Tartu Observatoorium

Loengukursus Tartu UlikoolisVersioon 2.1

UNIVERSUMI FUUSIKA

I osa

Tonu Viik

Toravere2010

Loengukursuse koostaja avaldab sugavat tanu raamatu ”An Introduction to ModernAstrophysics” uhele autorile, Weber State University professorile Bradley W. Carroll’ile(USA) suure abi eest selle loengukursuse koostamisel, samuti projekti Cambridge CollegesHospitality Scheme for East European Scholars omaaegsele juhile Lord Lewis’ele, King’sCollege’i ja Cambridge’i Ulikooli Astronoomia Instituudi juhtkonnale ning eriti prof. SirMartin Rees’ile, aga samuti ka headele kolleegidele Enn Saar’ele ja Jaan Pelt’ile.

Kasikirja koostamiseks ja postscript-faili tegemiseks on kasutatud programme MikTeX2.7 ja WinEdt 5.5. Teistes vormingutes pildifailide salvestamiseks EPS-vormingusse onkasutatud programmi Inkscape 0.46.Vorku ulekandmiseks on kasutatud programmi WinSCP 4.2.4.Joonised on voetud vorgust.Paberkoopia trukitud Toraveres printeril Hewlett-Packard LaserJet 1020.

c©2007-2010 Tonu Viik.

Mingeid oigusi pole reserveeritud. Selle publikatsiooni mistahes osa tohib tolkida mista-hes keelde, kopeerida, salvestada voi edasi anda mistahes viisil - elektrooniliselt, fotokopee-rimise teel, kasutades krihvlit ja tahvlit, mistahes pliiatsit, pastakat voi taitesulepead,magnetlindile salvestamisel, graveerides luule, savitahvlile, kivile voi metallile, voi ruu-pori kaudu hoigates ilma publitseerija eelneva kirjaliku loata - niivord, kui see ei rikuloengukursuses kasutatud materjalide autorite autorioigusi.

Tonu Viik ei kanna mingit vastutust, ei otsest ega kaudset, selle produkti kasutamiseltekkida voivate kahjude eest.

Sisukord

I osa

Sissejuhatus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11. Elektromagnetiline kiirgus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

1.1. Kiirgusvali . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21.2. Absoluutselt musta keha kiirgus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51.4. Kiirgusenergia kvantiseerimine . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

2. Kiirguslevi vorrand . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82.1. Kiirguslevi vorrandi tuletamine . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82.2. Kiirguslevi vorrandi lahendamisest . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .92.3. Eddingtoni meetod . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.4. Diskreetsete ordinaatide meetod . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122.5. Stromgreni meetod . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142.6. Feautrier’ meetod . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

3. Teleskoobid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .183.1. Optika pohialustest . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .183.2. Optilised teleskoobid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 203.3. Raadioteleskoobid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 253.4. Teleskoobid infrapuna-, ultravioletses ja rontgenpiirkonnas . . . . . 27

4. Tahed . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .364.1. Tahtede parallaksid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 364.2. Tahesuuruste skaala . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 374.3. Varvusindeks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .394.4. Masside maaramine visuaalkaksikute vaatlustest . . . . . . . . . . . . . . . 424.5. Varjutuslikud spektroskoopilised kaksikud . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

5. Tahespektrite klassifikatsioon . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 515.1. Spektrijoonte tekkimine . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 515.2. Hertzsprung-Russelli diagramm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .56

6. Tahtede atmosfaarid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .616.1. Taheaine labipaistmatus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .616.2. Spektrijoonte struktuur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .67

7. Tahtede siseehitus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 747.1. Hudrostaatiline tasakaal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 747.2. Aine oleku vorrand . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 767.3. Tahe energiaallikad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .807.4. Kiirgustasakaalu tingimus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 827.5. Tuumareaktsioonid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 837.4. Energialevi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 907.5. Siseehituse mudelid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .92

iii

7.6. Peajada . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 948. Paike . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .96

8.1. Paikese sisemus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 968.2. Paikese atmosfaar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1028.3. Paikese tsukkel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .108

9. Tahtede tekkimine . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1129.1. Interstellaarne tolm ja gaas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .1129.2. Prototahtede teke . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1189.3. Peajada eelne evolutsioon . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126

II osa

10. Fuusikalised protsessid Paikesesusteemis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13510.1. Luhike ulevaade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .13510.2. Kepleri seadused . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14010.3. Loodelised joud . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14410.4. Atmosfaaride fuusika . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149

11. Maa-tuupi planeedid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15511.1. Mis on planeet? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15511.1. Merkuur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15711.2. Veenus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .16011.3. Maa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16511.4. Kuu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17111.5. Marss . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .177

12. Hiidplaneedid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18312.1. Hiidplaneedid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18312.2. Jupiteri kuud . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19512.3. Rongasusteemid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .200

13. Saturni kaaslane Titaan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20513.1. Natuke Kreeka mutoloogiat . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20513.2. Uldandmed . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20513.3. Cassini-Huygens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20713.4. Sond Huygens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .215

14. Pluuto, komeedid ja asteroidid. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .22314.1. Susteem Pluuto-Charon . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22314.2. Komeedid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .22514.3. Komeet Wild 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22914.4. Kuiperi voo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23214.5. Sedna . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .23514.6. Asteroidid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23814.7. Meteoriidid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24314.8. Paikesesusteemi tekkimine . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 247

15. Eksoplaneedid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .255

iv

15.1. Avastamise lugu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25515.2. Avastamise meetodid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .25715.3. Moned planeedisusteemi tekkeprobleemid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .26215.4. Natuke avastamise aparatuurist . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26215.5. Eksoplaneetide statistikat graafiliselt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26515.6. Moned tahelepanuvaarsed eksoplaneedid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .26715.7. Tulevikuperspektiiv . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 269

16. Elu otsimine valjaspool Paikesesusteemi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27416.1. Sissejuhatus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .27416.2. Elu kaugavastamine . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27616.3. Elu keemilisel alusel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .27716.4. Eluks sobivate piirkondade avastamine . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27816.5. Keemilisel alusel oleva elu kaugavastamine . . . . . . . . . . . . . . . . . . .28316.6. Arvamused voimaliku kontakti kohta . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28516.7. Drake’i valem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 287

III osa

17. Kosmilised kiired . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29317.1. Sissejuhatus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .29317.2. Ajalugu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .29317.3. Kosmiliste kiirte allikad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29617.4. Kosmiliste kiirte koostis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30417.5. Kosmiliste kiirte modulatsioon . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30517.6. Kosmiliste kiirte avastamine ja interaktsioon Maa atmosaariga30517.7. Uuringud ja eksperimendid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .307

Astronoomilised konstandid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 308Fuusikalised konstandid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 309Vaga luhikesed elulood . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 310Kasutatud kirjandus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 331

v

SISSEJUHATUS

Kaesoleva loengukursuse pealkiri ”Universumi fuusika” on kaugelt voimsam kui

selle sisu. Asi on lihtsalt selles, et kursuse nimi oli juba enne mind paika pandud. Kur-

suse taitmisel sisuga osutus, et etteantud loengu- ja praktikumitundidesse kogu Uni-

versumit mahutada kuidagi ei onnestu ja kasitlemisele tuleb vaid tahtedega seonduv.

Silmas pidades seda, et kuna astrofuusika areneb tormilise kiirusega, siis ei onnestu

mul olla teadmiste eesliinil, vaid kaesoleva kursuse naol on tegu pigem pohiliste ast-

rofuusikaliste teadmistega ning huvilistele edasiseks tugeva aluspohja rajamisega.

Astrofuusika areng on olnud tihedasti seotud fuusika, matemaatika ja tehnika aren-

guga. Luhidalt voime kirja panna need astrofuusika arengut tugevasti soodustanud

tegurid, mis 2009.a. sugise seisuga on jargmised:

- voimsad optilised teleskoobid (maailmas on 19 taielikult suunatavat teleskoopi,

mille peegli diameeter on 5 m voi suurem. Suurim on praegu Gran Telescopio

Canarias, mille segmenteeritud peegli diameeter on 10.4 m).

- voimsad raadioteleskoobid (RATAN-600, Arecibo, Green Bank, Effelsberg,

Jodrell Bank, VLA jne),

- astronoomia elektromagnetilise spektri ultravioletses piirkonnas (λ=10 - 380

nm, seega saame objekte vaadelda vaid atmosfaarivaliselt, IUE (International

Ultraviolet Explorer), FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer), HST

(Hubble Space Telescope) jne),

- astronoomia elektromagnetilise spektri infrapunases ja submillimeetrises osas

(λ=1 - 1000 μm, ka siin tuleb objekte kauges IR piirkonnas vaadelda at-

mosfaarivaliselt, sest veeauru molekulaarribad neelavad kiirguse, IRAS (In-

frared Astronomical Satellite), SIRTF (Space Infrared Telescope Facility -

nuud umbernimetatud Spitzeri teleskoobiks,ules lastud 25.08.2003, peegli di-

ameetriga 85 cm, kolm kruogeenset kiirgusvastuvotjat vahemikus 3 kuni 180

μm jne),

1

- astronoomia elektromagnetilise spektri rontgenpiirkonnas (λ=1 nm - 1 pm,objektid on kattesaadavad ainult atmosfaarivaliselt, XMM-Newton, Chandrarontgenobservatoorium, RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) jne)

- astronoomia elektromagnetilise spektri γ-piirkonnas (λ = 10−12 − 10−16 m,objektid on kattesaadavad ainult atmosfaarivaliselt, Compton γ-kiirguse ob-servatoorium, Integral, Swift-2 jne),

- neutriinoastronoomia (mitte-elektromagnetiline kiirgus, tekib eriti energia-rikastel protsessidel, nagu tahtede seesmuses, supernoova plahvatustes, Home-stake’i kullakaevandus, Kamiokande ja Super-Kamiokande, BOREXINO jne),

- voimsad arvutid modelleerimiseks (praegu, so seisuga 11/2009, Cray firmatehtud arvuti Jaguar (Cray XT5-HE) teeb tippvoimsusel 2.331 petafloppi -petaflop on 1015 ujukoma tehet sekundis) ,

- uued meetodid arvutusmatemaatikas.

1. ELEKTROMAGNETILINE KIIRGUS

1.1. Kiirgusvali

Kuni tanaseni saame me pohilise informatsiooni Paikesesusteemist valjaspool asu-vate taevakehade kohta ainult elektromagnetilise kiirguse kaudu. Tosi, siiski mitte koguinformatsiooni, sest midagi me saame ka neutriinode abil, kuid esialgu on see teabehulkkaduvvaike, vorreldes elektromagnetilise kiirguse kaudu saaduga. Ehitamisel on mitmedgravitatsioonilainete teleskoobid, mis vast lubavad tulevikus kasutada ka seda laine-tusvormi uute andmete saamiseks.On seega selge, et valguse enda uurimine on astronoomidel olnud suure tahelepanu all.Taani astronoom Ole Roemer mootis valguse kiiruse juba 1675. aastal. Roemer vaatlesJupiteri kuusid ja Kepleri seaduste alusel valjaarvutatud kuude Jupiteri varju minemisemomendid ei langenud sugugi kokku vaadeldutega. Roemer pani tahele, et kui Maa oliJupiterile koige lahemal, siis varjutuse momendid olid varasemad kui rehkendatud. Kuiaga Maa oli Jupiterist koige kaugemal, siis varjutused hilinesid. Roemer taipas, ethilinemise ja varajasuse summa - 22 minutit - kulutab valgus Maa orbiidi diameetripikkuse vahemaa labimiseks. Nii sai ta valguse kiiruseks 2.2×1010cms−1, mis polegi niivaga erinev tanapaevasest suurusest, sest 1983.a. defineeriti valguse kiirus vaakuumiskui c = 2.99792458× 1010 cm s−1.XVII sajandil vaieldi valguse loomuse ule - Isaac Newton arvas, et see on osakeste voog

2

(teravate varjude parast), aga Christiaan Huyghens vaitis, et valgus on lainetus, mil-

lel on oma lainepikkus λ ja lainete arv, mis sekundis labivad mingit ruumipunkti on

sagedus ν. Siis valguse kiirus oleks

c = λν. (1.1.1)

Thomas Young lukkas osakeste teooria umber oma katsega valgust kahest pilust labi

lastes ja seelabi naidates, et ekraanil tekib valguslainete interferents. Selles eksperi-

mendis lastakse monokromaatne valgus lainepikkusega λ labi kahe kitsa, teineteisest d

kaugusel asuva pilu. Valgus langeb seejarel ekraanile, mis asub piludest kaugusel L.

Young vaatles ekraanil tekkinud heledaid ja tumedaid voote ja jareldas sellest, et neid

saab seletada vaid valguse lainelise iseloomuga - pilud muutuvad joonekujuliseks val-

gusallikaks, kust lahtuv valgus hakkab levima radiaalselt igas suunas. Lainetuse puhul

kehtib aga superpositsiooni printsiip: kui kaks lainet kohtuvad, siis nende amplituudid

liituvad. Seega siis interferentsi muster soltub kummastki pilust lahtunud valguslainete

kaiguvahest. Joonisel (1.1.1) naeme, et kui L >> d, siis see kaiguvahe on d sin θ. Valgus-

lained jouavad ekraanile faasis, kui see kaiguvahe on taisarv lainepikkusi, ja vastasfaasis,

kui kaiguvahe on paaritu arv poollainepikkusi.

�

����

����

����

��

���� ���������� � � ���

�

Joonis 1.1.1. Kahe pilu eksperiment.

3

Ometi jai valguslainete olemus selgusetuks, kuni 1860. aastate alguses James ClarkMaxwell oma kuulsad vorrandid kirja pani ja naitas, et valguslained on elektri- ja mag-netvalja levimise viis, kusjuures elektrivalja vektor E ja magnetvalja vektor B vonguvadristiolevates tasandites. Kui on tegu lainetusega, siis peab ka laineenergia liikuma.Lainetega kaasneva energia hulka kirjeldab Poyntingi (ehk ka Umov-Poyntingi) vektor

S =c

8πE× B. (1.1.2)

Joonis 1.1.2 Pindalast dσ labivoolavat kiirgusenergiat iseloomustavad suurused.

Valgus avaldab ka rohku sellel pinnale, millel ta neeldub voi millelt ta peegeldub.Valguse voi uldisemalt kiirgusvalja iseloomustame mitmesuguste parameetritega, nagunaiteks kiirguse intensiivsus I, sagedus ν, energia liikumise suund, missugust ruuminur-ka ta taidab jms. Koige selle alusel saame kirjutada

dEν = Iνdσdνdωdt. (1.1.3)

Seega siis intensiivsus kujutab endast kiirgusenergia hulka, mis labib mingit pinnauhikutajauhikus ruuminurga uhiku ja sageduse- voi lainepikkuste intervalli kohta ja temadimensioon on erg × s−1 × cm−2 × sr−1 × s−1 voi erg × s−1 × cm−2 × sr−1 × cm−1.

Uks oluline kiirgusvalja iseloomustav parameeter on kiirgustihedus

ν =1c

∫Iνdω, (1.1.4)

4

Kiirgustihedus ν antakse ruumala ja sagedusintervalli kohta.

Teine oluline parameeter on kiirgusvoog – kiirgusenergia hulk, mis voolab koikides suun-

dades uhikpindalast labi sageduste uhikintervallis ajauhikus. Kui valgustatud ala pin-

dala on dσ, siis kiirtega risti olev pind on siis dσ cos ϑ, kus ϑ on nurk pinnanormaali ja

kiirte langemissuuna vahel.

Kiirgusenergia, mis voolab pinnast labi on

dEν = Iνdσ cos ϑdνdtdω. (1.1.5)

Integreerime seda avaldist ule koikide suundade, siis saame suuruse, mis on Hνdσdtdν

ja seega

Hν =∫

Iν cos ϑdω. (1.1.6)

Siinkohal on oluline tahendada, et tuhjas ruumis kiirguse intensiivsus

mooda levimisteed ei muutu.

1.2. Absoluutselt musta keha kiirgus

Igauks, kes on kordki selgesse ootaevasse vaadanud, on pannud tahele, et tahed on

erinevat varvi. Talvetaevas hastinahtavas Orioni tahtkujus (ehk eesti rahvaastronoomia

���� ���� ���� ���� ���� ������ ������ �������

�

�

�

�

�

�

�

���������� ���

��

��

���� �

���

�� ��

���

������� �����

���� �

���� �

���� �

���

�

5

Joonis 3.4.1. Absoluutselt musta keha spekter ehk Plancki funktsioon.

kohaselt Koodis ja Rehas) paistab punasevoitu Betelgeuse vasakul uleval ja paremalall sinakas-valge Rigel. Nende varvuse erinevus on pohjustatud nende temperatuurideerinevusest - Betelgeuse pinnatemperatuur on umbes 3400 K ja Rigelil 10100 K.Paljud fuusikud on uurinud seda, kuidas kehad kiirgavad ning on kindlaks teinud, etiga keha, mille temperatuur on suurem kui absoluutne null (-273 C), kiirgab koikidellainepikkustel erineva efektiivsusega. Ideaalne kiirgaja neelab kogu temale langeva ki-irguse ja kiirgab selle valja vaga karakteerse spektrina. Kuna ideaalne kiirgaja eipeegelda valgust (ta neelab selle), siis sellist keha nimetatakse absoluutselt mustakskehaks (AMK) ja kiirgust, mida ta emiteerib, AMK kiirguseks. Looduses voime metahti ja planeete nimetada AMKdeks, tosi kull, ainult ligikaudselt.

Saksa fuusik Wilhelm Wien uuris 20. sajandi alguses, kuidas on seotud AMKtemperatuur ja millisel lainepikkusel on selle keha kiiratud kiirgusenergia maksimum.Suhe, mille eest Wien 1911. aastal Nobeli preemia sai on jargmine

λmaxT = 0.290 cm K. (1.2.1)

Juba 1879. aastal oli austria fuusik Josef Stefan naidanud, et AMK heleduse (selle kehakiiratud koguenergia) L soltuvus temperatuurist T avaldub kujus

L = AσT 4, (1.2.2)

kus A on kiirgava keha pindala.Viis aastat hiljem tuletas teine kuulus austria fuusik Ludwig Boltzmann sama valemiteoreetiliselt, kusjuures konstandi σ vaartuseks sai ta

σ = 5.670 × 10−5 erg s−1 cm−2 K−4 (1.2.3)

ja seost (1.2.2) nimetatakse nuud Stefan-Boltzmanni valemiks.Sfaarilise tahe jaoks on siis heledus

L = 4πR2σT 4e , (1.2.4)

kus Te on tahe nn efektiivne temperatuur. Selline termin tuuakse sisse selleparast,et tegelikult taht ju AMK pole. Seega siis efektiivne temperatuur on sellise AMKtemperatuur, mis kiirgab tapselt sama palju energiat, kui vaadeldav taht.

6

1.3. Kiirgusenergia kvantiseerimine

1900. aastal saksa fuusik Max Planck leidis empiirilise valemi, mille abil kirjeldada

AMK spektrit

Bλ(T ) =a/λ5

exp(b/λT ) − 1, (1.3.1)

kus a ja b on mingid konstandid. Plancki funktsiooni dimensioon on erg s−1 cm−2 A−1 sr−1.

Et kindlaks maarata konstante a ja b Planck tegi jargmise mottelise katse. Ta ku-

jutles oonsust, mis on taidetud elektromagnetilise kiirguse seisvate lainetega, mille

lainepikkused on λ = 2L, L, 2L/3, 2L/4, 2L/5, ..., kus L on oonsuse diameeter. Planck

arvas, et iga lubatud lainepikkus voib omada energiat kT , kus k on Boltzmanni konstant

ja k = 1.381×10−16 erg K−1. Kuna aga lopmata luhikesi laineid oleks sellises oonsuses

lopmata palju, siis selline lahenemine viib kindlasti asjaolule, et selles oonsuses oleks

lopmata suur hulk energiat. See absurdne tulemus ristiti kohe ”ultravioletseks katas-

troofiks”.

Selleks et niisugust asja valtida, toi Planck fuusikasse hoopis uue arusaama: ta oletas,

et seisev elektromagnetiline laine lainepikkusega λ ja sagedusega ν = c/λ voib omada

vaid minimaalse laineenergia kordseid energiahulki. See minimaalne energia voi energia

kvant avaldub kujus hν ehk hc/λ. Seega siis elektromagnetilise laine energia on nhν voi

nhc/λ, kus taisarv n on kvantide arv laines.

Planck lootis, et selline kasitlus kaotab ka kordajad a ja b valemist (1.3.1). Toepoolest,

tema valem sobis taielikult katseandmetega, kuid uks kangekaelne konstant siiski jai

valemisse, mida me nuud kutsume Plancki valemiks

Bλ(T ) =2hc2/λ5

exp(hc/λkT ) − 1. (1.3.2)

Konstanti h nimetame me Plancki konstandiks ja selle suurus on h = 6.626 ×10−27 erg s−1.

Teinekord on meil lihtsam kasutada Plancki valemit sagedusskaalas

Bν(T ) =2hν3/c2

exp(hν/kT ) − 1. (1.3.3)

Siinkohal tuleb silmas pidada seda, et lainepikkuste skaalast sageduse skaalasse

teisendamisel kehtib seos

Bλdλ = Bνdν. (1.3.4)

7

Plancki funktsiooni ule kogu spektri integreerides saame loomulikult AMK heleduse

∫ ∞

0

Bλdλ = σT 4/π. (1.3.5)

Kui me aga integreerime Plancki funktsiooni kui matemaatilist objekti, siis leiameStefan-Boltzmanni konstandi kujus

σ =2π5k4

15c2h3. (1.3.6)

8

2. KIIRGUSLEVI VORRAND

2.1. Kiirguslevi vorrandi tuletamine

Kui ruumis, kus kiirgus levib, on aine, siis see hajutab ja neelab kiirgust. Nende

protsesside kirjeldamiseks, vaatleme kiirte teel asuvat vaikest silindrit, mille otspindala

olgu dσ, korgus ds ja ruumala seega dV = dσds. Pinnale dσ langegu risti kiirgus

intensiivsusega Iν . Sellele ruumalale langenud energiahulk on siis

dEν = Iνdσdωdνdt. (2.1.1)

Teepikkusel ds neelatakse selle energiaga vordeline osa, olgu see ανds, kusjuures α

kannab nime neeldumiskoefitsient,

dE1ν = ανdsIνdσdωdνdt. (2.1.2)

Tavaliselt keskkond ka kiirgab energiat – ruumala dV kiirgab ruuminurgas dω sage-

duste vahemikus ν, ν+dν teatud hulga energiat, mis on vordeline suurusega dV dωdνdt.

Tahistame selle nii

dE2ν = ενdV dωdνdt (2.1.3)

ja olgu εν kiirgumiskoefitsient. Peale selle olgu meil αν ja εν antud ja vaatame, kuidas

intensiivsus on muutunud parast ruumielemendi labimist. Vaatame elementaarsilindrit,

mille telg paikneb kiirguse levikusuunas. Silindrisse siseneb energiahulk Iνdσdωdνdt

ja silindrist valjub energiahulk (Iν + dIν)dσdωdνdt. Nende energiahulkade vahe tekib

sellest, et silinder neelab ja kiirgab energiat. Arvestades energia jaavuse seadust, saame

(Iν + dIν)dσdωdνdt− Iνdσdωdνdt =

−ανdsIνdσdωdνdt+ ενdσdsdωdνdt(2.1.4)

ehkdIνds

= −ανIν + εν (2.1.5)

8

Seda nimetatakse kiirguslevi vorrandiks.

Vaatleme teda natuke lahemalt. Kui αν �= 0, aga εν = 0, mis tahendab seda, et keskkond

ei kiirga, kuid neelab kull, siis

Iν(s) = Iν(0)e−τν(0,s). (2.1.6)

Dimensioonitut suurust

τν(s, s′) =

∫ s′

s

αν(s′)ds′ (2.1.7)

nimetatakse optiliseks teepikkuseks kahe punkti s ja s′ vahel.Uldjuhul (αν �= 0 ja εν �= 0) saame vorrandi (1.2.5) formaalseks lahendiks

Iν(s) = Iν(0)e−τν(0,s) +

∫ s

0

εν(s′)e−τν (s

′,s)ds′. (2.1.8)

Vorrandi (2.1.7) esimene liige kirjeldab kiirguse norgenemist teel kiirguse lahtekohast

kuni koordinaadi vaartuseni s ning teine liige kirjeldab kiirgamist vahemikus (0, s) ja

uhtlasi selle kiirguse neeldumist teel kiirgamise kohast s′ kuni vaadeldava punktini.

2.2. Kiirguslevi vorrandi lahendamisest

Eelmises peatukis kasitletud kiirguslevi vorrand tundub olevat lihtne diferentsi-

aalvorrand, mille lahendamine ei tohiks tanapaeval olla enam mingi probleem. Tege-

likult aga sisaldab suurus ε otsitavat kiirguse intensiivsust, mistottu on meil tegu

integro-diferentsiaalvorrandiga ja selle lahendamine pole enam nii lihtne.

Praeguste andmete kohaselt tuletas kiirguslevi vorrandi meile tuntud kujus Karl

Schwarzschild oma toos ”Difusioonist ja neeldumisest Paikese atmosfaaris”, mille kandis

ette Berliini Teaduste Akadeemia 1914. aasta 5. novembri istungil ei keegi muu, kui

suur Albert Einstein isiklikult. Tegelikult polnud see kaugeltki esimene sellesuunaline

too, vaid juba palju varem olid seda probleemi kasitlenud Lord Rayleigh, Stokes, Schus-

ter, Hvolson, Lommel jpt.

Sellest ajast peale on kiirguslevi vorrandi uurimise ja lahendamise kallal palju inimesi

maailmas ara vasinud. Lahendusmeetodite hulk on aukartustaratav, sest lisaks footonite

levi kirjeldamisele, kirjeldab see vorrand ka koikide teiste elektriliselt neutraalsete osa-

keste, kaasa arvatud neutronite, levi ja kui tuumareaktorite ning natuke hiljem ka tuu-

mapommi tegemine aktuaalseks muutus, siis paisus kiirguslevi vorrandi lahendamisele

9

puhendatud toode arv lausa plahvatuslikult.

Jargnevalt vaatleme kiirguslevi vorrandi lahendamise moningaid meetodeid, alustades

ajalooliselt esimestest.

2.3. Eddingtoni meetod

Jatame siinkohal korvale Schusteri ja Schwarzschildi meetodi kui liiga ligikaudse

(kasitleti ainult ules ja alla liikuvaid kiirgusvooge) ja vaatleme Eddingtoni meetodit.

Eddington lahtus kiirguslevi vorrandist kujus:

μdI(τ, μ)

dτ= I(τ, μ)− 1

2

∫ +1

−1

I(τ, μ′)dμ′. (2.3.1)

Defineerime Eddingtoni jargi intensiivsuse esimesed momendid nurgamuutuja μ jargi

kujus:

J(τ) =1

2

∫ 1

−1

I(τ, μ)dμ, (2.3.2)

H(τ) =1

2

∫ 1

−1

I(τ, μ)μdμ, (2.3.3)

K(τ) =1

2

∫ 1

−1

I(τ, μ)μ2dμ. (2.3.4)

Nagu me nagime eelmises peatukis, on koik need momendid tihedalt seotud kiirgusvalja

fuusikaliste parameetritega: J on kordaja tapsusega kiirgusenergia tihedus, H on kiir-

gusenergia voog (tegelikult kasutatakse koguvoo tahistamiseks ka suurust πF , kus F =

4H) ja K on kordaja tapsusega kiirgusrohk. Integreerime nuud vorrandit (2.3.1) ule

nurgamuutuja μ, saadesdH(τ)

dτ= 0. (2.3.5)

Jarelikult on kiirgusvoog sellises tahe atmosfaaris, milles kiirguslevi kirjeldab vorrand

(2.3.1), konstantne ega soltu optilisest sugavusest.

Edasi korrutame vorrandit (2.3.1) μ2-ga ja integreerime μ jargi. Tulemuseks saame:

dK(τ)

dτ= H. (2.3.6)

Nuud tegi Eddington oletuse, millele kogu ta meetod toetubki, nimelt

J(τ) = 3K(τ). (2.3.7)

10

Siis leiame vorrandist (2.3.6), et

J(τ) = 3Hτ + α, (2.3.8)

kus α on integreerimiskonstant, mille peame leidma aaretingimusest. Tapne aaretingimus

on ilmselt see, et tahe pinnale valjastpoolt mingit kiirgust ei lange. Kahjuks ei onnestu

meil sellise lahendusmeetodi puhul tapset tingimust rakendada ja me peame leppima

ligikaudsega, mille saame vorrandist (2.1.3), kui oletame, et valjuva kiirguse intensiivus

ei soltu nurgamuutujast μ (mis muidugi pole oige). Siis leiame, et

J(0) = 2H, (2.3.9)

seega

J(τ) = 2H(1 +3

2τ). (2.3.10)

Nuud, kus meil on keskmine intensiivsus (ehk antud juhul allikfunktsioon) leitud, tarvit-

seb meil see avaldis panna tagasi vorrandisse (2.3.1) ja me saame ka intensiivsuse jaoks

lihtsa valemi

I(τ, μ) = 2H(1 +3

2τ +

3

2μ). (2.3.11)

Eelmises peatukis oli juttu aarele tumenemisest, mis taheatmosfaaride uurimise algaas-

tatel oli vaga tahtis funktsioon. Eddingtoni meetodi abil saame ta lihtsalt leida ning

tulemuseks onI(0, μ)

I(0, 0)=

2

5(1 +

3

2μ). (2.3.12)

Paikese puhul annab see valem ullatavalt hea kooskola vaatlustega.

Eddingtoni meetod on tegelikult palju uldisema meetodi - sfaariliste harmoonikute mee-

todi koige lihtsam variant. Sisuliselt tahendab Eddingtoni lahendus (2.3.7) seda, et kui

me intensiivsuse arendame ritta Legendre’i polunoomide jargi (aga see on sfaariliste

harmoonikute meetodi sisu), siis me loeme juba rea kolmanda liikme kordaja nulliks.

Sfaariliste harmoonikute meetodit rakendades saame tegelikult lopmatu ahela tavali-

si diferentsiaalvorrandeid intensiivsuse momentide jargi. Lopmatu selleparast, et iga

integreerimine toob sisse uhe korgemat jarku momendi ja selleks, et saadud susteemi

lahendada, tuleb teha mingeid eeldusi, mida voib saada fuusikalistest kaalutlustest.

11

2.4. Diskreetsete ordinaatide meetod

Meetodi idee on tegelikult kaunis vana, ulatudes tagasi aastani 1851, kui Joule uuris

gaaside kineetikat. Kasitledes gaasi liikumist, jagas ta gaasi kiiruse komponentideks

paralleelselt koordinaattelgedega. Ka kiirguse levimisel voime me sama teha, vottes

liikumissuundi rohkem kui ainult koordinaattelgede suunas. Kuulus india paritolu

ameerika astrofuusik Chandrasekhar pani selle idee matemaatiliselt elegantsesse vormi

1947. aastal.

Kiirguslevi vorrandit on voimalik muuta diferentsiaalvorrandite susteemiks, kui kasu-

tada Chandrasekhari lahenemisviisi. Nimelt rakendas ta vorrandi (2.1.1) paremas pooles

oleva integraali lahendamiseks Gaussi kvadratuurvalemit

∫ +1

−1

I(τ, μ′)dμ′ ≈ Σnj=−najI(τ, μj), (2.4.1)

kus μ−n, ..., μ−n, μ1, ..., μn on 2n-jarku Legendre’i polunoomi nullkohad ning aj vas-

tavad kaalud. Gaussi valem on vaadeldaval loigul summeetriline, mistottu a−j = aj ja

μ−j− = −μj .

Seega saame integro-diferentsiaalvorrandi asemel tavaliste diferentsiaalvorrandite susteemi

μidIidτ

= Ii − 1

2

∑j

ajIj. (2.4.2)

Selle susteemi lahendamiseks oletame, et

Ii = gie−kτ , (2.4.3)

Siis me leiame susteemist (2.4.2), et

gi(1 + μik) =1

2

∑j

ajgj , (2.4.4)

kusjuures indeks i = ±1, ...± n. Valemist (2.4.4) saame leida suuruse gi kujus

gi =C

1 + μik, (2.4.5)

kus C on mingi konstant. Kui me suuruse gi paneme tagasi vorrandisse (2.4.4), siis

leiame, et homogeensel susteemil (2.4.4) on lahendus, kui on taidetud tingimus

1 =1

2

∑j

aj1 + μjk

. (2.4.6)

12

Gaussi lahenduse summeetriat kasutades leiame,et

1 =

n∑j=1

aj1− μ2

jk2. (2.4.7)

Kiirguslevi vorrandil on ka erilahend kujus

Ii = b(τ +Q+ μi), (2.4.8)

kus Q on konstant. Kogu lahendi saame valja kirjutada kujus

Ii = 3/4F{n−1∑α=1

Lαe−kατ

1 + μikα+

n−1∑α=1

L−αekατ

1− μikα+ τ + μi +Q}, (2.4.9)

kus L±α ning Q on aaretingimustest leitavad konstandid. Kui meil on tegu optiliselt

poollopmatu atmosfaariga, siis L−α = 0. Valjuva intensiivsuse jaoks leidis Chan-

drasekhar lihtsa valemi

I(0, μ) =√3FH(μ), (2.4.10)

kus F = 4H ja H on Ambartsumjan-Chandrasekhari H-funktsioon, mida saab leida

mittelineaarsest integraalvorrandist

H(μ) = 1 +1

2μH(μ)

∫ 1

0

H(μ′)dμ′

μ+ μ′ . (2.4.11)

Ka allikfunktsiooni saab leida ilmutatud kujus

S(τ) =3

4F (τ + q(τ)), (2.4.12)

kus q(τ) kannab Hopfi funktsiooni nime (vt. joon. 2.1). Hopf toestas, et see funktsioon

muutub kaunis kitsastes piirides. Naiteks on leitud, et

q(0) =1√3

(2.4.13)

ja et

q(∞) =6

π2+

1

π

∫ π/2

0

(3

x2− 1

1− x cotx)dx. (2.4.14)

Kasutades programmeerimiskeelt Q-Basic, olen ma leidnud, et

q(∞) = 0.71044 60895 98763 07273 25241 41699 15367 19932 01333 95878

13

52390 92797 96851 09726 97043 91576 81527 63639 98090 77528

09383 27142 22506 8402...

Joonis 2.4.3. Milne’i probleemi allikfunktsioonid.

On selge, et kuna q(τ) muutub niivord vahe, siis suurte optiliste sugavuste puhul

jaab domineerima vaid allikfunktsiooni lineaarne liige, mistottu allikfunktsiooni kir-

jeldab asumptootselt valem

Sas(τ) =3

4F (τ + q(∞)). (2.4.15)

Kui oletada, et see valem kehtib koikide optiliste sugavuste puhul, siis leiame, et kau-

gusel τ = −q(∞) muutub asumptootne allikfunktsioon nulliks. Suurust d = q(∞)

nimetatakse ka Milne probleemi ekstrapoleeritud pikkuseks.

2.5. Stromgreni meetod

Eespool oli juttu sellest, et kiirguslevi vorrand on integro-diferentsiaalvorrand.

Tegelikult saab seda vorrandit taandada ka integraalvorrandiks, millest on voimalik

14

allikfunktsiooni S(τ) maarata. Selleks kirjutame valja kiirguslevi vorrandi formaalse

lahendi, siis nii, nagu me allikfunktsiooni juba teaksime. Taiesti uldisel kujul me saame

I(τ, μ) = I(τ0, μ)e−(τ0 − τ)

μ +

∫ τ0

τ

e−(τ ′ − τ)

μ S(τ ′)dτ ′/μ. (2.3.1)

Selles valemis on I(τ0, μ) see kiirgus, mis siseneb atmosfaari labi selle alumise pinna.

Vaatleme eraldi kiirguse levikut atmosfaaris ules ja alla. Oletame, et τ0 = ∞. Sellisel

juhul saame ulesliikuva kiirguse jaoks

I(τ, μ) =

∫ ∞

τ

e−(τ ′ − τ)

μ S(τ ′)dτ ′/μ, μ > 0 (2.3.2)

ja alla liikuva kiirguse jaoks

I(τ,−μ) =

∫ τ

0

e−(τ − τ ′)

μ S(τ ′)dτ ′/μ, μ < 0. (2.3.3)

Kuna aga allikfunktsioon avaldus kujus

S(τ) =1

2

∫ +1

−1

I(τ, μ′)dμ′, (2.3.4)

siis kirjutades intensiivsused lahti ules ja alla suunas, saame

S(τ) =1

2

∫ 0

−1

I(τ, μ′)dμ′ +1

2

∫ 1

0

I(τ, μ′)dμ′. (2.3.5)

Nuud asendame intensiivsused valemitest (2.3.2) ja (2.3.3) valemisse (2.3.5), me leiame

parast moningaid teisendusi

S(τ) =1

2

∫ ∞

0

E1(τ − τ ′)S(τ ′)dτ ′, (2.3.6)

kus

En(τ − τ ′) =∫ 1

0

e−|τ−τ ′|/ssn−2ds (2.3.7)

kannab n-jarku eksponentintegraali nime.

Astrofuusikas on laialt kasutusel nn Λ-operaator, mis defineeritakse jargmiselt

Λτf(t) =1

2

∫ ∞

0

f(t)E1(t− τ)dt. (2.3.8)

15

Λ-operaatorit kasutades voime vorrandile (2.3.6) anda operaatorkuju

S(τ) = ΛτS(t). (2.3.9)

Leitud homogeenne integraalvorrand kannab Milne’i vorrandi nime.

Stromgreni meetodi aluseks on lihtne iteratsioon. Votame esimeseks lahendiks Ed-

dingtoni meetodiga saadud valemi (2.1.10) ja paneme selle vorrandi (2.3.9) paremasse

poolde. Rakendades Λ-operaatorit avaldisele (2.1.10), me saame teiseks lahendiks

S2(τ) = 3H(τ +1

2E3(τ)) + 2H(1− 1

2E2(τ)). (2.3.10)

Jooniselt 2.1 on naha, et teine lahend on juba usna hea. Selle lahendi paigutame jalle

vorrandi paremasse poolde ning integreerime jne. Kahjuks voib see meetod teatud

tingimustel vaga halvasti koonduda.

2.6. Feautrier meetod

See on praegu vast enim kasutatud meetod kiirguslevi vorrandi lahendamiseks nii

pidevas kui joonspektris. Just joonspektris on seda vorrandit raske lahendada, sest

neeldumiskoefitsient muutub vaga suurtes piirides.

Meetodi olu seisneb kiirgusvalja jagamises ules- ja allaliikuvasse suunda. Nii saame

μdI+

dτ= I+ − S, (2.4.1)

−μdI−

dτ= I− − S. (2.4.2)

Tuues sisse suundkeskmistatud intensiivsused kujus

G = (I+ + I−)/2, (2.4.3)

F = (I+ − I−)/2, (2.4.4)

saame

μdF

dτ= G− S, (2.4.5)

μdG

dτ= F, (2.4.6)

16

ehk asendades kiirguslevi vorrandisse, leiame

μd2G

dτ2=

dF

dτ, (2.4.7)

ja lopuks

μ2 d2G

dτ2= G− S. (2.4.8)

Kui me nuud selle vorrandi diskretiseerime optilise sugavuse jargi, kasutades valemit

d2y(τi)

dτ2≈ y(τi−1)− 2y(τi) + y(τi+1)

�τ2, (2.4.9)

siis saab teda taandada nn. tridiagonaalseks lineaarseks algebraliseks vorrandisusteemiks.

Tridiagonaalsus tahendab seda, et igal nivool τi on omavahel seotud kolme uksteisele

jargneva nivoo - τi−1,τi ja τi+1 intensiivsused. On aga hasti teada, et tridiagonaalset

lineaarset algebralist vorrandisusteemi on lihtne lahendada.

Selle mitte eriti vana (1963) meetodi suurteks eelisteks on vaga hea stabiilsus ning

koondumine oigeks asumptootseks lahendiks.

17

3. TELESKOOBID

3.1. Optika pohialustest

Astronoomia on algusest peale olnud vaatlustel pohinev teadus. Esialgu tehtivaatlusi palja silmaga, kuid alates 1609. aastast, kui Galileo teleskoobi leiutas, onmeie arusaamad Universumist maaratult muutunud. Pidavalt ehitame me aina suure-maid teleskoope, et vaadelda aina norgemaid objekte, aga samuti ka heledamaid objektesuurema lahutusvoimega.Galileo teleskoop oli refraktor - st kujutise moodustamiseks labis valgus laatsi. New-ton ehitas esimese reflektorteleskoobi, kus kujutis moodustub peegeldumise tulemusena.Molemat tuupi teleskoobid on tanapaeval kasutusel. Ning kasutusel on ka kombineeri-tud, nn katadioptrilised susteemid, kus kasutatakse nii peegleid kui laatsi. Uks levinu-maid sedatuupi optilisi susteeme on vene optiku Maksutovi oma.Vaatame koigepealt refraktori toopohimotet ja ehitust. Refraktori too pohineb Wille-brord Snelliuse seadusel: kui valguskiir liigub uhest labipaistvast keskkonnast murdu-misnaitajaga n1 teise, mille murdumisnaitaja on n2, siis kehtib seos

n1 cos θ1 = n2 cos θ2, (3.1.1)

kus θ1 on nurk langeva kiire ja pinnanormaali vahel ning θ2 on murdumisnurk keskkon-nas 2. Kui meil on tegu laatsega, millele langeb kiirtekimp. mille telg on paralleelnelaatse optilise teljega, siis on voimalik nii valida laatse kuju, et kiirtekimp koonduksuhte punkti, mida nimetatakse laatse fookuseks ja selle punkti kaugust laatse keskpunk-tist nimetatakse laatse fookuskauguseks. Pindobjektist tekib ka pindkujutis, mis asubfokaaltasandis. Kui me oletame, et laatse molemad pinnad on sfaarilised, siis utleb”laatsemeistri valem” jargmist:

1/fλ = (nλ − 1)(1/R1 + 1/R2), (3.1.2)

kus fλ on laatse fookuskaugus, nλ laatsematerjali murdumisnaitaja ning R1 ja R2 laatsekummagi kulje koverusraadiused (mis on negatiivsed, kui laatse pinnad on nogusad).

18

Peeglite puhul pole fookuskaugus lainepikkusest soltuv, sest iga lainepikkusega val-guskiir allub vaid seadusele, et langemisnurk vordub peegeldumisnurgaga. Kui peegelipind on sfaariline, siis peegli fookuskaugus on f = R/2, kus R on peegli koverusraadius.

�

�

��

��

Joonis 3.3.1. Snelli seaduse juurde.

Laatse lahutusvoime on otseselt seotud tema fookuskaugusega: mida suurem seeon, seda paremini lahutab laats lahestikku kujutisi. Kuid lahutusvoimet - mis astronoo-mias on vaga tahtis - ei saa suurendada ukskoik kui palju, sest vahele astub difrakt-sioon, mis on elektromagnetvalja laineomadustest pohjustatud nahtus - kitsast pilustlabiminekul voi labipaistmatu keha aare lahedalt moodumisel valgus paindub tokke tahaja pohjustab ekraanil heledatest ja tumedatest ribadest koosneva pildi.Samasugune, kuid palju keerulisem difraktsioonipilt tekib valguse labiminekul ummargusestavast. Ka teleskoobi ava ehk apertuur labimooduga D on tavaliselt ringikujuline. LordRayleigh kriteeriumi alusel on vahim nurkkaugus kahe lahedase objekti vahel, mida saaberistada ummarguse apertuuriga teleskoobis

θmin = 1.22λ/D, (3.1.3)

kus λ on vaadeldava kiirguse lainepikkus.Tegelikult ei saa teleskoobi peegli voi laatsobjektiivi suurendamisega Maal paiknevateleskoobi lahutusvoimet vaga palju tosta, sest atmosfaari turbulents paneb sellele piirid.Selleparast on astronoomid alati parimaid vaatluskohti otsinud. Tanaseks on need kohadka leitud, enamasti on nad korgel magedes - Kanaari saartel, Havai saartel ja korbelisesAndide maestikus Tsiilis.Atmosfaari mojudest vabanemiseks on teleskoope saadetud ka Maavalistele orbiitidele.Suurim neist on Hubble’i kosmoseteleskoop (HST), mille peegli labimoot on 94 tolli(2.4 m) ja mis saadeti orbiidile umber Maa parast mitmeid edasilukkamisi 1990.aasta

19

aprillis. Kasutades nuud Rayleigh kriteeriumi (3.1.3) saame lahutusvoimeks vesiniku

spektrijoone Lyman alfa (Lα, 1216 A) juures

θ = 1.22(1216A/2.4m) = 6.18 × 10−8 rad = 0.0127” (3.1.4)

Nii laatsed kui peeglid kannatavad kujutise optiliste moonutuste all, mida nimetatakse

uldiselt aberratsioonideks. Sageli on nad uhised molemat tuupi teleskoopidele, kuid kro-

maatiline aberratsioon on omane vaid refraktoritele. Asi on selles, et objektiivi materjal

murrab erineva lainepikkusega laineid erinevalt, mistottu erinevates varvides on fookus

erinevas kohas. Seda hada saab vahendada (kuid mitte kaotada) korrektsioonlaatsede

lisamisega.

Reflektoritel on mitmeid aberratsioone, neist tuntum on vast sfaariline aberratsioon.

Nimelt on palju lihtsam valmistada sfaarilisi peegleid, kuid selliste peeglite koik pin-

naelemendid ei fokusseeri peeglile langevat kiirtekimpu uhte ja samasse punkti - mida

kaugemal on kiir peegli optilisest teljest, seda kaugemal on selle kiire koondumispunkt

peegli fookusest (maletate, sfaarilisel peeglil f = R/2). Sfaarilisest aberratsioonist saab

jagu, kus kasutada mitte sfaarilisi, vaid paraboloidseid peegleid. Tosi, neid on palju

raskem valmistada. Ka paraboloidpeeglitel on aberratsioone, naiteks kooma. Oma nime

sai see aberratsioon sellest, et tahe kujutised optilisest teljest kaugemal votavad kirjava-

hemark koma iseloomuliku kuju. Siis on veel astigmatism, mis valjendub vaatevalja

keskpunktist veelgi kaugemal olevate tahtede puhul ja mille tagajarjel tahtede kujutised

on keeruka struktuuriga piklikud laigud.

Kui me sellest hadast kuidagi lahti saaksime, tuleb mangu valja koverus, st kujutis

ei teki mitte fokaaltasandil, vaid palju keerulisemal pinnal. Ja veel tuleks lisada valja

distorsioon - kus kujutise skaala soltub kujutise erinevate punktide kaugusest plaadi

keskpunktist.

3.2. Optilised teleskoobid

Tavaline optiline refraktorteleskoop koosneb objektiivist js okulaarist. Objektiiv-

laatse ulesanne on koguda valgust nii palju kui vahegi voimalik ja voimalikult suure

lahutusvoimega. Sellise teleskoobi suurendus on

m = fobjektiiv/fokulaar (3.2.1)

20

Refraktoritega on paha lugu see, et objektiivi saab toetada vaid laatse aartest, mistottuvaga suuri laatsi kasutada pole voimalik, sest nad hakkavad raskusjou mojul oma kujumuutma. Ning mitte ainult laatsed, vaid raskusjou mojul muudab kuju ka kogu mon-teering. Lisaks neile puudustele on meil tegu kromaatlise aberratsiooniga. Ja laatsemolemad pooled tuleb lihvida vaga tapselt, aga kui me tahame akromaatset objektiivi,siis neid tapselt lihvitavaid pindasid on mitu. Seeparast ongi maailma suurima, Yerkes’iObservatooriumis (Williams Bay, Wisconsin) paikneva refraktori objektiivi diameetervaid 40 tolli. See ehitati aastal 1897 ja selle objektiivi fookuskaugus on 19.36 m.Peegelteleskoop on oluliselt lihtsam, sest tapselt valmistada on vaja vaid uks pind (tege-likult kull rohkem, aga kokkuvottes ikkagi vahem kui refraktoris). Ka saab peegli kaaluvahendada nii, et peegli tagumine kulg tehakse karjekujuliseks. Peeglit saab toetadatagumiselt pinnalt, seega oluliselt vahendades raskusjou moju peegli deformeerimisel.Loomulikult pole ka peegelteleskoobid vabad puudustest. Kuna peegel suunab kiirgusetagasi, siis jaab fookus, mida ka peafookuseks nimetatakse, kiirte teele ja vaatleja voikiirgusvastuvotja varjab osa vastuvoetavast valgusest. Teatava lahenduse sellele prob-leemile leidis Isaac Newton, kes paigutas vaikese tasapeegli vahetult enne nende koon-dumispunkti, nii et see suunas kiirtekimbu teleskoobi toru kuljel asuvast avast valjafookusesse. Ka see peegel varjas muidugi valgust, kuid palju vahem. Sellise Newtoninime kandva susteemi viga on aga selles, et vaatleja on sunnitud paiknema tavaliseltkorgel ja kaugel teleskoobi raskuskeskmest.Prantsuse kooliopetaja Laurent Cassegrain (elas umbes 1629 - 1693) leiutas paremaoptilise skeemi, kus vahetult enne kiirte koondumispunkti paigutatakse kumer sekun-daarpeegel, mis suunab koonduva kiirtekimbu labi peapeeglis oleva ava valjaspoolteleskoopi paiknevasse fookusesse, niiviisi efektiivselt suurendades teleskoobi fookuskau-gust. See voimaldab hoida vastuvotuaparatuuri teleskoobi raskuskeskme lahedal javaatleja ei pea korgustesse ronima.Kui me tahame uurida naiteks tahe spektrijooni vaga detailselt, siis peame kasutamavoimsaid spektrograafe, mis aga reeglina on rasked. Seega nende paigutamine kas New-toni voi Cassegraini fookusesse ei tule kone alla. Lahenduseks on nn coude fookusekasutamine, kus kiirtekimp tuuakse teleskoobi telgede kaudu teise ruumi, tavaliseltteleskoobi all olevale korrusele, kuhu saab asetada kuitahes raskeid kiirgusvastuvotjaid.Eesti optik Bernhard Schmidt leiutas uue optilise skeemi, kus kasutatakse sfaarilistpeeglit ja korrektsioonplaati sfaarilise aberratsiooni kaotamiseks. Schmidti teleskoopidehea omadus on suur vaatevali, mis voib ulatuda mitmete kraadideni, samal ajal kuiCassegraini teleskoobi vaatevali on vaid moned kaareminutid.

21

Joonis 3.3.2. Peafookus.

Joonis 3.3.3. Newtoni fookus.

22

Joonis 3.3.4. Cassegraini fookus.

Joonis 3.3.1. Coude fookus.

23

Maa poorlemise tottu naib meile, et tahed teevad taevas 24 tunniga taisringi.

Seega kui me tahame mond taevast objekti pikemalt vaadelda, siis me peame hoidma

teleskoopi tapselt sellele objektile suunatuna. Selle saavutamiseks on teleskoobitoru

paigutatud nn monteeringule. Oige vanasti oli kasutusel asimutaalne monteering, st

teleskoobi uks telg oli vertikaalne. Nii on aga raske tahti jalgida, sest tahed liigu-

vad Maa oopaevase poorlemise tottu mooda suurringi kaart ning kasutusele voeti ekva-

toriaalmonteering, kus teleskoobi polaartelg on paralleelne maailma teljega. Kui me

nuud teleskoopi poorame umber selle ekvatoriaaltelje kiirusega uks poore oopaevas,

siis teleskoop jalgib tapselt valitud tahte. Ekvatoriaalmonteeringu levinumaid liike on

a) saksa monteering, mille uks esimesi naiteid on suur Fraunhoferi teleskoop Tartu

Tahetornis, b) inglise monteering ja c) ameerika ehk kahvelmonteering.

Tanapaeva suured teleskoobid on enamasti asimutaalmonteeringus, sest tapseks gi-

deerimiseks kasutatakse nuud kiireid arvuteid. Ainus koht taevas, kus asimutaal-

monteeringus teleskoop hatta jaab, on seniidilahedane piirkond, sest seal peab teleskoop

praktiliselt lopmata kiiresti liikuma.

Esimene asimutaalmonteeringus Nasmythi fookust kasutav suur teleskoop oli Noukogude

Liidu 6-meetrine teleskoop Pohja-Kaukaasias. See on klassikaline paraboloidpeegliga

teleskoop, mille peegli diameeter on 6 m, mis kaalub 40 tonni ja mille temperatuuri

on vaga raske hoida uhesugusena kogu peegli ulatuses. Praegu uhed suurimad uhest

tukist peegliga teleskoobid - 8.2 m diameetriga - on Euroopa Lounaobservatooriumi neli

vagilast Paranalis Tsiilis: ANTU (esimene valgus mais 1998), KUEYEN (marts 1999),

MELIPAL (jaanuar 2000) ning YEPUN (september 2000).

Tehakse ka segmenteeritud peeglitega teleskoope, kus teleskoobi peegeldav pind koos-

neb paljudest peeglitest, kusjuures suure peegli pinna kuju kontrollitakse laserite abil.

Sellisteks teleskoopideks on naiteks kaks Kecki teleskoopi Havail, Mauna Kea kustunud

vulkaani tipul 4140 m korgusel merepinnast. Esimene neist astus rivvi 1993. aastal ja

teine 1996. aastal. Kummagi peegli labimoot on 10 meetrit, kuid kumbki koosneb 36st

vaikesest kuusnurksest peeglist.

Paljudel uutel teleskoopidel on nn adaptiivne optika, mis tahendab seda, et teleskoop

kontrollib tahtedelt saabuva valguse lainefronti ja kui ta markab moonutusi selles, siis

peegli taga olevate seadmetega - aktuaatoritega - muudetakse peegli kuju nii, et kujutis

ei moonutuks.

1990. aastal lasti USAs ules Hubble Kosmoseteleskoop 2.4m peegliga. Selle optiline

24

susteem on modifitseeritud Cassegraini skeem ja see on voimeline vaatlusi tegema elekt-

romagnetilise spektri vahemikus 1200 A kuni 10000 A. Atmosfaarihairituste puudu-

mine voimaldab teha kuni 18 tunniseid ekspositsioone, millega saab ”katte” kuni 29.

tahesuurusega objekte.

Kaua aega oli inimsilm ainus kiirgusvastuvotja ja alles hiljem asendus see fotoplaadiga.

Nuud on ka fotoplaat astronoomias muuseumiese, sest asemele on tulnud laengseosega

seadmed (CCD). Kui inimsilma kvantsaagis on umbes 1%, st igast 100st footonist

puutakse kinni vaid uksainus ja fotoplaatidel on see saagis vaid veidi parem, siis CCDdel

on see peaaegu 100%, st praktiliselt koik footonid puutakse kinni.

Suurte teleskoopide ja uute teleskoopide projektidega saab tutvuda lingil:

http://nineplanets.org/bigeyes.html.

3.3. Raadioteleskoobid

1931. aastal Karl Jansky (1905-1950) tegi katseid firmas Belli Laboratooriumid, et

uurida voimalusi raadiosaadete murade vahendamiseks aikesetormide ajal. Jansky tegi

kindlaks, et teatud haired peavad olema maavalised. Nelja aasta parast oli talle selge,

et need haired tulevad Sagittariuse (Amburi) tahtkujust, just Galaktika tsentri kandist.

See oligi raadioastronoomia sund.

Tanapaeval mangib raadioastronoomia tahtsat rolli Universumi tundmaoppimisel. Raa-

diolaineid pohjustavad paljud fuusikalised protsessid, nagu naiteks laetud osakeste lii-

kumine magnetvaljas.

Kuna raadiolained interakteeruvad keskkonnaga teisiti kui tavaline valgus seda teeb,

siis ka seadeldised raadiolainete avastamiseks ja mootmiseks erinevad palju optilistest

teleskoopidest. Tuupilise raadioteleskoobi paraboloidantenn puuab kinni signaali ja

peegeldab selle vastuvotjasse, kus signaal voimendadakse, toodeldakse ja muudetakse

inimsilmale arusaadavaks.

Raadioallika tugevust kirjeldatakse tavaliselt spektraalse voo tihedusega S(ν), mida

moodetakse uhikutes: energia antenni pindalauhiku kohta sekundis ja sageduse uhik-

intervallis. Selleks et leida vastuvotja poolt kogutud koguvoimsust P , integreerime

spektraalset voo tihedust ule teleskoobi antenni kogumispindala ja ule lainepikkuste

vahemiku, kus vastuvotja on tundlik (seda nimetatakse ka ribalaiuseks)

P =∫

A

∫ν

S(ν)fνdνdA, (3.3.1)

25

kus fν on vastuvotja tundlikkust kirjeldav funktsioon sagedusel ν.Tuupilise raadioallika spektraalne voo tihedus on suurusjargus 1 Jansky (Jy), kusjuures1 Jy=10−26 W m−2 Hz−1, aga ka voo tihedused moned millijanskid pole harulduseks.Seega peab niisuguste norkade voogude vastuvotmiseks olema suured antennipindalad.Rehkendus naitab, et 1” lahutusvoime saamiseks peaks 21 cm-sel lainepikkusel tootavaraadioteleskoobi antenni diameeter olema 52.8 km. Vordluseks tuleks oelda, et suurimauhekausilise antenniga raadioteleskoop on Arecibos (Puerto Rico). Selle (liikumatu)antenni diameeter on 300 m.Ometi on astronoomid suutnud viia raadioteleskoopide lahutusvoime kuni 0.0015”. Seeon saanud voimalikuks vaid interferomeetriat kasutades.

�

�

���������

�� ��

����

��

Joonis 3.3.1. Raadiointerferomeetriliste mootmiste skeem.

Joonis (3.3.1) selgitab interferentsi olemust. Naeme kaht raadioteleskoopi teine-teisest d pikkusuhiku kaugusel. Kuna signaal tuleb neisse nurga θ all, siis teleskoopi B

joudmiseks peab signaal labima vahemaa L. Need kaks signaali on faasis, st tugevdavadteineteist, kui L vordub taisarvkordse lainepikkusega, millel teleskoobid tootavad (L =nλ, n = 0, 1, 2, 3, ...). Oeldakse ka, et siis on tegu konstruktiivse interferentsiga.

26

Analoogiliselt, kui L vordub paaritu arvu pool-lainepikkusega, siis signaalid on faasist

valjas ja lained kustutavad teineteist - tegu on destruktiivse interferentsiga. Jooniselt

(3.3.1) on naha, et

sin θ = L/d, (3.3.2)

seega me saame interferentspilti uurides kullalt tapselt teha kindlaks signaali tuleku su-

una. On selge, et mida suurem on teleskoopide vahemaa d, seda parem on teleskoopide

lahutusvoime. Vaga pika baasjoonega interferomeetria (VLBI - very long baseline inter-

ferometry) saame ule kontinendi, aga miks mitte ka kontinentide vahelisena voi koguni

kosmoses. Vaga oluline on siin see, signaalide saabumismomendid oleksid maaratud

nii tapselt kui voimalik. Seega raadioteleskoopide kiirgusvastuvotjate juurde kuuluvad

maailma uhed tapsemad kellad.

Vaatluste tapsus kasvab teleskoopide arvu suurenemisega. Naiteks kompleks VLA

(Very Large Array) Socorros (New Mexico) koosneb 27st raadioteleskoobist, mis on

paigutatud Y-kujuliselt. Kompleksi maksimaalne diameeter on 27 km ning iga individ-

uaalse teleskoobi diameeter on 25 m.

Veelgi parema lahutusvoime saamiseks kasutab USA Riiklik Raadioastronoomia Obser-

vatoorium VLBAd (Very Long Baseline Array), mis koosneb suurest hulgast teleskoopi-

dest USA mandriosas, Havail ja Puerto Ricos.

Kaua aega oli koige suurem igasse taevapunkti suunatav raadioteleskoop Saksamaal

Effelsbergis, mis astus rivvi juba 1972. aastal. Nuud aga trumpab R. Byrdi nimeline

Green Bankis (USA) asuv raadioteleskoop ta ule. Kuigi ka seda loetakse 100m klassi

kuuluvaks, on selle antenn uhtpidi 100 ja teistpidi 110 m. Nagu astronoomid utlevad,

nagi see teleskoop esimest valgust 2000. aasta augustis.

Tapsemaid andmeid raadioteleskoopide kohta saab lingilt:

http : //www.r − clarke.org.uk/astrolinks radio.htm

3.4. Teleskoobid spektri infrapuna-, ultravioletses ja rontgenpiirkonnas

On loomulik, et astronoomid on soovinud laiendada oma kiirgusvastuvotu laineala

ka elektromagnetilise spektri teistesse piirkondadesse - infrapunasesse, ultravioletsesse

ja rontgenkiirguse alasse. Kahjuks aga pole selliste lainepikkustega kiirguste vas-

tuvott Maalt voimalik, sest atmosfaar neelab sellise kiirguse, nagu on naha jooniselt

27

(3.4.1). Pikalaineline ultravioletne kiirgus ja moned alad infrapunases piirkonnas su-

udavad veel kuidagi atmosfaari labida (kuidas me muidu paevitada saaksime!), kuid

muud lainepikkuste piirkonnad on taielikult blokeeritud.

Pohiline neelaja infrapuna piirkonnas on veeaur. Seega observatooriumide ehitamine

korgmagedesse on moistlik mote, sest nii jaab suurem osa veeauru allapoole teleskoopi

Joonis 3.4.1. Maa atmosfaari labipaistvus lainepikkuse funktsioonina.

ning moningaid vaatlusi saab teha ka Maalt. Naiteks kasutab NASA 3m teleskoopi

Mauna Keal umbes 4200 m korgusel.

Astronoomid on ka ohupallid ja lennukid kasutusele votnud, ikka selleks, et vastuvotjad

saaks viia korgemale koige paksemast veeauru kihist.

Veeaur on muidugi tosine probleem, kuid veel tosisem on see, et me peame IP piirkonnas

tootavat kiirgusvastuvotjat jahutama ja teinekord ka teleskoopi ennast. Asi on selles, et

300 K temperatuuriga absoluutselt musta keha keha kiirguse maksimum on 10000 A ju-

ures, just seal, kus astronoom vaadelda tahab. Jarelikult tuleb teleskoopi jahutada.

1983. aastal lennutati ules 60 cm diameetriga teleskoop IRAS (Infrared Astronomy

Satellite) 800 km korgusele orbiidile. Teleskoopi jahutati vedela heeliumi temperatu-

urini ja selle kiirgusvastuvotjad olid tundlikud erinevates lainepikkustes vahemikus 12

000 kuni 100000 A. Enne kui teleskoobi jahutussusteem too lopetas, suutis see avastada

tolmurongad noorte tahtede umber, mis viitas voimalikele planeedisusteemide tekkele.

28

Veelgi luhematel lainepikkustel saavad astronoomid informatsiooni vaga energia-rikaste protsesside kohta universumis, nagu seda on tuumareaktsioonid thtedel, super-noova plahvatused ja protsessid musta augu umbruses. Nende protsessides tekkinudfootonite energiad on hiigelsuured, mistottu nende kinnipuudmiseks laheb vaja taiestiteistsugust vastuvotuaparatuuri. Tavalised klaaspeeglid on kasutud, sest rontgen- jagammakiirgus labivad neid vaevata.

Joonis 3.4.2. Rontgenteleskoobi skeem.

