmupilvest võivad vastavatel tingimustel uued tähed tekkima hakata. Neid musti auke tekib siiski märksa vähem. Must auk tekib siis kui sureva tähe mass on Päikese massist umbes 100 korda suurem ja sellise tähe plahvatust nimetatakse ka hüpernoovaks.


"Ia" tüüpi supernoovad: Supernoova võib tekkida ka valgete kääbuste binaarsetes tähesüsteemides, kus kaks valget kääbust tiirlevad üksteise ümber. Binaarne tähesüsteem ehk kaksiktähed — see on selline tähesüsteem kus kaks tähte tiirlevad sama punkti või massikeskme ümber. Kui üks valge kääbus põrkab kokku ehk sulandub teise valge kääbusega, siis toimub tohutu plahvatus ehk supernoova. Kui valge kääbus tõmbab läheduses asuvalt kaastähelt liiga palju ainet, siis toimub samuti supernoova plahvatus ja mõlematest tähtedest jääb järele suur gaasi- ning tolmupilv.

Kaks valget kääbust: Kaks valget kääbust põrkuvad ehk sulanduvad kokku, põhjustades Ia tüüpi ("Type Ia") supernoova. Nende kahe valge kääbuse kogumass peab seejuures 1,4 korda ületama Päikese massi:

Ia tüüp

Valge kääbus ja täht: Selles alltoodud illustratsioonis tõmbab valge kääbus oma kaastähelt mateeriat ja lõpuks põhjustab see tohutu plahvatuse. Tähtedel, mis on oma eluea lõpus, hakkab tuuma temperatuur tõusma ja tähe väliskihid hakkavad laienema, jõudes sellega oma kaaslasele valgele kääbusele lähemale. Teatud hetkel võidab valge päkapiku gravitatsioonijõud ja see hakkab kaastähelt materjali tõmbama. Ka see on Ia tüüpi ("Type Ia") supernoova:

kääbuse plahvatus

Valge kääbus ja täht: Alltoodud pildil kujutatud veel noore särava tähe selge pisarakujuline või tilgakujuline vorm viitab sellele, et selle tähe ainet tõmbab võimas, nähtamatu kaaslane (valge kääbus). See haruldane tilgakujuline või pisarakujuine "nuttev" täht asub meist umbes 1500 valgusaasta kaugusel. Miks see täht siis "nutab"? Sest see on oma partneriga (valge kääbusega) väga mürgises suhtes, mis sõna otseses mõttes rebib elu selle tähe kehalt. Sellistes tähesuhetes pole sõbralikku lahkuminekut; romantika lõpeb alles siis, kui mõlemad tähed plahvatavad supernoovana:

Valge kääbus ja täht

Praeguseks on avastatud ainult neli sellist binaarsest tähesüsteemi (st valge kääbus & täht), mis lõpetavad oma elu Ia tüüpi supernoovana. Supernoovasid on piisavalt lihtne pärast plahvatust avastada, kuid tulevikus hukule määratud tähesüsteemide leidmine, mis viivad Ia tüüpi plahvatusteni, on palju keerulisem avastada. See on osaliselt tingitud sellest, et valged kääbused on äärmiselt tuhmid ja väikesed.

Siiani on teada vaid üheksa ajalooliselt registreeritud supernoova plahvatust ja vaid viiel juhul on õnnestunud identifitseerida supernoova jäänused. Kuid nüüdseks on astronoomid lahendanud ka juba 1181. aastal nähtud sajanditepikkuse supernoova saladuse: "külalistäht" 1181 on viimase aastatuhande ainus ajalooline supernoova, mille tekkimise põhjust ei teatud siiamaani, aga nüüdseks on ka see probleem lahendatud. Augustis 1181 nägid Hiina ja Jaapani astronoomid öises taevas säravat "külalistähte" ja selleks oli supernoova, nagu me nüüd teame – üks vähestest meie Linnutee registreeritud supernoovadest, mis olid palja silmaga nähtavad. See supernoova säras eredalt tervelt kuus kuud, enne kui see kadus. Astronoomid ei suutnud sajandeid identifitseerida selle supernoova 1181 jäänuseid, aga see detail on ülioluline, et teha kindlaks seda, et millisesse tüüpi mingi supernoova kuulub. Nüüd arvab rahvusvaheline astronoomide meeskond, et nad on selle supernoova allika kindlaks teinud ja selleks allikaks ehk supernoova 1181 jäänukiks on Pa 30 udukogu, mille nimeks on pandud Parker'i täht, mis on üks kuumimaid tähti antud udukogus ning Linnutee galaktikas üldse. Vaatlused näitavad, et Pa 30 udukogu gaasi- ja tolmupilv laieneb kiirusega 1100 kilomeetrit sekundis. See viitab sellele, et see pärineb udukogu keskpunktist umbes 1000 aastat tagasi, tõenäoliselt supernoova plahvatusest. See võibki olla see, mida astronoomid täheldasid juba aastal 1181. Selle uue analüüsi kohaselt näib see supernoova 1181 olevat just see suhteliselt haruldane Ia tüüpi supernoova, kus supernoova on binaarse tähesüsteemi tulemus, kus üks kahest tähest on valge kääbus.

Hiina astronoomid nägid ka umbes 4. juulil 1054 ühte sellist veelgi varasemat ja kuulsamat "külalistähte" (supernoovat) ning see oli päevavalgel nähtav 23 päeva järjest. Selle supernoova 1054 CE jäänused moodustavadki tänapäeva Krabi udukogu – pilt.

Hüpernoova: Kui tähe suremisega seotud katastroofiline plahvatus on umbes kümme või rohkem korda võimsam, heledam ja energilisem kui seda tüüpiline supernoova, siis kutsutakse seda plahvatust juba "hüpernoovaks". Üks selline üsna harva esinev hüpernoova hiiglaslik plahvatus on juba ka avastatud ja see toimus meie Linnutee galaktika äärealadel vähem kui miljard aastat pärast Suurt Pauku – universumi üsna varajasel arenemisel. Selline ülivõimas plahvatus tekitab kummalised ainulaadsed ülirasked elemendid, mida isegi kahe neutrontähe ühinemine ei suuda tekitada – selliseid elemente võib seejärel leida uutes järgmise põlvkonna tähtedes. [Märkus: Kahe neutrontähe kokkupõrke tohutu plahvatus toodab ka raskeid elemente (tsingist raskemaid elemente).] Taoline hüpernoova toimub sureva ja plahvatava tähe, mille mass on Päikese massist umbes 25 kuni 100 korda suurem, väga kiire pöörlemise ning tugeva magnetvälja puhul. Kuna sellised iidsed tähed on väga tugeva magnetväljaga, siis on nende tähtede võimsate plahvatuste nimeks pandud "magneeto-pöörlev hüpernoova". See näitab, et osa raskeid elemente toodeti juba väga varajases Universumis ja seda ENNE kui need neutrontähed üldse tekkisid ning kokku põrkama hakkasid ja ka varem kui need uuema põvkonna tähed sündisid ning seejärel surres supernoovadena plahvatasid.


Uut tüüpi supernoovad, mis on alles hiljuti avastatud:

1) "Electron-capture" supernoovad: Nüüd on teadlased kindlad, et on olemas veel ka kolmandat tüüpi supernoovasid ja neid kutsutakse "electron-capture" supernoovadeks. Sellist tüüpi üsna haruldane supernoova tekib siis kui 8 kuni 10 Päikese massiga tähe kütus hakkab otsa saama ja see täht kaotab enne plahvatamist suurema osa oma massist. Selle tulemusel hakkavad tähe tuumas asuvad neooni- ja magneesiumi aatomite tuumad elektrone neelama ehk teisiti õeldes, elektronid langevad gravitatsioonijõu tulemusel aatomituumadele põhjustades sellega tähe kollapsi ehk supernoova. "Supernova 2018zd" nimeline supernoova, mis asub Maast umbes 31 miljoni valgusaasta kaugusel, on selle uhiuut tüüpi supernoova esimene näide – pilt.

Teiseks selliseks näiteks võib siin tuua veel ka selle eelpool mainitud supernoova 1054 CE, mille jäänused moodustasidki tänapäeva Krabi udukogu (Crab Nebula). Selle Krabi udukogu päritolu oligi juba ammu supernoovade ajaloo üks suurimaid mõistatusi. Arvatakse, et aastal 1054 toimus meie Linnutee galaktikas üks tohutu supernoova. Ajaloolised andmed kinnitavad, et see supernoova oli nii ere, et seda võis päeval näha tervelt 23 päeva jooksul ja öösiti ligi kaks aastat järjest. Tänapäeval tuntakse selle supernoova jäänuseid kui Krabi udukogu ja see udukogu tekkiski just tänu 1054 CE "electron-capture" supernoovale.

2) Tähtedega supernoova – uut tüüpi täheplahvatus (supernoova)? Uuemad uuringud on näidanud, et võib-olla on olemas ka täiesti uut tüüpi supernoovad, mille põhjustavad surnud tähed, mis põrkuvad kokku veel elavate tähtedega. Enamik tähti, mis omavad rohkem kui kaheksa Päikese massi, on sündinud kaastähtede lähedastel orbiitidel. Nende tähepaaride massiivsemad liikmed võivad esmalt surra supernoovadena, jättes endist maha kas neutrontähe või siis musta augu, mis võib seejärel teoreetiliselt liikuda mõõda spiraalset orbiiti oma partneri suunas ja lõpuks sellega kokku põrgata, vallandades tohutu supernoova – see VT J121001 + 4959647 nimeline ere plahvatus on nüüdseks järjekordne supernoovade uus klass – vaata seda plahvatust.


PS! Nn "tühja taeva" gammakiirguse pursked:
Gammakiirguse pursked või sähvatused (GRB) on universumi eredaimad ja energilisemad valgusesähvatused. Suure tähe tohutu kosmilise plahvatuse ehk supernoova tagajärjel tekibki see gammakiirguse purse, kus üksainus selline sähvatus on võimeline särama umbes miljon triljonit korda eredamalt kui meie Päike. Kõik teadaolevad gammakiirguse pursked tulevad väga-väga kaugelt, tavaliselt miljardite valgusaastate kaugusel Maast. Mõnikord on sellise GRB kodugalaktika nii kaugel, et gammakiirguse purske valgus paistab tulevat eikusagilt, sähvatades korraks mustas tühjas taevas ja seejärel kadudes sekundite pärast. Sellised supernoovad ja nendega kaasnevad gammakiirguse pursked toimusid seega üsna varajases universumis. Enamik sellised tohutud ja ülisuure energiaga gammakiirguse pursked tekivad seega supernoovade ehk suurte tähtede plahvatuste tulemusel ning seda väga kauges ajas tagasi.

Kuid osa selliseid gammakiirguse ülivõimsaid sähvatusi tekib ka siis kui gaas langeb ülimassiivsetesse mustadesse aukudesse, mis asuvad universumi kõigi galaktikate keskpunktides. Selle stsenaariumi korral, kui gaasiosakesed imetakse musta auku, pääseb väike osa sellest ikkagi põgenema ja see kiiratakse suurte valguse kiirusega ainejugadena kaugele eemale.



* Neutrontäht (pulsar): Kui meie Päikesest vähemalt 8-10 korda massiivsem täht sureb ja plahvatab supernoovana, siis moodustub sellest lõpuks kas must auk või siis neutrontäht. Neutrontäht on peamiselt neutronitest koosnev täht, Päikesest umbes 8–30 korda suurema massiga tähtede arengu lõppstaadium. Oma eluea lõppu jõudnud Päikesest kuni 30 korda suurema tähe tuum, mille diameeter on paljud sajad tuhanded kilomeetrid, variseb mõne sekundi jooksul väga väikseks palliks, mille tihedus ja temperatuur kasvavad tohutult. Neid kutsutakse seepärast neutrontähtedeks, kuna nende raskusjõud on nii tugev, et nende aatomites olevad elektronid varisevad prootoniteks, moodustades neutronid. Tüüpilise neutrontähe raadius on vaid 10–20 km (!), kuid tema mass on võrdne 1–2 Päikese massiga. Nad on nii kompaktsed, et pakivad meie Päikese massist suurema massi kerasse, mis pole suurem kui näiteks linn. Neutrontähe tihedus on ülisuur – suurusjärgus 100–1000 miljonit tonni kuupsentimeetri kohta; inimene kaaluks neutrontähel miljoneid tonne. Neutrontähed on Universumi kõige tihedamad objektid peale mustade aukude. Näiteks kui neutrontäht oleks ainult tuvimuna suurune, siis kaaluks see tervelt 90 miljonit tonni.
Neutrontähe pind niivõrd kuum, et see paistab sinakasvalgena ja suurem osa tähe energiast ei ole nähtav, isegi mitte ultraviolettkiirguses, see kääbustäht kiirgab välja röntgenkiirgust. Oletatakse, et neutrontähe "atmosfäär" on ainult mõne mikromeetri paksune ja selle dünaamikat kontrollib täielikult neutrontähe magnetväli. Atmosfääri all on "koorik". See koor on noortel neutrontähtedel algul vedelas olekus ja hiljem aga tahkes olekus. Tähe pind (koor) on äärmiselt raske ja väga sile, maksimaalse pinna ebatasasustega ~5 mm, aga arvatavasti veelgi vähem, mis on tingitud äärmisest gravitatsiooniväljast. Neutrontähtede "mäed" on alla millimeetri kõrgused. See koorik koosneb aatomitest (ioonidest ja elektronidest või raua aatomitest). Neutrontähe väline koorik ise on ainult 0.3-0,5 km paks.

Neutrontäht

Kui kaua neutrontäht jahtub? Vastus sõltub füüsikast. Kiire jahtumise puhul võtab see aega umbes 1016 aastat ("ainult" miljon korda Universumi vanust), aga kui asi toimub aeglasemalt, siis võib see aega võtta müstilise 1020 kuni 1022 aastat.

Mõnikord nimetatakse neutrontähti ka pulsariteks, sest enamik neutrontähti pöörlevad tohutu kiirusega (kuni tuhat pööret sekundis) ja saadavad oma ülitugeva magnetvälja tõttu välja korrapäraseid raadioimpulsse – kosmosesse suunatud kitsaste kiirtekimpude kujul. Need ülivõimsad kiirtekimbud saadetakse välja neutrontähe lõuna- ja põhjapooluselt:

pulsar

Seega, enamik neutrontähti on pulsarid ja kõik pulsarid on ka neutrontähed, aga kõik neutrontähed ei ole pulsarid, sest on olemas veel ka nn magnetarid. Magnetarid on teatud tüüpi neutrontähed, sarnased pulsaritele, aga umbes 1000 korda tugevama magnetväljaga. Põhimõtteliselt, kui neutrontähe pöörlemine, temperatuur ja magnetväli jäävad õigesse vahemikku, võib see soojuse ning pöördeenergia muuta väga tugevaks magnetenergiaks. Lühidalt õeldes on Magnetar neutrontähe ergastatud olek kestvusega ainult 10 000 aastat, sel ajal on magnetari pöörlemine kiirem ja magnetväli umbes 1000 korda tugevam kui tavalisel neutrontähel. Need magnetarid on samuti universumi ühed kõige tihedamad ja salapärasemad objektid.

Ehkki neutrontähed ja magnetarid on moodustumise poolest üksteisele sarnased, on neil väga erinevad omadused, mis eristab neid üksteisest. Näiteks magnetarid pöörlevad väga aeglaselt, tavaliselt üks kord iga 8–10 sekundi tagant. Teine erinevus magnetari ja neutrontähe vahel on see, et magnetar kiirgab röntgenkiirte ühtlast sära suurema kiirgusvõimega, kui see oleks võimalik neutrontähe pöörlemisel puhul. Magnetari poolt tekitatud magnetväljad on umbes 1000 triljonit Maa magnetvälja ja võivad jõuda kuni 10 miljoni kraadise temperatuurini (°C).

Kõigil neutrontähtedel on tähe väga õhuke koor magnetväljaga seotud, nii et ühe muutused mõjutavad kohe ka teist. Magnetari koor on tohutu koormuse all ja kooriku väike liikumine võib tekitada plahvatuse. Kuna koor ja magnetväli on omavahel seotud, läheb see plahvatus läbi magnetvälja. Suure magnetväljaga magnetaris põhjustavad maapõues toimuvad liikumised tohutu hulga energia eraldumise. Näiteks kümnendiku sekundiga võidakse vabastada rohkem energiat, kui meie päike on viimase 100 000 aasta jooksul välja kiirganud.

Magnetaride eluiga on keskmiselt 40 000 aastat, mis on väga lühike aeg. Magnetar kaotab oma tugeva magnetvälja juba 10 000 aastaga. Kuna neutrontähtedel kulub väga palju energiat, siis kustuvad nad suhteliselt kiiresti, aga sellele vaatamata liiguvad nad universumis veel tohutu kaua.


Märkus: Uus avastus! Magnetar võib tekkida ka siis kui ühinevad kaks neutrontähte. Teadlaste arvates tekkis üks selline magnetar juba ammu ja sellist asja pole kunagi varem täheldatud. Ühinemise tulemusel ilmus hiilgav kilonova (kahe neutrontähe kokkupõrge) – kõige eredam, mida on kunagi nähtud – mille valgus jõudis lõpuks Maale 22. mail 2020. See valgus tuli esmakordselt gammakiirguse purskena. Kui kaks neutrontähte ühinevad, on kõige tavalisem prognoositud tulemus see, et nad moodustavad raske neutrontähe, mis variseb seejärel millisekundite või lühema aja jooksul musta auku, st tekib must auk. Kuid antud juhul jäi see kahe neutrontähe ühinemisel moodustunud üliraske objekt ellu ja selle asemel, et variseda musta auku, sai sellest hoopis tohutu magnetar (koletis).

Nagu juba eelpool sai mainitud, siis kahe neutrontähe kokkupõrke tohutu plahvatus toodab ka raskeid elemente (tsingist raskemaid elemente). Kahe neutrontähe ühinemine on viimase 2,5 miljardi aasta jooksul tekitanud rohkem raskeid elemente kui seda neutrontähtede ja mustade aukude ühinemine. Enamik rauast kergemaid elemente on sepistatud just tähtede südamikes. Tähe tuline tuum soodustab prootonite liitumist, surudes need kokku, et luua seejärel järk-järgult raskemaid elemente. Kuid peale raua on teadlased hämmingus, et mis võib tekitada näiteks kulda, plaatina ja ülejäänud universumi raskeid elemente, mille moodustumine nõuab rohkem energiat kui seda täht suudab pakkuda. Uuemad uuringud näitavad, et viimase 2,5 miljardi aasta jooksul on binaarsete neutrontähtede ühinemisel või siis kahe neutronitähe kokkupõrkel tekkinud rohkem raskeid metalle kui seda suudaksid teha neutrontähe ja musta augu ühinemine. Just binaarsed neutrontähed on tõenäoliselt kosmiline allikas kullale, plaatinale ja teistele raskematele metallidele. Ka supernoovad tekitavad neid raskeid metalle, aga binaarsed neutrontähed on võrreldes supernoovadega efektiivsem viis raskete elementide loomiseks.

Seega rasked metallid luuakse binaarsete neutrontähtede kokkupõrkel, mustade aukude ja neutrontähtede ühinemisel ning ka supernoovade poolt.



* Mustad augud: Suuremad tähed, mille mass ületab vähemalt kolm korda meie Päikese massi, võivad oma elu lõpetada supernoovana plahvatades. Surnud jäänused, millel pole välist survet raskusjõule vastanduda, varisevad seejärel gravitatsiooniliseks singulaarsuseks ja muutuvad lõpuks mustaks auguks (aegruumi piirkonnaks), kusjuures sellise objekti raskusjõud ehk gravitatsioon on nii tugev, et isegi valgus ei pääse sellest välja. Üldrelatiivsusteooria ennustab, et piisavalt kompaktne mass võib deformeerida aegruumi moodustades musta augu. Kuid neid musti auke on mitut tüüpi, näiteks galaktikate keskelt on leitud „ülimassiivseid“ musti auke, mis võivad olla miljoneid või isegi miljardeid korda massiivsemad kui need tüüpilised suurte tähtede surma tagajärjel tekkinud mustad augud — nendest mustadest kääbustest oli pikemalt juttu eelpool.


Aga meie Päike? Päike ei ole Universumi suurim ega ka väikseim täht. Ehkki meie Päike on palju suurem kui kõik meie päikesesüsteemi planeedid kokku, pole see teiste rohkem massiivsemate tähtedega võrreldes isegi mitte keskmise suurusega. Päike on praegu umbes 4,6 miljardit aastat vana ja see jõuab oma elu lõpuni umbes 10 miljardi aasta pärast. Meie täht on praegu oma elutsükli kõige stabiilsemas faasis ja seda juba meie päikesesüsteemi sünnist alates, umbes 4,6 miljardit aastat tagasi. Umbes 5 miljardi aasta pärast saab päikese vesinik otsa. Kui kogu vesinik on ära kasutatud, väljub päike sellest stabiilsest faasist. Seejärel võtavad gravitatsioonijõud võimust, surudes tähe tuuma kokku ja võimaldades ülejäänud päikesel laieneda. Meie täht kasvab väga suureks – nii suureks, et see ümbritseb meie päiksesesüsteemi siseplaneedid, sealhulgas ka Maa. Ühesõnaga päikese väliskihid laienevad kuni Marsi orbiidini, haarates sellesse ka meie planeedi, juhul kui see veel alles on. Üks asi on aga kindel, selleks ajaks meid juba enam ei ole! Tegelikult on inimkonnale jäänud veel ainult umbes miljard aastat ja selle põhjuseks on asjaolu, et Päikese heledus suureneb iga miljardi aasta järel umbes 10 protsenti. See heleduse suurenemine lõpetab Maal igasuguse elu. Meie ookeanid aurustuvad ja maapind muutub liiga kuumaks ning see takistab uue vee tekkimise. Meie Päike muutub selle suure laienemise käigus seega punaseks hiiglaseks.

Umbes miljard aastat põleb päike kui punane hiiglane. Siis hakkab selle välise südamiku vesinik otsa saama, järgi jääb palju heeliumi. Seejärel sulandub see heelium rohkem raskemateks elementideks, nagu hapnik ja süsinik. Kui kogu heelium saab otsa, võtavad raskusjõud võimust ja päike kahaneb valgeks kääbuseks. Kogu väline materjal hajub, jättes maha gaasist ja tolmust kosneva planetaarse udukogu. (Planetaarne udukogu võib olla isegi kuni pool tähe massist.) See planetaarne udukogu hajub umbes 10 000 aasta pärast, kuid valge kääbus elab veel triljoneid aastaid, enne kui ta hüpoteetiliseks mustaks kääbuseks hääbub. Kokkuvõttes meie Päikese lähenevast lõpust: päike hakkab laienema -> punane hiiglane -> valge kääbus (päikesest jääb maha planetaarne udukogu) -> hüpoteetiline must kääbus.

Nüüd avastati ka selline planeet, mis elas üle oma tähe surma, see näitab ka meie enda päikesesüsteemi tulevikku. Astronoomid on avastanud esimese kinnitatud planeedisüsteemi, mis meenutab meie päikesesüsteemi eeldatavat saatust, kui Päike jõuab oma elu lõpuni umbes viie miljardi aasta pärast. Teadlased avastasid süsteemi, mis koosneb Jupiteri-sarnasest planeedist, mis omab ka Jupiteri sarnast orbiiti ja see hiiglaslik gaasiplaneet tiirleb nüüd ümber surnud tähe (st valge kääbustähe), mis asub üsna meie Linnutee galaktika keskpunkti lähedal.
See kinnitab, et piisavalt suurel kaugusel tiirlevad planeedid võivad ka pärast oma tähe surma edasi eksisteerida. Arvestades, et see hiljuti avastatud süsteem on meie enda päikesesüsteemi analoog, siis viitab see sellele, et Jupiter ja Saturn võivad meie Päikese surma üle elada – pilt...

...vaata ka videot sellest, et kuidas meie päikesega sarnane täht sureb: algul paisub see punaseks hiiglaseks ja variseb seejärel valgeks kääbuseks. Jupiteri-sarnane gaasigigant tiirleb aga eemal sellisel orbiidil, mis lubas tal selle plahvatusliku transformatsiooni üle elada – video.

