Astronoomia

Tund nr 1. Sissejuhatus

Ennem 12 kl. materjalidega tutvumist, paluks selgeks teha 9 kl. materjalid aadressil http://www.kool.ee/?6547 

Inimene ja Universum

Urmas Haud

Müüdid

Juba ammustel aegadel omandasid inimesed esimesi astronoomilisi teadmisi ja õppisid neid kasutama igapäevaste ülesannete lahendamisel. On loomulik, et pikaajaliste taevavaatluste jooksul püüdisd nad luua ka ettekujutust maailmast kui tervikust. Soov oli sedavõrd tõsine, et kus jäi puudu teadmistest, seal täiendati pilti oletuste ja usuga ning nii näemegi, kuidas erinevad hõimud astuvad üksteisest sõltumatult sarnase sammu igapäevaelu piiratud tegelikkusest kujutluste loomiseni Universumist kui tervikust - sünnivad inimühiskonna esimesed kosmoloogilised arusaamad.

Esimestena võimaldasid luua maailma tervikpilti, ja sellega astuda üle igapäevaelu kitsaste raamide, müüdid. Seejuures lähtuti sageli Taevast ja Maast kui kahest elusolendist. Aja jooksul asendus see kaksikpilt suhtumisega loodusse kui ühtsesse organismi, keda esmalt kujutleti mingi loomana, hiljem omistati talle aga inimlikke jooni. Esimeste müütide iseloomulikuks jooneks oli seejuures kõige igapäevase ja tavalise piiramatu laiendamine kogu maailmale. Kosmoloogilised vaated kirjeldasid inimese enda eelajaloolist elu-olu, mis oli mõtteliselt laiendatud kosmilistesse mastaapidesse ning veidi kohendatud vastamaks pildi kogu Universumit haaravale olemusele. Nii arvasid näiteks vanad hiinlased, et Maa on lameda ristküliku kujuline. Maa kohal, toetudes sammastele, kummub ümmargune taevas. Iidsetel aegadel olla vihane Draakon paenutanud kõveraks taevast toetava keskmise samba, mistõttu Maa kaldunud itta ja Taevas läände. See ongi põhjuseks, miks Hiinas kõik jõed voolavad läänest itta, aga Päike ja Kuu taevas liiguvad idast läände.

PILDIL: Taeva jumalanna Nut, keda toetab õhu jumalanna &Stilde;u, embamas Universumit oma väljasirutatud kätega (kujutis Sethi kenotaafi laes Abydoses, Egiptus, umbes 1300 e. Kr.; tähtedega A-Z on tähistatud maailma ehitust selgitavate hiroglüüfkirjade asukohad).

Filosoofia

Püüd vabastada müüte nende liigsest personifitseeritusest viis filosoofia kui loodusõpetuse tekkimisele. Filosoofia tormiline areng algas VI sj. e. Kr. Väike-Aasia läänerannikul ning Itaalia ja Sitsiilia lõunaosas. Vana-Kreeka filosoofia koduks kujunes Joonia oma kahe suurema linna - Mileetose ja Efesosega. Otsustava sammu maailma demütologiseerimisel astus Thales (cir. 625-547 e. Kr.), asendades maa, mere ja taeva inimese-sarnased valitsejad ühtse, loodusele sisemiselt omase elu allikaga. Tema maailm jäi aga ruumiliselt piiratuks. Lame maa ujumas kettakujulise ookeani pinnal, mida katmas taevakuppel, mille sisepinnal asuvad Kuu, Päike ja tähed.

Thalese arusaamu maailma ehitusest arendas edasi tema õpilane Anaximandros (cir. 611-546 e. Kr.), kellel võime kohata juba geotsentrismi ja taevasfääride ideede algeid. Silindrikujuline Maa on asetatud liikumatult maailma keskmesse. Erinevatel kaugustel Maast tiirlevad tema ümber teised taevakehad. Loodus tervikuna on Anaximandrosel juba ääretu ja ei piirdu meie taevasfäärist ümbritsetud maailmaga, mis on vaid üks looduse maailmade loendamatust arvust, millised kord sündides, kord surres eksisteerivad igaüks neile antud aja.