Ometi on rontgen- ja gammateleskoobid olemas, sest neis on peegeldavad pinnadpaigutatud selliselt, et langemisnurk on peaaegu 90o, st kiired langevad hasti libajalt,nagu on naha joonisel (3.4.2). Rontgenkujutisi on voimalik saada ka nn Braggi haju-misel, mis on tegelikult rontgenkiirte interferents mingi aine regulaarsel kristallvorel.Kristallvore konstant vastab sel juhul optilise spektraalvore konstandile. Rontgen- jagammateleskoobid tuleb paigutada satelliitidele, sest Maa atmosfaar seda kiirgust labi eilase. Esimese rontgenallikate kataloogi tegi 1970. aastal UHURU (tuntud ka nime SAS-1all - Small Astronomy Satellite). 1970. aastate lopul tegid kolm High Energy Astro-physical Observatories satelliiti (nende hulgas ka Einsteini Observatoorium) pohjalikutaevaulevaate, leides tuhandeid rontgen- ja gammaallikaid. 1990. aastal saadeti ulesSaksa-Ameerika-Briti ROSAT (Roentgen Satellite), millel oli kaks detektorit ja ku-jutist moodustav teleskoop, mis tootas lainepikkuste vahemikus 5.1 A kuni 124 A.See uuris tahtede kuumi kroone, supernoova jaanukeid ja kvasareid. Jaapan saatis1993. aastal ules Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics. 1998. aastal lastiules AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility), mis on voimeline tegema kujutisilahutusvoimega 1”.Sustik Atlantisega lasti 1991. aastal ules Compton Gamma Ray Observatory (CGRO),millel on toos neli eksperimenti:

29

1. Burst and Transient Source Experiment (BATSE), mis peab avastama

salaparaseid gamma-purskeid energiate vahemikus 20 kuni 600 keV.

2. Oriented Scintillation Experiment. See instrument registreerib footoneid

energiaga 100 keV kuni 10 MeV, seega vahemikus, kus footoneid produtseerivad ra-

dioaktiivsed elemendid.

3. Imaging Compton Telescope. Registreerib footoneid energiavahemikus 1

kuni 30 MeV.

4. Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). On tundlik

footoneile vahemikus 20 Mev kuni 30 GeV. Sellised footonid parinevad naiteks super-

noovade plahvatustest voi aine-antiaine annihileerumisprotsessidest.

Meie voime sondeerida taevast ule kogu elektromagnetilise spektri on andnud meile

hiiglasliku hulga informatsiooni, mida varem maa pealt polnud voimalik saada. See,

kuidas taevas valja paistab teistes lainealades, on toodud piltidel (3.4.3) -(3.4.7). Tasub

panna tahele, et meie Linnutee on selgesti nahtav igas lainepikkuste piirkonnas, kuid

mitmed objektid pole sugugi niiviisi esindatud.

Nende vaatlustega on astronoomid olnud voimelised tegema suuri edusamme Univer-

sumi moistmises. Kuna tehnika areneb pidevalt, siis voib loota uusi labimurdeid meie

arusaamades. Ja koige huvitavam on, kui need labimurded toimuvad taiesti ootamatutes

uurimisloikudes.

30

Joonis 3.4.3. Taevas infrapunases. Pilt NASA Goddard Space Flight Center kodulehelt,

Cosmic Background Explorer (COBE) Project.

Taeva kujutis 240 mikroni juures Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE) abil.

Energia= 5.18 × 10−3 eV, sagedus= 1.25 × 1012 Hz (240 mikronit)

31

Joonis 3.4.4. Taevas infrapunases. Pilt NASA Goddard Space Flight Center kodulehelt,

Cosmic Background Explorer (COBE) Project

Taeva kujutis 3.5 mikroni juures Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE) abil.

Energia= 0.36 eV, sagedus= 8.6 × 1013 Hz (3.5 mikronit)

32

Joonis 3.4.5. Taevas nahtavas valguses. Pilt NASA Goddard Space Flight Center kodulehelt.

Panoraam on tehtud Lundi Observatooriumis Knut Lundmark’i juhtimisel 1940. aastatel.

Energia= 2.5 eV, sagedus= 6.0 × 1014 Hz, lainepikkus= 5.0 × 10−5 cm (5000 A)

33

Joonis 3.4.6. Taevas rontgenkiirtes. Pilt NASA Goddard Space Flight Center kodulehelt,

Keith Jahoda tehtud. Pildi tegemine noudis 6 kuud skaneerimist HEAO-1 satelliidil.

Energia= 2keV - 10keV, sagedus= 5 × 1017 Hz - 2.5 × 1018 Hz,

lainepikkus= 6.2 × 10−8 cm - 1.2 × 10−8 cm (6.2 - 1.2 A)

34

Joonis 3.4.7. Taevas γ-kiirtes. Pilt NASA Goddard Space Flight Center kodulehelt,Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO), EGRET’i (Energetic Gamma-Ray

Experiment Telescope) meeskonna tehtud. Energia= > 100MeV, sagedus= > 2.5 × 1022 Hz,lainepikkus= < 1.2 × 10−12 cm ( < 0.00012 A)

35

4. TAHED

4.1.Tahtede parallaksid

Tahtede tegeliku heleduse mootmine on lahutamatult seotud tahtede kauguse

maaramisega. Seeparast on tahtede kauguse maaramine olnud uks koige olulisemaid

probleeme juba ammusest ajast. Kepleri seadused nende originaalkujus voimaldasid

kirjeldada planeetide orbiite vaid suhtelistes uhikutes - astronoomilistes uhikutes, mille

tapset vaartust Kepleri ajal ei teatud. Paikesesusteemi tegelikud mootmed hakkasid

selguma alles 1761. aastal, kui Veenus moodus Paikese ketta eest. Kasutatud mee-

tod kannab trigonomeetrilise parallaksi nime. Selle meetodi sisu peitub selles, et kui

vaatleme mingit kaugemat objekti kahest erinevast punktist, siis naib meile, et selle

objekti asukoht on veelgi kaugemate taustobjektide suhtes nihkunud. Ka koige lahema

tahe kauguse maaramiseks on meil vaja baasjoont, mis on palju pikem kui Maa di-

ameeter, sest hiiglaslike kauguste tottu on nurkkaugused vaga vaikesed. Kui me nuud

valime baasjooneks Maa orbiidi diameetri, siis pidevad vaatlused naitavad, et taht joon-

istab taevaskeral tillukese ellipsi. Jooniselt (4.1.1) naeme, et kui me teame parallaksin-

urka p, siis me saame arvutada tahe kauguse

d =1 AUtan p

� 1p

AU. (4.1.1)

Kuna nurk p on vaga vaike, siis kehtib seos tan p � p, kusjuures p on moodetud radi-

aanides. Kuna me teame, et 1 radiaan = 57.3◦ = 2.063 × 105 ”, siis valemist (4.1.1)

me saame

d =2.063 × 105

p”AU. (4.1.2)

Defineerides uue uhikuna parseki (parallaks-sekund, luhend pc) kui 1 pc = 2.063 ×105 AU = 3.086 × 1018 cm, me saame

d =1p”

pc. (4.1.3)

38

Definitsiooni kohaselt on tahe kaugus 1 pc, kui selle parallaks on 1”. Seega 1 parsek on

kaugus, kust Maa orbiidi raadius paistab 1” nurga all. Teine laialt levinud pikkusuhik

astronoomias on valgusaasta (ly) - vahemaa, mille valgus labib vaakuumis uhe aastaga,

seega siis 1 ly = 9.461 × 1017 cm. Uks parsek on siis 3.262 ly.

Isegi meile koige lahema tahe Proxima Centauri parallaks on ainult 0.77”. Kui Maa or-

biit oleks 10-sendise mundi labimooduga, siis Proxima Centauri oleks umbes pooleteist

kilomeetri kaugusel.

Selliste imepisikeste nurkade mootmine pole naljaasi ja seeparast pole imestada, et es-

imesed tapsemad tahtede kauguste mootmised tehti alles 19. sajandi esimesel poolel.

Esimesele mootmisele pretendeerivad kolm meest: G.F.W. Struve Tartust (α Lyrae),

F.W. Bessel Konigsbergist (61 Cygni) ja Th. Henderson Louna-Aafrikast (α Centauri).

Praegu moodetakse parallakse ca 0.001”, mis vastab kaugusele 1 kpc. Isegi see kaugus

on vaike, vorreldes meie kaugusega Galaktika tsentrist, mis on umbes 8 kpc. Seega

trigonomeetriliste parallakside abil saame uurida vaid meie Paikesesusteemi lahimat

naabrust.

4.2. Tahesuuruste skaala

Oleme juba maininud, et peaaegu kogu info Universumi kohta tuleb taevakehade

objektide valguse hoolikast uurimisest. Meie tanapaevane arusaamine Universumist

on saanud voimalikuks taevakehade kiiratud valguse intensiivsuse ja polarisatsiooni

mootmise kaudu.

Kreeka astronoom Hipparchos oli uks esimesi tahekataloogide koostajaist, selles oli vaid

850 tahte. Lisaks tahtede positsioonide kirjapanekule pakkus ta valja numbrilise skaala

tahtede heleduse kirjeldamiseks. Ta andis koige heledamatele palja silmaga nahtavatele

tahtedele heleduse 1 ja koige norgematele veel nahtavatele tahtedele heleduse 6. Seega

sai skaala tagurpidine selles mottes, et suurema numbriga taht on tegelikult vaiksema

heledusega.

Seda skaalat on astronoomid aegade jooksul taiustanud, kuid alus on jaanud samaks.

Siinkohal tuleb oelda, et juba 19. sajandil saadi aru, et inimsilma reageerimistundlikkus

soltub tegelikult mitte objekti heledusest, vaid heleduse logaritmist. See teooria viis Hip-

parchose skaala olulise tapsustuseni - kahe uhe tahesuuruse vorra erineva tahe heleduste

suhe on konstantne. Tanapaevase definitsiooni kohaselt 5 tahesuuruse vorra erinevate

tahtede heledused on tapselt sada korda erinevad, seega siis uhe tahesuuruse vorra er-

ineva heledusega tahtede tegelike heleduste suhe on 1001/5 ≈ 2.512. Jarelikult esimese

39

tahesuuruse taht on 2.512 korda heledam kui teise tahesuuruse taht ja 2.5122 ≈ 6.310korda heledam kui kolmanda tahesuuruse taht.Tundlike kiirgusvastuvotjate kasutamisega suudavad astronoomid praegu moota nahtavatheledust tapsusega kuni ±0.01 tahesuurust ja heleduste erinevusi tapsusega kuni ±0.002tahesuurust.Hipparchose skaalat on laiendatud molemas suunas, Paikese heledusest m = −26.81kuni praegu vaadeldavate koige norgemate tahtedeni m = 29. Kogu vahemik, umbes 55tahesuurust, vastab heleduste suhtele 10055/5 = 1022 !Tahe naiv heledus on tegelikult tema kiirgusvoog F , mis soltub nii tema tegelikustheledusest L kui ka kaugusest r, sest

F =L

4πr2. (4.2.1)

Astronoomid kasutavad sageli moistet absoluutne heledus M , mis vastab konkreetsetahe naivale heledusele, kui see oleks 10 parseki kaugusel. Vaatame kahe viie tahesuurusevorra erineva tahe heleduste suhet

F2

F1= 100(m1−m2)/5. (4.2.2)

Vottes logaritmi molemast poolest, saame

m1 − m2 = −2.5 log(F1

F2). (4.2.3)

Kui me nuud kombineerime valemeid (4.2.1) ja (4.2.3), siis meeles pidades absoluutseheleduse definitsiooni, saame

100(m−M)/5 =F10

F= (

d

10 pc)2, (4.2.4)

kus F10 on voog, mille registreeriksime, kui taht oleks 10 parseki kaugusel ja d on tahekaugus parsekites. Avaldades d, saame

d = 10(m−M+5)/5 pc. (4.2.5)

Suurus m−M on seega tahe kauguse mooduks ja seda nimetatakse tahe kaugusmoodu-liks:

m − M = 5 log d − 5 = 5 log(d

10 pc). (4.2.6)

40

Valem (4.2.1) seob tahe tegeliku heleduse L ja absoluutse heleduse M nende suurustega,mida me saame Maa pealt moota, nagu seda on kiirgusvoog F ja naiv heledus M . Tun-dub, et kui me tahame teada tahe tegelikke parameetreid, siis peame mootma kiirgusvooja naiva heleduse ja kui siis teame tahe kaugust, siis saame leida vajalikud tahe tegelikudparameetrid. Kui aga taht kuulub mingisse kindlasse objektide klassi, nagu pulseeruvadmuutlikud, siis selle tegeliku heleduse L ja absoluutse heleduse M saame maarata ilmakaugust teadmata. Siis saame lihtsalt tahe kauguse leida.

4.3. Varvusindeks

Naivaid ja absoluutseid tahesuurusi, mida me eelmises paragrahvis vaatlesime,nimetatakse ka bolomeetrilisteks tahesuurusteks, siis vastavalt mbol ja Mbol. Bolomeeteron selline mooteriist, mis moodab temperatuuri tousu, kui mingi keha (ka tahe) ki-irgusvoog talle peale langeb. Praktikas aga oleme me voimelised mootma tahe kiir-gusvoogu vaid mingis kindlas lainepikkuste vahemikus. Selle vahemiku maarab ara ki-irgusvastuvotja tundlikkus. Tahe varvi saab tapselt maarata, kui kasutada filtreid, mislasevad kiirgust labi vaid kitsas lainepikkuste vahemikus. Standardses UBV susteemistahe naivat heledust moodetakse labi kolme filtri:

I. U on tahesuurus spektri ultravioletses osas. Seda moodetakse filtriga, millelabilaskeriba on tsentreeritud lainepikkusele λc=3650 A ja riba efektiivne laius onλeff=680 A.

II. B on tahesuurus spektri sinises osas (λc=4400 A, λeff=980 A).

III. V on tahesuurus spektri nahtavas (visuaalses) osas (λc=5500 A, λeff=890 A).

UBV susteem on tegelikult defineeritud Johnsoni ja Morgani poolt 1950. aastatealguses. Hiljem nad liitsid sellega veel R ja I ribad:

IV. R on tahesuurus spektri infrapunases osas (λc=7700 A, λeff=2200 A).

V. I on tahesuurus spektri infrapunases osas (λc=9000 A , λeff=2400 A).

Kasutusel on veel mitmeid fotomeetrilisi susteeme. Neist tuntumad on vastStromgreni oma uvby, kaugesse infrapunasesse ulatuv JHKLM (naiteks M ribalabilaskvuse tsenter on 48 000 A) ja Vilniuse susteem - UPXYZVTS, mis katab veidi

41

������� ������

������ ���������

������ �� ����

Joonis 4.3.1. Astromeetriline kaksiksusteem, kus on uks nahtav komponent.Nahtamatu komponent ilmneb susteemi vaadeldud elemendi vonkumisest.

suurema lainepikkuste vahemiku kui UBV.Kasutades valemit (4.2.6), me saame leida tahesuurused MU , MB ja MV , kui me teametahe kaugust d. Tahe (U-B) varvusindeks on vahe tema tahesuuruste vahel ultravioletisja sinises piirkonnas.Analoogiliselt

U − B = MU − MB, (4.3.1)

B − V = MB − MV . (4.3.2)

Tahesuurused kahanevad tahe heleduse kasvuga, seega taht vaiksema B-V indeksiga onsinisem kui taht suurema B-V vaartusega.

4.4. Kaksiktahed

Tahtede ehitusest ja struktuurist arusaamiseks peame me teadma nende fuusikalisikarakteristikuid - massi, temperatuuri, keemilist koostist jpm. Kui tahe kiirgusest jatema liikumisest saame valja lugeda tahe efektiivse temperatuuri, heleduse, raadiuse,keemilise koostise, siis massi me saame maarata vaid selle jargi, kuidas ta mojutab teisitaevakehi gravitatsiooni kaudu. Meie onneks on loodus loonud selliste tahtede klassi,kus gravitatsiooni moju erakordse selgusega valja paistab - need on kaksiktahed.

42

���

���

���

���

�� �����

�

� � �

� �

� �

�

�

��

��

� �

�

Joonis 4.4.1. Spektrijoonte perioodiline nihe kahe spektrijoonega spektraalkaksikus.

Ja neid on palju, vahemalt pooled koikidest tahtedest on mitmiktahed, enamasti

kull kaksiktahed.

Uks voimalus kaksiktahti klassifitseerida on nende vaatluslike karakteristikute jargi:

I. Optilised kaksikud. Pole tegelikult kaksikud, vaid projekteeruvad taevaskeral

teineteise lahedale. Gravitatsioonilist sidet pole, seega massi maaramise koha pealt

kasutud.

II. Visuaalkaksikud. Molemad tahed on kujutise mottes eraldatavad ja ole-

tusel, et orbitaalperiood pole liiga pikk, nende liikumist uhise raskuskeskme umber saab

vaadelda ja maarata nende orbiitide parameetreid. Kui kaugus tahtedeni on teada, saab

leida ka nendevahelise joonkauguse.

III. Astromeetrilised kaksikud. Kui uks taht on palju heledam teisest, siis ei

tarvitse me norgemat tahte naha. Sellisel juhul kaksiklust saab kindlaks teha heledama

tahe vonkumise kaudu.

IV. Varjutuskaksikud. Kui kaksiktahe orbitaaltasand on orienteeritud mooda

vaatekiirt, siis voib uks taht perioodiliselt varjutada esimest. Selline susteem on

43

aratuntav heleduse perioodilise muutumise tottu. Selliste heleduskoverate vaatlused

annavad meile infrmatsiooni nende tahtede suhteliste efektiivsete temperatuuride ja

komponentide raadiuste kohta.

V. Spektraalkaksikud. Teleskoobis lahutada tahti ei saa, sest nendevaheline

nurkkaugus on liiga vaike. Kummagi tahe spektrid on naha. Doppleri efekti tottu

tahe spektrijooned vonguvad perioodiliselt paigaloleva joontesusteemi suhtes, andes nii

tunnistust kahe tahe olemasolu kohta.

VI. Spektroskoopilised kaksikud. Kui kaksiksusteemi periood pole liiga pikk

ja kui orbitaalsel liikumisel on vaatesuunaline komponent, siis me naeme spektrijoonte

perioodilist nihet. Kui kummagi komponendi heledused on enam-vahem uhesugused,

siis on molema tahe spektrid naha. Kui aga uks on palju heledam teisest, siis me naeme

vaid uhe komponendi perioodiliselt liikuvaid spektrijooni. Seega molemal juhul on selge,

et tegu on kaksiksusteemiga.

4.4. Masside maaramine visuaalkaksikute vaatlustest

Kui me oleme voimelised vaatlema kaksiktahtede komponente eraldi, siis nende or-

bitaalsetest elementidest on voimalik leida orbiidi orientatsiooni ja susteemi masskeskme

asendi. Kui ka kaugus kaksiktaheni on teada (naiteks trigonomeetrilise parallaksi

kaudu), siis saame leida komponentide joonkauguse ja lopuks ka komponentide mas-

side suhte.

Kui kaksiktahe orbiidi tasand on vaatekiirega risti, siis kehtib jargmine arutelu.

Kepleri seadustest on teada, etm1

m2=

a2

a1, (4.4.1)

kus m1 ja m2 on komponentide massid ning a1 ja a2 ellipsite pikemad poolteljed (siin

tuleb silmas pidada seda, et molemad komponendid liiguvad mooda ellipseid umber

uhise masskeskme). Kui kaugus susteemini on d, siis nurgad, mille all paistavad pikemad

poolteljed on vastavalt α1 = a1/d ja α2 = a2/d (siin on arvestatud seda, et d on palju

suurem nii a1-st kui a2-st, ja loomulikult on nurgad radiaanides). Asendades need

suhted valemisse (4.4.1), saame otsekohe

m1

m2=

α2

α1. (4.4.2)

44

�

����� �� ��� ���

����� �� ��� ���� �����

����� �� �������� �������

��������� �����

���� �����

Joonis 4.4.1. Elliptiline orbiit on projekteeritud taevatasandile.

Isegi kui me kaugust susteemini ei tea, komponentide masside suhte saame ikka

maarata.

Kepleri kolmanda seaduse saame uldkujus valja kirjutada nii:

P 2 =4π2

G(m1 + m2)a3, (4.4.3)

kus P on kaksiktahe tiirlemisperiood, a = a1 + a2 ja G on gravitatsioonikonstant

G = 6.67259 × 10−8 dn cm2 g−2. Kui me nuud perioodi, kaksiktahe kaugust ja selle

orbiidi pikemat pooltelge teame, siis saame valemitest (4.4.2) ja (4.4.3) leida kompo-

nentide massid eraldi. Tegelikult pole see protsess sugugi nii lihtne, sest arvestada tuleb

mitmeid asjaolusid, nende hulgas eriti seda, et tavaliselt pole orbiidi tasand vaatekiirega

kaugeltki risti. Onneks on seda asjaolu voimalik arvesse votta suhteliselt lihtsalt.

Olgu i nurk orbiiditasandi ja taevatasandi vahel, nagu on naha joonisel (4.4.1). Kasulik

on meeles pidada, et molema tahe orbiidid on Kepleri seaduste kohaselt samas tasandis.

Lihtsuse mottes oletame, et taevatasand ja orbitaaltasand loikuvad mooda sirget, mis

on paralleelne orbiidi luhema poolteljega, moodustades nn solmjoone. Vaatleja moodab

mitte nurki α1 ja α2, mille all paistavad ellipsi poolteljed, vaid neid nurki, mille all pais-

tavad orbiidi pooltelgede projektsioonid taevatasandile α1 = α1 cos i ja α2 = α2 cos i.

45

������ �����

��

��

Joonis 4.4.2. Kaks ringikujulist orbiiti vaatekiire tasandis.

Masside suhte arvutamisel pole nurgal i mingit tahtsust, sest valemist (4.4.1)

nahtub, et cos i taandub valja. Nuud leiame Kepleri kolmandast seadusest (4.4.3),

et

m1 + m2 =4π2

G

(αd)3

P 2=

4π2

G(

d

cos i)3

α3

P 2, (4.4.4)

kus α = a/d (a on radiaanides) ja α = α1 + α2.

Selge on see, et me peame kuidagi suutma nurga i leida. Jooniselt (4.4.2) naeme, et

ellipsi tegelik fookus ja taevatasandile projekteeritud fookus ei lange kokku. Nende vahe

annabki meile voimaluse nurga i maaramiseks. Kirjeldatud probleem on tugevasti liht-

sustatud, sest tavaliselt on orbiidi ellips kallutatud oma pikema pooltelje suhtes ja ka

pooratud vaatekiire suhtes. Kuid ikkagi saab neile sama meetodit rakendada ja tege-

likud orbiidid ning masside suhted teada saada.

samuti on voimalik teada saada komponentide massid isegi siis, kui me kaugust kak-

siktaheni ei tea. Sellisel juhul peame me teadma radiaalkiirusi. Kombineerides radi-

aalkiiruste projektsioone vaatekiirele tahtede positsioonide ja orbiitide orientatsiooniga,

saame me leida orbiitide pikemad poolteljed ja seejarel koik ulejaanu.

46

4.5. Varjutuslikud spektroskoopilised kaksikud

Isegi kui me ei suuda individuaalseid tahti kaksiksusteemis eraldada, saame me

ikka selle vaatlusest suure hulga informatsiooni. Eriti kui on tegu varjutusliku spek-

troskoopilise kaksiksusteemiga, kus teise tahe spektrijooned on lahutuvad. Sellisel juhul

on voimalik leida komponentide masse ning ka teisi parameetreid, nagu komponentide

raadiusi ja nende kiirgusvoogude suhteid.

Olgu meil tegu spektroskoopilise kaksikuga, kus molema tahe spektrid on vaadel-

davad. Kuna me individuaalseid tahti lahutada ei suuda, siis tavalisel meetodil susteemi

parameetreid me leida ei saa.

Kui susteemil on ringikujulised orbiidid, siis kummagi tahe kiirused on konstantsed. Ja

kui nende orbiidid on vaatekiirega samas tasandis i = 90◦, siis nende radiaalkiirused

kujutavad sinusoidaalseid kiiruskoveraid (joonised 4.5.1 ja 4.5.2). Nurga i muutumine

ei muuda kiiruskovera kuju, muutuvad ainult nende amplituudid sin i korda. Seega siis

nurga i ja tegelike orbitaalkiiruste leidmiseks peab meil olema ka muud informatsiooni

selle susteemi kohta.

Kui orbiidi ekstsentrisus e pole null, siis vaadeldud kiiruskoverad muutuvad kiivaks,

nagu on naha joonisel (4.5.3)

����

����

����

��

��

����

Joonis 4.5.1. Radiaalkiiruse koverad tahtedele 1 ja 2.

47

��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� �����

�

��

��

���� ����

����

����

���

�� �

���

���

������

Joonis 4.5.2. Radiaalkiiruste koverad kaksiktahele. M1 = 0.5M�, M2 = 2.0M�,

a = 2 AU, e = 0.3, i = 30◦ ja telje poordenurgaga 45◦.

Tegelikult on paljudel spektroskoopilistel kaksikutel peaaegu ringikujulised orbiidid,

mis muidugi lihtsustab nende elementide leidmist. Orbiidid on ringikujulised seeparast,

et lahedalasuvad kaksiktahed ehk lahiskaksikud muudavad teineteise orbiite ringiku-

julisemateks loodeliste joudude tottu.

Kui me oletame, et kaksiktahe orbiidi ekstsentrisus on vaike (e � 1), siis komponen-

tide orbitaalkiirused on peaaegu konstantsed ja kirjeldatavad valemitega v1 = 2πa1/P

ja v2 = 2πa2/P , kus a1 ja a2 on komponentide orbiitide pikemad poolteljed ja P on

orbitaalperiood. Kasutades nuud valemit (4.4.1) saame komponentide masside suhteks

m1

m2=

v2

v1. (4.5.1)

Kuna v1r = v1 sin i ja v2r = v2 sin i, siis valemi (4.5.1) saame kirjutada kujus

m1

m2=

v2r

v1r, (4.5.2)

48

sest sin i taandub valja. Oluline on siin see, et radiaalkiirusi me saame otseselt moota.Aga kui me tahame teada kaksiktahe komponentide masside summat, siis on meil orbiidikallet i ikkagi vaja teada, sest tehes asenduse

a ≡ a1 + a2 =P

2π(v1 + v2) (4.5.3)

Kepleri kolmandasse seadusesse

P 2 =4π2

G(m1 + m2)a3 (4.5.4)

me saamem1 + m2 =

P

2πG(v1 + v2)3. (4.5.5)

Kirjutame selle valemi vaadeldavates parameetrites, leiame

m1 + m2 =P

2πG

(v1r + v2r)3

sin3 i. (4.5.6)

On selge, et komponentide masside summat saab leida vaid siis, kui nii v1r ja v2r onmolemad moodetavad. Kahjuks pole see alati teostatav, sest uks taht voib olla paljuheledam teisest. Kuid isegi siis me midagi ikka saame teada. Kui me nuud asendame(4.5.2) valemisse (4.5.6), siis saame

m1 + m2 =P

2πG

v31r

sin3 i(1 +

m1

m2)3, (4.5.7)

ja siit edasi teisendades

m32

(m1 + m2)2sin3 i =

P

2πGv31r. (4.5.8)

Vorrandi (4.5.8) parem pool kannab nime massifunktsioon ja see soltub vaid vaadel-davatest suurustest nagu orbitaalperiood ja radiaalkiirus. Massifunktsioon on kasulikvaid statistilisteks uurimusteks voi kui mingil muul viisil saab teise tahe massi hinnata.Isegi kui molema komponendi radiaalkiirused on teada, me ei saa tapseid vaartusi mas-side jaoks, kui me nurka i ei tea. Kuna aga tahti saab grupeerida vastavalt nendeefektiivsele temperatuurile ja heledusele, siis me saame leida mingi statistilise keskmisesin3 i iga klassi jaoks. Integraal ule sin3 i vahemikus 0 kuni π/2 on 0.42. Aga kuna mingitDoppleri nihet pole, kui i = 0◦, siis on toenaosem spektroskoopilist kaksiktahte avas-tada, kui i �= 0◦. Seega niisuguse selektsioonefekti tottu on kindlam sin3 i keskmiseks

49

vaartuseks votta 2/3.

Kaksiktahtede masside ja heleduste maaramine naitas, et uldiselt on koikidel tahtedel

enende suuruste vahel kindel seos, mida kutsutaksegi mass-heledus seoseks (joon.

4.5.3). Edaspidi katsume aru saada selle seose fuusikalisest tagamaast.

���� ���� ���� ��� ��� ��� �������� �� �

��

��

��

��

�

�

�

�

�

�

����

���

�

Joonis 4.5.3. Mass-heledus seos (ligikaudne)

Oluline kusimus on kaksiktahtede puhul kaldenurga i maaramine. Selle nurga

saab paris tapselt, kui spektroskoopiline kaksiktaht on ka varjutusmuutlik. Kui siis

tahtedevaheline kaugus pole palju suurem kui molema tahe raadiuste summa, siis voib

oletada, et kaldenurk i peab olema usna 90◦ lahedal. Ja isegi kui see nurk on tegelikult

ainult 75◦, teeme me sin3 i ja masside summa arvutamisel vaid 10%-se vea.

Varjutusmuutlike heleduskoveratest saame i maarata veel tapsemalt. Joonisel (4.5.4)

naeme, et kui suurem taht varjutab taielikult vaiksema, siis heleduskoveral on peaaegu

konstantne miinimum varjutuse ajal. Ka siis, kui vaiksem taht laheb suurema tahe ketta

eest mooda, naeme me peaaegu konstantset miinimumi heleduskoveral, kuigi mitte nii

sugavat (vaiksem taht on kuumem).

50

� ��

� � � �

�

����

����

����

��

�� �� �� �� �� �� �� ��

Joonis 4.5.4. Varjutusmuutliku tahe heleduskover kui i = 90◦.

� �

� � �

�

����

����

����

��

�� �� �� �� �� ��

Joonis 4.5.5. Varjutusmuutliku tahe heleduskover kui i < 90◦.

Kui suurem taht ei varjuta vaiksemat tahte taielikult, siis need miinimumid pole

enam sugugi konstantsed, mis naitab, et nurk i on palju vaiksem taisnurgast (joon.

4.5.5).

Varjutusmomentide fikseerimise kaudu saame me leida komponentide raadiusi. Jooniselt

(4.5.4) saame, et kui me korrutame ajavahemiku esimese kontakti ta ja miinimumi alguse

tb tahtede orbitaalkiirusega, siis saame otsekohe vaiksema komponendi raadiuse

rs =v

2(tb − ta), (4.5.9)

kus v = vs + vl on tahtede suhteline kiirus (indeksid l ja s kaivad vastavalt suure ja

vaikese tahe kohta). Ka suurema tahe raadiuse leiame valemist

rl =v

2(tc − ta). (4.5.10)

Varjutusmuutliku kaksiktahe heleduskoverast saab valja lugeda ka komponentide efek-

tiivsete temperatuuride suhte. Selleks oletame, et need tahed on AMKd. Vaadates jalle

51

joonist (4.5.4) naeme, et miinimum heleduskoveras on sugavam, kui vaiksem ja kuu-mem taht moodub suure komponendi tagant. Tuletame meelde, et kiirgusvoog avaldubefektiivse temperatuuri kaudu jargmiselt

Fsurf = σT 4e . (4.5.10)

Soltumata sellest, kas vaiksem taht moodub suurema kettast eest voi tagant, varju-tatakse ikka sama suur pindala. Oletades, et vaadeldav kiirgusvoog on konstantne uleketta (mis tegelikult nii pole), kui molemad tahed on taielikult nahtavad, siis kogutahtede poolt kiiratud energia on

B0 = k(πr2l Fl + πr2

sFs), (4.5.11)

kus k on konstant, mis soltub susteemi kaugusest ja kiirgusvastuvotjast. Oletades, etvaiksem taht on kuumem ja seega on tema kiirgusvoog suurem, siis primaarmiinimumiajal kiiratud energia on

Bprimaar = kπr2l Fl, (4.5.12)

kuna sekundaarmiinimumi ajal susteemi poolt kiiratud energia on

Bsekundaar = k(πr2l − r2

s)Fl + kπr2sFs. (4.5.13)

Konstanti k pole praktiliselt voimalik leida, seega kasutatakse suhteid

B0 − Bprimaar

B0 − Bsekundaar=

Fs

Fl(4.5.14)

voi arvestades valemit (4.5.10)

B0 − Bprimaar

B0 − Bsekundaar= (

Ts

Tl)4. (4.5.15)

Nagu nagime, tegime me hulga lihtsustusi oma eesmarkide saavutamiseks. Tanapaevaarvutustehnika ja kaksiktahtede heleduskoverate analuusimise metoodika voimaldableida varjutusmuutlike parameetreid marksa rohkem ja marksa tapsemalt.

52

5. TAHESPEKTRITE KLASSIFIKATSIOON

5.1. Spektrijoonte tekkimine

Juba 1817.a. oli Joseph Fraunhofer avastanud, et erinevatel tahtedel on erinevadspektrid. Kohe astus lavale ka inimese soov koiki asju enda umber korrastatuna nahaja tahespektreid hakati klassifitseerima. Harvardi observatooriumi direktori E. Picke-ringi ja tema majateenija ning laborandi Williamina Flemingi poolt 1880-ndatel loodudtahespektrite klassifikatsioon vottis aluseks vesiniku spektrijoonte tugevuse, alates koigetugevamate joontega tahtedest, mida nad liigitasid A-spektriklassi kuuluvateks. AnnieJump Cannon jatkas seda tood, lisades O ja B spektriklassi enne A-klassi ja tuues sisseklassi kumnendikjaotuse (nt A5, F8 jne). Nende muutustega sai sellest klassifikatsioo-nist tegelikult klassifikatsioon temperatuuri jargi, O-klass siis koige kuumem ja M-klasskoige jahedam. Cannoni klassifikatsiooni jarjestust on hea meeles pidada mnemoonilisereegli ”O, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me” jargi. Selle skeemi kohaselt on klassifikatsioonialguses olevad tahed varased ja lopus hilised. Cannon klassifitseeris ligi 200 000 tahespektri nn Henry Draperi kataloogis (HD1 on Betelgeuse).Selle klassifikatsiooni fuusikaline sisu jai segaseks, sest Vegal (α Lyrae, A0 klassi taht)on palju tugevamad vesiniku neeldumisjooned kui Paikesel (G2). Samas on Paikesekaltsiumi neeldumisjooned palju tugevamad kui Vegal. Selgus saabus alles parastkvantfuusika areenile astumist. Neeldumis- ehk absorptsioonijooned tekivad siis, kuiaatom neelab kiirguskvandi ja aatomi elektron siirdub korgemale energianivoole. Sellekvandi kiirgamisel tekib kiirgus- ehk emissioonijoon, st elektron langeb tagasi madala-male energianivoole ja kiirgab kvandi, mille energia vordub nende tasemete energiatevahega. Naiteks vesiniku Balmeri seeria neeldumis- ja kiirgusjooned tekivad elektronidesiiretel taseme n = 2 ja korgemate tasemete vahel.Erinevused erineva temperatuuriga tahtede spektrites tekivad selleparast, et elektro-nide asustused mitmesugustel atomaarsetel nivoodel soltuvad tugevasti temperatuurist -mida korgem temperatuur, seda rohkem on aatomeid korgematel energianivoodel voi onnad hoopistukkis ioniseeritud. Aatomi ionisatsiooniastet tahistatakse vastava keemiliseelemendi sumbolile jargneva rooma numbriga. Nii on H I ja He I neutraalsed (mitte

53

uhekordselt ioniseeritud) vesinik ja heelium, He III taielikult ioniseeritud heeliumi aatom

(sisuliselt alfa-osake), Fe XV aga 14-kordselt ioniseeritud raud.

Cannoni skaalas on Balmeri (vesiniku teiselt nivoolt alguse saanud) jooned koige tugeva-

mad A0 spektriklassis, selliste tahtede efektiivne temperatuur on 9520 K. Nahtavad

neutraalse heeliumi spektrijooned on tugevaimad B2 klassi tahtedel (Te = 22000 K) ja

uhekordselt ioniseeritud kaltsiumi (Ca II) nahtavad spektrijooned on tugevaimad K0

klassis (Te = 5250 K). Tabelis (5.1) on toodud spektriklasside kirjeldus.

Tabel 5.1 Harvardi spektraalklassifikatsioon

Spektriklass Kirjeldus

O Koige kuumemad sinivalged tahed vaheste spektrijoontega.Tugevad He II neeldumisjooned (monikord kiirgusjooned)

He I neeldumisjooned muutuvad tugevamaks.B Kuumad sinivalged tahed. He I neeldumisjooned tugevaimad B2 juures

H I (Balmeri) neeldumisjooned tugevnevadA Valged tahed. Balmeri neeldumisjooned tugevaimad A0 juures.

Ca II neeldumisjooned muutuvad tugevamaks.F Kollakas-valged tahed. Ca II jooned tugevnevad veelgi.

Ilmuvad neutraalsete metallide neeldumisjooned (Fe I, Cr I).G Kollased tahed. Paikese tuupi spekter.

Ca II neeldumisjooned uha tugevnevad.Raua ja teiste neutraalsete metallide neeldumisjooned tugevnevad.

K Jahedad oranzid tahed.Ca II H ja K jooned koige tugevamad K0 juures, edasi norgenevad.

Spektrites domineerivad metallide neeldumisjooned.M Jahedad punased tahed.

Spektrites domineerivad molekulide neeldumisribad, eriti TiO omad.Neutraalsete metallide neeldumisjooned ikka tugevad.

Selleks, et aru saada, kuidas spektrijooned tekivad, peame oskama vastata kahele

kusimusele:

1. Millistel energianivoodel aatomid enamasti on?

2. Millised on erinevas ionisatsiooniastmes olevate aatomite suhtearvud?

Siin aitab meid statistiline mehaanika, mis kirjeldab paljude osakestega susteemi

kaitumist. Vaatame naiteks gaasi, mis koosneb tohutust hulgast erinevate kiiruste ja

54

energiatega osakestest. Kui see gaas on termilises tasakaalus, siis selle energiajaotust

kirjeldab Maxwell-Boltzmanni jaotusfunktsioon

nvdv = n(m

2πkT)3/2e−mv2/2kT 4πv2dv, (5.1.1)

kus n on osakeste numbriline tihedus (osakeste arv ruumalauhiku kohta), m on osakese

mass, k on Boltzmanni konstant ja T on gaasi temperatuur kelvinites.

� � � � ��

�

�

�

�

�

�

�

����� ���� �� � ��

� ���

���

� �

���

�

�������� ����� ���� � � ������ �

��� � ������� �� � �

Joonis 5.1.1. Maxwell-Boltzmanni jaotusfunktsioon, nv/n.

Joonisel (5.1.1) toodud Maxwell-Boltzmanni jaotus naitab, kui palju on suhteliselt

osakesi kiiruste vahemikus v ja v + dv. Maxwell-Boltzmanni jaotusest saame leida ka

osakeste koige toenaosema (most probable) kiiruse

vmp =

√2kT

m. (5.1.2)

Jaotuse pika saba tottu on ruutkeskmine kiirus suurem

vmp =

√3kT

m. (5.1.3)

55

Omavahelistel porgetel kaotavad osakesed energiat ja saavad seda juurde, kujundades

lopuks tasakaalulise jaotuse. On selge, et kuna suuremate kiirustega osakesi on vahe,

siis toenaosus leida aatomeid korgematel energiatasemetel on vaike.

Termodunaamilises tasakaalus oleva susteemi jaoks kehtib Boltzmanni valem:

Nf

Ni=

exp(−Ef/kT )exp(−Ei/kT )

= exp(−(Ef − Ei)/kT ), (5.1.4)

kus Nf on osakeste arv loppolekus (final), Ni on osakeste arv algolekus (initial), Ef

ning Ei on vastavalt susteemi energiad lopp- ja algolekus.

See valem on aga lihtsustatud, sest susteemi energiaolekud voivad olla kodunud ja me

peame iga energianivood eraldi arvestama. Selleks, et sellist situatsiooni ikkagi tapselt

arvestada, tuuakse sisse energiatasemete statistilised kaalud gi ja gf ja Boltzmanni

valem omandab kuju

Nf

Ni=

gf

gi

exp(−Ef/kT )exp(−Ei/kT )

=gf

giexp(−(Ef − Ei)/kT ), (5.1.5)

See valem on aluseks mingil kindlal energiatasemel olevate aatomite arvu leidmiseks,

kui me teame mingil teisel energiatasemel olevate aatomite arvu.

���� ������ ������ ������ ����������

����

����

����

����

����������� ���

���

����

���

Joonis 5.1.2. N2/(N1 + N2) Boltzmanni valemist vesiniku jaoks.

56

Selleks, et saada aimu, kui korgeid temperatuure on vaja naiteks vesiniku aatomite

viimiseks esimesse ergutatud seisundisse (n = 2), vaatame joonist (5.1.2)

Tundub kummaline, et nii kohutavalt korged temperatuurid on vajalikud suurema

osa vesiniku aatomite ergastamiseks energiatasemelt n = 2, samal ajal kui Balmeri

jooned tahe spektris omandavad maksimumi, kui tahe temperatuur on 9250 K. Selle as-

jaolu selgitamiseks on vaja tosisemat arutelu. Olgu χi energia, mis on vajalik elektroni

eemaldamiseks pohiseisundis olevast aatomist (aatomi ioniseerimiseks), viies aatomi

ionisatsiooniastme i-st i + 1-le. Naiteks on vesiniku aatomi viimiseks seisundist H I

seisundisse H II vajalik energia χI = 13.6 eV. Voib juhtuda, ja enamasti nii ongi, et

aatom pole ei siirde alguses ega lopus pohiseisundis. Seeparast peame votma mingi

keskmise ule koikide energiaseisundite. See protseduur nouab olekusummade arvu-

tamist. Kui Ej on j-nda taseme energia ja gj selle statistiline kaal, siis olekusumma

defineeritakse jargmiselt

Z = g1 +∞∑

j=2

gje−(Ej−E1)/kT . (5.1.6)

Kuna aatomil on lopmata palju energiaseisundeid, siis formaalselt vottes olekusumma

hajub. Tegelikult pole aatom kunagi ega kusagil uksi ja isoleeritud, vaid alati suuremas

ansamblis, seega umbritseva ansambli interaktsioonide tottu aatomi energianivoode arv

on loplik ja olekusumma samuti.

Kui me kasutame olekusummasid Zi ja Zi+1 tahistamaks aatomit tema ionisatsiooni

alg- ja loppseisundis, siis selliste aatomite suhtearv avaldub valemiga

Ni+1

Ni=

2Zi+1

neZi(2πmekT

h2)3/2 exp(−χi/kT ), (5.1.7)

mis kannab oma avastaja India astrofuusiku Meghnad Saha nime. Paneme tahele, et kui

elektronide arvtihedus kasvab, siis kahaneb aatomite arv korgemates ionisatsiooniseisun-

dites, sest aatomid saavad kergemini rekombineeruda. Monikord kasutatakse elektronide

arvtiheduse asemel elektronrohku

Pe = nekT. (5.1.8)

57

���� ������ ������ ������ ���������

���

���

���

���

���

���

���

���

���

���

����������� ���

���

����

���

Joonis 5.1.3. NII/Ntotal vesiniku jaoks Saha valemist.

Jooniselt (5.1.3) me naeme, et kui me koiki vesiniku aatomeid arvestame, ka

ioniseerituid, siis on selge, miks Balmeri joonte maksimum T = 9250 K juures on. Tem-

peratuuri kasvades ioniseeritud vesiniku aatomite arv kasvab ja seetottu ka Balmeri

joonte intensiivsus kahaneb.

5.2. Hertzsprung-Russelli diagramm

Kahekumnenda sajandi alguses, kui astronoomid alles kogusid andmeid tahtede

spektrite ja heleduste kohta, siis sai selgeks, kui lai on nende parameetrite diapasoon. O-

spektriklassi tahed on kuumemad ja ka massiivsemad kui M-klassi tahed. See viis teooria

tekkele, et tahed alustavad oma eluteed noorte ja vaga tulistena, siis aga muudkui

jahtuvad tasapisi, kuni jouavad jahedate M-tahtedeni valja. Kuigi see teooria osutus

valeks, on sellest ajast jaanud kaibele terminid: varast (0, B, A) ja hilist (G, K, M)

tuupi spektriklassi tahed. Kui see tahe jahtumise teooria oleks olnud oige, siis oleks

pidanud olema kindel seos tahe absoluutse heleduse ja tema spektriklassi vahel. Taani

insener ja amatoorastronoom Ejnar Hertzsprung analuusis eelmise sajandi alguses neid

tahti, mille spektriklass ja absoluutne heledus olid hasti teada. Ta publitseeris 1905.a.

58

artikli, kus kinnitas, et selline seos kehtib, kuid uhtlasi leidis ta, et G-spektriklassist

hilisemate

��� ��� ��� ��� ��� ��� �����

��

�

�

�

�

�

� �

��

�� �� �� �� �� ���� ��

������

�����������

����� ������

���� ��������

Joonis 5.1.4. Vaatleja H-R diagramm.

tahtede poole see seos pole enam uhene - samale spektriklassile vastasid tahed

mitme absoluutse heledusega. Hertzsprung nimetas need heledamad tahed hiidudeks.

Samal ajal tegeles peaaegu sama asjaga Princetoni ulikoolis Henry Russell, kes publit-

seeris oma too 1913. aastal (joonis 5.1.4), kus kinnitas Hertzsprungi tulemusi (mida ta ei

olevat enne teadnud) ja kasutas samuti hiiu moistet ning lisas sellele ka kaabuse moiste -

need olid siis hiidude vastandid, vaiksema absoluutheledusega tahed. See diagramm sai

Hertzsprung-Russelli diagrammi nime. Joonisel (5.1.5) on H-R diagramm veidi teistsu-

guse valjanagemisega ja kus on sisse toodud ka termin peajada, millel paikneb enamus

tahti. Ka ulihiidude nimetus on sellel joonisel naha, need on H-R diagrammi ulemises

paremas nurgas paiknevad tahed. Valged kaabused (mis sageli vastupidiselt oma nimele

pole sugugi alati valged) seevastu paiknevad peajadast allpool.

H-R diagrammilt saab suhteliselt lihtsalt maarata ka tahe raadiuse. Stefan-Boltzmanni

seadus utleb, et kui tahtedel on sama pinnatemperatuur, kuid uks taht on teisest 100

korda heledam, siis selle heledama tahe raadius peab olema√

100 = 10 korda suurem

kui norgemal tahel.

59

�

�

�

�

�

�

�

�

�

�

�

��� ��

�� �� �� �� ��

�� ���

���

�� �

���

�

������ ������ ������ ���� ����

�����������

������

����� ������

���� ��������

Joonis 5.1.5. Teoreetiku H-R diagramm.

Logaritmiliselt graafikule kantud H-R diagrammilt on naha (joonis 5.1.6), et sama

raadiusega tahtede isojoon on peaaegu peajadaga paralleelne. Peajada tahtede raa-

diused ulatuvad umbes 20 R�-st vasakus ulemises nurgas kuni 0.1 R�-ni paremal all

nurgas. Naiteks, Aldebaran (α Tauri) on oranz hiid, mis on 45 korda heledam kui Paike.

Ulihiiud on veel suuremad. Betelgeuse, mis on pulseeruv muutlik, muudab oma raadiust

700 R�-sest kuni 1000 R�-ni. Kui Betelgeuse oleks Paikesesusteemis, siis ulatuks ta

Jupiteri orbiidi taha. Taht μ Cephei ulatuks Saturni neelama.

Sellise lihtsa seose olemasolu heleduse ja temperatuuri vahel peajada tahtedel on koik

uhe parameetri funktsioon ja see on mass. Hiljem selles loengukursuses me naeme,

kuidas mass tahe asendi H-R diagrammil ara maarab. Teoreetilised rehkendused

naitavad, et peajadal voib olla ligi 100 Paikese massiga tahti ja jada lopus voib olla

tahti massiga 0.08 Paikese massi. Kuna me tahtede masse ja raadiuse enam-vahem

teame, siis saame me arvutada nende tiheduse. Tulemus on monevorra kummaline, sest

keskmine tihedus tuleb vordne vee tihedusega. Mooda peajada ules liikudes naeme, et

massiivsemad varased tahed on vaiksema tihedusega.

60

�

�

�

�

�

�

�

�

�

�

�

��� ��

�� �� �� �� ��

�� ���

���

�� �

���

�

������ ������ ������ ���� ����

�����������

������

����� ������

���� �

� �

��� �

Joonis 5.1.6. Raadiuste isojooned H-R diagrammil.

Juba Hertzsprung oli motisklenud, kas sama spektriklassi hiiu ja kaabuse spektris

on mingit vahet. Seda uuriti kaua ja hoolega, kuni 1943. aastal William W. Morgan

ja Phillip C. Keenan (koos Edith Kellmaniga) publitseerisid tahespektrite atlase, kus

selgesti naitasid temperatuuri ja heleduse moju tahtede spektritele ja andsid kriteeriu-

mid spektrite klassifitseerimiseks.

Tabel 5.2 Morgan-Keenani heledusklassid

Spektriklass Tahe tuup

Ia-O Vaga heledad ulihiiudIa Heledad ulihiiudIb Vahem heledad ulihiiud.II Heledad hiiudIII Normaalsed hiiudIV AllhiiudV Pohijada tahed (kaabused)VI,sd AllkaabusedD Valged kaabused

61

Uldiselt on nii, et mida heledam taht, siis samasse spektriklassi jaades on tahtede spek-trites seda kitsamad spektrijooned. Asi on selles, et hiidude atmosfaarid on horedamad,mistottu porgete osatahtsus spektrijoonte kujunemises on vaike ja seega spektrijoonteporkeline laienemine on ka vaiksem. See kahedimensionaalne spektraalklassifikatsioonvoimaldab tahe spektri alusel paigutada seda tahte H-R diagrammile. Samalt diagram-milt voime me teada saada tahe absoluutse heleduse ja edasi ka tahe kauguse valemi

d = 10(m−M+5)/5 (5.2.1)

abil (vaata ka paragrahvi 4.2). Seda meetodit tahe kauguse maaramiseks nimetataksespektroskoopiliseks parallaksiks. Enamuse tahtede kaugus on just nii maaratud, kuidmeetod pole kuigi tapne, sest tahtede absoluutsete heleduste ja heledusklasside vahelpole taiuslikku korrelatsiooni. See toob sisse vea umbes ± 1m ja kauguses vea umbes1.6 korda.

62

6. TAHTEDE ATMOSFAARID

6.1. Taheaine labipaistmatus

See kiirgus, mille meie silmad voi astronoomide kiirgusvastuvotjad kinni puuavad,

parineb tahe valiskihtidest, kuhu ta on joudnud tahe tuumas toimuvatest tuumareakt-

sioonidest, olles labinud peaaegu labipaistmatud sisekihid. Seda nn pidevat spektrit

kiirgavat kihti nimetatakse juba vanast ajast fotosfaariks. Nende tahekihtide tempera-

tuur, kust kiirgus lopuks valja paaseb, maaravad ara tahe nii pideva kui joonspektri.

Et sellest kiirgusest valja lugeda maksimaalne informatsioon, peame me teadma, kuidas

kiirgus labi tahe liigub. Teises peatukis me vaatlesime kiirguslevi vorrandi lahendamist,

siin peatume pikemalt kiirguse ja taheaine vastasmojul.

Alustame sellest, et tahespektrite klassifitseerimine on pidevalt toimuv protsess, sest

kaht taiesti uhesugust tahte pole olemas. Isegi nailiselt nii lihtne asi nagu tahe pinnatem-

peratuuri leidmine pole sugugi lihtne, sest tegelikult ju taht AMK pole. Joonisel (6.1.1)

on Paikese spekter, millest on naha, kuivord palju erineb see AMK omast. Paikese

kiirguse intensiivsuse vahenemine metallide tihedalt paiknevate neeldumisjoonte tottu

on eriti efektiivne ja seda nahtust nimetatakse ”line blanketing” ehk eesti keeli ”joon-

varjutuse” efektiks (NB! see eestikeelne termin on siin esmakordselt kasutusel).

Tegelikult astronoomid kasutavad lisaks efektiivsele temperatuurile veel usna mitut tem-

peratuuriskaalat:

- ergutustemperatuur, mille defineerib Boltzmanni valem (5.1.4);

- ionisatsioonitemperatuur, mille defineerib Saha valem (5.1.7);

- kineetiline temperatuur, mille defineerib Maxwell-Boltzmanni jaotus (5.1.1);

- varvustemperatuur, mille defineerib tahe pideva spektri sobitamine Plancki jaotusega.

Need temperatuurid oleksid koik samad, kui gaas oleks suletud anumas ter-

modunaamilises tasakaalus. Sel puhul anumas muidugi mingit energialevikut ei toimu.

Taht aga selline anum ei ole.

Kuidas sellisel juhul uldse taheatmosfaaris toimuvaid protsesse kirjeldada? Sest koik

63

siiani toodud valemid kehtivad vaid termodunaamilises tasakaalus oleva susteemi jaoks.

See raskus uletatakse nii, et kui temperatuuri suured muutused toimuvad

Joonis 6.1.1. Paikese spekter. Katkendlik joon on Paikese efektiivse

temperatuuriga AMK spekter (joonis on Alleri raamatust Atoms,

Stars, and Nebulae, Harvard Univ. Press, Cambridge, MA, 1971.)

osakeste vaba tee pikkusega vorreldes palju suurematel vahemaadel, siis oeldakse,

et tegu on lokaalse termodunaamilise tasakaaluga vastavas kihis.

Vaatame nuud paralleelse kiirtekimbu levimist mingis gaasis. Iga protsessi, mis

eemaldab footoneid sellest kimbust, nimetame me kiirguse absorptsiooniks ja see prot-

sess sisaldab nii hajumist kui toelist neeldumist. Katsed on naidanud, et intensiivsuse

muutus lainepikkusel λ teepikkusel ds ja gaasi tihedusel ρ on vordeline intensiivsuse

endaga

dIλ = −κλρIλds, (6.1.1)

kus κλ on neeldumiskoefitsient ehk labipaistmatus. Ta kirjeldab neelavate aatomite

ristloiget footonite jaoks ja labipaistmatuse dimensioon on cm2 g−1. Uldiselt on

labipaistmatus funktsioon gaasi koostisest, tihedusest ja temperatuurist.

Puhta neeldumise puhul pole mingit voimalust, et footoneid kiirtekimpu juurde saaks

ja intensiivsus kahaneb eksponentsiaalselt, kahanedes tegur e korda karakteersel vahe-

maal l = 1/(κλρ). Naiteks Paikese fotosfaaris, kus tihedus on ρ = 2.5 × 10−7 g cm−3,

on labipaistmatus lainepikkusel 5000 A κ5000 = 0.264 cm2 g−1. Seega karakteerne

vahemaa, mida footon sellel lainepikkusel labib enne neeldumist on

l = 1/(κ5000ρ) = 1.52 × 107 cm. (6.1.2)

64

Aga kuna Paikese fotosfaari nn temperatuuri korgusskaala, so vahemaa, mille jooksul

temperatuur oluliselt muutub, on 6.66 × 107 cm, siis fotosfaari footonid ei nae kon-

stantset temperatuuri ja seega Paikese fotosfaaris LTE (local thermodynamic equilib-

rium - lokaalne termodunaamiline tasakaal) ei ole rangelt vottes kehtiv. Sellest hooli-

mata on LTE laialt kasutatav fotosfaari mudelite rehkendamisel, kuid seda eeldust tuleb

kasutada ettevaatlikult.

Defineerime nuud optilise kauguse moiste

dτλ = −κλρds, (6.1.3)

kus s on kaugus mooda footoni liikumisteed. Kui me seda kaugust moodame atmosfaari

valispinnast sissepoole mooda pinnanormaali, siis optilist kaugust nimetatakse optiliseks

sugavuseks. Kombineerides valemeid (6.1.1) ja (6.1.3), saame

Iλ = Iλ,0 exp(−τλ), (6.1.4)

kus Iλ,0 on kiirguse intensiivsus mingis algpunktis. Kui selles algpunktis on optiline

sugavus naiteks 1, siis kiirguse atmosfaarist lahkumisel on ta norgenenud e korda (at-

mosfaari pinna optiline sugavus on loomulikult 0). Seega optiline sugavus fuusikalises

mottes on footoni vaba tee pikkuste arv.

Kui mingis keskkonnas τλ � 1, siis oeldakse, et see keskkond on optiliselt paks ja kui

τλ � 1, siis see keskkond on optiliselt ohuke. Kuna optiline paksus soltub lainepikku-

sest, siis keskkond voib olla uhes lainepikkuses optiliselt paks ja teises optiliselt ohuke.

Uldiselt raakides on taheaines neli labipaistmatuse allikat:

1. Seotud-seotud siirded. Elektron aatomis voi ioonis siirdub uhelt seotud

tasemelt teisele seotud tasemele, naiteks tasemelt kvantarvuga n = 1 tasemele kvan-

tarvuga n = 5. Seega on κλ,bb vastutav spektrijoonte tekkimise eest (bb - bound-bound

ehk eesti keeles seotud-seotud). Kui elektron tuleb korgemalt tasemelt alla samale

tasemele, siis kiiratakse elektron juhuslikus suunas ja tegu on hajumisega. Kui aga

elektron tuleb alla mingile teisele tasemele, siis algne footon on kaotatud ja tegu on

toelise neeldumisega. Tahtis korvalprodukt on siin footoni energia degradeerumine, sest

kui elektron tuleb oma algtasemele kahe voi rohkema siirdega, siis footoni algenergia on

nagu pihustatud.

65

2. Seotud-vaba siirded. Selliseid siirdeid nimetatakse ka fotoionisatsiooniksja need toimuvad, kui footonil on kullaldaselt energiat aatomi ioniseerimiseks. Siir-de tulemusena tekkinud vaba elektron voib omada suvalist energiat, sest iga footonlainepikkusega λ ≤ hc/χn, kus χn on n-nda taseme ionisatsioonienergia, voib luua elek-troni aatomist valja. Seega siis κλ,bf (bound-free) on uks pideva spektri tekkimise eestvastutav tegur. N -ndal energiatasemel oleva vesiniku aatomi fotoionisatsiooni ristloigelainepikkusel λ on

σbf = 1.31 × 10−15 1n5

(λ

5000 A)3 cm2, (6.1.5)

mis on vorreldav vesiniku aatomite porgete ristloikega.Poordprotsess - elektroni rekombineerumine - voib tekitada uhe footoni voi rohkem, mistahendab jallegi footonite keskmise energia vahenemist.

3. Vaba-vaba siirded. See on hajumisprotsess, kus vaba elektron iooni lahedusesneelab footoni, niiviisi enda energiat suurendades. Selline protsess toimub pidevaslainepikkuste vahemikus ja seega on κλ,ff (free-free) samuti pideva spektri eest vas-tutav tegur. Voib juhtuda ka nii, et elektron ioonist moodudes kaotab energiatfootoni kiirgamise kaudu seelabi oma liikumiskiirust vahendades. Niisugust vaba-vabakiirgusprotsessi nimetatakse pidurduskiirguseks ehk uldlevinud saksakeelse terminiga”Bremsstrahlung”.

4. Hajumine vabadel elektronidel ehk Thomsoni hajumine. Elektronon pisike ja marklauana kaunis vilets. Thomsoni hajumise ristloige on sama koikidelainepikkuste jaoks

σT =8π

3(

e2

mec2)2 = 6.65 × 10−25 cm2. (6.1.6)

See on umbes kaks miljardit korda vaiksem kui tuupiline vesiniku fotoionisatsiooniristloige. Seega on Thomsoni hajumine efektiivne vaid kuumade tahtede atmosfaaridesja koikide tahtede seesmuses. Seal on kogu aine praktiliselt ioniseeritud, vabu elektroneon palju ja Thomsoni hajumine on peamine labipaistmatuse tekitaja.

Norgalt tuumaga seotud elektron (naiteks korgetel energiatasemetel) voib samutifootonit hajutada. Sellist protsessi kutsutakse Comptoni hajumiseks kui footonilainepikkus on aatomi lineaarmoodetest palju vaiksem, ja Rayleigh hajumiseks, kuifootoni lainepikkus on aatomi lineaarmoodetest palju suurem. Comptoni hajumiseristloige on vaga vaike, seega pannakse Comptoni hajumine tavaliselt uhte patta koosThomsoni hajumisega. Rayleigh hajumise ristloige on vaiksem kui Thomsoni hajumise

66

ristloige ja vordeline teguriga 1/λ4, seega vaheneb footoni lainepikkuse suurenemisega.Tavaliste tahtede atmosfaaris Rayleigh hajumist eiratakse, kuid see muutub tahtsaksulihiidude ulatuslikes atmosfaarides. Rayleigh hajumine vaikestel interstellaarsetel osa-kestel pohjustab tahevalguse punanemise.Enamiku tahtede atmosfaarides pohjustab labipaistmatuse pidevas spektris iooni H−

fotoionisatsioon. Selle kehvasti koos seisva asjanduse - kaks elektroni tiirlemas uheprootoni umber - ionisatsioonienergia on vaid χ = 0.754 eV. See tahendab, et iga footonvaiksema kui

λ ≤ hc

χ=

12400 eV A

0.754 eV= 16400 A (6.1.6)

lainepikkusega voib elektroni iooni kuljest rebida. Seega on H− tahtis kontii-numi labipaistmatuse allikas spektri keskmises infrapunases alas ja koikidel luhematellainepikkustel. Kui aga temperatuur on korge, nagu naiteks B ja A spektriklassides,siis kaotab H− oma tahtsuse ja seal on kontiinumi labipaistmatuse allikas vesiniku foto-ionisatsioon ning vabadel elektronidel hajumine. O spektriklassi tahtedel on elektronidelhajumine aina tahtsam ja lisandub ka He fotoionisatsioon.Molekulid jaavad ellu jahedamates taheatmosfaarides ja pohjustavad labipaistmatustseotud-seotud ja seotud-vaba siiretega. Tohutu hulk molekulaarseid neeldumisjoonitakistavad efektiivselt footonite voogu. Molekule lahutab aatomiteks protsess, midanimetatakse fotodissotsiatsiooniks. See mangib olulist rolli planeetide atmosfaarides.Totaalne labipaistmatus on koikide nende allikate labipaistmatuste summa

κλ = κλ,bb + κλ,bf + κλ,ff + κes. (6.1.7)

(”es” tahendab ”electron scattering”). Sageli on kasulik opereerida labipaistmatusega,mis on ule lainepikkuste keskmistatud. Keskmistamise meetodeid on palju, naiteks tahesiseehituse kirjeldamiseks kasutatakse Rosselandi keskmist (joonis 6.1.2). Kasutusel onka Chandrasekhari keskmine ja Plancki keskmine. Rosselandi keskmise kirjeldamisekspuudub lihtne valem, kuid keskmistatud seotud-vaba ja vaba-vaba labipaistmatuse koh-ta on ligikaudsed valemid olemas

κbf = 4.34 × 1025 gb

tZ(1 + X)

ρ

T 3.5cm2 g−1, (6.1.8)

κff = 3.68 × 1022gff(1 − Z)(1 + X)ρ

T 3.5cm2 g−1, (6.1.9)

kus ρ on tihedus, T on temperatuur, X ja Z on vesiniku ja metallide suhtelised osakaalud(massi jargi).