Märkus: Planetaarsel udukogul või planetaarudul ei ole planeetidega mingit pistmist. (See nimetus kujunes välja ajalooliselt ja on eksitav, sest sellised planetaarudud paistavad teleskoopides välja nagu kauged planeedid.) Tegelikult tekib planetaarudu tähe suremise käigus ja see kujutab endast sureva tähe poolt kõrvaleheidetud gaasi- ja plasmaümbrist, surev täht paiskab oma välise kesta eemale. Planetaarudu on seega jäänuk surnud tähest, st see on tähe suremise käigus eemaleheidetud tähe gaasiümbris. Planetaarsed udukogud eksisteerivad üsna vähe aega, tavaliselt ainult umbes 10 000 aastat.

Tip
Tähtede suremise etappidest oli illustreeriv pilt eelpool.

Etteotsa






Universumi teke (Universumi algus). "Suure Paugu" teooria. Muud hüpoteesid. | Tumeaine ja tumeenergia. | Universumi geomeetriline kuju, keskpunkt, suurus ja vanus. Kas Universum on lõplik või lõputu? | Me teame veel väga vähe!


"Suure Paugu" teooria ("Inflatsiooniline universum"): Meil on sellest Universumist veel väga vähe teadmisi ja osa küsimusi jääbki igavesti lahendamata.


Kas tühi ruum (vaakum) on ikka päris tühi? Teadlased kinnitavad, et meie Universum tekkis mittemillestki, et see tekkis vaakumis ("tühjas ruumis"), mis ei olegi tegelikult tühi ja et see Suur Pauk sai alguse mingisugusest energiast – "ürgenergiast", mille olemust ei teata siiamaani.

Üliväikse mahuga vaakumis ja üliväikses ajavahemikus tekitab vaakumi mingi tundmatu energia eimillestki aineosakesed ning nende antiosakesed ja need osakesed eksisteerivad väga lühikest aega. Ühesõnaga mikroskoopilises vaakumis ja mikroskoopilises ajavahemikus võib mittemillestki mateeria tekkida! Vaakum on täidetud kvantfluktuatsioonidega, kus energiast tekivad osakesed. Energia ilmub eikusagilt. Need osakesed ja antiosakesed ilmuvad väga lühikeseks ajaks, põrkuvad kokku, kaovad seejärel ja annavad selle energia vaakumisse tagasi. Vaakum lausa keeb mateeriast ja antimateeriast. Selliseid pidevalt ilmuvaid ja kaduvaid osakesi kutsutakse "virtuaalseteks osakesteks", sest need eksisteerivad väga lühikest aega.

Selle kõigega seoses tekkis ka kvantväljateooria. Seega päris tühja ruumi ei olegi olemas, sest kvantväljateooria järgi võib vaakum polariseeruda, fluktueerida (võnkuda või siia sinna voolata), olla millegagi vastastikmõjus ja pidevalt virtuaalseid osakesi tekitada. Need üliväiksed virtuaalsed osakeste-antiosakeste paarid elavad väga lühikest aega (10–21 s), sest need hävivad siis kui osakesed põrkuvad kokku antiosakestega. Neid virtuaalseid osakesi ei ole näha, aga nad omavad mõõdetavaid füüsikalisi suurusi. "Tühi ruum" (kvantvaakum) sisaldab seega mingit energiat. Enne seda Suurt Pauku ja inflatsioonilist paisumist eksisteeris mingit sorti tundmatu vaakumenergia või "ügenergia". Kõik sai alguse kvantvõnkumistest (kvantfluktuatsioonidest), mida see inflatsiooniline paisumine seejärel võimendas. Kvantfluktuatsioonid põhjustasidki Suure Paugu. Algul oli universum üüratult väiksem, millele mõjusid väga imelikud kvantmaailma seadused. Meie tänapäeva Universum on tegelikult kvantmaailm (kvantuniversum), aga seda tohutult suurendatud kujul. Universum tekkis just tänu väga paljudele kvantfluktuatsioonidele. Tänapäeva Universum koosneb tavalisest ainest ehk mateeriast ja tühjusest (st müstilisest kvantvaakumist, mis on täidetud varjatud ja tundmatu energiaga).

Algul arvati, et meie Linnutee galaktika (Piimatee galaktika) ongi kogu Universum. Kuid 1920. aastatel avastas E. Hubble, et Linnutee galaktika ei olegi kogu Universum vaid et Universumis on veel tohutu hulk teisi galaktikaid ja galaktikaparvi ning et Universum laieneb pidevalt – ühesuguselt ja seda igas suunas. 1929. a. avastas Hubble, et mida kaugemal mingi galaktika meist asub, seda kiiremini see meist eemaldub. Galaktikad liiguvad teineteisest eemale kiirusega, mis on võrdeline nende kaugusega – Hubble defineeris sellega valguse punanihke seaduse. Tähed ja galaktikad eemalduvad meist ning seetõttu on kaugematelt objektidelt saabuv valgus rohkem "punasem" kui seda lähemal asuvatel objektidel. Kauged galaktikad eemalduvad meist nii kiiresti, et nendelt saabuv kiirgus nihkub nähtava valguse piirkonnast infrapunasesse ossa (valguse punanihe). Valguse punanihe tähendab seda et valguse esialgne lainepikkus pikeneb ja seetõttu nihkub valguse värvus spektriskaalal rohkem punase värvi suunas. Seda kosmoloogilist punanihet võiks ka nii defineerida: punanihe on elektromagnetkiirguse (valguse) lainepikkuse pikenemine, mis võib tekkida valgusallika (näiteks tähe või galaktika) eemaldumise tõttu.

Järgmisel pildil on paremal kauged galaktikad ja nooled tähistavad siin valguse punanihet. Lainepikkus suureneb punase suunas ja kaugemale (sagedus aga väheneb). Mida kaugemal mingi galaktika või täht meist on, seda "punasem" on sellelt saabuv valgus. Mida lähemal meile mingi objekt on, seda "sinisem" (kuni lillani välja) on temalt saabuv valgus:

punasem

Märkus: Värvuste ja lainepikkuste vaheline seos ehk nähtava valguse jaotus: punane (lainepikkus on 610–760 nm ehk nanomeetrit), oranž (591–610 nm), kollane (570–591 nm), roheline (500–570 nm), sinine (450–500 nm) ja lilla (380–450 nm).

Valguse ehk nähtava valguse (elektromagnetkiirguse ühe liigi) lainepikkus on seega vahemikus 380–760 nanomeetrit. Kui valguskiirguse lainepikkuseks on 380 nm, siis inimsilm tajub seda lilla värvina. Kui valguskiirguse lainepikkuseks on aga 760 nm, siis inimsilm tajub seda punase värvina. [Valge valgus (päevavalgus / päikesevalgus) on Päikeselt tulev valgus, mis sisaldab palju erinevaid värve.]

Kui mingi galaktika kaugeneb meist, siis sellelt tulev valguse lainepikkus suureneb ja värv muutub üha punasemaks (ülemine pilt). Kui galaktika või täht on meile lähemal, siis on selle objekti valguse lainepikkus väiksem ja värv sinisem (alumine pilt).


lainepikkus

Kogu Universum laieneb pidevalt ja seda üha suureneva kiirusega, näiteks meist "ainult" 1,5 miljardi valgusaasta kaugusel asuv galaktiga eemaldub meist kiirusega 30 000 km/s – tohutu kiirus. Veelgi kaugemal asuvad tähed ja galatikad liiguvad nii meist kui ka üksteisest eemale aga palju suurema kiirusega. Järelikult pidi kogu Universum olema mingil ajal koos ühes lõpmata väikses "punktis", "plahvatama" ja sellest alates pidevalt paisuma. Hubble'i avastused panidki hiljem aluse Suure Paugu (Big Bang) teooriale kuigi ta ise seda silmas ei pidanud. Peale E. Hubble võiks nimetada veel mõnda teadlast, tänu kellele see Suure Paugu teooria üldse tekkida saigi: Albert Einstein (üldrelatiivsusteooria), Aleksandr Fridman (universumi paisumise teooria) ja Arno Allan Penzias ning Robert Woodrow Wilson, kes avastasid koos 1964. a. kosmilise mikrolaine-taustkiirguse ehk reliktkiirguse. Alan Guth pakkus 1981. a. välja inflatsiooni teooria, mis kirjeldab ruumi paisumist varajases universumis: universumi inflatsiooniline paisumine laiendas ruumi suurusjärgus 1026 korda ja seda ajavahemikus 10−33 kuni 10−32 sekundit; inflatsiooni mudel lahendas ära ka osa Suure Paugu teooriaga seotud probleeme (näiteks horisondi probleemi, universumi lameduse probleemi ja magnetiliste monopolide probleemi).


"Inflatsiooniline universum" ("Suure Paugu" teooria): "Suure Paugu" teooria (Big Bang Theory) ütleb, et kõige alguses oli nn esialgne singulaarsus (gravitatsiooniline singulaarsus), mis eksisteeris juba enne seda Suurt Pauku ja arvatavasti sisaldas see kogu universumi energiat ning aegruumi. Kõik olemasolev viibis enne seda suurt pauku singulaarsuses – energiaseisundis, mille tihedus ja temperatuur liikus lõpmatusse ja selle mõõde – nullini. Enne Suurt Pauku ei olnud ruumi, aega ja mateeriat ning ei kehtinud ka meile teadaolevad füüsika- ja loodusseadused — oli ainult mingi tundmatu energia. Esialgsele singulaarsusele vahetult järgnev hetk on osa Plancki ajastust (0 kuni <10–43 s), mis on kõige varasem ajaperiood universumi ajaloos. Universum tekkis umbes 13,8 miljardit aastat tagasi singulaarsusest – lõpmatu tiheduse ja gravitatsiooniga "punktist" – ning et ruumi ja aega ei olnud enne seda sündmust olemas (mis tähendab, et Suur Pauk ei toimunud mingis ühes kindlas kohas ja et see toimus ilma ajata).

tähtis
Sageli räägitakse, et selle Suure Paugu teooria alusel toimus esmalt tohutu suur plahvatus ja et see "plahvatus" sai alguse ühest punktist (mingist konkreetsest kohast). Termin "plahvatus" ei ole siin päris sobiv sõna, sest see viib meid eksiteele. Tegelikult ei toimunud mingit röögatut plahvatust. Kui me räägime plahvatusest, siis me peame silmas tulekera, mille epitsentrist paisatakse lõõklaine tulemusel killud erinevates suundades laiali. Kuid see Suur Pauk ei alanud mingist konkreetsest kohast vaid see "plahvatus" toimus korraga kõikjal ja seda ühel- ning samal ajal. Suur Pauk oli ruumi plahvatus, aga mitte plahvatus kosmoses. Sellel plahvatusel EI OLNUD epitsentrit või mingit konkreetset keskkohta ja sel ei olnud ka mingeid väliseid piire (ääri). Teadlased usuvad, et väljaspool Suurt Pauku polnud kohta ehk ruumi, mistõttu universum ei laienenud kusagile. See ruum ise laienes kõikjale ja seetõttu me näemegi praegu, et galaktikad jätkavad meist kaugenemist. Seega Suure Pauguga ei toimunud plahvatus, kus kõik paiskus välja mingist ühest kindlast plahvatuse epitsentrist. Vaid kosmose (ruumi) iga punkt laienes võrdselt ehk ühesuguselt ja see jätkub ka tänapäeval. Mitte galaktikad ei eemaldu meist üha suurema kiirusega vaid ruum (kosmos) ise laieneb igas suunas.

Ka ei ole päris õige rääkida, et universum oli algul üliväike punkt (või "aatom", "rosin", "pähkel", "päevalilleseeme" jne), mis hakkas seejärel kiiresti paisuma. Õige on see, et universum oli algul väga tihe ja seda absoluutselt kõikjal. Kuid pärast Suurt Pauku hakkas universumi tihedus kiiresti vähenema ja seda samuti kõikjal – universum hakkas singulaarsusest tohutu kiirusega laienema ehk paisuma.

Et selle suure plahvatuse olemust veelgi täpsemalt selgitada, toome näiteks Hubble'i kosmoseteleskoobi, mille abil me võime ette kujutada, et milline see universum oli enne ja leiame üsna üllatava asja. Selles alltoodud üsna lihtsustatud mudelis on kõik punktid mingisugused objektid (näiteks galaktikad) ja roheline ring on objektide horisont ehk Hubble'i horisont (raadius, pärast mida ei ole enam midagi näha ja seda universumi kiire paisumise tõttu). Seejuures raam, mille sees on kõik ühesuguste mõõtudega, ei ole mingi suuruse mõõtskaala: varem olid need objektid lihtsalt üksteisele palju lähemal. Universum oli palju tihedam. Need objektid ise ei liigu kusagile, nende koordinaadid ei muutu; suureneb lihtsalt ruum ehk vaakuum nende vahel. See aitabki mõista, et mis see "suur pauk" tegelikult oli:

See aitabki mõista, et mis see "suur pauk" tegelikult oli


Võtame näiteks suure lameda kummilehe ja puistame sellele kummilehele liiva ning vaatame, et need liivaterad oleksid üksteisele võimalikult lähedal. See kummist leht on aegruumi 2-D ettekujutis ja liiv on mateeria. Kujuta nüüd ette, et Sa venitad seda kummist lehte nii, et selle pindala oleks suurem ja suurem. Kummilehe pindala suurenedes muutub ka liiv järjest vähem tihedaks. Kui nendel liivaosakestel oleks kosmose laienemisest hoolimata piisavalt tugevat omavahelist külgetõmbejõudu (analoogselt gravitatsiooniliste, elektromagnetiliste, tugevate tuuma- või nõrkade tuumajõudude vahel), siis võivad need kiivaterad ühineda aatomiteks / planeetideks / tähtedeks / galaktikateks. Kuid kõik need galaktikad eemalduvad üksteisest aina kaugemale ja kaugemale (eeldades, et galaktikate vaheline gravitatsiooniline külgetõmme on ruumi laienemisest ülesaamiseks liiga nõrk).

Vahetult enne Suurt Pauku oli ruumi üks üliväike ja uskumatult tihe "punkt" täidetud ebastabiilse ürgse energiavormiga, mille olemus pole teada. See ruumi ülipisike energiamass laienes tohutu kiiresti ja tekitas rohkem sama liiki energiat. Kas see ei tähenda seda, et varem oli universum ainult üksainus punkt (aatomist lõpmatult väiksem) ja seejärel hakkas see punkt järsult laienema. Ei, see tähendab seda, et universum oli varem singulaarsuses. See tähendab, et universumis oli kõik lõpmatult kokku tõmbunud ja kokku surutud, kuid samal ajal oli selle universumi suurus lõpmatu. See singulaarsus ise oli lõpmatu. Universum ei laienenud ühest punktist vaid alustas laienemist korraga kõikjalt ja samaaegselt ning see universumi laienemine jätkub ka praegu. Universumi väga varajase ja ülikiire laienemisperioodi jooksul suurenes universumi maht triljondiku triljondiku triljondiku sekundi jooksul umbes 1078 korda ja see laienemine toimus ühesuguselt igas suunas. Seega tekkis kogu universumi mateeria vähesest ürgenergiast, mis kaalus palju vähem kui näiteks üks "prooton" ja see "prooton" oli lõpmatu tihe ning ülikuum (kvadriljon kraadi). Mingil hetkel muundati see tundmatu energia põhiosakesteks, millest tekkiski kogu aine, mida me tänapäeval teame; tekkisid tähed, galaktikad, galaktikate parved jne. See hetk tähistabki seda, mida me nimetame Suureks Pauguks.

Märkus: Universumi esimesi hetki saab ka matemaatiliselt rekonstrueerida, kuigi neid hetki ei saa otseselt jälgida. Füüsikud on keerukate arvutisimulatsioonide suutlikkust tunduvalt paremaks muutnud, et seda esimest hetke kirjeldada. Nad on nüüdseks avastanud, et universumi keeruline struktuuride võrk võis moodustuda esimese triljondiku sekundi jooksul pärast Suurt Pauku. Nende objektide käitumine jäljendab galaktikate levikut tänapäeva Universumis. Erinevalt tänapäevast on need ürgstruktuurid aga mikroskoopiliselt väikesed. Nende ürgsete mikroskoopiliste klompide mass on vaid mõni grammi ja need mahuvad tänapäeva elementaarosakestest palju väiksematesse mahtudesse. Teadlased said jälgida suurema tihedusega piirkondade arengut, mida hoiab koos nende enda raskusjõud. Füüsiline ruum, mida see simulatsioon kujutab, mahuks ühe prootoni sisse miljon korda.

Suurema osa teadlaste arvates tekkis meie Universum just vastavalt sellele "Suure Paugu" teooriale. See on ainult TEOORIA ja see on vähemalt praegu kõige rohkem aksepteeritud, aga ka sellel suure paugu teoorial on lahtisi otsi ning küsimärke. Selle Suure Paugu teooria ülesanne on meile selgitada ainult seda et mis juhtus KOHE PÄRAST seda "plahvatust" ja kuidas see meie Universum selle "plahvatuse" tagajärjel tekkis. Kuid mis selle Suure Paugu käivitas, mis oli enne seda "suurt pauku" ja mis oli see ürgne energia, see pole teada. Enne seda Suurt Pauku ei olnud ruumi ja aega ning ei kehtinud ka praegused füüsikaseadused. Teadlased võivad seega praegu kinnitada vaid seda et Universum tekkis mittemillestki ja seda teadmata põhjustel.



See "suur pauk" toimus kronoloogiliselt siis järgmiselt:

1) Planck'i ajastu (0 kuni <10–43 s): Esialgset ülikuuma ja ülitihedat olekut nimetatakse Plancki ajastuks ehk ajaks, lühikeseks perioodiks, mis ulatub ajaliselt nullist kuni < 10–43 sekundini (Plancki ajaühikuni). Toimub Suur Pauk ja kosmose ürgseisundist (võimalik, et virtuaalsest osakesest või valest vaakumist) tekib tavaline ruum ning aeg. Kogu nähtava universumi kogu aine ja energia asub kuumas, tihedas punktis (gravitatsioonilises singulaarsuses) – näiteks ainult prootoni suuruses (miljardik aatomist) punktis. Seda seisundit on kirjeldatud kui osakeste kõrbe. Ka tumeaine ja tumeenergia võisid olla ilmunud ja olla singulaarsuse laienemise katalüsaatoriks. Kui universum hakkab laienema, siis see jahtub tasapisi. Univerum on alguses peaaegu täiesti sile, kvantide variatsioonidega, mis põhjustavad universumi tiheduses väikseid muutusi. Plancki ajastu on kõige varasem ajaperiood universumi ajaloos. Sel ajal mingid tänapäevased füüsikaseadused ei kehtinud. Planki ajal tekkisid ka aeg ja ruum.


Märkus. Aegruumi kvantvahu ("Quantum foam") teooria: Kvantvahu pikkuseks on 1 x 10-35 m (0.00000000001 ym). Kvantgravitatsiooni teooria puhul me ei tea seda, et milline võiks aegruum välja näha üliväikeste mõõtkavade puhul. Aegruum ei pea olema fundamentaalselt sujuv ehk ühtlane. On täiesti võimalik, et selle asemel koosneks aegruum (kvantgravitatsiooni teooria puhul) paljudest väikestest, pidevalt muutuvatest piirkondadest, kus ruum ja aeg pole määratletud, vaid need võnguvad sarnaselt vahule. Universumi kvantmaailma struktuur koosneks sel juhul spontaanselt tekkivatest ja kaduvatest uskumatult väikestest osakestest, sellest ka see "kvantvahu" või "aegruumvahu" nimetus.

Plancki pikkus (Planck Lenght): Planki pikkus on 1.6 x 10-35 m (0.000000000016 ym). Elementaarosakeste füüsikas ja füüsikalises kosmoloogias on Plancki ühikud mõõtühikute kogum, mis on määratletud eranditult nelja universaalse füüsilise konstandi kujul selliselt, et need füüsikalised konstandid saavad nende ühikutes väljendatuna arvulise väärtuse 1. Need neli universaalset konstanti, millel on määratluse kohaselt arvuline väärtus 1, on järgmised: valguse kiirus vaakumis (c), gravitatsioonikonstant (G), vähendatud Plancki konstant (ħ) ja Boltzmann konstant (kB või siis k). Nende muutujate erinevaid kombinatsioone kasutades võib leida Plancki ühikud, mis on tõeliselt universaalsed. Plancki pikkus (tähis ℓP) ongi pikkuse põhiühikuks Plancki ühikute süsteemis. See Plancki pikkus võrdub SI-süsteemis ligikaudu 1,6 x 10-35 meetriga. Plancki ühikute ilu üldiselt ja eriti Plancki pikkuse oma, seisneb selles, et ükskõik milliseid mõõtühikuid ükskõik millise mõõtmise jaoks valitakse, olgu see siis inglise, meetrilise või mingi muu, kõikidele määratakse ühesugune Plancki pikkus.

Mateeria ehitusplokid kvarkid ja leptonid on hämmastavalt väikesed – läbimõõduga alla attometer'i (10-18 meetrit ehk miljard miljardik miljard meetrit). Kuid suumi veelgi rohkem – miljard korda rohkem – kuni nende zeptometer (10-21) ja yoctometer (10-24) mõõtühikuteni välja, st kuni sinnamaani, kus nende mõõtühikute nimed otsa saavad. Siis jätka suumimist veel sada miljonit korda ja Sa jõuad lõpuks täiesti põhja: see ongi Plancki pikkus (1,6 x 10-35), universumi väikseim võimalik mõõtühik. Füüsikute sõnul muutub sellest punktist kaugemale minnes selle pikkuse mõiste juba mõttetuks. Praegu arvatakse, et see Plancki pikkus on võimalikest pikkustest kõige väikseim, st Plancki pikkus on minimaalseim pikkus üldse. See ongi siis see tase, mil see eelpool mainitud kvantvaht eksisteerida saab – pilt.



2) Suur ühinemise ajastu (10–43 kuni 10–37 s): Olles endiselt lõpmatult väikese suurusega, universum jaheneb kuni 1032 kelvinini (K), mis on 1033 Celsiust (°C). Gravitatsioon eraldub põhijõududest ja alustab universumis tegutsemist. Ülejäänud põhijõud ehk vastastikmõjud ehk loodusjõud stabiliseeruvad "aatomijõududeks".

Märkus: Vastastikmõju ehk loodusjõu ehk põhijõu fundamentaalseteks tüüpideks on gravitatsiooniline vastastikmõju, elektromagnetiline vastastikmõju, tugev vastastikmõju ("tugev aatomijõud") ja nõrk vastastikmõju ("nõrk aatomijõud). Ja seda täpsemalt:

* Gravitatsiooniline vastastikmõju — kõikide massi omavate füüsiliste kehade omavaheline vastastikmõju. See vastastikmõju formeerib galaktikate struktuurid, planeetide süsteemid ja planeetide orbiidid. Gravitatsioon tekitab Maa külgetõmbe ja kehade langemise.
* Elektromagnetiline vastastikmõju — see vastastikmõju on osakestel, mis omavad elektrilaengut. See vastastikmõju loob aatomi struktuuri.
* Tugev ja nõrk vastastikmõju — need on seotud elementaarosakeste ehk algosakeste vahelise vastastikmõjuga. Elementaarosakesed on meile tuntud universumi mateeria väiksemad osakesed, millel puudub alamstruktuur. Tugev vastastikmõju ("tugev aatomijõud") on kvarkide ja gluoonide vahel ning nendest moodustunud osakeste (näiteks prootonid ja neutronid) vahel ja see tugev vastastikmõju vastutab aatomi struktuuri formeerimise eest. Nõrk vastastikmõju ("nõrk aatomijõud) vastutab osaliselt aatomituuma beetalagunemise ja elementaarosaleste nõrga lagunemise eest.

Osa teadlasi väidab, et on olemas veel ka uus (viies) vastastikmõju, mis on seotud bosonite elementaarosakestega. See uus jõud mõjutavat ka galakitate eemaldumise kiirust, aga see viienda vastastikmõju hüpotees vajab veel täpsemat uurimist ning kinnitamist. (Hüpoteetiline Higgsi boson, see on teoreetiline avastamata osake, millega seonduv Higgsi väli annab teistele elementaarosakestele massi.)