Taevasfääride harmooniat otsis ka Platon (427-347 e. Kr.). Ta kirjeldas kaheksat sfääri, milledele on kinnitatud planeedid ja tähed. Platon väitis kategooriliselt, et kõigi taevakehade liikumine on ringjooneline, ühtlane ja korrapärane. Ta püstitas matemaatikutele ülesande, leida, milline ringliikumiste kombinatsioon võimaldaks seletada kõiki planeetide näivaid liikumisi. Esimese sellesuunalise katse tegi tõenäoliselt Platoni õpilane Eudoxos Knidosest (cir. 408-355). Paigutanud Maa liikumatult tsentrisse, koostas ta süsteemi, mis sisaldas 27 kristallsfääri. Mudel võimaldas saada vaatlustega võrreldavaid tulemusi Jupiteri ja Saturni puhul, kuid teiste taevakehade jaoks oli ta kõlbmatu. Täpsemate tulemuste saamiseks tuli kontsentriliste sfääride idee asendada planeetide ühtlase liikumisega pikki ringjooni, kusjuures näivate liikumiste ebaühtluse seletamiseks pidi süsteemi spetsiaalselt täiendada. Kõige tuntum sellistest täiendustest on epitsüklite kasutamine. Oletati, et planeet liigub ühtlase kiirusega pikki väikest ringjoont (epitsüklit), mille kese omakorda liigub ühtlaselt pikki suurt ringi (deferenti), mille keskmes asub Maa.

Eudoxose süsteemi arendas edasi Aristoteles (384-322 e. Kr.), viies sfääride arvu 55-ni. Kuigi Aristotelese maailmapilt oli konservatiivsem, kui mitmetel tema eelkäijatel, oskas ta esitada oma vaateid sedavõrd efektselt, et just tema süsteem kujunes valitsevaks paljudeks järgnevateks sajanditeks. Tõsi, 1209. ja 1215. aasta kirikukogud mõistsid Aristotelese õpetused hukka, kui ketserlikud, kuid varsti õnnestus Aquino Thomasel (1225-1274) sobitada see kosmoloogia kiriku õpetusega ja nii leidis ta skolastika koostisosana tee Euroopa ülikoolidesse.

Astronoomia

Teadusliku kosmoloogia ajalugu algas Mikolaj Koperniku (1473-1543) töödest, kes alates 1496. aasta sügisest alustas Kuu regulaarseid vaatlusi. Peatselt jõudis ta arusaamisele, et vaatlused ei kinnita varasemate mudelite järeldust, nagu peaks Kuu oma esimeses ja viimases veerandis olema Maale ligi kaks korda lähemal, kui noor- ja täiskuu ajal. See sundis Kopernikut üle vaatama ka mudelite teisi järeldusi. Oma töö põhitulemused esitas ta kokkuvõtlikult umbes 1515. aastal. Ta väitis, et Maa ei saa olla Universumi kese, vaid ainult Kuu orbiidi keskpunkt - teised planeedid tiirlevad ümber Päikese, mille juures asub tõenäoliselt ka maailma keskpunkt. Kopernik säilitas aga muistsete filosoofide ettekujutuse planeetide ühtlasest liikumisest pikki ringjooni. Ka maailm tervikuna jäi tema silmis lõplikuks - piiratuks tähtede sfääriga.

Olles Koperniku süsteemi propageerija, ei suutnud Giordano Bruno (1548-1600) leppida tema maailma piiratusega. Bruno väitis, et ka Päike ei saa olla Universumi keskpunkt, sest Universumil ei ole üldse keskust; et Päike on vaid üks lõpmatu paljudest tähtedest lõpmatus Universumis ja ümber lõpmatu paljude selliste päikeste võivad tiirelda planeedid, milliste hulgas võib leiduda ka teisi, kus on elu. Ta oli kindel, et kõik tähed liiguvad üksteise suhtes ning paistavad meile paigal püsivate ja väikestena vaid tänu oma tohututele kaugustele. Need väited ei toetunud aga kahjuks veel vaatlustele.