67

Joonis 6.1.2. Rosselandi keskmine labipaistmatus. Koverad on tahistatud

tiheduse jargi (log ρ uhikutes g cm−3). (Andmed Rogersi ja Iglesiase artiklist,

Ap.J. Suppl., 79, 507, 1992.)

Gaunti faktorid gbf ja gff on kvantmehaanilised parandused, mis on suurusjargus

uks nahtavas ja ultravioletses piirkonnas. Taiendav parandustegur t kannab nime giljo-

tiintegur ja see kirjeldab aatomi poolt pohjustatud labipaistmatuse kadumist aatomi

ionisatsioonil. Selle teguri tuupilised vaartused on uhe ja saja vahel.

Nagu me paneme tahele, on molemas valemis labipaistmatuse soltuvus temperatuurist

avaldatav seosega κ = κ0ρ/T 3.5, kus κ0 on konstant. Sellise seose avastas hollandlane

H.A. Kramers juba 1923. aastal. Mistahes seda tuupi labipaistmatust nimetatakseKramersi labipaistmatuse seaduseks.

Thomsoni hajumise keskmistatud ristloige avaldub lihtsa valemiga

κes = 0.2(1 + X) cm2 g−1. (6.1.10)

Joonisel (6.1.2) on toodud Rosselandi meetodil keskmistatud labipaistmatus. Koigepealt

me naeme, et labipaistmatus kasvab tiheduse kasvuga. Alustades joonise vasakust

poolest paneme tahele, kui jarsku kasvab labipaistmatus temperatuuri kasvuga - see

68

peegeldab vesiniku ja heeliumi ioniseerimisel tekkivate vabade elektronide arvtiheduse

kasvu. Parast maksimumi labipaistmatus vaheneb Kramersi seaduse kohaselt, see on

tingitud seotud-vaba ja vaba-vaba siiretega. Heeliumi teistkordsest ioniseerimisest tekib

joonisele kerge kuhm. Lopuks jouab joonis platoole, mida kirjeldab temperatuurist ja

tihedusest soltumatu Thomsoni hajutamise keskmine labipaistmatus.

6.2. Spektrijoonte struktuur

Spektrijoone kuju annab meile vaartuslikku informatsiooni selle keskkonna kohta,

kus see spektrijoon tekkis. Joonis (6.2.1) esitab kiirgusvoogu Fλ tuupilises neeldu-

misjoones funktsioonina lainepikkusest.

���

���

���

����������

��

��

�

�

Joonis 6.2.1. Tuupilise neeldumisjoone kuju

Sellel joonisel on Fλ esitatud suhtena Fλ/Fc, kus Fc on valjaspool spektrijoont oleva

kontiinumi kiirgusvoog. Joone keskel on lainepikkus λ0 ja seal on ka joone tuum ja tu-

umast kahele poole jaavad spektrijoone tiivad. Individuaalsed jooned voivad olla kitsad

voi laiad, madalad voi sugavad. Suurus (Fc − Fλ)/Fc on joone sugavus. Spektrijoone

tugevust moodab tema ekvivalentlaius - hall kast joonisel. Spektrijoone ekvivalentlaius

defineeritakse valemiga

W =∫

Fc − Fλ

Fcdλ, (6.2.1)

69

kus integraal voetakse ule kogu spektrijoone muutumise piirkonna. Nahtavas spektrison tuupilise spektrijoone ekvivalentlaius suurusjargus 0.1 A. Teine spektrijoone laiusemoot on nn poolmaksimumi taislaius (full width at half-maximum - FWHM), mis onspektrijoone laius, kus (Fc − Fλ)/Fc = 1/2 ja seda tahistatakse (Δλ)1/2.Joonisel (6.2.1) toodud spektrijoon on tekkinud optiliselt ohukeses keskkonnas, sest sellejoone uheski piirkonnas pole kiirgusvoog taielikult blokeeritud. Taheaine labipaistmatuson suurim joone keskel ja see tahendab seda, et kiirgus selles joone piirkonnas onvaljunud tahe atmosfaari koige pinnalahedasematest ja seega ka jahedamatest kihtidest.Joone tiibades on taheaine labipaistmatus vaiksem ja seal on kiirgusvoog valjunudsugavamatest ning kuumematest kihtidest.Kolm pohilist fuusikalist protsessi vastutavad spektrijoone laienemise eest:1. Loomulik laienemine. Spektrijooned ei saa olla lopmata kitsad, isegi mitte liiku-matute aatomite puhul, sest vastavalt Heisenbergi maaramatuse printsiibile ei ole aeg jaenergia korraga tapselt maaratavad. Seega on aatomi energianivood seda ahmasemad,mida luhemat aega elektron sellel nivool viibib. Tapne rehkendus naitab, et jooneFWHM on loomuliku laienemise puhul

(Δλ)1/2 =λ2

πc

1Δt0

, (6.2.2)

kus Δt0 on keskmine ooteaeg sellel tasemel siirde toimumiseks. Tuupiliselt on (Δλ)1/2 �2.4 × 10−4 A.

2. Doppleri laienemine. Termilises tasakaalus liiguvad gaasiaatomid nii, etkiiruste jaotus allub Maxwell- Boltzmanni jaotusele (5.1.1), kusjuures koige toenaosemkiirus on vmp =

√2kT/m. Kiiratud voi neelatud footonid on selle liikumise tottu

Doppleri nihkes, mida kirjeldab valem

Δλ/λ = ±vr/c. (6.2.3)

Seega Doppleri laienemise tottu on spektrijoone laius

Δλ =2λ

c

√2kT

m. (6.2.4)

Paris pohjalik analuus annab Doppleri laienemise puhul FWHMile vaartuseks

(Δλ)1/2 =2λ

c

√2kT ln 2

m. (6.2.5)

70

Kuigi joone profiil Doppleri laienemise puhul on marksa suurem kui loomuliku laiene-

mise puhul poole maksimumi kohal, joone sugavus kahaneb Doppleri laienemise puhul

eksponentsiaalselt kui lainepikkus kasvab joone tsentrist arvates - seega hoopis kiire-

mini kui loomuliku laienemise puhul. See kiire langus on tingitud Maxwell-Boltzmanni

jaotuse pikast korgekiiruselisest sabast.

Kuna tahe atmosfaaris aine ei pusi paigal, vaid liigub turbulentselt suurte massidena,

siis valemis (6.2.4) tuleb seda arvestada. Tulemuseks saame

(Δλ)1/2 =2λ

c

√(2kT

m+ v2

turb) ln 2, (6.2.6)

kus vturb on koige toenaosem turbulentsikiirus. Turbulentsi moju spektrijoontele on

koige suurem hiidude ja ulihiidude spektrites.

Teised Doppleri laienemise allikad on naiteks tahe poorlemine ja pulsatsioon.

3. Laienemine rohu (ja porgete) mojul. Aatomite asustatust voib mojutada

porge neutraalse aatomi voi lahedalt mooduva iooni elektrivalja mojul. Inviduaalsete

porgete mojul toimub spektrijoonte porkeline laienemine ning suure hulga lahedalt

mooduvate ioonide elektrivaljade statistilisel mojul toimub spektrijoonte laienemine

rohu tottu. Molemal juhul see moju soltub keskmisest ajast porgete vahel.

Rohu mojul laienenud spektrijoonte kuju tapne rehkendamine on vaga keeruline, sest

joone laiendamisest votab osa erinevate elementide aatomid ja ioonid, samuti vabad

elektronid. Joone uldine kuju on siiski enam-vahem samasugune kui loomuliku laiene-

mise puhul. Monikord nimetatakse loomuliku laienemise ja rohu mojul laienenud joone

profiili sumbuvusprofiiliks. Nii loomuliku kui rohu mojul laienenud joonte FWHMd on

vorreldavad, kuigi rohu mojul tekkinud profiilid voivad monikord enam kui suurusjargu

korda laiemad olla.

Ligikaudne valem mingi kindla elemendi aatomite poolt tekitatud rohu mojul laienenud

joone laiuse maaramiseks on jargmine

Δλ ∼ λ2

c

nσ

π

√2kT

m, (6.2.7)

kus m on aatomi mass, σ on porke ristloige ja n on aatomite arvtihedus.

Nuud voime oelda, et me oleme selgitanud Morgan-Keenani spektriklassifikatsioonis

heledusklasside fuusikalise tagapohja. Heledate hiidude ja ulihiidude kitsamad spektri-

jooned on tingitud vaiksemast osakeste arvtihedusest nende ulatuslikes atmosfaarides.

71

Pohijada tahtede spektrijooned on laiemad, sest nende atmosfaarides on osakeste arv-

tihedus palju suurem ja seega porkeid toimub palju rohkem.

Spektrijoone profiil, mis on kujunenud nii loomuliku laienemise kui porgete tottu,

kannab nime Voigti profiil. Joone tsentraalses osas domineerib Doppleri profiil, kuna

tiibades on loomuliku laienemise moju.

� � � � � � � � � � ���

��

��

��

��

��

��

��

�

�

���

����

��

Joonis 6.2.2. Voigti funktsioon erinevate porkeparameetrite korral.

Koige ulemisest koverast alustades a=1.0; 0.1; 0.01; 0.001 ja 0.0001.

H0 on Voigti funktsiooni vaartus spektrijoone tsentris, kus x = 0.

(Joonisel 6.2.2 iseloomustab porkeparameeter porgete osatahtsust, mida suurem

see on, seda rohkem porkeid toimub ja seda laiem on spektrijoon). Lihtsaim mudel

tahespektri joonte arvutamiseks eeldab, et pideva spektri tekitab tahe fotosfaar ja sellest

korgemal asuvad kihid neelavad footoneid igale elemendile iseloomulikes kohtades. See-

juures tuleb arvesse votta aine temperatuuri ja tihedust joonte tekkekohas. Joonte reh-

kendamine soltub mitte ainult joont tekitava elemendi hulgast vaid ka kvantmehaanilisi

detaile selle kohta, kuidas just aatom footoneid neelab. Olgu N mingi meid huvitava

elemendi aatomite arv suvalise uhikpindala kohal fotosfaaris. Seda arvu N kutsutakse

siis sambatiheduseks ja selle mootuhik on cm−2. Selleks et leida neelavate aatomite

arvu Na, me peame teadma temperatuuri ja tihedust selles sambas, neid saab leida

72

Boltzmanni ja Saha valemite abil. Kui me teoreetilise joone profiili oleme leidnud, siisvordleme seda vaadelduga, et leida Na. Seda ulesannet komplitseerib asjaolu, et siirded

aatomis pole mitte koik vordse toenaosusega, naiteks vesiniku aatom energiatasemeln = 2 neelab viis korda suurema toenaosusega Hα footoni ja siirdub tasemel n = 3 kuita neelab footoni Hβ ja siirdub tasemele n = 4. Suhtelisi toenaosusi siirdeks mingilt

energiatasemelt teisele kirjeldab ostsillaatoritugevus f . Naiteks on vesiniku Hα siirdeostsillaatoritugevus f = 0.637 ja Hβ siirdel f = 0.119. Ostsillaatoritugevusi saab reh-

kendada teoreetiliselt voi moota laboris eksperimentaalselt. Ostsillaatoritugevuse tead-mine aitab arvutada sambatihedust taheatmosfaaris.

Vaga oluline tooriist astrofuusikute jaoks on nn kasvukover, mis naitab, kui palju vas-tava elemendi aatomeid spektrijoone kujunemisest osa votsid.

� � � � � � ����� ��

����

����

���

���

���

���

���

���

���

���

���

Joonis 6.2.3. Kasvukover Milne-Eddingtoni taheatmoafaarimudelis.Koige vasakpoolsemast koverast alustades a=0.1; 0.01; 0.001; 0.0001 ja 0.00001.

Joonisel (6.2.3) on uks selline kasvukover Milne-Eddingtoni taheatmosfaarimudeli

jaoks toodud. Abstsiss log β0 kirjeldab tegelikult neelavate aatomite arvu Na, millest

73

astrofuusikud vaga huvitatud on. Tavaliselt koosneb kasvukover kolmest erinevast

piirkonnast. Kovera alguses on kasvukover lineaarne Na suhtes, st joone tugevus

on vordeline neelavate aatomite arvuga, kui see arv pole suur. Sellisel juhul annab

joone kujunemisse koige suurema panuse Doppleri tuum, tiivad on esialgu labipaistvad.

Neelavate aatomite arvu kasvuga muutub spektrijoone tuum labipaistmatuks ja koik

footonid, mis saavad tuumas neelduda, on juba neelatud. Tegu on kullastatud ekviva-

lentlaiusega ja kasvukover kasvab kui√

log Na. Kui aga neelavate aatomite arv edasi

suureneb, siis algab labipaistmatuse kasv joone tiibades ja joone ekvivalentlaius hakkab

uuesti suurenema, seekord seaduse√

Na alusel.

Kasutades kasvukoverat ja moodetud ekvivalentlaiust saame leida neelavate aatomite

arvu Na. Seejarel Boltzmanni ja Saha valemeid kasutades saame vastava elemendi

aatomite koguarvu. Et vahendada vigu, mis voivad tekkida vaid uhe spektrijoone

kasutamisel, on kasulik kanda mitmete spektrijoonte ekvivalentlaiused kasvukovera

graafikule. Seda saab teha nii, et abstsissteljele kanname suuruse log[fNa(λ/5000 A)

]ja ordinaatteljele suuruse log W/λ. Selline lahenemine voimaldab leida uldistatud

kasvukovera, mida saab kasutada mitmete samalt energiatasemelt lahtunud spektri-

joonte puhul.

Seega saab neelavate aatomite arvu leida, kui me vordleme samalt kvanttasemelt

lahtunud neeldumisjoonte ekvivalentlaiusi mingi teoreetilise mudeli jargi saadud kas-

vukoveraga. Tegelikult saame me seda meetodit kasutada isegi siis, kui spektrijooned

ei teki samalt kvanttasemelt lahtunud siiretest. Siis tuleb vaid Boltzmanni valemit ka-

sutades taandada need asustused uhele tasemele.

Koige voimsam relv taheatmosfaaride ehituse ja keemilise koostise tundmaoppimiseks

on atmosfaarimudelite koostamine. Selleks tuleb meil koos lahendada hudrostaatilise

tasakaalu vorrand, aine oleku vorrand, statistilise tasakaalu vorrandid ja kiirgus- ning

konvektiivse energia leviku vorrandid. Lisada tuleb veel taheaine labipaistmatuse to-

hutusuured kataloogid. Nii saame me teada, kuidas temperatuur, gaasirohk, tihedus ja

keemiline koostis muutuvad sugavusega. Kui siis mudel ja vaatlused annavad omavahel

hea kooskola, siis voivad astronoomid oelda, et me oleme ammendanud selle informat-

siooni, mille valgus on tahtedelt meieni toimetanud.

Selle peatuki lopetuseks toome Paikese fotosfaari keemilise koostise tabeli.

74

Tabel 6.1 Paikese keemiline koostis

Element Aatomi Suhtelise sisalduse Samba-number logaritm tihedus

Vesinik 1 12.00 1.1Heelium 2 10.99 4.3 × 10−1

Hapnik 8 8.93 1.5 × 10−2

Susinik 6 8.60 5.3 × 10−3

Neoon 10 8.09 2.7 × 10−3

Lammastik 7 8.00 1.5 × 10−3

Raud 26 7.67 2.9 × 10−3

Magneesium 12 7.58 1.0 × 10−3

Rani 14 7.55 1.1 × 10−3

Vaavel 16 7.21 5.7 × 10−4

Selles tabelis on elemendi suhteline sisaldus maaratud jargmise valemi alusellog(Nelement/NH) + 12 ja sambatihedus baseerub suurusel 1.1 g cm−2 vesiniku jaoks.Tabelist naeme, et vesinik ja heelium on Paikese atmosfaaris koige rohkem esindatud,jargnevad hapnik, susinik ja lammastik. Need suurused on vaga heas kooskolas me-teoriitidest leitud elementide sisaldustega, mis andis astronoomidele kindlustunde omarehkenduste oigsuses. See universumi pohiliste ehituskivide teadmine varustab meidvaatluslike vordlusandmetega ja paneb kitsendusi monedele koige fundamentaalsemateleteooriatele astronoomias, nagu seda on tahtede evolutsioonil toimuv kergete elementidenukleosuntees, raskete elementide tootmine supernoovades ja lopuks Suur Pauk, millestkoik alguse sai.

75

7. TAHTEDE SISEEHITUS

7.1. Hudrostaatiline tasakaal

Viimastes peatukkides oleme palju raakinud sellest, kuidas tahe valiskihtidest

meieni joudnud kiirguse abil saame leida tahtede efektiivse temperatuuri, heleduse ja

keemilise koostise. Tahe sisekihtide vaatlemiseks meil kahjuks mingit voimalust pole

(kui neutriinode registreerimine Paikese seesmusest ja supernoovast 1987A valja ar-

vata).

Ometi me tahtede sees toimuvaid protsesse teame - need teadmised pohinevad tahemu-

delite koostamisel, mis omakorda pohinevad loodusseadustel. Loodusseadused annavad

meile vorrandite susteemi, mida kaasaegsete voimsate arvutitega on suhteliselt lihtne

lahendada. Ja kui lahendused ei raagi vastu sellele, mida me tahelt tulnud kiirgu-

sest valja lugeda saame, vaid hoopis neid teadmisi toetavad, siis me arvame, et meie

arusaamad tahtedel toimuvatest protsessidest on oiged. Kuigi tahe seesmuses toimuvate

protsesside kohta oli oletusi juba XX sajandi esimesel poolel - paljude teiste hulgas olid

oiged arusaamad ka eesti suurimal astronoomil Ernst Julius Opikul - sai nende protses-

side matemaatiline kirjeldamine teoks alles XX sajandi 60. aastatel. Asi oli selles, et

alles siis muutus arvutite voimsus nii suureks, et neid vorrandisusteeme sai lahendama

hakata. Sellel teel ilmnes palju raskusi, sest tahed on dunaamilised objektid. Kuigi

enamasti arenevad nad inimese jaoks kohutavalt aeglaselt, voivad nad teatud arengu-

etappidel valkkiired olla (naiteks supernoova plahvatusel). Selge on ka see, et tahed

kusagilt energiat juurde ei saa ja kui nad olemasoleva reservi ara on kulutanud, siis nad

peavad paratamatult surema.

Tahtede elu on pidev voitlus raskusjouga, mis tahte kokku suruda tahab. Kuna me

aga tahti peaaegu muutumatutena naeme, peab tahel olema joud, mis raskusjoudu

tasakaalustab. Selleks jouks on gaasi rohu gradient. Kuidas see taskaaalustamine

toimub, selleks vaatame vaikest taheainest koosnevat silindrit massiga dm (joonis 7.1.1),

mis paikneb

77

��

� ���

� ���

�

�

��

Joonis 7.1.1. Hudrostaatilise tasakaalu vorrandi tuletamiseks.

sfaarilises tahes kaugusel r tsentrist. Olgu selle silindri lae ja poranda pindala A ja

silindri korgus olgu dr. Oletame veel, et ainsad joud, mis sellele silindrile mojuvad, on

raskusjoud ja gaasirohu poolt pohjustatud joud, mis molemad mojuvad pinnanormaali

sihis ja mis molemad soltuvad kaugusest tahe tsentrist. Kasutame nuud Newtoni teist

seadust F = ma, kus F on kehale mojuv joud, m on keha mass ja a on selle jou poolt

kehale antud kiirendus. Saame

dmd2r

dt2= Fg + FP,t + FP,b, (7.1.1)

kus Fg < 0 on tahe sisse suunatud raskusjoud ja FP,t ning FP,b on rohu joud silindri laes

(top) ja porandal (bottom). Paneme tahele, et rohu joud silindri kulgedele nullistuvad

vastastikku. Gaasirohu joud silindri laes on suunatud alla (FP,t < 0 ja porandal ules

(FP,t > 0). Seega me voime kirjutada

FP,t = −(FP,b + dFP ). (7.1.2)

Asendades selle avaldise valemisse (7.1.1), saame

dmd2r

dt2= Fg − dFP . (7.1.3)

Newtoni gravitatsiooniseaduse kohaselt kehtib seos

Fg = −GMrdm

r2, (7.1.4)

78

kus Mr on raadiuse r sees paiknev mass ja G on gravitatsioonikonstant (G = 6.67259

× 10−8 dn cm2 g−2).

Rohku defineeritakse kui joudu uhikpindalale,

P = F/A. (7.1.5)

Seega

dFP = AdP. (7.1.6)

Arvestades, et dm = ρAdr, kus ρ on gaasi tihedus, saame lopuks

ρd2r

dt2= −G

Mrρ

r2− dP

dr. (7.1.7)

Kui me oletame, et taht on staatiline, siis

dP

dr= −G

Mrρ

r2= −ρg, (7.1.8)

kus g = GMr/r2 on lokaalne gravitatsioonikiirendus. Vorrand (7.1.8) on hudrostaatilise

tasakaalu vorrand. See on uks pohilisi vorrandeid nii taheatmosfaari kui siseehituse

teoorias.

Vorrandist naeme, et mitte gaasirohk ei tasakaalusta raskusjoudu, vaid seda teeb

gaasirohu gradient ja et gaasirohk peab vahenema raadiuse kasvuga.

Eksisteerib ka teine seos tahe massi, raadiuse ja tiheduse vahel. Sfaarilise tahe puhul

vaatleme ohukest kihti paksusega dr ja massiga dMr, mis paikneb kaugusel r tsen-

trist. Oletades, et kiht on vaga ohuke (dr � r), siis selle kihi ruumala on ligikaudu

dV = 4πr2dr. Kui selle kihi tihedus on ρ, siis kihi mass on

dMr = 4πr2ρdr, (7.1.9)

mis naitab, kuidas tahe mass muutub kaugusega tahe tsentrist. Seda vorrandit

nimetatakse pidevuse vorrandiks (tahe sees pole oonsusi). Vorrand (7.1.9) on tahe

siseehituse teine pohivorrand.

7.2. Aine oleku vorrand

Siiani pole meil mingit informatsiooni gaasirohu paritolu kohta. Seda osakeste

liikumise makroskoopilist manifestatsiooni peab kirjeldama gaasi oleku vorrand. See

79

vorrand peab siduma gaasi rohu tiheduse ja temperatuuriga. Hea naide siinkohal on

ideaalse gaasi seadus

PV = NkT, (7.2.1)

kus V on gaasi ruumala, N on osakeste arv, T on gaasi temperatuur ja k on Boltz-

manni konstant. Algselt saadi see seos eksperimentaalselt, kuid seda on voimalik ka

teoreetiliselt leida. Meie seda siin siiski tegema ei hakka, vaid kirjutame kohe valja

lopptulemuse

Pg = nkT. (7.2.2)

Tegelikult on see vorrand ikka sama (7.2.1), sest n = N/V , aga meile on selline vorm

praegu kasulikum.

Astrofuusikalistes rakendustes on seda parem kasutada veelgi teistsugusemas vormis.

Kuna n on osakeste arvtihedus, siis on see loomulikult seotud masstihedusega. Kui meil

on tegu erinevate osakestega, siis votame kasutusele keskmise massi m

n =ρ

m. (7.2.3)

Asendades selle valemisse (7.2.2), saame

Pg =ρkT

m. (7.2.4)

Nuud defineerime me gaasisegu keskmise molekulkaalu

μ =m

mH, (7.2.5)

kus mH = 1.673525×10−24 g on vesiniku aatomi mass. Seega siis keskmine molekulkaal

on gaasi vaba osakese keskmine mass. Ideaalse gaasi oleku vorrandi saame kirjutada

kujus

Pg =ρkT

μmH. (7.2.6)

Keskmine molekulkaal soltub gaasi koostisest ja samuti iga koostisosa ionisatsiooni-

seisundist. Ionisatsiooniaste tuleb valemisse sisse selleparast, et vabad elektronid tule-

vad osakestena arvesse votta. Siit on naha, et Saha valemit on vaja kasutada ioni-

satsiooni olekute arvutamiseks. Kui gaas on neutraalne voi taiesti ioniseeritud, siis

80

rehkendus lihtsustub tublisti.Vaatleme koigepealt m maaramist, kui gaas on neutraalne

mn =

∑j Njmj∑

j Nj, (7.2.7)

kus mj ja Nj on j-tuupi osakeste mass ja koguarv ning summeerida tuleb ule koikideaatomituupide. Jagades selle valemi molemad pooled labi vesiniku aatomi massiga,saame

μn =

∑j NjAj∑

j Nj, (7.2.8)

kus Aj = mj/mH .Analoogiliselt arutledes saame taielikult ioniseeritud gaasi jaoks

μi =

∑j NjAj∑

j Nj(1 + zj), (7.2.9)

kus zj on vabade elektronide arv, mis on saadud j-tuupi aatomite taielikul ioniseerimiselja indeksid n ja i tahendavad neutraalset ja ioniseeritud gaasi.Tavaliselt on kasulikum avaldada keskmine molekulkaal osamassidega, mida defineerimevesiniku, heeliumi ja metallide jaoks jargmiselt:

X =vesiniku kogumass

gaasi kogumass, (7.2.10)

Y =heeliumi kogumass

gaasi kogumass, (7.2.11)

Z =metallide kogumass

gaasi kogumass, (7.2.12)

kus kokkuleppeliselt loetakse metallideks kokku koik elemendid, mis on raskemad kuiheelium.On selge, et

X + Y + Z = 1. (7.2.13)

Olgu A koikide heeliumist raskemate elementide keskmine aatomkaal. Koostame vaikesetabeli, kust selgub, et

Element Vesinik Heelium Rasked elemendid

aatomite arv Xρ/mH Y ρ/4/mH Zρ/A/mH

elektronide arv Xρ/mH 2Y ρ/4/mH AZ�/A/mH/2

81

Seejuures metallide keskmiseks aatomkaaluks loeme 16.

Raskete elementide aatomkaalu leidmisel me oletame, et igal aatomil on A/2 vabaelektroni. See oletus kehtib kullalt tapselt, sest rasketel elementidel on prootoneid janeutroneid enam-vahem vordselt. Summeerime tabelis ja saame

N = (2X +34Y +

12Z)

ρ

mH. (7.2.14)

Olekuvorrand on siisP =

1μ

k

mHρT, (7.2.15)

kus1μ

= 2X +34Y +

12Z. (7.2.16)

Siin moodetakse μ-d prootoni massi uhikuis.Siinkohal tuleb oelda, et tahtedes voib olla piirkondi, kus ideaalse gaasi vorrand ei kehti,sest gaas on kodunud. Aga sellest raagime edaspidi.

Kuna footoneil on moment pγ = hν/c, siis annavad nad neeldumisel voi peegeldu-misel impulsi teistele osakestele, tekitades rohu, nn kiirgusrohu.

Kui kiirgusenergia voog labi 1 cm2 1 sekundis on H, siis impulssi transporditakse1 sekundis H/c. Sellest osa κρ neelatakse aine poolt 1 cm pikkusel teel. Seega siis joudon

Frad = κρH/c. (7.2.17)

ehk teisisonuH = − 1

3κρ

d

dr(acT 4). (7.2.18)

Kiirgustasakaalu tingimusest saame

Frad = − d

dr(a

3T 4) = −dPR

dr. (7.2.19)

Seega siis kogurohk on

P =1μ

k

mHρT +

a

3T 4. (7.2.20)

Paljudes astrofuusikalistes situatsioonides voib kiirgusrohk olla oluliselt suurem kuigaasirohk. Tahe arengu teatud etappidel voib kiirgusrohk olla isegi nii suur, et trumpabraskusjou ule ja taht hakkab kiirgusrohu mojul paisuma.

82

7.3. Tahe energiaallikad

Nagu me oleme juba aru saanud, on tahtede poolt kiiratud energia tohutult suur,

sest juba Paike on kiiranud vaga kaua. Kust me seda teame?

Astronoomilisi spektraalvaatlusi on pidevalt tehtud ∼ 85 aastat. Sellest on muidugi

vahe, et teha mingeid kardinaalseid jareldusi tahtede ehituse kohta. On siiski voimalik

teha teatud jareldusi. Neist olulisimad on:

1) Geoloogid on leidnud maakoorest ule miljardi aasta vanuste vetikate jaanuseid.

Need said kasvada, kui tolleaegne temperatuur ei erinenud praegusest mitte rohkem kui

200 C. Jarelikult on Paike kaunis uhtlaselt saranud vahemalt miljard aastat.

2) Ule 80 aasta on moodetud tsefeiidide pulsatsiooniperioode suure tapsusega.

Nende perioodide muutused selle aja valtel on olnud niivord tuhised, et oluliste muu-

tuste jaoks oleks lainud vaja miljoneid aastaid.

Nendest faktidest jareldame, et tahed on enamasti vaga hasti tasakaalustatud ter-

modunaamilised susteemid. Aga me pole veel kindlaks teinud, kust see energia parineb.

Tahe seisundi statsionaarsuse tagamiseks on vahe hudrostaatilisest tasakaalust.

Peab olema ka soojuslik tasakaal. Ideaalne soojuslik tasakaal susteemi osade vahel on

siis, kui koik osad on vordse temperatuuriga ja soojusenergia voog nende vahel on null.

Tahes see pole voimalik. Tahed kiirgavad valgust, seega on olemas voog valjapoole.

Jarelikult peavad tahe sees olema energiaallikad. Sellele kusimusele, millised need

allikad on, on puutud juba ammu vastata. Kui tuumareaktsioone veel ei tuntud, puuti

labi ajada tuntud energiaallikatega. Vaatleme kolme tuupi voimalikke allikaid:

1) soojuslik ET ,

2) gravitatsiooniline EG,

3) tuumaenergia EN .

Tahe soojusliku energia hulka uhe grammi uheaatomse aine kohta ergides saab

hinnata jargmise valemiga

ET =∫ R

0

(32

k

mT )ρ · 4πr2dr =

32

k

mT · M ∼ 5 · 1048. (7.3.1)

83

Gravitatsioonienergiat kirjeldab see energiahulk, mis kulub uhe grammi aine viimiseks

tahelt lopmatusse kaugusesse

EG =∫ R

0

(−GMr

r)ρ4πr2dr = −GMr

rM ∼ −4 · 1048. (7.3.2)

Pole mitte juhuslik, et need suurused margi tapsusega vordsed on. See jargneb

hudrostaatilise tasakaalu vorrandist. Korrutame vorrandi (7.1.8) molemaid pooli suu-

rusega 4πr3 ja integreerime ositi.

Saame ∫ R

0

3P · 4πr2dr =∫ R

0

ρGMr

r4πr2dr. (7.3.3)

Vorrandi (7.2.3) vasak pool kirjeldab soojusenergiat (tegelikult kaks korda suuremat)

ja parem pool on tahe gravitatsioonienergia margiga miinus.

Seega

2ET = −EG. (7.3.4)

See on viriaali teoreem, mis mangib astronoomias vaga suurt rolli (muide ka kadunud

massi hupoteesi pustitamisel kosmoloogias).

Vaatleme kokkutombumise staadiumis olevat tahte. Tema gravitatsioonienergia vaheneb,

aga ainult pool sellest kompenseeritakse soojusenergia kasvuga. Teine pool kaotatakse

kiirguse teel labi valispinna.

Seega siis, kiirgusega kaotatav energia on vordne soojusenergiaga.

Kui kaua selline energiakaotus saab kesta? Jagame soojusenergia avaldise labi tahe

heledusega, leiameET�

L�∼ 1015 sec = 3 · 106aastat. (7.3.5)

See periood on liiga luhike. Siit jargneb, et ainult soojus- ja gravitatsioonienergiast jaab

vaheseks, et kompenseerida kiirguslikku energia kadu.

Tuumaprotsesside kaigus vabaneb energia, mis on ekvivalentne reaktsioonis oleva

massiga. Voiks teha jarelduse, et kogu tahe energia on Mc2. See on aga tugevasti ule

hinnatud.

Maksimaalselt voimaliku massidefekti saame, kui tahe kogu vesinik muutub rauaks

(kaugemale tuumareaktsioonid ei lahe). See annab meile 0.008 osa massist, mis reakt-

sioonis osaleb.

84

Ainult vesiniku muutumine heeliumiks annab 0.007 osa massist. Paikese jaoks

EN� = 0.008c2M ∼ 1052ergi, (7.3.6)

mis uletab rohkem kui 1000 korda soojus- ja gravitatsioonienergiate summa. Seegatuumaenergia najal saab taht roomsalt kiirata

EN�

L�∼ 3 · 1018sec = 1011aastat. (7.3.7)

7.4. Kiirgustasakaalu tingimus

Kiirguse teel kaotatava energia kompenseerivad tuumareaktsioonid ja tahe heledusesaame matemaatiliselt ules tahendada jargmiselt

L =∫ R

0

ερ · 4πr2dr, (7.4.1)

kus ε on tuumaenergia, mis vabaneb 1 g aines 1 sekundi jooksul. See suurus soltubtemperatuurist, tihedusest ja keemilisest koostisest.

Vahepeal voivad tuumareaktsioonid kustuda, termiline ja gravitatsiooniline energiaon sellisel juhul puhvriks. Vorrand (7.4.1) annab energeetilise tasakaalu kogu tahe jaoks.Sama tingimus peab olema taidetud ka tahe iga punkti jaoks

dLr

dr= 4πr2ρε, (7.4.2)

kus Lr on voog labi sfaari raadiusega r.

See on kolmas oluline vorrand. Ta voib olla mitte taidetud tahe teinekord vagahuvitava elu luhikestel kriitilistel etappidel.

Siis tuleb oletada, et valjuva energia voog ja too, mida teeb rohk, maaravadmassielemendi energia muutuse. Vaatame. kuidas see kaib.

Uhe grammi ideaalse gaasi siseenergia on

32

kT

m. (7.4.3)

Rohu poolt tehtav too on – PdV .

d

dt(32

kT

m) =

P

ρ2

dρ

dt+ ε − 1

4πr2ρ

dLr

dr. (7.4.4)

85

Olekuvorrandit kasutades saame

dLr

dr= 4πr2ρ[ε − 3

2ρ2/3 d

dt(

P

ρ5/3)]. (7.4.5)

See asendab vorrandit (7.4.2) tahe arengu kriitilistel etappidel.

Siiani me vaatasime, missugused tingimused on vajalikud, et kiirgusvoogu peetaksuleval. Kuidas see aga tegelikult toimub?

Siin tootavad kasikaes soojusjuhtivus, konvektsioon ja kiirgus. Koigil neil juhtudelon oluline temperatuuri gradient.

Soojusjuhtivus on liiga aeglane protsess. Suure tiheduse tottu on vaba tee pikkustuhine, nii et soojusjuhtivuse voib arvestamata jatta. On erand – valged kaabused, kusaine on nii tihe, et kodunud elektronidel on vaba tee pikkused jalle suured.

7.5. Tuumareaktsioonid

Mingi elemendi tuuma iseloomustab prootonite arv selles, mida tahistatakse samutitahega Z (seda ei tohi segi ajada metallide osamassiga Z!). Ilmselt on neutraalsesaatomis prootonite kui positiivselt laetud osakeste ja elektronide kui negatiivselt laetudosakeste arv vordne, sest elektroni ja prootoni laengud on margi tapsusega vordsed.Antud elemendi isotoopi iseloomustab neutronite arv N tuumas ja nagu nimigi utleb, onnad elektriliselt neutraalsed. Koigil antud elemendi isotoopidel on sama arv prootoneidtuumas. Prootoneid ja neutroneid kutsutakse veel nukloniteks, nii et nuklonite arvmingis isotoobis on A = Z + N . Kuna prootonite ja neutronite massid on enam-vahemvordsed ja palju kordi suuremad kui elektroni mass, siis suurus A iseloomustab isotoobimassi ja seda nimetatakse ka massiarvuks. Sageli on mugav tuumade massi avaldadaaatomi massiuhikutes, kusjuures 1 u = 1.660540 × 10−24 g, see on siis tapselt 1/12isotoop susinik-12 massist. Sageli avaldatakse tuumaosakeste masse nende seisuenergiauhikutes MeV. Kuna Einsteini jargi E = mc2, siis 1 u = 931.49432 MeV/c2. Teinekordjaetakse see c2 ka kirjutamata.Tuumareaktsioonides vabaneb energia seosenergia kaudu. Selleks, et aru saada, misasi on seosenergia, vaatame heeliumi aatomi tuuma, mis koosneb kahest prootonist jakahest neutronist. See tekib pika seeria tuumareaktsioonide tulemusena neljast vesinikuaatomi tuumast, mille kogumass on 4.031280 u samal ajal kui heeliumi tuuma mass onmHe = 4.002603 u. Vahe on Δm = 0.028677 u voi 0.7%. Seega siis heeliumi tuumaseosenergia on Eb = Δmc2 = 26.71 MeV. Kui me suudaksime nelja prootonit

86

� � �� �� �� �� ������ �

���

�

��

��

��

��

��

��

��

���

���

���

Joonis 7.5.1. Potentsiaalse energia kover.

sundida uhinema heeliumi aatomi tuumaks, siis vabaneks selline energia ja kui tehalabi rehkendused arvestades Paikese massi (mis koosneb peaaegu tervenisti vesinikust)jatkuks sellest Paikesel praeguse innuga kiirates umbes 1010 aastaks! Kuidas aga saabsama laenguga osakesi uksteisele nii lahedale, et toukuvad Coulombi joud asenduksidtombuvate tuumajoududega (joonis 7.5.1)? Kui me loodame soojusenergia peale, siissaab kergesti hinnata, kui korge peaks olema temperatuur tahe sees, et Coulombi joudeuletada ja tuumareaktsioon toimuks

12μmv2 =

32kTcl =

Z1Z2e2

r, (7.5.1)

kus Tcl on klassikaliselt vajalik temperatuur potentsiaalibarjaari uletamiseks, Z1 ja Z2

on prootonite arvud kummaski tuumas ja r on nendevaheline kaugus. Oletades, ettuupilise tuuma raadius on suurusjargus 10−13 cm, siis leiame, et vajalik temperatuuron ca 1010 K! Meie aga teame, et Paikese tuumas on temperatuur 1.58 × 107 K. Niiet kui jaada klassikalisele arusaamale, siis Paikesel ja teistel tahtedel tuumareaktsioonetoimuda ei saaks. Ometi nad toimuvad, nii et kusagil peab olema valjapaas. Ja seepeitub kvantteoorias. Heisenbergi maaramatuse printsiibi kohaselt me korraga ei saa

87

tapselt maarata osakese asukohta ja tema impulssi. Nii et kuigi tuuma kineetilineenergia pole kullaldane klassikalist Coulombi barjaari uletada, voib tuum siiski osutudaolevaks selle barjaari taga. Kvantmehaanilised hinnangud annavad tuumareaktsioonidetoimumiseks vajaliku temperatuuri jargmiselt

Tqm =43

μmZ21Z2

2e4

kh2. (7.5.2)

Rehkendustest saame, et vajalik temperatuur on 107 K, millest jatkub taiesti tu-umareaktsiooni alustamiseks.Jargmine oluline asi selgeks teha on reaktsioonide kiirus, sest, nagu me hasti teame, polemitte koik tuumad mingil temperatuuril sama kiirusega. Analuusides seda probleemi,on voimalik kirja panna, et ajauhikus ja ruumalauhikus toimuvate tuumareaktsioonidearv dNE on

dNE = σ(E)v(E)niEdEdt, (7.5.3)

kus v(E) on osakeste suhteline kiirus, σ(E) on reaktsiooni ristloige ja niEdE on osakestearv ruumalauhikus energiavahemikus E ja E + dE. Kuna niE = nni/nE , siis kui meilon nx marklauda ruumalauhikus, on reaktsioonide koguarv ruumalauhikus ja ajauhikusule koikide energiate integreerituna

rix =∫ ∞

0

nxniσ(E)v(E)nE

ndE. (7.5.4)

Selleks et integraali (7.5.4) leida, peame me teadma funktsiooni σ(E). See on keeruline,energiaga kiiresti muutuv funktsioon, nii et sageli on see funktsioon vaid ligikaudseltteada. Sorteerides valja koige kiiremini muutuva osa, leiame, et

σ(E) ∝ 1E

. (7.5.5)

Selge on ka see, et mida korgem on potentsiaalibarjaar, seda raskem on osakesel sedalabida. Kui tehti tapsed kvantmehaanilised rehkendused reaktsiooni ristloike ja barjaarikorguse vahelise seose kohta, siis leiti valem

σ(E) ∝ exp(−bE−1/2), (7.5.6)

kus

b =23/2π2μ

1/2m Z1Z2e

2

h. (7.5.7)

88

� � � � � � � � � �����

���

���

���

���

���

���

���

������ �����

�����

������

�����������

����� ����

� �

�����

�����

Joonis 7.5.2. Gamowi tipp. Kover kujutab kahe prootoni porget Paikese

tsentraaltemperatuuril.

Kahe funktsiooni korrutis reaktsiooni ristloike valemis - osakeste kiiruse Maxwelli

jaotuse ja potentsiaalibarjaari labimise toenaosust - annab tugeva maksimumi, nn

Gamowi tipu reaktsioonikiiruste koveral. Selle kovera tottu annab koige olulisema

panuse reaktsiooni kiirusesse vaga kitsas energiapiirkond, mis soltub keskkonna tem-

peratuurist ja keemilisest koostisest.

Monikord on reaktsiooni kiiruse koveral ka teisi maksimume (joonis 7.5.3). See juhtub

siis, kui porkuva osakese energia ja tuuma enda energianivoode vahel tekib resonants.

Veel uks faktor, mis reaktsioonikiirust mojutab, on elektronvarjestus. Korgetel tempera-

tuuridel on aatomid mitmekordselt voi isegi taielikult ioniseeritud, tekitades tuuma var-

jestava pilve ning alandades nii potentsiaalibarjaari korgust. Elektronvarjestus voib olla

vaga mojus, suurendades heeliumi tekitavate reaktsioonide efektiivsust 10 - 50 %.

Sageli on kasulikum ja ulevaatlikum kirjutada reaktsioonikiiruste keerulisi valemeid

astmeseadustena. Kombineerides reaktsioonikiiruste valemeid energiahulgaga, mis

reaktsioonis vabaneb, saame ka uhe grammi taheaine kohta sekundis toodetud ener-

giahulga kirjutada astmeseadusena

89

�

����

� ����� � �����

Joonis 7.5.3. Resonantsefekt reaktsioonikiiruste koveral.

εix = ε0XiXxραT β , (7.5.8)

kus nii α kui β leitakse tapsest valemist, Xi ja Xx on kahe osakese osamassid ja ε0 onmingi konstant.Tahe heleduse maaramiseks peame leidma kogu energia, mille tuumareaktsioonid ontootnud. Lopmata pisikese massiosa energiatoodang on

dL = εdm, (7.5.9)

kus ε on koguenergia, mis tekib taheaine uhe grammi kohta uhes sekundis koikidetuumareaktsioonide ja gravitatsioonilise kokkutombumise tulemusena. Olgu siinkohaloeldud, et see gravitatsioonienergia voib olla ka negatiivne, kui taht paisub. Kunadm = ρdV ja dV = 4πr2dr, siis

dLr

dr= 4πr2ρε, (7.5.10)

kus Lr on see energia, mis tekib tahe sees raadiusest r allpool. Vorrand (7.5.10) on veeluks tahtede siseehituse pohivorranditest.Tuumareaktsioonid ei toimu suvalisel viisil, vaid ainult teatud jaavuse seaduste jargi.

90

Neist olulisemad on: laengujaavus, nuklonite arvu jaavus ja leptonite arvu jaavus. See-juures leptonite arvu jaavus tahendab seda, et jaav peab olema aine leptonite arv mii-

nus antiaine leptonite arv. Leptonite hulka kuuluvad elektronid, positronid, neutri-inod ja antineutriinod (kerged osakesed).Neutriinode olemasolu postuleeris Wolfgang Pauli 1930. aastal, et saavutada energiajaavuse seaduse taitmine teatud tuumareaktsioonidel. Nime andis neile Enrico Fermi1934.a. Nad on elektriliselt neutraalsed ja tuumareaktsioonide koha pealt aarmiseltvaikese ristloikega. Tuupiliselt on ristloige σν ∼ 10−44 cm2, mis tahendab seda, etPaikese tsentraalse tihedusega objektis oleks neutriino vaba tee pikkus umbes miljardPaikese raadiust! Tavaliselt lahkuvad neutriinod tahest kergesti kohe parast nendetekkimist tuumareaktsioonidel, valja arvatud supernoova plahvatustel, kus nad niikergesti valja ei paase ja seetottu vaga huvitavaid protsesse korraldavad.

��� � �

��

��� � �

��

���� � �

���

��� � �� � �

���� �

���� � � �

�� ���� � �

��� ���� �

��� ���

��� ��

���� � � �

��� � �

���� � ��� ��

���

��� ���

���� � �

�� ��� �

��� �

��� � �� � �

���� ��

���

��� ����

����� ����

Joonis 7.5.4. Kolm haruteed pp tsuklis, rehkendatuna Paikese tuuma jaoks.

Uldiselt tuntakse astrofuusikas kolme pohilist tuumareaktsioonide ahelat, mis ontahe energiallikateks:- prooton-prooton tsukkel;- CNO- ehk susiniku tsukkel;- kolmik-α tsukkel.Joonisel (7.5.4) on toodud uks tuumareaktsioonide ahel vesinikust heeliumi saamiseks,mida kokkuvotlikult voiksime kirjeldada nii:

4 H1 → He4 + 2e+ + 2νe + 2γ , (7.5.10)

91

Selle reaktsioonide tsukli energiatoodangu kiiruse saab astmefunktsioonina esitada tem-peratuuri T = 1.5 × 107 K lahedal jargmiselt

εpp � ε0,ppρX2T 46 , (7.5.10)

kus ε0,pp = 1.07×10−5 erg cm−3 g−2 s−1 ja T6 = T/106. On olemas ka teine soltumatutsukkel heeliumi tootmiseks vesinikust, mille pakkus valja Hans Bethe 1938. aastal,seega siis kuus aastat parast neutroni avastamist. Seda tsuklit nimetatakse monikordsusiniku, monikord jalle CNO-tsukliks ja selles osalevad lisaks neljale vesiniku aatomituumale veel susinik, lammastik ja hapnik katalusaatoritena. Luhidalt saab selle reakt-siooni kirjutada kujus

4 H1 → He4 + 2e+ + 2νe + 3γ. (7.5.11)

Selle reaktsiooni energiatoodangu kiirus avaldub valemiga

εCNO � ε0,CNOρXXCNOT 19.96 , (7.5.12)

kus XCNO on susiniku, lammastiku ja hapniku kogu osamass. Valemist jargneb,et CNO-tsukkel soltub palju tugevamalt temperatuurist vorreldes prooton-prootontsukliga. See tahendab ka seda, et vaiksema massiga tahtedes, kus temperatuur tahetsentris pole vaga suur, nagu naiteks Paikesel, domineerib pp tsukkel. Massiivseteltahtedel on tsentraalsed temperatuurid marksa suuremad ja neis domineerib CNOtsukkel. Uleminek uhest tsuklist teise toimub just Paikese massist veidi suurematemassidega tahtede puhul.Kui vesinik muutub (sageli oeldakse ka ”poleb”) heeliumiks, siis suureneb taheainekeskmine molekulkaal. Ideaalse gaasi olekuvorrand nouab siis gaasirohu vahenemistja taht hakkab kokku tombuma. Selle tulemusena aga nii temperatuur kui gaasirohkhakkavad suurenema ja heeliumi aatomi tuumad suudavad potenstiaalibarjaarist labitungida. Algab kolmik-α tsukkel, kus kolm heeliumi aatomi tuuma ehk α-osakestuhinevad susiniku aatomi tuumaks

3 He4 → C12 + γ. (7.5.13)

Tegelikult on see reaktsioon palju keerulisem ja katalusaatoriks on siin Be8. Analoogiliselteelmiste tsuklitega on selle tsukli energiatoodangu kiirus

ε3α � ε0,3αρ2Y 3T 41.08 . (7.5.14)

92

Naeme, et temperatuur on tsentreeritud juba T 8 juures ja temperatuurisoltuvus on

kohutavalt suur, nii et temperatuuri muutus vaid 10% tostab energiatoodangu kiirust

rohkem kui 50 korda!

� �� ��� ��� ��� ���

�

�

�

�

�

�

�

�

�

�

�

���

�

��

��

���

���

���

�������

�������� ���� ����� ���� ����� ����� ����

���

Joonis 7.5.5. Seosenergia nukloni kohta massiarvu funktsioonina.

Lihtsa skeemina voime massivse tahe arengut ette kujutada nii, et alguses suttib

tahe tsentris pp reaktsioon ja algab vesiniku polemine heeliumiks. Pikapeale tombub

taht selle tulemusena kokku ja temperatuuri kasvu tottu hakkab toimuma CNO-tsukkel,

mis veel kiiremini vesinikku heeliumiks poletab. Temperatuur tahe tsentris aina touseb,

kuni hakkab polema heelium susinikuks. Sama stsenaariumi kohaselt hakkavad polema

raskemad elemendid ja taht hakkab sarnanema sibulale, kus igas sugavamas kihis poleb

raskem element. Sellel protsessil on piir, sest nagu naeme jooniselt (7.5.5), on nuklonite

seosenergia maksimum raua kohal. Seega tuumareaktsioonidega me ei saa raskemaid

elemente kui raud. Ometi on raud ilmaruumis olemas! Kust ta tulnud on, sellest

raagime hiljem.

7.6. Energialevi

Uks tahe siseehituse vorrand on meil veel puudu, sest meil pole vorrandit, mis

seoks temperatuuri kaugusega tahe tsentrist. Samuti puudub meil energialevi kirjeldav

93

vorrand.Tahe seesmuses on kolme tuupi energialevi protsessi.Kiirgus toimetab tahe pinnale tuumareaktsioonide ja gravitatsioonilise kokkutombumi-se tulemusena vabanenud energia footonitena, mis neelduvad ja kiirguvad uuesti, seegapeab labipaistmatus seda tuupi energialevis mangima tahtsat rolli.Konvektsioon voib olla paljude tahtede teatud piirkondades vaga efektiivne ener-gialevi, kus kuum aine touseb alt ulespoole, kuumutades korgemal asuvat ainet ja isejahtudes ning jargnevalt allapoole vajudes.Soojusjuhtivus voib samuti olla tahtedes oluline tahtede teatud arenguetappidel, kuidenamasti on selle tahtsus tuhine ja me sellega edaspidi ei tegele.Vaatleme nuud energialevi. Valemist (7.2.17) saame kiirgusrohu gradiendiks

dPrad

dr= −κρ

cFrad, (7.6.1)

kus Frad on valjapoole suunatud kiirgusvoog. Kuna aga Prad = aT 4/3, siis

dPrad

dr= −4

3aT 3 dT

dr. (7.6.2)

Vordsustades need avaldised, saame

dT

dr= − 3

4ac

κρ

T 3Frad. (7.6.3)

Kui me nuud kiirgusvoo avaldame kujus

Frad =Lr

4πr2, (7.6.4)

siis saame viimase olulise tahe siseehituse vorrandi

dT

dr= − 3

4ac

κρ

T 3

Lr

4πr2. (7.6.5)

Siit naeme, et kui labipaistmatus, tihedus voi kiirgusvoog suurenevad, siis temperatuurigradient muutub negatiivsemaks. Sama juhtub kui temperatuur kahaneb.Kui temperatuuri gradient muutub liiga jarsult, siis kiirgusvoog ei joua enam koguenergialevi eest vastutada ja sisse astub konvektsioon. Kahjuks on selle protsessimatemaatiline kirjeldamine makroskoopilisel tasemel palju raskem kui kiirguslevi kirjel-damine. Siiani puudub selle kirjeldamiseks rahuldav teooria. Vedelike mehaanika, miskirjeldab vedelike ja gaaside liikumist, on siiani toetunud Navier-Stokes’i keerukatele

94

kolmemootmelistele vorrandile. Kuna aga enamik tahtede siseehitust kirjeldavaid arvu-tiprogramme on uhemootmelised (st soltuvad vaid muutujast r), siis on ka vedelikeliikumist kirjeldavad vorrandid taandatud uhemootmelisteks, kasutades ligikaudseidfenomenoloogilisi seoseid. Asja veelgi segasemaks tegemiseks tuleb oelda, et tavaliselt onkonvektsioon turbulentne. See nouab gaaside viskoossuse (sisehoorde) ja soojusenergiadissipatsiooni ehk hajumise tapset tundmist.Poordudes tagasi selle probleemi juurde, kui kiirgus ei suuda tuumareaktsioonide tule-musena toodetud energiat tahest valja toimetada ja tegevusse astub konvektsioon, siiskuidas sel juhul seda energialevi kirjeldada? Vaatleme juhtu, kus kuum gaasimull tousebja paisub adiabaatiliselt, so umbritseva keskkonnaga energiat vahetamata. Kui see mullon monda aega tousnud, siis ta termaliseerub, andes energia ara ja kaotades oma iden-titeedi. Diferentseerides selle mulli kohta kaivat ideaalse gaasi vorrandit (7.2.6), mesaame

dP

dr= −P

μ

dμ

dr+

P

ρ

dρ

dr+

P

T

dT

dr. (7.6.6)

Silmas pidades, et adiabaatset protsessi kirjeldab vorrand

P = Kργ, (7.6.7)

kus K on konstant ja γ = CP /CV . Siin on CP gaasi erisoojus konstantse rohu juuresja CV gaasi erisoojus konstantse ruumala juures. Diferentseerides vorrandit (7.6.7)raadiuse jargi, saame

dP

dr= γ

P

ρ

dρ

dr. (7.6.8)

Kombineerides valemid (7.6.6) ja (7.6.8), leiame

dT

dr|ad= (1 − 1

γ)T

P

dP

dr. (7.6.9)

Kasutades nuud hudrostaatilise tasakaalu vorrandit (7.1.8) ja ideaalse gaasi vorrandit(7.2.6), saame

dT

dr|ad= −(1 − 1

γ)μmH

k

GMr

r2. (7.6.10)

7.7. Siseehituse mudelid

Olemegi katte saanud koik tahe siseehitust kirjeldavad diferentsiaalvorrandid. Kuime need vorrandid koos fuusikaliste aare- ja algtingimustega lahendame, siis saame

95

staatilise tahe siseehituse mudeli. Ulevaatlikkuse mottes paneme need vorrandid siinko-hal veel kirja:

dP

dr= −G

Mrρ

r2, (7.7.1)

dMr

dr= 4πr2ρ, (7.7.2)

dLr

dr= 4πr2ρε, (7.7.3)

dT

dr= − 3

4ac

κρ

T 3

Lr

4πr2. (7.7.4)

dT

dr|ad= −(1 − 1

γ)μmH

k

GMr

r2. (7.7.5)

Eelviimane vorrand kehtib siis, kui energia levib vaid kiirgusena ja viimane vorrandkehtib vaid siis, kui

d lnP

d lnT<

γ

γ − 1. (7.7.6)

Vorrandis (7.7.3) on ε = εnuclear . Aga kui tahe raadius muutub, siis tuleb arvestada kagravitatsioonienergiat ja ε = εnuclear + εgravity. Siis kaob mudelist staatilisus ja mudelhakkab ajas muutuma - naiteks voib olla kas noova voi supernoova plahvatus.Toodud vorrandisusteemis on konkreetselt taheainet iseloomustavateks suurustekslabipaistmatus κ ja energiatoodangu kiirus ε. Labipaistmatust ei ole voimalik uhetapse valemiga arvutada. Seda arvutatakse eraldi suurte tabelitena mitmesugustekeemiliste koostiste jaoks ja mudelid interpoolivad neist vajalikke vaartusi. Tuumaener-gia toodangu kiirust saab arvutada suhteliselt lihtsate valemite abil. Vorrandisusteemitegelik lahendamine nouab aaretingimusi. Tsentraalsed aaretingimused tunduvad olemalihtsad, ja kuna tsentris r = 0, siis

Mr(0) = 0, Lr(0) = 0. (7.7.7)

Need tingimused tahendavad seda, et taht pole seest oones, et seal pole tuuma negatiivseheledusega ega lopmata tugevat energiaallikat. Teine aaretingimuste susteem on seotudtahe pinnaga R∗

T (R∗) = 0, P (R∗) = 0, ρ(R∗) = 0. (7.7.8)

Reaalsuses tingimused (7.7.8) muidugi ei kehti ja meil tuleb kasutada keerulisemaidaaretingimusi. Konkreetse tahe mudeli rehkenduseks peame spetsifitseerima tahe massi,keemilise koostise, raadiuse ja heleduse. Uhtlasi peame arvesse votma Russell-Vogti

96

teoreemi:

Tahe mass ja keemiline koostis maaravad uheselt ara tema raadiuse, heleduse, siseehi-

tuse ja jargneva evolutsiooni.

Analuutiliselt tahe siseehituse mudelit arvutada pole voimalik, seda tehakse ainult

numbriliselt. Selleks asendatakse diferentsiaalvorrandid diferentsvorranditega, naiteks

asendades dP/dr suurusega ΔP/Δr. See tahendab, et taht koosneks nagu lopliku pak-

susega sfaarilistest kihtidest. Integreerimist voib alustada kas pinnalt voi tsentrist voi

molemalt poolt korraga. Tavaliselt just nii tehaksegi, joudes mingisse sobitamispunkti,

kus muutujad peavad sujuvalt sobituma. See pole tegelikult nii lihtne kui siin kirjeldatud

ja tavaliselt laheb mitu iteratsiooni, enne kui protsess koondub. Kui sobitamispunktis

muutujad erinevad liiga palju, siis tuleb uued algtingimused leida.

7.8. Peajada

Tahtede spektrite analuus on naidanud, et suure enamuse tahtede atmosfaarid

koosnevad pohiliselt vesinikust (tavaliselt X ∼ 0.7), kuna metallide osa on vaike

(0 < Z < 0.03). Oletades, et tahe algkoostis on homogeenne, siis esimesed tuumareak-

tsioonid peavad olema sellised, mis muudavad vesiniku heeliumiks kas siis pp voi CNO

tsukli kaudu. Meenutame, et need reaktsioonid toimuvad madala temperatuuri juures,

kuna kergema elemendi potentsiaalibarjaar on madalam. Seega tahe struktuuri maarab

tugevasti vesiniku polemine.

Vesiniku polemine sugaval tahe tuumas on aeglane protsess, seega tahe struktuur muu-

tub aeglaselt. Meie endi rehkendused naitasid, et see voiks kesta umbes 10 miljardit

aastat. Russell-Vogti teoreemi kohaselt iga keemilise koosseisu muutus nouab efektiivse

temperatuuri ja heleduse muutust, seega peavad tahe vaadeldavad parameetrid muu-

tuma, kuid ilmselt ka vaga aeglaselt. Seega siis vesiniku polemise ajal voib oodata, et

tahe vaadeldavad parameetrid peaaegu ei muutu.

Kuna paljudel tahtedel on sarnane koostis, siis tahe struktuur peaks massi muutudes

sujuvalt muutuma. Ilmselt vaikese massiga tahtedel domineerib pp tsukkel, sest nende

reaktsioonide alustamiseks pole nii korget temperatuuri vaja. Massiivsematel tahtedel

toimub CNO tsukkel, mis on palju temperatuuritundlikum. See uhtlasi tahendab, et

tahe heledus peab suurenema tahe massi kasvuga.

On ka selge, et teatud massist vaiksema massi puhul termotuumareaktsioonid ei suttigi

- see massipiir on 0.08 M� juures. Teise massispektri otsa kohta arvatakse, et kui

M > 90 M�, siis algavad tahe tsentris tugevad ostsillatsioonid, mille tulemusena taht

97

kaotab stabiilsuse.Teoreetilistest arvutustest vesinikku poletavate tahtede kohta on selgunud, et neilon kena seos heleduse ja massi vahel, mis langeb kokku vaatlusandmetest saadudHertzsprung-Russelli diagrammiga ehk peajadaga.Peajada tahtede heledused on vahemikus 5 × 10−4 L� kuni umbes 106 L�, samal ajalkui mass muutub vaid kolm suurusjarku.Efektiivsed temperatuurid soltuvad palju vahem tahe massist. Koige vaiksema massigatahtedel on see 2700 K kuni temperatuurini 53000 K koige suurema massiga tahtedel,seega siis ainult paarkummend korda. Siiski piisab sellest muutusest, et tahtede spekt-rid oleksid dramaatiliselt erinevad. Ka temperatuurid korreleeruvad tahtede massidega.Peajada tahtede siseehitus soltub loomulikult samuti tahtede massidest. Jada ulemisesosas, kus energia toodetakse CNO tsuklis, on konvektsioon tuumas taiesti olemas.Selleparast, et energiatoodang soltub tugevasti raadiusest ja kiirgus ei suuda energiatnii kiiresti ara kanda. Valjaspool vesinikku poletavat tuuma on kiirgus jalle see ener-gia voorimees ja konvektsioon kaob. Kui tahe mass vaheneb, siis vaheneb ka tsent-raalne temperatuur ning energiatoodang CNO tsuklis, kuni massi 1.2 M� juures al-gab pp tsukkel ning tahe tuumas konvektsioon lopeb. Tahe pinna lahedal suureneblabipaistmatus vesiniku ionisatsioonitsooni muutumise tottu. See muudab jalle konvekt-siooni peamiseks energiakandjaks pinnalahedases kihis (kui tahe mass on vaiksem kui1.3 M�). Kui me liigume mooda peajada allapoole vaiksemate masside suunas, siiskonvektsioonitsooni alumine pind liigub sugavamale ja kui M ∼ 0.3M�, on kogu tahtkonvektiivne.Me oleme paris hasti suutnud ara seletada peajada tahtede siseehituse ja nainud, et seeon kooskolas vaatlusandmetega. Siiski on H-R diagrammil ka neid tahti, mis ei asu pea-jadal. Ka nende tahtede siseehitust voimaldab meie lahenemine seletada. Kuid sellestedaspidi.

98

8. PAIKE

8.1. Paikese sisemus

Taht, mille kohta on meil vaieldamatult koige rohkem vaatlusmaterjali, on meiePaike. See materjal annab meile voimaluse kontrollida meie teooriate paikapidavust.Kuigi suur enamus sellest, mida teooriad on ennustanud, on osutunud oigeks, on siis-ki vaikesi lahkuminekuid. Nende lahkuminekute lahendamine annab kindlasti uusiarusaamu Paikesel toimuvate protsesside kohta ja voib-olla mitte ainult nende kohta.Meie Paike klassifitseerub tuupiliseks peajada taheks spektriklassis G2, mille pinnakeemiline koostis on X= 0.73 ja Z= 0.02. Kui me jatame korvale massikao paikesetuulenaol, siis Paike on konverteerinud vesinikku heeliumiks pp tsukli kaudu enamuse omaelueast. Vorreldes Kuu kivimite ja meteoriitide radioaktiivset vanust tahe siseehituserehkendustega, on Paikese vanus 4.52 × 109 aastat.

����

����

��

����

����

�

��� �

��� �

��� �

�����������������

Joonis 8.1.1. Paikese struktuur.

99

Sellest informatsioonist saab leida standardse Paikese mudeli - joonised (8.1.1)

- (8.1.8) (Guziku mudel). Me voime oelda, et vastavalt sellele mudelile on vesiniku

osatahtsus Paikese tsentris langenud algselt X= 0.71 kuni 0.34-le, kuna heeliumi sisal-

dus on vastavalt kasvanud 0.27-lt kuni 0.64-ni. Paikese tsentri keemilise koostise muutus

on viinud tema heleduse 40 % kasvule ja raadiuse 10 % kasvule.