3) Inflatsiooni ajastu (10−37 kuni 10−32 s):

- (10-37 - 10-33): Universum jahtub kuni 1028 kelvinini. Selle tulemusel eraldub "tugev aatomijõud", mis võis olla ka selle universumi inflatsioonilise paisumise käivitajaks. Ilmub hulga uusi eksootilisi elementaarosakesi.

- (10-33 - 10-32): Selle lühikese aja jooksul toimub universumi inflatsiooniline paisumine, mis laiendab ruumi suurusjärgus 1026 korda ja seda ajavahemikus 10−33 kuni 10−32 sekundit. Ühe nanomeetri pikkune "objekt" (10−9 m) laienes umbes 100 triljoni kilomeetri suuruseks ruumiks ja seda pisikese sekundi murdosa jooksul. Pärast inflatsiooniperioodi jätkus universumi laienemine, kuid juba aeglasemas tempos. Universum jahtub umbes 1027 kuni 1022 kelvinini. See tollane kosmose laienemine erines sellest, mida me võime täna Universumis näha. Selles inflatsioonifaasis laienes Universum eksponentsiaalselt, mis tähendab, et paisumiskiirus ei muutu aja möödudes. Kaugused kahekordistuvad iga väikese sekundi murdosa järel, mis viib kõik osakesed üksteisest eemale, annab meie vaadeldavale Universumile kõikjal samad omadused ja venitab Universumi tasapinnaliseks. Ühesõnaga Universumi laiendamine lihtsustatud viisil näeb välja nagu osakeste (objektide) vahele ruumi lisamine. Iga väikese sekundi murdosa järel lisatakse kahe osakese (objekti) vahele kindel kogus ruumi. Inflatsiooniline paisumine kasvas tollal kiirusega, mis oli palju suurem kui valguse kiirus, kuid see ei ole vähimalgi määral vastuolus Einsteini erirelatiivsusteooriaga: ainult materiaalsed kehad ei saa liikuda valgusest kiiremini ja sellel inflatsioonilisel paisumisel liikus ainult universumi sündinud ala kujuteldav mittemateriaalne piir.

Alltoodud õhupalli näide demonstreerib seda, et Universum laieneb ja see laieneb võrdselt ehk ühesuguselt igas suunas. Objektide suhteline asukoht Universumis ei muutu – muutuvad ainult nendevahelised kaugused. Samuti ei ole sellel universumi laienemisel mingit keskpunkti, lihtsalt iga objekt eemaldub oma naaberobjektidest:

Iga väikese sekundi murdosa järel lisatakse kahe galaktika või galaktikaparvede vahele kindel kogus ruumi

Et sellist universumi paisumist paremini mõista, toome D. Hilbert'i hotelli näite. Oletame, et meil on hotell, kus on lõpmatu arv tube, aga kõik need toad on juba hõivatud. Kuid me peame veel ühe külalise majutama. Mida sel juhul teha? Ärgem laskem endid häirida sellega et "...kõik need toad on juba hõivatud" - seda viimast hõivatud tuba (ruumi) ei olegi... Kolime iga külalise lihtsalt ühe numbri võrra edasi, vabastades sellega kõige esimese toa. Kuid kõik külalised peavad järgmisse tuppa ümber kolima samaaegselt (ühekorraga), sest vastasel juhul võib see ümberkolimine võtta lõputult palju aega, kuna lõpmatu palju külalisi peavad järgmisse tuppa edasi liikuma:

Kolime iga külalise lihtsalt ühe numbri võrra edasi, vabastades sellega kõige esimese toa.

Just selle tõttu ilmusid sellised mõisted nagu vaadeldav (meile nähtav) universum ja meile mittenähtav universum. Mida suurem on objektide vaheline kaugus, seda rohkem ruumi lisatakse nende vahele. Universum paisub kiiremini kui valgus suudab liikuda ja seetõttu ei näe me kosmose kaugemaid objekte enam kunagi. Ühesõnaga ruum paisub valguse kiirusest kiiremini ehk siis kosmose lõpp kihutab kogu aeg meie eest ära ja see lõpmatus ei ole enam mõõdetav. Ruum võib valguse kiirusest kiiremini paisuda.

Kui inflatsioon lõpeb, siis kogu see kosmosele omane energia jaotatakse ainesse, antiainesse ja kiirgusesse. Energia tihedus ei jää siiski igas asukohas täpselt ühesuguseks, sest kvantvõnkumised ikkagi jäävad. Kvantvõnkumised, mis tekivad inflatsioonilise paisumise ajal, levivad üle Universumi ja need kutsuvad esile ka kogu energiatiheduse kõikumise. Universumi laienemine jätkus ka pärast inflatsioonilist paisumist, aga seda juba palju aeglasemalt. Universumi laienemine jätkub ka tänapäeval ja seda üha kiirenevas tempos – tänu väidetavale tumeenergiale. Mitte galaktikad ei eemaldu meist üha suurema kiirusega vaid ruum (kosmos) ise laieneb igas suunas.

4) Kvarkide, hadronite, neutriinode ja leptonite ajastud (10-12 kuni ~10 s): Universumi mõeldamatult kuumast olekust jahtumise jooksul moodustusid väga lühikese aja jooksul mitmesuguseid aatomi osakesed ja see toimus mitme ajastu / epohhi jooksul: kvarkide, hadronite, neutriinode ja leptonite ajastutel (10-12 kuni ~10 sekundi jooksul). Kõik need epohhid hõlmasid kokku vähem kui 10 sekundit pärast Suurt Pauku ja universumi temperatuur langes 1015 kuni 109 kelvinini. Need elementaarosakesed moodustasid seejärel üha suuremad stabiilsed kombinatsioonid, näiteks stabiilsed prootonid ja neutronid, mis seejärel moodustasid keerukamad aatomituumad.

5) Suure Paugu tuumasüntees (10 s ~ 103 s): Prootonid ja neutronid ühinevad ürgseteks aatomituumadeks, vesinikuks ja heeliumiks (heelium-4). Samuti sünteesitakse väikestes kogustes järgmisi aineid: deuteerium, heelium-3 ja liitium-7. Selle ajastu lõpus on kosmose sfääriline maht, millest saab tulevikus vaadeldav universum, raadiusega umbes 300 valgusaastat. Enamik energiat on sel ajal veel elektromagnetilises kiirguses.

6) Footoni ja rekombinatsiooni ajastud (10 s kuni 370 000 aastani): Pärast seda jõudis universum perioodi, mida tuntakse footoni ajastuna (+ rekombinatsiooni ajastu). Sel perioodil oli universum endiselt liiga kuum, et saaks neutraalseid aatomeid moodustada ja universum koosnes tollal kuumast, tihedast ning udusest plasmast. Seejärel ülikuum universum (temperatuuriga 109 K) jahenes kuni ~4000 kelvinini ja umbes 370 000 aastat pärast Suurt Pauku muutub see piisavalt külmaks (~4000 K / 3727 °C), et moodustada neutraalsed, stabiilsed aatomid ("külmad" aatomid). Tekkinud aatomid ei suutnud enam kiirgust neelata ja seetõttu hakkasid kiirguse footonid kosmoses laiali levima. Seega umbes 370 000 aastat hiljem, kui aine (enamasti vesinik) oli piisavalt jahtunud, siis suutis valgus kosmoses vabalt levida. Universum muutus läbipaistvaks (nähtavaks). Rekombinatsioon ja kiirguse ajastu kestis umbes 100 tuhat aastat, mille jooksul universum muutus üha läbipaistvamaks. Pärast kiirguse ajastut algas aine poolt domineeritud ajastu. Vaadeldavaks universumiks kujuneva sfäärilise ruumi läbimõõduks on selleks ajaks juba 42 miljonit valgusaastat.

Sel perioodil tekkiski see nn kosmiline mikrolaine-taustkiirgus ehk reliktkiirgus (ürgne sära / kosmiline jääkkiirgus), mis on üheks faktiks, mis kinnitabki teadlaste arvates seda, et see Suur Pauk olevat siiski toimunud. See valgus, kosmiline mikrolaine-taustkiirgus (CMB), jõuab tänapäeval meieni ühtlaselt taeva igast suunast. Ühesõnaga selle ürgse valguse footoneid on tänapäevalgi näha... - pilt. Allpool tuleval pildil on see reliktkiirus tähisatud "Kosmilise kiirguse (footonite

7) Pime aeg (370 000 aastat ~?): Rekombinatsiooni ja esimeste tähtede moodustumise vaheline aeg. Selle aja jooksul oli footonite ainsaks allikaks vesinik, mis kiirgas vesinikuliini raadiolaineid. Vabalt levivad reliktkiirguse footonid muutusid infrapunakiirguseks ja universumis puudus nähtav valgus.

8) Tähtede ja galaktikate moodustumine ning areng (200 – 300 miljonit aastat): Umbes 200 – 300 miljoni aasta pärast muutusid gaas ja tolm niivõrd tihedaks, et sellest said tekkida esimesed tähed. Mateeriast moodustus meile teadaolev Universum koos oma tähtede ning muu sellisega. Kui Universum on umbes 500 miljonit aastat vana, siis moodustuvad esimesed galaktikad. Kui galaktikad lähenevad üksteisele gravitatsionnijõu tõttu, siis esimesed tähed surevad, vabastades sellega hiljuti moodustunud rasked elemendid – elu ehituskivid. Nendest elementidest moodustuvad uued tähed. Umbes 9 miljardi aasta pärast moodustub meie Päikesesüsteem.

Neid aatomite tekkimisel vabanenud ("lahti ühendatud") footoneid on tänapäevalgi näha — kosmilise mikrolaine-taustkiirgusena ehk reliktkiirgusena (Suurest Paugust järelejäänud ürgse särana). Peale kõige muu ilmusid ka nn tumeaine ja tumeenergia, nendest tuleb siin edaspidi veel juttu.

kosmiline laienemine

Kogu universumi aine koosneb aatomitest. Kõik, mida Sa enda ümber näed, on vaid erinevate aatomite konfiguratsioonid, mis suhtlevad üksteisega ainulaadsel viisil. Kuna see Suur Pauk toimus korraga kõikjal ühel- ja samal ajal ning see oli ruumi plahvatus, siis jaotus ka aine (mateeria) ühtlaselt. Universumis olevate aatomite arv ei muutu, ühesõnaga vaadeldavas universumis on sama palju aatomeid, nagu neid on alati olnud. Suures plaanis on aine (aatomid) kogu kosmoses jaotunud ühtlaselt, teisisõnu, universumis pole ühtegi piirkonda, milles oleks rohkem ainet kui seda teistes piirkondades.


Muud hüpoteesid (+ tsivilisatsioonide tüübid):

* Või oli enne Suurt Pauku veel midagi? Üks idee on see, et Suur pauk pole aja algus, vaid pigem sümmeetriahetk. Enne Suurt Pauku oli veel üks universum, identne praegusega, kuid entroopia toimub mineviku suunas, mitte tuleviku suunas. Suurenev entroopia ehk suurenev korratus süsteemis on sisuliselt aja nool, nii et selles peegeluniversumis kulgeks aeg kaasaegse universumi ajale vastupidiselt ja meie universum asuks minevikus.

* Arvatakse ka seda et Suur Pauk ei olnud kõige algus, vaid pigem ajahetk, mil universum läks kokkutõmbumise perioodilt üle laienemise perioodile. Universum läbib igavesti kokkutõmbumise ja laienemise tsüklit. Need vahelduvad faasid järgivad üksteist sujuvalt nagu ka mõõna faasid.

* Multiuniversum: See Suur Pauk sünnitas korraga tohutu hulga paralleelseid universume.

* Superstringiteooria või stringiteoora (keelpilliteooria): Universum ei koosne pisikestest aineosakestest vaid kitarrikeelena vibreerivatest stringidest. Mateeria algosakesed ja nende vahel mõjuvate jõudude kandjad pole kujult mitte punktid, vaid vibreerivad ja pöörlevad stringid. Oletame, et näiteks prooton on lihtsalt üks punkt, mis ainult kulgeb. Kuid stringiteooria puhul see prooton ei ole punkt, vaid imepisike stringi silmus. Selline string võib pöörelda erineval viisil ja sõltuvalt stringi pöörlemisest ning vibreerimisest võime selle prootoni asemel näha hoopis elektroni, footonit, kvarki või midagi muud. Stringi üks vibratsioonidest kutsub esile ka gravitatsiooni ja sellega on ka see gravitatsiooni probleem lahendatud.
Kogu universumi osakesed vibreerivad samal moel nagu kitarrikeel tekitab heli. Superstringiteooria väidab, et nii meie ise kui ka kõik see, mis meid ümbritseb, koosneb üliväikestest vibreerivatest aineosadest. Need osakesed võivad tegutseda paljudes mõõtmetes (mitte ainult kolmemõõtmelises ruumis). Stringiteooria väidab, et kõik osakesed on ühe objekti - stringi - erinevad avaldumisvormid. Kogu universum koosneb ainult stringidest ja mingeid elementaarosakesi polegi olemas. String ei koosne mittemillestki, aga kõik muu koosneb stringidest. Arvatakse ka, et sääraste imeväikeste aineosakeste võnkumine tekitaski selle paisumise, mis käivitas omakorda Suur Paugu ja mille tulemusel tekkiski universum. See stringiteoora on mustade aukude uurimisel osaliselt ka kinnitust saanud.

* Võib-olla on praegune universum mingi vanema universumi järglane, millelt on natuke aegruumi lahti rebitud: "emauniversum" sülitab välja "beebiuniversumeid" ja seda võib-olla lõpmatult. Need beebiuniversumid on sõna otseses mõttes paralleelsed universumid ja need ei suhtle ega mõjuta üksteist.

* Füüsikud ütlevad, et Universum ei ole kunagi alanud – üks uuem teooria ("Causal set theory"): Alguses oli… noh, aga võib-olla polnudki mingit algust. Võib-olla on meie Universum alati ekisteerinud – ja uus kvantgravitatsiooni teooria näitab, et kuidas see võiks toimida. See uus kvantgravitatsiooni teooria, mille nimeks on pandud "Causal set theory", kus ruum ja aeg on jagatud aegruumi diskreetseteks osadeks. Selle teooria kohaselt on mingil tasandil olemas aegruumi fundamentaalne ühik. Osa füüsikuid arvavad, et on võimalik, et Universumil polnudki mingit algust – et see on alati eksisteerinud lõpmatus minevikus ja alles hiljuti on välja kujunenud see, mida me nimetame Suureks Pauguks.

Gravitatsiooni kvant. Kvantgravitatsioon on ehk kõige keerulisem probleem, millega tänapäeva füüsika silmitsi seisab. Praegu on kaks erakordselt tõhusat Universumi teooriat: kvantfüüsika ja üldrelatiivsusteooria. Kvantfüüsika on edukalt kirjeldanud kolme neljast fundamentaalsest jõust (elektromagnetiline jõud, nõrk vastastikmõju ja tugev vastastikmõju). Seevastu üldrelatiivsusteooria on kõige paremini ja täielikumalt kirjeldanud seda neljandat fundamentaalset jõudu, milleks on gravitatsioon.
Kuid kõigi oma tugevatele külgedele vaatamata, on üldrelatiivsusteooria mittetäielik. Vähemalt kahes konkreetses kohas Universumis see üldrelatiivsusteooria lihtsalt ei tööta, andmata mingeid usaldusväärseid tulemusi: mustade aukude keskpunktis ja Universumi alguses. Neid piirkondi nimetatakse 'singulaarsusteks', mis on aegruumi punktid, kus meie praegused füüsikaseadused lagunevad ja need on matemaatilised hoiatusmärgid sellest, et üldrelatiivsusteooriaga ei ole kõik korras. Mõlema singulaarsuse sees muutub see gravitatsioon uskumatult tugevaks ja seda väga pisikeste pikkuste skaalal.

"Causal set theory": Kõigis praegustes füüsikateooriates on ruum ja aeg pidevad. Need moodustavad sileda kanga, mis on kogu reaalsuse aluseks. Sellises pidevas aegruumis võivad kaks punkti olla ruumis üksteisele võimalikult lähedal ja kaks sündmust võivad toimuda üksteisele võimalikult lähedal ajaliselt. Kuid teine lähenemisviis, mida nimetatakse põhjuslike kogumite teooriaks, kujutab aegruumi diskreetsete fragmentide seeriana või "aatomite" aegruumina. See teooria seaks ranged piirid sellele, et kui lähedal võivad sündmused olla ruumis ja ajas, kuna need ei saa olla lähemal kui 'aatomi' suurus.

Aja algus: Sellel uuel teoorial on aja olemusele olulised tagajärjed. Aja voolamine on hoopis midagi füüsilist ja seda ei tohiks seostada mingisuguse tekkiva illusiooniga või millegagi, mis toimub meie ajus, mis paneb meid mõtlema, et aeg jokseb. Ühesõnaga selles teoorias kasvab põhjuslik kogum üks 'aatom' korraga ja muutub üha suuremaks ning suuremaks.

See uus teooria eemaldab ilusti Suure Paugu singulaarsuse probleemi, sest teoorias ei saa singulaarsusi eksisteerida. Mateeriat (ainet) on võimatu lõpmatult väikesteks punktideks kokku suruda – need ei saa olla väiksemad kui aegruumi aatomi suurus.

* Kas meie Universum loodi laboris? Suurimaks saladuseks, mis puudutab meie universumi ajalugu, on see et, mis juhtus enne seda Suurt Pauku. Kust tuli meie universum? Üheks võimaluseks on see, et meie universum loodi hoopis tehnoloogiliselt väga arenenud tsivilisatsiooni laboratooriumis. Kuna meie universumil on lame geomeetria, mille puhas energia on null, siis arenenud tsivilisatsioon oleks võinud välja töötada tehnoloogia, mis lõi kvanttunneldamise teel eimillestki beebi universumi.

Meil endil ei ole teooriat, mis ühendaks kaasaegse füüsika kaks alustala: kvantmehaanika ja gravitatsiooni. Kuid rohkem arenenum tsivilisatsioon võis selle saavutusega hakkama saada ja omandada beebi-universumite loomise tehnoloogia. Kui jah, siis meie universumit ei loodud selleks, et me selles eksisteeriksime vaid pigem selleks, et see looks uusi tsivilisatsioone, mis on rohke arenenumad kui meie seda oleme. Need "targemad lapsed meie kosmilises plokis" – kes on võimelised arendama beebiniversumite loomiseks vajalikku tehnoloogiat – ongi kosmilise Darwini valikuprotsessi tõukejõud. Kuid meie tsivilisatsioon on endiselt kosmoloogiliselt viljatu, kuna me ei suuda luua seda maailma, mis meie maailma enda loos.

Tsivilisatsioonide tehnoloogilised tasemed (klassid): Praeguse seisuga oleme me madala taseme tehnoloogiline tsivilisatsioon, "klass C" kosmilisel skaalal ja me ei suuda taastada isegi meie planeedi elamiskõlblikke tingimusi, selleks ajaks kui meie päike sureb. Veelgi hullem, meid võidakse panna isegi klassi D alla, kuna me hävitame oma looduslikku elupaika Maal. B klassi tsivilisatsioon võib aga kohandada oma lähikeskkonna tingimusi, et olla sõltumatu oma tähest-peremehest. A klassi tsivilisatsioon võiks aga luua uuesti sellised kosmilised tingimused, mis selle olemasolu põhjustasid, nimelt luua laboris beebi universumi. Meie tsivilisatsioon pole veel eriti tark ja see ei tohiks meid üllatada. Kvant-gravitatsiooni tehnoloogiate arendamine võiks meid tõsta "A-klassi" tsivilisatsioonini, mis on võimeline looma beebi-universumi, aga selleni ei jõua me arvatavasti kunagi.


Märkus: Tsivilisatsioonide tüübid Kardaševi skaala järgi. Kardaševi skaala on meetod tsivilisatsiooni tehnoloogilise arengu taseme mõõtmiseks selle energiakoguse põhjal, mida see tsivilisatsioon suudab kasutada. Sellel skaalal on kolm peamist kategooriat (tüüpi):

I tüüpi tsivilisatsioon - Type I (10¹⁶ W): see on nn planetaarne tsivilisatsioon, selline tsivilisatsioon võib kasutada ja salvestada kogu oma planeedil saadaolevat energiat. Ühesõnaga selline tsivilisatsioon suudab ära kasutada kogu oma tähelt saadava energia.
II tüüpi tsivilisatsioon - Type II (10²⁶ W): see on nn tähe tsivilisatsioon, see võib kasutada ja juhtida energiat oma planeedisüsteemi ulatuses. Selline tsivilisatsioon võib kasutada kogu oma tähe jõudu (mitte ainult muuta oma tähe valgust energiaks, vaid kontrollida ka seda tähte).
III tüüpi tsivilisatsioon - Type III (10³⁶ W): see on nn galaktiline tsivilisatsioon, see suudab kontrollida ja juhtida energiat kogu oma galaktika ulatuses.

Siia võiks lisada veel ka IV tüüpi tsivilisatsiooni [Type IV (1046 W)], mis kasutab esmalt ära galaktikaparvede kogu energia (1046 W kuni 1056 W) ja lõpuks ka universumi võimu ning muutub tegelikult surematuks. (Näited: gammakiirguse purse võimsusega kuni 1047 W, mustade aukude ühinemised või kvant mustad augud vabastavad kuni 1047 W ja kvasarid vabastavad kuni 1055 W.) Selline arenenud tsivilisatsioon võib kasutada salapärast tumeainet ja manipuleerida aegruumi kangaga. Selliste tsivilisatsioonide võimalused võivad hõlmata ka mateeria-energia hetkelist muundamist, teleportatsiooni ja ajas rändamist.

Tsivilisatsioonide tüübid Kardaševi skaala järgi


Meie ei ole veel jõudnud isegi sinna I tüüpi tsivilisatsiooni staatusesse (me oleme 0 tüüpi tsivilisatsioon). Juhul kui inimkond suurendab Maal oma energiatarbimist keskmiselt 3% igal aastal, siis võivad nad saavutada selle I tüüpi staatuse umbes 100–200 aasta pärast, II tüüpi staatuse mõne tuhande aasta pärast ja III tüüpi staatuse 100 000 kuni miljoni aasta pärast.


* Universum on üks tohutu suur elusorganism ja meie oleme selle elava organismi üks imetilluke osake. Universum sarnaneb struktuurilt meie ajule ja organismile ning töötab samamoodi nagu ka meie keha...

* Ja lõpuks: Jumal lõi Universumi, miks ka mitte, paljud usuvad... | On välja pakutud ka teisi mudeleid ja teooriaid, veelgi müstilisemaid...


Tip
Universumi suurim 3D kaart, mis on kunagi loodud: Astrofüüsikute ülemaailmne konsortsium koostas maailma suurima kolmemõõtmelise universumi kaardi, mis on 20 aastat kestnud projekti tulemus. See 3D kaart hõlmab 11 miljardit aastat universumi ajaloost (universumi vanus on aga 13,8 miljardit aastat). See universumi seni loodud suurim 3D-mudel sisaldab 11 miljardi aasta jooksul moodustunud rohkem kui kahte miljonit galaktikat ja kvasarit (st aktiivset supermassiivset musta auku). See 3D kaart näitab universumi arengut ja laienemist erinevatel ajajärkudel. Maa asub selle kaardi keskel. Need galaktikad ja kvasarid ulatuvad meie Linnutee galaktikast kuni iidsete objektideni välja, mis asuvad meist enam kui 11 miljardi valgusaasta kaugusel - pilt.

Ühesõnaga see 3D kaart kuvab Universumi struktuuri ja seda alates ajast, mil Universum oli alles umbes 370 000 kuni 400 000 aastat vana. Meie asume selle kaardi keskpunktis. Selle kaardi erinevate värvidega kodeeritud osad sisaldavad tüüpilisi galaktikaid või kvasareid ja ka mustri signaali, mida teadlaste meeskond seal mõõtis. Me vaatame ajas tagasi. Niisiis näitab nende signaalide asukoht Universumi paisumiskiirust kosmilise ajaloo erinevatel aegadel – vaata videot.