Astronoomia arengule hindamatu väärtusega olid Tycho Brahe (1546-1601) poolt 20 aasta jooksul teostatud Marsi asendi tolle aja kohta ülitäpsed mõõtmised, milliste töötlemise ta usaldas Johannes Keplerile (1571-1630). Proovides leida mudelit, mis võimalikult täpselt kirjeldaks kõiki Marsi liikumisi tähtede foonil, jõudis Kepler 1609. aastaks järeldusele, et lihtsaim viis Marsi liikumise rahuldavaks seletamiseks on eeldada, et see planeet ei liigu mitte ühtlaselt pikki ringi, mille keskmes on Päike, vaid elliptilisel orbiidil, mille üks fookus langeb kokku Päikesega. Aastail 1618, 1620 ja 1621 ilmus kolme osana Kepleri raamat "Epitomae Astronomiae Copernicanae", mis oli esimeseks täiesti uutel printsiipidel põhinevaks astronoomia õpikuks. Siin on Päike kesksel kohal vaid oma planeedisüsteemis. Viimased liiguvad ümber Päikese pikki elliptilisi orbiite. Meie Maa koos Päikesega on vaid üks maailmade loendamatust arvust.

See oli aga lõpuks liig katoliku kirikule. Kui Koperniku tööd kutsusid kirikuisades esile elava huvi ja kaudselt neil põhines paavst Gregorius XIII poolt 1582. aastal läbi viidud kalendrireform; kui Bruno seisukohad jätsid kiriku küllaltki külmaks (ta hukati tuleriidal, kuna nõudis kloostrite varade konfiskeerimist), siis juba 1619. aastal kandis kirik Kepleri õpiku keelatud raamatute nimekirja, kus see püsis kuni 1835. aastani. Sellele vaatamata tegi Kepleri raamat lõpu ligi 2000 aastat kestnud dogmaatilisele usule taeva täiuslikkusse ja ühtlasse ringjoonelisse liikumisse kui taevakehade puhul ainumõeldavasse.

Füüsika

PILDIL: Grupp päikeseplekke. Päikeseplekid näivad tumedad vaid Päikese pimestavalt heledal pinnal. Oma suuruselt on need plekid võrreldavad maakera mõõtmetega ja ilmuvad sageli gruppidena. Plekid ilmuvad seal, kus Päikese magnetväli koondub. See väli takistab siis energia juurdevoolu pleki piirkonda ning muudab selle piirkonna jahedamaks ja tumedamaks. Kord tekkinud plekkide grupp püsib umbes kuu kuni kaks ja kaob siis taas.

Antiikajast kuni XVII sajandi alguseni oli Universum inimeste jaoks piirdunud paljale silmale nähtavate tähtede ja planeetidega. Uus lehekülg astronoomia ajaloos pöördus kui 1609. aastal Galileo Galilei (1564-1642) suunas taevasse oma 34.6 kordset suurendust andva teleskoobi. Avastused järgnesid pea igal sammul. Heitnud esmalt pilgu Kuule veendus Galilei, et Kuu pind on kaetud mägede ja orgudega nagu Maagi. Planeedid muutusid teleskoobis pisikesteks ketasteks, samas kui tähed jäid endiselt vilkuvateks täpikesteks. 1610. aasta sügisel märkas ta tumedaid plekke Päikese pinnal. Raske on ülehinnata aga Jupiteri nelja kaaslase avastamist. See purustas lõplikult vana doktriini, mille kohaselt Maa sai olla kõigi Universumi liikumiste ainus kese ning kõrvaldas viimased põhimõttelised taksitused Koperniku süsteemi vastuvõtmise teelt.

PILDIL: Galilei poolt avastatud Jupiteri kaaslased Hubble'i Kosmoseteleskoobiga vaadelduina.