��� ��� ��� ��� ��� ������

���

���

���

����

����

����

����

����

���� ���� ���

���

�

�� �

��

��

����

���

���

���

��

���

Joonis 8.1.2. Paikese evolutsioon sunnist alates.

See on loomulikult muutnud ka tingimusi Maal, kuid nende tingimuste muutus ajas

on siiani veel ebaselge, sest nouab vaga tapseid rehkendusi.

On naha, kui sujuvalt temperatuur langeb Paikese pinnale lahenemisel ja kuidas peaaegu

kogu mass on koondunud tsentri lahedale.

Evolutsiooni kaigus pole Paikese keemiline koostis jaanud homogeenseks. Kuna Paikese

pohiline energiatoodang toimub pp tsukli kaudu, siis selle kaigus tekib kogu aeg He3 ja

kogu aeg see ka laguneb. Suurim energiatoodang ei toimu sugugi paris tsentris, vaid

umbes 1/10 raadiuse juures, sest tsentris on vesiniku hulk juba oluliselt vahenenud.

Nagu juba oeldud, mitte koik teoreetilised rehkendused ei klapi hasti vaatlustega. Need

erinevused on:

1. Paikese tuumast tulevate neutriinode arv;

2. Liitiumi hulk Paikese pinnal;

100

��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ������

���

���

���

���

����

����

����

����

������ ���� �

����

����

���

���� �

�

Joonis 8.1.3. Paikese temperatuuri kaik.

3. Paikese vonkumiste sagedus.

Paikese neutriino probleem on olnud aktuaalne paar aastakummet, sellest ajast peale,

kui Raymond Davis hakkas mootma Paikese neutriinosid Homestake’i vanas kullakae-

vanduses Louna-Dakotas (USA) rohkem kui miili sugavusel. Davise detektor sisaldab

100 000 gallonit (umbes 378 000 liitrit) puhastusvedelik perklooretuleeni (C2Cl4). Uks

kloori isotoop, kloor-37 on voimeline vastasmojju astuma neutriinoga, kui selle energia

on sobiv, tekitades argoon-37, mille pool-lagunemisaeg on 35 paeva. Paari-kolme kuu

tagant kogus Davis hoolikalt tekkinud argooni kokku ja luges aatomid ule. Lugemis-

kiiruse uhikuks on 1 SNU - Solar Neutrino Unit, mis vordub 10−36 reaktsiooni kloori

aatomi kohta sekundis. Kui tekiks uks argooni aatom paevas, siis oleks kiiruseks 5.45

SNU. Paikese siseehituse standardmudelid annavad kiiruseks 7.9 SNU, kuid Davise

eksperiment andis vaid 2.23 ± 0.26 SNU. See ongi Paikese neutriino probleemi sisu.

Teised neutriino avastamise eksperimendid, mis on oluliselt erinevad Davise katsest, kin-

nitavad probleemi olemasolu. Kamiokande detektor Jaapanis, mis kasutab 3000 tonni

vett ja kus avastatakse Tserenkovi efektil tekkinud valgust (neutriinod hajutavad elekt-

rone, pannes need liikuma vees suurema kiirusega kui valgus), andis samu tulemusi.

101

Vene-Ameerika eksperiment Baksani neutriino laboris, mis paikneb Kaukaasias mae

sees, ja Itaalia eksperiment GALLEX Gran Sassos, kinnitasid ka Davise tulemusi.

��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ������

���

���

���

���

���

���

���

���

���

���

������ ���� �

����

����

�� ��

���

�

Joonis 8.1.4. Paikese heleduse kaik.

��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ������

���

���

���

���

���

������ ���� �

����

�� �

����

���

� ��

���

�

Joonis 8.1.5. Paikese heleduse tuletis raadiuse jargi.

102

Tabel 8.1 Tingimused Paikese tsentris

Temperatuur 1.58 × 107 KRohk 2.50 × 1017 duuni cm−2

Tihedus 1.62 × 102 g cm−3

X 0.336Y 0.643

Teoreetikud muidugi alguses arvasid, et eksperimentaatorid eksivad, ja poleks ka ime nii

vahese hulga neutriinode puudmisel. Kuid vaatamata hoolsale kontrollimisele ei leitud

eksperimendis mingeid vigu.

��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ����

��

��

��

��

���

���

���

���

���

������ ���� �

����

���

�� �

�� �

Joonis 8.1.6. Paikese tiheduse kaik.

Akki on standardmudelid valed? Kui temperatuur Paikese tuumas oleks 10%

madalam, klapiks neutriinode arv kohe. Aga niisama lihtsalt temperatuuri madala-

maks ei saa. Probleemi lahendust on otsitud kaht teed mooda - kas on viga Paikese

sees toimuvate protsesside kirjelduses voi juhtub midagi neutriinodega teel Paikeselt

Maale. Esimest voimalust uuriti pohjalikult, kuid tulemusteta. Uks voimalusi oleks

olnud heeliumi hulga suurendamine tuumas, see oleks paika pannud Paikese vonkumise,

kuid samal ajal teeks neutriino probleemi hullemaks.

Probleemi radikaalse lahenduse saaks hupoteetiliste osakeste WIMP (weakly interacting

massive particles) sissetoomisega. Kui need vastutaksid energialevi eest tuumast

103

��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ������

���

���

���

���

���

������ ���� �

����

����

�����

���

�� �

��

�

Joonis 8.1.7. Paikese rohu kaik.

��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� ������

���

���

���

���

���

���

���

���

���

���

������ ���� �

����

����

���

� ����

� �

Joonis 8.1.8. Paikese massi kaik.

valiskihtidesse, siis jahtuks Paike just vajalikul maaral ja neutriinosid ei tekiks niipalju. Need osakesed aitaksid paremini selgitada ka Paikese vonkumist. Mooda minneslahendaksime samuti kadunud massi probleemi. Ent neid osakesi pole avastatud.Vaga elegantse lahenduse neutriino probleemile on pakkunud Mihhejev, Smirnov ja

104

Wolfenstein. Nende arvates transformeerub neutriino teel tekkekohast Maale. Kuigi

pp tsukli erinevates harudes tekib ainult elektronneutriino νe, tunneme me ometi veel

kaht teist tuupi neutriinot - muon-neutriinot νμ ja tau-neutriinot ντ . MSW efekt seis-

neb selles, et neutriino oma teel tekkekohast Paikese tuumas kuni valjumiseni Paikesest

vongub nende kolme tuubi vahel, kusjuures vonkumisi tekitab vastasmoju elektronidega.

MSW efekt seletaks neutriino probleemi.

Uks MSW efekti jareldus oleks see, et neutriinol peab olema seisumass, kusjuures

m(νe) � m(νμ) � m(ντ ). Elektronneutriino seisumassi eksperimendiga leitud ulempiir

on 7.2 eV. Kuigi elektronorga moju teooria ei noua, et neutriino seisumass oleks nullist

erinev, tahavad ometi selle teooria laiendused, mis haaravad ka tugevat moju, et neut-

riinol oleks seisumass.

8.2. Paikese atmosfaar

Kui me Paikest vaatleme (labi tahmaklaasi!), siis naeme, et sellel kuumadest

������

���������� ����

������������

�����������

��������

� ��

��� ��

���� ������ ��

Joonis 8.2.1. Paikese atmosfaari komponendid.

gaasidest pallil on kaunis selge aar. Muidugi pole Paikesel sellist kindlat pinda,

nagu naiteks Maal, ja me naeme lihtsalt piirkonda, kus atmosfaar on optiliselt ohuke.

105

Joonis 8.2.2. Supergraanulid.

Tegelikult muutub Paikese atmosfaar optiliselt ohukesest optiliselt paksuks vaid

500 kilomeetrisel loigul, mis moodustab Paikese raadiusest vaid 0.07 % ja mis annabki

Paikesele suhteliselt terava aare.

Piirkond, kust parinevad optilised footonid, kannab nime fotosfaar. Selles piirkonnas

kahaneb temperatuur 6500 K-lt minimaalsele vaartusele umbes 500 kilomeetrit korgemal

4400 K-ni. Sellest tasemest korgemal hakkab temperatuur jalle kasvama.

Teoreetilised rehkendused naitavad, et maksimum Paikese kiirgusvoost parineb optilisest

sugavusest τ = 2/3. Sellest jargneb, et Paikese jaoks Te = Tτ=2/3 ehk Te = 5770 K.

Me teame, et optiline sugavus soltub mitte ainult geomeetrilisest sugavusest, vaid ka

labipaistmatusest antud lainepikkusel. Ja kuna spektrijoon pole mitte lopmata kitsas,

siis isegi uhe spektrijoone erinevad osad on moodustunud erinevatel sugavustel. Seega

saame suure lahutusvoimega tehtud spektreid kasutada sondidena Paikese atmosfaari

ehituse uurimiseks.

Kasutades filtreid saame me loigata spektrist valja meid huvitava piirkonna, sageli on

selleks naiteks Balmeri seeria Hα. Nii naeme me supergranulatsiooni, mille elementide

karakteristlik labimoot on umbes 30 000 km (graanulid jaavad fotosfaari alla). Doppleri

efekti kasutades saame teada, et neis supergraanulites aine touseb konvektiivselt graanuli

106

tsentris kiirusega ca 400 m/s ja langeb alla selle aartel. Fotosfaaris on naha vertikaalsed

ainekiud, mis ulatuvad kromosfaarist korgemale ligi 10 000 km ja mida nimetatakse

Joonis 8.2.3. Graanulid.

Joonis 8.2.4. Spiikulid.

spiikuliteks. Uks spiikul voib elada vaid 15 minutit, kuid igal hetkel on Paikesel

neid 30 000. Neis liigub aine kiirusega umbes 20 km/s.

107

Joonis 8.2.5. Paikeselaigud 22.03.1998 (National Solar Observatory).

Joonis 8.2.6. Paikese kroon varjutuse ajal 18.03.1988. Pildistatud HAOs.

Kromosfaari kohal touseb aine temperatuur kiiresti ainult monesaja kilomeetri

jooksul, ulatudes ule miljoni kelvini enne kui temperatuuri gradient muutub lamedaks.

108

Seda piirkonda nimetatakse uleminekualaks ja seda saab jalgida, registreerides vastavaid

spektrijooni. Naiteks Lα 1216 A tekib 20 000 K juures, C III 977 A tekib 90 000 K

juures, O VI 1032 A joon tekib 300 000 K juures ja Mg X 625 A joon tekib 1.4 miljoni

K juures.

Paikesevarjutuse ajal saab naha Paikese krooni, mis paikneb uleminekuala kohal. Kroon

ulatub kosmosesse mitme Paikese raadiuse ulatuses, kuid annab Paikese energiast vaid

tuhise osa, sest nii vaike on krooni aine tihedus - ainult 105 osakest kuupsentimeetris.

Vaike tihedus lubab paljusid keelatud siirdeid. Need toimuvad nn metastabiilsetelt ener-

gianivoodelt. Kui lubatud siirded toimuvad ajaskaalas umbes 10−8 s, siis metastabiil-

selt tasemelt paasemiseks laheb sekundijagu aega. Tihedas aines ei saa ergastatud

aatom nii kaua rahus olla, sest keegi korvalt muksab ja siire toimub selle porke tule-

musena. Horedas aines on porkeid vahe. Paikese fotosfaarist tuleb vahe raadiokiirgust,

kroonist aga kullalt palju lainepikkuste vahemikus 1 kuni 20 cm. Lisaks tuleb sealt

rontgenkiirgust, mis on vaga rikas kiirgusjoontest.

Joonis 8.2.7. Paike rontgenkiirtes. Vote tehtud 08.05.1992 YOHKOH pardalt.

Joonis (8.2.7) naitab, et Paike ei kiirga rontgenpiirkonnas uhtlaselt, vaid neis on

tumedaid piirkondi, mida nimetatakse krooni aukudeks. Nende olemasolu on seotud

Paikese magnetvaljaga, mis on enam-vahem dipoolvali tugevusega moni gauss, vahemalt

rahuliku Paikese ajal. Lorentzi magnetjou valem utleb, et magnetvaljas liikuvale lae-

tud osakesele mojub risti nii valjale kui osakese liikumissuunale. Nii peab magnetvaljas

109

laetud osake liikuma mooda spiraali umber magnetvalja joujoonte. Seega suletud mag-

netvalja joujoone kaest laetud osake ei paase. Kui need joujooned katkevad, nagu krooni

aukude kohal, siis sealt paasevad osakesed valja.

Sellest, et Paike kaotab oma massi, saadi aru juba ammu, sest komeetide ioonsabad

on suunatud Paikesest eemale. Seda ei saa seletada uksi kiirgusrohuga, vaid mangus

pidi olema osakeste vool Paikesest, mida hakati nimetama Paikese tuuleks. Maa peal

pohjustab Paikese tuul virmalisi, kui laetud osakeste voog tabab Maakera ulemist at-

mosfaari ja ioniseerib seal lammastiku ja hapniku aatomeid.

Konvektsioonitsooni ulaosas tekitab ulesliikuva kuuma gaasi rohk ristlaineid (ehk

haalelaineid), mille liikumiskiirust kirjeldab valem

vs =

√γkT

μmH=

√γP/ρ. (8.2.1)

Kuna aga aine tihedus vaheneb vaga kiiresti r kasvades, siis haale kiirus kasvab tundu-

valt, muutudes peagi ulehelikiiruseliseks. See tahendab, et tavaline haalelaine muutub

looklaineks. Kui see laine liigub labi keskkonna, siis porgete tottu vabaneb energia, mis

kuumutab gaasi. See energia tuleb looklaine mehaanilisest liikumisenergiast, mistottu

laine sumbub. See on kromosfaari ja isegi krooni kuumutamismehhanism.

Me oleme siiani jatnud mangust valja magnetvalja, kuid rehkendused naitavad, et vaga

jarsk temperatuuri positiivne gradient uleminekualas on vahemalt osaliselt pohjustatud

magnetvaljast. Magnetohudrodunaamika (MHD) on selle teaduse nimi, mis

uurib plasma ja magnetvalja vahelisi seoseid. Kuna MHD on vaga keeruline, pole

Paikese atmosfaari valimise osa kohta kaivaid MHD vorrandeid veel tapselt lahendatud.

Moningaid aspekte saab siiski kirjeldada. Magnetvalja olemasolu pohjustab uut tuupi

laineprotsessi - ristlaineid, mis levivad mooda magnetvalja joujooni. Neid laineid kut-

sutakse Alfveni laineteks need avastanud Rootsi teadlase auks ja nende kiirust kirjeldab

valem

vm =

√B2

4πρ. (8.2.2)

Loomulikult transpordivad need lained energiat ja kuna Maxwelli vorrandite kohaselt

ajas muutuv magnetvali tekitab elektrivalja, mis omakorda tekitab elektrivoolu juhtivas

plasmas. Elektrivool pohjustab aga takistuse tottu temperatuuri kasvu. Seega on ka

magnetvali “suudi” Paikese atmosfaari ulemise osa temperatuuri kujunemises.

110

8.3. Paikese tsuklid

Uhed kummalisemad moodustised Paikese atmosfaaris on paikeselaigud. Galileo

oli esimene, kes neid teleskoobiga vaatles. Suuremaid laike naeb ka palja silmaga (mitte

ilma sobiva filtrita vaadata!).

Joonis 8.3.1. Paikeselaikude arv vahemikus 1700 - 1992.

Ule kahe sajandi kestnud tapsed vaatlused naitavad, et laikude esinemissageduses

on perioodsus - maksimum toimub iga 11 aasta tagant. Laikude esinemise laiuskraadid

on samuti perioodilised sama perioodiga. Individuaalsed laigud on luhiajalised moodus-

tised, elades umbes kuu. Selle aja kestel jaab laik samale laiusele, kuigi jargnevad laigud

kipuvad moodustuma vaiksematele laiustele. Kui uhe tsukli viimased laigud kaovad,

siis ilmuvad uued laigud laiustele ±40o. Suurim laikude arv ilmneb tavaliselt keskmis-

tel laiustel. Voti laikude mehhanismist arusaamiseks peitub nende tugevates mag-

netvaljades. Uks tuupiline laik on joonisel (8.3.3). Laigu koige tumedam keskmine osa

kannab nime umbra ja on labimooduga kuni 30 000 km. See on tavaliselt umbritsetud

natuke heledama kiulise osaga, mida nimetatakse penumbraks. Need kiud viivad

motted kohe magnetvaljale, mille olemasolu saab kindlaks teha Zeemanni efekti - spek-

trijoonte magnetvaljas lohenemise abil. Umbras on magnetvalja tugevuseks moodetud

mitmed tuhanded gausse. Polarisatsiooni mootmised on naidanud, et magnetvali umb-

ras on vertikaalne, muutudes horisontaalseks penumbras.

Laigud esinevad tavaliselt gruppides. Tuupiliselt on juhtiv laik ees ja sellele jargnevad

poorlemise suunas teised vaiksemad. 11-aastase tsukli kestel on juhtival laigul sama

magnetiline polaarsus, kuna teisel poolkeral on juhtival laigul vastaspolaarsus.

111

Joonis 8.3.2. Liblikdiagramm, mis naitab laikude esinemise laiuskraade ajas.

Joonis 8.3.3. Paikeselaik (Marshall Space Flight Center kodulehelt).

Jargmise 11-aastase tsukli kestel on polaarsused vahetatud - seega voiks raakida

Paikese aktiivsuse 22-aastaset tsuklist.

112

Laikude naiv tumedus on pohjustatud nende madalamast temperatuurist. Umbra keskel

on temperatuur 3900 K (vorrelge seda Paikese efektiivse temperatuuriga 5770 K). Ste-

fani seaduse kohaselt tahendab see (5770/3900)4 = 4.8 korda vahenenud kiirgusenergiat.

Suur laikude grupp voib vahendada Paikese kiirgust kuni 0.1 %.

Paikese heledus muutub ka palju pikema ajaskaala valtel. Nii on teada nn Maunderi

miinimum vahemikus 1645 - 1715, kui laikude arv oli minimaalne. Kummalisel kombel

oli samal ajal temperatuur Euroopas vaga madal - raagiti vaikesest jaaajast.

Kuna laigu temperatuur on madalam, siis peab ka gaasirohk seal vaiksem olema. Aga

kuna gravitatsioon mojub ikka uhtmoodi, siis peaks aine laigu sees olema madalamal.

Seda pole ometi vaadeldud. Arvatakse, et magnetvalja pohjustatud rohk tasakaalustab

aine.

Joonis 8.3.3. Protuberants (Big Bear Solar Observatory, 3. oktoobril 1996).

Paikesel on ka teisi fenomene, naiteks loiteid. Need on purskelised sundmused,

milles vabaneb energia 1029 kuni 1032 ergi (vordluseks - 1 megatonnise vesinikupommi

plahvatuses eraldub 1023 ergi) mone minuti kuni tunni aja jooksul. Suur loide voib

aine paisata kuni 100 000 km korgusele Paikese pinnast. Laetud osakesi kiirendatakse

suurte kiirusteni, mis paasevad ilmaruumi Paikese tuulena. Suurimates loidetes jouavad

osakesed, enamasti prootonid ja heeliumi aatomi tuumad, Maani umbes 30 minutiga,

segades raadiovastuvottu ja olles suureks ohuks kaitsmata kosmonautidele. Loited

toimuvad laikude gruppides, kus lokaalne magnetvali on tavaliselt vaga tugev, kuju-

tades endast piirkonda korge energiakontsentratsiooniga. Kui see mingil pohjusel jarsku

vabaneb, siis voibki toimuda loide.

113

Protuberantsid on samuti seotud magnetvaljaga. Rahulikud protuberantsid onioniseeritud aine kardinad, mis jouavad valja Paikese krooni. See aine on kogutud akti-ivsest piirkonnast, olles nii marksa jahedam ja seetottu sajab ta tagasi kromosfaari.Aktiivne protuberants eksisteerib vaid mone tunni ja on tihedalt seotud loidetega.Lopuks on ka Paikese kroon uks huvitav moodustis, sest rahuliku Paikese puhul on seepalju ulatuslikum ekvaatoril kui poolustel. Laikude maksimumarvu ajal on krooni kujumarksa keerulisem.

114

9. TAHTEDE TEKKIMINE

9.1. Interstellaarne tolm ja gaas

Taevas tundub meile olevat muutumatu, isegi Paike naib olevat iga paev samasu-

gune. Ometi me teame, et Paikeselaigud tulevad ja lahevad, loited toimuvad, kroon

muudab kuju ja isegi Paikese heledus paistab veidi muutuvat, kui kullalt kaua seda

jalgida.

Tegelikult muutuvad ka tahed. Tavaliselt toimub see muutus aeglaselt nii pikkadel

ajavahemikel, mille korval inimese eluaeg on kaduvvaike. Monikord on aga need muu-

tused vaga kiired ja lausa dramaatilised.

Teatud mottes on tahtede areng tsukliline. Nad tekivad gaasist ja tolmust, mida leidub

tahtede vahel ja mida nimetatakse tahtedevaheliseks aineks (ISM - Interstellar matter).

Tahe eluea jooksul satub palju seda ainest tagasi ISM tahetuule ja massikao tottu. Sel-

lest ainest voivad tekkida jargnevad tahtede generatsioonid.

Seega tahtede evolutsioonist arusaamiseks on vaja uurida ISMi. Selgel ool voime naha

Linnuteed, milles tundub olevat tahtedevaba tuhik. Tegelikult varjavad seal tahti tolm-

udud, mis pohjustavad tahtede valguse interstellaarse norgenemise ehk ekstinktsiooni.

Seeparast peame me kaugusmooduli valemit (4.2.6) modifitseerima

mλ − Mλ = 5 log d − 5 + aλ, (9.1.1)

kus d on parsekites ja aλ on interstellaarne norgenemine tahesuurustes mooda vaatekiirt.

On selge, et aλ soltub ainest, mis on vaatekiirel. Me teame, et kehtib valem

Iλ/Iλ,0 = exp (−τλ). (9.1.2)

Kombineerides seda valemit valemiga (4.2.3) saame seose optilise paksuse ja naiva

tahesuuruse vahel

mλ − mλ,0 = −2.5 log (exp(−τλ)) = 2.5τλ log(e) = 1.086τλ. (9.1.3)

115

Kuid muutus naivas heleduses on just aλ, seega

aλ = 1.086τλ. (9.1.4)

Seega siis muutus tahesuurustes ekstinktsiooni tottu on ligikaudu vordne optilise pak-susega vaatekiirel.Optilise paksuse definitsioonist saame

τλ =∫ s

0

n(s)σλds, (9.1.5)

kus n(s) on norgendavate osakeste arvtihedus ja σλ on norgenemise ristloige. Kui seeristloige on konstantne mooda vaatekiirt, siis

τλ = σλ

∫ s

0

n(s)ds = σλNd, (9.1.6)

kus Nd on sambatihedus - norgendavate osakeste arv silindris ristloikega 1 cm2, misulatub vaatlejalt tahele. Seega siis interstellaarne ekstinktsioon soltub ISM hulgast,millest tahe valgus peab labi tungima.Kui me oletame Gustav Mie eeskujul, et tolmuosakesed on sfaarilised raadiusega a, siisnende geomeetriline ristloige on σg = πa2. Me voime nuud defineerida dimensioonituekstinktsioonikoefitsiendi Qλ kujus

Qλ =σλ

σg, (9.1.7)

kus Qλ soltub tolmutera keemilisest koosseisust.Mie naitas, et kui valguse lainepikkus on tolmutera labimooduga enam-vahem vordne,siis Qλ ∼ a/λ, mis viib meid mottele, et σλ ∼ λ−1. Kui valguse lainepikkus on vagasuur vorreldes a-ga, siis Qλ laheneb nullile. Teises aarmuses, kui lainepikkus muutubvaga vaikeseks vorreldes a-ga, siis Qλ laheneb konstandile, mis ei soltu λ-st.Sellest arutlusest jargneb, et aλ peab soltuma lainepikkusest. Kuna pikalainelisespunases spektriosas valgust neelatakse vahem kui sinises osas, siis tahtede varvus muu-tub punasemaks. Toimub interstellaarne punanemine ja tahed naivad punasemad,kui nende temperatuuri jargi voiks arvata. Asja saab siiski klaarida, kui uurida de-tailselt tahtede spektrijooni . Tolmudule langev sinine valgus hajutatakse igas suunas,mistottu mitte tahe suunas paiknev udu paistab sinine (joonis 9.1.1). Mie teooria reh-kendused ekstinktsiooni kohta on oiged infrapunases ja nahtavas valguses, ent luhematelainepikkuste juures tekivad erinevused.

116

��������������

���������

���������������

����� ���� ����

�

�

Joonis 9.1.1. Kuidas tolmupilv hajutab ja neelab valgust.

Joonis (9.1.2) on voetud Mathise toost (1990). See naitab interstellaarse neel-dumise keskmistatud soltuvust lainepikkusest kolme tahe vaatekiire suunas (R =a(V )/E(B − V )). Naeme ekstinktsiooni pidevat kasvu nahtavas piirkonnas, lokaalsetmaksimumi neeldumises kohal λ = 2175 A(4.6 μm−1) ja samuti ekstinktsiooni jarskukasvu ultravioletis. See maksimum annab meile vihje interstellaarse tolmu koostisekohta, sest grafiit neelab valgust just lainepikkustel 2175 A lahedal. Kuigi pole selge,kuidas susinik grafiidiks organiseerub interstellaarses ruumis, on selle maksimumi kuju,susiniku suhteliselt suur hulk Universumis ja resonants 2175 A lahedal usna kindlakstoendiks grafiidi esinemise kohta.Ilmselt on IMSs veel muidki elemente peale susiniku, kuna neeldumiskoveral on neeldu-misribad lainepikkustel 9.7 μm ja 18 μm. Arvatakse, et need on seotud SiO-ga.Ent difuussete udude spektrites on kohatud ka kiirgusjooni voi oigemini kiirgusribasid,mida nimetatakse identifitseerimata infrapunasteks kiirgusribadeks. Need paiknevad3.3 μm ja 12 μm vahel. Arvatakse, et neid pohjustavad vonkesiirded molekulides C2 jaCH. Astronoomid kahtlustavad isegi benseeni ronga sarnaste molekulide - polutsuklilistearomaatsete susivesinike (PAH) - esinemist ISMs.

117

Joonis 9.1.2. Interstellaarne ekstinktsioon kolme tahe vaatekiire suunas.

Vaatluandmed on punktiiris, teoreetiline sobitus - pidev joon.

U , B ja V lainepikkused on paigutatud vordluseks.

Mathis, Annual Review Astron. Astroph., 28,37,1990

Oluline karakteristik ISMl norgenenud valgusel on selle polariseeritus, mis tavaliselt

on vaid moni protsent ja soltub lainepikkusest. Polariseeritus tahendab seda, et tolmu-

osakesed ei saa olla sfaarilised. Lisaks sellele peavad nad olema kuidagi orienteeritud.

Koige toenaosem viis sellise orienteerituse saavutamiseks on nork magnetvali.

Need vaatlused annavad seega meile votme ISM koostise leidmiseks. Siiski praegu puu-

dub astronoomide hulgas taielik uksmeel selle kohta, milline on osakeste labimootude

jaotusfunktsioon voi nende uldine struktuur. Uks voimalus on, et osakesed koosnevad

118

grafiidi ja silikaatide segust labimootudega 0.25 μm kuni moni ongstrom. Sellise koos-

tisega saab juba palju ISM isearasusi seletada.

Kuigi tolm pohjustab kergesti margatava ekstinktsiooni tahtede valguses, on ometi ISMi

koige tahtsam komponent vesinik, mis esineb nii neutraalsena (H I), ioniseerituna (H

II) kui molekulaarsena (H2). Vesinik annab umbes 70% ISM kogumassist, He ligi 30%

ja ulejaanud elemendid vaid tuhise osa.

Pohiline vesiniku hulk on neutraalne, seejuures pohiolekus (n=1). Seega pole H I-l emis-

sioonijooni, samuti mitte ka neeldumisjooni, sest selleks laheb vaja kvante ultravioletis,

mida tahtede vahel pole just palju.

Onnelikul kombel on siiski voimalik neutraalset vesinikku avastada unikaalse 21 cm

raadiojoone abil.

���������������������

�����������

������

����������

Joonis 9.1.3. 21 cm raadiojoone tekkimise selgituseks.

Seda protsessi selgitab joonis (9.1.3). Protsessi olu on selles, et kui vesiniku aatomis

elektroni ja prootoni spinnid on vastassuunalised, siis on elektroni energia natuke suurem

kui siis, kui elektroni ja prootoni spinnid on samasuunalised. Ent uleminek korgemalt

energiatasemelt madalamale on vaga vaikese toenaosusega - seda juhtub vaid kord

mitme miljoni aasta jooksul. Tavaliselt aatom nii kaua oodata ei saa, sest tihedas

keskkonnas toimub sageli porkeid, mis elektroni korgemalt energiatasemelt ara viivad.

Aga interstellaarne keskkond on vaga hore, kus porkeid toimub vaid kord sadade aastate

jooksul. Seega spontaansed siirded vesiniku aatomis jouavad toimuda ja tulemuseks on

kvant sagedusel 1420 MHz ehk lainepikkusel 21 cm. Sellise kiirguse olemasolu ennustas

119

H.Ch. van de Hulst 1940. aastatel ja avastati esimest korda 1951. aastal. Sellest ajastalates on 21 cm kiirgus aidanud olulisel maaral kaardistada H I alasid, moota Doppleriefekti abil vesinikupilvede kiirusi ja hinnata magnetvaljade tugevusi Zeemani efekti abil.Optiliselt paksud tolmupilved varjavad monikord vesiniku aatomeid UV-kiirguse eest.See aitab tekkida ja pusida vesiniku molekulidel. Tolm on samuti selleks kohaks, kusvesiniku molekulid tekkida saavad, sest kahe vesiniku aatomi uhinemisel vabaneb seos-energia, mida tuleb kuhugi ara anda. Tolm ongi selleks neelukohaks. Tolmuosakesetemperatuur kasvab seetottu ja vesiniku molekul visatakse tekkekohast valja.Kui atomaarse vesiniku optiline paksus on kullalt suur, voib ka tema molekule UV-kiirguse eest kaitsta. Seega on vesiniku molekulaarsed pilved umbritsetud H I kihiga.Onnetul kombel on vesiniku molekuli vaga raske vaadelda, sest tal pole ei neeldumis- egakiirgusjooni nahtavas ja raadiopiirkonnas. Nii on astronoomid sunnitud kasutama teisimolekule trasseerijatena. Tavaliselt on selleks CO, kuid on kasutatud ka CH, OH, CSja C3H2. Porgetel ergutatakse trasseerija molekule ning nad kiirgavad sellises lainealas,kus neid saab vaadelda, naiteks kiirgab CO siirdel, mis annab raadiojoone 2.6 mm.Selliste uuringute tulemused naitavad, et tingimused molekulaarpilvedes on vaga eri-nevad. Atomaarse vesiniku pilvedes aV ∼ 1 − 5, molekulaarset vesinikku leiamesuurema sambatihedusega piirkondades. Selliseid pilvi nimetatakse labipaistvateksmolekulaarpilvedeks - neis on temperatuur 15 - 50 K, n ∼ 500 − 5000 cm−3,m ∼ 3 − 100 M�, ja nende labimoot on mitu parsekit.Molekulaarsed hiidpilved (giant molecular clouds - GMC) on hiiglasuured tolmu jagaasikompleksid, kus temperatuur on tavaliselt 20 K, arvtiheduseks on 100 kuni 300 osa-kest kuupsentimeetris, massid ulatuvad miljoni Paikese massini ja tuupiline labimoot on50 pc. Nende komplekside sees on kuumad tihedad tuumad karakteristlike mootudega0.05 kuni 1 pc, kus aV ulatub 50 kuni 1000, T ∼ 100 − 200 K, arvtihedus on 107 kuni109 ja mass on 10 kuni 1000 M�. Meie Galaktikas uksi on selliseid pilvi tuhandeid,enamasti spiraalharudes.Teine ekstreemjuht on vaikesed, tihedad, peaaegu sfaarilised pilved, mida tuntakse Bokigloobulite nime all. Neis on suur ekstinktsioon (aV ∼ 10), madal temperatuur ∼ 10 K,vordlemisi suur arvtihedus (n > 104 cm−3), vaike mass (1-1000 M�) ja vaike labimoot(r ∼ 1 pc).Boki gloobulite infrapunavaatlused on naidanud, et enamus, kui mitte koik, sisaldavadenda sees noori tahti. Ilmselt on need aktiivse tahetekke kohad. Lisaks sellele onsilmatud GMCde ning noorte O ja B tahtede seost, jarelikult voib tahti ka GMCdestekkida.

120

ISMs leidub ka teisi molekule lisaks juba nimetatuile. Tanapaeval (august 2004) tun-

neme me 125 molekuli, mis ulatuvad lihtsatest nagu vesi ja ving usna keerulisteni, nagu

CH3CH2CHO voi HC11N . Praegu on usna kindel, et tolm mangib molekulide tekkes

vaga tahtsat osa.

9.2. Prototahtede teke

Viimastel aastakummetel on meie arusaam tahtede evolutsioonist oluliselt taienenud.

See edu on tingitud vaatlustehnika taiustumisest, tahtedes toimuvate protsesside pare-

mast moistmisest ja muidugi arvutustehnika kiirest arengust.

Hoolimata suurest edust on moned tahtsad kusimused ikka veel vastuseta. Uks ala,

kus vastust pole, on tahtede tekke koige varasemad staadiumid, kus interstellaarsetest

molekulaarpilvedest tekivad tuumareaktsioonide-eelsed moodustised, mida nimetatakse

ka prototahtedeks.

Kui molekulaarpilved on tahtede tekke kohad, siis milliseid tingimused peaksid selles

pilves olema, et algaks kollaps? Seda probleemi uuris Sir James Jeans 1902. aastal,

vaadeledes vaikesi korvalekaldeid hudrostaatilisest tasakaalust. Kuigi ta tegi mit-

meid lihtsustavaid eeldusi, nagu naiteks jattes korvale poorlemise ja galaktilised mag-

netvaljad, sai ta ikkagi vaga pohjapanevaid tulemusi.

Me lahtume viriaali teoreemist

2K + U = 0, (9.2.1)

mis kirjeldab tasakaalu tingimust stabiilses, gravitatsiooniliselt seotud susteemis.

Sfaarilise pilve gravitatsiooniline potentsiaalenergia avaldub valemiga

U ∼ −35

GM2c

Rc, (9.2.2)

kus Mc ja Rc on pilve mass ja raadius. Me saame hinnata pilve sisemist kineetilist

energiat

K =32NkT, (9.2.3)

121

kus N on osakeste koguarv. Kuid see on just

N =Mc

μmH, (9.2.4)

kus μ on keskmine molekulkaal. Viriaali teoreemi kohaselt algab kollaps, kui

3MckT

μmH<

35

GM2c

Rc. (9.2.5)

Pilve raadiuse saame asendada, kasutades algset tihedust pilves ρ0, mille me oletameolevat konstantse kogu pilves

Rc =(

3Mc

4πρ0

)1/3

. (9.2.6)

Parast selle valemi asendamist valemisse (9.2.5) leiame me minimaalse massi, millejuures kollaps voib alata. See kriteerium on tuntud Jeansi kriteeriumi nime all

Mc > MJ , (9.2.7)

kus

MJ ≈(

5kT

GμmH

)3/2 (3

4πρ0

)1/2

. (9.2.8)

Mass MJ kannab nime Jeansi mass. Kasutades valemit (9.2.6) saame leida minimaalseraadiuse, mille juures algaks tihedusega ρ0 pilve kollaps

Rc > RJ , (9.2.9)

kus

RJ ≈(

15kT

4πGμmHρ0

)1/2

. (9.2.10)

Suurust RJ nimetatakse Jeansi raadiuseks.Juhul kui Jeansi kriteerium on taidetud, algab pilve kollaps praktiliselt vaba langemise

kiirusega, kusjuures temperatuur jaab enam-vahem konstantseks (isotermiline kollaps).See kehtib seni, kuni pilv on optiliselt hore ja tekkinud soojusenergia kiiratakse eemale.Seeparast saab kasutada hudrodunaamilise tasakaalu vorrandit (7.1.7) ja oletades, etrohu gradient on palju vaiksem kui raskusjoud, saame

d2r

dt2= −GMr

r2. (9.2.11)

122

Et saada aru, kuidas pilv kokku variseb, peame seda vorrandit integreerima. Seejuures

arvestame, et Mr jaab konstantseks ja me asendame ta avaldisega 4πr30ρ0/3. Korrutades

molemaid pooli kiirusega, saame

dr

dr

d2r

dt2= −

(4π

3Gρ0r

30

)1r2

dr

dt, (9.2.12)

mida integreerides saame

12

(dr

dt

)2

=(

4π

3Gρ0r

30

)1r

+ C1. (9.2.13)

Integreerimiskonstandi saame, kui oletame, et kollapsikiirus alguses oli null, siis

C1 = −4π

3Gρ0r

20 . (9.2.14)

��� ��� ��� ��� ��� ������

���

���

���

���

���

���� ���� ���

��� �

Joonis 9.2.1. Molekulaarse pilve homoloogiline isotermiline kollaps r = r(t).

Algne tihedus on ρ0 = 2 × 10−16 g cm−3.

Asendades (9.2.14) valemisse (9.2.13) ja integreerides, saame

dr

dt= −

[8π

3Gρ0r

20

(r0

r− 1

)]1/2

. (9.2.15)

123

Paneme tahele, et ruutjuure votame plussmargiga, kuna pilv kukub kokku.

Viimase vorrandi integreerimiseks teeme asendused

θ ≡ r

r0(9.2.16)

ja

K ≡(

8π

3Gρ0

)1/2

, (9.2.17)

ja saamedr

dt= −K

(1θ− 1

)1/2

. (9.2.18)

Veel asendades

θ ≡ cos2 ξ, (9.2.19)

��� ��� ��� ��� ��� ������

���

���

���

���

���

���

���

���

���� ���� ���

���

���

���

Joonis 9.2.2. Molekulaarse pilve homoloogiline isotermiline kollaps ρ = ρ(t).

Algne tihedus on ρ0 = 2 × 10−16 g cm−3.

saame lopuks

cos2 ξdξ

dt=

K

2. (9.2.20)

Seda saab lihtsalt integreerida ja me leiame

ξ

2+

14

sin 2ξ =K

2t + C2. (9.2.21)

124

Integreerimiskonstandi leiame tingimusest, et kui t = t0, siis r = r0, seega C2 = 0. Nii

saame me liikumisvorrandi kujus

ξ

2+

14

sin 2ξ =K

2t. (9.2.22)

Sellest vorrandist saame me vaba langemise ajaskaala kollapseeruvale pilvele. Olgu

t = tff , kui pilve raadius saab nulliks (θ = 0, ξ = π/2). Siis

tff =π

2K. (9.2.23)

Asendame siin K valemist (9.2.17) ning saame

tff =(

3π

321

Gρ0

)1/2

. (9.2.24)

Huvitav on markida, et vaba langemise aeg ei soltu sfaarilise pilve algsest raadiusest.

Seega siis niikaua kui pilve tihedus pusib sama, votab ka koikide pilveosade kokkukukku-

mine sama aja (tegu on homoloogilise kollapsiga). Aga kui pilv on keskosast tihedam,

siis seal kukub pilv kokku kiiremini ja tihedus keskosa lahedal suureneb kiiremini kui

mujal.

Kuna molekulaarsete pilvede mass voib olla vaga suur, siis meie lihtne analuus naitab, et

tahti voiks tekkida hiigelsuurte massidega. Vaatlused seda ometi ei kinnita. Vaatlused

naitavad hoopis, et tahed tahavad tekkida gruppidena. Seda fragmentatsiooniprot-

sessi saab seletada, kui appi votta valem (9.2.8). Oluline jareldus pilve kollapsis on

see, et pilve tihedus keskosas suureneb mitu suurusjarku. Kuna temperatuur jaab kol-

lapsi ajal enam-vahem konstantseks, siis Jeansi mass peaks vahenema. Seega pilve osad

hakkavad eraldi Jeansi kriteeriumi rahuldama ja hakkavad iseseisvalt kollapseeruma. Nii

tekibki hulk vaiksema massiga objekte. Kuid mis peatab fragmentatsiooni? Kuna me

naeme tervet Galaktikat, mis on tais umbes Paikese massiga tahti, siis peab see protsess

ometi peatuma. Vastus sellele kusimusele peitub selles, et ega see kollaps pole sugugi

isotermiline. Kui kollaps muutub isotermilisest adiabaatseks, siis see protsess mojutab

kindlasti Jeansi massi suurust.

Adiabaatse protsessi puhul

T = K”ργ−1, (9.2.25)

125

kus K” on mingi konstant. Asendame selle suuruse valemisse (9.2.8) ja me saame seoseJeansi massi ja adiabaatse kollapsi tiheduse vahel

MJ ∼ ρ(3γ−4)/2. (9.2.26)

Atomaarse vesiniku jaoks γ = 5/3, mis annab MJ ∼ ρ1/2 - seega adiabaatsel kollapsilJeansi mass kasvab tiheduse kasvul. Selline kaitumine tahendab, et kollaps toimubvaid kuni teatud massini. Minimaalne kollapseeruv mass soltub sellest punktist, kusisotermiline kollaps asendub adiabaatsega. See uleminek pole sugugi jarsk voi loplik. Onsiiski voimalik hinnata vahimate voimalike kollapseeruvate masside alampiiri. Viriaaliteoreemist saame ligikaudu, et kollapsi kaigus vabanev energia on

ΔEg ≈ 310

GM2J

RJ(9.2.27)

sfaarilise pilve jaoks mingil hetkel, kus pilv just rahuldab Jeansi tingimust. Ulelangemise aja keskmistatud gravitatsioonist tekitatud heledus on

Lff ≈ ΔEg

tff∼ G3/2

(MJ

RJ

)5/2

, (9.2.28)

kus me kasutasime valemit (9.2.24) ja jatsime korvale suurused uhe suurusjargus.Kui pilv on optiliselt paks ja termodunaamilises tasakaalus, siis ta kiirgab nagu AMK.Kollapsi kaigus pole see kiirgamine nii efektiivne, seega kiiratud energia avaldub kujus

Lrad = 4πR2eσT 4, (9.2.29)

kus e on efektiivsuse tegur, 0 < e < 1, on sisse toodud arvestamaks korvalekaldeidtermodunaamilisest tasakaalust. Kui kollaps oleks isotermiline, siis e = 0.Vorrutades pilve heleduse avaldised

Lff = Lrad, (9.2.30)

saame parast teisendusi

M5/2J =

4π

G3/2R

9/2J eσT 4. (9.2.31)

Kasutades Jeansi raadiuse definitsiooni (9.2.10), me saame

MJmin= 0.03

(T 1/4

e1/2μ9/4

)M�, (9.2.32)

126

Joonis 9.2.3. 0.05, 0.1, 0.5, 1.2 ja 10 M� pilvede teoreetilised

evolutsioonitrekid prototahe staadiumist. Katkendlik joon - aeg kollapsi algusest.

Punktiirjoon - peajada eelsed evolutsioonitrekid 0.1, 0.5, 1 ja 2 M�tahtedele (D’Antona ja Mazzitelli, ApJ Suppl,90,457,1994)

Wuchterl ja Tscharnuter, A&A, 40, 397, 1975).

kus T on kelvinites. Kui me votame μ ∼ 1, e ∼ 0.1 ja T ∼ 1000 K, siis

MJ ∼ 0.5 M�. See on just oige suurusjark, sest vaatluste kohaselt fragmentatsioon

lopeb, kui originaalpilve osade massid jouavad Paikese massi suurusjarku. Tuleb oelda,

et see hinnang on kaunis tundetu teiste voimalike T, e, μ kombinatsioonide suhtes.

Selles arutluses oleme me palju olulise faktoreid jatnud arvestamata. Naiteks kasutasime

me Jeansi kriteeriumi vabalt igas kollapseeruva pilve punktis. See ei saa oige olla, sest

meie arutlus tugineb staatilise pilve ideele ja me pole kuidagi arvesse votnud pilve osade

esialgset kiirust. Me pole tapselt vaadelnud ka energia levi pilves, samuti tolmuosakeste

aurustumist, molekulide dissotsiatsiooni ja aatomite ionisatsiooni. Hoolimata sellest

seletab niisugune lihtne skeem selle fundamentaalse protsessi tahtsaid aspekte.

Loomulikult on oluline poorlemismomendi ning magnetvalja arvestamine. Kui algsel

pilvel on oluline poorlemismoment, siis tekib kettakujuline moodustis, sest mooda

127

poorlemistelge on kollapsil lihtsam toimuda. Et uurida pilve kollapsit tapsemalt, tuleb

lahendada hudrodunaamika vorrandid numbriliselt.

Selgus, et koik see, mida me olime saanud lihtsast mudelist, klapib, kuid lisaks

saame veel palju huvitavat.

Vaatleme Paikese keemilise koostisega sfaarilist pilve massiga 1 M�. Algselt on pilv

optiliselt hore ja algstaadiumis on kollaps isotermiline. Kuna keskosas on pilve tihedus

suurem, siis seal kaib kollaps kiiremini ja tihedus kasvab samuti kiiremini. Kui tihe-

dus keskosas saavutab vaartuse 10−13 g cm−3, siis piirkond muutub optiliselt paksuks

ja kollaps muutub adiabaatiliseks. Kuni selle ajani on pilve labipaistmatus tingitud

vaid tolmust. Kuna adiabaatilise kollapsi tulemusena rohk keskosas kasvab, siis kol-

laps aeglustub. Sel hetkel on pilve tuum peaaegu hudrostaatilises tasakaalus raadiusega

umbes 5 AU. See moodustis ongi prototaht.

Uks vaadeldav tulemus pilve muutumisest optiliselt paksuks on see, et pilv hakkab kiir-

gama infrapunases. Nii saame me pilve temperatuuri maarata ja paigutada pilve H-R

diagrammile kui ajast soltuvat nahtust. Nii saadud koveraid kutsutakse evolutsiooni-

trekkideks. Joonisel (9.2.3) naeme uht sellist trekki, kus pilve heledus oluliselt kasvab

ja temperatuur samuti.

Valjaspool pilve tuuma on aine ikka vabas langemises. Kui see aine kohtab peaaegu

hudrostaatilist tuuma, tekib looklaine, milles langev aine kaotab suure osa oma ki-

neetilisest energiast, mis muutub soojuseks ja pohjustab pilve kiirgamist infrapunases.

Kui temperatuur touseb 1000 K, hakkab tolm aurustuma ja labipaistmatus kahaneb.

Samal ajal jatkab umbritsev aine langemist tuumale, mis tuuma temperatuuri tostab.

Kui see jouab 2000 K, siis molekulaarne vesinik dissotsieerub. See protsess neelab ener-

giat, mis oleks kulunud hudrostaatilise tasakaalu hoidmiseks. Selle tulemusena muutub

tuum ebastabiilseks ja algab teine kollaps. Parast seda, kui tuuma mootmed saavad

vordseks umbes 1.3 R�, kollaps lopeb. Parast tuuma kollapsit tekib teine looklaine,

kuid kuna aine hakkab otsa saama, siis heledus langeb.

128

Joonis 9.2.4. Teoreetilised peajada-eelsed evolutsioonitrekid tahtedele

X = 0.68, Y = 0.30 ja Z = 0.02. Evolutsioonisuund - paremalt vasakule

Must ruuduke - deuteeriumi polemise algus. Katkendlik joon - konvektsiooni peatumise hetk,

umbris muutub kiirguslikuks. Punktiirjoon - konvektsioon algab tuumas.

Kontraktsiooni ajad on tabelis 9.1. (Bernasconi ja Maeder, A&A, 307, 829, 1996.)

See teoreetiline stsenaarium pakub voimalusi vaatluslikuks kinnituseks. Ilmselt on

prototaht sugaval tolmukookoni sees, nii et ainuke vaatluslikult leitav toend oleks

129

Tabel 9.1. Klassikaliste tahemudelite peajada eelse kontraktsiooni ajad (vt joon.9.2.4)(Bernasconi ja Maeder, A&A, 307, 829, 1996.)

infrapunase kiirguse allikad molekulaarpilvedes. Asja teeb raskeks see, et gravitat-siooniline kollaps on vaga luhike protsess, mida on raske tabada. Selliseid piirkondi onoma kolmkummend aastat otsitud ja moned ka leitud, kaasa arvatud Boki gloobul B335Kotka tahtkujus ning mitmed objektid Orioni tahtkujus.

9.3. Peajada eelne evolutsioon

Molekulaarpilve kollaps toimub vaba langemise kiirusega ja evolutsiooni kontrol-lib see, kui kiiresti taht suudab termiliselt kohanduda. Naiteks 1 M� massiga tahtvajab 107 aastat, et jouda peajadale. Pidevalt suurendades oma efektiivset tempera-tuuri, muutub valiskihtides pohiliseks labipaistmatuse allikaks H−, kusjuures lisaelekt-ron voetakse monede raskete elementide ioniseerimisest. Suur labipaistmatus pohjustabprototahes konvektsiooni. Monede rehkenduste kohaselt on kogu prototaht konvek-tiivne. C. Hayashi naitas 1961. aastal, et nende kitsenduste tottu, mida konvekt-sioon tahe ehitusele paneb, muutub kvaasistaatiline evolutsioonitrekk H-R diagrammilpeaaegu vertikaalseks jooneks (joonis 9.2.3).Hayashi trekk on piiriks lubatud ja lubamatutel tahemudelitel - paremal pool Hayashitrekki ei saa olla stabiilseid tahti, sest miski vaega ei saa neis energiat tahe seest valjatransportida.1965.a. arvutas Icko Iben, Jr. detailseid prototahtede evolutsiooni mudeleid (joonis9.3.1 - koverate juures on masside vaartused).Vaatleme 1 M� tahe evolutsiooni, alustades Hayashi piirist. Suure labipaistmatusetottu (H−) on taht taielikult konvektiivne kollapsi esimese miljoni aasta jooksul (punkt2 joonisel). Sel ajal algavad tuumareaktsioonid - deuteeriumi polemine, kuna sellel

130

protsessil on suur ristloige madalatel temperatuuridel. Kuna deuteeriumi on vahe,pole tuumareaktsioonidel kollapsile suurt moju, nad ainult aeglustavad seda. Samalajal kui tsentraalne temperatuur kasvab, ionisatsioonitase kasvab samuti, suurendadeslabipaistmatust selles piirkonnas ja tekib kiirgustasakaalus olev tuum, mis votab endaalla aina suurema massi. Punktis 3 lubab radiatiivne tuum energial kergemini paasedakonvektiivsesse kihti, pohjustades tahe heleduse kasvu. Ka efektiivne temperatuurkasvab, kuna taht tombub veel kokku. Umbes selleks ajaks on temperatuur tuumastousnud nii korgele, et tuumareaktsioonid saavutavad peaaegu maksimaalse vaartuse.Kaks esimest luli pp tuumareaktsioonide tsuklist ja CNO tsukli need reaktsioonid, misC12 muudavad N14ks, domineerivad teiste ule. Ajapikku need reaktsioonid hakkavadaina rohkem energiat andma ja gravitatsiooniline kokkutombumine energiaallikanakaotab oma esialgse tahtsuse.Vaga temperatuuritundlike CNO reaktsioonide algusega tekib tuumas jarsk tempera-tuurigradient, mistottu selles piirkonnas tekib moningane konvektsioon. Punktis 5 ontuumaenergia produktsioon nii suur, et tuum peab veidi paisuma. Pinnal on selle efektitulemuseks koguheleduse ja temperatuuri moningane langus.Kui C12 on lopuks otsas, siis tuum korraldab ennast umber pp reaktsiooni edukamakstoimumiseks. Selleks ajaks on gravitatsiooniline kokkutombumine loppenud ja tahtpaigutub peajadale (punkt 7). Kui tahtede algne mass on vaiksem kui Paikesel, siisevolutsioonikaik on teistsugune. Naiteks 0.5 M� taht liigub praktiliselt mooda Hayashipiiri, kuna tsentraalne temperatuur ei touse iial nii korgele, et susiniku polemine oleksefektiivne. Kui aga algmass on vaiksem kui 0.08 M�, siis tuumareaktsioonid ei sutiuldse. Teine vaikese massiga tahtede ehituse isearasus on selles, et madala tsentraal-temperatuuri tottu jaab labipaistmatus suureks, nii et radiatiivset tuuma ei tekigi jataht jaab taiesti konvektiivseks.Massiised tahed seevastu tostavad tsentraaltemperatuuri kullalt korgeks ja hakkavadedukalt poletama nii susinikku kui vesinikku. Need tahed lahkuvad Hayashi trekilt suu-remate heledustega ja arenevad peaaegu horisontaalselt mooda H-R diagrammi.Me oleme maininud, et stabiilsete tahtede masside ulempiir on 90 M�, mis onpohjustatud pulsatsioonidest sugaval tahe tuumas, kus asub toole nn ε-mehhanism.Kui temperatuur on kullalt korge ja gaasi tihedus madal, siis voib tahe teatud piirkon-dades kiirgusrohk uletada gaasirohku, naiteks massiivsete tahtede valiskihtides. Rohugradiendi voime tahe pinna lahedal kirjutada kujus

dP

dr≈ −κρ

c

L

4πr2. (9.3.1)

131

Hudrostaatilise tasakaalu noue utleb samas, et

dP

dr≈ −G

Mρ

r2, (9.3.2)

kus M on tahe mass. Kombineerides need kaks vorrandit, saame

LEdd =4πGc

κM. (9.3.3)

LEdd on maksimaalne kiirgusheledus, mis tahel voib olla, et jaada hudrostaatilisse

tasakaalu. Kui heledus uletab LEdd, siis algab kiirgusrohu pohjustatud massikadu.

Seda maksimaalset heledust kutsutakse Eddingtoni piiriks.

Joonis 9.3.1. Algne massifunktsioon ξ, mis naitab tahtede arvu Linnutee ketta

uhikpindala ja massi logaritmi uhiku kohta (mass on Paikese massi uhikutes).

(Rana, A&A, 184, 104, 1987).

Meie eesmargiks on hinnata Eddingtoni massi peajada ulemises osas. Efektiivne

temperatuur on seal 50 000 K, seega kogu aine on ioniseeritud ja pohilise labipaistmatuse

132

annab vabadel elektronidel hajumine ja me saame κ asendada valemiga (6.1.10). Kui

x = 0.7, siis

LEdd ≈ 1.5 × 1038 M

M�erg s−1, (9.3.4)

ehkLEdd

L�≈ 3.8 × 104 M

M�. (9.3.5)

Kui tahe mass on 90 M�, siis LEdd ≈ 3.5 × 106 L�, mis on umbes kolm korda suurem

kui oodatud heledus peajadal. Vaatlused on naidanud, et massiivsed tahed kaotavad

toepoolest massi ja nende heledus on muutlik.

See diagonaaljoon H-R diagrammil, kuhu erineva massiga tahed jouavad ja alus-

tavad stabiilset vesiniku poletamist, kannab nime nullvanusega peajada (Zero-Age

Main Sequence - ZAMS). Aeg, mis erinevatel tahtedel kulub ZAMSile joudmiseks on

poordvordeline massiga: 0.5 M� taht kulutab selleks 100 miljonit aastat, kuna 15 M�tahel laheb vaid 60 000 aastat!

Uldiselt vottes tekib rohkem vaiksemate massidega tahti, kui interstellaarne pilv frag-

menteerub. Sellist funktsionaalset seost kutsutakse algseks massifunktsiooniks (joo-

nis 9.3.1). Seeparast pole imestada, et suure massiga tahti nii vahe on.

Kui kuumad massiivsed tahed jouavad ZAMSile O ja B tahtedena, siis nende kiirgus-

energia suurem osa kiiratakse EM-spektri UV osas. Kui selle footonid omavad suure-

mat energiat kui 13.6 eV, siis suudavad nad H I, mis noori tahti ikka veel umbritseb,

ioniseerida. Tekkinud H II alades on ionisatsiooni mottes tasakaal - kui palju ioniseerub,

niipalju ka rekombineerub. Kui rekombinatsioon toimub, siis tavaliselt ei kiirata mitte

sama energiaga kvanti, mis aatomi ioniseeris, vaid toimub kaskaadsiire ja tekib mitu

vaiksema energiaga kvanti, millest paljud on nahtavas alas. Dominantne tekkinud joon

on siire vesiniku aatomis n=3 ja n=2 vahel, andes Balmeri seeria punase joone - Hα.

Seeparast paistavad H II piirkonnad punastena.

H II piirkonna mootusid hinnatakse tasakaalu tingimusi appi vottes. Olgu N footonite

arv, mida produtseerib sekundis O voi B taht, mis on voimeline ioniseerima vesinikku

selle pohiseisundist (λ < 912 A). Oletades, et koik need footonid neelatakse vesiniku

poolt H II piirkonnas, siis peab ionisatsiooni- ja rekombinatsiooniprotsesside vahel olema

tasakaal. Kui seda tasakaalu pole, siis H II ala suureneb, kuni tasakaal saavutatakse.

Olgu αnenH rekombinatsioonide arv uhikruumala kohta sekundis, kus α on kvant-

mehhaaniline rekombinatsioonikoefitsient, mis kirjeldab toenaosust, et elektron ja

prooton moodustavad vesiniku aatomi, kui on teada nende arvtihedused.

133

Joonis 9.3.2. T Tauri tahtede paiknemine H-R diagrammil. Ringide suurus iseloomustab

poorlemise kiirust. Tugeva emissiooniga tahed on taidetud ringidega ja norga

emissiooniga - tuhjade ringidega. Teoreetilised trekid on lisatud.

(Bertout, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 27, 351, 1989).

Umbes 8000 K juures on α = 3.1 × 10−13 cm3 s−1. Oletame, et gaas koosneb

vaid vesinikust ja on elektriliselt neutraalne, so ne = nH . Nii saame rekombinatsiooni

kiiruse korrutada H II ala ruumalaga - oletades selle sfaarilisust - ja vordsustades selle

ioniseerivate kvantide arvuga sekundis. Avaldades lopuks raadiuse, saame

rS ≈(

3N

4πα

)1/3

n−2/3H . (9.3.6)

See on nn Stromgreni raadius. Teinekord kutsutakse H II alasid Stromgreni

sfaarideks.

134

Kui O ja B tahed tekivad fragmenteeruvast molekulaarpilvest, siis koigepealt ilmub

infrapunane allikas pilve sees. Temperatuuri tousuga aurustub koigepealt tolm, siis dis-

sotsieeruvad molekulid, siis hakkab ioniseeruma tahte umbritsev gaas, tekitades H II

ala H I ala sisse.

Tekkinud tahe suure heleduse tottu algab tahel massikadu ja umbritsev gaasudu aetakse

laiali. Kui palju O ja B tahti tekib korraga, siis aeglasemalt tekkivad prototahed aetakse

ka eemale, lopetades selles alas tahetekke. Kui algne pilv oli usna Jeansi piiri lahedal,

siis voib juhtuda, et tekkinud tahed selles ruhmas pole enam gravitatsiooniliselt seotud

ja tahed hakkavad laiali minema.

Sellised taheruhmad, kus domineerivad O ja B tahed, kannavad nime OB-assotsiatsioonid.

Nende liikumiste uurimine viib jareldusele, et need ei saa olla stabiilsed pikka aega. Uks

����

����

�

� �����������������

���������

�������� ���� ������������ ������� �� ����� ���

�������� ���� ����� �� �����

���������� ��� ����������������� ���� �� ����� ���

�������� ��������������� ������������ �� ����� ���

������������� �� ���� �� ����� ���

Joonis 9.3.3. P Cygni profiili kujunemine (A).

135

�� �

� �

� �

����

���

����

��������������

Joonis 9.3.4. P Cygni profiili kujunemine (B).

selline naide on Trapetsi parv Orion A kompleksis. Arvatakse, et see on 10 miljonit

aastat vana. Praegu on see parv kaunis tihedalt asustatud tahtedega masside vahemikus

0.5 kuni 2 M�. Nende suhtelised kiirused massikeskme suhtes on vaga suured. On ilmne,

et lahedased O ja B tahed hajutavad gaasi ja parv laguneb.

T Tauri tahed on tahtis klass vaikese massiga peajada-eelseid objekte, mis kujutavad

endast uleminekut tahtedelt, mis on veel tolmu sees (IR allikad) peajada tahtedele. Neil

tahtedel on ebatavalised spektrid ja suured ning kiired irregulaarsed heleduse muutused,

sageli paevase ajaskaalaga. T Tauri tahtede asukoht H-R diagrammil on toodud joonisel

(9.3.2). T Tauri tahtede massid on vahemikus 0.5 kuni 3 M�. Paljude T Tauri tahtede

spektrites on O ja S keelatud jooni, mis naitab, et nende joonte tekkimiskohas peab

aine vaga hore olema (keelatud jooni tahistatakse nurksulgudega, naiteks [O I]).

Infot tahe kohta saab ka mitte uksi spektrijoone esinemise voi mitteesinemise ja tugevuse

kaudu, vaid ka spektrijoone kuju kaudu. Moned T Tauri tahtede spektrijooned, nagu

naiteks Hα, on niinimetatud

136

Joonis 9.3.5. T Tauri tahe mudel akretsioonikettaga.

P Cygni profiiliga - laiale laiale emissioonjoonele lisandub joone sinisele ti-

ivale natuke norgem neeldumisjoon. Joonised (9.3.3) ja (9.3.4) selgitavad sellise joone

tekkimist (emissioonjoon tekib tavaliselt kuumas horedas gaasis ja neeldumisjoon ja-

hedamas difuusses gaasis). Joone kuju eeldab ka massikadu tahest. Praeguste hin-

nangute kohaselt on massi kao kiirus 10−8 kuni 10−7 Paikese massi aastas.

Monedel ekstreemsetel juhtudel ja luhikese aja valtel muutuvad T Tauri tahtede P

Cygni spekter vastupidiseks (neeldumine punases spektriosas), mis naitab hoopis aine

akretsiooni, mitte selle kadu tahelt.

Lisaks paisuvale kestale, kaotavad tahed ainet kitsaste vastassuunaliste gaasijugadena.

Sellised on Herbig-Haro objektid, mis avastati 1950. aastate alguses Orioni udu

naabruses, ja mis ilmselt on seotud noorte prototahtedega, nagu T Tauri tahed. Kui

gaasijoad ulehelikiirusega liikudes porkuvad interstellaarse gaasiga, siis gaas ergastub ja

annab heledad emissioonspektrid.

HH objektides on vaadeldud ka pidevat spektrit, mis ilmselt tekib ematahe valguse

peegeldumisest, naiteks HH 30-l, mille umber on akretsiooniketas. Ketta pinda val-

gustab tsentraaltaht, mis on peidus ketta tolmu taga. Naha on seal ka gaasijoad, mis

saavad alguse sugavalt ketta seest, voib-olla isegi tahest. Akretsioonikettad paistavad

vastutama nii emissioonijoonte, massikao, gaasijugade kui ka heleduse muutuste eest,

kuigi tapne mudel siiani puudub.

Vaatlused on naidanud, et ka monedel noortel tahtedel on tsirkumstellaarsed kettad.

137

Kaks tuntud naidet on Vega ja β Pictoris. Viimase spektris, mis on tehtud HSTlt, onnaha aineklompe, mis kukuvad tahele kiirusega kaks-kolm tukki nadalas.