Aga tumeaine ja tumeenergia? Meile nähtav Universum (Maa, Päike, päikesesüsteem, planeedid, tähed & galaktikad) koosneb prootonitest, neutronitest ja elektronidest, mis on kokku ühendatud aatomiteks – ühesõnaga Universum koosneb tavalisest ainest ehk mateeriast ja tühjusest (st müstilisest kvantvaakumist, mis on täidetud varjatud ja tundmatu energiaga). Sellest tavalisest ainest on aegade jooksul moodustunud tähed, planeedid, galaktikad ja kõik muu (isegi elusolendid). Peale selle on veel ka heeliumist ja vesinikust koosnev ürgne gaaside segu ning selle gaasiniidid ühendavad ehk seovad galaktikad omalaadsesse kosmilisse võrku (ämblikuvõrku). See ürgne gaaside segu, mis seob galaktikaid omavahel niidistikuna, hõivab umbes poole sellest tavalisest ainest.

Kuid 20. sajandi üheks üllatavamaiks avastuseks oli see et tavaline aine ehk mateeria moodustab vähem kui 5 protsenti kogu universumi massist. Tundub, et ülejäänud universum koosneb salapärasest, nähtamatust ehk varjatud ainest, mida nimetatakse tumeaineks ehk tumedaks mateeriaks (25 protsenti) ja lisaks veel ka tumeenergiast (70 protsenti). Selle müstilise tumeenergia asjus on palju küsitavusi ja sellest rohkem siin edaspidi.


Tumeaine: Iga kilogrammi tavalise mateeria kohta tuleb 5 kg tumeainet ehk tumedat mateeriat (teadlastele tundmatut mateeriat). Selle tumeaine nimi tuleneb asjaolust, et tumeaine ei neela, ei peegelda ja ei eralda elektromagnetilist kiirgust, mistõttu on seda raske tuvastada. Teadlased pole veel seda tumeainet otseselt jälginud ja selle olemasolu tõestanud, sest see on täiesti nähtamatu. Ka laborites ei ole seda tumeainet kunagi avastatud, on füüsikud siiski endiselt kindlad, et see salapärane aine, mis moodustab 85% universumi mateeriast, eksisteerib. See tumeaine on veel ka täiesti eksootiline ja see võib läbida igasuguse barjääri.

Teadlased on kindlad, et see tumeaine eksisteerib gravitatsiooniliste mõjude tõttu, millega see mõjutavat galaktikaid ja galaktikaparvi. Just tumeaine tekitabki selle vajaliku gravitatsiooni, et sellega galaktikaid ja galaktikaparvi koos hoida, vastasel juhul lendaksid need laiali. Seda teisiti õeldes: tumeaine halo on galaktikaid või galaktikakobaraid ümbritsev nähtamatu mateeria (aine) halo. Kui galaktika nähtav mateeria ei oleks tumeaine halosse suletud, siis lendaks see nähtav mateeria laiali.

Tumeaine mängib seega galaktikate tekkimisel ja kooshoidmisel üliolulist rolli. See tumeaine võib seletada ka teatud optilisi illusioone, mida astronoomid sügavas universumis näevad. Osa teadlasi arvab, et just tumeaine andiski tõuke esimeste tähtede tekkimisele. On ka hüpotees, mis väidab, et just tänu tumeainele tekkisid universumi varajasel perioodil väga suured mustad augud ja seda tänu hüpoteetiliste tumedate tähtede suremisele, mis sisaldasid samuti seda tumeainet.

Ainet jaotatakse barüoniliseks (st kolmest kvargist koosnevaks tavaaineks) ja mittebarüoniliseks, mis ei moodusta harilikus mõistes aatomeid. Valdav osa tumeainest peaks praeguste teadmiste kohaselt olema mittebarüoniline. Mittebarüonilise tumeaine osakeste teoreetilisteks kandidaatideks võivad olla näiteks neutriinod, aksionid ja supersümmeetrilised osakesed. Seega arvatakse, et see tumeaine võib koosneda näiteks uut tüüpi osakestest, mida kustutakse aksionideks. Tegelikult on terve rida ülemaailmseid füüsikaprogramme, mis jahivad neid tumeaine "aksione" või "aksionilaadseid osakesi", kasutades selleks väga erinevat tüüpi detektoreid.

Tumeainest moodustus karkass, mis saigi tekkiva Universumi struktuuriks ja mis pani aluse ka galaktikate ning supergalaktikate tekkimisele:

Tumeainest moodustus karkass

CERN'i 'Suur Hadronite Põrguti' (Large Hadron Collider / LHC) ei ole igatahes siiani seda tumeainet suutnud tuvastada. Võib olla tuleb seda hüpoteetilist tumeainet avastada ja uurida seoses viienda dimensiooniga (5-mõõtmelise aegruumiga)? Nüüd kavatsetakse CERN'i eestvedamisel ehitada palju suurem ja neli korda võimsam kiirendi, 100-kilomeetrine ümmargune põrguti, mille ehitamine peaks algama 2038. aastal, seda juhul kui see plaan ikka käiku läheb. Vandenõuteoreetikud on paanikas - maailm lastakse õhku!


Tumeenergia: "Inflatsiooniline universum" ja kosmiline laienemine: Universum on aegade algusest laienenud, kuid aeglustumise asemel on viimase viie või kuue miljardi aasta jooksul laienemine isegi kiirenenud. Arvatakse, et just see müstiline tumeenergia põhjustabki Universumi üha kiirenevat paisumist ehk laienemist:

Tumeenergia

Märkus: Nende nimede tõttu on tumeainet ja tumeenergiat lihtne segi ajada. Ja kuigi need võivad olla omavahel seotud, on nende mõju üsna erinev. Lühidalt, tumeaine tõmbab ligi, aga tumeenergia tõukab eemale. Kui tumeaine tõmbab ainet sissepoole, siis tumeenergia surub selle väljapoole. Tumeaine on nagu mingi müstiline kosmiline tsement, mis hoiab universumi koos; tumeaine on gravitatsiooniga seotud. Tumeenergia on aga see salapärane jõud, mis paneb meie universumi laienemise aja jooksul hoopis kiirenema, mitte aga aeglustuma! Kas tumeaine ja tumeenergia on omavahel seotud? Seda ei tea veel keegi.


Üks uuem hüpotees: Universumi laienemine jätkub ka praegu ja seda igas suunas nagu täispuhutav õhupall. Füüsikud on selles osas üldiselt ühel meelel, kuid midagi on siiski valesti. Universumi paisumiskiiruse erinevate meetoditega mõõtmine annab millegipärast erinevaid tulemusi?
Niisiis, kas mõõtmismeetodites on midagi valesti? Või siis toimub universumis midagi, mida füüsikud pole veel avastanud ja ei ole seetõttu seda arvestanud? See viimane oletus võib mõnede teadlaste arvates isegi õige olla. Need teadlased oletavad, et on olemas veel ka uut tüüpi tumeenergia, mis põhjustabki universumi paisumiskiiruse mõõtmisel need erinevad mõõtmistulemused. Need teadlased arvavad, et varases universumis eksisteeris veel ka uut tüüpi täiendav tumeenergia. Varases universumis eksisteeris see praegune tumeenergia lihtsalt teises faasis ja seejärel läks see hiljem üle uude rohkem madalama energiatihedusega faasi, muutes seeläbi tumeenergia mõju universumi laienemisele. Universumi paisumine käivitas seega selle tumeenergia ülemineku ühest faasist teise faasi ja see uut tüüpi tumeenergia võibki lahendada selle vastuoluliste mõõtmistulemuste probleemi.

Veel üks värske hüpotees: Teadlased on pikka aega uskunud, et 70% universumist koosneb tumeenergiast – ainest, mis võimaldab universumil üha suurema kiirusega laieneda. Kuid kuna seda tumeenergiat (nn kosmoloogilist konstanti) ei saa otseselt mõõta, on arvukad teadlased, sealhulgas ka Einstein ise, selle olemasolus kahelnud – ilma võimaluseta pakkuda välja mingit muud toimivat alternatiivi. Kuid uues hiljutises uuringus katsetasid teadlased mudelit, mis viitab sellele, et universumi üha kiirenev laienemine on tingitud hoopis tumeainest, millel on mingit tüüpi magnetjõud. Ühesõnaga Kopenhaageni ülikooli teadlaste uues uuringus katsetati mudelit, mis asendab selle tumeenergia tumeainega (magnetjõudude kujul). Juhul kui see uurimus osutub tõeks, siis seda tumeenrgiat, mis moodustab 70% universumist, tegelikult ei eksisteerigi. Selle uuringu võrrandist eemaldati see tumeenergia ja lisati veel mõned tumeaine omadused ning tulemus näitab, et see näib avaldavat universumi laienemisele samasugust mõju kui see müstiline tumeenergia. Ühesõnaga universum laieneb hoopis teisel viisil ja seda ilma tumeenergiata – see 70% tumeenergiast osutub seega üleliigseks. Kuid see uus, mingit liiki magnetjõududega tumeaine, hüpotees vajab veel täiendavaid katsetusi ja tõestamist.



Milline on meie Universumi geomeetriline kuju? 100% kindla vastuse saaksime sellele anda siis kui me ise asuksime väljaspool Universumi ja vaataksime seda kõrvalt ehk väljastpoolt. Kuid me elame Universumi sees. Üldrelatiivsusteooria järeldab, et mass põhjustab ruumi kõverdumise ja selles kõveras ruumis liikuvate objektide teed kalduvad kõrvale nii nagu oleks neile jõud mõjunud. Kui ruum ise on kõver, siis on universumi kuju jaoks kolm üldist võimalust. Kõik need võimalused on seotud universumi massi hulgaga (ja seega ka kogu gravitatsiooni tugevusega) ja igaüks neist tähendab universumi jaoks erinevat minevikku ning tulevikku. Matemaatikud eristavad kolme kvalitatiivselt erinevat kahemõõtmelise pinna kumeruse klassi, nagu illustreerib järgmine pilt. Kõige ülemise sfäärilise pinna kõverus on positiivne, keskmise sadulakujulise pinna (hüperboolse pinna) kõverus on negatiivne ja kõige alumise lameda pinna kõverus on null. Kuigi ruumil on 3 ruumilaadset dimensiooni ja üks aja dimensioon, saab sel teel matemaatiliselt kirjeldada ka universumi enda kuju:

Milline on meie Universumi geomeetriline kuju


* Kui ruumi kumerus on positiivne, siis on universumi praeguse laienemise peatamiseks massi rohkem kui küll. Sel juhul ei ole universum lõpmatu, kuid sellel ei ole ka lõppu (nagu ka sfääri pinnal olev pind ei ole lõpmatu, kuid sellel sfääril ei ole ka ühtegi punkti, mida võiks "lõpuks" nimetada). Universumi laienemine peatub lõpuks ja muutub kokkutõmbumiseks ning universum ise variseb lõpuks kokku. Seda nimetatakse suletud universumiks (ülemisel pildil siis kõige ülemine sfääriline pind).

* Kui ruumi kumerus on negatiivne, siis ei ole piisavalt massi, et peatada universumi laienemist. Sellisel juhul pole universumil piire ja see laieneb igavesti. Seda nimetatakse avatud universumiks (ülemisel pildil siis keskmine sadulakujuline pind).

* Kui ruumil pole kumerust (st see on lame ehk tasane), siis on universumi laienemise peatamiseks piisavalt massi, kuid seda ainult lõpmatu aja möödudes. Seega pole ka sellisel universumil piire ja see laieneb samuti igavesti, aga see laienemiskiirus läheneb lõpmatu aja möödudes järk-järgult nullile. Seda nimetatakse lamedaks universumiks (ülemisel pildil siis kõige alumine lame pind).

Universumi geomeetriat väljendatakse sageli ka "tiheduse parameetriga": lamedal universumil on selleks täpselt 1 0=1); avatud universumil on selleks 0 kuni 10<1) ja suletud universumil on selleks tiheduse parameetriks suurem kui 10>1).

Enamik teadlasi arvab praegu, et Universum on tõenäoliselt lame (tasapinnaline). Kui saata lamedas universumis kaks paralleelset valguskiirt teele, siis ei kohtu need kunagi. Seda kõike eelnevat silmas pidades on meil pilt Universumi väljanägemisest järgmine: kolmes dimensioonis tajutav tasapinnaline ehk lame aegruumi piirkond, mis lakkab lõpmatu aja möödudes laienemast.

Kuid see on lihtsalt meie arusaam ja taju tuntud Universumist - 100% ei saa praegu milleski kindel olla. Mõned teadlased väidavad, et Universum on hoopis sfääriline (kerakujuline) kinnine universum!? Kui see peaks tõsi olema, siis keeraks see paljud asjad peapeale ja ka see Suure Paugu teooria (inflatsiooniline paisumine) lendaks prügikasti. Enamik teadlasi siiski seda sfäärilise universumi hüpoteesi praegu veel ei poolda.



Kus asub meie Universumi keskpunkt? Kui Sa vaatad öösel taevast ja näed hulga tähti, siis arvad võib olla, et Sa asuksid nagu kosmose keskpunktis. Aga nii see ei ole! Kus asub Universumi keskpunkt?

Tegelikult ei ole meie Universumil mingit keskpunkti. Universum oli algul väga tihe, kuum ja pisike. Suure Pauguga ei toimunud plahvatus, kus kõik paiskus välja mingist ühest kindlast plahvatuse keskpunktist. Vaid universumi iga punkt laienes võrdselt ehk ühesuguselt ja see jätkub ka tänapäeval. Kuna meie Universumil ei ole alguspunkti, siis ei ole ka seda Universumi keskpunkti. Sa võid Universumis asuda ükskõik kus kohas, aga see näeb igast ruumipunktist ühtemoodi välja. Kõik Universumi objektid liiguvad kõigist teistest Universumi objektidest eemale. Sa võid ükskõik mis suunas vaadata, Universum paistab kõikides ruumisuundades ühesugune välja. Ühesõnaga Universumi kõik punktid on samaväärsed. Universumil ei ole keskpunkti ja piire.



Universumi suurus ja vanus (2020. a.). Kas Universum on lõplik või lõputu?

Universumi vanus ja suurus:

Kuna tehnoloogia on väga palju arenenud, siis saavad astronoomid ajas tagasi vaadata kuni selle hetkeni, mis toimus kohe pärast Suurt Pauku. 2013. aastal avaldati kõigi aegade kõige täpsem ja üksikasjalikum kaart universumi vanima valguse kohta. Kaardilt selgus, et universum on umbes 13,8 miljardit aastat vana. (Kui nii päris täpne olla, siis on Universumi vanus 2020. aasta seisuga 13,77 ± 40 miljardit aastat.) See vanus arvutati kosmilise mikrolaine-taustkiirguse mõõtmise tulemusel. Teadlased saavad seega teleskoopidega vaadata kosmose seda piirkonda, mis asub meist 13,8 miljardi valgusaasta kaugusel ja seda igas suunas. Maa asub ise vaadeldava sfääri keskel ja siit võib siis jälgida kogu universumi igas suunas kuni 13,8 miljardi valgusaasta kaugusele, mitte kaugemale - seda vähemalt praegu.

Sellega võib meile näida, et KOGU universum asubki meie teleskoopide vaateväljas. Kuid nii see ei ole, sest universumi reaalne suurus sõltub paljudest asjadest, sealhulgas ka selle kujust ja kosmose üha kiirenevast laienemisest. Tegelikult on universum palju-palju suurem. Kuna universum on umbes 13,8 miljardit aastat vana, siis tähendab see seda et objekt, mille valguse jõudmiseks meieni on kulunud 13,8 miljardit aastat, peaks olema kõige kaugem objekt, mida me näeme. Seega võib tekkida kiusatus mõelda, et universumi suuruseks ongi ainult 13,8 miljardit valgusaastat. Kuid nii see ei ole, sest universum laieneb pidevalt kasvava kiirusega. Selle aja jooksul, mis kulus selle kaugeima objekti valgusel meieni jõudmiseks, on ka universum ise tohutult laienenud. Ja teadlased teavad, et kui kaugele see universum on selle aja jooksul laienenud: 46,5 miljardi valgusaasta kaugusele, tuginedes universumi laienemisele alates Suurest Paugust. Me näeme oma silmadega ja teleskoopidega tegelikult ainult Universumi ajalugu, sest selle aja jooksul, mil mingi väga kauge ja iidse objketki valgus on meieni jõudnud, on see objekt ise juba ammu teises kohas ning meist veelgi kaugemal. Võib olla ei ole seda objekti enam olemaski, näiteks on see punane supergigant supernoovana plahvatanud või on see galaktika mingi teise galaktikaga vahepeal ühinenud või on selle must auk alla neelanud jne. Näiteks kui Sa vaatad meie Päikese poole, siis näed Sa ainult seda et kuidas see Päike nägi välja 8 minutit tagasi, sest valgus jõuab Päikeselt meie silmadeni kaheksa minutiga.

Ühesõnaga me võime näha sellistelt iidsetelt objektidelt tulevat valgust, mis asuvad meist praegu maksimaalselt 46,5 miljardi valgusaasta kaugusel (seda igas suunas) – see on vaadeldav universum. Vaadeldav universum on kogu universumi see osa, mida me võime näha ja uurida. Kuid me näeme ainult nende objektide ajalugu ehk siis seda et kuidas need objektid pärast seda Suurt Pauku välja nägid (13,8 miljardit valgusaastat tagasi). Võrdluseks võib öelda, et tüüpilise galaktika läbimõõt on 30 000 valgusaastat ja kahe naabergalaktika tüüpiline kaugus teineteisest on 3 miljonit valgusaastat. Näiteks meie Linnutee galaktika läbimõõt umbes 100 000–180 000 valgusaastat ja Linnutee lähim sõsargalaktika Andromeda galaktika asub umbes 2,5 miljoni valgusaasta kaugusel. Ainuüksi vaadeldavas Universumis on aga sadu miljardeid galaktikaid...

(Universum on alates Suurest Paugust pidevalt ja kiiresti laienenud. Need objektid, mille valgus saabus meieni tervelt 13,8 miljardit aastat, on nüüd meist umbes 46,5 miljardi valgusaasta kaugusel.)


Kui suur see Universum aga tegelikult on?

Universumi tegelikku suurust on väga raske määratleda, sest kosmos laieneb pidevalt ja seepärast ei jõua kosmose kõige kaugematest piirkondadest see valgus kunagi meieni. Mõni objekt on meie Maast niivõrd kaugel, et selle valgus ei ole ikkagi veel meieni jõudnud, mis sest et valgus kihutab 300 000 km/s ja Suur Pauk toimus juba miljardeid aastaid tagasi. Näiteks Maalt saadetud raadiosõnumid ei jõuagi mõnesse kosmose kaugemasse piirkonda ja seda isegi siis kui universum eksisteeriks igavesti: kosmos võib laieneda kiiremini, kui valgus selle läbida suudab.

Me ei saa kosmose kaugemaid piirkondi kunagi vaadelda. Me saame siin rääkida ainult vaadeldavast universumist ja see vaadeldav universum sõltub vaatleja enda asukohast. Tavaliselt peetakse vaadeldava universumi all universumi seda osa, mis on vaadeldav meie Linnutee galaktikast. Kuna kosmos on pidevalt laienenud, siis on Maa ja vaadeldava universumi "serva" (või "ääre") vaheline kaugus 46,5 miljardit valgusaastat, mis teeb vaadeldava universumi teoreetiliseks läbimõõduks umbes 93 miljardit valgusaastat.


Kas Universum on lõplik või lõputu?

Lühike vastus: keegi ei tea seda täpselt; sellele küsimusele pole reaalset vastust. Pikem vastus: sellele küsimusele on teadlastel väga raske vastata, sest meil ei ole piisavalt informatsiooni. Me teame ainult seda et kuidas pääseda ligi meie poolt vaadeldava universumi sees olevale informatsioonile: need 46,5 miljardit valgusaastat igas suunas. Vastus kõige suuremale küsimusele - kas Universum on lõplik või lõpmatu - võib olla kodeeritud Universumis endas, kuid me ei saa sellele piisavalt ligi, et seda teada saada.

Praeguse kosmoloogia järgi on meie Universum lõplik ja piirideta ning seda isegi siis kui see pidevalt laieneb. Juhul kui Universum on lõplik, siis peaks see vaadeldavast Universumist olema enam kui 250 korda suurem. Kuna me elame kolmes dimensioonis, siis see 250 kordne raadius tähendab (250)3 mahtu ehk üle 15 miljoni korra rohkem ruumi. Kuid olgu see Universum nii suur kui tahes, ei ole see siiski lõpmatu. Universumi alumine piir, mis on igas suunas vähemalt 11 triljonit valgusaastat, on tohutu, kuid see on siiski lõplik - seda muidugi praeguste uurimuste põhjal. Küsimus sellest et mis jääb sellest lõplikust Universumist väljapoole ehk siis selle "piiridest" või "äärtest" kaugemale, on üsna mõttetu. Universumil ei ole mingeid piire või ääri. See on sarnane küsimusele, et mis asub põhjapoolusest põhja pool.

Veel üks hüpotees: siiski on võimalik, et midagi on ka väljaspool meie universumit. Kui me elame näiteks multiuniversumis, siis on väljaspool meie universumit veel palju teisi universume. Sa arvad nüüd võib olla seda, et tühja ruumi sees on mingisugused sfäärid (universumid), millest igaüks on ümbritsetud tühja ruumiga. Nii see aga ei ole. Kui me elame multiuniversumis, siis kahe universumi vaheline kaugus ei ole kaugus ruumis ja ajas. Et väljuda meie universumist ja jõuda teise universumini, siis Sa ei saa istuda kosmoslaeva sees ning lennata, lennata, et jõuda meie universumi piirini, et seejärel sellest väljuda ja et otsida mingit teist universumit, millesse võiks oma kosmoselaevaga siseneda. Isegi kui me elame multiuniversumi sees, siis on meie universum lõplik millegi muu sees (mis on antud juhul multiuniversum ise) ja me ei saa kunagi oma universumi piirini jõuda. Isegi kui meie universum oleks staatiline ja ei paisuks ega oleks ka suletud, naaseks rändur pärast pikka reisi tagasi sinnasamasse, kust ta alustas. Et oma universumist väljuda, peaksime liikuma hoopis teises suunas, aga me ei tea seda suunda, sest see ei ole tavaline füüsiline nähtus. Mis see täpselt on, seda ei tea keegi. Juhul kui eksisteerivad ka mingid muud dimensioonid, siis pole kellelgi selget aimu, mis need täpselt on.

Juhul kui Universum on lõplik, siis peaks see vaadeldavast Universumist olema enam kui 250 korda suurem



Galaktikad (pluss meie Linnutee galaktika): Galaktikad on tähtede ja muude kosmoseobjektide suured grupid, mida hoiab koos gravitatsioon. Galaktika on seega gravitatsiooniliselt soetud tähtede, tähejääkide, tähtedevahelise gaasi, tolmu ja tumeaine süsteem. Peale selle sisaldavad galaktikad ka tähtede ümber tiirlevaid planeete, komeete ( pilt ) ja asteroide. Galaktikate suurus on varieeruv: kääbusgalaktikad sisaldavad ainult mõnisada miljonit (108) tähte, kuid supergalaktikad ehk hiidgalaktikad sisaldavad kuni sada triljonit (1014) tähte. Enamik galaktikaid on miljardeid aastaid vanad, aga keegi ei tea täpselt, et millal esimesed galaktikad moodustusid. Nende väga varajaste galaktikate tekkimise kohta on praegu siis järgmised teooriad:

1) Universumi eksisteerimise alguses olid olemas vaid väikesed kääbusgalaktikad. Suured galaktikad (näiteks nagu Linnutee) ja ülisuured supergalaktikad moodustusid hiljem paljudest väiksematest galaktikatest, mis aegapisi ühinesid.
2) Meie universumi kõige massiivsemad galaktikad tekkisid uskumatult varakult, vahetult pärast Suurt Pauku, umbes 14 miljardit aastat tagasi. Osa neist väga vanadest suurtest galaktikatest on nüüdseks täiesti vaikseks jäänud, nad ei kasva enam suuremaks ja nad ei moodusta enam ka uusi tähti. Selle põhjuseks on see, et nende "surnud" galaktikate gaas sai lihtsalt otsa. See tähendab, et universumi eksisteerimise esimese paari miljardi aasta jooksul põletasid need galaktikad oma energiavarud läbi või siis viskasid gaasi galaktikast välja, ning lisaks sellele võib miski füüsiliselt blokeerida selle uue külma gaasi juurdevoolu.


pirn
Meie päikesesüsteemi asteroidide vöö ja selle 42 suurimat asteroidi – link.