Galilei tööd langesid kahjuks aega, kus Itaalia kirikuelu oli lõhestatud dominiiklaste ja jesuiitide vahelistest lahkhelidest ning vajati patuoinast omavaheliste tülide klaarimiseks. Sellesse ossa sobiski Galilei ning inkvisitsiooni survel oli ta sunnitud 1633. aasta juunis oma õpetusest lahti ütlema (inkvisitsioonikohtu otsuse tühistas alles 1979. aastal paavst Johannes Paulus II). Galilei jäi elu lõpuni inkvisitsiooni järelvalve alle, kuid oma villas Arcetris jätkas astronoomilisi vaatlusi ning uuris mehaanika seadusi. Ta tõestas, et kõik kehad langevad ühesuguse kiirendusega ning sõnastas inertsiseaduse. Sellega pani Galilei reaalse aluse Koperniku heliotsentrilise süsteemi ühendamiseks mehaanikaga maailma füüsikalise ühtsuse põhimõtete vaimus. Selle otsustava sammu astumiseks kulus mõnikümmend aastat.

Isaac Newton (1643-1727) lisas Galilei arusaamadele liikumise seadustest jõu mõiste parema käsitluse, formuleeris massi mõiste, avastas kolmamda liikumisseaduse ning andis kõigi liikumisseaduste täpsema sõnastuse. Lähtudes neist seadustest ning planeetide liikumist käsitlevatest Kepleri seadustest jõudis ta pärast pikki kõhklusi ülemaailmse gravitatsiooniseaduse sõnastamiseni. Sellega purustas ta lõplikult Aristotelese õpetuse jõust ja liikumisest ning kaotas erinevused maiste ja taevaste seaduste vahel.

Geotsentrilisest maailmapildist loobumine ja Kepleri seaduste edu tekitasid mulje, et vanad epitsüklid, kui planeetide liikumise kirjeldamise vahend, olid igaveseks diskrediteeritud. Tegelikult see nii ei ole, sest Kepleri seadused on rangelt täidetud vaid süsteemis, kus puuduvad planeetide omavahelised vastasmõjud ja kogu liikumine on määratud planeedi ja Päikese vahelise külgetõmbega. Pärast ülemaailmse gravitatsiooniseaduse sõnastamist sai aga selgeks, et iga planeedi liikumist tema elliptilisel orbiidil häirivad teiste planeetide külgetõmbed ja vanad epitsüklid läksid Newtoni füüsikasse neid häiritusi kirjeldavate siinuste ja kosiinuste ridadena. Just häiritustega oli seotud Newtoni teooria järgnenud triumf.

Inimene ja Universum - II

Maailm avardub

Antiikajast kuni XVIII sajandi lõpuni tegid inimeste ettekujutused Päikesesüsteemist läbi suuri muutisi. Muutumatuna püsis vaid planeetide arv. 1774. aastal valmis aga Friedrich Wilhelm Herscheli (1738-1822) esimene peegelteleskoop ning algasid põhjataeva süstemaatilised vaatlused. 13. märtsil 1781. aastal kella 22 ja 23 vahel märkas ta väikest helendavat kettakest. 15. märtsiks selgus, et avastatud kettake liigub ümbritsevate tähtede suhtes. Siit järeldas Herschel, et on avastanud uue komeedi. Sama aasta suvel jõudis aga A. I. Leksel (1740-1784) arusaamisele, et avastatud objekt liigub ligikaudu rinkikujulisel orbiidil, mis näitas, et tegu on uue planeediga. J. E. Bode (1747-1826) ettepanekul nimetati planeet vana-kreeka mütoloogia vanima jumala järgi Uraaniks.

PILDIL: Uraan vaadelduna Hubble'i Kosmoseteleskoobiga infrapunakiirtes. Infrapunakiired võimaldavad meil näha sügavamale Uraani põhiliselt vesinikust ja metaanist koosnevasse atmosfääri. Fotol planeeti ümbritsev punakas riba ongi planeedi atmosfääri ülakihid, samas kui kollakas ja sinakas värv tähistavad atmosfääri üha sügavamaid alakihte. Uraani rõngaste heledus on fotol tugevalt võimendatud.