Joonis 9.3.6. β Pic tahe mudel (kunstniku kontseptsioon).(Boggess et al., Ap.J., 377, L49, 1991.)

HST 1993. a. missiooni kaigus leiti Orioni udus 110st tahest 56-l tsirkumstellaarneketas, millele pandi nimeks propliid. Need paistavad olema seotud noorte tahtedega,mis pole ule miljoni aasta vanad. Nende masse on hinnatud paari-kolme Maa massisuuruseks.Ilmselt on ketaste moodustumine kaunis tavaline nahtus molekulaarsete pilvede kollapsilja prototahtede kujunemises. Kui prototahe raadius vaheneb, siis vaheneb ka selleinertsmoment ja nurkkiirus peab kasvama. Aine kukub poorlemistelje suunas kokku jamoodustubki ketas.Siit jargneb, nagu peaksid koik noored heledad tahed kiiresti poorlema, vaatlustest agajargneb, et see pole sugugi alati nii. Arvatakse, et magnetvali on poorlemismomendisuutnud eemale kanda.

138

10. FUUSIKALISED PROTSESSID PAIKESESUSTEEMIS

10.1. Luhike sissejuhatus

Me oleme uurinud Paikest ja kaunis detailselt. Selle tahe tekkimist - koos teistetahtede tekkimisega - oleme samuti uurinud. Me nagime, et noorte tahtede vaatle-misest, nagu Vega, β Pictoris ja propliidid Orioni udus, on selgunud, et vahemaltmonede tahtede tekkimisega kaasneb ka planeedisusteemide tekkimine. Need arenevadnoorte tahtede ekvaatori umber olevas ainekettas. Kursuse selles osas uurime lahemaltmeie enda Paikesesusteemi. Loomulikult ei suuda me seda teha inimkonna tead-miste tanapaevases mahus, kuid me puuame anda ulevaate pohilistest protsessidesttaheevolutsiooni kontekstis, aga samuti ka nende protsesside aluseks olevast fuusikalisesttaustast.Planeete on Maa pealt kaua uuritud, alguses palja silmaga ja hiljem teleskoopidega.Kosmoselendude ajastul oleme kainud koikide planeetide juures, valja arvatud Pluuto.Ning inimene on kainud ka Kuul.

Tabel 10.1 Planeetide uldandmed

Maa-tuupi Hiidplaneedid

Ehitus Kivi Gaas, vedelik, jaaKeskmine orbitaalkaugus (AU) 0.39 - 1.52 5.2 - 30.1Keskmine “pinna” temperatuur (K) 200 - 750 75 - 170Mass (M⊕) 0.055 - 1.0 14.5 - 318Ekvatoriaalraadius (R⊕) 0.38 - 1.0 3.88 - 11.2Keskmine tihedus (g cm−3) 3.95 - 5.52 0.69 - 1.64Sideeriline poorlemisperiood ekvaatoril 23.9 h - 243 d 9.8 h - 19.2 hTuntud kuude arv 0 - 2 8 - 63Rongaste susteemid ei ole on

Iga planeet (valja arvatud Pluuto) paistab kuuluvat uhte kahest susteemist. KivisedMaa-tuupi planeedid on Merkuur, Veenus, Maa ja Marss, kuna Jupiter, Saturn, Uraan

135

ja Neptuun kuuluvad gaasiliste hiidplaneetide hulka. Nende kahe ruhma vahel on suured

erinevused (vt. tabel 10.1).

Joonis 10.1.1. Paikese ja planeetide suhtelised suurused.

(http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/solar/sizes.html)

Paikses ja planeetide suhtelised suurused on joonisel (11.1.1).

Paljud erinevused planeetide vahel saab ajada kauguse kaela. Tegelikult on see tempe-

ratuuri erinevus sugavalt mojutanud koikide planeetide evolutsiooni, maarates ara jaa

moodustumise ulatuse varases Paikese udukogus. Teised suurused tabelis, nagu pla-

neetide poorlemisperioodid, on seotud planeetide tekkeprotsessiga, kuid neist pole veel

kullalt hasti aru saadud.

Planeetide umber tiirlevate kuude arv muutub vaga suurtes piirides. Merkuuril ja

Veenusel kuid pole, Maal on uks suhteliselt suur ja Marsil kaks tillukest kuukest. Teisest

kuljest Jupiteril, Saturnil, Uraanil ja Neptuunil on vastavalt 63, 30 nimega + 3 nimeta,

136

21 nimega + 6 nimeta ja 13 kuud. Kombineeritult oma rongaste susteemiga on igal

hiidplaneedil oma vaike Paikesesusteemi sarnane orbitaalsusteem.

Kui jatta korvale Pluuto oma kaaslase Charoniga, on Maa kaaslase Kuu suhteline

labimoot vorreldes emaplaneediga koige suurem. Siiski absoluutselt on kolm neljast

Jupiteri nn Galilei kuust (Io, Ganymedes ja Callisto) meie Kuust suuremad, samuti ka

Saturni hiidkaaslane Titaan. Tegelikult on nii Ganymedes kui Titaan labimoodult isegi

Merkuurist suuremad, kuigi jaavad maha massilt.

Mones mottes on jalle hiidplaneedid Maa-tuupi planeetidega sarnased, naiteks aktiivsed

vulkaanid Iol ja atmosfaari olemasolu Titaanil (kuigi see on oluliselt erinev Maa-tuupi

planeetide atmsofaaridest). Monedel kuudel on kummalisi omadusi, nagu ebatavaline

topograafia Uraani kuul Mirandal.

Joonis 10.1.2. Miranda pind Voyagerilt vaadates.

(http://pds.jpl.nasa.gov/planets/captions/uranus/mirmos.htm)

Samal ajal kui paljud suurtest kuudest moodustusid koos emaplaneediga, teised

pole muud kui vaid vaikesed kaljutukid, mis vangistati planeedi raskusvaljas, kui nad

juhtusid liiga lahedalt mooda minema. Moned neist voivad olla vangistatud asteroidid,

mis kuuluvad sageli Paikesesusteemis hulkuvate taevakehade hulka, kuigi enamus neist

tiirleb kenasti oma orbiitidel Marsi ja Jupiteri vahel.

137

Tabel 10.2 Titius-Bode reegel

Planeet Titius-Bode kaugus (AU) Tegelik keskmine kaugus (AU)

Merkuur 0.4 0.39Veenus 0.7 0.72Maa 1.0 1.00Mars 1.6 1.52Ceres 2.8 2.77Jupiter 5.2 5.20Saturn 10.0 9.54Uraan 19.6 19.19Neptuun 38.8 30.06Pluuto 77.2 39.53

Parast hoolikalt planeeritud otsinguid leidis Itaalia munk Giuseppe Piazzi 19. sa-

jandi esimesel paeval esimese asteroidi, mille ta nimetas Cereseks, kuna see on Sitsiilia

jumalikuks patrooniks. Otsing oli planeeritud Titiuse avastatud valemi jargi, mida Bode

oli palju populariseerinud

d = (4 + 3 × 2i)/10, (10.1.1)

kus i taisarv, nii et Merkuuril on i = −∞, Veenusel i = 0, Maal i = 1, jne. Kaugus d on

siis astronoomilistes uhikutes. See seadus kehtib hammastavalt hasti koikide planeetide

jaoks, valja arvatud Neptuun ja Pluuto, kuigi sellel pole mingit matemaatilist toestust.

Siiski tasub mainida, et Bode reegel (nagu seda sageli kutsutakse) tootab ka paljude

Jupiteri, Saturni ja Uraani kuude puhul.

Kui Bode reegel avastati, siis leiti, et see ennustab taevakeha kaugusel 2.8 AU, mis on

Marsi ja Jupiteri orbiidi vahel. Ja kuna seal on planeetide vahel suur vahe, siis tundus

see asja kinnitavat. Tanapaeval teatakse tuhendeid asteroide, kuid Ceres on suurim

neist diameetriga umbes 1000 km ja sisaldades 30 % koikide asteroidide massist. Kuigi

on tahtsaid erandeid, enamus asteroide tiirleb Paikese umber ekliptika tasandis kaugus-

tel 2 ja 3.5 AU vahel. Seda ala nimetatakse asteroidide vooks.

Teine oluline objektide klass tiirlemas Paikese umber on komeedid. Kunagi arvati, et

need on meteoroloogiline nahtus, voi isegi maailmalopu ettekuulutajad. Nuud peetakse

neid rapasest lumest ja jaast pallideks. Nende pikad sabad on lihtsalt komeedi kuljest

aurustunud tolmust ja gaasidest moodustis, mida Paikesest eemale ajab kiirgusrohk

138

ja Paikese tuul. Monedel komeetidel on suhteliselt luhikene orbitaalperiood, mis on

vaiksem kui 200 aastat (nagu kuulsal Halley komeedil - 76 aastat). Nende orbitaalka-

rakteristikutest voib jareldada, et luhiprioodiliste komeetide allikaks on Kuiperi voo,

mis koosneb komeedi tuumade sarnastest kehadest, mis enamasti on ekliptika tasandis

ja mis paiknevad Neptuuni orbiidi taga, alates 30 AU kaugusest Paikesest. Pikaperi-

oodilised komeedid parinevad Oort-Opiku pilvest, mis on sfaariline pilv komeedituu-

madest orbitaalsete raadiustega 3000 kuni 100 000 AU. Olles veetnud kogu oma elu

“sugavkulmas” Paikesesusteemi aarealadel, on need komeedid parit Paikesesusteemi

algaegadest, kuigi muidugi olles mitte paris puutumata kosmose mojudest.

Kui asteroidid porkuvad uksteisega, voivad nad tekitada vaiksemaid kilde, mis on tun-

tud meteoroididena. Kui selline keha siseneb Maa atmosfaari, siis kuumeneb ta ohu

hoordumise tottu ja hakkab helendama. Tekib meteoor. Inimesed naevad seda hele-

dat jutti ja utlevad, et taht kukkus. Tahega pole muidugi siin tegu. Kui selle meteoori

jaanus kukub maapinnale, siis nimetatakse seda meteoriidiks. Nende keemilist koos-

tist analuusides saame teada palju huvitavat sellest umbrusest, kust nad parinevad.

Teine meteoriitide allikas on komeetide aeglane lagunemine Paikesekiirguse mojul

Paikesesusteemi siseosades. Kui Maa kohtab neid jaanuseid, siis tekib mikrometeo-

riitidest koosnev meteooride sadu.

Lopuks see tolm, mis jaab lagunenud asteroididest ja komeetidest orbiidile umber

Paikese tekitab norga helenduse peegeldunud paikesevalgusest. Kahjuks on isegi vaikese

asula tuled voimelised selle zodiakaalvalguse summutama.

Koiki neid Paikesesusteemi isearasusi saab seletada selle moodustumise ja jargneva evo-

lutsiooni moistetes. Meie praegune arusaamine Paikesesusteemi evolutsioonist baseerub

hupoteesil, et kui Paike tekkis algsest pilvest, siis pilve kahanev raadius suurendas selle

poorlemiskiirust ning tekkis akretsiooniketas. Selle sees temperatuur varieerus kau-

gusega protopaikesest sel viisil, et kivid olid voimelised konsolideeruma ketta igas punk-

tis, kuna aga jaad (enamasti veejaa) said hakata konsolideeruma kaugusel, mis praegu

vastab asteroidide voo valisele aarele. Selle tulemusena Maa-tuupi planeedid akret-

seerusid porgetel vaikeste kividest klompidega, mida nimetatakse planetesimaalideks,

kuna hiidplaneedid said kasutada vaid jaast planetesimaale. Korgemad temperatuurid

ketta siseosades ja Maa-tuupi planeetide vaiksemad massid takistasid kergemate gaa-

side kogunemist nende planeetide umber, kuna jahedamad hiidplaneedid kogusid enda

umber ulatuslikud urgatmosfaarid, kus domineerisid vesinik ja heelium.

Nende tekkivate hiidplaneetide umber tekkisid vaiksemad lokaalsed kettad, milles

139

moodustusid kaaslased. Teised kuud saadi planetesimaalidest ja fragmenteerunud aste-

roididest, kui need sihitult mooda Paikesesusteemi liikusid. Maa sai meie Kuu siis, kui

usna suur planetesimaal noore Maaga porkus. Parast planeetide ja kaaslaste moodus-

tumist tekitas ulejaanud materjali rank sadu tuhandeid kraatreid. Kuigi kraatrite

tekkimine on tugevasti aeglustunud Paikesesusteemi algaegadega vorreldes, pole prot-

sess sugugi loppenud. Toendid sellest agedast pommitamisest on praegugi paljudel

planeetidel nahtavad.

Paljud jaised objektid, mis triivisid hiidplaneetide laheduses, haarati nedne poolt,

kusjuures nende orbiidid voisid drastiliselt muutuda. Komeedituumad, mis moodusid

Uraani voi Neptuuni lahedalt, katapulteeriti suurematele orbiitidele, mis on iseloomu-

likud tanapaeva Oort-Opiku pilvele, kuna need, mis lahenesid Jupiterile voi Saturnile,

lennutati hoopiski Paikesesusteemist minema. Need jaised objektid, mis moodustusid

neptuuni orbiidi taga, jaid sinna regiooni, moodustades Kuiperi voo. Paikesele lahemal,

jaa moodustumise regioonis, on siiani jaanused Paikesesusteemi tekkimise aegadest.

Nagu selle peatuki kasitlus naitab, on saavutatud olulist progressi selle kohta, kuidas

see meie Paikesesusteem on tekkinud ja kujunenud. Edasi me kasitleme natuke tae-

vamehhaanikat, siis koiki Paikesesusteemi objekte detailselt, koos nende fuusikaliste

protsessidega, mis neid on kujundanud. Lopuks vaatleme veel evolutsiooni stsenaari-

umi ule.

10.2. Kepleri seadused

Kuigi Koperniku mudel oli esteetiliselt meeldiv, ei hakanud heliotsentrilise maailma

idee rahvale kulge, sest tal puudus vaatluslik tugi, mis oleks selgesti toestanud, et geo-

tsentriline mudel on vale. Parast Koperniku surma alustas Tycho Brahe vaga hoolikat

planeetide ja teiste taevakehade vaatlusi. Ta tegi neid vaatlusi Uraniborgis Hveni saarel,

mille talle oli kinkinud Frederick II. Tycho (kelle ristitud nimi oli Tyge) vaatluste tapsus

oli parem kui 4 kaareminutit. Ta naitas, et komeedid on palju kaugemal kui Kuu, ta

vaatles 1572 aasta supernoovat, mis valtimatult toestas, et taevas pole muutumatu,

nagu kirik seda oli kogu aeg rohutanud. Hoolimata oma tapsetest vaatlustest Tycho ei

leidnud selget toestust, et Maa liigub ja jaigi arvama, et Kopernik eksis.

Tycho kutsel tuli Uraniborgi Johannes Kepler, kes oli heliotsentrist ja kes tahtis leida

Koperniku mudeli alusel maailma geomeetrilist mudelit. Parast Tycho surma paris

Kepler suure hulga Tycho vaatlusi ja ta alustas nende analuusi. Tema algne idee oli,

et planeedid liiguvad ringjooni mooda ja keskmes on Paike. Kasutades kavalal viisil

140

Ptolemaioselt laenatud ekvante, sai ta vaatlustega hea kooskola, valja arvatud kaks

punkti, kus viga tuli 8 kaareminutit. Uskudes Tycho vaatluste tapsusse, hulgas Kepler

orbiitide ringikujulisuse ja hakkas orbiite sobitama ellipsitesse. See mote sobis hiilgavalt.

1609.a. publitseeris Kepler oma kaks esimest seadust raamatus Astronomia Nova.

Kepleri I seadus - Planeet tiirleb umber Paikese mooda ellipsit, mille uhes fookuses

on Paike.

Kepleri II seadus - Joon, mis uhendab planeeti Paikesega katab vordsed pindalad

vordsete ajavahemike jooksul.

Joonis 10.2.1. Kepleri I ja II seaduse illustratsioon. Punktid on ajas uhtlaselt jaotatud.

Kepleri III seadus publitseeriti kumme aastat hiljem raamatus Harmonica mundi.

Kepleri III seadus - P 2 = a3,

kus P on orbitaalperiood aastates ja a on planeedi keskmine kaugus Paikesest, moodetud

AUdes. Seda iseloomustab joonis (10.2.2). Voib muidugi arutleda, miks neid seaduseid

ei avastatud palju varem. Pohjus on arvatavasti selles, et planeetide liikumine erineb

vaga vahe ringilisest ja nii tapseid vaatlusi, kui Tycho omad, polnud kellelgi varem

kasutada. Huvitav on siinkohal see, et Kepler vaatles Marssi, kus vaatlused olid eri-

ti head ja Marsi orbiidi ekstsentrisus on suhteliselt suur. Selleks et hinnata Kepleri

seaduste tahtsust, vaatleme ellipsit natuke lahemalt. Ellipsi defineerib punktide hulk,

mille kohta kehtib seos

r + r′ = 2a, (10.2.1)

141

��� � �� ���

�

��

������ ����

����

����

� ��

�� �

���

�������

����������

����

�������

������

������

������������

Joonis 10.2.2. Kepleri III seaduse illustratsioon.

kus a on ellipsi suur pooltelg ning r ja r′ kujutavad endast jooksva punkti kaugusi

kahest fikseeritud punktist, mida nimetatakse ellipsi fookusteks F ja F ′.

� �

��

��

�

�

Joonis 10.2.3. Ellipsi geomeetria.

Paneme tahele, et kui fookused asuksid samas punktis, siis oleks meil tegu

142

���������� � ���� � ���

��������� � ���� � ���

�������� � ���� � ���

������� � ���� � ��� �����

Joonis 10.2.2. Koonusloikelised orbiidid.

ringjoonega. Kaugus b on ellipsi vaike pooltelg. Kummagi fookuse kaugustellipsi keskpunktist kirjeldab avaldis ae, kus e on ellipsi ekstsentrisus (0 ≤ e < 1). Kuie = 0, on jalle tegu ringjoonega.Suurused a, b ja e on omavahel seotud. Vaatleme vaikese pooltelje otspunkti, kus r = r′.Sel juhul r = a ja Pythagorase teoreemist saame, et r2 = b2 + a2e2. Asendus annabkohe

b2 = a2(1 − e2). (10.2.2)

Et kirjeldada planeedi liikumist orbiidil, on vaja teada, kus planeet asub, mis suunas jakui kiiresti ta liigub. Selleks on kasulik planeedi orbiiti valjendada polaarkoordinaatidesr ja θ. Kasutades jalle Pythagorase teoreemi saame

r′2 = r2 sin2 θ + (2ae + r cos θ)2,

mis taandub avaldiseksr′2 = r2 + 4ae(ae + r cos θ).

Kasutades ellipsi definitsiooni r + r′ = 2a, me saame

r =a(1 − e2)1 + e cos θ

, (0 ≤ e < 1). (10.2.3)

Ellips on uks kover joonte klassist, mida tuntakse koonusloigetena (joonis 10.2.2). Para-booli kirjeldab valem

r =2p

1 + cos θ, (e = 1) (10.2.4)

143

kus p on koige vaiksem kaugus parabooli punkti ja parabooli uhe fookuse vahel (θ onsiis null).Kui ekstsentrisused on suuremad kui 1, on tegu huperbooliga

r =a(e2 − 1)1 + e cos θ

, (e > 1). (10.2.4)

Looduses voivad taevakehad liikuda koiki neid koonilisi koveraid mooda.

10.3. Loodelised joud

Ookeanide aares elavad inimesed teavad, et iga 12 tunni ja 25 minuti tagant hakkabveetase pidevalt tousma. Selline tous kestab umbes 6 tundi ja 13 minutit - see ongi tous- ja siis hakkab veetase langema, algab moon, mis valtab samuti 6 tundi ja 13 minutit.Kokku nimetatakse tousu ja moona loodeteks.Tous toimub varsti parast Kuu ulemist ja alumist kulminatsiooni. Ajavahemik kahejarjestikuse tousu voi moona vahel vordub tapselt ajavahemikuga Kuu kahe jarjestikuseerinimelise kulminatsiooni vahel. Seega on looded seotud Kuu liikumisega taevas.Oletame, et Maa on uleni kaetud veega. Kuu kulgetombe mojul saavad koik Maa punk-tid teatava kiirenduse Kuu poole. Mida vaiksem on osakeste kaugus Kuust, seda suuremon nende poolt saadav kiirendus. Seega omandab veepind Kuu kulgetombe mojul Kuusuunas ja vastassuunas valjavenitatud kuju. Nii seletubki kahe tousulaine olemasolu.Tegelikult on Kuu vastassuunas tousulaine natuke vaiksem kui Kuusuunaline. Maapoorlemise tottu liigub Maa ja Kuu vahelise joone sihil asuv tousulaine ligikaudu moodaMaa paralleeli.Tegelikult mojub ookeanile ka Paike, kuid suure kauguse tottu on Paikese moju kakskorda vaiksem kui Kuu oma. Ja samuti mojub Kuu ka tahkele Maale, ainult, et selpuhul on “tousulaine” Maal umbes 10 cm, aga Maa pohjustatud tousulaine Kuul onumbes 20 m korgune.Vaatleme joudu, mis mojub proovikehakesele massiga m planeedi sees kaugusel r Kuumasskeskmest

Fm = GMm

r2,

kus M on Kuu mass. Vaatleme nuud teist proovikehakest sama massiga, mis asubkaugusel dr esimesest masspunktist Maad ja Kuud uhendaval joonel. Vahe joududes,mida kutsutakse ka diferentsiaalseks jouks on siis

dFm =(

dFm

dr

)dr = −2G

Mm

r3dr, (10.3.1)

144

kus dr on kaugus osakeste tsentrite vahel. Paneme tahele, et diferentsiaalne joud ka-

haneb palju kiiremini kaugusega, kui joud ise.

�����

����

� �� �

�� �

Joonis 10.3.1. Loodeline joud, mida Kuu pohjustab Maale.

Loodeliste joudude poolt pohjustatud kuhmu kuju Maal saame, kui analuusime va-

hesid gravitatsioonijou vektorite vahel (vt joonis 10.3.2). Lihtsuse mottes vaatleme vaid

joude xy tasandis. Jatame korvale poorlemise. Planeedi keskmes on gravitatsioonijou

komponendid

FC,x =GMm

r2, FC,y = 0,

kuna punktis P need komponendid on

FP,x =GMm

s2cos φ, FP,y =

GMm

s2sin φ.

�����

����

��

�

��

� ���

� ���

�

� �

�

�

Joonis 10.3.2. Loodeliste joudude geomeetria.

Diferentsiaaljoud Maa keskme ja ja tema pinna vahel on

ΔF = FP − FC = GMm

(cos φ

s2− 1

r2

)i − GMm

s2sinφj. (10.3.2)

145

Et seda valemit lihtsustada, avaldame suuruse s kujus

s2 = (r − R cos φ)2 + R2 sin2 φ ≈ r2

(1 − 2R

rcos θ

), (10.3.3)

kus liikmed R2/r2 on valja jaetud. Asendades ja pidades silmas, et kui x � 1, siis(1 + x)−1 ≈ 1 − x

ΔF ≈ GMm

r2

[cos φ

(1 +

2R

r cos φ

)− 1

]i − GMm

r2

[1 +

2R

rcos φ

]sinφj. (10.3.4)

Lopuks, kui kasutame lahendusi vaikeste φ-de puhul cosφ ≈ 1 ja sin φ ≈ (R sin θ)/r,saame

ΔF ≈ GMmR

r3(2 cos θi − sin θj). (10.3.5)

Paneme tahele tegurit 2 x komponendis.

Joonis 10.3.3. Kuu gravitatsiooniline moju Maale.

Joonis 10.3.4. Kuu diferentsiaalne gravitatsiooniline moju Maale.

Nagu naeme jooniselt (10.3.4), pressivad diferentsiaalsed joud Maad poolusteltkokku ja venitavad ekvaatori suunas valja, tekitades loodelise kuhmu.Tegelikkuses pole Maa loodelised kuhmud suunatud tapselt Kuule. See on selleparast, etMaa poorlemisperiood on luhem kui Kuu orbitaalperiood, nii et hoordumisjoud planeedipinnal veavad kuhmu isegi eespool Kuu-Maa joont.

146

��

�����

����

Joonis 10.3.5. Maa loodelise kuhmu liikumine.

Kuna hoordumine on dissipatiivne joud, siis poorlemise kineetiline energia hajub

ja Maa poorlemine aeglustub. Praegu suureneb Maa poorlemisperiood kiirusega 0.0016

s sajandis, mis, kuigi vaike, on moodetav.

Kuu liigub samuti Maast eemale 3 kuni 4 cm aastas. Seda moodetakse laserikiire peegel-

dumisel Kuu pinnalt, kusjuures peeglid jatsid sinna Apollo astronaudid.

Kuna susteem Maa-Kuu pole isoleeritud, siis mojuvad Maale ka teised taevakehad, en-

nekoike loomulikult Paike. Kui Paike, Maa ja Kuu on samal joonel - taiskuu voi Kuu

loomise ajal, siis on Maal vaga suured tousulained, mida kutsutakse ka kevade loode-

teks. Esimeses voi viimases veerandis Paikese ja Kuu moju natuke tasakaalustuvad ja

looded on madalad.

Loodeliste efektide tottu hakkab Maa vaatama Kuud ka kogu aeg sama kuljega, nagu

seda teeb praegu Kuu. See juhtub aga vaga pika aja parast. Rehkendused naitavad, et

see sunnib siis, kui paeva pikkus Maal saab vordseks 47 praeguse paevaga.

Minevikus oli Kuu Maale palju lahemal, kulutades tiiruks Maa umber vaid nadala. On

samuti voimalik, et Kuu poorlemisperiood oli luhem kui tema tiirlemisperiood. Kuu

praegune 1-1 sunkroonne poorlemine on tingitud samast energia hajumisest loodete

tottu. See on juhtunud palju kiiremini lihtsalt selle parast, et Kuu on palju vaiksem kui

Maa.

Sunkroonne poorlemine on kaunis tavaline Paikesesusteemis. Marsi kaks kuud, Jupi-

teri neli Galilei kuud (lisaks veel Amalthea) ja enamus Saturni kuusid on sunkroonsed

poorlejad. Lisaks veel valisplaneetide kuusid. Ka Pluuto ja Charon on joudnud loodelise

147

evolutsiooni viimasesse staadiumisse - nad on kogu aeg vastamisi samade pooltega.

Vaga huvitav ja ebatavaline on Neptuuni hiiglasliku kuu Triitoni loodeline evolutsioon -

Triiton on sunkroonses poorlemises ja tiirleb Neptuuni umber vastupidises suunas (retro-

graadselt). Sel juhul Neptuuni loodelised kuhmud peaksid sundima seda kuud spiraalselt

lahenema emaplaneedile, mitte sellest eemale. Ilmselt laheb selleks miljardeid aastaid.

Teisest kuljest tiirleb Phobos kull oigetpidi (prograadselt), kuid tema orbitaalperiood

7 tundi 39 minutit on luhem kui Marsi poorlemisperiood (24 tundi 37 minutit). See

tahendab, et Phobos on seespool planeedi sunkroonset orbiiti, mis on defineeritud

nii, et planeedi poorlemisperiood ja kuu orbitaalperioodid on vordsed. Seega loodelised

kuhmud sunnivad kuud liikuma spiraalselt sissepoole. Rehkendused naitavad, et kui

midagi ei muutu, siis potsatab Phobos vastu Marssi 50 miljoni aasta parast. Teine

Marsi kuu Deimos on valjaspool sunkroonset orbiiti ja liigub spiraali mooda Marsist

eemale.

Tegelikult kukub Phobos Marsile palju varem, sest diferentsiaaljoud on poordvordeline

kauguse kolmanda astmega. Seega kuu muutub aina pikergusemaks, kuni laguneb.

Maksimaalne orbitaalne raadius, kus kuu loodeliste joudude toimel veel ei purune, leiti

Edouard Roche’i poolt 1850.a.

Selleks et teha suurusjarguline hinnang orbitaalraadiuse kohta, kus kuu puruneks, ole-

tame (ekslikult), et see juhtub siis, kui diferentsiaaljoud uletab isegraviteeruva jou, mis

hoiab planeeti koos. Oletame ka, et planeet ja kuu on sfaarilised. Sellisel juhul

GMm

R2m

<2GMpRm

r3, (10.3.6)

kus Mp ja Mm on planeedi ja kuu massid, vastavalt, Rm on kuu raadius ja r on kaugus

planeedi ja kuu tsentrite vahel. Tehes asenduse Mp = 4πR3pρp/3 ja Mm = 4πR3

pρm/3,

kus ρp ja ρm on planeedi ja kuu keskmised tihedused, avaldades r, saame, et kuu

lohutakse loodeliste joudude mojul, kui

r < fR

(ρp

ρm

)1/3

Rp, (10.3.7)

kus meie juhul fR = 21/3 = 1.3. Oma palju pohjalikumas kasitluses leidis Roche, et

fR = 2.456.

148

10.4. Atmosfaaride fuusika

Meie Paikesesusteem on miljardeid aastaid kestnud evolutsiooni tulemus. Vaga

vaikesed erinevused naaberplaneetide algtingimustes on tekitanud vaga erinevaid

susteeme. Kaesolevas peatukis kirjeldame planeetidel koige sagedamini ettetulevaid

atmosfaariprotsesse.

Nagu juba margitud, on planeetide temperatuurid manginud tahtsat rolli nende

formeerumises ja evolutsioonis. Formeerumise perioodil maaras solaarudukogu tempe-

ratuurijaotus selle, kas planeedist saab Maa-tuupi planeet voi hiidplaneet. Temperatuur

mojus sellele, milliseks kujunes planeedi atmosfaari praegune keemiline koostis.

Stefan-Boltzmanni seadus on tanapaeva Paikesesusteemi planeetide temperatuuride

parim kirjeldaja. Tasakaalu tingimustes peab planeedi koguenergia jaama konstantseks.

Seega peab planeet kogu neelatud energia ka valja kiirgama, muidu hakkab planeedi

temperatuur muutuma.

Planeedi temperatuuri hindamiseks oletame, et planeet on sfaariline AMK raadiusega

Rp ja temperatuuriga Tp ning asub sfaarilisel orbiidil kaugusel D Paikesest. Lihtsuse

mottes oletame ka, et temperatuur planeedi pinnal on igal pool samasugune ja et pla-

needi albeedo on a, st et planeet peegeldab osa a talle langenud kiirgusest. Soojus-

tasakaalu tingimusest jargneb, et mittepeegeldunud kiirgus peab planeedil neelduma ja

saama hiljem valja kiiratud AMK kiirgusena. Me vaatleme ka Paikest sfaarilise AMKna,

mille efektiivne temperatuur on T� = Te ja raadius R�. Siis saab naidata, et planeedi

temperatuur on

Tp = T�(1 − a)1/4

√R�2D

. (10.4.1)

Kui me oletame, et Maa puhul a = 0.3, siis Maa kui AMK temperatuur on 255 K ehk -19

C. See tulemus ei saa oige olla, sest me ignoreerisime kasvuhoone efekti, mis olulises

osas on tingitud veeaurust, kuid mitte ainult. Oma osa annavad ka susinikdioksiid,

metaan ja CFCd (kloorfluorsusinikud). Kasvuhoone efekt seisneb selles, et Maa at-

mosfaar laseb hasti labi luhemalainelist kiirgust, mis neeldub Maa pinnas ja trans-

formeeritakse infrapunaseks kiirguseks. Aga seda enam atmosfaar labi ei lase. Seda

efekti arvestades soojeneb Maa pind umbes 15 Cni.

Atmosfaari evolutsioon on aarmiselt keeruline protsess, mis soltub kohalikust tempera-

tuurist solaarudus planeetide tekke ajal, aga samuti planeedi temperatuurist, raskuskii-

rendusest ja lokaalsest keemilisest koosseisust. Maa-tuupi planeetide puhul oli oluline

roll ka kivimite valjagaasumisel ja vulkanismil. Konkreetselt Maa puhul on oma osa

149

manginud ka elu tekkimine ja areng. Porkuvad komeedid ja meteoriidid on samuti ol-

nud olulised atmosfaaride tekkel.

Kriitiline komponent atmosfaaride arengus on olnud sellel, milliseid aatomeid planeet on

suutnud enda kuljes kinni hoida. Tuletame meelde, et soojustasakaalus olevas gaasis on

kiiruste vahemikus v ja v+dv liikuvate osakeste arv antud Maxwell-Boltzmanni kiiruste-

jaotuse valemiga. Teatud kriitilisel korgusel atmosfaaris, kus osakeste arvuline tihedus

on juba nii madal, et porkeid on vaga vahe, liiguvad osakesed peaaegu sirgjoonelistel

trajektooridel ja voivad uleuldse lahkuda Maa raskusvaljast interplanetaarsesse ruumi.

Vahem kiiremad voi vales suunas liikuvad osakesed langevad tagasi atmosfaari sisse. See

ongi protsess, mille kaudu kogu atmosfaar voi ainult kergemad gaasid “lekivad” valja.

See piirkond atmosfaaris, kus osakeste vaba tee pikkus muutub kullalt pikaks, selleks et

liikuda ilma porgeteta, kannab nime eksosfaar.

Maxwell-Boltzmanni jaotuse suurekiiruselise pika saba ja planeedi arengu pika aja tottu

pole osakese lahkumiseks tingimata vaja, et tal oleks ruutkeskmine kiirus suurem kui

paokiirus. Oluline on, et kullalt suurel arvul osakestest oleks kiirus suurem kui vesc.

Jameda hinnanguna selleks, et planeet oleks kaotanud oma atmosfaari mingi koostisosa

praeguseks ajaks, on kasutusel valem

vrms >16vesc. (10.4.2)

Kasutades ruutkeskmise kiiruse valemit

vrms =

√3kT

m

ja paokiiruse valemit

vesc =

√2GM

r,

saame massiga m gaasiosakese jaoks planeedilt massiga Mp ja raadiusega Rp lahku-

miseks temperatuuri

Tesc >154

GMpm

kRp. (10.4.3)

Atmosfaari spetsiifiliste komponentide kaotamist saab tapsemalt vaadelda Maxwell-

Boltzmanni jaotuse kontekstis. Kui osakesed liiguvad juhuslikult gaasis, siis moned

150

juhtuvad otse ules liikuma, seega on neil suurem sanss lahkuda. Osakeste arv, mis lii-

guvad kiiruste vahemikus v ja v + dv ja mis labivad horisontaalset kihti ristloikega A

ning paksusega dz, on

dNv dv = (nv dV )dv = A dz nv dv = A vz dt nv dv = Cg A v dt nv dv,

� �� �� �� �� �����

���

���

��

��

��

��

��

��

���� ���

���

��

���

��

� � �

��

�� ��� �

� ��

� �

� �

�� �

�

���������

Joonis 10.4.1. Logaritm paoparameetrist vs aatomkaal.

kus Cg on geomeetriline tegur, mis votab arvesse, et koikidest kiiruskomponentidest

vaadeldakse vaid neid, mis on ulespoole suunatud. Jagades labi ajaintervalliga, saame

kiiruse, millega osakesed kiirustega v ja v + dv labivad seda pinda. Edasi oletame me,

et atmosfaar on sfaariline eksosfaari kohal, nii et A = 4πR2, siis osakeste arv sekundis

kiirustega v ja v + dv vahel, mis liiguvad vertikaalselt ules labi kogu eksosfaari on

Nvdv ≡ dNv

dtdv = 4πR2Cgvnvdv. (10.4.4)

Lopuks peame me arvestama, et ainult need osakesed lahevad arvesse, millel v > vesc.

Nii saame

N =nπR2

4

( m

2πkT

)3/2∫ ∞

vesc

4πv3 exp (−mv2/2kT )dv, (10.4.5)

kus Cg on voetud vordseks 1/16-ga. Seda valemit saab teisendada, nii et mingil korgusel

z, kus osakeste arv on N(z)

N(z) = 4πR2νn(z), (10.4.6)

151

kusν ≡ 1

8

( m

2πkT

) (v2

esc +2kT

m

)exp (−mv2

esc/2kT ) (10.4.7)

on atmosfaari paoparameeter, mis on kiiruse dimensiooniga.Suurus ν kirjeldab seda, kui kiiresti gaasiosakesed massiga m lahkuvad labi uhikpinnaarvtihedusega n(z) atmosfaaris. Joonisel (10.4.1) on logaritm paoparameetrist funkt-sioonina aatomkaalust monede oluliste elementide jaoks. Eksosfaari keskmiseks tem-peratuuriks on voetud 1000 K. On naha, et ainult vesinik, heelium ja molekulaarnevesinik on Maalt lahkunud, kuna teised gaasid on jaanud. Kuu on aga kaotanudkogu oma atmosfaari. Lisaks kiirete osakeste kaotusele on veel teisigi protsesse, misviivad atmosfaari dissipatsioonile. Naiteks molekulaarne fotodissotsiatsioon, mis onpohjustatud UV footonite neeldumisest korgemal atmosfaaris. Need footonid lohuvadmolekule kergemateks osadeks, mislabi need suured kiirused saavad - naiteks H2+γ →H+H. Paikesetuul voib samuti osakesi minema luua. Isegi kuumutamine meteoriitideja komeetide porgetel voib lisaenergiat lahkumiseks anda.Veel uks protsess, mis voib teatud komponentide lahkumist mojutada on nende kompo-nentide gravitatsiooniline separatsioon. Pideva segunemise puudumisel, mida teekskonvektsioon madalatel korgustel, areneb valja keemilise koostise erinevus korgusega -kergemad osakesed liiguvad korgemale.

Joonis 10.4.2. Hadley tsirkulatsioon.

152

Nagu tahtedeski, konvektsiooni planeetide atmosfaarides tekitab suur temperatuuri

gradient. Ekvaatori lahedal, kus paikesekiirgust on koige rohkem, atmosfaar kuumeneb

ja soojad gaasid tousevad ules. Gaas liigub siis jahedamate piirkondade poole, kus ta

jahtub ja langeb taas alla. Tsukkel sulgub, kui gaas liigub tagasi ekvaatori piirkonda.

Sellist globaalset liikumist nimetatakse Hadley tsirkulatsiooniks (joonis 10.4.2).

See lihtne mudel on tegelikult komplitseeritud mitmel pohjusel, kaasa arvatud planeedi

poorlemine. Kuna poorlev keha ei kujuta endast inertsialset taustsusteemi, tulevad

mangu pseudojoud, nagu naiteks Coriolise joud.

�����������������

������� ��

��

��������������������

�

�

�����������

����� ���������� ��������

Joonis 10.4.3. Keha, mis tulistatakse ekvaatorilt pohjapooluse suunas,

kaldub itta, nagu seda naeb Maal asuv vaatleja.

Kui ekvaatorilt tulistatakse mingi keha otse pohjapooluse suunas, siis tulistamise

kohas Maal asuva vaatleja jaoks keha lendab algselt otse pohja suunas. Vaatleja jaoks,

kes paikneb Maast eemal, liigub keha kirdesse, sest Maa poorlemiskiirus liitub keha

liikumiskiirusega. Maal oleva vaatleja jaoks hakkab keha aina rohkem itta kalduma,

sest suureneva laiusega kahaneb Maa lineaarse liikumise kiirus, kuna Maa pinna kiirus

on vordeline kaugusega Maa poorlemisteljest. Selle tulemusena keha kaldubki itta.

153

Saab naidata, et Coriolise joud on

FCoriolis = −2mω × vr, (10.4.8)

kus ω on planeedi nurkkiirus ja vr on keha kiirus poorleva koordinaatsusteemi suhtes.On selge, et kui osakese kiirus voi planeedi nurkkiirus kasvavad, kasvab kohe ka Coriolisejoud. Maal pohjustab Coriolise joud Hadley tsirkulatsiooni mustri lagunemist kolmekspohirakuks kummalgi poolkeral. Coriolise joud on ka pohjuseks pilvedesusteemi liiku-misel tsuklonites ja antitsuklonites.

154

11. MAA-TUUPI PLANEEDID

11.1. Mis on planeet?

Hammastaval kombel polegi praegu moistlikku planeedidefinitsiooni olemas, kuigi

koik saavad intuitiivselt aru, millest on jutt, kui jutt on planeetidest. Arvata on, et see

definitsioon peab olema ajalooliselt paikapidav ja teaduslikku tahendust omav. Cali-

fornia Tehnoloogiainstituudi uurijad on identifitseerinud neli peaideed planeedi definit-

siooni kirjapanekuks.

A. Puhtajalooline

Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun ja Pluuto on pla-

needid. Miski muu Paikesesusteemis planeet ei ole. Ajalooliselt see definitsioon muidugi

kehtib, kuid teaduslikus mottes on see nonsenss. Mis siis, kui leiame Pluutost suurema

objekti? Miks peaks Sedna, 3/4 Pluuto suurusest, mitte olema planeet?

B. Ajalooline pluss

Merkuurist Pluutoni on koik planeedid, samuti ka uued Pluutost suuremad objektid

Paikesesesusteemis. See definitsioon on vist koige tavalisem, kuigi inimesed, kes seda

kasutavad, seda ise ei taipagi. Toepoolest, kui Sedna oleks olnud Pluutost suurem, oleks

koik seda tervitanud kui 10-ndat planeeti. See definitsioon sobib samuti ajalooliselt,

kuid teaduslikku pohja tal ikkagi pole. Miks just Pluuto on see tollipulk? Kas toesti vahe

Pluuto, Quaoari ja Sedna suurustes annab pohjust niisuguseks diskrimineerimiseks?

Vastus on kahtlemata ei!

159

C. Gravitatsiooniline umardumine

Iga objekt, mis on iseenda gravitatsiooni tottu ummargune ja mis otseselt tiir-leb umber Paikese on planeet. See definitsioon on ajalooliselt sobiv ja ka teaduslikultvettpidav. Veel tahtsam on aga, et juhusliku kokkusattumuse tottu laheb eraldusjoonummarguste ja mitte-ummarguste objektide vahel just nende objektide juurest, mis onmoned korrad vaiksemad kui Pluuto. Miks siis mitte sellist definitsiooni kasutada? Kuime seda teeme, siis tuleks ka Sedna, Quaoar, asteroid Ceres ja veel palju teisi Kuiperivoo objekte, mis on kahtlemata ummargused, lugeda planeetideks. Kahjuks see definit-sioon ei labi aga ajaloolisuse testi. Ummarguseks olemine pole kunagi mingil kombelolnud planeetide nn definitsioonidega seotud. Cerest peeti kull alguses planeediks, sestteisi selliseid kehasid Marsi ja Jupiteri vahel ei tuntud. Umarus on tahtis fuusikalineomadus ja gravitatsioon kui joud domineerib Paikesesusteemis. Kuid ikkagi ainult see,et objekt on ummargune, ei tohiks anda pohjust selle planeediks pidamisel. Praeguoleme hakanud ummarguste objektide kohta kasutama terminit planetoidid. Koik pla-needid on planetoidid, kuid mitte koik planetoidid pole planeedid.

D. Populatsiooniga seotud klassifikatsioon.

See definitsioon nouab pohjalikumat selgitust. Nagu Paikesesusteem jagunebummargusteks ja mitte-ummargusteks objektideks, nii jaguneb ta ka uksikuteks ja mingipere liikmeteks. Suurim viimastest on naiteks asteroidide voo. Me kutsume seda popu-latsiooniks, sest mingi kindel ruumi osa sisaldab pideva diameetrite jaotusega enam-vahem uhesuguseid objekte - uht suurt Cerest, hulka vaiksemaid, nagu Vesta, Pallas,Hermione ja hiiglaslikku hulka palju vaiksemaid objekte. Uksikud indiviidid on hoopisteistsugused. Nende ruumiosas on ainult tema (nt Maa) ja kogum vaga suurest hulgastvaikestest objektidest (Maa-lahedased asteroidid) ja vahepealne massijaotus on tuhi.Votame appi arvud. Suurim asteroid Ceres on labimooduga 900 km. Jargmine suuruselton Vesta 500 km ja Hygiea - 430 km jne. Suure kontrastina on Maa labimoot 12000km ja suurim objekt Maa naabruses - Ganymedes on 41 km labimooduga! Merkuur,Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun on koik uksildased hundid selledefinitsiooni kohaselt - seega planeedid. Pluuto ja Quaoar ei ole aga planeedid. Pluutoon selgesti Kuiperi voo objekt, kuna sealsamas lahedal on Quaoar, 2004 DW, Varunajt. Aga Sedna? Praegu me teame Sednat kull kui uksikut objekti, kuid me tugevasti

160

kahtlustame, et seal tema laheduses leidub teisigi samasuguseid. Ilmselt on ta suurema

pere liige ja seega mitte planeet. Seega siis oleks planeedi definitsioon jargmine: iga

Paikesesusteemi objekt on kas uksik voi suure perekonna liige. Esimesel juhul on ta

planeet, teisel juhul planetoid. Isegi see definitsioon pole lollikindel, sest alati voib valja

moelda patoloogilisi stsenaariume, kus meie definitsioon ei toota. Sellisel juhul tuleb

pea uuesti toole panna.

11.2. Merkuur

Neljal Maa-tuupi planeedil on palju uhiseid omadusi - nad on vaikesed, kivised

ja aeglaselt poorlevad. Meie oma Kuu ja palju hiidplaneetide kuusid jagavad samu

omadusi.

Koige sisemisem planeet Merkuur tiirleb nii lahedal Paikesele (0.39 AU), et Kepleri

seadused hakkavad ules utlema.

Joonis 11.2.1. Merkuur nahtuna Marinerilt 200 000 km kauguselt 1974.a.

Asi on selles, et Paikese suure massi mojul hakkab aegruum koverduma ja New-

toni poordvordeline ruutsoltuvus enam hasti ei toota. Uks esimesi toestusi Ein-

steini uldrelatiivsusteooriale oligi aegruumi koverusest tingitud suure ekstsentrisusega

(e = 0.206) Merkuuri orbiidi periheeli nihke kindlakstegemine.

Esimene vihje selle kohta, et Merkuuri orbiidil on veel kummalisi omadusi, tuli

1965.aastal, kui R. Dyce ja G. Pettengill saatsid Arecibo raadioteleskoobilt signaali

Merkuurile. Tagasipeegeldunud signaal oli mooda lainepikkusi laiali maaritud, sest

Merkuuri poorlemise ja Doppleri efekti tottu oli signaalil meile lahenevast Merkuuri

161

aarest sininihe ja meilt kaugenevast aarest punanihe. Need vaatlused naitasid, et Mer-

kuuri poorlemisperiood on umbes 59 paeva. Tapsemad andmed saadi, kui Mariner

10 oma moodalendudel 1974 ja 1975 mootis poorlemisperioodiks 58.65 paeva, mis on

tapselt 2/3 Merkuuri sideerilisest orbitaalperioodist 87.97 paeva.

�

�

�

��

�

�

�

�

��

��

��

��

���

Joonis 11.2.2. Merkuuri 3-2 orbiit.

Kuidas selline kummaline seos on tekkinud, sellest saame aru, kui kasutame eelmises

peatukis vaadeldud loodete teooriat. Periheelis tunneb Merkuur koige tugevamat loo-

delist joudu, mis sunnib planeeti oma tousukuhmu orienteerima mooda oma tsentrit

ja Paikese tsentrit uhendavat sirget. Selle tulemusena hajub tohutu hulk energiat

hoordumisel, Merkuuri poorlemiskiirus aeglustus kuni selleni, et joondumine toimus

igas periheelis (vt joonist 11.2.2).

Loodelised joud puuavad samuti Merkuuri orbiiti ringikujulisels muuta. Kui ekstsent-

risus on kullaldaselt vahenenud, siis 3-2 orbiit pole enam stabiilne ja planeet suundub

palju tavalisema 1-1 resonantspoorlemise poole.

Mariner 10 tehtud fotod naitavad, et pealiskaudselt on Merkuur ja Kuu segamini-

ajamiseni sarnased. Merkuur on samuti kui Kuugi tais kraatreid, mis naitab, et teda

on tugevasti pommitatud 4.5 miljardi aasta vanuse ajaloo jooksul. Sellised pommita-

mised on tavalised paljudel Paikesesusteemi kehadel. Uks kokkuporge (nuud tuntud

Calorise Basseinina) oli Merkuuril nii tugev, et tekitas varinaid kogu planeedil, need

konvergeerusid vastaskuljel ja tekitasid seal terve hulga magesid.

162

Kuu ja Merkuuri kraatrite hoolikas vordlemine naitab, et Merkuuri kraatrid on sagelilahutatud omavahel aladega, kus pole olnud olulist pommitamist. Oletades, et porgetesagedus on olnud sama nii Kuu kui Merkuuri jaoks labi kogu nende ajaloo, siis Merkuuripinda on varskendatud palju hiljem, ehk mis on seesama, Merkuuri pind on noorem kuiKuul. See on kooskolas arvamusega, et kuna Merkuur on suurem ja Paikesele lahemal,siis ta jahtus aeglasemalt parast tekkimist ja kuum sulanud aine sai vanade porgete jalgikatta.Pidades silmas planeedi suurust ja lahedust Paikesele, pole ime, et Merkuuril on vaidatmosfaari jaljed. Kuna Merkuuri pinnatemperatuur Paikesealuses punktis on 825 K jatema paokiirus on vaid 4.3 km s−1, siis atmosfaari gaasid on lahkunud kosmosesse. Seeatmosfaar, mis Merkuuril on (tihedus 106 osakest kuupsentimeetris), on tingitud lae-tud osakestest tugevas Paikesetuules, mis satuvad loksu Merkuuri norgas magnetvaljas,koos kaaliumi ja naatriumi aatomitega, mis on lahkunud planeedi regoliidist. Needvoivad olla lahkunud sellesama tuule mojul voi siis mikrometeooridega pommitamisest.Veidral kombel utlevad radarvaatlused, et Merkuuri polaaraladel on veejaa mutsikesed(see juhtus siis, kui Goldstone’is, USAs asuvast NASA 20-m raadiotelekoobist saadetiMerkuuri suunas teele 500 kW signaal sagedusel 3.5 cm ja VLA puudis selle peegelduseMerkuurilt kinni). Need jaamutsikesed pusivad seal seetottu, et Merkuuri poorlemistelgon orbiiditasandiga peaaegu risti, seega polaaralad saavad vaga vahe paikesekiirgust. Javahese hulga atmosfaari parast ei transpordita ekvatoriaalset soojust kuhugi. Selle tule-musena on polaaralade temperatuur 167 K umber ja kraatrite varjudes isegi nii madalkui 60 K.Merkuuri suhteliselt korge tihedus - 5.42 g cm−3 vorreldes Kuu omaga - 3.34 g cm−3 -naitab, et ta on kaotanud enamuse oma kergetest elementidest ning teinud labi gravi-tatsioonilise separatsiooni, et saada tihe tuum. Moned teoreetikud arvavad lisaks, etoma varases nooruses sai Merkuur suure planetesimaaliga pihta ja kergemad silikaadidlendasid ilmaruumi, jattes raua ja nikli asemele.Merkuuri poorlemine koos suure elektrit juhtiva tuumaga voib olla tema magnetvaljapohjuseks. Maksimaalne tugevus on Marinerilt moodetuna 4 ×10−4 Gs korgusel 330km, seega siis umbes 100 korda norgem kui Maal. Mehhanism, mis magnetvalja tekitab,arvatakse olevat sama, mis teistel planeetidel ja Paikeselgi, nimelt magnetiline dunamo.Ernevus neis on vaid selles, et planeetidel on tuumaks vedel metall ja Paikesel kuumplasma. Merkuuri puhul on muidugi takistuseks see, et ta poorlemine on liiga aeglane,et hoida uleval magnetvalja tekitajat ka praegu ja et see vaadeldav vali on alles vanastajast ja kulmunud elektrit juhtivasse tuuma. Merkuuri on kulastanud vaid Mariner

163

10, mis kasutas Merkuurini joudmist Veenuse gravitatsioonilist abi. Mariner 10 lendas

Merkuurist mooda kolm korda 1974. ja 1975. aastal. Mariner 10 kaardistas Merkuuri

pinna (HSTga seda teha ei saa, sest planeet on liiga lahedal Paikesele).

Uus missioon - Messenger - startis 2004. aasta augusti alguses ja on praegu teel Merkuu-

rile, mille orbiidile ta jouab 2011. aastal, olles enne teinud mitu moodalendu Maast,

Veenusest ja Merkuurist endast.

11.3. Veenus

Veenust on sageli nimetatud Maa sosarplaneediks, kuna tema mass ja raadius on

kaunis lahedased Maa omadele (vastavalt 0.82 M⊕ ja 0.95 R⊕). Muude parameetrite

kohalt on planeedid vaga erinevad.

1960.a. avastati uks Veenuse paljudest kummalistest omadustest. Astronoomid said

teada, et Veenuse atmosfaari tsirkulatsioon on retrograadne (vastupidine orbitaallii-

kumise suunale), kusjuures liikumise kiirus oli ligi 100 m s−1 ekvatoriaalses osas

pilvede kohal. See vaide baseerus alguses lihtsalt pilvede vaatlustel ning hiljem lei-

dis see kinnitust radarvaatlustel. Maapealsetel radarvaatlustel selgus ka, et planeet ise

poorleb samuti retrograadselt, kuid 60 korda aeglasemalt kui pilved. Veenuse sideeriline

poorlemisperiood on 243 paeva ja tiirlemisperiood umber Paikese 224.7 paeva.

Planeedi retrograadne liikumine on toeline moistatus. Koik planeedid Paikesesusteemis

tiirlevad prograadselt, st kui neid vaadelda Maa pohjapooluse kohalt, siis nad liiguvad

vastupaeva, samuti ka suurem osa kuudest. Edasi, kui valja arvata Veenus, Uraan ja

Pluuto, siis koik ulejaanud planeedid ja enamus nende kuudest poorlevad prograadselt

nagu Paike. See sobib Paikesesusteemi tekkimise teooriatega massiivsest poorlevast ket-

tast. Uks voimalikest seletustest Veenuse (ka Uraani ja Pluuto) retrograadse poorlemise

kohta on, et neid tabas voimas planetesimaali hoop varases arengustaadiumis, muutes

nende poorlemistelje kallet. Siiski pole praegu nendest kohutavatest paukudest mingit

marki. Seeparast on Veenuse poorlemine uks peamine torge planeetide tekkimise kena

teooria kokkupanemisel.

Veenuse atmosfaari dunaamiline kaitumine on samuti moistatus. Sondid, mis Veenuse

atmosfaari sisenesid, naitasid kahe Hadley raku olemasolu, uks kummalgi poolkeral.

See on taiesti vastavuses planeedi aeglase poorlemisega ja sellest tingituna ka Coriolise

jou puudumisega. Ometi tiirlevad pilved umber planeedi nelja paevaga, moodustades

“Y”-tahe kujulise pilvede mustri. Nii kiired liikumised on iseloomulikud jugavooludele,

mis on kitsad kiired “ohujoed” ega ole iseloomulikud tervele atmosfaarile, eriti kui see

164

planeet poorleb nii aeglaselt.

Joonis 11.3.1. Veenus nahtavas valguses.

Joonis 11.3.2. Kombineeritud radarpilt Veenusest Magellani sondilt, mis tiirles umber

Veenuse ajavahemikul 1990-1994 (NASA).

Uks jareldus planeedi aeglasest poorlemisest on see, et see on kooskolas puuduva

magnetvaljaga, voi vahemalt pole seda moodetud. Kuna magnetvalja pole kaits-

mas planeeti, siis paikesetuule ulehelikiirusega liikuvad ioonid porkuvad atmosfaari

165

ulakihtidega, pohjustades porkelist ionisatsiooni ja seisva looklaine selles kohas, kus

kiireid ioone pidurdatakse helikiirusest vaiksema kiiruseni.

Tiheda atmosfaari keemilise koostise analuus, mida koigepealt tehti Maal paiknevate

Joonis 11.3.3. 8 km korgune Maat Monsi vulkaan Veenusel (NASA/JPL).

Joonis 11.3.4. Cunitzi porkekraater Veenusel, koos vulkaani Gula Monsiga (NASA/JPL).

teleskoopidega ja hiljem NSVL ja USA sondidega, naitas, et atmosfaari pohikoostisosa

on susinikdioksiid - 96.4% aatomite ja molekulide koguarvust ning molekulaarne

lammastik andis puuduva 3.4%. Teiste molekulide jaljed on ka olemas, enamasti

166

vaaveldioksiid ja vesi. Sondid tegid kindlaks ka tiheda pilvekatte, mis koosnes kontsen-treeritud vaavelhappe piiskadest. Veenuse pinnal ulatus temperatuur 740 Kni, mis olekssuuteline tina sulatama, rohk oli 90 atm, mis vastab 800 m sugavusele Maa ookeanides.Vaga korge pinnatemperatuur uletab kaugelt selle, mida ennustab AMK lahendus.Asi on selles, et tohutu hulk susihappegaasi toimib kasvuhoonegaasina, mis ei lasepikalainelisel kiirgusel maailmaruumi lahkuda. Atmosfaar on nii paks, et selle optilinepaksus ulatub 70ni, mis tahendab, et temperatuur on atmosfaarita AMK temperatuu-rist suurem peaaegu (1 + τ)1/4 = 2.9 korda.Kuidas Maa sosarplaneet sai kujundada Maa omast nii erineva atmosfaari? Maa-tuupiplaneetide atmosfaaride tekkimine pole siiani selge. Siiski me teame oma kogemustest,et Maal toimub vulkaanide abil valjagaasumine ja et ka Veenusel ja Marsil on vulkaane,siis vahemalt osa planeetide atmosfaaridest voib olla vulkaanilise paritoluga. Voib-ollasuur osa atmosfaaridest on toodud meteoriitide ja komeetidega. Kui see on oige, siistuleb meteoriitide struktuurile ja keemilisele koostisele palju suuremat tahelepanu osu-tada. Samuti ka uurida sagedust, millega nad sisemiste planeetidega porkuvad.Ukskoik, milline on Veenuse urgse atmosfaari allikas, on tanapaeval pohiline koostisosaCO2, kuna vett on vaga vahe, vastupidiselt Maa atmosfaarile. Mis toimus neil kahelplaneedil, et niimoodi laks? Kui nad alustasid samasuguse keemilise koostisega, siis pidivesi olema algselt Veenusel suures hulgas olemas. Kuna Paike oli siis 30% vahem helekui praegu, siis Veenusel olid voib-olla isegi kuumavee ookeanid. Kui Paikese heleduskasvas ja planeeti pommitasid planetesimaalid, siis planeedi pinnatemperatuur kasvasja ookeanid hakkasid aurustuma. Kasvuhoone gaasi veeauru lisandumine pohjustaskasvuhoone efekti tugevnemise - positiivse tagasisidega kasvuhoone efekti, mistostis pinnatemperatuuri kuni 1800 Kni - uleliiagi kuum ookeanide taielikuks aurus-tamiseks ja isegi kaljude sulatamiseks. Samal ajal ulatus rohk atmosfaaris kuni 300atm. Kuna vesi on kergem kui CO2, siis migreerus ta atmosfaari ulakihtidesse, kus la-gunes UV kiirguse mojul, andes vesiniku ja hudroksuulruhma. Vesinik kerge elemendinalahkus kohe, aga CO2 jai.Kui see teooria on oige, siis peab tema abil saama teha ennustusi. Selles stsenaariu-mis oleks pidanud vee aurustumine maha jatma muutunud isotoopkoosseisu. Vesinikulon kaks stabiilset isotoopi, H1 ja H2 ehk deuteerium. Maal on suhe D/H=1.57×10−4, Veenusel aga D/H=0.016. Sajakordne suurenemine on tingitud raskema iso-toobi aeglasemast kadumisest, nii et meie arusaamine Veenuse atmosfaari tekkimiseston uldjoontes oige.Paksu pilvekatte ja ebakulalislahke kliima tottu on olnud raske koguda informatsiooni

167

Veenuse pinna kohta. Noukogude Venera missioonid 1960. aastate lopupoolest kuni

varaste 1980. aastateni olid voimelised saatma sonde Veenuse pinnale, kus need luhikest

aega tootasid, enne kui lagunesid. Need sondid pildistasid pinda ja kogusid informat-

siooni atmosfaari ning kaljude koostise kohta. Nad kinnitasid SO2 hulka ja leidsid

vulkaanilise paritoluga kaljusid. Muutused SO2 hulgas ja valkudele iseloomulikud raa-

diokiirguse pursked toetavad hiljutise vulkaanilise aktiivsuse olemasolu. Teleskoobid on

naidanud, et SO2 hulk on kahe aastakumnega pidevalt kasvanud. Kuna UV kiirgus

muudab SO2 vaavelhappeks, siis on ilmselt kunagi 1970. aastatel Veenusel toimunud

voimas vulkaanipurse.

Koige enam informatsiooni on saadud radarvaatlustest, kuna raadiosignaalid labivad

Veenuse atmosfaari kergesti. Radaruuringuid on tehtud Maa pealt, nagu Arecibost, aga

samuti ka orbiitlejatelt, kaasa arvatud Venera ja Pioneeri seeriad, ja hiljuti Magellani

sondilt. Startinud kosmosesustikult “Atlantis” 1989. aastal, kestis Magellani edukas

missioon 1994. aastani, kui ta saadeti ettekavatsetult sugavatesse atmosfaarikihtidesse

korjama andmeid atmosfaari tihedusstruktuuri kohta. Magellan kaardistas 98% Veenuse

pinnast lahutusega 75 kuni 120 m.

Poole missiooni aja jooksul saatis Magellan pidevat raadiosignaali Maale, et teadlased

saaksid teha signaali Doppleri seiret. Kui Magellan lendas ule planeedi tiheda osa, siis

gravitatsiooniline tomme kiirendas sondi liikumist ja signaali sagedus muutus. Nii saadi

Veenuse raskuskiirenduse kaart Veenuse pinna 95% ulatuses.

Kombineerides antud piirkonna kujutisi, mis tehti erinevatest asukohtadest koos

raskuskiirenduse andmetega, said teadlased kokku panna planeedi pinna 3-mootmelisi

kujutisi (vt jooniseid 11.3.2, 11.3.3 ja 11.3.4). Maat Monsi mae puhul on vertikaalset

reljeefi suurendatud 22.5 korda, et kujutis paremini naha oleks. Sellel pildil on naha

laavavoolusid, mis ulatuvad sadade kilomeetrite kaugusele vulkaanist. Hinnangud

utlevad, et pinnakaljud mae umber on vahem kui 10 miljonit aastat vanad voi veel

nooremad.

On ilmne, et Veenuse pind on “varskendunud” alles hiljuti kui vorrelda Paikesesusteemi

vanusega. See hinnang tuleb porkekraatrite arvust planeedi pinnal. Kui me oletame, et

Veenust pommitati sama agaralt kui teisi planeete, siis kraatrite vahesest arvust saame

oletada, et suuremad laavavoolud toimusid umbes 500 miljonit aastat tagasi.

168

11.4. Maa

Juba varases nooruses oli Maal vesi kondenseerunud ookeanideks. Kuna Maa on

kaugemal Paikesest kui Veenus, siis seda positiivse tagasisidega kasvuhoone efekti ei ol-

nud ja temperatuur ei tousnud kunagi nii korgele, et vesi oleks aurustunud. Selle asemel

neeldus atmosfaaris tekkinud CO2 ookeanides, kus ta seoti keemiliselt karbonaatsetesse

kivimitesse nagu lubjakivi. Kui kogu kivimites peidus olev CO2 vabaneks, siis oleks

meil seda gaasi samas hulgas kui praegu Veenusel.