Tähed tiirlevad ümber galaktika massikeskme. Arvatakse, et enamike galaktikate keskmes on ülimassiivne must auk, mille ümber kogu see kupatus tiirlebki.

Arvatakse, et vaadeldavas universumis on umbes 2 triljonit (2×1012) galaktikat ja hinnanguliselt kuni 1 × 1024 tähte (rohkem tähti kui liivaterasid planeedil Maa). Kuid NASA 'New Horizons' kosmoseparaadi uusimate andmete põhjal on Universumis märksa vähem galaktikaid. Kõige värskemad uuringud näitavad nüüd, et neid galaktikaid on pigem sadades miljardites, mitte aga triljonites. (Näiteks Hubble'i kosmoseteleskoobi 1990-ndate aastate vaatlused näitasid juba varem, et neid galaktikaid ongi ainult kusagil 200 miljardit.) Eelseisev James Webb'i kosmoseteleskoop (James Webb Space Telescope), mis plaanitakse 2021. aastal käiku lasta, annab ses osas kindlasti täiendavaid andmeid.

Enamik galaktikaid on läbimõõduga umbes 3000 kuni 300 000 valgusaastat ja need asuvad üksteisest miljonite valgusaastate kaugusel. Galaktikaid eraldab üksteisest väga hõre ruum, mille tihedus on alla 1 aatomi kuupmeetri kohta. Suurem osa galaktikatest asuvad galaktikarühmades, galaktikaparvedes ja galaktikate superparvedes (superklastrites ehk tohututes üliparvedes).

Kuhu on kadunud Universumi osa tavalisest ainest? Galaktikad on meie Universumis nagu tähtede saared ja nad sisaldavad tavalist ehk barüoonilist ainet, aga lisaks veel ka tumeainest, mille koostis on teadmata. Üks suur probleem galaktikate tekkimise mõistmisel on see, et umbes 80–90% galaktikate tavalisest mateeriast ehk barüoonilisest ainest, mis koosneb perioodilisustabeli elementidest, puudub galaktikates. Kuid nüüd on ka sellele probleemile lahendus leitud: galaktikad saavad vastu võtta ja vahetada mateeriat ehk ainet oma väliskeskkonnaga tänu galaktilistele tuultele, mis tekivad tähtede võimsate plahvatuste tulemusel. See kinnitabki seda, et 80–90% tavalisest tuvastatavast mateeriast ehk barüoonilisest ainest asub väljaspool galaktikaid.

Kuid mõned väga vanad ehk varajased massiivsed galaktikad ei tooda enam üldse uusi tähti, sest nende külm gaas ja tolm on lihtsalt otsa saanud. Ühesõnaga nende "tuhmunud" või "surnud" galaktikate kütus on otsa saanud ja seda ei ilmu enam kusagilt ka juurde. Miks see nii on, ei ole veel teada.



Linnutee galaktika (Milky Way): Meie päikesesüsteem asub Linnutee (Piimatee) galaktikas, mis on seega meie kodugalaktika. Linnutee galaktika sisaldab umbes 200–400 miljardit tähte (pigem 200 miljardit tähte) ja vähemalt sama palju planeete. Linnutee galaktika vanus on umbes 13,2 miljardit aastat, peaaegu sama vana kui Universum ise. Meie Galaktika on tähtede, gaasi, tolmu, neutrontähtede ja mustade aukude kogum, mida hoiab koos gravitatsioon. Linnutee galaktika kuulub kõige levinumat tüüpi galaktikate hulka. Kuid oma massi ja suuruse poolest ei kuulu see Linnutee galaktika keskmiste hulka, sest Linnuteest väiksemaid galaktikaid on rohkem kui temast suuremaid. Kuna Maa asub Linnutee galaktikas üsna selle serval, siis me näeme seestpoolt ainult osa selle Galaktika miljardistest tähtedest ja Galaktika süda on meile täiesti nähtamatu – see on varjatud tähtede heleduse, gaasi ja tolmuga.

Linnutee galaktika

Linnutee on kettakujuline varbspiraalne galaktika (pilt), mille läbimõõt ehk diameeter on umbes 100 000 valgusaastat (uuemad uuringud näitavad, et galaktika ketta läbimõõt on isegi kuni 200 000 valgusaastat). Linnutee galaktikal on kolm peamist osa: tuum (keskosa), ketas ja halo. Meie kodugalaktika heledaim osa koosneb suhteliselt õhukesest ümmargusest pöörlevast lamedast kettast, mille läbimõõduks ongi siis see 100 000 kuni 200 000 valgusaastat ja mille paksuseks on 1000 kuni 3300 valgusaastat. Meie Galaktika keskel asub tähtedest ja tolmust koosnev kerakujuline või ovaalne mõhn (sfääriline "kumerus" või "kühm") ja selle mõhna keskel asub galaktika tihe ning kuum tuum, mille südameks on Sagittarus A* nimeline supermassiivne must auk. Seda sfäärilist mõhna ümbritseb eelpool mainitud gaasist, tolmust ja tähtedest koosnev ümmargune ning pöörlev galaktika ketas (paks & õhuke ketas), mis on ligikaudu 1000 kuni 3300 valgusaasta paksune. Galaktika lamedat ketast ja mõhna ümbritseb suur, aga suhteliselt hõre ioniseeritud gaasist sfääriline halo (Linnutee halo või kroon). See kerajas halo ulatub üle miljoni valgusaasta kaugusele, aga selle mass on ainult umbes 2% tähtedest, mis asuvad galaktika enda kettal. Enamus Linnutee massist arvatakse olevat tumeaine. Spiraalgalaktikast kaugemale ulatuvaid tähtedest koosnevaid osasid nimetatakse harudeks ja Linnutee galaktikal on neli sellist spiraalset haru. Linnuteel on teadaolevalt kaks peamist spiraalharu: Perseus haru ja Scutum-Centaurus haru ning lisaks nendele on veel ka kaks vähem väljapaistvat haru, mille nimedeks on Sagittarius (Ambur) ja Local Arm (mis suundub päikese lähedale). Linnutee galaktika ketas omab seega nelja spiraalharu, mis on need piirkonnad, kus toimub kõige aktiivsem tähtede moodustumine. (Selliseid spiraalharudega galaktikaid kutsutakse ka lihtsalt spiraalgalaktikateks.)

Enamik teadlasi arvab nüüd, et need spiraalsed harud ei pruugi olla üldse fikseeritud. Selle asemel võivad nad galaktilise ketta pöörlemise tagajärjel ainult ajutiselt moodustada ja hiljem lahustuda ning pärast seda teistsuguses konfiguratsioonis uuesti moodustuda. Need spiraalharud võivad eksisteerida umbes 80–100 miljonit aastat, mis on meie galaktika 13 miljardi aasta vanusest ajast üsna väike osa.

Linnutee ehitus - 1

Linnutee ehitus - 2

Märkus: Kerakujulised täheparved ehk kerasparved (globular clusters) on enamasti ühed vanimad struktuurid meie Linnutee galaktikas. Paljud neist tekkisid umbes samal ajal kui meie Galaktika – umbes 13 miljardit aastat tagasi. Peale nende kerasparvede, sisaldab halo ka üksikuid tähti, täherühmasid ja kääbusgalaktikaid (Suur Magalhãesi Pilv ja Väike Magalhãesi Pilv jt).

NASA avaldas nüüd ka kõige täiuslikuma pildi Linnutee keskosast, mis on kunagi loodud. Seal Linnutee keskel asub ka Sagittarius A* ülimassiivne must auk. See uus pilt saadi 370 eraldi vaatluse andmete tulemusel ja see näitab kummalisi struktuure, mida pole varem kunagi nähtud. Kasutades NASA Chandra röntgenkiirte observatooriumi ja MeerKATi raadioteleskoobi andmeid, panid teadlased kokku meie galaktika keskosa seni kõige põhjalikuma pildi. See uus komposiitpilt näitab Linnutee keskosa röntgenkiirguse (lilla, oranž ja roheline) ning raadiosignaalide (hall ja sinine) hiilgavat pundart. Seda pilti saab vaadata nii "Composite", "X-ray" kui "Radio" vaates – link. (Linnutee galaktika keskosa asub Maast umbes 26 000 valgusaasta kaugusel.)

Linnutee galaktika ei olnud alati praeguse kujuga. Tänapäevane galaktika välimus ja suurus tulenes pidevast teiste galaktikate "söömisest" ja nendega ühinemisest ning see protsess kestab ka praegu. Linnutee on oma mõõtmeid suurendanud tänu teiste väiksemate galaktikate neelamisele ja nendega ühinemisele. Linnuteed ümbritsevad kümned kääbusgalaktikad, mis arvatakse olevat universumi kõige esimeste ja vanimate galaktikate säilmed. Nendest galaktilistest fossiilidest on kõige primitiivsem Tucana II - üliõhuke kääbusgalaktika, mis asub Maast umbes 163 000 valgusaasta kaugusel. Näiteks Tucana II kääbusgalakika uurimisel leiti ka, et sellel on ka palju suurem tumeaine halo kui seni arvati. See hüpoteetiline tumeaine hoiab Tucana II galaktika tuumast väga kaugel asuvaid tähti gravitatsiooniliselt kinni. (Ilma tumeaineta lendaksid galaktikad lihtsalt laiali. Tumeaine mängib galaktikate tekkimisel ja kooshoidmisel üliolulist rolli.) Meie Linnutee galaktika neelab lõpuks need kääbusgalaktikad alla.

Nagu kõik muudki taevakehad, pöörleb ka meie Linnutee galaktika ümber oma telje ja see Linnutee galaktika liigub kosmoses edasi kiirusega 552–630 km/s (kosmilist mikrolaine-taustkiirgust arvestades). Galaktika ketas, koos oma gaasi, tolmu ja tähtedega, pöörleb erineva kiirusega ning seda sõltuvalt sellest et kui kaugele see ketas galaktika tsentrist jääb. Võrreldes haloga, pöörleb galaktika ketas märgatavalt kiiremini. Selle ketta pöörlemiskiirus tõuseb kiiresti nullist (keskel) kuni 200–240 km/s. Ühesõnaga gaas, tolm ja tähed pöörlevad ümber Linnutee galaktika tsentri maksimaalse kiirusega 200–240 km/s, mis kinnitab tumeaine olemasolu. Ka meie Päike tiirleb koos oma planeetidega ümber Linnutee galaktika tsentri kiirusega umbes 227 km/s. Seega Päikesesüsteemil kulub ümber Galaktika keskme ühe tiiru tegemiseks umbes 240 miljonit aastat - vot nii suur on see meie kodugalaktika. Ühte sellist tiiru ümber Galaktika keskme kutsutakse galaktiliseks aastaks ja arvatakse, et Päike on ainult 18 kuni 20 sellist täistiiru teinud ehk siis elanud üle ainult 18-20 galaktilist aastat. (Võrdluseks: Maa tiirleb ümber Päikese keskmise kiirusega 30 km/s ja ühe tiiruga ehk ühe aastaga läbitakse 940 miljonit km.)

Märkus: Päikesesüsteemi ekliptiline tasapind ei asu Linnutee galaktika tasapinnaga samal tasemel vaid see on 60 kraadi kallutatud. Päikese pöörlemistelg on Galaktika tasapinna suhtes 60° kraadi kaldu – pilt.

Meie päikesesüsteemi asukoht Linnutee galaktikas – pilt. Päikesesüsteem asub Linnutee galaktika tsentrist umbes 25 000 – 28 000 valgusaasta kaugusel ja üsna rahulikus piirkonnas — Päike ja Maa paiknevad seega Orion'i udukogu kõrvalharus (alaharus).

Linnutee galaktikal on kaks suuremat satelliit-galaktikat – 'Suur Magalhãesi Pilv' (Large Magellanic Cloud) ja 'Väike Magalhãesi Pilv' (Small Magellanic Cloud) – ning kümneid väiksemaid satelliite. Meie lähimaks naabriks on aga Andromeeda galaktika, mis asub meist umbes 2,5 miljoni valgusaasta kaugusel. Linnutee on koos Andromeeda ja umbes 80 väiksema galaktikaga osa Kohalikust Galaktikarühmast (Local Group'ist), mis on umbes 10 miljoni valgusaasta pikkune galaktikate rühm, mida seob nende ühine raskusjõud ( vaata ).

See meie 'Kohalik Galaktikarühm' ehk 'Kohalik Rühm' kuulub aga omakorda suuremasse Neitsi Superklastrisse (Virgo Supercluster) ja see on omakorda osa veelgi suuremast Laniakea Superklastrist (Laniakea Supercluster) ehk nn "galaktilisest hõõgniidist". Laniakea superklaster, nagu ka kõik muud tohutud superklastri mõõtmetega struktuurid (hõõgniidid), on praeguseks Universumi kiire paisumise ja tumeenergia tõttu juba laiali lagunenud – me näeme tänapäeval ainult nende ajalugu. Nende suurte superklastrite gravitatsiooniliseks kokkuvarisemiseks piisava tiheduseni jõudmiseks kulub keskmiselt umbes 2–3 miljardit aastat. Kõige massiivsemad neist superklastritest võivad tänapäeval sisaldada küll palju tuhandeid Linnutee suurusi galaktikaid, kuid nüüdseks ei ole enam ühtegi sellist giganti, mis hõivaks kümneid miljardeid valgusaastaid või mis sisaldaks endas kümneid tuhandeid Linnutee sarnaseid galaktikaid. Universumi kiirendatud paisumine on lihtsalt nii suur, mis purustabki neid superklastreid kooshoidva gravitatsiooni – pilt.

Näiteks kosmoseaparaat Voyager 1 liigub meie Päikesesüsteemist eemale kiirusega 17,3 km/s. Kui Voyager peaks liikuma meie Galaktika keskmesse, siis kuluks sel kosmosesondil sinna jõudmiseks rohkem kui 450 000 000 aastat. Kiirusega 17,3 km/s kuluks Voyageril kogu Linnutee läbimiseks aga üle 1 700 000 000 aasta.


Märkus: Voyager 1 on kosmosesond, mis saadeti teele juba 1977. aastal ja see töötab osaliselt veel ka praegu. Voyager 1 oli esimene kosmoseaparaat, mis ületas heliosfääri. Heliosfäär on Päikesesüsteemi piiril asuv ala, kus päikesetuul põrkab kokku tähtedevahelise ainega. Heliosfäär on Päikese plasma leviala ehk Päikese magnetvälja ja päikesetuule mõjuala. Heliosfääril ei ole kindlat kuju ja sellest väljaspool on veel heliopausi nimeline ala. Voyager 1 on seega esimene inimtekkeline objekt, mis jõudis tähtedevahelisse ruumi - 2012. aastal.

Voyager 1 ja 2 kosmoseaparaatide pildid:

- pilt.


- pilt.


- pilt.




Meie naaber Andromeeda galaktika ja Linnutee galaktika ühinevad umbes 4,5 miljardi aasta pärast. On selgunud, et Andromeeda gaasist halo ulatub selle nähtavast servast kümneid kordi kaugemale (1,3 kuni 2 miljonit valgusaastat galaktikast väljaspoole) ja puutub juba praegu tõenäoliselt Linnutee enda haloga ääripidi kokku. Andromeeda galaktika läheneb Linnuteele kiirusega umbes 110 kilomeetrit sekundis. Päris vägevalt kihutab, aga kuna nende kahe galaktika vahemaa on nii suur, siis võtabki nende kohtumine veel kaua aega. Pärast nende kahe galaktika kokkusaamist kestab see tegelik ühinemine veel sadu miljoneid kui mitte miljardeid aastaid.

Linnutee ja Andromeeda galaktikad sisaldavad mõlemad oma keskmes ülimassiivset musta auku. Linnutee galaktika keskmes asub Sagittarius A* (Sgr A*) nimeline must auk, mille massiks on umbes 3,6 kuni 4,3 miljonit Päikese massi (umbes 3,6×106 M) ja Andromeeda tuumas oleva musta augu massiks on 1–2×108 M.

Märkus: Meie Linnutee galaktika keskmes asuvast Sagittarius A* nimelisest ülimassiivsest mustast august oli juttu siin eelpool.


Kui need kaks ülimassiivset musta auku asuvad üksteisest ühe miljoni valgusaasta kaugusel, siis nad sulavad kokku. Meie päike visatakse nende mustade aukude ühinemisel kas galaktikast välja või siis rebitakse ühe musta augu poolt tükkideka ja osa päikesest neelatakse musta augu poolt alla. Osa teadlasi arvab, et meie Päikesesüsteem paisatakse selle ühinenud galaktika tuumast kolm korda kaugemale kui on selle praegune asukoht. Kuid selleks ajaks on meie Maa pinna temperatuur juba niivõrd kõrge, et vesi kaob ja elu lõpeb. See juhtub meie Päikese järk-järgulise heleduse suurenemise tõttu (umbes 3,75 miljardi aasta pärast).

See kõik on meie Linnutee galaktika lõpp, loodan, et Sul õnnestub seda nalja kõrvalt pealt vaadata:

Meie naaber Andromeeda galaktika ja Linnutee galaktika ühinevad umbes 4,5 miljardi aasta pärast - 2

Ühinevad


Galaktikate ühinemised / kokkupõrked: Varem arvati, et kui galaktikad põrkuvad kokku, siis suureneb ka nende galaktikate keskel asuvate massiivsete mustade aukude aktiivsus. Kuid mõnede stsenaariumite puhul võivad need kokkupõrked hoopis vähendada nende mustade aukude aktiivsust. Põhjuseks on see et teatud laupkokkupõrked võivad faktiliselt galaktikate tuumad mateeriast (ainest) puhtaks pühkida ja nende keskel asuvad mustad augud ei saagi enam mateeriat sisse tõmmata.

Galaktikate kokkupõrge ei kujuta endast tegelikult mingit tohutut kosmilist kataklüsmi, kus tähed kukuvad kokku ja plahvatavad ning hävivad eepilises plaanis. Kuid tegelikult kujutab see galaktikate kokkupõrge või ühinemine endast nagu kahe tohutu pilve väga aeglast ja rahumeelset üninemist, kus suurem "pilv" neelab väiksema "pilve". Kahe suure galaktika täielik ühinemine võib kesta isegi miljardeid aastaid. On ebatõenäoline, et nende galaktikate sees olevad tähed omavahel kokku põrkaksid, sest tähed asuvad üksteisest tavaliselt väga kaugel. Tähtede keskmine kaugus üksteisest on 160 miljardit kilomeetrit. See on sama kui iga 3,2 km järel tuleb üks pingpongipall. Seega on äärmiselt ebatõenäoline, et ühinevate galaktikate kaks tähte omavahel kokku põrkaksid. Kuid see tähendab ka seda et kui galaktikad põrkuvad omavahel kokku, siis on selle tagajärjed tohutud.

Galaktikad põrkuvad kokku erinevatel viisidel. Mõnikord põrkab väike galaktika kokku suurema galaktika välise osaga ja kas siis läbib selle või siis ühineb sellega, mõlemal juhul toimub suure hulga tähtede vahetus. Kuid galaktikad võivad ka laupkokkupõrkes kokku põrgata, kus väiksem galaktika rebitakse suurema galaktika poolt laiali. Selle stsenaariumi puhul võib galaktika tuuma sees juhtuda midagi väga huvitavat... Meie Linnutee galaktika on varem mitu korda väiksemate galaktikatega kokku põrganud / ühinenud.

Järgmine pilt näitab samuti seda et kuidas kaks galaktikat ühinevad. Need kaks NGC 2936, mis oli kunagi standardne spiraalgalaktika, ja NGC 2937 (väiksem elliptiline) galaktika sarnanevad pingviiniga, kes valvab oma muna. Väiksem elliptiline NGC 2937 galaktika ("muna") tõmbab seda spiraalgalaktikat enda poole ja "rebib selle laiali". Need galaktikad asuvad meist umbes 400 miljoni valgusaasta kaugusel:

Järgmine pilt näitab samuti seda et kuidas kaks galaktikat ühinevad
Selle video link: https://youtu.be/z840OnIoE5c

Ja veel üks pildiga näide: kaks omavahel pöörlevat ja tulevikus ühinevat spiraalset galaktikat. Need kaks interakteeruvat galaktikat on omahel viivõrd seatod, et neil on ühine nimetus - Arp 91. See peen galaktikatants toimub Maast üle 100 miljoni valgusaasta kaugusel ja selle jäädvustas NASA/ESA Hubble'i kosmoseteleskoop. Need mõlemad galaktikad on spiraalsed galaktikad, kuid nende kujud on väga erinevad, sest need on Maa suhtes erinevalt orienteeritud. Nende kahe galaktika tohutu gravitatsiooniline külgetõmme põhjustab nende vastastikuse mõju. Sellised gravitatsioonilised vastasmõjud galaktikate vahel on üsna tavalised nähtused ja on galaktika evolutsiooni oluline osa. Enamik astronoome usub, et spiraalsete galaktikate kokkupõrked põhjustavad teist tüüpi galaktikate moodustumise, mida nimetatakse elliptilisteks galaktikateks. Kuid need tohutult energilised ja massiivsed galaktikate kokkupõrked ehk ühinemised toimuvad väga suures ajavahemikus – need toimuvad sadade miljonite aastate jooksul – pilt.

Järgmisel Hubble'i kosmoseteleskoobi fotol on aga näha kaks omavahel "tülitsevat" galaktikat (NGC 7752 & NGC 7753), mis tegutsevad kui üks objekt ja millele on seepärast nimeks pandud 'Arp 86' – pilt.


Andromeeda spiraalgalaktika (tuntud ka kui Messier 31, M31 või NGC 224) asub meie Linnutee galaktikast umbes 2,5 miljoni valgusaasta kaugusel. See on suurim galaktika, mida näeb ka palja silmaga ja see on ka Linnuteele lähim suur galaktika – Andromeeda on meie naabergalaktika.

Andromeeda galaktika mass on samas suurusjärgus nagu ka Linnutee galaktikal – 1 triljon päikese massi. Andromeeda galaktika läbimõõt on umbes 220 000 valgusaastat, mis teeb sellest suurima galaktika meie Kohalikus Galaktikarühmas ehk Kohalikus Rühmas. Andromeeda galaktikas sisalduvate tähtede arv on hinnanguliselt üks triljon (1 × 1012) ehk umbes kolm kuni viis korda rohkem kui meie Linnutee hinnanguline tähtede arv.



Galaktikad liigitatakse nende nähtava kuju järgi: elliptilised galaktikad, spiraalgalaktikad või korrapäratud galaktikad (st ebakorrapärase kujuga galaktikad):

Galaktikad liigitatakse nende nähtava kuju järgi


Enamik galaktikaid on kääbusgalaktikad. Need galaktikad on võrreldes teist tüüpi galaktikatega suhteliselt väikesed ja need sisaldavad vaid paar miljardit tähte. Paljud kääbusgalaktikad tiirlevad mingi rohkem suurema galaktika ümber, näiteks meie Linnutee galaktikal on vähemalt tosin sellist satelliiti ja hinnanguliselt võib neid satelliite isegi palju rohkem olla (300-500 tk). Kääbusgalaktikaid võib klassifitseerida ka elliptilisteks, spiraalseteks või ebakorrapärasteks galaktikateks. Arvatakse, et kääbusgalaktikad on moodustunud põhiliselt tumeainest.

Aktiivne galaktika: Osa vaadeldavatest galaktikatest klassifitseeritakse aktiivseteks galaktikateks, seda juhul kui galaktika sisaldab aktiivset galaktilist tuuma (AGN). Märkimisväärne osa kogu galaktika poolt toodetud energiast eraldub galaktika tuumast, aga mitte selle galaktika tähtedest, tolmust ja tähtedevahelisest keskkonnast. Aktiivse galaktika tuumas on supermassiivne must auk (SMBH), mida ümbritseb akretsiooniketas. Aktiivse galaktika tuuma tohutu kiirgus tuleneb aine gravitatsioonienergiast, kui see langeb akretsioonikettalt musta auku. Sellised aktiivsed mustad augud on tehniliselt kvasarid.