Uraani elliptilise orbiidi parameetrid määrati 1784. aastal, kuid juba järgmisel aastal selgus, et Uraan ei soovi talla määratud orbiidiga eriti arvestada. See sundis J. B. Delambre'i (1749-1822) 1790. aastal arvesse võtma ka Jupiteri ja Saturni mõju uue planeedi liikumiesel. Tulemused olid vaatlustega rahuldavas kooskõlas kuni 1815. aastani, kuid siis jäi taas peale Uraani isepäisus. 1832. aastaks sai lõplikult selgeks, et Uraani liikumisega on midagi tõsiselt korrast ära ning 1834. aastal esitas T. J. Hussey hüpoteesi, et põhjuseks võib olla Uraanist veelgi kaugemal asuv tundmatu planeet.

PILDIL: Neptuuni kaks poolkera vaadelduna Hubble'i Kosmoseteleskoobiga. Kujutiste valdavalt sinine värv on tingitud punase valguse neeldumisest planeedi metaanatmosfääris, mille kohal asuvad pilved on nähtavad valkjate moodustistena. Kõige kõrgemal asuvad pilved tulevad esile aga kollakas-punastena. Ekvaatorist veidi lõunas olev tumedam sinine riba on piirkond, kus tuulte kiirus ulatub 1500 kilomeetrini tunnis.

Lähtudes Uraani kõrvalekalletest arvutatud orbiidist ning kasutades Newtoni gravitatsiooniteooriat, asusid teineteisest sõltumatult tundmatu planeedi orbiidi parameetried hindama J. C. Adams (1819-1892) Inglismaal ja U. J. J. Le Verrier (1811-1877) Prantsusmaal. Esimesena jõudis tulemusteni Adams, kuid need jäid vaatlevate astronoomide tähelepanuta. Le Verrier esitas esimesed tulemused 1845. aasta novembris, kuid ka temal õnnestus vaatlejates tõsist huvi äratada alles 23. septembril 1846. aastal, kui tema kirja alusel alustasid Berliini observatooriumis vaatlusi J. G. Galle (1812-1910) ja H. L. D'Arrest (1822-1875). Sama päeva keskööks oli uus planeet leitud ja seda vaid 52' kaugusel Le Verrier' poolt ennustatud kohast. Le Verrier ettepanekul sai planeet nimeks Neptuun.

PILDIL: Seni parim Hubble'i Kosmose-teleskoobi pilt Pluutost ja tema kaaslasest Charonist (vaadelda Pluutot maalt on sama mis märgata tennispalli 64 kilomeetri kauguselt). Ehkki Charon pole Pluutost kahte kordagi väiksem (seetõttu loetakse neid sageli kaksikplaneediks), avastati ta alles 1978. aastal, sest need kaks taevakeha asuvad sedavõrd lähestikku, et maapealsete teleskoopidega oli äärmiselt raske neid eristada.

Neptuuni avastamine kujunes Newtoni gravitatsiooniteooria täielikuks triumfiks, mis purustas lõplikult skolastilised õpetused planeetide ideaalsest liikumisest. Järgnenu vaid kordas olnut. Pärast Neptuuni avastamist asus Le Verrier välja töötama Uraani ja Neptuuni liikumise täpsustatud teooriaid. 1875. aastaks õnnestus tal saavutada küllaltki hea kooskõla vaatluste ja arvutuste vahel, kuid siiski säilisid mõningad süstemaatilised erinevused. Ka nüüd jõuti peatselt veendumusele, et põhjuseks võib olla veel üks tundmatu planeet. Ka nüüd asusid tundmatu planeedi orbiidi hindamisele mitmed teadlased, kuid sedapuhku avastas uue planeedi arvutustest sõltumatult 18. veebruaril 1930. aastal C. W. Tombaugh Lowelli observatooriumis. Sama observatooriumi ühe professori 11 aastane tütar pani planeedile nimeks Pluuto. Kuid taas - säilisid mõningased süstemaatilised kõrvalekalded teooria ja vaatluste vahel. Taas on püütud hinnata järgmise tundmatu planeedi orbiidi parameetreid, kuid esialgu on planeet jäänudki tundmatuks...