Tanapaeva Maa atmosfaar koosneb pohiliselt lammastikust N2 - arvuliselt 78%, hap-

nikust - 21%, veest - 1% ning CO2, argooni ja muude gaaside jalgedest. See koos-

seis volgneb palju tanu elu tekkele, sest taimed toodavad fotosunteesi protsessis val-

guse abil CO2st hapnikku. Praegu ollakse mures, sest inimkond vabastab liiga palju

kasvuhoonegaase, sh CO2 atmosfaari. Et asjad veel hullemad oleksid, raiutakse samal

ajal vihmametsi, tehes alepollunduse kaigus uusi lagedaid alasid. Maharaiutud puude

poletamine lisab veelgi susihappegaasi.

Joonis 11.4.1. CO2 hulk Mauna Loa kohal aja funktsioonina (NOAA).

169

Joonisel (11.4.1) on toodud CO2 hulk aja funktsioonina Mauna Loa kohal

(vonkumine on tingitud CO2 aastaajalisest kaigust). Kuna kasvuhoone efekt on vaga

mittelineaarne ulesanne, milles on koos keerulised fuusika, keemia ja meteoroloogia

probleemid, siis korralikud matemaatilised mudelid alles hakkavad ilmuma. Sellest

hoolimata arvatakse, et pohilisest kasvuhoone efektist on aru saadud. Veenuse naite

alusel arvatakse, et see viib temperatuuri kasvule. Kusimus on, et millal see tous saab

moodetavaks (vt joonis 11.4.2).

Joonis 11.4.2. Temperatuuri globaalne muutus Maal.

(U.S. National Climatic Data Center).

Selge on aga see, et uurida on veel vaga palju. Kahjuks voib aga juhtuda, et kui

asjad selgeks saame, pole soojenemise trendi enam voimalik peatada.

Teine keskkonnaprobleem on kloorfluorsusinike (CFC) vabastamine atmosfaari. On

kindlaks tehtud, et need molekulid on vaga stabiilsed ja migreeruvad atmosfaari

ulemistesse kihtidesse pohja- ja lounanaba lahedal, kus lagundavad osooni O3, mis Maad

Paikese UV kiirguse eest kaitseb.

1992.a. peeti Rio de Janeiros maha esimene “Maa tippkohtumine”, kus arutati Maa

keskkonnaprobleeme. Lepiti kokku kasvuhoone gaaside valjalaske piiramises. Suured ri-

igid, nagu USA ja Venemaa keeldusid resolutsioonidele alla kirjutamast, viidates seelabi

tekkivatele majandusprobleemidele (nuud olevat Venemaa selle siiski allkirjastanud).

Maa siseehitusest saame andmeid maavarinate tekitatud seismilisi laineid uurides.

170

Maavarinad tekitavad pohiliselt kaht tuupi laineid: P-laineid ehk rohu voi primaar-

seid laineid, mis on voimelised liikuma nii vedelikes kui tahkistes ja on pikilained; ja

S-laineid ehk nihke- (shear) voi sekundaarseid laineid, mis levivad vaid tahkistes ja on

ristlained. Veel tuntakse Love’i ja Rayleigh’ laineid.

Joonis 11.4.3. P-lainete levimine Maa seesmuses.

Kuna nende lainete kiirused ja teed soltuvad keskkonnast, kus nad levivad, siis

nende registreerimine voimaldab seismoloogidel kaardistada Maa seesmust. Naiteks

piirkondades, kus modetakse ainult P-laineid, siis S-lainete puudumine utleb, et kusagil

vahepeal laine teel on vedelikku. Edasi, piirpindadel toimub refraktsioon (analoogiliselt

valgusega), mille tottu tekivad varjutsoonid, kus kumbagi lainetuupi ei registreerita.

Nii saabki andmeid Maa seesmuse kohta, nagu Maakoore paksus, tahke sisemine

tuum, sulas olekus valimine tuum ja paks mantel.

P-lainete kaitumine valises tuumas naitab, et seal on tegu raua ja nikliga. See sobib

faktiga, et Maa keskmine tihedus on 5.514 g cm−3, mis on suurem kui Maa pinna

kivimite tihedus (ca 3) ja vee tihedus (1). Korge temperatuuri ja keemilise koostise

tulemusena on valimine tuum vedel. Sisemine tuum on tahkestunud kohutavalt suurte

rohkude tottu.

171

Joonis 11.4.4. Seismiliste lainete leviku kiirus ja Maa tihedus vs sugavus.

Joonis 11.4.5. Maa siseehitus (skeem ole skaalas).

172

Kuigi ka Veenusel on vulkaane, paistab Maa tektooniline aktiivsus olema

unikaalne Maa-tuupi planeetide hulgas. Selle aktiivsuse pohjus on ilmselt Maa

dunaamilises seesmuses (vt joonis 11.4.5). Maa pealmine kiht, mida kutsutakse

litosfaariks, haarab enda alla nii kontinentide kui ookeanialuse koore, samuti ka mantli

valise osa. Litosfaar on murdunud maakoore plaatideks, mis ujuvad konvektiivse,

monevorra plastilise astenosfaari peal, mis on samuti osa mantlist.

Joonis 11.4.6. Maakoore plaadid, mis ujuvad astenosfaari peal.

Kui plaadid ujuvad Maa pinnal, siis soidavad nad uksteisele sisse voi hooruvad

uksteise vastu, kandes kontinente. Nende liikumiste tottu Atlandi ookean laieneb kii-

rusega 3 cm aastas. Atlandi ookeani keskosas olev maestik, kus aine sugavusest touseb

pinnale, tekitades uue merepohja, kui kontinendid eralduvad.

Ekstrapoolides mandrite liikumist tagurpidi, saadakse Pangaea, mis murdus laiali 200

miljonit aastat tagasi kaheks vaiksemaks superkontinendiks - Laurasiaks ja Gond-

wanaks. Gondwana jagunes omakorda Louna-Ameerikaks ja Aafrikaks, kuna Lauraasia

jagunes Euraasiaks ja Pohja-Ameerikaks.

Plaatide aared on aktiivse vulkaanilise tegevuse, magede tekke ja sagedaste maavarinate

kohad. Kui kaks plaati porkuvad, siis kergem soidab raskema peale ja areneb subdukt-

siooni tsoon, nagu on naha joonisel (11.4.7)

173

Joonis 11.4.7. Subduktsioon.

Uks selline on Jaapani rannikut mooda, kus selle riigi vulkaanilised saared on

tekkinud kahe plaadi hoordumisel tekkinud kuumuse mojul. Ookeanialune plaat sukel-

dub mandriosa plaadi alla. Niisugustes kohtades arenevad ka sugavad praod ookeani

pohjas. Kui kaks kontinente kandvat plaati porkuvad, siis subduktsiooni ei ole ja

kokkuporke kohal tekivad maeahelikud nagu Himaalaja.

Koik see aktiivsus nouab energiat. On teada, et soojusenergia lahkub maailmaruumi

Maa pinna kaudu kiirusega 4 × 1020 ergi sekundis, ehk siis 78 ergi ruutsentimeetrilt

sekundis. Kui ainus energiaallikas oleks soojus, mis jai alles planeedi tekkimisest 4.5

miljardit aastat tagasi, siis plaatide aktiivsus oleks ammu loppenud. Teised allikad

peavad energiat andma, nagu poorlemise kineetilise energia hajumine voi voimalik gravi-

tatsiooniline separatsioon, kus rasked koostisosad langevad Maa tsentri poole ja vabas-

tavad potentsiaalset energiat, aga samuti ka ebastabiilsete isotoopide pidev lagunemine

(mis arvatavasti on peamine enrgiaallikas). See lubab Maa seesmusel olla monevorra

plastiline.

Oletades, et dunamo-protsess on kaigus, sula raud-nikkel valistuum koos Maa suhteliselt

kiire poorlemisega on kooskolas sellega, et Maal on magnetvali. See kaitseb Maad sis-

setulevate paikesetuule ja kosmiliste kiirte laetud osakeste eest. Dipoolne magnetvali

puuab nad loksu, nii et nad hakkavad liikuma edasi-tagasi pooluste vahel. Identifit-

seeritud on kolm loksulainud osakeste piirkonda ja need on tuntud kui Van Alleni

kiirgusvoondid. Koige sisemisem osa koosneb prootonitest ja asub umbes 4000 km

korgusel maapinna kohal. Osaliselt sisemise voondiga kattuv on teine voond, mis koos-

neb aatomituumadest. Koige valisem voond koosneb elektronidest umbes 16 000 km

korgusel. Need energiarikkad osakesed, mis on voimelised tungima pooluste lahedal

174

Maa atmosfaari, tabavad aatomeid ja molekule, pohjustades ergutust, ionisatsiooni ja

dissotsiatsiooni. Kui aatomid siirduvad tagasi pohiseisundisse, kiirgavad nad valgust,

mida jalgitakse virmalistena nii pohja- kui lounapoolkeral.

Joonis 11.4.8. Van Alleni kiirgusvoondid.

Joonis 11.4.8. Virmalised.

11.5. Kuu

Kuigi Kuu on vaga lahedal Maale, on need kaks taevakeha oluliselt erinevad. Oma

vaikese gravitatsiooni tottu pole Kuu suutnud atmosfaari enda kuljes hoida. Aga ilma

kaitsva atmosfaarita on Kuu olnud pideva pommitamise all kogu oma ajaloo valtel. Hii-

gelsuure arvu vaikeste porgete korval on Kuud tabanud ka vaga voimsad kokkuporked

175

esimese 700 miljoni aasta valtel. Nendel porgetel labistati Kuu koor ja sula kivimitemass

voolas valja pinnale. Tulemuseks on mitme sileda “mere” teke, mida me naeme Maa

poole pooratud kuljelt.

Vaga suuri edusamme tehti Kuu uurimisel ajavahemikul 1959 - varased 1970ndad.

Kui Apollo astronaudid maandusid Kuul, siis jatsid nad sinna seismilised detektorid

kuuvarinate registreerimiseks. Palju norku varinaid ka registreeriti - magnituudidega

umbes 1 Richteri skaalal. Need olid ilmselt pohjustatud Maa loodelistest joududest.

Teise varinate klassi kuulusid vibratsioonid parast seda, kui Kuud oli tabanud meteo-

riit. Tapselt nii nagu Maalgi, aitavad kuuvarinad sondeerida Kuu seesmust.

Joonis 11.5.1. Kuu siseehitus.

Paljud kuuvarinad ei toimu mitte tektooniliste plaatide aartel, vaid tahke ja rabeda

litosfaari ja plastilise astenosfaari vahel. Ilmnes, et astenosfaari all on vaike rauarikas

tuum. See skeem on kooskolas Kuu seesmusest siiani valjakiirguva soojuse mootmistega.

see soojus hoiab astenosfaari plastilisena. Kuid ikkagi Maa-sarnane tektooniline aktiiv-

sus Kuul puudub.

Noukogude sond Luna 3 naitas esimesena, et Kuu vastaspoolel on vaid uks meri. See

pole tingitud mitte sellest, et porkeid oleks siinpool rohkem olnud, vaid sellest, et Maa

176

poole pooratud kuljel on ohem koor.

Erinevalt Maast pole Kuul moodetavat magnetvalja, ilmselt selleparast, et vaike Kuu

jahtus kiiremini kui Maa. Evolutsioon on jatnud Kuu geoloogiliselt mitteaktiivseks.

Kuna Kuu poorlemisperiood on 27 korda pikem kui Maal, siis puudub Kuul arvestatav

dunamomehhanism ja magnetvali puudub. Kui ka sula tuum eksisteerib, on ta aarmiselt

vaike.

Globaalse magnetvalja puudumine Kuul muudab norga valja olemasolu Merkuuril veel

moistatuslikumaks.

1960ndate ja 1970ndate aastate jooksul kais Kuul kuus mehitatud USA missiooni ja

kolm NSVL mehitamata missiooni, mis toid kokku 382 kg Kuu pinnast Maale. Proove

koguti nii meredest kui mandritelt merede vahel. Need proovid on meile andnud koige

detailsemat informatsiooni meie lahima naabri kohta.

Meredest voetud proovid kinnitavad, et need on vulkaanilise paritoluga. Kaljud on

basaldist, mis on rikkad rauast ja magneesiumist ning nendes on ka klaasjaid struktuu-

re, mis on iseloomulikud kiirele jahtumisele. Erinevalt Maast pole Kuu basaltides vett

ja lenduvate ainete hulk on neis vaike.

Koige rohkem vast oldi huvitatud nende kivimite vanusest. See protseduur pohineb

radioaktiivsete isotoopide hulga maaramisel ja selle hulga vordlemisel stabiilsete iso-

toopide hulgaga.

�� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �����

���

���

���

���

���

���

�

�

�

�� ��

�� ��

�� ��

�� ��

��

�� �� ��

�� ��

�� ��

�����

�����

Joonis 11.5.2. U235 lagunemine.

177

Joonis 11.5.3. Kuu tekkimine haarde-valjaviske teooria alusel

(Dr. Alastair Cameroni rehkendused, Harvardi Ulikool).

Selle radioaktiivse vanuse maaramise tehnika puhul me oletame, et kell hakkas

kaima siis, kui kivimid tahkestusid ja radioaktiivsed isotoobid jaid loksu. Kui uhe

lagunemisastme poolestusaeg on palju pikem kui teistel isotoopidel, siis voime oletada,

et originaalne isotoop lagunes kohe lopp-produktiks, kusjuures poolestusaeg oli selle

pikima poolestusajaga vordne. Vaatleme joonist (11.5.2) uraani lagunemise kohta, mis

algab U235-ga ja lopeb stabiilse Pb209-ga.

Meetodist arusaamiseks oletame, et isotoop A laguneb stabiilseks isotoobiks B kas siis

178

otse voi hulga vaheastmete kaudu. Kuna lagunemine kaib eksponentsiaalselt, siis kui

algselt oli meil isotoop A aatomeid NA,i, siis aja t parast on neid jaanud

NA,f = Na,i exp (−λt), (11.5.1)

kus

λ =ln 2τ1/2

on lagunemiskonstant ja τ1/2 on isotoobi poolestusaeg. Kuna aatomite A ja B koguarv

peab jaama muutumatuks, peab kehtima valem

NA,i + NB,i = NA,f + NB,f . (11.5.2)

Leides siit NA,i, pannes selle lagunemisvorrandisse (11.5.1) ja paigutades liikmeid

umber, saame

NB,f − NB,i = [exp (λt) − 1]NA,f . (11.5.3)

Ainete hulkade vordlemiseks on parem kasutada suhteid - isotoobi hulk versus stabiilse

isotoobi hulk NC naiteks. Siis saame

NB,f

NC=

NB,i

NC+ [exp (λt) − 1]

NA,f

NC. (11.5.4)

Valemit (11.5.4) kasutatakse proovi vanuse leidmiseks, asetades graafikule stabiilse iso-

toobi hulga funktsioonina esialgse radioaktiivse isotoobi hulgast erinevates kivimi piir-

kondades. Parimalt sobitatud joone kalle m = exp (λt)−1 annabki meile proovi vanuse.

Naiteks Kuu kontinentide jaoks saame vanuseks 4.39 × 109 aastat. Samal ajal merede

pinna vanus on oluliselt vaiksem - 3.1 kuni 3.8 × 109 aastat. See on kooskolas meie

arvamusega, et meredes on leida palju vahem kraatreid kui kontinentidel.

Teravas kontrastis sellega on vanimate kaljude iga Maal - 3.8 × 109 aastat, kuna 90%

Maa koorest on noorem kui 600 miljonit aastat. Plaatide tektoonika on pidevalt Maa

pinda umber teinud.

Kuu pinnase dateerimine on naidanud, et uks varase pommitamise episood juhtus Kuu

ajaloo esimese 700 miljoni aasta sees. Siis tekkis enamus Kuu kontinentide kraatritest.

Selle faasi lopu eel toimus veel vaike hulk vaga suuri porkeid, mis tekitasid mered.

Jargneva aja jooksul on pommitamine jatkunud, kuid palju vahem intensiivselt. Nii on

mered Kuu peal sailinud.

179

See “ajapitsat” Kuul annab meile olulist informatsiooni mitte uksnes Kuu evolut-

sioonist aru saamiseks, vaid ka teiste planeetide ning kogu Paikesesusteemi arengust

aru saamiseks. Naiteks sellest varasest Kuu pommitamise episoodist said teadlased

jareldada, et Veenuse pinda varskendati viimati 500 miljonit aastat tagasi. See stse-

naarium eeldab samuti Merkuuri pinna urgvanust.

Kuu tekkimine on olnud suure vaidluse all. Enne Apollo missioone oli Kuu tekke teoo-

riaid usna mitu. Charles Darwini poeg George Darwin pakkus 1880. aastal valja tutre

teooria. See seisnes selles, et noor Maa poorles vaga kiiresti ja Kuu heideti seetottu

valja. Siis oleks pidanud Kuu tiirlema umber Maa ekliptika tasandis, aga nii see pole ja

Kuu orbiit on ekliptika tasandi suhtes 5.1 kraadise nurga all. Ka puudub Kuu kivimites

igasugune jalg veest koos jalgedega teistest lenduvatest ainetest. See hupotees ei toota.

Kaasloomise ehk oe teooria arvab, et Maa ja Kuu tekkisid uheaegselt. Seda ei kinnita

needsamad keemilise koostise faktid.

Kolmas mudel on haarde teooria - Kuu tekkis mujal Paikesesusteemis ja haarati Maa

juurde, kui ta siit moodus. See teooria ei lahe ka labi, kuid hoopis vastupidistel pohjustel

- Kuu ja Maa on samal ajal liiga sarnased. Naiteks on hapniku stabiilsete isotoopide suhe

Maal ja Kuul peaaegu identne. Ka sellise haarde dunaamika tundub olevat ebatoenaone.

Kuna Kuu on Maaga vorreldes kaunis suur, siis oleks lainud vaja kolmandat taevakeha

liigse energia mahutamiseks uhinemisel.

1984.a. pakkusid mitu uurimisruhma peaaegu samaaegselt valja haarde-valjaviske

teooria (vt joonis 11.5.3). See teooria tundub seletavat enam-vahem koik need fak-

tid, millega eelmised teooriad hatta jaid. Teooria oletab, et gigantne objekt, voib-olla

Marsi-suurune, porkus Maaga umbes 4.5 miljardit aastat tagasi, aurustades porkuja

ja rebides Maa kuljest suure tuki. Pihustunud materjal seejarel moodustas ketta Maa

umber umbes kumnete miljonite aastate jooksul. Porkel tekkinud korgete temperatuu-

ride tottu lenduvad ained aurustusid kondenseeruvas kettas. Kui enne porget oli olnud

kullaldaselt aega gravitatsiooniliseks separatsiooniks, siis poleks rauda Maa koores kah

palju olnud ja Kuu oleks rauast suures osas ilma jaanud. Pealegi on Kuu keskmine

tihedus vorreldav Maa kokkusurumata mantli tihedusega. Ka oleks porge sailitanud

hapniku isotoopide suhte.

Sellest hoolimata jaavad mitmed kusimused vastuseta ja edasised uuringud on vaga

naidustatud.

180

11.6. Marss

Mars, kuigi ainult massiga 1/10 Maa massist, on meile mitmel pohjusel olnud tahtis

planeet. 1877.aastal uuris Marssi Giovanni Schiaparelli ja kandis ette tumedate joonte

leidmisest ja nimetas need itaalia keeles “canali”, mis tahendab sisuliselt kraave. See

tolgiti teistesse keeltesse kui “kanalid”, mis loomulikult pidid olema arukate olendite

tehtud. Selle vaite toestamiseks ehitas Percival Lowell Arizonasse, Flagstaffi lahedale

observatooriumi.

Joonis 11.6.1. Mars HST-lt

Otsiti neid kanaleid ja aruka elu marke, kuid asjata ja neid pole siiani leitud, isegi

mitte kahe Viking sondi abil 1976. aastal. Ka Spirit ja Opportunity pole neid marke

leidnud, ka mitte lihtsalt elu marke. Mida aga leiti on kummaline maailm, kus kunagi

on voolanud vesi. Mitmel Marsi kujutisel on naha vooluvete jaljed ja on toendeid hii-

gelsuurte uleujutuste kohta. Siiski, arvestades tanapaeva temperatuure Marsil -140 C

ja 20 C vahel koos vaga madala atmosfaarirohuga (umbes 0.001 atm) on selge, et kui

181

ka vaba vesi kunagi Marsil oli, siis praeguseks on ta kas igikeltsa kihtides voi kulmunud

polaarmutsides.

Kuigi veejaa on kindlasti olemas polaaraladel, on need mutsid siiski pohiliselt kulmunud

susihappegaasist. Marsi telje kalle 25 kraadi ja orbitaalperiood 1.88 aastat tahendab,

et Marsil on samuti aastaajad, kuid umbes kaks korda pikemad kui Maal. Jarelikult on

Marsil talvised ja suvised perioodid, mis vastavad polaarmutside suuruse muutumisele.

Kuiv jaa sublimeerub suveperioodil ja kulmub tagasi talvel. See vaike mutsike, mis

suveks alles jaab, on veejaast.

Numbrilisest simulatsioonist jargneb, et Marsi telg on vobisenud suurtes piirides (11

kuni 49 kraadi) mone miljoni aasta jooksul. Need muutused on olnud tingitud Paikese

ja teiste planeetide gravitatsioonilisest mojust. Sellest jargneb, et teatud aegadel on

Marsi polaarmutsikesed olnud taielikult sulanud ja teisel ajal on kogu atmosfaar olnud

kulmunud.

Kui me poleks selle kaootilise liikumise kirjeldamisel arvestanud uldrelatiivsusteooriat,

siis poleks neid vobinaid mudelis ilmnenud. Nii et aegruumi koverus voib mangida

olulist rolli isegi Marsi kaugusel.

Kuigi Maa on Paikesele palju lahemal, pole Maa selliseid vobinaid labi teinud. Ilmselt

on Maa telg stabiilsem tanu Maa tugevale loodelisele seosele Kuuga. Seega pole Maa

klimaatilised muutused olnud nii jubedad ja voib isegi olla, et Kuu on aidanud kaasa

elu tekkele Maal.

Marsi vaga ohuke atmosfaar koosneb 95% susihappegaasist ja 2.7% molekulaarsest

lammastikust, mis on vaga sarnane koostis Veenusega. Erinevalt Veenusest pole siin

aga mingit erilist kasvuhoone efekti, sest atmosfaari on nii vahe, et see ei suuda IP ki-

irguse levikule mingit erilist moju avaldada. Minevikus olid asjad voib-olla teisiti ja see

vesi, mis praegu on loksus igikeltsas, voolas vabalt Marsi pinnal ja voib-olla sadas alla

ka vihmana. Vabalt voolanud vesi neelas suure osa atmosfaarsest CO2st, ning lukustas

selle lopus lubjakividesse. Selle tulemusena kasvuhoone efekt norgenes ja temperatuur

langes ning vesi kulmus.

Vikingi sondid mootsid atmsofaari rohu langust talvel, kui CO2 kulmus valja ja rohu

tousu kevadel, kui CO2 sulas.

Kuigi atmosfaari tihedus on vaga madal ka pinna lahedal, on seda siiski kullaldaselt

suurte tolmutormide pohjustamiseks, mis teinekord katavad kogu planeedi. Sesoonseid

torme toidavad tugevad tuuled, mis vastutavad ka Marsi pinna varvuse muutumise eest,

mida me Maalt naeme.

182

1976.a. Vikingi missiooni ajal oli kaks tugevat tolmutormi. Sellest ajast on tolm

pohilise kiirgusenergia neelajana muidugi atmosfaarist kadunud ja HST on registreer-

inud Marsi temperatuuri langust. Selle tulemusena on jaakristallidest koosnevad pilved

muutunud tugevamateks atmosfaari alumistes kihtides.

Joonis 11.6.2. Voolanud vee jaljed Marsil.

Tolm Marsi pinnal on punakat varvi ja sisaldab palju rauda, mis oksudeerub at-

mosfaaris. Ilmselt Marsil ei toimunud niisugust gravitatsioonilist separatsiooni nagu

Maal ja raud jai pinnale. Vaiksem planeet jahtus lihtsalt kiiremini. Kui aga vaadata

Marsi keskmise tiheduse jargi, siis raud on Marsil isegi alaesindatud kui vorrelda teiste

Maa-tuupi planeetidega. Miks see nii on, pole teada.

Gravitatsioonilise separatsiooni puudumine seletab ka moodetava magnetvalja puudu-

mise. Kui raudtuum on olemas, siis on see vaike ja mitte sulas olekus.

Kuigi Mars pole praegu enam geoloogiliselt aktiivne, siis kindlasti ta on olnud seda

minevikus.

183

Seda toendab kasvoi Valles Marineris, 3000 km pikkune kanjonite vork planeedi ekvaa-

tori lahedal, mis mones kohas on 600 km laiune ja kuni 8 km sugav. See susteem pidi

moodustuma Marsi koore pragunemisest, et vabastada pingeid, mis planeedi seesmuses

olid kujunenud.

Joonis 11.6.3. Valles Marineris.

Olympus Mons on nn kilpvulkaan, mis on USA Utah osariigi suurune. Ta touseb

24 km korgusele umbritsevalt platoolt ja tal on hiiglaslik kaldeera. Geoloogid arvavad,

et see magi volgneb oma paritolu protsessile, mis on tuntud kuuma punkti vulka-

nismina, kus nork kohta planeedi koores lubas sulalaaval pinnale tousta. Maal on selle

protsessi tulemusena tekkinud Havai saared. Aga Mauna Loa on vaid 9.1 km korge, kui

moota ookeanipohjast. Kuid Havai saarte puhul kannab tektooniliste plaatide liikumine

uue vulkaani eemale ja tekib uus, seega vana nii suureks ei saa kasvada. Tanapaeval

ulatub see magede ahelik peaaegu Jaapanini valja.

Olympus Monsi olukord on teine. Kuna Marsil liikuvaid tektoonilisi plaate pole, pole

vulkaan eemale kantud. Seeparast on ta kasvanud ja kasvanud ja kasvanud.

Marsi kaks kuud Phobos ja Deimos avastati juba 1877 Asaph Halli poolt, postuleeris

Kepler nende olemasolu juba sajandeid varem. Tema oletus pohines vaid numeroloogiale

184

- Veenusel kuid polnud, Maal on uks ja Jupiteril tunti neid neli, jarelikult pidi Marsilneid olema kaks.On kummaline, et Jonathan Swift oli 1726.a. kirjutanud oma raamatus “Gulliverireisid”, et Marsil on kaks kuud poorlemisperioodidega 10 tundi ja 21.5 tundi. Swift pidiolema kursis Kepleri toodega, sest tegelikult on nende poorlemisperioodid 7 tundi 39minutit ja 30 tundi 17 minutit.

Joonis 11.6.4. Olympus Mons.

Nii Phobos kui Deimos (sojajumala Marsi koerad Hirm ja Oudus) on molemadvaikesed, kraatritega kaetud pikergused taevakehad. Phobose pikim dimensioon onainult 28 km ja Deimosel veelgi vaiksem - 16 km. Phobose kaugus Marsi keskpunktiston 9378 km ja Deimosel 23 459 km. Phobos tiirleb umber Marsi kummaliselt, kuiMarsilt vaadata, sest ta touseb laanes, liigub kiiresti ule taeva ja loojub idas. Tavaliseltkaks korda paevas! Ta on nii lahedal planeedi pinnale, et teda pole naha horisondi kohaligast Marsi punktist.Arvatakse, et nad molemad on Marsi poolt haaratud asteroidid.

185

Joonis 11.6.5. Phobos.

186

12. HIIDPLANEEDID

12.1. Hiidplaneedid

Paikese korval on Jupiter kaugelt suurim taevakeha Paikesesusteemis, 317.9 kordamassiivsem kui Maa. Koos kolme teise hiidplaneedi Saturni, Uraani ja Neptuunigamoodustavad nad 99.5% planeetide massist. Jarelikult Paikesesusteemi tekkimisest jaevolutsioonist aru saamiseks peame tundma oppima neid planeete.Palja silmaga planeetide vaatlused muutusid teleskoobiga vaatlusteks 1610. aastal, kuiGalilei suunas teleskoobi neile planeetidele. Ta avastas kohe neli Jupiteri kuud, midanuud tema auks Galilei kuudeks nimetatakse. Ta nagi ka Saturni rongaid, kuid kunateleskoobi lahutusvoime oli nigel, siis pidas ta neid kaaslasteks.Alles 1781.a. avastas William Herschel juhuslikult Uraani. Uurides Uraani orbiidi gravi-tatsioonilisi hairitusi, Cambridge’i ulikooli doktorant John Adams oletas, et need onpohjustanud planeet Uraani taga paiknev planeet. Adams ennustas ka selle planeediasukohta ning saatis oma too Inglismaa kuninglikule astronoomile George Airyle, kesteda aga ei uskunud. Kui aga taiesti soltumatult samale tulemusele joudis Urbain Le-verrier, tuntud Prantsusmaa teadlane, erinevusega vaid 1 kraad Adamsi arvutustest,siis Airy alustas otsinguid. Kuid just jargmisel oo parast Leverrier kirja saamist avastasuue planeedi Berliini observatooriumi tootaja Johann Gottfrid Galle vaevalt tund aegakestnud vaatlustega.Astronoomid on palju teada saanud maapealsete vaatlustega, kuid veel rohkem on in-formatsiooni saadud kosmosesondidega. Esimesed sellised missioonid olid Pioneer 10

ja Pioneer 11, kui need lendasid mooda Jupiterist 1973 ja 1974 ning Pioneer 11 veelSaturnist 1979. Hiljem tegid ilma Voyager 1 ja Voyager 2 oma nn “Suurel Tuu-ril”. Molemad sondid kulastasid Jupiteri (1979) ja Saturni (1980, 1981), kuna Voyager2 jatkas teed Uraanile (1986) ja Neptuunile (1989). Praegu jatkavad nii Pioneer kuimolemad sondid teed Paikesesusteemist juba valjaspool - Voyager 1 94 AU kaugusel jaVoyager 2 “vaid” 75 AU kaugusel (jaanuaris 2005). Molemad arvatakse jatkavat toodkuni 2020 aastani. Nad on saatnud oma teeekonna algusest 65 gigabitti informatsiooni.Hiljuti on HST vaadelnud hiidplaneete ja marganud muutusi parast sondide moodalende.

187

Joonis 12.1.1. Jupiter.

Joonis 12.1.2. Saturn.

Galileo startis 1989.a. ja joudis Jupiteri juurde 1995.aastal ning jai sinna orbiidile.

188

Joonis 12.1.3. Uraan.

Joonis 12.1.4. Neptuun.

Missioon kasutas sondi, mis laskus planeedi atmosfaari langevarjuga. Loetleme

siinkohal ules selle missiooni tahtsamad tulemused:

1. Jupiteril on mitmeid kordi tugevamad aikesetormid kui Maal. Need tekivad vee ver-

tikaalsest tsirkulatsioonist atmosfaari ulemistes kihtides, jattes maha suured alad, mis

on kuivemad kui Sahara korb. Galileo leidis ka, et Jupiteri rongad koosnevad vaikestest

189

tolmuosakestest, mis on parit Jupiteri neljalt lahimalt kaaslaselt, kui neid tabavad me-

teoroidide porked.

2. Io vulkaanid leidis juba Voyager 1 1979.a. Need tekivad Jupiteri pohjustatud kuni

100 m korguste tousulainete tottu Io pinnal. Galileo mootis Io vulkaanide temperatuuri

palju korgemaks kui Maal. Sellest jareldasid teadlased, et Io laava koosneb magnee-

siumirikastest silikaatidest, mis valjuvad Io sugavatest kihtidest. Praegu peetakse Iod

seismoloogiliselt Paikesesusteemi aktiivseimaks kehaks.

3. Europal on praeguste arvamuste kohaselt rohkem vett kui Maal. Arvatakse, et

seal on isegi soolaseid ookeane jaise pinna all. Galileo kujutised naitavad linnasuurusi

jaapankasid, mis paistavad olevat murdunud suurematest laamadest, samuti siledaid

jaapindu vanade pragude kohal. Soojem aine tungib ulespoole, sulatades mones kohas

jaa. Kraatrite puudumine naitab, et pind on suhteliselt noor. Europal on ohuke hap-

nikuatmosfaar ja ionosfaar.

4. Sisemine loodeline joud voib pohjustada imelikke efekte Ganymedesel. Galileo

avastas selle kaaslasel magnetvalja. See vois tekkida, kui loodelised joud pohjustasid

kuumenemise ja gravitatsioonilise separatsiooni. Tekkinud raudsulfiidist tuum ja

poorlemine annavadki dunamoefekti abil magnetvalja.

Joonis 12.1.5. Cassini lend.

5. On toendeid selle kohta, et Callistol on pinna-alune ookean. See peaks olema

kullalt sugaval, et mitte mojutada raskelt kraatritega kaetud valispinda. Ookean naitab

end kaudselt magnetvalja kaudu. See voib olla pohjustatud elektrivoolust soolases

ookeanis, kui Jupiteri tugev magnetvali labib Callistot.

Missioon Cassini-Huygens startis 15.10.1997 ja joudis Saturni juurde parast mitmeid

190

moodalende teistest planeetidest 1.07.2004. Ta uurib pohjalikult Saturni susteemi ja

laskis sondi Huygens Titaani pinnale langevarju abil 14. jaanuaril 2005. Siiani saadud

tahtsamad tulemused on:

1. Enceladusest mooda lennates avastati sellel kuul atmosfaar. Teadlased usuvad, et

selle allikaks voib olla seismiline tegevus - vulkanism, geisrid voi pinna alt valja paasevad

gaasid.

2. Moodalennul Enceladusest 1167 km korgusel avastati magnetvali. Hilisemal madala-

mal lennul avastust kinnitati. Kuu painutab Saturni magnetvalja, aeglustades magne-

tosfaari plasmat ja kallutades seda eemale. Pealegi see vali ostsilleerub.

3. Titaan sarnaneb mones mottes Maale, sest selle pinda on kujundanud samasugused

protsessid: tektoonika, erosioon, tuuled ja voib-olla ka vulkanism. Tal on metaanist

vedelikukogud, umbes 1500 km pikkune jogi. Tuuled puhuvad kiiremini kui kuu poorleb

- fakt, mida ammu kahtlustati.

Hiidplaneetide ruhma saab jagada kaheks, sest Jupiteri ja Saturni keemiline koostis ei

erine palju Paikese omast, Uraan ja Neptuun aga sisaldavad palju rohkem raskemaid

elemente. Kuna iga hiidplaneet on voimeline enda kuljes atmosfaari pidama, siis peavad

olema erinevused nende tekkimises. Teoreetilised arvutused naitavad, et kaks esimest

sisaldavad palju vesinikku ja heeliumi, kuna kahes viimases peab olema palju jaasid.

Seda kinnitavad pilvede ulemiste kihtide vaatlused. Molekulide arvu jargi Jupiteris

on 90% H2, 10% He, 0.2% metaani ja ammoniaagi ning vee jalgi. Saturni ulemises

atmosfaaris on ullatavalt vahe heeliumi, ainult 3%, muu koostis on sarnane Jupiteri

omale. Nii Uraan kui Neptuun on ulekullastunud metaaniga. Huvitav on markida, et

kui koostada kolm korda massiivsema planeedi mudel, mille keemiline koostis on sama

mis Jupiteril, siis selle raadius on tegelikult vaiksem kui Jupiteril. Selle pohjuseks on

kodunud elektrongaasi rohk. Praegu kaivad intensiivsed pruunide kaabuste otsingud

ja neid on ka leitud. Uldiselt pruunid kaabused on massiga umbes 80 MJ , sest suurema

massiga kehades algavad tuumareaktsioonid.

Informatsiooni planeetide massijaotuse kohta saab nende kaaslaste, rongaste ja kosmose-

laevade liikumise vaatlustest. Sfaarilis-summeetriline planeet mojub gravitatsiooniliselt

nagu punktmasski, kuid kiiresti poorlev planeet tekitab palju keerulisema vastasmoju

mooduva objektiga. Kui me siis vordleme vaatlusi sellega, kuidas oleks objekt liikunud

siis, kui planeet oleks olnud sfaarilis-summeetriline, me saame kaardistada massijaotust

planeedi seesmuses. Just nii tehti Veenuse umber tiirelnud Magellani puhul.

191

Uks sellistest korrektsioonidest sfaarilisele kujule on lapikus. Naiteks on Jupiteri ekva-

toriaalraadius 71 370 km ja polaarraadius ainult 66 750 km. See annab lapikuseks

Re − Rp

Re= 0.0648. (12.1.1)

Lapikus on poorlemiskiiruse ja planeedi jaikuse funktsioon. Kuna hiidplaneedid on

vedelad, siis nende puhul ei saa raakida uhesest poorlemisperioodist, sest nad poorlevad

diferentsiaalselt just nagu Paike.

Lapikus on esimest jarku parandus gravitatsioonilise potentsiaali avaldises, mida defi-

neeritakse jargnevalt

Φ =U

m(12.1.2)

ehk siis potentsiaalne energia massiuhiku kohta. Sfaarilis-summeetrilise keha puhul

Φ = −GM/r, kus r on vaadeldava punkti kaugus planeedi tsentrist. Kui aga planeet

pole sfaarilis-summeetriline, siis potentsiaali saab ritta arendada

Φ(θ) = −GM

r

[1 −

(Re

r

)2

J2P2(cos θ) −(

Re

r

)J4P4(cos θ) − ...

], (12.1.3)

kus iga jargmine liige esindab progresseeruvalt jargmist korgemat jarku komponenti

planeedi kujus ja massi jaotuses. Paneme tahele, et kui r suureneb, siis iga jargnev liige

muutub vahem tahtsamaks ja kui r → ∞, siis Φ laheneb sfaarilisele potentsiaalile.

Funktsioonid P2 ja P4 on tuntud Legendre’i polunoomide nime all. Neid kohtab

paljudes matemaatilise fuusika harudes. Iga polunoom soltub vaid cos θ-st, kus θ on

nurk poorlemistelje ja kohavektori vahel (vt joonist 12.1.6). Monede madalat jarku

polunoomide naited:

P0(cos θ) = 1,

P2(cos θ) =12(3 cos2 θ − 1)

P4(cos θ) =18(35 cos4 θ − 30 cos2 θ + 3).

Valemis (12.1.3) on Legendre’i polunoomid korrutatud teatud kaalufaktoritega, mida

tuntakse gravitatsiooniliste momentidena (J2, J4, ...), mis kirjeldavad iga polunoomi

tahtsust planeedi kuju maaramisel. Naiteks J2 on seotud planeedi lapikusega ja selle

inertsmomendiga. J4 on rohkem tundlik massijaotusele planeedi valistes regioonides,

eriti ekvatoriaalsele kuhmule, kuna see liige soltub tugevasti Re-st. Kuna tihedus soltub

192

pinna lahedal tugevamini temperatuurist kui sugaval planeedi sees, siis on J4 ka planeedi

soojusliku struktuuri naitaja.

� �

�

Joonis 12.1.6. Selgitav joonis gravitatsioonilise potentsiaali reaksarenduses.

Meie kasutuses olevad andmed lubavad oletada, et Jupiteril ja Saturnil on tihedad

tuumad, mis koosnevad paksust kaljude (Mg, Si, Fe) ja jaade supist ja mille massid

on vastavalt 15 ja 13 M⊕ ja mis ulatuvad 20% kuni 25% nende raadiusest. Uraanil

ja Neptuunil on samuti tuumad massidega umbes 13 M⊕, ulatudes kuni 30% nende

raadiusest ning 70% kuni 90% nende massist.

� �� �� �� �� ��� ��� ��� ��� ������

���

���

���

���

���

���

���

���

���

���

���

���

���

�����

� � �

���

���

� �

� � �

���

���

� �

�� ������ ����

Joonis 12.1.7. Esimesed kaks korgemat jarku liiget Jupiteri gravitatsioonipotentsiaali

reaksarenduses, kui r = 2Re.

193

Teine vaatluste hulk, mis annab meile vihjeid planeetide tekke ja struktuuri kohta

on soojuse leke planeetide seesmusest. Maa-tuupi planeetides genereerib soojust ra-

dioaktiivsete isotoopide aeglane lagunemine. See aga ei ole kullaldane seletama hiidpla-

neetide seesmusest tulevat soojusenergia voogu. Naiteks Jupiter neelab ja kiirgab tagasi

8.1× 103 ergi cm−2 s−1 Paikesekiirgust, samal ajal toodab ta ise seesmuses taiendavalt

5.4 × 103 ergi cm−2 s−1. Neptuuni puhul on enda toodetud energia pool sellest, mida

planeet kiirgab. See seletab, miks Neptuuni temperatuur on pea sama mis Uraanil,

kuigi ta asub tunduvalt kaugemal Paikesest.

Uks energiaallikas hiidplaneetidel on nende gravitatsioonilise potentsiaalenergia vabane-

mine tekkimise ajal.

Kui me eirame vaikesi erinevusi koostises ja tiheduses, siis antud erisoojuse juures on

keha kogu soojusenergia vordeline selle ruumalaga (∝ r3). Kehast kiiratav energia on

vordeline keha pindalaga (∝ r2). Seega ilma taiendava energiaallikata on jahtumisaeg

vordeline raadiusega

τcool =kogu energia sisaldus

energia kaotus∝ r3/r2 ∝ r.

Seega olid hiidplaneedid varem palju heledamad, Jupiter vois isegi nahtavalt hooguda.

Kuna Jupiter on suurem kui Saturn (ja ka Paikesele lahemal), siis on ta suutnud jaada

kuumemaks pikemat aega ja suudab ikka kiirata energiat ilmaruumi. Saturni puhul

aga kollapsist parit energiat ei jatkuks kiirgamiseks praegusel tasemel. Selle moistatuse

lahendus on ilmselt vaatlustega kindlaks tehtud heeliumi puudus Saturni ulemisest at-

mosfaarist, ta on langenud alla kui raskem ja vabastanud oma potentsiaalse energia.

194

���������

��������

���� ���� �����

��� ��

���� ��

��� �� ��� �

������ �

������ �

� � � ��

� � ��

�������

Joonis 12.1.8. Arvutimudel Jupiteri seesmuses kohta

���������

��������� � � ��

���� ���� �����

���� ��

���� ��

��� �� ��� �

���� �

������ �

� � � ��

������

���� ��

��� ���������

��� ������������� ����������

�������������

Joonis 12.1.9. Arvutimudel Saturni seesmuse kohta.

195

���������

����� �������

����

��� ��

��� ��

��� �� �� �

���� �

���� �

� � � ��

� �� �� �� ��� �� �

������

��� ���

Joonis 12.1.10. Arvutimudel Uraani seesmuse kohta.

Neptuuni sisemine struktuur arvatakse olevat samasugune kui Uraanil.

Hiidplaneetide modelleerimine on samasugune kui tahtede puhulgi, pohiline erinevus on

ehitusmaterjalis. Naiteks suhteliselt madal temperatuur ja korge rohk muudab vesiniku

kummaliseks aineks - sugaval nende planeetide sees pressitakse vesinik nii kokku, et

molekulaarsed sidemed katkevad ja elektrone hakatakse jagama mitme tuuma vahel.

Sama toimub muide metallides, nii et Jupiteri ja Saturni sees on meil tegu vedela

metallilise vesinikuga. Ulejaanud kaks hiidplaneeti ei suuda vesinikku sellesse uude

vormi viia, kuid temperatuurist piisab, et tekitada ioniseeritud “ookeani” tuuma kohal.

Planeetide varvused on tingitud nende atmosfaaride temperatuurist, koostisest, poorle-

misest ja siseehitusest. Nii on Jupiter vaga varviline, Saturn natuke tagasihoidlikum,

Uraan ja Neptuun sugavalt sinakas-rohelised. Vaatlusandmed ja teooria vaidavad, et

Jupiteri pilvkate on kolmekihiline. Koige ulemised pilved on ammoniaagist (NH3),

keskmine kiht koosneb ammooniumhudrosulfiidist (NH4SH) ja alumised pilved koos-

nevad veest. Siiski jaab selgusetuks, milline keemiline uhend millise varvi eest vastutab,

arvatakse, et varvid annavad vaavel, fosfor voi erinevad orgaanilised uhendid. Jupiteril

ja Saturnil on sinakad piirkonnad sugavamal, korgemal on pruunid, valged ja punased

alad. Uraani ja Neptuuni puhul on vaavlist ja fosforist peegeldavad pilved sugaval ja

kui Paikese valgus labib atmosfaari, siis molekulid hajutavad paremini sinist valgust.

Pealegi neelab metaan punast valgust.

196

1994. aasta juulikuus langesid komeet P/Shoemaker-Levy (SL9) tukid Jupiteri-

le. See komeet avastati 1993. martsis, kuigi ta oli ilmselt Jupiteri umber tiirelnud

aastakumneid. Ekstrapoolides komeedi trajektoori ajas tagasi, selgus et komeet oli la-

gunenud tukkideks juba 1992.a. juulis, kui ta moodus Jupiterist seespool selle Roche’i

piiri.

Koik maailma teleskoobid jalgisid Jupiteri sellel juulikuu nadalal. Komeet langes Jupi-

teri tagumisele kuljele (kui Maalt vaadata), kuid sealt tousnud 3500 km korgust plah-

vatuse sammast jalgis HST.

Joonis 12.1.11. Komeedi SL9 21 tukki 17. mail 1994.

Selle pohjustas tukk G, mis oli suurim. Ja kuigi porge toimus Jupiteri taga, oli

plahvatus ikkagi nii tugev, et pastis Jupiteri tagant valja. Plahvatuse temperatuur

oli 7500 K (suurem kui Paikese pinnatemperatuur), kuid see jahtus vaga kiiresti, viie

sekundiga 4000 K-ni.

Kuna vaatlused naitasid, et vaavli ja vee hulk Jupiteri atmosfaaris kasvas, siis joudis

tukk G enne plahvatust usna sugavale.

Kohe parast plahvatust ilmusid Jupiterile Maast suuremad porgete tumedad armid.

Tumedus vois olla pohjustatud orgaanilistest molekulides voi siis susinikust. Armid

hajusid mone kuuga, moodustades ronga umber planeedi.

Jupiteri koige kuulsam detail on Suur Punane Laik.

197

Joonis 12.1.12. Suur Punane Laik Jupiteril.

See on hiiglaslik (laiuselt Maa diameeter ja pikkuselt kaks) tsuklonaalne torm,

mida on vaadeldud rohkem kui kolm sajandit. Samasuguseid, kuigi vaiksemaid torme

on koikidel Jupiteri perekonna liikmetel.

�� �

����

��

Joonis 12.1.13. Tsirkulatsioon Suure Punase Laigu umber.

Hoolimata sellest kauaelavast nahtusest on hiidplaneetide atmosfaarid vaga dunaamilised,

isegi suured nahtused nagu Suur Tume Laik Neptuuni atmosfaaris, mille avastas Voy-

ager 2 1989.a. moodalennul. Viis aastat hiljem HST seda enam ei nainud.

198

Joonis 12.1.14. Suur Tume Laik Neptuunil.

Maast palju kiiremini poorleval Jupiteri atmosfaaris on samuti Hadley rakud, mis

on jagunenud Coriolise jou mojul mitmeks vaiksemaks. Moistatus on Uraani poorlemine,

sest tema telje kalle ekliptika suhtes on 97.9 kraadi. Seega siis suure osa oma 84-aastasest

orbiidist on planeedi poolustel Paike seniidis voi selle lahedal. Seeparast voiks arvata,

et Uraanil transporditakse soojusenergiat subsolaarsest punktist pimedatesse aladesse.

Kuid Voyager 2 avastas, et voolumustrid Uraanil on ikka paralleelsed ekvaatoriga. Voib-

olla toimub see energiavahetus vaga sugaval.

Sula raudnikkel tuum Maal on magnetvalja allikaks. Hiidplaneetides on selleks

mootoriks vedel metalliline vesinik, vahemalt Jupiteril ja Saturnil. Kuna magnetvaljad

on ankurdatud sugavale sisemusse, siis valja poorlemisperioodist saame andmeid ka sise-

muse poorlemise kohta.

1950. aastatel moodeti Jupiteri raadiokiirguses nii soojuslikku kui mittesoojuslikku

komponenti. Soojuslik komponent on arusaadav - see on lihtsalt planeedi soojuskiirgus

AMK seaduse alusel. Kuid mittesoojuslik kiirgus osutus sunkrotroonseks detsimeeter

ja dekameeter lainealas. Seega pidi Jupiteril olema voimas magnetvali, kus on loksus

relativistlikud elektronid. Magnetvalja tugevuseks moodeti 19 000 korda tugevam vali

199

kui Maal.

Veel uks huvitav atmosfaarinahtus avastati parast SL9 langemist Jupiterile - seal leiti

virmalised pohjapoolkeral. Ilmselt said laetud osakesed plahvatusel nii palju energiat,

et liikusid mooda magnetvalja joujooni pohjapoolkerale, kus pohjustasid virmalisi 45

minutit parast porget.

Jupiteri magnetosfaar on diameetriga 3× 1012 cm - 22 korda suurem kui Paike. Jupi-

teri kiire poorlemise tottu on loksus laetud osakesed moodustanud voolu kile, mis

asetseb mooda magnetvalja ekvaatorit. Arvestades suurt osakeste hulka selles, peab

olema veel teine laetud osakeste allikas lisaks Paikese tuulele.

12.2. Jupiteri kuud

Voyageri lennust saadud piltidel on palju huvitavat Jupiteri kuude kohta.

Joonis 12.2.1. Io.

Io on lahim Jupiterile neljast Galilei kuust. See on kummaline kollakas-oranz

maailm, kus vahemalt uheksa vulkaani on uhekorraga purskamas. Europa on kaetud

ohukese ja vaga sileda veejaa kihiga, mis risti-rasti tais pragusid ja peaaegu ilma kraatri-

teta. Ganymedes on kaetud paksu jaakihiga, milles on olulisel maaral kraatreid. Ja

lopuks Callisto, millel on tolmukiht ning vaga paks jaakoorik. See kuu on olnud ageda

pommitamise objektiks.

200

Joonis 12.2.2. Europa.

Joonis 12.2.3. Ganymedes.

201

Joonis 12.2.4. Callisto.

Nende kuude karakteristikud on kooskolas sellega, et koos kuude kaugusega Jupi-

terist kahanevad ka nende keskmised tihedused.

Koos kuude kaugusega Jupiterist kasvab lenduvate uhendite hulk (nagu veejaa) ja see

viib mottele, et nende moodustumine on tihedalt seotud emaplaneedi tekke ja arenguga.

Meenutades, et Jupiter oli minevikus palju kuumem kui praegu, siis Io oli kullalt lahedal

selleks, et kaotada koik lenduvad uhendid. Europa suutis hoida natuke vett, Ganymedes

rohkem ja Callisto oli voimeline alles hoidma enamuse lenduvatest ainetest.

Callisto akreteerus kohalikust Jupiteri alamudust, seega korjas ta veel hiljem tolmu,

kattes ennast paksu tolmukihiga. Kuna ta tahkestus kiiresti, siis kannab ta vanade

pommitamiste jalgi.

Ganymedes tahkestus hiljem ja tema pind on noorem. Seega pole tal nii palju kraat-

reid. Selle kuu pind on tais keerukaid pragusid, mis annavad tunnistust tektoonilisest

tegevusest. Oletatakse, et enne jaakooriku loplikku tahkestumist kandis konvektsioon

kullalt soojust pinnale ja see pohjustas kuu koore nihkumisi.

Europa pinda varskendatakse pidevalt. Paistab et selle kuu pind on vahem kui 100

miljonit aastat vana. Ilmselt on tal pinna all vedel vesi. Jupiteri loodeline moju soo-

jusallikana hoiab vee vedelana. Praod Europa pinnas on ka tingitud loodeliste joudude

tekitatud pingetest.

Kuna Io on Jupiterile koige lahemal, mojuvad loodelised joud sellel kuule koige rohkem.

202

Kuigi kuu poorlemisperiood on vordne tiirlemisperioodiga, tahendab orbiidi vaike eks-

tsentrisus seda, et kiirus orbiidil pole kogu aeg vordne, mistottu kuu vobeleb ega hoia

uht kulge kogu aeg Jupiteri poole.

Loodeliste joudude tottu on Io peaaegu uleni sulas olekus, valja arvatud ohuke koor.

Kollakas-oranz pind on vaavel, mida kogu aeg purskab vulkaanidest. Pursked pole sel-

lised nagu Maa vulkaanidel. Pigem purskavad Io vulkaanid nagu geisrid Yellowstone’i

rahvuspargis. See muudab pidevalt Io pinda.

Koik Galilei kuud tiirlevad sugaval Jupiteri magnetosfaaris, kuid Io on Jupiteriga koige

tugevamas vastasmojus. Jupiteri magnetvali puhib labi Io kiirusega 57 km s−1. See

tekitab elektrilise potentsiaalide vahe kuu otstes umbes 600 kV. Selline potentsiaalide

vahe tegutseb kui patarei, mis sunnib liikuma 106 amprise voolu edasi-tagasi mooda

joujooni Io ja Jupiteri vahel. See laetud osakeste vool magnetvaljas genereerib Kuu

kuumenemise. Jamedalt raakides annab see P = IV ∼ 6 × 1011 W = 6 × 1018 erg s−1.

See panus kuu soojenemisse on aga vaike vorreldes selle energiaga, mis vabaneb kuu

pinnalt - 1021 ergi s−1.

Kui Jupiter, Io ja Maa on teatud asendis, siis registreeritakse raadiokiirguse purskeid

dekameetrisel lainealal. Praegu sellest veel korralikult aru ei saada, kuid ilmselt on need

seotud elektrivooludega Io ja Jupiteri vahel.

Io on vastutav suure hulga laetud osakeste eest, mis on loksus Jupiteri magnetvaljas,

kuigi pole ilmne, et need pagesid Io vulkaanipursetest, sest paokiirus on palju suurem

kui vulkaanidest valjapaiskumise kiirus. Selle asemel pakutakse valja puristamise

nahtus - hapniku ja vaavli ioonid Jupiteri magnetosfaarist porgates kuu pinna voi selle

atmosfaariga voivad anda kullaldaselt energiat teistele vaavli, hapniku, kaaliumi voi

naatriumi ioonidele arapaasemiseks. Tegelikult on avastatud vaavli ja kaaliumi pilvi

Jupiteri umber Io orbiidil (Io toor). Umbes 1027 kuni 1029 iooni lahkub Iolt ja siseneb

Jupiteri magnetosfaari igas sekundis.

Kui kaks Voyageri joudsid Saturnile 1980. ja 1981. aastal, siis suunati nad Titaani

juurde. Sellest ajast kui Gerard Kuiper avastas metaani Titaani umber 1940. aasta-

tel, on astronoomid tundnud huvi selle taevakeha vastu. Kuna nuud on Titaani juurde

joudnud Cassini-Huygens, siis Titaanile on puhendatud omaette peatukk selles loen-

gukursuses.

Veel uks Saturni pere liige on Mimas. Seda kuud on tabanud voimas look, tekitades

Herscheli kraatri.

203

Joonis 12.2.5. Mimas.

Ka Mirandat on tabanud tugev porge (joonis 10.1.2). Ta naeb valja vaga kum-

maline, otsekui oleks ta porkest laiali lohutud, siis uuesti kokku pandud, kuid valesti.

Nii on tekkinud korged, kuni 20 km korgused kaljud.

Teine teooria on, et loodelised joud rebisid Miranda puruks, nii et vedel sisu valja voolas

ja siis hangus.

Viimane kuu, mida Voyagerid kulastasid, oli Neptuuni suurim kuu Triiton. Pinnatem-

peratuuriga 37 K on see kulmim kulastatud taevakeha. Kuu lounapoolus on kaetud

roosaka harmatisega, mis koosneb taielikult lammastikust. Ka on seal olemas veejaa

kulmunud jarvedena. Voyager 2 moodalennul oli naha geisreid purskamas gaasi 8 km

korgusele. Triitoni atmosfaar koosneb enamasti lammastikust, nagu Maal, Titaanil voi

Pluutol. Triitoni atmosfaar on vaga hore, olles rohu all 1.6 × 10−5 atm.

Triitoni aeglaselt lagunev orbiit on retrograadne ja kaldu Neptuuni ekvaatori suhtes 20

kraadise nurga all. Arvatakse, et Neptuun on selle kuu kuidagi endale napsanud.

204

Joonis 12.2.6. Triiton.

12.3. Rongasusteemid

Populaarseim tunnusjoon Saturnil on kindlasti tema rongas. Maapealsete vaatlus-

tega tehti kindlaks, et see on tegelikult terve rongaste susteem, mida nimetati (valjast

sissepoole) A, B ja C. Rongaste A ja B vahel on Cassini pilu. Ronga A sees leiti samuti

pilu ja see nimetati Encke piluks.

Voyageride visiidi ajal avastati veel suur hulk rongaid. Selgus ka, et rongad on keerulised

moodustised ja koosnevad tuhandetest rongakestest.

Joonis 12.3.1. Saturni rongas.

205

Isegi Cassini pilus, mis arvati olevat tuhi, oli rongakesi, kuigi osakeste arvtihedus

oli seal muidugi vaike. F rongas oli eriti imelik, vaga kitsas ja palmikuks punutud.

See imeparane nahtus on vaart pikemat kirjeldust.

Tabel 12.1. Saturni rongad

Tunnusjoon Kaugus Saturni raadiustes

D rongas 1.00 - 1.21C rongas 1.21 - 1.53B rongas 1.53 - 1.95Cassini pilu 1.95 - 2.03A rongas 2.03 - 2.26Roche’i piir 2.04F rongas 2.33G rongas 2.8E rongas 3.5 - 5.0

Rongasusteem ulatub 5 RS kaugusele, kuid on vaga ohuke, voib-olla monikummend

meetrit. Kuna rongastel on nagu sabarlainetus, siis naivad nad paksemad (kuni kilo-

meeter). Rongaste optiline paksus risti ronga pinnaga on 0.1 kuni 2, nii et neist voib

labi naha.

Kui Galileo vaatles Saturni paar aastat parast esimest korda, oli ta imestunud, et selle

kaaslased on kadunud. Kuna ta teleskoop oli viletsa lahutusega, siis pidas ta rongaid

planeedi kaaslasteks. Asi oli selles, et siis vaatas ta rongaid mooda nende tasandit.

On lihtne aru saada, miks rongad on nii ohukesed.

�

�

Joonis 12.3.2. Porked osakeste vahel hoiavad ronga ohukesena.

206

Kui ronga osakesed porkuvad (enamasti mitteelastselt), siis nende rongatasandiga

risti olevad kiirusekomponendid vahenevad ja rongas muutub jarjest lapikumaks.

Enamus osakesi on vaga vaikesed, diameetritega monest sentimeetrist kuni mone

meetrini, kuigi seal voib olla ka mikromeetrise kuni kilomeetrise labimooduga osakesi.

Nende labimootu hinnatakse nende jahtumiskiiruse jargi Saturni varjus ja samuti selle

jargi, kuidas nad peegeldavad erineva lainepikkusega raadiosignaale.

Saturni rongaste aine on vaga peegeldav, albeedoga 0.2 kuni 0.6. Enamasti on ronga

aineks veejaa natukese tolmuga.

Ka Jupiteril on rongaste susteem, kuid selle optiline paksus on umbes 10−6. Siiski on

kolm komponenti kindlaks tehtud: toroidaalne halo, pohirongas ja loorrongas. Nad

ulatuvad 3 RJ -ni ja koosnevad pohiliselt tolmust.

Joonis 12.3.3. Saturni F rongas.

Uraani ja Neptuuni rongad avastati Maalt kaudsete toendite alusel ja hiljem

muidugi Voyager 2-lt. 10. martsil 1977 vaatlesid Uraani varjutamas tahte ja taht-

sid selle abil moota Uraani labimootu. Teades Uraani kiirust orbiidil, pole see ju raske

ulesanne. Enne tegelikku varjutust tahe valgus norgenes ja tugevnes mitu korda ja tahe

valjatulekul varjust kordus see nahtus, ainult vastupidises jarjekorras. Jarelikult oli tegu

rongastega. Sama lugu juhtus Neptuuniga.

Uraani umber avastati 11 rongast, koik nad on vaga kitsad - 10 kuni 100 km, monedel

on palmikud. Keemiline koostis aga on neil rongastel hoopis teine kui Jupiteril voi

207

Saturnil. Selle aine albeedo on vast 0.01 - seega vaga tume. Raadiovaatlused naitavad,

et osakeste labimoot on seal 1 m. Voimalik, et osakeste pind on kaetud orgaaniliste

molekulidega.

Veidral kombel on Uraani rongad planeedi ekvatoriaaltasandis ja mitte ekliptika tasan-

dis. Tuletame meelde, et Uraani poorlemistelje kalle ekliptika suhtes on 97 kraadi, siis

siit jargneb, et mingi katastroof on muutnud Uraani telje suunda. See katastroof tekitas

Uraani ekvaatoril kuhmu, mis orienteeris rongaste susteemi umber.

Voyager leidis Neptuuni juurest neli rongast, kaks neist on vaga kitsad ja kaks vaid

difuussed tolmu kihid. Uhel rongal olid neli paksendit, otsekui vorstid noori otsas.

Voyagerid naitasid, et rongaste dunaamika on vaga keeruline. Mitte koik selle kompo-

nendid pole selged, moned aga kull:

1. Porked on juba siinkohal kirjeldatud, kui rongaste ohukeseks tegijad.

2. Kepleri nihe ehk difusioon laiendab rongaid susteemi tasandis. Kui kiiremini lii-

kuv osake natuke madalamal orbiidil jouab jarele aeglasemale osakesel natuke korgemal

orbiidil, siis porked nende vahel sunnivad valimist osakest aeglustuma ja lahenema pla-

needile. Samal ajal valimine osake saab kiirenduse ja liigub kaugemale. Protsess lopeb,

kui osakeste tihedus saab nii vaikeseks, et porked lakkavad.

3. Karjuskuud on vaikesed kuud, mis paiknevad rongaste sees voi nende aartel, kon-

trollides ronga aari gravitatsioonilise moju abil. Saturni F ronga kitsusest saadi aru, kui

avastati kaks kuud Pandora ja Prometheus, mis liikusid just ronga aarel ja selle sees.

Kui kiiremini liikuv ronga osake moodub Pandorast, siis kuu moju pidurdab selle lii-

kumist, sundides osakest nihkuma Saturnile lahemale. Kui Prometheus moodub ronga

osakesest, siis tombab ta seda jarele ja osake liigub korgemale orbiidile. Selle tulemusena

on F rongas vaid 100 km laiune. Karjuskuu Atlas hoiab nii A ronga aare teravana. Ka

Uraanil on karjuskuud olemas.

4. Orbitaalsed resonantsid kuude ja rongaste osakeste vahel teatud orbiitidel voivad

vahendada voi suurendada osakeste kontsentratsiooni (selleks on vaja, et kuu orbiit

oleks ronga orbiidi tasandis). Naiteks on Saturni kuu Mimase ja Cassini pilu sisemise

aare osakeste vahel resonants 2:1. Teiste sonadega, osake seal teeb kaks tiiru orbiidil

sel ajal kui Mimas teeb uhe. Kuna sisemine konjunktsioon toimub Mimasega samas

orbiidi punktis, siis on gravitatsiooniline moju kumulatiivne ja Mimas sunnib osakest

elliptilisele orbiidile, mis tekitab rohkesti porkeid. Selle tulemusena osake paikneb teisele

orbiidile.