Järgmisel pildil on tegemist mitme galaktikaga - kompaktse galaktikarühma näide:

Järgmisel pildil on tegemist mitme galaktikaga

Pilt kahe galaktika ühinemisest; mõne miljardi aasta pärast juhtub seesama ka Linnutee galaktika ja meie lähinaabri Andromeeda galaktikaga:

Pilt kahe galaktika ühinemisest


Märkus: Ülisuure Messier 87 või M87 (uue nimega "Pōwehi") elliptilise galaktika keskel asuvast ülimassiivsest mustast august ja sellest mustast august saadud kõige esimesest reaalsest pildist oli siin eelpool juba juttu. Kuid mainin ära ka Messier 88 supergalaktika, mis asub Coma Berenices'i tähtkujus. Charles Messier jahtis komeete, aga sageli leidis ta ka teisi taevakehasid. Seepärast hakkas ta neid objekte katalogiseerima, et neid mitte segi ajada komeetidega. Selle töö tulemuseks saadi hindamatu ressurss nii professionaalsetele kui ka amatöörastronoomidele. See Messier 88 spiraalgalaktika (avastati 1781. aastal) on üks enam kui 100 kataloogis olevast objektist.
Antud galaktika on väga muljetavaldav: väidetavalt sisaldab see galaktika umbes 400 miljardit tähte ja arvatakse, et selle keskel asuv ülimassiivne must auk on 80–100 miljonit korda suurem kui meie Päikese mass - pilt.



Vaadeldava Universumi kaugeim ja vanim objekt - 2020:
Me näeme Universumist ainult väikest osa. Meie vaatenurgast võib see vaadeldav Universum olla igas suunas 46,5 miljardit valgusaastat, kuid kindlasti on veel ka mittejälgitavat Universumi ja seda võib-olla isegi lõpmatus ulatuses. Meile teadaolevaks kaugeimaks ja vanimaks objektiks on praegu galaktika GN-z11, mis on Maast 31,96 miljardi valgusaasta kaugusel. See iidne GN-z11 galaktika tekkis ainult 400 miljonit aastat Pärast Suurt pauku ja selle objekti valgus jõudis meieni 13,4 miljardi valgusaasta jooksul. See on niivõrd kauge objekt, et määratleb vaadeldava universumi enda piiri. Kuid selle aja jooksul on see GN-z11 galaktika ise meist samavõrra eemaldunud – 31,96 miljardi valgusaasta kaugusele ja seda tänu kosmose laienemisele:

galaktika GN-z11

Juhul kui Universum on lõplik, siis peaks see vaadeldavast Universumist olema enam kui 250 korda suurem:

Juhul kui Universum on lõplik, siis peaks see vaadeldavast Universumist olema enam kui 250 korda suurem

Uuendatud, mai 2021: Vaadeldava Universumi kõige kaugemaks spiraalseks galaktikaks on äsja avastatud BRI 1335-0417 nimeline spiraalne galaktika. Hiljuti õnnestus teadlastel üksikasjalikumalt tutvuda meie universumi kaugema osaga ja nad said teada, et need spiraalgalaktikad hakkasid moodustuma miljard aastat varem, kui seda seni arvati. See foto saadi Jaapani astronoomide meeskonna poolt, kes kasutas Tšiilis asuvat ALMA teleskoopi. Selle foto valgus näitab, et antud spiraalse morfoloogiaga galaktika vanuseks on 12,4 miljardit aastat, mis viitab sellele, et see pidi olema moodustunud umbes 1,4 miljardit aastat pärast Suurt Pauku. See galaktika, nimega BRI 1335-0417, on praeguseks kõige kaugem ja iidseim avastatud spiraalne galaktika. Teadlased ei tea siiani, et kuidas tekivad mõne galaktika puhul selle spiraalsed harud. Üks juhtivaid teooriaid oletab, et need harud eraldusid teiste lähedal asuvate galaktikate mõju tõttu. Teine teooria väidab, et harud on moodustunud ainest, mis on tõmmatud teistest lähedal asuvatest galaktikatest.


Vaadeldava Universumi kõige kaugemast ehk sügavamast kohast tehtud pilt (2019):
Hubble'i kosmoseteleskoobi üks kõige ikoonilisemaid pilte on Ultra-Deep Field (HUDF), milles on näha tuhandeid igasuguse kuju, suuruse ja värviga galaktikaid. Kõik need heledad ja vähem heledamad punktid sellel pildil ei ole tähed vaid need on galaktikad, supergalaktikad ning galakatikate parved. Hubble'i meeskond avaldas selle pildi versiooni 2012. aastal.

Ultra-Deep Field (HUDF) on pilt väikesest kosmose piirkonnast Fornax'i tähtkujus, mis sisaldab hinnanguliselt 10 000 galaktikat. Selle pildi esialgne versioon koostati andmetest, mis saadi Hubble'i kosmoseteleskoobiga aastatel 2003 ja 2004. Antud pilt näitab galaktikaid, mis tekkisid juba 13 miljardit aastat tagasi (vahemikus 400 kuni 800 miljonit aastat pärast Suurt Pauku):

Ultra-Deep Field

25. septembril 2012 avaldas NASA Ultra-Deep Field'i veelgi rohkem täiustatud versiooni, mille nimi on eXtreme Deep Field (XDF). See uuem XDF pilt toob välja galaktikad, mis ulatuvad ajas tagasi 13,2 miljardi aasta kaugusele, näidates galaktikaid, mis moodustusid juba 450 miljonit aastat pärast Suurt Pauku. Sellesse XDF pilti ühendati Hubble'i kosmoseteleskoobi 10 aastase töö andmed. 2014. aastal avaldas NASA Hubble'i kosmoseteleskoobi Ultra-Deep Field pildi, mis koosneb esmakordselt kogu ultraviolettvalguse diapasoonist kuni peaaegu infrapunakiirguseni välja.

23. jaanuaril 2019 avaldati Hubble Ultra Deep Field'i infrapunapiltidest veelgi sügavam versioon, mille nimeks pandi ABYSS Hubble Ultra Deep Field:

ABYSS Hubble Ultra Deep Field


"Chandra Deep Field South" ülikauge sügav piirkond: Ka 'Chandra' kosmoseteleskoop tegi samuti kosmosest ühe sügavaima pildi, mida on röntgenikiirgusel kunagi tehtud ja selle pildi saamiseks kulus üle seitsme miljoni sekundi vaatlusaega. Kuna see vaadeldav väli asub lõunapoolkeral, nimetavad astronoomid seda piirkonda "Chandra Deep Field South" piirkonnaks. Esmapilgul tundub, et see alltoodud pilt sisaldab ainult tähti, aga nii see ei ole: peaaegu kõik need erinevad värvilised punktid on kas ülikauged mustad augud või siis galaktikad. Enamik neist on supermassiivsed mustad augud, mis asuvad galaktikate keskmetes:

"Chandra Deep Field South" ülikauge sügav piirkond


PS! NASA sonifitseerimisprojekt (NASA’s Sonification Project): Sonifitseerimine on mitte-kõnekeelse heli kasutamine informatsiooni edastamiseks või andmete tajumiseks. Sa võtad mingid andmed ja lood nendest heli (muusika), st helide loomiseks kasutatakse teaduslikke andmeid ja matemaatilisi valemeid. Teaduslik informatsioon muudetakse helikõrguseks, helitugevuseks, stereoasendiks, heleduseks jne. Helid omavad mingit tähendust. Näiteks sonifitseeritud diagrammide ja graafikute puhul saab helisid kasutada selle diagrammi või graafiku olulise informatsiooni esitamiseks. Ühesõnaga muusika ühendatakse teadusega. Heaks näiteks on siin juba 1908. aastal leiutatud Geigeri loendur, mis on üks varasemaid ja edukamaid sonifitseerimise rakendusi. See Geigeri loendur hakkab radioaktiivse kiirguse taseme tõusmisel sagadamini klõpsuma. (Ilma selle loendurita Sa ei saakski teada, et Sa lähened parasjagu mingile radioaktiivse kiirguse allikale.)

Seda sonifitseerimise tehnoloogiat hakatakse üha laialdasemalt kasutama ja seda tehakse ka kosmose objektide ning nähtuste uurimise ja helide teel esitamise puhul. See NASA sonifitseerimisprojekt võimaldab Sul kuulata tähti ja musti auke. Kuula nende helisid:

* "Chandra Deep Field South" muusika/helid (sonifitseerimine) – link.


* Cat's Eye Nebula (NGC 6543) muusika/helid – link.


* Messier 51 (M51) ehk Whirlpool Galaxy muusika - kõige põnevam – link.



Vaadeldava Universumi teadaolevalt suurim struktuur ("objekt") - 2020/2021: Selle suurima struktuuri nimi on Hercules–Corona Borealis Great Wall (Great Wall) ja selle Suure Müüri läbimõõduks on umbes 10 miljardit valgusaastat ning see asub meist umbes 10 miljardi valgusaasta kaugusel. See suurim struktuur on nn "galaktiline hõõgniit", mis koosneb suurest hulgast galaktikatest, mis on omavahel gravitatsiooniga seotud.

Nendest 'galaktilistest hõõgniitidest' veel: Need hõõgniidid (superklastrid) on niivõrd suured struktuurid, et terved galaktikad on nende sees lihtsalt tolmukübemed. Need tohutud hõõgniidid on palju-palju suuremad kui galaktikate parved ja need on sadade miljonite valgusaastate pikkused. Kuni siiani arvati, et hiiglaslikud galaktikakobarad keerlevad sageli väga aeglaselt või siis ei tee seda üldse. Kuid uues uuringus leiti, et ilmselt ka tohutud kosmilised hõõgniidid ehk paljudest galaktikatest koosnevad hiiglaslikud struktuurid võivad samuti pöörelda – kiirusega kuni 100 km/s. Teadlased märkisid ka seda, et kõik hõõgniidid ei pöörle universumis, kuid ka neid pöörlevaid hõõgniite näib olemas olevat. Galaktikaid omavahel siduvad niidid moodustavad ämblikuvõrgu sarnase struktuuri, mida nimetatakse kosmiliseks võrguks ("kosmiliseks veebiks") – video.

Need hõõgniidid (kosmilised ehitusplokid) sisaldavad peamiselt tumeainet ja vähemal määral gaasi ning nende peale ongi siis ehitatud galaktikad. Nagu juba eelpool sai mainitud, siis need tohutud superklastri mõõtmetega struktuurid (hõõgniidid), on praeguseks Universumi kiire paisumise ja tumeenergia tõttu juba laiali lagunenud – me näeme tänapäeval ainult nende ajalugu. Kõige massiivsemad neist superklastritest võivad tänapäeval sisaldada küll palju tuhandeid Linnutee suurusi galaktikaid, kuid nüüdseks ei ole enam ühtegi sellist giganti, mis hõivaks kümneid miljardeid valgusaastaid või mis sisaldaks endas kümneid tuhandeid Linnutee sarnaseid galaktikaid. Universumi kiirendatud paisumine on lihtsalt nii suur, mis purustabki neid superklastreid kooshoidva gravitatsiooni.


Vaadeldava Universumi teadaolevalt suurim ja massiivseim galaktika - 2020/2021: Selleks on IC 1101 nimeline ülisuur elliptiline galaktika, mille halo ulatub tuumast umbes 2 miljoni valgusaasta kaugusele ja mille massiks on umbes 100 triljonit tähte - müstika! See IC 1101 galaktika asub Neitsi (Virgo) tähtkujus ja selle läbimõõduks on umbes 4 kuni 6 miljonit valgusaastat (Ly) - müstika! See on üks teadaolevalt suurimaid galaktikaid üldse ja sealjuures ka üks kõige heledamaid. IC 1101 üligalaktika on umbes 50 korda suurem ja umbes 2000 korda massiivsem kui meie kodugalaktika. [Võrdluseks: meie Linnutee galaktika läbimõõduks ehk diameetriks on "ainult" umbes 100 000 kuni 200 000 valgusaastat ja see sisaldab umbes 200–400 miljardit tähte (pigem 200 miljardit tähte) – see on spiraalgalaktikate osas üsna keskmine näitaja.]

Sellised hiidgalaktikad moodustuvad mitme galaktika kokkusulamise ehk ühinemise tagajärjel. See IC 1101 supergalaktika asub Maast umbes 1,04 miljardi valgusaasta kaugusel ja selle keskmes on arvatavasti ka kõige massiivsem teadaolev must auk:

Selleks on IC 1101 nimeline ülisuur elliptiline galaktika

Allpool siis galaktikate suuruste võrdlused: meie Linnutee (Milky Way), Andromeeda ja Messier 87 (M 87) galaktikad võrreldes selle tohutu suure IC 1101 galaktikaga. IC 1101 supergalaktika läbimõõduks on umbes 4-6 miljonit valgusaastat (LY); võrdluseks võib siin tuua näiteks meie endi Linnutee galaktika, mille läbimõõduks on "ainult" 100 000–200 000 valgusaastat:

Allpool siis galaktikate suuruste võrdlused


Kõige kiiremad tähed universumis (2019 / 2020): Enamik tähti meie Linnutee galaktikas liigub ümber galaktika tsentri kiirusega umbes 100-200 km sekundis. Kuid alates 2005. aastast on avastatud terve rida tähti, mis liiguvad üle kahe korra kiiremini kui enamik teisi tähti – üle 500 km/s – selliseid tähti kutsutakse HVS (Hypervelocity Stars) tähtedeks. Selliseid superkiireid tähti on seni tuvastatud vaid 30 ringis. 500 km/s on piisavalt suur kiirus, et sellise kiirusega täht pääseks Linnutee gravitatsioonitõmbest välja ja tuiskaks rõõmuga galaktikate vahelisse ruumi.

2019. a. avastati üsna noor S5-HVS1 nimeline peajada täht, mis on Päikesest 2x suurem ja mille kiiruseks on tohutu 1 755 km sekundis. See hüperkiire täht asub meie Linnutee galaktikas ja see on meist "ainult" 29 000 valgisaasta kaugusel. Näiteks Päike tiirleb ümber Linnutee keskme kiirusega 828 000 km tunnis, aga S5-HVs1 täht kihutab kiirusega 6,5 miljonit km/tunnis. S5-HVS1 on valget värvi täht ja see koosneb põhiliselt vesinikust. Arvatakse, et see S5-HVS1 kihutab sellise kiirusega juba üle 5 miljoni aasta. S5-HVS1 lahkub millalgi meie Linnutee galaktikast ja suundub galaktikate vahelisse ruumi. S5-HVS1 kiirus on niivõrd suur, et see paratamatult lahkub Galaktikast ega naase enam kunagi.

Teadlased oletavad, et antud superkiire S5-HVS1 täht sai oma meeletu kiiruse tänu meie Linnutee keskel asuvale ülimassiivsele mustale augule (Sagittarius A*). See Sagittarius A* nimeline must auk asub meist 26 000 valgusaasta kaugusel ja selle läbimõõduks on umbes 44 miljonit kilomeetrit. Hüperkiire S5-HVS1 kuulus varem kaksiktähe süsteemi ja see kahest gravitatsiooniliselt seotud tähest koosnev süsteem lähenes ettevaatamatult Linnutee galaktika keskmes asuvale ülimassiivsele mustale augule. Olles sellele mustale augule juba väga lähedale jõudnud, jäi üks täht sellest kaksiktähtede süsteemist ümber musta augu tiirlema, et lõpuks sinna auku langeda, aga see S5-HVS1 täht sai sellelt mustalt augult tohutu tõuke, mis suunas antud tähe meeletu kiirusega mustast august eemale.

Kui täht või tähe surnukeha jõuab mustale augule liiga lähedale, siis võib must auk selle objekti täielikult ribadeks rebida. Kui aga must auk sööb ära ainult väikese osa sellest objektist, siis annab ta selle objekti suuremale osale suure kiiruse ja paiskab selle kosmosesse tagasi:

...ja paiskab selle kosmosesse tagasi

S5-HVS1 kiirus on niivõrd suur, et see paratamatult lahkub Galaktikast ega naase enam kunagi:

S5-HVS1 kiirus on niivõrd suur, et see paratamatult lahkub Galaktikast ega naase enam kunagi

Kuid Linnutee südames olev koletisest must auk pole ainus taevane metsaline, kes suudab tähti galaktikast välja lüüa, viitab uus uuring. Astronoomid jälgisid tohutu kiire tähe trajektoori ajas tagasi. Nad leidsid, et täht, tuntud kui LAMOST-HVS1, sai oma kiiruse Linnutee galaktika kettalt, mitte aga galaktika südamikus asuvalt ülimassiivselt mustalt augult. See näitab, et ülikiiresti liikuvad tähed saavad oma algkiiruseks vajalikud väga äärmuslikud keskkonnad ka muudest kohtadest, mitte ainult supermassiivsete mustade aukude ümbrusest:

Teadlased oletavad, et antud superkiire S5-HVS1 täht sai oma meeletu kiiruse tänu meie Linnutee keskel asuvale ülimassiivsele mustale augule

Hüperkiirusega tähed kihutavad ruumis kiirusega üle 1,6 miljoni km tunnis. Need kiiruisutajad on üsna haruldased ja alates aastast 2005 on avastatud 30 sellist ülikiiret tähte.

2020. aasta. Kuid nüüdseks on avastatud veelgi kiiremad tähed ("S" tähed) ja need tähed tiirlevad Linnutee galaktika keskmes asuva ülimassiivse musta augu lähedal. Selliste tähtede orbiidid jäävad sellele ülimassiivsele mustale augule üsna lähedale ja must auk annabki nendele tähtedele sellise müstilise kiiruse. Praegu on teada kokku viis sellist ülikiiret tähte: S2 (2,7% valguse kiirusest) ja S4714, S4711, S4713 ning S4715, millede kiirus on kuni 8% valguse kiirusest.

See S4714 on neist viiest ülikiirest tähest kõige kiirem – sellel on pikem elliptiline orbiit, mis annab tal mustale augule lähemale liikudes kiirust juurde saada – kuni 24 000 km sekundis ehk umbes 8% valguse kiirusest. S4714 omab kaks korda Päikesest suuremat massi ja see superkiire täht teeb ümber galaktika tsentri tiiru iga 12 aasta tagant. See S4714 ülikiire täht liigub sellele Linnutee galaktika südames asuvale ülimassiivsele mustale augule ka kõige lähemale – "ainult" 1,9 miljardi kilomeetri kaugusele. Edaspidi võidakse paremate teleskoopidega avastada sellele mustale augule märksa lähemale jõudvad tähed, millede kiirus on veelgi suurem.

2018. aastal jõudis ülikiire täht S2 – üks esimesi tähti, mis avastati galaktika keskel asuvale mustale augule nii lähedal – oma orbiidil sellele mustale augule kõige lähemale ja saavutas sel ajal 2,7% valguse kiirusest:

S2


Märkus: Täht võib saada tohutu kiiruse ka siis kui see kuulub kaksiktähe süsteemi ja kui selle süsteemi üks täht plahvatab supernoovana. Selle supernoova tulemusel paisatakse teine täht tohutu kiirusega eemale ja selle eemalepaisatud tähe kiirus võib olla nii suur, et see nullib galaktika enda gravitatsioonijõu ning see täht kihutab galaktikast välja.


tähtis
Ja veel lisks: "UNIVERSUMI suurimate ja väikseimate objektide suuruste võrdlus. [Võrreldakse kõige tuntumaid suuremaid ja väikseimaid objekte ning kõike muud sellist...]" — link.



Universumis on veel väga palju põnevat, näiteks:


* HD 189733b - see on paneet, kus sajab klaasist vihma.
* TrES-2b - see on praegu teadaolev tumedaim eksoplaneet, mis peegeldab vähem kui 1% kogu oma valgusest ehk siis neelab ära üle 99% temale langenud valgusest; see planeet on tumedam kui süsi.
* Geliese 436 b - planeet, mis on kaetud kuni 300 kraadise kuuma jääga; see jää on väga suure rõhu all tihedalt kokku surutud, mis ei lase sel aurustuda.
* 55 Cancri e - see "teemandiplaneet" on Maast kaks korda suurem ja koosneb suures osas süsinikust (teemantidest ja grafiidist); vähemalt 1/3 paneedi massist võib koosneda puhtast teemandist. Näiteks suhteliselt hiljuti lendas Maast mõõda plaatinast asteroid, maksumusega 5 triljonit dollarit.
* Aastal 2016 tõestati gravitatsioonilainete olemasolu ja need lained tekkisid kahe musta augu ühinemisel. Gravitatsioonilained on aegruumis lainetus, mis tekib massiivsete objektide, näiteks mustade aukude ja neutrontähtede liikumise (või nende kokkupõrgete) tagajärjel; gravitatsioonilained levivad valguse kiirusega.
* APM 08279+5255 - seda kvasarit ümbritseb suurim teadaolev veereservuaar (veeaurudest pilv), mis ületab 140 triljonit korda kogu Maa ookeanide vee; see tohutu veepilv ulatub sadade valgusaastate kaugusele; antud kvasar asub meist 12 miljardi valgusaasta kaugusel.

* NASA avaldas hiljuti uuema ja täiuslikuma foto väga huvitavast udukogust, mida tuntakse "Necklace Nebula" nime all ning mida kirjeldatakse kui "kosmiliste mõõtmetega briljantkaelakeed". See udukogu (PN G054.203.4) asub meist umbes 15 000 valgusaasta kaugusel väikeses tuhmis Sagitta tähtkujus. See, mida me praegu selle ilusa udukoguna näeme, on tegelikult üksteise lähedal tiirlevate tähtede paar. Umbes 10 000 aastat tagasi paisus suurem täht ja "neelas väiksema tähe alla". Väiksem täht jätkas oma orbiidil tiirlemist ja seda väga lähedal oma suuremale kaaslasele. Need kaks tähte asuvad väga lähestikku, üksteisest ainult mõne miljoni kilomeetri kaugusel ja nad tiirlevad kiiresti üksteise ümber. See suurendas mõlema tähe pöörlemiskiirust, põhjustades sellega suurema tähe aine ja gaasi väljapoole paiskumise. See väljapoole lennanud ülitihe gaas näebki nüüd välja nagu teemantkaelakee. Need kaks tasapisi surevat ja meie Päikesele sarnanevat tähte pöörlevad seal ka praegu ning need on väike valge täpp selle heledalt särava rõnga keskel. Need tähed teevad üksteise ümber terve ringi ainult veidi üle 24 tunni jooksul.

Necklace Nebula

* jne, jne...; paljudest avastamata asjadest pole meil veel õrna aimugi.


Märkused:

1. Teemantide tekkimine: Natuke ka nendest eelpool mainitud "teemantidest" ja seda just meie Maa kontekstis vaadatuna. Arvatakse, et enamik teemante moodustuvad 150 kuni 200 km sügavusel maapinna all ja seda just mandrite all suhteliselt jahedas kivimimassis. See protsess võib ulatuda kuni 2,6 miljardi aasta taha ja tõenäoliselt jätkub see ka tänapäeval. Mõnikord tuuakse need teemandid ülespoole ja seda põhjustavad võimsad sügaval all paiknevad vulkaanipursked, mida nimetatakse kimberliitideks. (Ära oota, et näed praegu üht sellist toredat vulkaanipurset; noorimad teadaolevad kimberliidimaardlad on kümneid miljoneid aastaid vanad.)

On kindlaks tehtud kolm erinevat teemantide moodustumise perioodi. Need kõik toimusid eraldi kaljumassides, mis lõpuks ühinesid tänapäeva Aafrikaks. Kõige vanim teemantide moodustumise periood toimus vahemikus 2,6 miljardit ja 700 miljonit aastat tagasi. Järgmine teemantide moodustamise etapp hõlmas võimalikku ajavahemikku 550 kuni 300 miljonit aastat tagasi, kuna Aafrika manner jätkas enda moodustamist. Kõige viimane teadaolev teemantide moodustumise faas toimus ajavahemikus 130 kuni 85 miljonit aastat tagasi. Just selle viimase perioodi lõpus, kui Aafrika oli suures osas oma praeguse kuju omandanud, tõid suured kimberliidipursked need teemandid maapinnale, mida tänapäeval seal kaevandatakse. Nende vulkaanipursete tahkunud jäänused avastati 1870. aastatel ja neist saidki need kuulsad De Beers'i teemandikaevandused. Teemante kaevandatakse veel ka Austraalias, Brasiilias, Põhja-Kanadas ja Venemaal.