PILDIL: Kolm erinevat võimalikku Neptuuni ja Pluuto liikumist häiriva hüpoteetilise kümnenda Päikesesüsteemi planeedi orbiiti.

Viimne sfäär puruneb

Palju sajandeid oli tähti täis taevasfäär olnud vaid fooniks, millel toimus Päikese, Kuu ja planeetide liikumine ning millele aegajalt ilmusid komeedid. 1572. aasta 11. novembri õhtul märkas aga Brahe Kassiopeia tähtkujus heledat tähte, mida seal varem polnud. Püüdes mõõta uue tähe ööpäevast parallaksi, jõudis ta järeldusele, et see peab olema tunduvalt väiksem, kui Kuu puhul ehk teisiti, uus täht peab asuma tunduvalt kaugemal kui Kuu. Ka 1577. aasta lõpul taevasse ilmunud komeedi parallaksi mõõtmise katsed paigutasid ta väljaspoole Kuu "sfääri".

1596. aastal märkas D. Fabricius (1564-1617) Vaala tähtkujus tähte, mida seal varem vaadeldud polnud ja mis peatselt taas kadus. Sama tähte vaadeldi taas 1639. aastal, kunas ta samuti peadselt kadus, kuid ilmus siis uuesti. J. Hevelius (1611-1687) andis nii avastatud esimesele muutlikule tähele nimeks "Mira", mis tähendab "imestusväärne". 1786. aastal E. Pigotti (1753-1825) poolt koostatud esimene muutlike tähtede kataloog sisaldas juba 12 objekti ning 1889. aastaks oli neid registreeritud 225.

Võrreldes Hipparchose (u. 190-125 ema), T. Brahe ja J. Flemsteedi (1646-1719) poolt koostatud tähekatalooge jõudis E. Halley (1656-1742) 1718. aastal järeldusele, et Siirius, Arktuurus ja Aldebaran on aja jooksul muutnud oma asukohta teiste tähtede foonil. 1760. aastaks avastas T. J. Mayer (1723-1762) sama effekti kokku 57 tähe puhul. 1783. aastal märkas aga Herschel, et Herkulese tähtkuju suunas tähed nagu kaugeneksid üksteisest, samas kui taeva vastaspiirkonnas nad taas koondusid. Sellest ta järeldas, et kõik tähed, sealhulgas ka Päike liiguvad ruumis.

Need avastused ei jätnud enam ruumi Aristotelese igavesele ja muutumatule kinnistähtede sfäärile, kuid lõpliku hoobi tõi spektroskoopia. Lahutanud prismaga päikesevalguse spektriks, ennusta Newton efektile suurt tulevikku ja ta ei eksinud. 1802. aastal teatas W. H. Wollaston (1766-1828), et Päikese spekter sisaldab tumedaid jooni. Detailsemalt uuris neid J. Fraunhofer (1787-1826), kes leidis ja kirjeldas Päikese spektris üle 500 tumeda joone. Peatselt märkas aga J. F. W. Herschel (1792-1871), et igale keemilisele elemendile vastavad spektris kindlad jooned ja 1857. aastaks selgus W. Swani (1817-1871) töödest, et üks tugevamaid Fraunhoferi poolt leitud joontest on põhjustatud naatriumist. See oli esimeseks tõendiks, et Päike koosneb samadest keemilistest elementidest, mis Maagi. Paarikümne spektri alusel jõudis 1863. aastal analoogsele järeldusele tähtede koostise kohta W. Huggins (1824-1910).

PILDIL: Päikese spekter.

Inimene ja Universum - III

Teel lõpmatuse poole

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

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

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

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

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

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

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

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

Mis on Universum?

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

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

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

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

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

Kasutada vaid õppeotstarbel. Materjalid võetud lehelt http://www.aai.ee/~urmas/ast/univ.html

printerisõbralik versioon esita küsimus