5. Spiraalsed tiheduslained, algselt valja pakutud Peter Goldreichi ja Scott

208

Tremaine’i poolt 1970-ndate lopus, tekivad orbitaalsete resonantside tottu. Gravi-tatsioonilised haired sunnivad osakesi erinevatel orbiitidel kogunema gruppidesse, niiefektiivselt suurendades nende gravitatsioonilist moju teistele osakestele. Nendenaaberosakesed omakorda tommatakse grupi ligi, suurendades nii tihedust. Kui reso-nentsi eest vastutav kuu on ketta aare taga, siis tiheduslaine liigub spiraalselt valjapoole.Kuna laine tihedus on suurem, siis porgete toenaosus kasvab. Kepleri nihe vahendabsiis osakeste arvtihedust resonantsorbiidil - see seletab Cassini pilu laiuse.6. Plasmapidurdus tekib rongaste osakeste porgetel magnetvalja loksu jaanud lae-tud osakestega. Kuna magnetvali on kulmunud planeedi seesmuse kulge, siis ta peabpoorlema koos planeediga. Kui ronga osakesed on seespool planeedi sunkroonset orbiiti(enamus ongi), siis osakesed liiguvad magnetvaljast kiiremini ja porked laetud osakestegaaeglustavad nende liikumist ja need liiguvad mooda spiraali sissepoole. Kui osakesed onvaljaspool sunkroonorbiiti, siis spiraleeruvad nad valjapoole.7. Atmosfaarne pidurdus - kui osakesed jouavad planeedi atmosfaari, siis liiguvadnad porgete tottu planeedile.8. Radiaalseid kodaraid on vaadeldud Saturnil ja need arvatakse olevat pohjustatudlaetud tolmuosakeste ja planeedi magnetvalja vastasmojust. Need kodarad liiguvadlabi rongaste susteemi planeedi poorlemise kiirusega, mitte rongaste orbitaalkiirusega.Moned tolmuosakesed saavad elektrilaengu, kui nad tihedasti porkuvad teiste tolmu-osakestega. See pohjustab nende osakeste loksujaamise magnetvalja joujoontes monedkumned meetrid rongaste tasandist korgemal. Paikesevalguse peegeldumine selleltannabki vaadeldavad kodarad.9. Ketta paindumine on pohjustatud Paikese ja planeedi teiste kuude gravitat-sioonilisest mojust. Kui Paike voi kuud pole samas tasandis rongaste kettaga, siistombavad nad ketast enda poole, pohjustades ketta paindumise.

Planeedi rongaste teke pole veel selge. Pohiprobleem on ajaskaalades, mis onrongaid moodustavatel ja lohkuvatel protsessidel. Laplace ja Kant pakkusid omal ajalhupoteesi, et rongad tekkisid planeetidega samal ajal. See selgitaks rongaste koosseisu,kuid on raske moista, kuidas rongad on alles pusinud 4.5 miljardit aastat.Voib-olla tekkisid rongad loodeliste joudude mojul, lohkudes liiga lahedale tulnudkaaslasi? Siis oleks tukid pidanud suuremad olema.Siin on veel palju tood.

209

13. SATURNI KAASLANE TITAAN

13.1. Natuke Kreeka mutoloogiat

Koigepealt oli maajumalanna Gaea, kes toi korvalise abita ilmale oma poja Uranose.

Seejarel sigitas ta sellesama pojaga kaksteist titaani, keda nimetatakse ka vanemateks

jumalateks (Rhea, Oceanus, Tethys, Hyperion, Mnemosyne, Themis, Iapetus, Coeus,

Crius, Phoebe, Thea), ja veel trobikonna teisigi tahtsaid tegelasi, nagu kukloobid, heka-

tonheirid ja Typhoeuse. Uranose valitsus loppes, kui Gaea mahitusel Kronos isa sir-

biga kastreeris, sest Gaea oli lopmata tudinud sunnitamisest. Kastratsiooni kaigus

tekkisid verest hiiglased. Uranos kas suri saadud haavadesse voi pogenes maalt, igata-

hes enam temast midagi ei kuuldud. Kronos sai siis valitsevaks titaaniks ja abiellus

Rheaga. Nende jareltulijad olid olumposlased. Kronosel aga oli jube komme konkurentsi

valtimiseks oma lapsi suua, mida Rhea loomulikult pahaks pani ja lopuks Zeusi asemel

talle naha sisse massitud kivi sisse sootis. Ellu jaid Zeus, Poseidon, Hades, Hestia, Hera

ja Demeter. Kui Zeus suureks kasvas, maksis ta oma isale ja teistele titaanidele katte,

voitis need ja sulges allilma Tartarosesse.

13.2. Uldandmed

Titaan on Saturni suurim kuu ja uleuldse Paikesesusteemi kuude hulgas suu-

ruse poolest auvaarsel teisel kohal. Esimest kohta hoiab kindlalt Jupiteri kaaslane

Ganymedes (labimoodud vastavalt 5150 ja 5262 km). Enne Voyageride kohalejoudmist

Saturni naabrusse 1980-1981. aastal arvasid astronoomid, et Titaanil on atmosfaar. Ar-

vati ka, et Titaanil on vedela metaani voi etaani mered, vesi voiks olla jaatunud Titaani

madala pinnatemperatuuri tottu.

Oodates ebatavalist maailma oli Voyager 1 programmeeritud tegema suurel hulgal pilte

Titaanist moodalennul novembris 1980. Kuid koik, mis pildistati, oli labitungimatu at-

mosfaar ja tihe pilvkate. Vaadeldi vaid moningaid varvuse ja heleduse muutusi.

Kuigi Titaan on klassifitseeritud kuuks, on ta ometi suurem kui Merkuur voi Pluuto. Tal

on planeedisarnane atmosfaar, mis on tihedam kui Merkuuril, Maal, Marsil voi Pluutol,

205

sest seal on atmosfaarirohk 1.6 baari. Atmosfaar koosneb pohiliselt lammastikust ja

natukesest susivesinikest, mis annavad Titaanile oranzi varvuse. Need susivesinikud on

amiinohapete ehituskivid, mis on vajalikud elu tekkeks. Teadlased usuvad, et Titaani

keskkond on just selline, mis oli Maal enne seda, kui elu hakkas pumpama hapnikku

atmosfaari.

Tabel 13.1. Andmed Titaani kohta

Parameeter Arvuline vaartus

Mass (kg) 1.35e+23Mass Maa suhtes 2.259e-02Ekvatoriaalraadius (km) 2575Ekvatoriaalraadius Maa suhtes 4.0373e-01Keskmine tihedus (gm/cm3) 1.88Keskmine kaugus Saturnist (km) 1 221 850Poorlemisperiood (paevades) 15.94542Orbitaalperiood (paevades) 15.94542Keskmine orbitaalkiirus (km/s) 5.58Orbiidi ekstsentrisus 0.0292Orbiidi kalle (kraadides) 0.33Paokiirus (km/s) 2.65Visuaalne geomeetriline albeedo 0.21Tahesuurus 8.28Keskmine pinnatemperatuur -178CAtmosfaari rohk (baarides) 1.5

Titaani pinnatemperatuur on -178C. Metaan on allpool oma kullastusrohku ja metaani

jogesid ja jarvi toenaoselt pole, kuigi me nii sooviksime - asi peaks ju ikka Maa sar-

nane olema! Teisest kuljest tundub, et etaani jarved on olemas, kus sees ka lahus-

tunud metaani voiks leida. Titaani metaan muutub fotokeemiliste reaktsioonide kaigus

etaaniks, atsetuleeniks, etuleeniks ja koos lammastikuga tsuaanvesinikhappeks (HCN).

Viimane on eriti tahtis, sest on otseselt seotud amiinohapete tekkega.

Voyagerid ei olnud voimelised pilvekattest labi tungima, kuid nad andsid teada, et

Titaan on uks huvitavamaid paiku Paikesesusteemis.

206

13.3. Cassini-Huygens

15. oktoobril 1997 startis Cassini, mis pidi joudma randevuule Saturniga juunis2004.

Joonis 13.3.1. Cassini lend.

Joonis 13.3.2. Titaan.

Parast kohanemist orbiidil pidi ta teele Titaanile saatma sond Huygensi. Cassinilpidi olema rohkem kui 30 moodalendu Titaanist, et kaardistada selle kuu pindasunteetilise apertuurradariga (SAR) - sama tuupi riistapuuga, millega Magellan kaardis-tas Veenust.

207

Joonis (13.3.2) on saadud uheksast kokkumonteeritud kujutisest, mille Cassini tegi

26.10.2004 esimese vaga lahedase moodalennu ajal. See on siiani koige detailsem Titaani

kogu ketta vaade, mille keskpunktiks on: laius 15 S ja pikkus 157 E. Heledus muutub

ule ketta ja heledad pilved lounapooluse kohal on hasti nahtavad.

Kujutise tootlus sisaldas atmosfaariefektide vahendamist ja pinnamoodustiste terav-

damist. Paike oli Cassini taga, nii et pildile sai peaaegu terve ketta. Lahutusvoime

pildil muutub piirides 2 kuni 4 kilomeetrit pikseli kohta. Pinnamoodustised on paremi-

ni naha ketta keskel, kus Cassini vaatab otse alla. Kontrast muutub kehvemaks ketta

aare poole, kus pinnamoodustised ahmastuvad atmosfaari vine tottu.

Heledam piirkond paremal ja ekvatoriaalne piirkond nimetati Xanadu piirkonnaks.

Joonis 13.3.3. Titaan orbiidilt.

Luuriline korvalepoige:

Xanadu on inglise poeedi Samuel Taylor Coleridge’i (1772-1834) poeemis “Kubla Khan”

valjamoeldud maa. Poeemi nimetuse vottis ta Yuani dunastiast parineva Mongoli-Hiina

208

imperaatori Kublai khaani nime jargi.Kuuldavasti oopiumiuimas kirjutatud luuletusest aimu saamiseks toon ara selle esimesedread:

In Xanadu did Kubla KhanA stately pleasure-dome decree:Where Alph, the sacred river, ranThrough caverns measureless to manDown to a sunless sea.

Teadlased vaidlevad, ja ilmselt veel kaua, millised protsesid on kujundanud sellisedkummalised heledusmustrid. Kujutis vihjab noorele pinnale, millel on vahe nahtavaidkraatreid. Kas need protsessid on olnud tektoonilised, tuule erosioonist pohjustatud,jogede settelised, merelised voi vulkaanilised - see tuleb veel selgitada.(Kujutis saadud: NASA/JPL/Space Science Institute).

Joonis 13.3.4. Helendav Titaan.

Joonisel (13.3.4) helendab Titaani atmosfaar valedes varvides, nagu ta paistab 2.juulil 2004 toimunud Cassini moodalennul tehtud piltidel nahtavas ja infrapunases val-guses tootava spektromeetriga. Kui Cassini lendas ule terminaatori, kus Titaani oo japaev kohtuvad, oli naha molemaid poolkerasid erinevatel lainepikkustel. Nendel piltidelon Paikesest valgustatud kulg vasakul ja oo paremal. Sinine kujutis naitab Titaanikiirguses, mis tungis labi pilvkatte pinnani. Kujutis on vaiksem kui ulejaanud, sestatmosfaari tekitatud efektid puuduvad.Kontrastina naitab roheline kujutis Titaani atmosfaari kogu ulatust. See on metaanifluorostsents, sest metaan ulatub rohkem kui 700 km korgusele pinna kohale, mislabi

209

Titaani mootmed lausa kahekordistuvad (mahuliselt). Sellel pildil kiirgab Titaan

lainepikkusel 3.3 µm, seega umbes viis korda pikemal lainepikkusel, kui inimene naeb.

Punane kujutis naitab, et Titaan kiirgab ka oosel, mis alguses teadlasi hammastas.

Punane kiirgus ulatus kuni 200 km korguseni, naidates vingugaasi emissioonkiirgust 4.7

µm lainepikkusel, mis tekib Titaani suhteliselt soojas stratosfaaris.

Viimane, mitmevarviline kujutis kombineerib kolm eelmist kokku uheks. Siin on

naha, et vingugaasi kiirgus ulatub ka paevapoolele, moodustades kollaka kihi vasakul.

See on tingitud sellest, et metaani (roheline) ja vingugaasi (punane) kiiratud valgus

segunevad kollaseks. Titaani pind on naidatud ringiga. Pind paistab lillana, kuna

segunevad sinine ja punane kujutis.

(Kujutis saadud: NASA/JPL/University of Arizona).

Joonis 13.3.5. Lilla vine Titaani atmosfaaris.

Joonisel (13.3.5) paistab Titaan pehmelt helendava kerana, mida umbritseb lilla

kestana vine stratosfaaris. Pilt on tehtud paev parast Cassini esimest moodalendu

Titaanist. Oieti on siin naha kaks vine kihti. Valimine on eraldatud ja naib holjuvat

korgel atmosfaaris. Kuna see on nii ohuke, on seda paremini naha kuu limbil. Pilt on

210

tehtud spektraalfiltri abil, mis on tundlik ultravioletis, keskmestatud 338 nanomeetri

juures. See on tegelikult vale varv, sest Titaanil on meie silma jaoks kahvatu oranz

jume. Atmosfaar ise ja ohuke eraldatud kiht on tehtud heledamaks ja antud lilla jume,

et parandada nende nahtavust. Parimad kujutised sellest eraldatud kihist on tehtud

ultravioletis, sest vaikesed vine osakesed hajutavad efektiivsemalt just seal.

Sellised kujutised annavad selgust monedele pohiprotsessidele, mis tekitavad ja evolut-

sioneerivad Titaani vinet. Protsess arvatakse algavat korgel atmosfaaris (ule 400 km),

kus ultravioletne kiirgus lagundab metaani ja lammastiku molekule. Tekkinud pro-

duktid usutakse reageerivat omavahel, moodustades keerulisi orgaanilisi molekule, mis

sisaldavad susinikku, vesinikku ja lammastikku, mis omakorda kombineerudes annavad

vaga vaikesed vine osakesed. Selle eraldatud kihi pohi on monisada kilomeetrit pinna

kohal ja on umbes 120 km paks.

Kujutis saadi kitsasnurk kaameraga 3. juulil 2004 kauguselt umbes 789 000 km

Titaanist, kusjuures Paikese-Titaani-Cassini faasinurk oli 114 kraadi. Kujutise lahutus

on 4.7 km pikseli kohta.

(Kujutis saadud: NASA/JPL/Space Science Institute).

Joonis 13.3.6. Nii naeksime Titaani oma silmaga.

Inimsilm Titaani pinda ei nae. Joonis (13.3.6) on saadud kitsasnurk kaameraga,

kombineerides punase, rohelise ja sinise filtri abil tehtud fotod.

Sellel spektri nahtavas piirkonnas tehtud pildil on naha Titaani fotokeemiline sudu, mis

211

sisaldab rikkalikult orgaanilist ainet. See annabki Titaanile sileda, detailidest puuduva

oranzi valjanagemise.

See pilt tehti Paike-Titaan-Cassini faasinurgal 67 kraadi ja umbes 13.1 miljoni kilomeetri

kaugusel Titaanist 10. juunil 2004.a. lahutusega 79 kilomeetrit pikseli kohta.

(Kujutis saadud: NASA/JPL/Space Science Institute).

Joonis 13.3.7. Kummaline pinnavorm Titaanil.

Joonisel (13.3.7) on sunteetilise apertuurradariga tehtud pilt Titaanist 26. ok-

toobril 2004, kui Cassini lendas umbes 2500 km korgusel Titaani pinna kohal ja

tegi esimesed radarvotted. Radar kiirgas lounapoolt, tumedad piirkonnad voivad olla

siledad, radarneelavast ainest alad, voi on siis kaldu eemale radarkiirguse suunast.

Vasakult ulevalt algav ja alla paremale ulatuv hele ala on seotud mingite lahtede kaudu

idapoolsete piirkondadega. See fakt, et heleda ala alumised (lounapoolsed) aared on

heledamad, voib tahendada nende suuremat korgust tumedate aladega vorreldes. On

vaja rohkem andmeid, et liigitada see nahtus kruovulkaanilseks vooluks, kus veerikas

vedelik tungib valja Titaani soojast sisemusest.

Kujutis katab umbes 150 × 150 kilomeetrit ja on tsentreeritud punktis 45 kraadi

pohjalaiust ja 30 kraadi laanepikkust Titaani pohjapoolkeral. Sellest piirkonnast pole

212

veel optilist kujutist olemas. Vaiksemad detailid kujutisel on umbes uhe kilomeetri suu-

rused. Kujutis on halvem pildi allosas, sest vaatlusnurk ei ole seal hea.

(Kujutis saadud: NASA/JPL).

Joonis 13.3.8. Pikergused pinnavormid Titaanil.

See keskmise lahutusega vaade naitab mingeid pikergusi pinnavorme Titaanil, mis

jooksevad enam-vahem idast laande. Kuid moned neist kalduvad pohja ja moned

lounasse, voib-olla selle piirkonna topograafia tottu. Pohjasuund on moned kraadid

vertikaalist paremale. lahutus on 0.85 km pikseli kohta. Kujutis saadi 26. oktoobril

2004 Cassinil lahedases infrapunases piirkonnas.

(Kujutis saadud: NASA/JPL/Space Science Institute).

213

Joonis 13.3.9. Radar naitab Titaani pinda varviliselt.

Sellel valede varvustega pildil (joonis 13.3.9) on naha teravat kontrasti siledate ja

magiste alade vahel Titaani pinnal. Parema perspektiivi saamiseks on must-valge ja

varviline kujutis korvuti. Varvikujutisel voivad heledad alad tahendada magiseid piir-

kondi, kus kallakud radari kiirguse poole on eriti heledad, voi siis on nad teistsugusest

materjalist. Roosa varv parandab vaikeset detailide nahtavust, kuna roheline annab

paremini edasi siledaid pindu. Vonklevad lineaarstruktuurid, mis loikavad labi tume-

date piirkondade, voivad olla orud voi vainad. Kuigi muidugi nende loomus on veel

teadmata.

On naha suur rongasjas struktuur vasakul uleval, kuid uldiselt pole Titaanil naha selli-

seid struktuure, mis voiksid sarnaneda varsketele porkekraatritele.

Ala pildil on 150 × 300 kilomeetrit ja on osa suuremast kujutisest, mis saadi 26. ok-

toobril 2004, kui Cassini lendas umbes 1200 km korgusel Titaani kohal.

(Kujutis saadud: NASA/JPL).

214

13.4. Sond Huygens

Enne kui vaatame, mida head Huygens korda saatis, tutvume sondi tooriistakastiga.

Cassini-Huygensi kosmoselaeval on 18 instrumenti, neist kuus Huygensil:

1. Aerosooli koguja ja puroluusija kogub proove keemiliseks analuusiks. Pump

tombab sisse ohku labi filtrite, mis puuavad aerosoolid kinni. Iga koguja kogub umbes

30 µg materjali.

2. Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR) pildistab ja teeb spek-

traalseid mootmisi, kasutades andureid laias spektriribas. Monisada meetrit enne lasku-

misporget see instrument lulitab sisse prozektori pinnase spektrite saamiseks.

3. Doppler Wind Experiment (DWE) kasutba raadiosignaale atmosfaari

omaduste uurimiseks. Tuulest tekitatud sondi eemalekandumine Titaani atmosfaaris

annab moodetava Doppleri nihke kandevsignaaalis. Sondi kiikumine langevarju otsas ja

teised raadiosignaali moonutavad efektid on samuti avastatavad Cassinil regitreeritavas

signaalis.

4. Gaaskromatograaf ja mass-spektromeeter (GCMS) on mitmekulgne

keemiline analuusija, mis on moeldud atmosfaari koostisosade identifitseerimiseks ja

nende hulga maaramiseks. Ta korjab ka gaasiproove korgematest kihtidest, et neid all

rahulikult analuusida.

5. Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI) sisaldab andureid

atmosfaari fuusikaliste ja elektriliste omaduste kindlaksmaaramiseks, ja ka mikrofoni

Titaani helide Maalesaatmiseks.

6. Surface Science Package (SSP) on hulk andureid Titaani pinnase fuusikaliste

omaduste uurimiseks maandumiskohas ja selle koostise maaramiseks. Komplektis on ki-

irenduse mootja porke tugevuse maaramiseks, ja teised andurid murdumisnaitaja, tem-

peratuuri, soojusjuhtivuse, soojusmahtuvuse, heli kiiruse ning (vedeliku) dielektrilise

kostandi maaramiseks.

215

Huygens saadeti langevarjuga Titaani pinnale reedel, 14. jaanuaril 2005. Esimest korda

sai oma silmaga naha, mis seal Titaani pinnal siis on.

Joonis 13.4.1. Titaani pind laskuvalt sondilt 16 km korguselt.

Oli naha vonklevaid voolukanaleid, mis viisid toenaoselt rannajooneni. Voolab neis

ilmselt vedel metaan. Oranz maastik Huygensi maandumiskoha umber on tais vaikesi

umaraid ja siledaid kive nagu Maa jogedes. Uks kujutis naitab pinnaudu haarmeid, udu

pole mitte veest, vaid etaanist voi metaanist.

See on kaunis tuttav, kuid siiski vooras pilt. Uurijad on muidugi vaimustuses.

Kuna Titaanil on atmosfaar, siis on ta kararikas paik. Mikrofonid Huygensi pardal

registreerisid tuule vihinat, kui sond laskus.

Huygens oli nii ehitatud, et ta pidi jaama pinnale ka laskumisel jokke voi jarve. Aga nii

ei juhtunud. Parast kahe ja poole tunnist laskumist tabas sond kuiva maad kiirusega

4.5 m sekundis, kogedes 15g suurust kiirendust. Sond jai ellu ja jatkas andmete saatmist

rohkem kui tund parast maandumist.

Sond mootis temperatuuri, rohku, atmosfaari koostist ja tuule kiirust alates atmosfaari

ulakihtidest kuni maapinnani. Temperatuur maandumiskohas oli -179.4 C. Pinnase

labitavuse mootja naitas, et pinnas sarnaneb marjale liivale voi savile, mida katab

mingist ainest koorik. Mis see on, ei teata.

216

Joonis 13.4.2. 360-kraadine panoraam maandumiskohast.

Joonisel (13.4.2) on 360 kraadine panoraam maandumiskohast. Valged viirud on

vist pinnaudu metaanist voi etaanist.

Joonis 13.4.3. Mosaiik Titaani pinnast.

Joonisel (13.4.3) on mosaiik Titaani pinnast, mis naitab maestikku, kust voolavad

alla lisajoed suurde jokke kokku. Pilt on tehtud Descent Imager/Spectral Radiome-

ter’iga (DISR).

217

Joonis 13.4.4. Laskumisel tehtud pilt tumedast tasandikust, kus on naha ’saari’.

Pilt on tehtud DISR’iga laskumisel, mis naitab voolusid heledate ’saarte’ umber.

Alad heledatest ’saartest’ all- ja ulalpool voivad olla erinevatel korgustel.

Joonis 13.4.5. Veejaa ja metaaniallikad.

Joonisel (13.4.5) on kaht uut moodustist Titaani pinnal. Hele lineaarne moodustis

sunnib arvama, et see on ala, kus veejaa on pressitud pinnale. Samuti on naha

218

luhikesed paksukesed kanalid, mis voivad olla tekkinud pigem vedela metaani allikatest

kui metaanivihmast (DISR).

Joonis 13.4.6. Huygensi maandumispaik (punane rongas pildi keskel).

Joonis (13.4.6) on tehtud Cassinilt kaardistava spektromeetriga nahtavas ja IP

piirkonnas. Huygens maandus punase ronga sees. Ronga labimoot annab DISR’i

vaatevalja 20 km korguselt.

Joonis 13.4.7. Varieeruv maastik.

Joonisel (13.4.7) on varieeruv maastik. Pilt on tehtud DISR’iga Huygensilt lasku-

misel 14. jaanuaril 2005 kaheksa km korguselt. On naha korgeid heledaid alasid voo-

lusangidega ja madalaid tumedaid alasid. Lahutus on 20 m pikseli kohta.

219

Joonis 13.4.8. Esimene varvipilt Titaanil.

Esimene varvipilt Titaanilt. Algselt arvatud kaljudeks voi jaablokkideks, kuid

hiljem saadi aru, et need on vaikeste mootmetega. Kaks objekti pildi keskosast allpool

on 15 cm (vasakul) ja 4 cm (paremal) labimoodus, 85 cm kaugusel Huygensist. Pind

on tumedam kui arvati, koosnedes vee- ja susivesinikjaa segust. On naha erosioonijalgi

nende objektide all, mis naitab vooluvedelike olemasolu (pilt on tehtud DISR’iga).

Titaanil on siiski ka vahemalt kaks kraatrit avastatud. Esimene neist on nimetatud

Circus Maximuseks. Hiiglaslik kraater Titaanil umbes 440 kilomeetrise labimooduga.

Pilt on tehtud Cassinilt radarkaardistajaga. See voib olla tekkinud komeedi voi asteroidi

loogist. Loogikeha pidi olema mitukummend kilomeetrit labimoodus.

Titaani pind tundub olevat noor vorreldes teiste Saturni kaaslastega.

220

Joonis 13.4.9. Circus Maximus Titaanil.

Joonis 13.4.10. Kraater Titaanil.

Joonisel (13.4.10) on kraater, umbes 60 km labimoodus, tehtud Cassini kolmanda

moodalennu ajal 15.veebruaril 2005. Kraater ja selle umbrus on hele, seega mitte sile

naitavad tugeva porke jalgi. Titaani on tabanud huperkiirusega liikunud komeet voi

221

asteroid, umbes 5-10 kilomeetrise labimooduga.Kraatril pole keskmist tippu, voib-olla on see erodeerunud. Vihmad, tuuleerosioon jakraatripinnase pehmenemine voivad koik olla muutnud kraatri algset kuju.

Loengus kasutud materjal on osaliselt Calvin J. Hamiltoni koostatud:(http://www.solarviews.com/eng/titan.htm).Samuti on kasutatud materjale lehelt:http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEM9W82VQUD 0.html.

222

14. PLUUTO, KOMEEDID JA ASTEROIDID

14.1. Susteem Pluuto-Charon

Neptuuni asukoha matemaatiline prognoos (nagu siis oeldi, et Neptuun avastati

suleotsaga) viis astronoomid loomulikult mottele, et Neptuuni taga voib ka veel planeete

olla. Margati anomaaliaid nii Uraani kui Neptuuni liikumises ja 19. sajandi lopupoole

algas jaht. Seda kroonis edu alles 1930. aastal, kui Clyde W. Tombaugh avastas 15.

tahesuuruse objekti tiirlemas umber Paikese. Selgus, et Pluuto avastati kull ennustatud

asukoha lahedal, kuid see ennustatud koht oli labinisti vale!

Pluuto erineb teistest planeetidest Paikesesusteemis, sest tema 248.5 aastane orbiit on

vaga ekstsentriline - e = 0.25. Periheelis on ta kaugus Paikesest 29.7 AU (tegelikult

lahemal kui Neptuun) ja afeelis 49.3 AU. Pluuto orbiit on ka suure kalde all ekliptika

suhtes - 17 kraadi.

Kuigi Pluuto orbiit loikub Neptuuni orbiidiga, pole karta, et nad kokku porkuvad, sest

nende orbiidid on resonantsis 3:2. Seetottu ei saa Pluuto Neptuunile kunagi lahemale

kui 17 AU. Pluuto ja Uraani vahemaa on monikord isegi vaiksem, vaid 11 AU.

Joonis 14.1.1. Pluuto-Charoni susteem (HST).

223

Paljud Pluuto karakteristikud leiti alles parast seda, kui 1978.a. avastati Charon

- Pluuto kaaslane. Nad tiirlevad susteemi raskuskeskme umber perioodiga 6.387246

paeva. Nendevaheline kaugus on 19 624 km, vaid 1/20 Maa ja Kuu vahelisest kaugu-

sest. Kepleri seaduse alusel on susteemi mass vaid 0.0024 M⊕. Pluuto massi on hinnatud

1.3 × 1025 g ja Charonil 1 kuni 2 × 1024 g.

Kohe parast Charoni avastamist astronoomid taipasid, et susteemis algab huvitav var-

jutuste periood (1985 ja 1990 vahel). Kuna Pluuto-Charoni orbitaaltasand on nurga

122.5 kraadi all Pluuto orbiidi suhtes, naeme me susteemi aartpidi ainult kaks korda

Pluuto sunoodilise perioodi jooksul. Onnekombel oli susteem ka periheelis (1989). Sel-

line juhtum tuleb jalle 22. sajandil.

Varjutuste pikkus annab informatsiooni Pluuto ja kaaslase labimootude kohta. Nen-

dest andmetest on Pluuto diameetriks saadud 1160 km, seega siis umbes 2/3 meie Kuu

diameetrist. Charoni diameeter on vaid 650 km. See tahendab, et Pluuto keskmine

tihedus on 2.1 g cm−3 ja Charonil 1.3 kuni 2 g cm−3. Ilmselt on nad molemad jaast

ja kividest koosnev konglomeraat, kusjuures kive paistab rohkem olevat kui Jupiteri

maailmas tavaks on. Kui Charoni tiheduse alumine piir oige on, siis ei saa Pluuto ja

Charoni kohta oelda “kaksikplaneet”, kui aga on oige ulemine piir, siis tekkisid nad

ilmselt koos.

Kuna Pluuto ja Charon on nii lahestikku, siis on nad resonantsis 1:1, st kogu aeg

pooratud teineteise poole sama poolega. Tegu on taiesti sunkroonse orbiidiga. Kuna nad

on orbiidil lukustatud, siis neil pole kogu aeg liikuvaid kuhme ja soojuskadu hoordumise

kaudu puudub.

Sunkroonse orbiidi tottu on Charon tapselt Pluuto ekvaatori kohal. Kuna susteemi or-

biidi kalle on 122.5 kraadi, siis see tahendab, et nad on retrograadsed poorlejad (nagu

Uraan).

1992.a. uurisid astronoomid Mauna Keal asuva UK infrapunase teleskoobiga Pluuto

pinda spektrograafiliselt. Nad leidsid, et pind on kaetud kulmunud lammastikuga (N2)

97% ulatuses, lisaks veel CO ja metaani jaa, nagu Triitonilgi. Kui Pluuto varjutas norga

tahe 1988.a., siis avastati vaga nork atmosfaar, rohuga pinna lahedal vaid 10−5 atm.

Koosseis on sama, mis pinnalgi.

Arvatakse, et Pluuto atmosfaar pole pusiv, kuna vaatlused tehti periheelis, kus planeedi

temperatuur oli maksimumis - 40 K. Afeelis voib atmosfaar uuesti valja kulmuda.

224

14.2. Komeedid

Selliseid komeete nagu Mrkos ja Halley (periood 76 aastat) on inimkond nainudkorduvalt. Halley komeedi visiite on kirjeldatud alates 240 e.m.a. Heledaid komeeteon ammu umbritsenud mingi salaparane aura, neid on peetud onnetuste ja isegi maail-malopu ettekuulutajateks.

Joonis 14.2.1. Halley komeet.

Joonis 14.2.2. Hale-Boppi komeet. G. Rhemanni foto (Austria).

1950.a. pakkus Fred Whipple komeetide mudeli, mis selgitas edukalt enamuse nendekarakteristikutest, kaasa arvatud sabade moodustumine. Ta pakkus, et komeedi tuu-

ma moodustab “rapane lumepall” umbes 10 km-se diameetriga. Tuum koosneb siis jaast

225

ja vahesest tolmust. Kui tuum liigub Paikese gravitatsioonijou toimel kaugest ja kulmast

Paikesesusteemi aarealalt Paikesele lahemale, siis jaa hakkab sublimeeruma. Vabanenud

tolm ja gaas laienevad valjapoole, moodustades gaasi ja tolmu pilve labimooduga 1011

cm, mida nimetatakse komaks. Koma on vastasmojus Paikesekiirguse ja -tuulega, te-

kitades pika saba (kuni 1 AU pikkusega). Vesinik umbritseb koma, moodustades halo,

mille labimoot on veel 10 korda suurem kui komal. Kui komeet lahkub Paikese naabru-

sest, siis nii saba kui halo ja koma tasapisi kaovad. Komeedi aktiivsus ei kao siiski, sest

aeg-ajalt ta purskab, vabastades kergesti lenduvaid gaase.

Komeetide sabad on alati suunatud Paikesest eemale, sest kiirgusrohk mojub tolmu-

osakestele ja Paikesetuul ning Paikese magnetvali ioonidele.

Vaatleme koigepealt kiirgusrohku tolmukubemele. Idealiseeritud sfaarilisele tolmuku-

bemele raadiusega R, mis paikneb kaugusel r Paikesest ja mis neelab kogu talle langeva

kiirguse voib kasutada valemit

Frad =〈S〉A

ccos θ, (14.2.1)

kus Frad on kiirgusest pohjustatud joud, 〈S〉 on ule aja keskmistatud Poyntingi vektor

ja θ on kiirguse langemisnurk tolmukubemele, mida moodetakse pinnanormaalist. Siin-

kohal tuleb cos θ vaadelda seoses tolmukubeme ristloikega σ = πR2. Teiste sonadega,

taieliku neeldumise puhul avaldatakse tolmukubemele sama joudu nagu oleks see kube

asendatud tasapinnalise kettaga, mille ristloige on σ. Asendame Poyntingi vektori 〈S〉 =

L�/4πr2 ja saame

Frad =〈S〉σ

c=

L�(πR2)4πr2c

. (14.2.2)

Paikese gravitatsioon mojub samuti tolmukubemele. Kui selle tihedus on ρ, siis selle

mass on

mgrain =43πR3ρ

ja sellele mojuv raskusjoud on

Fg =GM�mgrain

r2=

4πGM�ρR3

3r2, (14.2.3)

kus Fg on alati suunatud tahele. Seega siis nende joudude suhe on

Fg

Frad=

16πGM�Rρc

3L�. (14.2.4)

226

Kuna nii raskusjoud kui kiirgusvoog alluvad poordruutseadusele, siis kaugust Paikesestvalemis pole.Raskusjou ja kiirgusrohu avaldised saavad vordseks, kui tolmukubeme raadius on krii-

tiline

Rcrit =3L�

16πGM�ρc. (14.2.5)

Need tolmukubemed, mille raadius on vaiksem kui kriitiline raadius, hakkavad liikumaPaikesest eemale. Tolmusaba koverus suureneb, sest tolmukubemete orbitaalkiirusvaheneb kaugusega Paikesest. Tuupilise tiheduse ρ = 3 g cm−3 jaoks on kriitilineraadius Rcrit = 1.91 × 10−5 cm = 1910 A.Suuremate kui kriitilise raadiusega tolmukubemed jatkavad liikumist umber Paikese.Tegelikult aga Poynting-Robertsoni efekt sunnib neid aeglaselt Paikesele lahenema (lii-kuv tolmukube tabab footoneid rohkem oma eesmise poolega, seetottu pidurdudes jalahenedes Paikesele).Kuna Rcrit on vorreldav Paikese poolt kiiratud valguse lainepikkustega, siis on tegeliksituatsioon palju keerulisem. Vaikseimad tolmukubemed ei neela efektiivselt valgustja nende ristloiked on vaikesed. Pealegi hajutavad nad valgust, mistottu tolmusabadpaistavad valgete voi kollakatena.Komeedi sirge ioonsaba volgneb oma struktuuri keerukale vastasmojule komeedi,Paikesetuule ja Paikese magnetvalja vahel. Kuna komeet on takistuseks Paikesetuuleteel ja kuna Paikesetuule ja komeedi suhteline kiirus on suurem lokaalsest helikiirusest,siis kujuneb komeedi ees looklaine. Kui aine koguneb sellesse kaila looklainesse, ioonidsatuvad loksu Paikese magnetvaljas. See paneb magnetvalja end mahkima umber tuu-ma. Komeedi iooni liiguvad mooda spiraali umber joujoonte Paikesele vastassuunas.Ioonsaba varv on sinine, sest CO+ ioonid neelavad ultravioletti ja kiirates uuestilainepikkustel 4200 A lahedal. Siiski pole see aine ainuke, mis leitud komeetidest.Tanapaeval on komeetidest leitud ule 20 erineva molekuli ja samapalju elemente. 1986.a.periheelis leiti Halley komeedi sisemisest komast 80% vett, 3.5% CO2, moni protsent(H2CO)n (polumeriseerunud formaldehuudi), 1% metanooli (CH3OH) ja teiste uhenditejalgi.Nagu me naeme edaspidi, pole toenaoline, et Maa-tuupi planeedid kondenseerusid soo-jas solaarudu sisemises piirkonnas, kus oli palju lenduvaid aineid nagu vett. Arvatakse,et suurema osa veest toid meile komeedid, kui porkusid juba tekkinud planeetidega.Whipple’i rapase lumepalli teooria sai dramaatilise toestuse, kui rahvusvaheline ar-maada startis Halley komeedi poole martsis 1986. Sonde oli kokku kuus: kaks Jaapanist

227

- Suisei (komeet) ja Sakigake (pioneer, algataja), kaks endisest NLust - Vega 1 jaVega 2 (sonadest VEnera GAllei, kuna nad pidid ka Veenuse juurest mooda lendama),uks Euroopa Liidust - Giotto (12. sajandi Itaalia maalikunstniku Giotto di Bondonejargi, kes kaks aastat parast Halley ilmumist 1301. aastal maalis pildi ”Tarkade jumal-damine”, kus taevas oli kujutatud komeet) ja uks USAst - International Cometary

Explorer, mis oli lennanud mooda komeedist Giacobini-Zinner kuus kuud varem.

Joonis 14.2.3. Halley komeedi tuum nahtuna Giottolt (ESA).

Vega 1 ja 2 tegid Halley komeedist pilte 8900 ja 8000 km kauguselt. Toetudesnende telemeetrilistele andmetele juhiti Giotto veelgi lahemale komeedi tuumale ja niimooduski Giotto komeedi tuumast 596 km kauguselt.Komeedi ja Giotto suhteline kiirus oli 68.4 km sekundis ja isegi vaike tolmukube voistosiselt sondi vigastada. Seeparast oli Giottol ees 50 kg kaaluv alumiiniumist ja kevlaristkilp. Seitse sekundit enne lahimat kontakti tuumaga saigi sond pihta ja hakkas sellestpaugust varisema. Stabiilsus saavutati alles poole tunni parast.Giotto pildistas lahimas punktis komeedi tuuma (joonis 14.2.3). Tuuma moodud on15 × 7.2 × 7.2 km ja see on kartulimugula moodi. Pind on vaga tume, albeedo oli0.02 ja 0.04 vahel. Ilmselt oli jaa sublimeerunud ja tolm ning orgaanilised molekulidalles jaanud. On naha ka valjapursked Paikesepoolselt kuljelt. Kuna tuum poorles, siispoordusid Paikese poole teised kuljed ja siis purskus sealt ainet. Moodalennu ajal katsid

228

pursked 15 % komeedi tuuma pinnast ja valja paiskus ainet kiirusega 2 × 107 g s−1 ja

5 × 106 g s−1. Nende pursete reaktiivjou tottu on komeedid kurikuulsad oma sageli

kummalise liikumise ja irregulaarsete poorlemisperioodidega.

Halley komeedi tuuma massiks hinnati 5× 1016 g ja 1017 g vahel. Kui see nii on, siis on

tuuma tihedus vaiksem kui veel. See on voimalik, kui tuum on poorne - nagu varske

lumi.

Halley on luhiperioodiliste komeetide esindaja. Need on tavaliselt ekliptika tasandi

lahedal ja kaivad regulaarselt Paikesesusteemi siseosas ja nende perioodid on luhemad

kui 200 aastat. Pikaperioodiliste komeetide klassi esindajate perioodid on 100 000

ja 1 miljoni aasta vahel. 1950. aastal pakkus hupoteesi hollandi astronoom Jan Oort, et

pikaperioodilised komeedid tulevad nn Oort-Opiku pilvest (ka Ernst Julius Opik oli

sama ideed pakkunud). Kuigi seda pilve pole kunagi vaadeldud, ollakse selle olemasolus

vaga kindlad. See komeetide reservuaar asub kaugusel 3000 AU kuni 100 000 AU,

sisaldades umbes 1012 kuni 1013 liiget kogumassiga 100 M⊕. Vordluseks - lahimad

tahed on 275 000 AU eemal. Sisemine Oort-Opiku pilve osa on lapikuvoitu, kuna valine

on sfaariline.

Sealsed komeedid ilmselt tekkisid mitte seal, vaid Uraani ja Neptuuni juures ja hiljem,

gravitatsiooniliste hairete tottu, katapulteeriti praegusesse asukohta.

Kuna luhiperioodiliste komeetide orbiidi on ekliptika lahedal, siis need ilmselt ei parine

Oort-Opiku pilvest.

14.3. Komeet Wild 2

Komeet Wild 2 fotode detailne analuus pani astronoome sugavalt imestama, sest

nad polnud selliseid objekte varem Paikesesusteemis kohanud.

Kuni hiljutise ajani tiirles komeet Wild 2 umber Paikese orbiidil, mis asus Jupiteri ja

Uraani vahel. Kuid septembris 1974 moodus komeet vaid 0.006 AU kauguselt Jupiterist.

See muutis komeedi orbiiti tunduvalt ja nuud on komeedi periheel Marsi orbiidi sees.

Komeeti uuris NASA kosmosesond Stardust ehk siis Tahetolm oma moodalennul 2004.a.

jaanuaris. Piltidel on naha valjulatuvaid osi ja jarskude servadega kraatreid, mis pais-

tavad trotsivat raskusjoudu. Rohkem kui tosin juga paiskub valja tema seesmusest.

Tolm poorleb komeedi umber ootamatult tihedate pilvedena. Kummaliste struktuuride

229

Joonis 14.3.1. Komeet Wild 2.

hulgas komeedi tuuma pinnal on kaks suvendit, millel on peaaegu tasane pohi ja

vaga jarsud seinad, meenutades kaht sugavat jalajalge. Nad ei nai sugugi porkekraat-

ritena. Ning nimedeks saidki nad Vasak ja Parem Jalg komeedi kaardil. Komeedi

labimoot on umbes 5 kilomeetrit. Ainult kaht teist komeeti on nahtud nii lahedalt, kuid

molemad on olnud suhteliselt siledad ja kaugeltki mitte nii paljude kraatritega. Ka pole

asteroididel nahtud pinnavormid sarnased Wild 2 omadega. Siiani vaadeldakse Wild 2

kui unikaalset objekti, utles Donald Brownlee, kes on Washingtoni Ulikooli astronoo-

mia professor ja Stardusti projektijuht. Brownlee arvates on Wild 2 uude komeediklassi

kuuluv objekt. Uurijad lootsid naha suhteliselt struktuuritut soelaadse kattega tol-

must pinda. Selle asemel on pind kaetud igivanade porkekraatritega. Laiad tasandikud

(mesad) ja sugavad kanjonid paistavad selgesti silma. Brownlee arvab, et tegu on tavalise

komeediklassiga, sest ega me neid just palju pole enne nii lahedalt nainud. Teadlased

230

arvavad, et komeedid on parit Paikesesusteemi kaugetelt aarealadelt ja kujutavad en-

dast urgainet, millest Paikesesusteem hakkas tekkima. Neis on palju vee jaad ja teisi

jaasid, lisaks veel orgaanilist materjali ja silikaate voi kive. Paljud teadlased arvavad,

et komeedid toid Maa peale vee ja teised eluks vajalikud ained.

Stardust lendas Wild 2 tuumast 237 kilomeetri kauguselt mooda. On loota, et vaatlused

- ja tolmuproovid, mis jouavad Maale 2006. aastal, parandavad oluliselt meie arusaamist

Paikesesusteemist.

Kraatrid komeedi tuumal on arvatavasti ikkagi porkekraatrid, kuigi neis puudub re-

goliit, porgetel tekkinud pulbritaoline aine. Brownlee arvates on komeedi raskusjoud

nii vaike, et ta seda pulbrit enda kuljes hoida ei suuda. Inimene sellel komeedil suudab

ules hupates komeedilt lahkuda, iseasi on muidugi, kas seda tasub teha. Komeedi aines,

kuigi habras, naib ometi olevat tervik, mitte juhuslike tukkide kogum. Valjaulatuvad

osad on ilmselt tekkinud erosioonist, sest iga kord, kui komeet Paikesest moodub, ta

kuumeneb ja kaotab aurustudes ainet. Vaatlused naitavad, et komeet on kaotanud

umbes 100 meetri paksuse kihi oma ainet. Euroopa teadlased on eksperimenteerinud

igasuguste peenestatud ainesegudega sugavas kulmas ja vaakuumis ja nendest katsetest

on jargnenud, et nii voivad komeetide tuumad tekkida kull.

Komeedituumad voivad ka lohkeda, sest Paikesele lahenedes nad kuumenevad ja kui

aur valja ei paase, lohkeb komeet kui aurukatel.

Mis veel komeedil on imelik, on see, et vaikeseid kraatreid pole, on ainult suured, mis

on miljardeid aastad vanad. Toenaoliselt vaikesed kraatrid erodeeruvad.

Kuigi Wild 2 ja Saturni kuu Phoebe parinevad arvatavasti molemad Kuiperi voost, pole

nende kraatrid uldse sarnased. Phoebe omad on sarnased asteroidide kraatritele, mis

on laugete nolvadega ja tais rahne.

Stardust lendas labi komeedi saba, valtides suuri kamakaid ja haarates oma erilisse

kogumiskindasse rohkem kui 1000 tukikest komeedi saba ainet. Labilennul kohtas Star-

dust kaht tolmukogumit, mille vahel oli selgelt horedam osa. See annab alust arvata, et

tolm valjub komeedi tuumast luhiajaliste pursetena.

Selge on aga see, et meil on vaja infot ka teistelt komeetidelt. Euroopa Liidu sond

Rosetta on juba startinud ja laheneb komeedile Tsuryumov-Gerasimenko 2014. aastal,

jaades selle mber tiirlema ja maandades sellele sondi Philae. Nii saame me otsesed

vaatlusandmed komeedi ainese kohta.

231

14.4. Kuiperi voo

1951.a. Hollandi astronoom Gerard Kuiper pustitas hupoteesi, et juba Neptuu-ni orbiidi taga peaks olema Paikesesusteemi tekkejaakide voo, mida hoolimata sel-lest, et ka seda pole keegi eriti nainud, nimetatakse praegu Kuiperi vooks. Tookordpohjendas Kuiper oma arutlust vaitega, et oleks vaga kummaline, kui Paikesesusteemiloleks diskreetne, so siis jarsult loppev “aar”.Tema oletust toetas Jupiteri perekonna komeetide populatsioon, mis pidas ennast hoopisteisiti uleval kui need komeedid, mis tulid Paikesesusteemi kaugetelt aarealadelt, nnOort-Opiku pilvest. Jupiteri perekonna komeetide tiirlemisperiood oli alla 20 aasta,kuna pikaperioodilistel komeetidel on see kuni miljon aastat. Pealegi tiirlevad nadumber Paikese samas suunas, mis planeedidki.

Joonis 14.4.1. Quaoari orbiit.

Kuiperi hupoteesi toetasid ka 1980. aastate alguses tehtud arvutisimulatsioonid,mis naitasid, et Paikesesusteemi moodustumisel tekibki ulejaakidest ketas. Selle stse-naariumi kohaselt planeedid kondenseeruvad kiiresti algpaikese umber asuvas kettas ja

232

tolmuimejatena korjavad raskusjou mojul kiiresti kokku ulejaagi. Kuid kaugel, Nep-tuuni taga, ei suuda raskusjoud enam neid jaake kokku korjata ning sinna jaab jaistetaevakehade kuningriik. Kuiperi voo oli ainult hupotees kuni 1992.aastani, kui avastati180 km labimooduga taevakeha 1992 QB1 kaugusel, mis vastas Kuiperi voo kaugusele.Paljud astronoomid arvavad ka, et Pluuto pole midagi muud, kui Kuiperi voo koigesuurem liige. Minnakse veelgi kaugemale, ka Neptuuni satelliidid Triiton ja Nereiid,ning isegi Saturni satelliit Phoebe voivad olla Kuiperi voost ara tommatud objektid.Viimase kumnendi jooksul on avastatud rohkem kui 500 sellist jaist objekti. Esimesedrekordihoidjad olid vast Varuna ja objekt nimega 2002 AW197, kumbki umbes 900km-se labimooduga. Neid labimoote pole praegu veel voimalik otseselt moota ja neidhinnatakse objekti temperatuuri (mida saab moota) ning objekti peegeldusvoime ehkalbeedo kaudu. See viimane on aga uks kahtlane asi, ta arvatakse olevat samasugune kuilahematel taevakehadel. Jargmine kuulsaks-saaja Kuiperi voos oli objekt 2002 LM60,mis avastati 4.06.2002 ja mis sai nimeks Quaoar. Avastajateks olid Chad Trujillo jaMike Brown California Tehnoloogiainstituudist Pasadenas, kasutades Jet PropulsionLaboratory NEAT jalgimisprogrammi abil Palomari Observatooriumis saadud kujutisi.Avastusest teatati alles 7.10.2002 Ameerika Astronoomiauhingu aastakoosolekul, sestasjas oli vaja taiesti kindel olla.Trujillo ja Brown kasutasid vaatlusteks algul Palomari 48-tollist Schmidti telekoopi,niiviisi leides 18.5 tahesuurusega objekti, mis ronis aeglaselt ule taeva Maokandjatahtkujus. Kuigi Big Schmidt on vaga hea teleskoop, ometi polnud ta voimeline plane-toidi ketast naitama, vaid tegu oli vaid punktkujutisega. Brown hakkas asja tapsustamaHubble’i teleskoobi uue kaameraga, saades objekti diameetriks 40 millikaaresekundit(samasuure nurga all paistab kahe-eurone munt 13 kilomeetri kauguselt).Praegu hinnatakse, et Quaoari labimoot on umbes 1300 kilomeetrit, siis 1/10 Maa dia-meetrist, mis andis seega suurima objekti parast Pluuto avastamist 1930.a. Quaoaron mahult suurem kui koik asteroidid kokkupandult, aga annab vast ainult 1/3 nendemassist (sest koosneb pohiliselt jaast). Ta tiirleb umber Paikese umbes 40+ AU kau-gusel, kusjuures tema orbitaalperiood on 286 aastat. Planetoidile anti nimi vastavaltIAU reeglitele see pidi olema mingi jumala voi selle lahikondlase nimi. Kuna Kreekajumalate nimed on peaaegu ammendatud, siis tuli pilgud mujale suunata. Ja kunaQuaoar avastati Los Angelese piirkonnas (Mt. Palomar ja Caltech!), siis oli loomu-lik poorduda selles piirkonnas poliselanikena elanud Tongva indiaanlaste mutoloogiajuurde. Quaoar on nende inimeste loomise jumal, kes taevast alla tuli kaosest kordalooma, pannes maailma seitsme hiiglase olgadele. Seejarel loi ta madalamad loomad

233

ning siis inimesed. Jarelikult on Quaoar uks igati sobiv nimi.

Huvitav on aga see, et Quaoari avastamine norgestas Pluuto positsioone planeedina,

kuna astronoomid arvavad sealkandis olevat vahemalt tosin sama suurt objekti. Ette

rutates tuleb oelda, et Sedna on veel suurem objekt. Moned astronoomid on isegi nii

julged, et ennustavad sealkandis Pluuto-suuruste planetoidide avastamist.

Veider, kuid Quaoaril on rohkem oigust olla planeet kui Pluutol! Tal on tuupilise pla-

needi peaaegu ringikujuline orbiit, kuna Pluuto orbiidil on suur kalle ja selle ekstsent-

risus on liiga suur. Praegu arvatakse, et Quaoar, nagu teisedki KB objektid, on kivide

ja jaa konglomeraat, kuid vaga madala albeedoga ainult 0.1, mis annab alust arvata,

et jaa on valiskihtidest peaaegu kadunud.

Me saame palju targemaks, kui toimub 2015. aastale planeeritud kosmoselend “New

Horizons”, mis peaks kulastama Pluutot ja mitmeid teisi Kuiperi voo (KB) objekte.

Joonis 14.4.2. Uute objektide suuruse vordlus.

http://www.spacetoday.org/SolSys/KuiperBelt/Quaoar.html.

234

14.5. Sedna

2004.a. martsis kuulutas Mike Brown, Caltechi astronoomide meeskonna juht, etnad on leidnud Paikese umber tiirleva taevakeha umbes 500 AU kaugusel, mis on era-kordselt punane, ainult veidi vahem punasem kui sojajumal Marss ise. Sellelt kauguseltpaistab Paike nii vaike, et selle saab varjutada noopnoela peaga, kui seda noela hoidavaljasirutatud kaes.Suure toenaosusega on tegu siiani kaunis hupoteetilise Oort-Opiku pilve objektiga.Sedna hinnanguline labimoot on 3/4 Pluuto omast, seega siis umbes 1700 km. Ilm-selt on ta suurim Paikesesusteemi objekt parast Pluuto avastamist 1930. aastal. Kolmmeest, Chad Trujillo Havai Gemini Observatooriumist, Mike Brown Caltechist ja DavidRabinowitz Yale’i Ulikoolist leidsid selle taevakeha 14. novembril 2003. aastal, kasu-tades 48 tollist Samuel Oschini teleskoopi (neiupolve nimega Big Schmidt) Mt Palomariobservatooriumis. Moned paevad hiljem vaadeldi seda juba Tsiilis, Hispaanias, Arizonasja Havail, ning veidi hiljem ka NASA uue Spitzeri kosmoseteleskoobiga.Sedna asub vaga kaugel Paikesest, mistottu selle temperatuur ei touse kunagi korgemalemiinus 240 C kraadist. Tegelikult on seal veel kulmem, sest nii lahedale Paikesele nagupraegu, jouab Sedna ainult luhikeseks ajaks oma 10 500 aastase perioodi jooksul. Omaorbiidi koige kaugemas punktis on Sedna Paikesest umbes 870 AU kaugusel. Astronoo-mid kasutasid seda fakti, et isegi Spitzeri teleskoop polnud voimeline registreerima selleplanetoidi soojuskiirgust, jarelikult ei saa see olla suurema labimooduga kui 1700 km.Seega siis vaiksem kui Pluuto ja suurem kui Quaoar. Sellise suure ekstsentrisusegaorbiiti pole astronoomid seni Paikesesusteemis kohanud, kuid see sobib suureparaseltOort-Opiku pilve objektide voimalike orbiitidega. Kuid ta on 10 korda lahemal kuiOort-Opiku pilv oleks pidanud olema, sest Oort-Opiku pilv peaks ulatuma peaaeguPaikesele lahima tahe poolele kaugusele. Brown arvab, et voib-olla tekkis see sisemineOort-Opiku pilv (kuhu Sedna kuulub) mone tahe moodumisel pohjustatud gravitat-siooniliste hairetega Paikesesusteemi noorusaastatel. Kui see nii oleks olnud, siis olekssee taht pidanud olema heledam kui taiskuu ja pidanuks paistma ka paeval 20 000 aastajooksul. Pealegi oleks ta moonutanud Oort-Opiku pilve objektide orbiite sellisel viisil, etMaa (ja teised planeedid) oleksid olnud ageda komeedisaju all, mis oleks puhkinud koguelu Maalt, kui see oleks siis eksisteerinud. Rabinowitz lisas sellele, et on olemas kaudsedtoendid Sedna kuu olemasolu kohta (sest ta heledus muutus 20 paevase perioodiga).Astronoomid loodavad seda vaidet kontrollida Hubble’i kosmoseteleskoobi abil.Trujillo alustas Sedna pinna uurimist, kasutades 8-meetrist Gemini teleskoopi Mauna

235

Keal. Tema sonade kohaselt pole sugugi selge, millest Sedna pind koosneb ja milline ta

uldse valja naeb.

Sedna tuleb Maale lahemale ja muutub heledamaks jargmise 72 aasta jooksul. Siis on

lootust seda taevakeha ka tapsemalt uurida.

Sedna orbiit on vaga valjavenitatud ellips, selle kohta oeldakse, et selle planetoidi or-

biidi ekstsentrisus on vaga suur - orbiidi periheel on 74 AU ja afeel 900 AU. Laheb 12

000 aastat, enne kui Sedna oma orbiidi samasse punkti tagasi jouab. Nii voib oelda, et

Sedna kaib ara peaaegu Kuiperi voos.

Joonis 14.5.1. Inuiti jumalus Sedna.

Astronoomid arvavad, et sellist suurt ekstsentrisust ei saanud tekitada suurte pla-

neetide gravitatsioonilised haired, mis on pohjustanud komeetide ja Pluuto orbiitide

suure valjavenitatuse.

Hal Levinson, Kagu uurimisinstituudist Boulderis (Colorado, USA) arvab, et miski

236

meile nahtamatu on selle asja taga. Levinson ja tema kolleeg Alessandro Morbidelli

Cote d’Azuri observatooriumist Nizzas rehkendasid arvutil labi viis erinevat stsenaari-

umi, et selgitada, kuidas Sedna ja 2000 CR 105 (kauguselt eelviimane taevakeha

Paikesesusteemis) oma orbiidi said. Koige toenaosem stsenaarium tuligi selline, mil-

lele olid juba Sedna avastajad viidanud Paike tekkis taheparves ja uks voi enam tahte

moodusid lahedalt noorest Paikesest esimese 100 miljoni aasta kestel.

Uks Sedna avastajaist, Michael Brown Caltechist toetab tugevasti just seda stsenaa-

riumi. Browni ja tema kolleegide teist arvamust, et Sedna orbiiti mojutas tundmatu

planeet umbes 75 AU kaugusel, see stsenaarium aga ei toeta.

Uuring pormustab samuti arvamuse, et suure ekstsentrisuse pohjustasid kunagi ammu

suurt ekstsentrisust omanud Neptuun ja Uraan. Need planeedid pole lihtsalt nii mas-

siivsed.

Valja moeldi uus stsenaarium Sedna tekkis umbes 20 korda Paikesest kergema pruu-

ni kaabuse umbruses ja Paike haaras ta endale, kui pruun kaabus Paikesest moodus.

Astronoomid on valja rehkendanud, et Sednal peab olema kuu ja see peab kuuluma

taiesti uut tuupi objektide klassi. Ja ta peab olema koige tumedam objekt kogu

Paikesesusteemis. Kui Sedna avastati 2003. a. novembris, siis oli ta parast Pluutot

koige massiivsem avastatud objekt Paikesesusteemis. Tema poorlemisperioodiks leiti 20

paeva, ja see tekitas suurt huvi. Sest tavaliselt tahendab aeglane poorlemine kaaslase

olemasolu, mis pidurdaks planetoidi poorlemiskiirust loodeliste joudude tottu. Kuid

kaaslast pole siiani leitud, hoolimata otsimisest isegi nii voimsate vahenditega nagu

Hubble’i ja Spitzer’i teleskoobid. On isegi valja pakutud, et kaaslane omal ajal oli,

kuid kokkuporge mingi planeetidevahelise jaatukiga loi kaaslase minema. Nuud on UK

meeskond naidanud, et kui Sednal on kuu, siis on see rohkem nagu hiiglaslik komeet kui

planetoid. Oletades, et kuu on olemas, Cardiffi ulikooli astronoom Chandra Wickrama-

singhe koos kolleegidega rehkendasid selle kuu maksimaalse voimaliku albeedo toetudes

sellele, et teleskoobid pole seda nainud. Ainus pind, mille albeedo veel kuidagi laheneb

niisugusele tumedusele, voiks olla komeedi pind, mis on kaotanud kogu oma jaa ja alles

on jaanud vaid susinikutorv.

Ja isegi siis on votmeks niisuguse tumeduse saamisele pinna mitte-tahke olek, vaid

et pind sarnaneb kulmunud suitsule, nii et vaakuum votab enda alla 85% ruumalast.

Selline pind on efektiivne footonite loks, neelates rohkem kui 99% pinnale langenud

footonitest.

237

Ja ikkagi oleks Sedna aeglustamiseks vaja massiivset keha, vahemalt sada korda suure-ma massiga kui koige suurem teadaolev komeet. Kui see on nii, siis peab seal Kuiperivoos olema terve uus klass selliseid kummalisi taevakehasid. Sedna avastaja Michael

Joonis 14.5.2. Orbiitide vordlus.

Brown Caltechist on skeptiline. Ta on vaga ettevaatlik selliste prognooside suhtes,kuid ei valista nende oigsuse voimalust. Ta viitab sellele, et kui juhuslikult Sednatvaadeldi Cerro Tololo 1.3 m teleskoobiga nii, et vaatluste vahe on vaga lahedal Sednapoorlemisperioodile, siis voib viga perioodi maaramisel olla vaga suur.Brown lubab lahendada selle saladuse pea, minnes tagasi vaatlema Hubble’i teleskoobiga.“Kui see kuu on seal, siis me ta ka avastame, utles ta.

14.6. Asteroidid

Asteroidid, monikord nimetatud ka vaikeplaneetideks, asuvad tavaliselt Marsi jaJupiteri vahel orbiitidel, mis on palju lahemal kui komeetide omad. Cerese avastamisest

238

Joonis 14.6.1. Asteroid Ida ja selle kaaslane Dactyl.

1801.a. peale on avastatud tuhandeid asteroide ja nende koguarv voib uletada 100

000. Hoolimata sellest suurest arvust on nende kogumass vaid 5 × 10−4 Maa massi.

Asteroidide jaotus voos pole sugugi uhtlane ega isegi monotoonse kaiguga soltuvalt

kaugusest Paikesest. Hoopis vastupidi, teatud orbiitidel on neid vaga palju ja teistel

puuduvad hoopis (vt joonis 14.6.2).

Need positsioonid vastavad resonantsidele - nagu neid kohtasime juba Saturni rongaid

kasitledes. Neid piirkondi, kus asteroide on vahe, nimetatakse Kirkwoodi piludeks,

millest koige valjapaistvamad on 3.3 AU juures (2:1 resonants) ja 2.5 AU juures (3:1

resonants). Tegelikult selliseid puhtaid vahesid nagu Cassini pilu Saturni rongastes,

asteroidide voos pole, sest muutuv ekstsentrisus ja orbiidi erinevad kalded maarivad

orbiidi laiali.

Moningatel juhtudel mojuvad jaotusele ka resonantsid Jupiteriga. Eriti huvitav reso-

nants on Trooja asteroidididel (1:1), mis on Jupiteriga samal orbiidil, kuid on kas Jupi-

terist ees voi taga 60 kraadi. Need on gravitatsiooniliselt vaga stabiilsed, kuna asuvad

Paikese ja Jupiteri tekitatud potentsiaaliaugus.

239

Joonis 14.6.2. Asteroidide jaotus orbiidi pikema pooltelje jargi.

����������

���������������

��������������

������

������

��

��

Joonis 14.6.3. Troojalased.

Neid positsioone, kus Troojalased asuvad, nimetatakse Lagrange’i punktideks.

Antud juhul on need L4 ja L5. Need positsioonid vastavad astronoomias hasti tuntud

240

kolme-keha probleemi lahendusele, kus uks keha (antud juhul siis asteroid) on palju

vaiksema massiga kui kaks ulejaanut.