2. Miks kosmos näeb välja mustana? Mis on universumi keskmine värv? Kui Sa vaatad oma silmadega öist taevast või imetled veebis universumi pilte, siis näed ainult musta värvi kosmost, mis sisaldab eredaid tähti, planeete ja kosmoseaparaate. Aga miks see kosmos on must? Üllatuslikult pole siin valguse puudumisega mingit pistmist. Kuna meie Linnutee galaktikas on miljardeid tähti ja universumis on miljardeid galaktikaid ning muid valgust peegeldavaid objekte, näiteks planeete, siis peaks öine taevas paistma äärmiselt eredana. Kuid selle asemel on see tegelikult väga pime.

Universumi keskmine värv: Kosmoses EI OLE musta värvi olemas vaid see näitab lihtsalt seda, et universumi pimedas osas puudub see meile nähtav valgus. Värv ise on aga nähtava valguse tulemus, mis luuakse kogu universumis tähtede ja galaktikate poolt. Kombineerides paljude galaktikate värvispektreid, loodi teadlaste poolt nähtava valguse spekter, mis esindab kogu universumit ja seda nimetatakse kosmiliseks spektriks. See kosmiline spekter võimaldab meil omakorda määrata universumi keskmise värvi. Universumi keskmiseks värviks on seega beež varjund, mis ei ole mitte liiga kaugel valgest värvist. Just see valge valgus on nähtava valguse kõigi erinevate lainepikkuste kombineerimise tulemus. See uus universumi keskmine värv sai endale nimeks "cosmic latte" – pilt.

Kosmilise spektri põhikontseptsioon on see, et see kujutab endast universumi seda valgust, mis oli kõige alguses: see tähendab, et see kujutab valgust nii, nagu seda kogu universum kiirgas, aga mitte ainult sellisena, nagu see meile tänapäeval Maal paistab. Valgus, mida me praegu näeme, ei ole sama värvi, mis oli selle esmakordsel kiirgamisel. Siin tuleb mängu see eelpool kirjeldatud punanihke seadus. Tähed ja galaktikad eemalduvad meist ning seetõttu on kaugematelt objektidelt saabuv valgus rohkem "punasem" kui seda lähemal asuvatel objektidel. Kauged galaktikad eemalduvad meist nii kiiresti, et nendelt saabuv kiirgus nihkub nähtava valguse piirkonnast infrapunasesse ossa (valguse punanihe).

Miks aga kosmos näeb välja mustana? Selle paradoksi põhjus on selles, et meie universum laieneb kiiremini kui valguse kiirus. Mida kaugemal mingi galaktika meist asub, seda kiiremini ta meist eemaldub. Kauged galaktikad eemalduvad meist nii kiiresti, et nendelt saabuv kiirgus nihkub nähtava valguse piirkonnast infrapunasesse ossa (valguse punanihe). Valguse punanihe tähendab seda et valguse esialgne lainepikkus pikeneb ja seetõttu nihkub valguse värvus spektriskaalal rohkem punase värvi suunas. Ühesõnaga kaugelt tulev galaktikate valguse lainepikkus võib pikeneda ja muutuda infrapuna-, mikrolaine- ja raadiolaineteks, mida aga meie inimsilm ei tuvasta. Ja kuna nende objektide valgust pole silmadega võimalik tuvastada, siis tunduvad nad palja silmaga vaadates tumedad (mustad). Juhul kui me suudaksime näha näiteks mikrolaineid, siis helendaks kogu ruum (kosmos).

Veel üks põhjus, miks tähtedevaheline ja planeetidevaheline ruum näib tumedana, on see, et ruum kujutab endast peaaegu täiuslikku vaakumit. Mateeria puudumisel liigub valgus sirgjooneliselt allikast otse vastuvõtjani. Kuna kosmos on peaaegu ideaalne vaakum – see tähendab, et selles on äärmiselt vähe osakesi – siis ei ole tähtede ja planeetide vahelises ruumis praktiliselt midagi, mis võiks valgust meie silmadesse peegeldada. Ja kui see valgus ei jõua meie silmadesse, siis näib kõik musta värvina.




Me teame veel väga vähe: Mis juhtus enne Suurt Pauku? Teadlased on kehvad filosoofid, sest seda, mis eelnes Suurele Paugule, enamik neist tarkadest kas välistavad selle või ei huvita see neid üldse. Kuna Suurele Paugule eelnenud ajale empiirilisi tõendeid pole, siis teadlased lihtsalt ignoreerivad seda küsimust. Näiteks kuulsa teadlase Hawking'i arvates on see küsimus mõttetu. Aeg ise – ja ka universum ning kõik selle sees olev – algas Suurest Paugust. See tähendab, et loojal puudb võimalus, sest loojal ei ole aega eksisteerimiseks. Selle arvamusega ei ole kindlasti paljud nõus, aga Hawking väljendas seda kogu oma elu jooksul. See küsimus kuulub peaaegu kindlasti kategooriasse "ei lahendata kunagi ei ühel ega teisel viisil".

* Me ei tea siiamaani seda et mis oli enne seda Suurt Pauku ja mis selle "suure paugu" ikkagi käivitas? Võimalik, et enne Suurt Pauku kujutas universum endast lõputus ulatuses ülikuuma tihedat püsivas olekus mateeriat, kuni selle ajani, mil see Suur Pauk mingil põhjusel käivitus? Seda ülitihedat universumi võis juhtida kvantmehaanika ja Suur Pauk oleks siis tähistanud seda hetke, mil klassikaline füüsika asus universumi evolutsiooni peamiseks tõukejõuks? Võib-olla ei olnud see Suur Pauk algus vaid see oli üks osa mingist suuremast protsessist? Võib-olla on tegu järjest arenevatest universumitest, meie Suur Pauk võis olla lihtsalt "põrge" - üleminek varasemast, kokkutõmbunud universumist, laienevasse universumisse, kus me täna asume? Võib-olla on tegu nn tsüklilise universumiga? Võib-olla oli enne seda Suurt Pauku veel midagi, mida tasuks järele mõelda.

* Keegi ei tea päris täpselt, et mis toimus universumis kuni 1 sekund pärast Suurt Pauku. Enamik teadlasi arvab, et selle aja jooksul universum jahtus piisavalt ja läbis selle esimese sekundi jooksul eksponentsiaalse laienemise protsessi, mida nimetatakse inflatsiooniliseks paisumiseks. Keegi ei tea, et mis võis selle inflatsiooni põhjustada. Mis oli see ürgenergia, millest kõik see alguse sai ja mis põhjustas selle kosmose äkilise ning võimsa inflatsioonilise paisumise? Kuid mõned teadlased usuvad, et mis iganes selle inflatsioonilise laienemise esile kutsus, võis see juhtuda mitte ainult üks kord, vaid palju kordi, mis viis paljude universumite tekkimiseni. Kui see "igavese inflatsiooni" teooria on õige, siis tekib kosmoses neid uusi universume pidevalt juurde, nagu mulle keeva veega potis. Kuid mis oli ikkagi enne neid "mulle"?

* Kas see algupärane singulaarsus oli ikka olemas? Mis on see tumeaine ja tumeenergia? Kas meie Universum on ainulaadne? Kas neid universume on rohkem? Kui neid universume on rohkem, kas nad on siis üksteise sees (nagu jonnipunnid) või siis eksisteerivad nn paralleelsed universumid? Kas meie Universum laieneb igavesti kuni selle täieliku kadumiseni või siis laieneb see triljoneid aastaid ja seejärel tõmbub jälle kokku (kuni singulaarsuseni), et aja mõõdudes uuesti alustada? Kas Universumi olemasolu on paratamatu? Ehk: kas Universum võiks ka üldse mitte eksisteerida või eksisteerida kuidagi teisiti? Kui polnud millestki alustada, siis kust tulid need loodusseadused? Universumi tekkimine on tagajärg, aga puudub selle tekkimise põhjus.

Vaatamata kõigele, on see Suure Paugu teooria teadlaste seas praegu kõige rohkem tunnustatud. Selle teooria kinnituseks on leitud ka kaudseid tõendeid, näiteks kosmilise mikrolaine-taustkiirguse ehk reliktkiirguse uurimisega (st Suurest Paugust alles jäänud ürgse sära ehk kosmilise jääkkiirguse uurimisega). Tõendeid on leitud ka gravitatsioonilainete ja muude nähtuste ning objektide uurimisega. Siiani EI OLE veel ühtegi paremat alternatiivset teooriat välja pakutud!

CMB

Meil on vähe teadmisi isegi oma endi Päikesesüsteemi kohta, näiteks mis toimub selle gaasigigandi Jupiteri sisemuses? Jupiteril ja Saturnil on mõned väga põnevad kaaslased, ka nendest tahaks rohkem teada... jne.


Ka näiteks mustade aukude kohta on vähe teadmisi: Nende mustade aukude (& Universumi) kohta on ülimalt vähe teadmisi, on ainult teooriad. Musti auke ei saa otseselt vaadelda ja neid võib ainult kaudsel teel tuvastada, näiteks musta auku ümbritsevat keskkonda vaadeldes. Teadlased ei tea siiamaani, et kas nende tõeliste mustade aukude keskmes see kurikuulus singulaarsus üldse eksisteeribki ja seda ei saadagi teadma – ei saa ju sinna sisse karata ja sealt jälle välja jalutada.

Meie teadmised paistavad praegu välja umbes sellised: Nii, Sa kavatsed hüpata musta auku. Mis võib Sind seal oodata? Kui järsku, vaatamata kõigele, jääd Sa seal augus mingil moel ellu? Kuhu Sa siis välja jõuaksid, kas teise universumisse või meie universumi mingisse muusse ossa — nn "ussikäigu" kahe otsaga tunneli teooria? Kas selle musta augu taga on mingi "valge auk", kuhu kogu see musta augu poolt allaneelatud kraam peaks välja jõudma (välja sülitatama) — must auk on hoopis portaal ("tähevärav") ja singulaarsust ei eksisteerigi? Võib olla ei vii must auk kuhugi vaid selle sündmuste horisont on nagu hiiglaslik tulemüür ja kõik mis sellega kokku puutuks, põleks hetkega — nn "tulemüüri" teooria. Või juhtub veel midagi? Või Sa saad siiasamasse tagasi pöörduda ja meile oma seiklusest ilusaid lugusid pajatada?

Kõigile nendele küsimustele on väga lihtne vastus: "Kes teab?" Kuid praegu arvatakse üldiselt, et kui Sa kargad sinna "auku", siis surutakse Sind lõpmatu tiheduseni kokku ja kogu moos.

Ja näiteks kuidas see elu siin Maal ikkagi tegelikult alguse sai? – sellest on natuke juttu seal.


Paljud küsimused jäävad igaveseks lahendamata ja osa teaduslikke "raudseid tõdesid" lükatakse tulevikus veel kolinal ümber. Kirik ja usklikud on muidugi pöördes, nende Jumal lõi KÕIK selle!!! See habemega vanamees kusagilt "kõrgelt ja kaugelt" andis selle stardipaugu. Ja see habemega vanamees on veel iseenda poeg. Ka pahad poisid on vaimustuses, Vanakurat ju ikkagi eksisteerib! Katoliku kiriku papid on juba nii targaks saanud, et ühendavad osavalt kaasaegse teaduse oma Jumala ning piibliga, sama tehakse ka Universumiga seoses. Kirik ütleb, et jah teadlastel on mõnes suhtes ju isegi õigus, aga kõige taga paistab ikkagi välja just Jumala enda võidukas tahe ja algatus. Nüüd lastakse kiriku poolt välja isegi täitsa häid kosmose- ja jumalaga seotud videosid, kus on ka väga palju tõtt, aga lõpuks lõppeb ikkagi kõik selle Jumala suure võidu ja triumfiga.




PS! Oluline sündmus (James Webb Space Telescope ehk JWST): 2021. aasta lõpus saadetakse kosmosesse kõige suurem ja võimsam kosmoseteleskoop, mille nimeks on James Webbi kosmoseteleskoop (James Webb Space Telescope ehk JWST). Selle kosmoseteleskoobi ülessesaatmist on juba mitu korda edasi lükatud, aga nüüd on see tervelt 10 miljardit dollarit maksma läinud teleskoop lõpuks ka valmis ja selle kosmosesse saatmine peaks toimuma 18. detsembril 2021. See uus James Webbi kosmoseteleskoop ei asenda seda kuulsat, praegu töötavat, Hubble'i kosmoseteleskoopi vaid saab selle järglaseks, sest nende kosmoseteleskoopide võimalused ei ole identsed. Kosmoses olevate väga kaugete objektide (näiteks esimeste galaktikate, mis moodustusid Universumis) vaatlemine nõuab juba infrapunateleskoopi. See uus James Webb'i kosmoseteleskoop hakkab Universumit vaatlema eelkõige just infrapuna diapasoonis (infrapuna lainealas), Hubble'i kosmoseteleskoop töötab aga peamiselt optilise- ja ultraviolettkiirguse lainepikkustel (kuigi sel teleskoobil on ka teatud infrapunavõime). Hubble’i on seega optiline kosmoseteleskoop ja James Webb on aga infrapuna-teleskoop. Tähed ja planeedid, mis alles moodustuvad, on peidetud nähtavat valgust neelava tolmu taha. (Sama kehtib ka meie galaktika keskpunkti kohta.) Kuid infrapuna valgus, mis kiirgub nendest piirkondadest, võib läbi tungida ka sellest tolmusest ümbrisest ja paljastada seda, et mis seal sees on – see ongi just selle uue James Webb'i kosmoseteleskoobi eelis – pilt. James Webb'i kosmoseteleskoobiga näeb seega kosmoses märksa kaugemale. Webb'i kosmoseteleskoobil on ka palju suurem peegel ja ka see lubab ajas kaugemale tagasi vaadata, kui seda Hubble suudab.

See projekt on väga keeruline ja kallis, aga teadlaste jaoks ülioluline ettevõtmine. See on NASA kõige keerulisem teaduslik missioon. Kosmoseteleskoop saadetakse teele Euroopa Kosmoseagentuuri (ESA) Ariane 5 kanderaketiga. Pärast kanderaketi starti Prantsuse Guajaana kosmosekeskusest (ka Guajaana / Euroopa kosmodroomilt) ja Webb teleskoobi vajalikule orbiidile viimist, avatakse selle suur päikesekaitse ekraan ning peeglid ja kokku kulub selleks 30 päeva. Pärast seda kulub veel umbes 5 kuud, et seda kosmoseteleskoopi täielikult töökorda seada. Hubble'i kosmoseteleskoop asub praegu väga madalal Maa orbiidil, samas kui James Webb'i kosmoseteleskoop hakkab töötama Maast 1,5 miljoni kilomeetri kaugusel, teises Lagrange'i (L2) punktis. Selles L2 punktis blokeerib Webb'i päikesekilp Päikese, Maa ja Kuu poolt tuleva valguse. See aitab Webbi kosmoseteleskoopi jahedana hoida, mis on infrapunateleskoobi puhul väga oluline – pilt.

Prantsuse Guajaanas, mis on Prantsusmaa ülemerepiirkond ja ülemeredepartemang Lõuna-Ameerika kirdeosas, asuv Euroopa kosmodroom – pilt. (Märkus: 1850. aastal rajati sinna Napoleon III käsul üsna julm sunnitöölaager ja see asus Maroni jõe ääres. Sinna saadeti rasket tööd tegema kurjategijad, kes said karistuseks vangla ja sunnitöö. Ligi 100 aasta jooksul, aastatel 1852–1946, elasid ja töötasid seal Saint Laurent de Maron'i sunnitöövanglas kümned tuhanded süüdimõistetud. Laagris elasid nii mõrvarid kui ka vangid, kes saadeti sinna maailma teise otsa üsna väikeste õigusrikkumiste eest. Üks tuntumaid kinnipeetavaid oli Alfred Dreyfus, juudi-prantsuse ohvitser, keda süüdistati ebaõiglaselt riigireetmises ja ta veetis seal kurikuulsas vanglas neli aastat, tuntud ka Kuradisaare nime all. Kuid vang, kes rääkis maailmale sellest Saint Laurent de Maroni vanglast kõige teravamates detailides, oli prantsuse kirjanik Henri Charrière, kes kirjeldas enda kinnipidamisest ja põgenemisest raamatus "Papillon", mis sai ülemaailmseks bestselleriks, siis kui see 1969. aastal ilmus. Hiljem tehti selle raamatu põhjal ka kaks "Papillon" nimelist filmi – 1973 ja 2017. aastal – tasub vaadata.)

Ühesõnaga Webb kosmoseteleskoop hakkab tiirlema ümber päikese ja seda stabiilsest punktist kosmoses, mida kutsutakse L2 ning mis asub Maast 1,5 miljoni kilomeetri kaugusel. Teleskoobil kulub pärast ülessesaatmist sinna L2 punkti jõudmiseks, suure päikesekaitse ekraani ja peeglite avamiseks tervelt kuu aega. Teleskoobi päikesekaitse hakkab kogu aeg olema Maa ja päikese poole, hoides nende valgust ning soojust eemal teleskoobi tundlikest instrumentidest. Seal L2 punktis viibides kulutab teleskoop veel viis kuud oma teaduslike instrumentide sisselülitamiseks ja katsetamiseks, enne kui alustatakse andmete kogumisega – pilt.

James Webb'i kosmoseteleskoobi jaoks on kosmosesse saatmine vaid esimene samm. Teleskoop peab enne kosmose tegeliku vaatlemise alustamist läbima keerukate avamise- ja seadistamise seeria. Kogu tegevuse järjestus, sealhulgas teadusinstrumentide ettevalmistamine, võtab aega umbes kuus kuud. Kõik peab õigesti minema, sest Webb suundub kosmosepunkti nimega L2, mis on astronautide külastamiseks ja teleskoobi parandamiseks Maast liiga kaugel. Siin on ajakava selle kohta, et mis KÕIK peab õigesti tehtama (kõik ajad on ligikaudsed) – video.

Selle uuema kosmoseteleskoobiga tahetakse veelgi sügavamale kosmosesse vaadata ja ka palju muud põnevat avastada...:

James Webb Space Telescope


James Webbi kosmoseteleskoobi peapeegel on 6,5 meetrise läbimõõduga (näiteks Hubble'i kosmoseteleskoobi peapeegel on palju väiksema läbimõõduga - 2,4 meetrit):

James Webb'i kosmoseteleskoobi peapeegel on 6,5 meetrise läbimõõduga


Webbi and Hubblei kosmoseteleskoopide peeglite suuruse võrdlus - pilt.

Tänu sellele suurele teleskoobile võib järgmise 5–10 aasta jooksul avastada ka maavälise elu tunnuseid. See teleskoop võib kolme päeva jooksul reaalselt leida teistel planeetidel potentsiaalseid elumärke. Näiteks seda et kas gaasiliste kääbusplaneetide atmosfäär sisaldab ammoniaaki ja muid potentsiaalseid märke elusolenditest. Peale selle saab antud NASA kõigi aegade kallima teadusliku instrumendiga vaadata ka Universumi kõige varajasemaid galaktikaid ja palju muud. Webb kosmoseteleskoop võib ajas tagasi minna sinnamaani, mil varases universumis moodustusid esimesed eredad objektid (tähed ja galaktikad). Webb suudab ajas tagasi vaadata umbes 100 miljonit - 250 miljonit aastat kohe pärast Suurt Pauku – pilt.

Ja veel üks ajas tagasivaatamise võrdlus: pilt.

Lisaks veel James Webbi kosmoseteleskoobi teekond kosmosesse... — vido.


teadmiseks
Marsi kulgur: Marsi "koloniseerimine" saab üha rohkem hoogu juurde! Marsilt elu märke jms otsiv NASA kulgur "Perseverance" maandus 18.02.2021 edukalt ja lähetas Maale esimesed kaadrid. See maandumine on üks pöördelistest hetkedest NASA, Ühendriikide ja kosmoseuurimise jaoks ülemaailmselt. Sellega on kaasas esimene helikopter, mis hakkab lendama teisel planeedil. Esimest korda hakatakse ka Marsil helisid salvestama. Tulevased missioonid peaksid Perseverance’i kogutud proovid Maale tooma:

NASA kulgur Perseverance
NASA kulgur Perseverance - 2
Marsilt elu märke jms otsiv NASA kulgur Perseverance maandus 18.02.2021 edukalt ja lähetas Maale esimesed kaadrid - 1
Marsilt elu märke jms otsiv NASA kulgur Perseverance maandus 18.02.2021 edukalt ja lähetas Maale esimesed kaadrid - 2

Marsi kulguri (Perseverance Mars Rover'i) maandumine on äärmiselt raske ja keeriline. See on niivõd keeruline, et ainult 40% Marsile saadetud kulguritest on edukalt maandunud, olenemata sellest, et mis riik või agentuur selle kulguri sinna saatis. Kulguri maandumise kogu sündmuste jada toimub umbes seitsme minuti jooksul, aga raadiosignaali saatmine Marsilt Maale võtab aega umbes 11 minutit. Selleks ajaks, kui NASA saab teada, et kulgur sisenes Marsi atmosfääri, on see kulgur tegelikult juba maandumise lõpetanud. Seega tuleb kõik need kulguri maandumise etapid täielikult automatiseerida.

"Perseverance" maandumise puhul tähendab see planeedi orbiidil aeglustumist, langevarju avamist, kuumakaitse eemaldamist, sobiva maandumiskoha väljavalimist ja navigeerimist sellesse kohta. Seejärel peab kulgur oma väliskestast lahti saama, käivitama maandumismootorid ja maanduma piisavalt pehmelt, et ellu jääda. Kui midagi läheb valesti, siis ei saa NASA enam midagi teha – selle 7 minuti jooksul on NASA täielikus teadmatuses – "seitse minutit õudust". Ja veel üks video sellest kulguri maandmisest; kulguri külge oli kinnitatud seitse spetsiaalset kaamerat, et seda maandumist Marsile mitme nurga alt salvestada - link.

NASA 'Jet Propulsion Laboratory' esitas YouTube'is sellest Marsi kivisest ja tolmusest pinnast ka interaktiivse 360º panoraamse video ja seda saab ka suumida. See ülevaade koosneb 132 pildist, mis pildistati 15.04.21 ja monteeriti seejärel mosaiigina kokku. Kavas on, et see kulgur sõidab peagi minema ja jätkab oma teekonda läbi selle kraatri. [Ajalooline hetk: NASA 'Perseverance' kulgur kogus 1. septembril 2021 ka kõigi aegade esimese Marsi kivimiproovi.]

Selle Marsi kulguriga on kaasas ka esimene helikopter, mis hakkab teisel planeedil lendama. Kui see NASA Marsi helikopter "Ingenuity Mars" on kulguri kõhu alt "välja roninud", siis hakatakse seda esimeseks lennuks ette valmistama ja tekkivaid probleeme lahendama. Kui kõik saab korda, siis sooritatakse ka esimene lend, mis peaks toimumuma millalgi aprillis, 2021 ja sellest tehakse ka NASA Live'is ülekanne.

Ingenuity

Täiendatud 19.04.21: Esmaspäeval sai 'NASA Ingenuity Mars Helicopter' ajaloo esimeseks lennumasinaks, mis sooritas juhitava lennu teisel planeedil. Selle helikopteri esimene lend oli edukas - link.

esimene lend


Märkus: Ja ega ka Hiina riik, kes üritab tulevikus maailma valitsejaks saada, ei taha ameeriklastest maha jääda. Hiina 'Zhurong' nimeline Marsi kulgur maandus Marsile 14.05.21 kuupäeval ja nüüdseks on see kulgur saatnud Maale hulga pilte, sealhulgas ka "perekonna foto", millel on kulgur koos raketimootoriga varustatud maandumisplatvormiga. Hiinlaste Marsi kulgur tegi selle selfie nii et kukutas oma kõhu alla kinnitatud kaamera maandumisplatvormist umbes 10 meetri kaugusele ja liikus seejärel ise selle maandumisplatvormi kõrvale. Kaamera edastas pildi juhtmevabalt kulgurile, mis saatis seejärel selle foto Maale orbiidil asuva Tianwen-1 kosmoseaparaadi kaudu – pilt. Nüüd oleks neil aeg sinna Marsile ka oma robot-sõdalased saata, las madistavad seal...


teadmiseks
NASA uus SLS (Space Launch System) rakett: See NASA kosmoselaevade lennutamise süsteem (SLS) on agentuuri enda võimsaim rakett, mille kaugem eesmärk on viia inimesed ja kaubalastid sügavale päikesesüsteemi. NASA soovib oma tulevaste inimmissioonide jaoks "paindlikke sihtkohti", sealhulgas Kuu, Marss ja Maa-lähedased asteroidid. SLS kanderakett peaks plaanide kohaselt oma esimese lennu sooritama Artemis (Artemis I) programmi raames 2022. aasta veebruaris, siis kui mehitamata kosmoselaev Orion teeb tiiru ümber Kuu. See kosmoselaevade lennutamise süsteem on kõige võimsam rakett, mille NASA on kunagi ehitanud. SLS ehitatakse mitmes konfiguratsioonis: Block 1, Block 1B ja Block 2 konfiguratsioonis. Kuigi NASA natuke kaugem eesmärk on veel ka inimesed uuesti Kuule viia, on see konkreetne SLS (Block 1 konfiguratsioonis) mõeldud Artemis I programmi jaoks, mis on Kuu ümber ilma inimesteta tiiru tegemine ja mis võib alata 2022. a. veebruaris. Selle kosmoselaevade lennutamise süsteem (SLS) kokkupanemine toimub maailma ühes suurimas hoones ja selle peamine koostisosa (SLS-i suur keskosa) on 65 meetrit pikk ning kaalub üle 85 tonni. Juba selle tõstmine ja paigutamine mobiilse stardiplatvormi peale on grandioosne ettevõtmine – pilt.

Artemis II programmi raames saadetakse inimesed selle SLS-iga ümber Kuu tiirutama (aastal 2023) ja Artemis III programmi eesmärgiks on juba astronautide maandumine Kuu pinnale, mis peaks toimuma juba 2024. aastal. Kuid neid tähtaegu võidakse ka edasi lükata! See NASA uus SLS (Space Launch System) selle BLOCK 1 konfiguratsioonis – pilt.

Kuid aprillis 2021 valis NASA ka Elon Muski 'SpaseX' ettevõtte 'Starship' kosmoselaeva inimeste Kuule viimiseks ja see 2,9 miljardi dollari suurune leping on samuti osa Artemis programmist – sellest rohkem siin edaspidi. [Märkus: Tulevane uuem SLS (Space Launch System) selle Block 2 konfiguratsioonis koos "Cargo" komoselaevaga tuleb veelgi võimsam ja pikem (111,3 m ja see suudab orbiidile viia 130 tonni). Kuid Elom Muski "Starship" raketisüsteem saab olema maailma kõige võimsamaks kosmoseraketiks (kõrgus 120 m ja see suudab orbiidile viia 150 tonni).]

Selle SSL kosmoselaevade süsteemi peamise astme vertikaalsesse asendisse tõstmise video.

Eesti Marsil

NASA meeskonnad üle kogu riigi valmistuvad Artemis I missiooni saatmiseks Kuule. Kui NASA võimas 'Space Launch System' rakett lendab Kuule, siis annavad selle neli RS-25 mootorit ja kaks kanderaketti (raketikiirendit) rohkem kui 8,8 miljonit naela tõukejõudu – video.

Oktoober 2021: NASA võimas SLS rakett on nüüd täies ulatuses komplekteeritud, et sooritada Artemis I Kuu missioon veebruaris 2022. Insenerid ja tehnikud kinnitasid selle Orioni kosmoseaparaadi täielikult kokkupandud Space Launch System (SLS) raketi külge ehk otsa. NASA Artemis I missiooni saatmine kaugele sügavasse kosmosesse – video.


teadmiseks
Firma 'Relativity Space' poolt täielikult 3D-prinditud raketid: Silma tasub peal hoida ka ettevõtte Relativity Space poolt täielikult 3D-printimisega trükitavatel järgmise põlvkonna Terran 1 ja Terran R rakettidel. See ettevõte võib need Terran 1 ja Terran R raketid luua 60 päeva jooksul. Kaheastmelise Terran 1 rakett plaanitakse maalähedasele orbiidile saata juba 2021. aastal. Kuid Terran R rakett saab olema märksa parem kui see Terran 1 ja Terran R saab olema täielikult korduvkasutatav. Terran R peaks esimest korda startima 2024. aastal. 'Relativity Space' plaanib ka Marsi "koloniseerimisest" aktiivselt osa võtta.



teadmiseks

Kosmoseturism (võidujooks on alanud...):

Kosmoseturism

Sellised mitte-riiklikud kosmoseettevõtted nagu Virgin Galactic (sir Richard Branson), SpaceX (Elon Musk), Blue Origin (Jeff Bezos, ka Amazoni asutaja) ja Boeing (koostöös NASA-ga) on nüüd alustanud ägedat võidujooksu selle kosmoseturismi, madalate Maa-orbiitidega satelliitide ülessesaatmise ning kaupade kosmosesse toimetamise alal.

Esimesed "amatöörastronaudid" või "tsiviilastronaudid" on nüüdseks juba kosmoses käinud, lihtsalt "kosmoseturistideks" neid kutsuda nagu ei sobiks: sellega said hakkama 'Virgin Galactic' kosmoseettevõtte miljardärist tegevdirektor sir Richard Branson'i ja ka 'Blue Origin' kosmoseettevõtte asutaja miljardärist Jeff Bezos'i (ka Amazoni asutaja) meeskonnad, kes käisid kosmoses juulis 2021. Ka SpaceX (Elon Musk) kosmoseettevõte saatis 15. septembril 2021 esimese TÄIELIKULT TSIVIILOTSTARBELISE meeskonna kosmosesse ja see missioon sooritas tervelt kolmepäevase reisi ümber Maa orbiidi... Virgin Galactic ja Blue Origin kosmosettevõtete kosmoselaevad sooritasid SUBORBITAALSED lennud, aga SpaceX kosmoseettevõtte 'Crew Dragon' kosmosekapsul sooritas juba täielikult ORBITAALSE lennu.

Kuid sellele laiale rahvahulgale mõeldud kosmoseturismini on veel pikk maa. Esiteks piletihinnad: praegu võivad seda endile lubada ainult ülirikkad ja ka lähimas tulevikus jääb see veel ainult rikaste pärusmaaks. Näiteks kosmoseturismi ettevõtte Virgin Galactic poolt organiseeritavad mõneminutilise kaaluta olekuga kosmosereiside piletid hakkavad maksma alghinnaga 450 000 dollarit istekoha kohta. Virgin Galactic pakub klientidele kolme võimalust: osta üks koht või osta mitu kohta või siis broneerida kogu lend kaheksa reisijaga VSS Unity'i kosmoselennukile (või muudele tulevikus kasutusele võetavatele kosmoselennukitele, näiteks hiljuti ehitatud VSS Imagine kosmoselennukile). Reisijate lend kestab kokku umbes üks tund, nad on kaaluta olekus 3-4 minutit ja saavad uudistada pimedast kosmosest Maad. Praeguseks on pileti broneerinud umbes 600 inimest. (Ma arvan, et ka meie pensionärid on asjast huvitatud.) Virgin Galactic ettevõte müüb istekohti ka mikrogravitatsiooni uuringuteks ja professionaalsete astronautide koolitamiseks – üks pilet maksab sel juhul 600 000 dollarit.

Teiseks probleemiks on kliima: nimelt praegused kosmoselaevad rikuvad väga suurel määral Maa atmosfääri ja raiskavad kütust ning vaevalt, et kliimaaktivistid sellega lepivad. Teadlased muretsevad, et selliste raketilendude arvu kasv ja kosmoseturismi tõus võivad kahjustada Maa atmosfääri ning aidata kaasa kliimamuutustele. Raketid saastavad just atmosfääri kõrgemaid kihte – stratosfääri (stratosphere), mis algab umbes 10 kilomeetri kõrguselt ja mesosfääri (mesosphere), mis algab umbes 50 kilomeetri kõrguselt – pilt. Samas pole teadlastel õrna aimugi ega ka piisavalt andmeid, et öelda seda, et millisel hetkel hakkavad need sagedased raketistardid planeedi kliimale mõõdetavat mõju avaldama. Samal ajal on stratosfäär juba ka praegu muutumas, kuna rakettide ülessaatmiste arv aina kasvab.

Seega, et see nn kosmoseturism õitsele puhkeks, on vaja normaalseid piletihindasid ja uuemat tehnoloogiat, mis ei rikuks nii palju seda Maa atmosfääri ning stratosfääri osoonikihti ja ei raiskaks nii palju kütust. Ja mis "turism" see üle-üldse sellise ränga raha eest on, mis kestab kosmoses umbes 10-20 minutit ning kaaluta olekus saad ainult mõned minutid olla ja "Yeah!!!" karjuda? Teine asi oleks kui Sa saaksid maakerale ikka mõned tiirud peale teha, kaaluta olekus märksa kauem hõljuda, illuminaatorist palju kauem Maad imetleda ja õlut kulistada... Aga kõik muutub, see, mis algul paistab ulmeline ja võimatu, saab üsna varsti reaalsuseks ning ka need mitmepäevased ümber Maa tiirutamised kosmoses tulevad igal juhul. Näiteks 15. septembril 2021 saigi teoks SpaceX kosmoseettevõtte (Elon Musk) esimene täielikult tsiviilotstarbeline Inspiration4 nimeline missioon, millest võttis osa neli eraisikut ja see meeskond sooritas kosmoselaevaga 'Crew Dragon' juba kolmepäevase reisi ümber Maa.


! Kosmoseturismi alal on praegu suurimateks tegijateks järgmised kosmoseettevõtted ja iskud... – loe sellest kosmoseturismist, suurimatest rakettidest jms edasi sealt.





Etteotsa




Praegu (2020/2021) on siis kõige suuremad tähed Universumis:


1) Stephenson 2-18 supergigant, ligi 2158 päikese raadiusega (2158 R) — see on praegu suurim teadaolev täht (punane täht) ja ühtlasi ka üks heledamaid ülihiiglasi üldse.

Selle tähe heledus on 440,000 L(st 440 000 Päikese heledusega). Kui asetada see hiidtäht meie päikesesüsteemi keskmesse (päikese asemele), siis neelab selle tähe fotosfäär (st tähe kõige välimine osa) Saturni orbiidi:

Saturni orbiit


See punane ülisuur täht asub Scutumi tähtkujus ja on Maast umbes 20 000 valgusaasta kaugusel. See ülihiiglane on umbes 10 miljardit korda suurem kui meie Päike.

Stephenson 2-18


Kui asetada Päike nende ülihiiglaste kõrvale, siis ei ole meie Päikest isegi pildipunktina näha vaid seda punkti tuleb suurendada, et ilmuks Päikese üks pildipunkt (piksel / pixel):

punkt


Selle supergigandi spektriklass on ~M6.



2) LGGS J004520.67+414717.3 supergigant — ligi 1,870 kuni 2,126 päikese raadiust, selle tähe kohta on veel vähe andmeid.


Märkus: Selle loetelu päris etteotsa võiks ka VY Canis Majoris ülihiiglase asetada, sest mõned teadlased hindavad selle ülitähe raadiuseks 1800–2100 päikese raadiust. Sellest tähest siin edaspidi.



3) MY Cephei (umbes 1,134 – 2,061 päikese raadiust)MY Cephei (mitte ajada seda segi Mu Cephei tähega!) on punane supergigant või hüperhiid, mis asub Cepheus'i tähtkujus ja mis on muutuv täht. Selle ülihiiu kaugus meist on 9,780 valgusaastat. Kui see täht asetada meie Päikesesüsteemi keskmesse, siis neelaks tähe pind Jupiteri orbiidi ja arvatavasti isegi Saturni orbiidi:

MY Cephei


MY Cephei on väga hele ülisuur täht, mille heledus on tublisti üle 100 000 korra suurem kui Päikesel (129 000 kuni 310 000 L) ja mille raadius ületab tunduvalt Päikese raadiuse (1,134 – 2,061 R). Selle ülisuure tähe mass on aga "ainult" 14.5 M (st 14,5 Päikese massi). Antud tähe spektrikass on M7.5.



4) UY Scuti (ligi 1,708 päikese raadiust) — UY Scuti oli varem kõige suurem tuvastatud hiidtäht. Selle punase hüpergigandi suurus täpsemalt: miinimum = 1,516 ja maksimum = 1,900 päikese raadiust. See 9500 valgusaasta kaugusel olev tolmust ümbritsetud punane ülihiiglane asub Linnutee keskpunkti lähedal Scutumi (‘kilp’) tähtkujus. UY Scuti on monstrum, millesse mahub umbes 5 miljardit päikest.

Et saada ettekujutust selle UY Scuti tähe suurusest: kui see UY Scuti täht asendaks meie päikesesüsteemi keskmes oleva Päikese, siis ulatuks selle UY Scuti hiidtähe fotosfäär Jupiteri orbiidist kaugemale. Kaugus Päikesest Jupiterini on umbes 779 miljonit kilomeetrit. Sellest tähest eralduv gaas moodustab udu ja see udu jõuaks isegi Pluuto orbiidist palju kaugemale.

Et saada ettekujutust selle UY Scuti tähe suurusest


Kui asetada Päike selle ülihiiglase kõrvale, siis ei ole meie Päikest isegi pildipunktina näha vaid seda punkti tuleb suurendada, et ilmuks Päikese üks pildipunkt (piksel / pixel):

UY Scuti (ligi 1,708 päikese raadiust)

Kui asetada Päike selle ülihiiglase kõrvale, siis ei ole meie Päikest isegi pildipunktina näha vaid seda punkti tuleb suurendada, et ilmuks...


UY Scuti on samuti väga hele ülisuur täht, mille heledus on 340 000 korda suurem kui Päikesel (340,000 L). Selle ülihiiglase mass on aga "ainult" 7–10 M (st 7–10 Päikese massi). Antud tähe spektriklass on M2-M4Ia-Iab.



5) WOH G64 (1,540 kuni 1,730 päikese raadiust) — punane supergigant, mis asub Dorado tähtkujus (Suures Magellani Pilves). See täht on Maast umbes 170 000 valgusaasta kaugusel. Kui asetada WOH G64 ülihiiglane päikesesüsteemi keskmesse, siis jõuab selle tähe fotosfäär Jupiteri ja võib olla ka Saturni orbiidini välja.

Selle tähe spektriklass on M5I–M7.5e



6) VY Canis Majoris (ligi 1420 päikese raadiust, aga võib olla ka palju suurem) — Selle punase hüperhiiu suurus täpsemalt: miinimum = 1,300 ja maksimum = 1,540 päikese raadiust. See punane ülihiiglane või hüperhiid ja pulseeriv muutuv täht asub Maast 3900 valgusaasta kaugusel Canis Major'i tähtkujus. See on samuti üks suurimaid, heledamaid ja massiivsemaid punaseid ülihiiglasi üldse ja ka Linnutee heledamaid tähti. See täht on meie Päikesest umbes 3 miljardit korda suurem. Kui asetada WOH G64 ülihiiglane päikesesüsteemi keskmesse, siis jõuab selle tähe fotosfäär Jupiteri orbiidini ja võib olla ka kaugemale välja.

Mõned teadlased hindavad selle ülitähe raadiuseks 1800–2100 päikese raadiust. Kui selline täht panna Päikese asemele, siis ulatuks tema pind isegi Saturni orbiidist kaugemale. Kui arvestada VY Canis Majoris (VY CMa) raadiuse ülempiiriks 2100 päikese raadiust, siis kuluks selle tähe ümber valgusekiirusega lendamiseks rohkem kui 8,5 tundi (!), näiteks ümber Päikese valguskiirusega lendamiseks kuluks 14,5 sekundit (tegelikult samuti üsna palju).

VY Canis Majoris


Selle tähe spektriklass on M5 (varieerub veel M3–M4.5 ja M2.5-M5e Ia).



Ja lisaks veel mõned supergigandid, mida ei ole veel nii põhjalikult uuritud ja millede kohta on vähe andmeid:

Ka need ülihiiglased võiksid sinna suurimate tähtede tabeli etteotsa täiesti vabalt ära mahtuda.

MG73 46 (1,838 päikese raadiust)
ülihiiglane...

LGGS J004539.99+415404.1 (1,792 päikese raadiust) ülihiiglane...

HV 888 (WOH S140), see punane ülihiiglane omab 1,300 - 1,765 päikese raadiust...

WOH S274 (1,724 päikese raadiust)...



pirn
R136a1 ("ainult" 40 päikese raadiust): Sellel sinisel tähel on aga kõige suurem mass ja heledus võrreldes seda kõigi teiste praegu teadaolevate tähtedega: 215 M (st Päikesest 215 korda suurem mass) ja tohutu 6,2 miljonit L (st R136a1 on peaaegu 6,2 miljonit korda heledam kui Päike).

See supergigant on ka üks kuumimaid, umbes 46 000 K (45726 °C). R136a1 asub Dorado tähtkujus (Suures Magalhãesi Pilves) ja on meist 163 valgusaasta kaugusel.

R136a1

6,2 miljonit korda heledam kui Päike


See täht on Päikesest 60 000 korda suurem ja sel on Päikese massist 215 korda suurem mass - 215 M. Ehkki R136a1 on kõige massiivsem ja heledam täht, mis eales avastatud, ei tähenda see seda et see oleks ka suuruselt suurim täht.

Järgmine pilt demonstreerib siis noorte tähtede suhtelisi suurusi, alates vasemalt kõige väiksemast punasest kääbusest (umbes 0,1 päikese massiga) kuni 215-päikese massiga R136a1 täheni välja:

...kuni 215-päikese massiga R136a1 täheni välja


See väga massiivne täht kiirgab 5 sekundi jooksul rohkem energiat kui meie Päike 1 aasta jooksul, samuti kaotab R136a1 ühe aastaga miljard korda rohkem massi kui Päike. Kui paigutada see R136a1 meie Päikesesüsteemi, siis hävib meie Maa tõenäoliselt ühe päevaga. Ülejäänud planeedid hävitatakse tõenäoliselt umbes nädala pärast. Selle tähe elu lõpeb algul Supernoova plahvatusega ja seejärel jääb temast järgi arvatavasti must auk.


Märkus: Praegu (2020 a.) on teada kahte veelgi heledamat tähte:

* M33-013406.63 (B416) supergigant on 2,3 kuni 3 miljardi valgusaasta kaugusel ja see on meie Päikesest 6,4 kuni 10,2 miljonit korda heledam
* NGC 2363-V1 täht asub meist 10,800,000 valgusaasta kaugusel ja selle heleduseks on 6,300,000 L





PS! Virtuaalsed külaskäigud kosmosesse: Sa võid nüüd ise visuaalselt kosmosega tutvuda! Šveitsi ühe tippülikooli teadlased lasevad välja avatud lähtekoodiga tarkvara, mis võimaldab virtuaalseid külaskäike kosmosesse, sealhulgas ka Rahvusvahelisse Kosmosejaama, Kuule, Saturnile või eksoplaneetidele, galaktikatesse ja kaugemalegi. Selle tarkvara nimeks on Virtual Reality Universe Project ehk VIRUP ja see ühendab kõike, mida teadlased nimetavad Universumi suurimaks andmekogumiks, et sellega luua kolmemõõtmelisi panoraamvaateid kosmosest. Tarkvarainsenerid, astrofüüsikud ja eksperimentaalmuseoloogia eksperdid on kokku tulnud selleks, et koostada virtuaalne kaart, mida saab vaadata individuaalsete VR seadmetega, 3D prillidega panoraamkinos või lihtsalt oma arvutis kahemõõtmeliseks vaatamiseks (2D vaates).

See VIRUP tarkvara on kõigile TASUTA kättesaadav ja seda programmi võib jooksutada oma kompuutris, aga kõige parem oleks selleks kasutada näiteks VR prille. Praegu saab VIRUP visualiseerida andmeid enam kui kaheksast suurest andmebaasist, mis on ühendatud üheks andmebaasiks. 'Sloan Digital Sky Survey' sisaldab üle 50 miljoni galaktika ja üldse 300 miljonit objekti. Meie Linnutee galaktika Gaia andmebaas sisaldab 1,5 miljardit valgusallikat. Planck'i missioon hõlmab satelliiti, mis mõõdab universumi esimest valgust pärast Suurt Pauku, mida nimetatakse kosmiliseks mikrolaine-taustkiirguseks (ürgseks säraks / kosmiliseks jääkkiirguseks). Samuti on avatud eksoplaneetide kataloog, mis koondab endasse vähemalt 4500 teadaoleva eksoplaneedi andmed. Teised andmebaasid sisaldavad üle 3000 Maa ümber tiirleva satelliidi, samuti mitmesuguseid kesti ja tekstuure objektide visualiseerimiseks. Tulevased andmebaasid võivad sisaldada ka meie päikesesüsteemi asteroide või selliseid objekte nagu udukogud ja pulsarid kaugematest galaktikatest.

VIRUP tarkvara visualiseerib ka kaasaegseid ja teaduslikult usaldusväärseid simulatsioone. Sa võid vaadata Linnutee galaktikat ja selle tulevast kokkupõrget Andromeeda galaktikaga, meie galaktilise naabriga, tuntud ka kui M31 galaktika. Sa võid samuti näha tohutuid suuremahulisi struktuure ehk kosmilisi niidistikke-võrgustikke, mis laiuvad üle kogu universumi ja mis on tekkinud miljardite aastate jooksul (IllustrisTNG andebaas, mis sisaldab umbes 30 miljardit simulatsiooni). Suur väljakutse on sujuva ülemineku tagamine ühest andmebaasist teise.

Reis universumis - 2D lühifilm: Koos VIRUP'i ilmumisega kaasneb ka lühifilm pealkirjaga "Archaeology of Light", mis on üks võimalikke teekondi läbi virtuaalse universumi ja mis sai võimalikuks tänu sellele avatud tarkvarale. See 20 minutiline film algab Maalt ja kirjeldab teekonda läbi universumi erinevate mastaapide, alates meie päikesesüsteemist kuni Linnutee galaktikani, seejärel edasi kuni kosmilise ämblikuvõrguni ning Suure Paugu (Big Bang) kosmilise jääkkiirguseni ehk ürgse valguseni välja.

"Archaeology of Light" lühifilm 2D vaates – link.


"Archaeology of Light" lühifilm 360° vaates – link.


"Archaeology of Light" lühifilm ja seda juhul kui Sul on juurdepääs VR keskkonnale – link.


EPFL Virtual Space Tour – link.


Näide – pilt...


...ja video.



Lõpetuseks pean Sulle vastutahtmist ja suure kadedustundega teatama, et tegelikult oled Sina see Universumi (või Universumite) kõige suurem ja kirkam "täht" - palun helenda igavesti ja lase ka minul end Sinu tähevalguses soojendada...


Autor - Artikli autor (tulnukas kõige vanemast ja kaugemast galaktikaparvest) tänab Sind tähelepanu eest!



Lisa: *** 1) "Mustad augud? Mis need mustad augud tegelikult on ja kas me teame neist kõike? | Kõige esimene reaalne pilt ülimassiivsest mustast august" – link.


2) "UNIVERSUMI suurimate ja väikseimate objektide suuruste võrdlus. [Võrreldakse kõige tuntumaid suuremaid ja väikseimaid objekte ning kõike muud sellist...]" – link.


3) "Mis need superkontinendid (hiidmandrid) on? | Iidsed superkontinendid. | Võimalikud tulevaste superkontinentide tekkimise stsenaariumid. | (Lisaks veel maakera struktuurist, elu tekkimisest ja arengust, põnevatest väljasurnud loomadest ning suurtest väljasuremistest.)" – link.


4) "WorldWide Telescope (Ülemaailmne Teleskoop)" – link.


5) Kosmoseturism, suurimad raketid jms – link.


6) Planeet Jupiteri muutlikud tuuled näitavad 'Suure Punase Laigu' ('Great Red Spot') tormi suurenenud kiirust – link.


7) Meie päikesesüsteemi asteroidide vöö ja selle 42 suurimat asteroidi – link.


Etteotsa



< Windows 7 pealehele ja sisukorda


Saada ka enda tuttavale lugemiseks!

Kui Sa saadad meili, siis on Sinu saadetavas kirjas selle lehe aadress juba
olemas ja muu saad ise juurde lisada.

Sisesta siia saaja e-mail aadress:

.

 

elaja koju .|. .|. .|. .|. .|. .|. About Us .|. .|. .|. .|. .|. .|. About Me .|. .|. .|. .|. .|. .|. Site Map | POSTKASTI EI OLE! © Tõnis Laanpõld (must auk) | 2008/2020