Ka teistel asteroidide gruppidel on oma nimed, nagu Amorid, mis asuvad Marsi ja Maa

orbiitide vahel; Apollod, mille orbiidid loikuvad nende periheeli lahedal Maa orbiidiga;

Ateenlased, mille orbiitide pikemad poolteljed on alla 1 AU, kuid mille orbiidid voivad

loikuda Maa orbiidiga afeeli lahedal.

Voib arvata, et koik need olid peavoo asteroidid, kuid Jupiteri moju on nende orbii-

te muutnud. Moned Maa orbiiti loikavad kehad voivad olla komeedi tuumad, mis on

kaotanud kogu oma lenduva materjali korduvate Paikesest moodumistega. Kuna Apol-

lod ja Ateenlased loikavad Maa orbiiti, siis on olemas toenaosus kokkuporkeks.

1918. aastal markas jaapani astronoom Kiyotsugu Hirayama asteroidide assotsiatsiooni,

mis on peaaegu identsetel orbiitidel. Tanapaeval on registreeritud rohkem kui sada sel-

list Hirayama perekonda. Arvatakse, et iga selline perekond oli kunagi uks suur

asteroid, mis porkel lagunes. Kui porke kiirus on ule 5 km s−1, siis sellest piisab

kaljude lohkumiseks. Kui porke kiirus on vaiksem, siis ei jatku sellest energiast as-

teroidi lohkumiseks, minema luuakse vaid pinna mingi osa, mis hiljem raskusjou mojul

tagasi tommatakse. IAS ongi vaadelnud monede Hirayama perekonna asteroidide umber

tolmupilvi.

Esimesed asteroidid, mida kulastati, olid 951 Gaspra ja 243 Ida, 1991. ja 1993. aastal

vastavalt. Joonisel (14.5.1) on naha Ida ja selle vaike kuu Dactyl. Pildistaja oli Galileo

teel Jupiterile. Nagu oligi arvatud, oli asteroidide pind lookide jalgedega. Ida arvatakse

olevat miljard aastat vana.

Dactyl andis meile voimaluse rehkendada Ida massi. Kahjuks aga oli Galileo kiirus Idast

moodumisel 12.4 km s−1, mis takistas nende orbiitide tapset mootmist. Siiski sai Ida

massiks hinnata 3 kuni 4 ×1019 g, andes keskmiseks tiheduseks 2.2 kuni 2.9 g cm−3.

Alles 1930. aastatel said astronoomid aru, et asteroididel on erinev varvus. Vaadeldes

neilt peegeldunud paikesevalguse spektreid, sai identifitseerida neeldumisribasid. In-

formatsiooni sai ka nende albeedode uurimisest. Asteroidide koostis muutub suurtes

piirides, kuid kaugenemisega Paikesest on margata teatud trendi:

A. S-tuupi asteroidid asuvad voo siseosas (2 - 3.5 AU). Moodustavad arvu poolest

1/6 tuntud asteroididest. Nende pinnad koosnevad raua voi magneesiumirikastest si-

likaatidest, koos puhta metallilise raud-nikliga. Neil on vahe lenduvaid aineid ja nende

241

albeedo on keskmine (0.1-0.2).

B. E-tuupi asteroidid on S-tuubile lahedased,valja arvatud see, et nad on Paikeselelahemal (2 AU) ja nende albeedo on suurem (0.25-0.6).

C. M-tuupi asteroidid on vaga metallirikkad, neeldumisribades domineerivad Feja Ni. Paistavad kergelt punastena ja nende albeedo on moodukas (0.10-0.18). Asuvadenamasti voo siseosas koos S-tuubiga (2-3.5 AU).

D. C-tuupi asteroidid annavad 3/4 koikidest asteroididest. Enamasti 3 AU juures,kuid voivad olla laiali kogu voos. Vaga tumedad, albeedod vahemikus 0.03-0.07. Rikkadsusinikmaterjalist. 2/3 nendest sisaldavad ka lenduvat ainet, eriti vett.

E. B-, F- ja G-tuupi asteroidid on toenaoselt sarnased C-tuubile, kuid nendespektrites on neeldumisjoonte tugevuses erinevusi. On koos C-tuubiga.

F. P-tuupi asteroidid asuvad peavoo valisosas ja kaugemal (3-5 AU), maksimu-miga 4 AU juures. On kergelt punakad ja madala albeedoga (0.02-0.06). Nende pinnadvoivad sisaldada igivanu orgaanilisi aineid, nagu komeetideski.

G. D-tuupi asteroidid on sarnased P-tuubile, kuid on punasemad ja kaugemalPaikesest. Sellised on Troojalased. Monede Jupiteri kuude spektrid on neile vaga sar-nased.

Paistab, et asteroidide keemilise koostise erinevus on seletatav kaugusega Paikesest- algse udu kondenseerumisprotsessis. Paikesele lahemal oli temperatuur korgem ja ranisai valja kondenseeruda, lenduvad ained nagu vesi ja orgaanilised ained mitte. Kauge-mal kondenseerusid ka lenduvad ained. Paljud C-tuupi asteroidid on hudrateerunud javeel kaugematel on juba veejaad.Ilmselt on enamus vaikeplaneetidest labi teinud gravitatsioonilise separatsiooni. Eba-tavalised ja vaga metallirikkad M-tuupi asteroidid on voib-olla olnud palju suuremateemaasteroidide tuumad, mis tegid alguses labi separatsiooni ja hiljem kataklusmiliseporke, paljastades tuuma.

242

Vahemalt uhe asteroidi - 4 Vesta - pinnal on basalte (kalju, mis tekib laava tardumisel).

Vestal on ka suur porkekraater, mis paljastab pinnaaluse mantli. Erinevalt teistest as-

teroididest paistab Vesta olevat ule nelja miljardi aasta vana, seega kujutab ta endast

olulist infoallikat varase Paikesesusteemi kohta.

Nagu Vesta ja monede S- ja M-tuupi asteroidide vaatluse kaudu saab oletada, on

vahemalt monede asteroidide seesmus olnud sulanud. Kust see soojus tuli? Nad kon-

denseerusid kiiresti, seega gravitatsiooniline separatsioon langeb ara. Vaga pika pooles-

tusajaga isotoobid (nagu Maa puhul) poleks ka joudnud nii kiiresti soojust toota, et

asteroidi seesmus ules sulatada. Pidi olema suhteliselt luhike ja intensiivne radioaktiiv-

se lagunemise impulss, mis seda suutis. Arvatakse, et see oli alumiinium poolestusajaga

716 000 aastat

Al26 → Mg26 + e+ + νe. (14.6.1)

Uks raskus siin siiski on. See alumiinium toodetakse supernoova plahvatusel ja ta

hakkab kohe lagunema. Ta pidi ruttu sattuma asteroidi sisse enne kui liiga ara lagunes.

Siit voib jargneda mote, et lahedalasuva supernoova plahvatus uleuldse Paikesesusteemi

tekkimise lahti paastis.

14.7. Meteoriidid

1969.aasta 8. veebruari varahommikul nagid Mehhiko Chihuahua linna ja selle

umbruse elanikud heledat sinakas-valget viirgu liikumas ule taeva. See viirg murdus

kaheks ja need omakorda paljudeks hooguvatesks tukkideks. Seejarel kostis murin nagu

ulehelikiirusega liikuvast lennukist. Paljud vaatajad arvasid, et maailma lopp ongi kaes.

Kivitukke kukkus maha pindalal 50 × 10 km. Jargmisel paeval avastati esimene me-

teoriit vaikeses kulakeses nimega Pueblito de Allende. Kokku korjati rohkem kui kaks

tonni materjali.

Vaadeldud heleda viiru tekitas hoordumisel vastu ohku tekkinud kuumusest helendama

hakanud meteoriit. Tukkide valispind oli kaetud sulanud koorikuga, kuid seesmus oli

puutumata.

Uurides isotoopide Ar40 ja K40 suhet leiti, et Allende meteoriidi vanus on 4.57×109

aastat, mis on kaunis lahedal Paikese vanusele.

243

Joonis 14.7.1. Allende meteoriidi tukk.

Meteoriidi keemiline koostis oli samuti lahedane Paikese omale, ainukesed erandid

olid lenduvad elemendid, mida oli vahem ja Li, mida oli rohkem. See on ka arusaadav,

sest Paike on havitanud suure osa oma algsest liitiumist.

Allende meteoriidis olid kondrid, mis on primaarse kosmilise aine tombukesed. Nad

koosnesid oliviinist, purokseeni ruhma mineraalidest, paevakividest ja nikkelrauast.

Vaga huvitav leid oli see, et seal esines vaga palju Mg26. Tuletades meelde valemit

(14.5.1), saame sellest jareldada, et meteoriit pidi olema tekkinud supernoova plahva-

tuse jaakiderikkas keskkonnas ja mitte rohkem kui moni miljon aastat parast plahvatust.

Allende meteoriit on naide karbonaatsetest kondriitidest, sest nad sisaldavad kond-

reid ja orgaanilisi aineid. Selliste meteoriitide silikaatmaatriksis voib olla ka vett. Ka

suudab see maatriks salvestada algse magnetvalja. Tavalised kondriidid sisaldavad

vahem lenduvaid materjale, mis tahendab, et nad formeerusid soojemas keskkonnas.

Molemad klassid on kivimeteoriidid.

Akondriidid ei sisalda kondreid, nad on moodustunud sulanud kivimeist.

Raudmeteoriidid ei sisalda kivimeid, kuid neis voib olla kuni 20% niklit. Kolmveeran-

dis raudmeteoriitides on pikad raud-nikkel kristallstruktuurid, mida kutsutakse Wid-

manstatteni struktuuriks. Selline struktuur voib tekkida, kui kristall jahtus vaga

244

aeglaselt miljonite aastate jooksul.

Kivi-raudmeteoriidid sisaldavad kivimeid raud-nikli maatriksis.

Kivimeteoriidid moodustavad 96% koikidest meteoriitidest, mis Maad tabavad.

Raudmeteoriidi annavad 3% ja ulejaanud on kivi-raudmeteoriidid.

Suurem hulk neis meteoriitidest parineb asteroididelt, nad on kas siis nende tukid ker-

getest porgetest voi sugavalt asteroidide seest katastroofiliste porgete tulemusena.

Peegeldusspektrid nii asteroididelt kui meteoriitidelt on usna sarnased.

Huvitav akondriit leiti 1982.aastal Antarktika jaast. Selle keemiline koostis langes

taielikult kokku Apollo meeskonna poolt Kuu magedest toodud proovide keemilise koos-

tisega. Ilmselt oli see meteoriit parit Kuult. Veel ponevam on see, et on leitud peotais

kive, mille vanus on vaid 1.3×109 aastat. See on Kuu pinnast palju noorem, seega peab

olema parit taevakehalt, mis oli alles hiljuti geoloogiliselt aktiivne. Ainuke kandidaat on

Marss. Vahemalt uks neist meteoriitidest sisaldab vaarisgaase ja lammastikku samas

proportsioonis mis Marsski.

Paras hulk meteoorisadusid esineb igal aastal samadel kuupaevadel. Meteoorid pais-

tavad tulevat kindlast punktist taevaskeral, mida nimetatakse radiandiks. Nende al-

likas on lagunenud komeedi voi asteroidi jaanused, mis liiguvad samal orbiidil, mida

Maa juhtub loikama. Meteoorisadusid nimetatakse tahtkuju jargi, kust nad paistavad

tulema. Koige tuntumad on vast perseiidid, mis esinevad 11. augusti paiku.

Nuud peaks meil selge olema, et pea koik objektid Paikesesusteemis on olnud norgemate

voi tugevamate pommitamiste objektiks. 50 000 aastat tagasi tabas Maad 50 meetrise

labimooduga raudmeteoriit, mis tekitas Arizonas kraatri 1.2 km-se diameetriga ja

sugavusega 200 m.

Joonis 14.7.2. Barringeri kraater Arizonas.

245

On tugevaid toendeid, et 1908.a. plahvatas Siberi kohal kivimeteoriit, murdes puudradiaalselt 15 km raadiuses. On isegi teatatud, et plahvatus loi mehe oma maja trepilpikali veel 60 km kaugusel ja plahvatust kuuldi 1000 km kaugusel. Plahvatuse energiaton hinnatud vordseks mitmesaja kilotonni TNT plahvatuse energiale.Kas on olnud veel voimsamaid plahvatusi? 1950. aastate paiku pakkus Baldwin valja,et meteoriidi plahvatus voib olla suudi liikide valjasuremises Maal. Toetus sellele tuli1979.a., kui geoloog Walter Alvarez ja tema isa Luis Alvarez (Nobeli preemia laureaatfuusikas) leidsid palju iriidiumi tumedas savis, mis asus tertsiaari kriidiajastu lademetes.See lade vastas ajale 65 miljonit aastat tagasi, kui 70% koikidest liikidest, kaasa arvatuddinosaurused kadusid Maalt. Iriidiumi tahtsus on selles, et see on haruldane kivimitesMaa pinna lahedal, kuid elemendina, mis lahustub sula rauas, on tavaline meteoriitides.Iriidiumi hulga jargi voib arvata, et Maad tabanud kiviasteroidi labimoot oli 6 kuni 10km. See pauk oleks pidanud tekitama kraatri 100 kuni 200 km-se diameetriga.Iriidiumi on koige rohkem leitud Pohja-Ameerikas. Lopuks fokusseeriti koht Yucatanipoolsaarel Mehhikos. Peaaegu ringikujuline struktuur 180 km-se diameetriga on sealolemas ja selle vanus sobib. Porkest tekkinud tousulaine liikus Texase keskosani.Kui asteroid oleks tabanud vett, siis oleks suur hulk vett aurustunud, tekitades tugevakasvuhoone efekti. See oleks pannud veel rohkem vett auruma jne. Globaalne tempe-ratuur oleks tousnud vahemalt 10 kraadi vorra.Kui aga porge oleks tabanud kuiva maad, siis oleks atmosfaari paiskunud tohutu hulktolmu. Maa albeedo oleks kasvanud ja Maa temperatuur oleks langenud.Molemal juhul oleks atmosfaari labiv keha tekitanud tohutuid tulekahjusid, aga samutika lammastikoksiide ja lammastikhapet, mis oleks okosusteemi reast valja loonud.Susiniktahma on samuti leitud kriidiajastu lademeist.Mitte koik uurijad siiski nii ei arva.Olgu kuidas oli, aga et porkeid teiste taevakehadega on toimunud, see on kindel jatoenaosus, et veel meie eluajal toimub tsivilisatsiooni havitav kataklusm, on uks monetuhande kohta.Kuigi neid porkujaid on nimetatud massimorvareiks, sisladavad karbonaatsed kondriididka eluks vajalike ainete pohiblokke. 74 amiinohapet on leitud uhest ainsast meteorii-dist (Murchisoni meteoriit Austraalias 1972). Neis 17 on Maa bioloogias vaga tahtsad.Lisaks oli seal veel koik neli alust kaksikheeliksist (guaniin, adeniin, tsutosiin, tumiin)ja ka viies - uratsiil. Rasvhappeid on leitud karbonaatsetes kondriitides. Loomulikulton sellest veel pikk-pikk tee DNA ja RNA molekulideni, kuid koik leitu annab alustarvata, et elu vois tekkida ka maavaliselt.

246

14.8. Paikesesusteemi tekkimine

Maa ja ulejaanud Paikesesusteemi tekkimine on inimesi huvitanud tuhandeid aas-

taid. 1778. aastal arvas krahv Buffon, et hiiglaslik komeet porkus vastu Paikest, loi

sealt valja gaasipilve ja sellest kondenseerusid hiljem planeedid. Oli ka hupoteese, kus

mooduv taht pohjustas agedaid loodelisi joude, mis tombasid ainet Paikesest. Koigil

neil hupoteesidel olid mitmed vead - ebapiisav energia, keemilise koostise suur erinevus

Paikese ja planeetide vahel ja sellise sundmuse imepisike toenaosus.

Teine hupoteeside klass arvas, et Paike on tommanud enda ligi tahtedevahelist ainet,

millest planeedid tekkisid. Need hupoteesid kannavad hoolt keemilise koostise einevuse

eest Paikesel ja planeetidel, kuid mitte planeetidel enestel.

Kolmas hupoteeside klass vaidab, et Paike ja planeedid tekkisid samast suurest uduko-

gust. Niisugust lahenemist pooldasid Descartes, Kant ja markii Laplace.

Kuigi on lahendada veel ilmatu hulk probleeme, on praeguseks siiski monedes pohikusimustes

kokku lepitud. Labi kogu selle kaesoleva peatuki oleme me andnud vihjeid selle kohta,

milline peaks Paikesesusteemi tekkimise teooria valja nagema. Enne praeguse teooria

kallale minemist vaatleme veel moningaid votmekusimusi.

��� ��� ��� ��� ��� ��� ��� �����

��

��

��

��

��� �� �� �� �

���

�� �

���

� ��

�� ��

�

��������

������

��

��

��

���

�����������

Joonis 14.8.1. Keskmine LHM uhikmassi kohta massi funktsioonina peajadal.

Probleem, mis on purustanud mitmeid hupoteese, on seotud liikumishulga mo-

mendiga (LHM). Lihtne arvutus naitab, et Jupiteri LHM on oma 20 korda suurem kui

247

Paikesel. Detailsem analuus naitab, et kuigi Paikese mass on 99.9% kogu susteemi mas-

sist, on tal vaid 1% kogu susteemi LHMst, millest suur enamus on Jupiteris. Et asju veel

segasemaks ajada, on Paikese poorlemistelg planeetide keskmise poorlemistelje suhtes 7

kraadise nurga all.

LHM toob kohe kusimuse, kuidas see asi on teistel tahtedel (vt joonis 14.8.1). On selge,

et massiivsemad tahed poorlevad kiiremini ja sisaldavad rohkem LHMi massiuhiku kohta

kui vaiksema massiga tahed. Nagu jooniselt on naha, ilmneb selge murdumine spektri-

klassi A5 lahedal. Kui me oleksime joonisele kandnud mitte Paikese, vaid kogu susteemi

LHMi, siis poleks seda murdumist Paikese jaoks olnud. Kas see tahelepanek naitab, et

enamuse (kui mitte koigi) vaikese massiga tahtede tekkimisega kaasneb alati ka pla-

needisusteemi teke? Muidugi on ohtlik ainult uhe punkti jargi graafikul teha selliseid

kaugeleulatuvaid jareldusi, kuid uha kasvav avastatud ketaste arv noorte tahtede umber

kipub seda vaidet toetama.

Iga eduka tekkimisteooria vaga oluline osa on seletada planeetide keemiliste koostiste

erinevust. Maa-tuupi planeedi on vaikesed, lenduvaid aineid on vahe ja nad on kivised,

kuna hiidplaneedid on suured, sisaldades suurel hulgaid lenduvaid komponente. Ja isegi

hiidplaneetide hulgas on jaotus - Jupiter-Saturn uhes ruhmas ja Uraan-Neptuun teises.

Hiidplaneetide kuudel on samuti erinevusi - minnes Jupiterilt Neptuunile annavad

kivised kuud ruumi jaistele, alguses veejaad ja edasi metaanijaad sisaldavatele. On

eriti tahtis markida, et selline trend on ka asteroidide voo sees. Sama lugu on Jupiteri

kuudega.

Nahtavasti on siin tegu kas temperatuuri voi keemilise koostise gradiendiga (voi

molemaga korraga) selles urgudus, kui planeedid tekkisid. Asi klaaruks, kui udukogu

temperatuur oleks oluliselt kahanenud asteroidide voo kohal. Sel puhul poleks vesi kon-

denseerunud sellest piirist Paikesele lahemal, kuid kaugemal kull. Sama tuupi gradient

oleks seletanud koostise erinevuse ka Jupiteri kuudes.

Kaksiktahtede puhul on kindlaks tehtud, et akretsioonketta temperatuurigradient al-

lub seadusele T ∼ r−3/4, kus r on kaugus tahest. Sama temperatuuri struktuur oleks

kehtinud ka solaarudus, kuigi selle evolutsioonidetailid pole praegu veel teada. Tempe-

ratuurijaotus tasakaalulise solaarudu jaoks on toodud joonisel (14.8.2). Kuigi moned

eriomadused kindlasti muutuvad tapsema kasitluse korral (kui votame arvesse ajalise

soltuvuse, turbulentsi ja magnetvaljad), tundub olevat ilmne, et veejaa kondenseerumise

punkt jaab ikka Jupiteri lahedale, voib-olla asteroidide peavoo valisosasse.

248

��� � � � � � � � � � �� � � ���

�

���

���

�

���

����

�

�

�������� ���� ��� ��� ����

����

����

���

���

����

���

����

� ��

���

����

����

�

����

���

����

��

����

��

����

���

����

�

����

����

�

����

����

���

Joonis 14.8.2. Temperatuurijaotuse tasakaaluline mudel varases solaarudus.

Mistahes tekkimise teooria peab seletama ka selle ranga pommitamise, mis toimus

varases Paikesesusteemis. Me nagime varem, et nii Kuu kui Merkuur naivad olevat

olnud mojutatud kataklusmilisest porgetest planetesimaalidega. Kraatrid naitavad, et

pommitamine jatkus isegi parast nende pinna formeerumist. Hiiglaslik kraater Mimasel

ja Miranda kummaline pind annavad tunnistust, et ka teised Paikesesusteemi kehad on

planetesimaalide kaes olnud.

Veel uks jareldus raskest pommitamisest on tanapaevane planeetide poorlemistelgede

jaotus. Ekstreemsed naited nagu Veenuse, Uraani ja Pluuto retrograadne poorlemine

on juba kasitletud, kuid ka teistel planeetidel tundub poorlemistelg olevat nihutatud.

Oletades, et planeedid tekkisid nebulaarkettast, oleks nende poorlemisteljed pidanud

olema enam-vahem risti ketta tasandile. Kuna see nii pole, siis miski on jarelikult nende

orientatsiooni muutnud. Ainus toenaone mehhanism tundub olevat porked planetesi-

maalidega.

Teised iseloomulikud jooned, mida tekke teooria voiks seletada, on Marsi vaike mass

(naabritega vorreldes), asteroidide voo vaike kogumass, Kuiperi voo ja Oort-Opiku pilve

olemasolu. Ja loomulikult seletada seda, kas Bode reeglil on mingi fuusikaline sisu voi

ei.

249

Uks aspekt, mida koik tekketeooriad ei saa valtida, on ajaskaalade poolt pandudtingimused:

A. Kui solaarudus algas kollaps, siis laheb vaja umbes 105 aastat protopaikese janebulaarketta tekkeks.

B. Algse kollapsi jarel laheb 105 kuni 106 aastat, enne kui algab age T-Tauri tuupiaktiivsus ja suur massikadu, mis puhib minema aine, mis pole veel akreteerunud plane-tesimaali voi protoplaneeti.

C. Al26 olemasolu karbonaatsetes kondriitides naitab, et need meteoriidid pididolema formeerunud moni miljon aastat parast lahedase supernoova plahvatust, ennekui enamus sellest ainest oleks saanud muutuda Mg26-ks. See paneb ranga tingimusekondensatsioonikiirustele varases solaarudus.

D. Kuult toodud kivimid naitavad, et nende pind pidi olema tahkestunud umbes 100miljonit aastat parast solaarudu kollapsit. Tekke jarel oli nende pind ekstensiivse pom-mitamise all vahemalt 700 miljonit aastat, siis pommitamise sagedus langes drastiliselt.

E. Usna lotv tingimus nouab, et 4.5 miljardit aastat parast protsessi algust oleksPaikesesusteem valmis. Triviaalne, kuid mitte koik tekketeooriad ei suuda planeete niikiiresti valmis teha!

Toetudes koigele eeltoodule on praegu voimalik valja pakkuda moistlik stsenaariumPaikesesusteemi tekkeks. On muidugi selge, et see pole kaugeltki loplik ja voib tulevikustaieneda.

Hiiglasliku gaasi- ja tolmupilve sees (voib-olla oli see molekulaarne hiidpilv) rahul-dus Jeansi tingimus lokaalselt. Osa pilvest hakkas kollabeeruma ja fragmenteeruma.Koige massiivsemad tukid evolutsioneerusid kiiresti tahtedeks peajada ulemises osas,kuna vahem massiivsed olid alles kollabeerusmisstaadiumis voi polnud uldse niikaugelejoudnud. Mone miljoni aasta parast koige massiivsemad olid oma elutee lopul ja suridsupernoova plahvatustes.

250

Paisuv kest uhe supernoova juurest lendas minema kiirusega 0.1c, teel paisudes ja jah-tudes. Voib-olla just siis hakkasid valja kondenseeruma kaltsium, alumiinium, titaan(CAI - calcium-aluminum inclusions), mida 4.5 miljardit aastat hiljem leitakse kar-bonaatsetes kondriitides. Kui supernoova paisuv kest kohtas uht jahedat ja tihedamatkomponenti pilvest, mis polnud veel kollabeerunud, siis hakkas see kest “sormedena”liikuma labi udu. Edasi pressis selle udu kokku suurekiiruselise kesta looklaine. Seekokkusurumine pohjustas vaikese pilve kollapsi. Igal juhul oli solaarudu nuud rikas-tatud supernoova poolt sunteesitud elementidega.Oletades, et solaarudu omas alguses mingit liikumishulga momenti (LHM), siis sellejaavuse tottu pilv hakkas kollapsi kaigus aina kiiremini poorlema, tekitades protopaikesekoos seda umbritseva gaasist ja tolmust kettaga. Arvatavasti tekkis ketas kiiremini kuiprotopaike. Kuigi see asi pole veel selge, arvatakse nebulaarketta mass olevat olnud 0.04M�, jattes 1 M� protopaikese jaoks.Siinkohal on meil tegu usna peavalu tegeva probleemiga, kuidas LMH transportida ket-tasse. Siin pakutakse mitmeid voimalusi asja lahendamiseks. Uks idee on see, et viskoos-sus ketta sees sundis aeglasemalt liikuvaid osakesi kaugemal kiirenema madalamatel or-biitidel liikuvate osakeste porgete tottu. Teine idee on plasma pidurdumine kaasaliikuvasmagnetvaljas. Laetud osakesi, mis olid loksus protopaikese magnetvaljas, veeti kaasa,kui magnetvali liikus protopaikesega koos. Seetottu protopaikese poorlemine aeglus-tus. On ka kolmas voimalus - gravitatsiooniline vaandemoment vastutas selle eest.Algsed korvalekalded telgsummeetriast tekitasid kettas tiheduslaineid. Gravitatsiooni-line vaane tekkis samaaegsest LHM liikumises valjapoole ja massi liikumisest sissepoole,puhastades ketta mitte akreteerunud ainest saja tuhande - miljoni aasta jooksul. Sellehupoteesi eeliseks on see, et ta ei tekita ketta aine taielikku labisegamist, mis voib juh-tuda teistes stsenaariumites. Seega oleks see mehhanism jatnud alles mittehomogeen-sused, mis algselt voisid olla supernoova “sormedes”. Lopuks vois ka paikesetuul viiaara suure osa LHMst. Seda toetab joonisel (14.8.1) toodud “murrang” sirge kaldenur-gas, sest just seal hakkab toole vaikese massiga tahtedes pinnalahedane konvektsioon,mis arvatakse olevat tihedas seoses kroonide tekke ja massikaoga.Kui udu jahtus, pohilised tulekindlad elemendid (Ca, Al, Ti jt) kondenseerusid valja,moodustades nn CAId meteoriitides. Jargmisena kondenseerusid silikaadid ja muudsamasugused uhendid. Silikaaditerakeste suhteliselt aeglases liikumises peaaegu identse-tel orbiitidel oli suudi nende porkumine, mis soodustas terakeste kasvu. Samal ajaltostis turbulents kettas akreteeruvaid klompe kesktasandist korgemale, kus protopaikesepursked nad sulatasid, tekitades kondreid, mis sadasid tagasi tihedamatesse kihtidesse.

251

Kuna madalaenergilised porked jatkusid, hakkasid formeeruma suuremad objektid- planetesimaalid. Ketta sisemistes piirkondades koosnesid akreteeruvad osakesedpohiliselt CAIdest, silikaatidest, rauast ja niklist, enamlenduvad materjalid polnud veelvalja kondenseerunud. Kaugemal kui 5 AU kasvavast protopaikesest (Jupiteri orbiidisees) muutus udu kullalt jahedaks veejaa moodustumiseks. Tulemuseks oli, et ka vesisattus kasvavate planetesimaalide sisse. Veel kaugemal, tanase Neptuuni juures, kon-denseerus ka metaanijaa planetesimaalidesse.

����

����

����

���

����

���

���

����

����

���

����

�

����

���

�

����

��

�������������

����

���

�

Joonis 14.8.3. Nebulaarketta skeem.

Kujunes valja planetesimaalide hierarhia. Arvutisimulatsioonid pakuvad, et Maa-tuupi planeetide asukohas vois olla koos suure hulga vaikeste objektidega ka umbes100 Kuu-suurust, umbes 10 Merkuuri massiga ja moned Marsi massiga planetesimaalid.Akretsiooniprotsessis enamus neist inkorporeerus Veenusesse ja Maasse. Kui tekkivadplaneedid said kullalt suurteks, siis hakkasid nad seesmuses radioaktiivsete isotoopidelagundamisel soojusenergiat tootma, mis lisaks porgete energiale sulatasid aine ja algasgravitatsiooniline separatsioon, pohjustades keemiliselt diferentseeritud maailma, nagume seda praegu naeme. See ajaskaala oli kumme kuni sada miljonit aastat.Kaua enne seda, kui Maa-tuupi planeedid lopetasid planetesimaalide “soomise”, oliPaike alustanud tuumareaktsioone, asudes T-Tauri faasi. Sellest hetkest muutus aineliikumise suund - kiirgusrohu ja Paikesetuule mojul loppes akretsioon ja noor Paikepuhus jarelejaanud aine susteemi kaugematesse osadesse. Kui eemalepuhutud veeaurjoudis “lumejooneni” (vt joonis 14.8.3), hakkas see jaatuma, suurendades lokaalsetainetihedust. See kiirendas oluliselt Jupiteri tekkimist. Kui proto-Jupiter oli akreteer-inud 10-15 Maa massi jaiseid planetesimaale, siis ta oli juba nii suur, et hakkas korjamakokku gaasi enda umbrusest, pohiliselt vesinikku ja heeliumi. See tekitas kohaliku alam-udu koos omaenda akretsioonikettaga. Tulemuseks oli massiivne planeet koos Galilei

252

kaaslastega. Protsess oli analoogiline Maa-tuupi planeetide formeerumisega susteemisiseosas, ainult et veejaa mangis suuremat osa vaid emaplaneedist kullalt kaugel asu-vates kuudes. Kuumus, mis tekkis Jupiteri kollabeerumisel, koos loodeliste joududega,viisid kuude loplikule tekkel. Astronoomid usuvad, et Jupiteri formeerumine vottismiljon aastat aega, loppedes alles siis, kui gaas otsa sai.Massiivse objekti tekkimine 5 AU kaugusel hakkas vaga tosiselt hairima selle piirkonnaplanetesimaale. Enamus objekte tanapaeva asteroidide voos tundsid enda nahal, etnende orbiitide ekstsentrisus aina kasvas, kuni Jupiter voi moni teine tekkiv planeetnad neelas voi saadeti nad Paikesesse voi visati Paikesesusteemist hoopiski valja. Seeprotsess viis ainet valja Marsi lahedalt ja asteroidide voost, jattes Marsi pisikeseks.Voib-olla ainult 3% ainest Marsi originaalorbiidil olnud massist jai alles ja vast 0.02%asteroidide voo massist. Jupiteri jatkuvad hairitused viisid selleni, et planeeti asteroi-dide voos ei tekkinudki.Kaugemal udus, kus tihedus oli vaiksem ja orbitaalperioodid pikemad, vottis akretsiooni-mehhanism rohkem aega. On hinnatud, et Saturni tekkimiseks laks kaks korda rohkemaega, Uraan vottis umbes 10 miljonit aastat ja Neptuun veel paar korda kauem. Sel-leks ajaks, kui Uraan ja Neptuun olid akreteerinud kullalt palju jaad ja kive, et isehakata gaase ligi tombama, oli Paikese T-Tauri tuul selle enamuses susteemist minemapuhunud, jattes neile planeetidele suhteliselt suured tuumad. See mudel selgitab kaerinevused hiidplaneetide keemilises koostises - planeet tekkis sellest, mis kaeparast oli.Lopuks suutsid Uraan ja Neptuun nii suureks kasvada, et hakkasid hairima vaiksemateplanetesimaalide liikumist selles regioonis. Samuti nagu Jupiter muutsid nad jaistelumepallide orbiite, ajades neid tanapaeva Oort-Opiku pilve, kus nende orbiidid juhus-likustusid mooduvate tahtede mojul. Teised planetesimaalid, mis tekkisid Neptuuniorbiidi taga, polnud nii tugevasti hairitud valistest hiidplaneetidest ja nad on tanaseniorbiidil Kuiperi voos. Voib-olla on suurim objekt selles grupis Pluuto.Kui planetesimaalid hulkusid tekkivas Paikesesusteemis, toimusid muidugi kokkuporked.Moned suurematest planetesimaalidest susteemi siseosas porkusid Merkuuriga, eemal-dades selle vaikese tihedusega mantli, tabasid Veenust, muutes selle poorlemistelje kalletning kukkusid Maale, moodustades Maa-Kuu susteemi. Kullalt massiivsed neist tabasidka Marssi ja valisplaneete, muutes nende telgede orientatsiooni. Ilmselt vangistatimoned planetesimaalid planeetide kuudeks voi rebiti tukkideks, kui nad sattusid pla-neetide Roche’i piiri sisse, moodustades rongaste susteeme.Vastavalt Kuu kontinentide ja merede kivimiproovide vanuse hinnanguile loppes suurempommitamine 3.8 miljardit aastat tagasi. Sellest ajast peale on tabamised olnud vaga

253

juhuslikud.Kuna Maa-tuupi planeedid formeerusid enamasti ainest, kus lenduv osa oli vaga vahenevoi puudus, siis praegu Maal ja Marsil jalgitav vesi (ja voib-olla kunagi Veenusel ol-nud vesi) on kohale toodud komeetide tuumadega parast planeetide formeerumist. Seelenduvate ainete allikas, koos valjagaasumisega planeetide sisemusest ja Maa puhul kaelu tekkimisega, on viinud Maa-tuupi planeetide tanapaevaste atmosfaarideni.

254

15. EKSOPLANEEDID

15.1. Avastamise lugu

Fakt on, et meie Paikesesusteem eksisteerib. Tuhandeid aastaid on inimene endaltkusinud, kas on veel samasuguseid susteeme voi oleme me ainsad. Kuna me teame, etUniversumis on keskelt labi 109 galaktikat ja igauhes 1011 tahte, siis oleks loomulik, etenamus neist omavad planeedisusteeme. Kui oletada, et neid susteeme on 1020 ja kunaUniversum on 1010 aastat vana ning kui oletada, et need susteemid tekivad uhtlase kii-rusega, siis uks susteem tekib iga 10−10 aastaga ehk 3 × 10−3 sekundiga. Keskelt labitekiks siis Universumis miljon planeedisusteemi tunnis.See arutlus on Carl Sagani ja Jossif Sklovski raamatust “Moistuslik elu Universumis”.“Arvatakse, et planeedisusteemid on tavalised, kuid argumendid selle kasuks oleksidpalju tugevamad, kui me oleksime kokku leppinud selles, kuidas meie Paikesesusteemtekkis. Jargmise dekaadi kosmoselennud peaksid voimaldama kitsendada oma teooriaidsuurel maaral. Meil saab olema Kuu pinnaseproove ja otseseid teadmisi Kuu seesmusekohta. Me saame teada teiste planeetide ja nende atmosfaaride tapse koostise, et sedavorrelda Maa omaga. Ikkagi pole meie oma planeedisusteemi uurimine ainus viis selleteadasaamiseks, kas see on unikaalne? Teine lahenemine on otsida toendeid meie Galak-tika teiste tahtede juurest. Sellised vaatlused, millel algselt pole viidet sellele, et meotsime sealt planeete, voib viia hammastavatele avastustele.”See tsitaat on Walter Sullivanilt, kes selle kirjutamise ajal (1960-ndad) oli ajalehe “NewYork Times” teadustoimetaja. Need kaks tsitaati, kuigi kontsentreerudes aruka eluotsimisele, tegid tugeva panuse eksoplaneetide olemasolule. Kui toepoolest aruka elutoenaosus on voimalik, siis eksoplaneetide olemasolu peab olema kindel.Esimese dokumenteeritud eksoplaneetide otsimise vottis ette Christian Huygens (1629- 1695) seitsmeteistkumnenda sajandi lopupoole. Ilmselt on olemas ka varasemaid kat-seid.Kahekumnenda sajandi keskel ilmusid esimesed teated eksoplaneetide kohta. Ast-ronoom Peter van de Kamp uuris spetsiaalselt Barnardi tahe omaliikumist. Ta lei-dis, et selle tahe liikumises on margata teatud vobelemist. Parast rehkendusi joudis

255

ta jareldusele, et selle vobelemise pohjustas planeet massiga umbes 1.6 Jupiteri massi,mis oli ekstsentrilisel orbiidil umber ematahe. Jargmise paari aastakumne jooksul tatapsustas oma rehkendusi ja sai tulemuseks, et hoopis kaks planeeti, massidega 0.7 ja0.5 Jupiteri massi liiguvad umber Barnardi tahe ringikujulistel orbiitidel. Neid avastusiei kinnitanud keegi, kuid mitte selleparast, et keegi ei proovinud. Lihtsalt teised leidsid,et see vobelemine oli pohjustatud vigadest tema vaatlusmeetodis. Peter van de Kampsuri 1995. aastal 94 aastaselt, olles ikka kindel oma avastuses.Loomulikult on koige tahtsam teha kindlaks eksoplaneetide olemasolu otseste ast-ronoomiliste vaatluste teel. Viimaste kumnendite jooksul on astronoomiline vaatlus-tehnika nii palju taiustunud, et kone alla tuli eksoplaneetide avastamine kaudsete mee-todite abil.Esimest korda publitseeriti eksoplaneetide avastamine 1989. aastal, kui HD 114762 jaAlrai (γ Cephei) radiaalkiiruste variatsioone seletati pruuni kaabuse massist vaiksemamassiga kahe tahe voi hiidplaneedi (11 MJ ja 2-3 MJ) gravitatsiooniliste hairitustemojuga. Alrai oli olnud aasta varem uhe artikli objekt, kuid planetaarse kaaslasekusimus oli jaetud lahtiseks. Jargnev too 1992.a. naitas, et Alrai juures planeete ikkaei ole. HD 114672 planeedi kusimus jai lahendamata.Poola astronoom Aleksander Wolszczan vaidab, et tema avastas esimesed eksoplanee-did 1993.a., mis tiirlesid pulsari PSR 1257+12 umber. See vaide leidis hiljem ka kinni-tust. Arvatakse, et need tekkisid pulsari tekitanud supernoova ebaharilikest jaanustest,planeetide moodustumise teise raundi ajal, voi on need hiidplaneetide tuumad, millesupernoova plahvatus paljaks puhkis ja mis hiljem spiraleerusid praegustele orbiitidele.1990. aastate lopus algas toeline eksoplaneetide avastamise buum. See osutusvoimalikuks tanu parematele teleskoopidele ja tahkisvastuvotjatele koos arvutil basee-ruva pilditootlusega. See koik lubas tahtede liikumist tapsemalt moota, nii voimaldadeseksoplaneete avastada, mitte kull visuaalselt, sest planeetide heledus oli selleks liigavaike, vaid mootes nende gravitatsioonilist moju tahtedele. Lisaks sellele saab eksopla-neete avastada mootes muutust tahe heleduses, kui planeet tema eest moodub.Esimesest kindlast eksoplaneedist peajada tahe umber teatati 6. oktoobril 1995.a., kuiMichel Mayor ja Didier Queloz leidsid selle 51 Pegasi umber tiirlemas. Sellest ajast onneid avastatud kumneid ja kumneid ja kinnitati ka algsed vaited avastamise kohta 1980.lopus. Palju eksoplaneete on avastanud Geoffrey Marcy Kalifornia ulikooli Licki ja Keckiobservatooriumides. Esimese planeedisusteemina avastati υ Andromedae. Enamus avas-tatud planeetidest olid vaga elliptiliste orbiitidega. Koik nad olid hasti massiivsed jaenamasti suuremad kui Jupiter.

256

2004.a. keskel oli leitud 108 planeedisusteemi peajada tahtede umber, mis sisaldasid 152

tuntud planeeti. Juulis 2004 teatati, et HST avastas veel 100 planeeti lisaks, kuid seda

pole kinnitatud. Lisaks sellele viitavad paljud vaatlused miljonite komeetide olemasolule

ekstrasolaarsetes susteemides.

15.2. Avastamise meetodid

Seisuga 31. august 2004 olid koik eksoplaneedid avastatud kas radiaalkiiruste kaudu

(sinised punktid joonisel 15.2.1), varjutuse kaudu (punased punktid) ja mikrolaatsede

abil (kollased punktid). Joonisel on naidatud ka avastamise piirid tulevaste kosmose- ja

maapealsete maaramiste jaoks.

Praegu saab raakida kuuest meetodist eksoplaneetide avastamiseks, mis on liiga norgad

otsesteks vaatlusteks konventsionaalsete meetoditega.

Planeeritavad missioonid nagu Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder

ja Darwin proovivad koik vaadelda eksoplaneete otsesemate meetoditega.

A. Pulsarite perioodide mootmine.

Esimene meetod, mida kasutati eksoplaneetide otsimiseks seisnes pulsarite perioo-

dide anomaaliate otsimises. See viis kohe esimese planeedi “avastamisele”, mille periood

oli tapselt uks aasta. Hiljem muidugi selgus, et unustati maha lahutada Maa liikumine

orbiidil. Kuid ikkagi viis see meetod esimeste planeetide avastamisele, seekord toeliselt,

ja samuti ka esimese planeedisusteemi avastamisele (Aleksander Wolszczan). See viis ka

koige vanema planeedi avastamisele Steinn Sigurdssoni meeskonna poolt PSR B1620-26

umber. See on ainuke tuntud planeet, mis tiirleb kahe tahe umber.

See meetod nouab pulsari signaali vaga tapset mootmist, et kindlaks teha, kas pulsari

perioodis on mingit anomaaliat. Rehkendused naitavad, millest see anomaalia tingitud

on. Tavaliselt kasutati seda meetodit pulsari kaaslaste otsimiseks, kuid see sobib ulihasti

ka planeetide otsimiseks.

B. Astromeetria

See on vanim eksoplaneetide otsimise meetod, mida on kasutatud juba 1943. aastast

alates. On leitud palju kandidaate, kuid kinnitust neile pole ja enamus astronoome on

257

selle meetodi maha jatnud. Meetod seisneb tahe omaliikumise mootmises, et naha, kas

seal on naha planeetide moju, kuid onnetuseks on planeetide moju nii vaike, et isegi

Joonis 15.2.1. Eksoplaneedid.

parim tanapaevane varustus ei suuda anda usaldatavaid tulemusi. Meetod nouab

lisaks veel, et orbiit oleks peaaegu risti vaatekiirega, aga nii avastatud planeetide ole-

258

masolu ei saa kinnitada teiste meetoditega.

C. Radiaalkiirused.

See meetod seisneb kiiruste muutuse mootmises, kui taht liigub meist eemalevoi meie poole ehk siis moodetakse kiiruse komponenti mooda vaatekiirt. Kiirustmoodetakse tahe spektrijoonte nihkega, mida pohjustab Doppleri efekt. Kiiruse variat-sioone pohjustab tahe ja planeedi uhise masskeskme umber liikumine. Tahe kui mas-siivsema objekti kiirus masskeskme umber on palju vaiksem kui planeedi oma (tuletamemeelde, et orbiitide raadiused on poordvordelised massidega). Praegu suudetakse re-gistreerida kiirusi kuni 1 meeter sekundis.See on siiani koige esimene ja kaugelt koige edukam eksoplaneetide avastamise mee-tod. See on tuntud ka kui Doppleri meetod. Kuid see meetod tootab vaid suhteliseltlahedaste tahtede puhul (kuni 160 valgusaastat). Meetod leiab kergesti planeedid tahelahedal, kuid ei suuda leida kaugemaid planeete. Doppleri meetodit saab kasutada kavarjutusmeetodi abil leitud planeetide kinnitamiseks.

D. Gravitatsioonilised mikrolaatsed.

Mikrolaatse efekt ilmneb siis, kui tahe ja planeedi raskusvali suurendab kaugelnende taga asuva tahe naivat heledust. Et efekt tootaks, peavad nii taht kui planeetmolemad minema tapselt kauge tahe eest mooda. Kuna sellised juhtumid on haruldased,siis tuleb pidevalt seirata suurt hulka kaugeid tahti, et avastada planeete moistliku kii-rusega. See meetod tootab koige paremini nende planeetide puhul, mis on Maa jaGalaktika tsentri vahel, kuna Galaktika tsenter annab piisavalt taustatahti.Gravitatsioonilisel mikrolaatsendusel on kirju minevik. 1986.a. pakkus BohdanPaczynski Princetoni ulikoolist esimesena, et seda meetodit voiks kasutada saladuslikutumeda aine, mis moodustab 90% kogu ainest Universumis, avastamiseks. 1991.a. soovi-tas ta seda planeetide avastamiseks. Edu saabus 2002.a., kui ruhm poola astronoome(Andrzei Udalski ja Michal Szymanski Varssavist ja Bohdan Paczynski Princetonist)projekti OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) raames taiustasid mee-todit, nii et leidsid uhe kuuga 46 objekti, milledest mitmed voivad olla planeedid.See meetod on luhiajaline, kestes vaid nadalaid voi paevi, kuna molemad tahedja Maa liiguvad uksteise suhtes. Rohkem kui 1000 tahte on avastatud sobima

259

mikrolaatsenduseks.

Selle meetodi pohieelis on selles, et ta lubab avastada ka vaikese massiga (naiteks Maa

massiga) planeete. Negatiivne kulg on selles, et katset ei saa enam korrata, sest sellist

joondumist enam ei tule. Kui aga me saame vaadelda vaga palju taustatahti vaga suure

tapsusega, siis see meetod utleb, kui tavalised on Maa-sarnased planeedid Galaktikas.

Lisaks OGLE’ile on toos veel teinegi projekt - Microlensing Observations in Astrophysics

(MOA), kus taiustatakse meetodit. Arvatakse, et viie aasta parast on voimalik avastada

Maa-suurusi planeete.

E. Varjutusmeetod.

See meetod avastab planeedi varju, kui see taheketta eest mooda laheb. See mee-

tod tootab vaid vahese hulga planeetide jaoks, sest pole palju selliseid susteeme, mis

on meie jaoks sobivalt orienteeritud - orbiidi tasand vaatekiirel voi selle suhtes vaikese

nurga all. Siiski on oodata, et selle meetodi abil saab leida Maa suuruse planeedi, kui

NASA saadab ules Kepleri observatooriumi.

Enamus siiani avastatud planeete on suure massiga (umbes 40 Maa massi), kuigi paar

tukki on ka peaaegu Maa suurused. See peegeldab mitte seda, et tegelikult nii see ongi,

vaid seda, et meie kasutada olev tehnika rohkem praegu ei suuda. Loomulikult peab

olema kullalt palju ka Maa-suurusi planeete.

Joonis 15.2.2. Planeedi moodumine tahe HD 209458 eest.

260

Kepleri missioon on kosmoseteleskoop, mis saadetakse ules 2007.a. See on spetsi-

aalselt konstrueeritud suure hulga Maa-suuruste planeetide avastamiseks varjutusmee-

todiga.

F. Kettad tahe umber.

Usna uus meetod on tolmupilvede uurimine. Paljud planeedisusteemid sisaldavad

suure hulga tolmu, mis tekib komeetide, asteroidide ja planeetide porgetes. Tolm

moodustab ketta tahe umber, neelates tahe valgust ja kiirates seda umber infrapunases

piirkonnas. Need tolmupilved voivad anda vaartuslikku informatsiooni ketaste tiheduse

ja nende kuju moonutuste kaudu, mida on pohjustanud orbiitlev tolmukoguv planeet

voi selle gravitatsiooniline moju kettale.

Kahjuks saab seda meetodit kasutada vaid atmosfaarivaliselt, sest Maa atmosfaar nee-

lab enamuse infrapuna kiirgusest, tehes maapealse vaatluse voimatuks.

Meie oma Paikesesusteem sisaldab niipalju tolmu, et see teeb kokku 1/10 Kuu massist.

Hoolimata oma suhteliselt tuhisest massist on selle pindala siiski nii suur, et selle IP

kiirgus on koikide planeetide omast umbes 100 korda suurem.

HST on voimeline neid vaatlusi tegema kasutades NICMOSi kaamerat (Near Infrared

Camera and Multi-Object Spectrometer), kuid ei suutnud seda ikkagi teha, sest NIC-

MOSi jahutusseade oli rikkis 1999. ja 2002. aastate vahel. Vaga haid vaatlusi tegi

Spitzeri Kosmoseteleskoop (enne tuntud SIRTFi nime all - Space InfraRed Telescope

Facility) 2003. aastal. Spitzeri teleskoop oli spetsiaalselt ehitatud vaatlusteks infra-

punases piirkonnas ja laiemas spektrialas kui HST.

G. Otsesed vaatlused.

Martsis 2005 saime teada, et Spitzeri teleskoopi kasutavad teadlased avastasid

kahe eksoplaneedi signaali spektri infrapunases osas. Kaks meeskonda, uks Harvard-

Smithsoni Astrofuusika Keskusest D. Charbonneau juhtimisel ja teine Goddardi Kos-

moselendude Keskusest L.D. Demingi juhtimisel uurisid planeete HD209458b ja TrES-1.

Nad suutsid moota planeetide temperatuure, vastavalt 1130 K ja 1060 K.

Sama aasta aprillis saadi ESOs Tsiilis VLTd kasutades esimese eksoplaneedi foto, see

oli tahe GQ Lupi umber tiirlevast planeedist.

261

Joonis 15.2.3. Eksoplaneet GQ Lupi umber.

Planeedi massi hinnatakse 1-2 Jupiteri massile ja see tiirleb ematahe umber kolm

korda kaugemal kui meie Neptuun. Tapsem massimaaramine on vajalik, et valistada

pruuni kaabuse voimalus. Pinna temperatuuriks saadi 2000 K.

Seda tood juhatas R. Neuhauser Jena Ulikoolist ja Astrofuusika Instituudist. Kujutisi

said ka HST ja Jaapani Subaru teleskoop.

GQ Lupi asub tahetekke piirkonnas 400 valgusaastat eemal. See on T Tauri taht massiga

0.7 Paikese massi ja see on ainult 1 miljon aastat vana!

15.3. Moned planeedisusteemi tekkeprobleemid

Uks kusimus, mis eksoplaneetide avastamisega kohe tekkis, on see, miks nii palju

avastatud planeete on gaashiiud, mis erinevalt Paikesesusteemist on nii ootamatult

ematahe lahedal?

Naiteks τ Bootise juures on planeet, mille mass on 4.1 Jupiteri massi ja mis tiirleb tahe

umber vahem kui veerandi AU kaugusel. See on lahemal kui Merkuur Paikesele.

Tahe HD 114762 juures on planeet 11 Jupiteri massiga, mis tiirleb vahem kui poole AU

kaugusel tahest.

Uks voimalik vastus on see, et kuna astromeetria avastab eksoplaneete nende gravi-

tatsioonilise moju kaudu, siis praegune tehnoloogia lihtsalt lubab selliste planeetide

avastamist - mis on massiivsed ja lahedal ematahele. Teistsuguseid planeete me praegu

ei suudagi avastada.

15.4. Natuke avastamise aparatuurist

Uks edukamaid eksoplaneetide avastajaid on olnud projekt ELODIE, mis toimub

kolme observatooriumi koostoos - Genf, Haute-Provence ja Marseille. Sisuliselt on

ELODIE ristdispersiooniga esell-spektrograaf, installeeritud 1993.a. juunis Haute

262

Provence’i observatooriumis Prantsusmaal 1.93 m teleskoobi Cassegraini fookuses tem-

peratuurikontrolliga ruumis torni teisel korrusel. Valgus viiakse ELODIEsse kahe op-

tilise kiu kimbuga. Ohuke Tektronix 1K×1K CCD on detektoriks ja A. Baranne’i

valjatootatud uus optiline lahendus annab kaks labipoimunud komplekti 67st vordse

paigutusega spektrijargust, mis katab 3000 A riba (3850-6800 A) lahutusega 45 000.

Spektri tootlus on taiesti automatiseeritud, lubades moota radiaalkiirusi tapsusega kuni

15 m/s.

Teine samuti edukas programm on CORALIE, mille eesmargiks on Sveitsi 1.2 m

Leonard Euleri teleskoobiga La Silla observatooriumis Tsiilis avastada eksoplaneete

lounapoolsetel Paikese tuupi tahtedel. Aega selleks antakse lahkesti 150-200 ood aas-

tas. Kiudtoitega esell-spektrograaf CORALIE on Nasmythi fookuses. Lainepikkuste

vahemik on sama, mis ELODIEl, kuid lahutus on marksa parem - 50 000. Ja muidugi

on palju parem ka detektor: EEV CCD 2048x2048 15-mikroniste pikslitega. See lubab

radiaalkiiruste mootmistapsuseks kuni 3 m/s.

Voidujooks eksoplaneetide avastamiseks nouab aina paremat aparatuuri. Selles kon-

tekstis on ESO praegu heas positsioonis, kuna ESO La Silla observatooriumi 3.6 m

teleskoobi kulge on paigutatud HARPSi spektrograaf (High Accuracy Radial Velocity

Planet Searcher). ESO uurijad said ta katte 2003. aasta oktoobris. See instrument on

optimeeritud eksoplaneete avastama vaga tapse radiaalkiiruste mootmise kaudu - ainult

1 m/s!

HARPS ehitati Euroopa Konsortsiumi poolt koostoos ESOga. Kohe algusest on ta

demonstreerinud suureparast efektiivsust. Vordluses CORALIEga Euleri teleskoobi

taga on vaatlusaeg luhenenud umbes 100 korda ja mootmiste tapsus on kasvanud 10

korda.

263

Joonis 15.4.1. Spektrograaf ELODIE.

Joonis 15.4.2. ELODIEga saadud spekter.

264

15.5. Eksoplaneetide statistikat graafiliselt

Joonis 15.5.1. Eksoplaneetide massijaotus.

Joonis 15.5.2. Eksoplaneetide arv soltuvalt ematahe rauasisaldusest.

265

Joonis 15.5.3. Eksoplaneetide arv soltuvalt ematahe rauasisaldusest.

Joonis 15.5.4. Eksoplaneetide orbiitide pikemate pooltelgede jaotusfunktsioon.

266

Joonis 15.5.5. Eksoplaneetide orbiitide ekstsentrisused.

Joonis 15.5.6. Eksoplaneetide orbiidid.

15.6. Moned tahelepanuvaarsed eksoplaneedid

1992.a. publitseerisid Wolszczan ja Frail ajakirjas “Nature” oma vaatluste tule-mused, kus naidati, et pulsari PSR B1257+12 umber tiirleb planeet. Selle millisekund

267

pulsari oli Wolszczan avastanud 1990.a. Arecibo raadioobservatooriumis. See oli esi-

mene eksoplaneet, mille olemasolu kinnitati.

Esimene peajada tahe - 51 Pegasi B - umber tiirlev planeet avastati (ja hiljem kinnitati)

1995.a. Avastajaiks olid Michel Mayor ja Didier Queloz.

Esimene mikrolaatsefektiga avastatud eksoplaneet oli kvasari Q0957+561 umber, vaatle-

jaks R. E. Schild. See avastus viis vastuolulisele ja kontrollimata spekulatsioonile, et 3

Maa massiga planeet asub tundmatus mikrolaatsenduvas galaktikas just kvasari ja Maa

vahel. See oleks olnud kaugeim eksoplaneet, punanihkega 0.39 ehk 2.4 Gpc kaugusel,

juhul kui see tulemus oleks kinnitatud.

1999.a. oli esimeseks eksoplaneediks, mida nahti varjutamas ematahte HD 209458.

2001.a. HST kasutanud astronoomid teatasid, et nad avastasid atmosfaari planeedil

tahe HD 209458 umber. Nuud on see planeet tuntud nime all HD 209458b ja seda

nimetatakse ka Osiriseks.

Samal aastal leiti taht, millel olid uhe voi enama planeedi jaanused taheatmosfaari sees,

ilmselt oli planeet enamjaolt aurustunud. Oletati, et voib olla planeete, mis tiirlevad

nii lahedal ematahele, et enamus nende massist on kuumuse kaes aurustunud. Ajutiselt

anti sellistele planeedidele nimeks - Ktonose planeedid.

10.07.2003 avastasid HST informatsiooni kasutanud astronoomid vanima eksoplaneedi.

Sellele anti nimeks Metuusala, piiblist tuntud vaga vanaks elanud inimese jargi. See

asub 5600 valgusastat meist eemal, mass on sel kaks Jupiteri massi ja see hinnati 13

miljardi aasta vanuseks. Planeet asub kerasparves M4 Skorpioni tahtkujus.

15.04.2004 erinevad meeskonnad teatasid kolme planeedi avastamisest valjaspool Pai-

kesesusteemi. Uks neist oli 17 000 valgusaastat eemal, kolm korda kaugemal kui ukski

selle ajani avastatud planeet. Kasutati mikrolaatsendust, kusjuures taustataht oli 24

000 valgusaastat eemal. Uue eksoplaneedi massiks hinnati 1.5 Jupiteri massi ja see

paistis olevat samuti gaasiline. Planeet tiirles ematahe umber 3 AU kaugusel (Jupiter

on 5.2 AU kaugusel Paikesest).

Samal paeval Genfi observatooriumi eksoplaneetide kutid teatasid kahe hiidplaneedi

avastamisest varjutusmeetodil. Molemaid kutsuti “kuumadeks Jupiterideks”, umbes

Jupiteri massiga, kuid tiirlemisperioodiga kaks paeva - nii lahedal olid nad tahele.

Augustis 2004 avastati ESO HARPSiga planeet tiirlemas μ Arae umber, massiga umbes

14 Maa massi. See on kergeim eksoplaneet peajada tahe umber ja voib-olla on ta esi-

mene Maa-tuupi planeet.

268

Joonis 15.5.7. μ Arae radiaalkiiruste vaadeldud kover.

Samas kuus leiti varjutusmeetodil 10 cm (!) teleskoobiga planeet, mis oli esimene

nn TrES (Trans-Atlantic Exoplanet Survey) ulevaates ja mis tiirleb tahe GSC 02652-

01324 umber. Avastust kinnitas Kecki teleskoop. Meeskonda juhtisid D. Charbonneau

(CfA/Caltech), T. Brown NCARist (National Center for Atmospheric Research) ja E.

Dunham Lowelli observatooriumist.

10.09.2004 teatas Euroopa ja USA astronoomide meeskond, et nad on esmakordselt

vaadelnud optiliselt eksoplaneeti, mis tiirleb pruuni kaabuse 2M1207 umber, 230 val-

gusaastat eemal. Selle planeedi spekter naitab vee olemasolu. See ja veel teised karak-

teristikud kinnitavad, et tegu on planeediga, kuid vaja on veel vaatlusi, et kindlaks teha,

kas planeet ikka tiirleb selle tahe umber, mida pildistati. Planeet arvatakse olevat noor

gaashiid 5 Jupiteri massiga ja orbitaalraadiusega 55 AU. See on ematahest seni koige

kaugemal leitud planeet.

Aprillis 2005 sai Euroopa meeskond esimese eksoplaneedi otsekujutise. Planeet on pea-

jada tahe GQ Lupi juures 400 valgusaasta kaugusel. Selle orbitaalraadius on umbes 100

AU.

15.7. Tulevikuperspektiiv

5.02.2005 seisuga on meil teada 136 eksoplaneeti. See on innustanud astronoome

uha suurematele avastuskampaaniatele. Uks selliseid on SIM PlanetQuest (enne Space

Interferometry Mission), mida planeeritakse ules lasta 2011. aastal ja mille ulesandeks

on maarata tahtede positsioonid ja kaugused mitusada korda tapsemalt kui siiani on

269

Joonis 15.7.1. Eksoplaneetide avastamismeetodid.

270

Joonis 15.7.2. Eksoplaneetide masside, orbiitide pikemate pooltelgede ja positsioonide

mootmistapsuste suhted.

seda tehtud (kuni 1 mikrokaaresekundini). See tapsus voimaldab maarata tahtede

kaugused Galaktikas ja sondeerida lahemalasuvaid tahti Maa-suurusega planeetide

esinemise suhtes.

See labimurre saab voimalikuks seetottu, et SIM kasutab optilist interferomeetriat. Pio-

neer sel alal oli Albert Michelson, kes sai esimese ameeriklasena Nobeli preemia fuusikas

1907.a. Optiline interferomeetria saab oma koguvoimsuse rakendada valjaspool Maa

atmosfaari segavat moju. SIMi baasjoone pikkuseks on vaid 10 m ja teleskoopide aper-

tuur 30 cm. Missiooni kestvuseks planeeritakse 5 aastat.

Selle projektiga voistleb GAIA, mis planeerib moota miljardi tahe positsiooni samuti

271

1 mikrokaaresekundi tapsusega. Kui plaan teoks saab, voib GAIA avastada 25 000

Jupiteri massiga planeeti 200 pc raadiuses.

Joonis 15.7.3. Missioon KEPLER.

272

ESAs on vaatluse all veel missioon IRSI, mis koosneb viiest 1.5 m peegliga teles-koobist, mis lastakse umbes 5 AU kaugusele, et valtida Paikesesusteemi sodiaagivalgusesegavat moju.CNES (Centre National d’Etudes Spatiales) planeerib koos paljude teiste riikidega lasta2006.a. juunis polaarorbiidile 896 km korgusele missiooni COROT (COnvection, RO-tation and planetary Transit), mis on varustatud afokaalse teleskoobi ja nelja CCD(2048×2048) detektoriga. Missioonil on kaks pohieesmarki: tahtede seismoloogia uuri-mine ja telluursete eksoplaneetide avastamine.Teleskoobi kohta on avaldatud vaid seda, et see koosneb kahest paraboloidist ja kuuestdioptrilisest laatsest, mis kokku annavad fookuskauguseks 1.1 m.

Pohiallikad: http://en.wikipedia.org/wiki/Extrasolar planethttp://64.233.183.104/search?q=cache:VIRVKPd7FyEJ:www.mpifr-bonn.mpg.de/berlin04/presentations/perryman.pdf+michael+perryman&hl=en

273

16. ELU OTSIMINE VALJASPOOL PAIKESESUSTEEMI

16.1. Sissejuhatus

Kusimus elu olemasolust mujal Universumis lisaks meie Paikesesusteemile on

teaduses isearaliku positsiooniga: ta kuulub hastiformuleeritud teadusprobleemide

“avangardi” ja samal ajal on arusaadav igale inimesele. See on seeparast, et kusimuse

juured on olulisel maaral subjektiivsed ja pole mingit vajadust peita seda, et tegelikult

moeldakse hoopis:“Kas meiesarnased inimesed eksisteerivad ja kas nad elavad kusagil

tahtede juures, mida me oosel naeme?”

Tanapaeval, eriti parast eksoplaneetide avastamist, on elu otsimine valjaspool Paikese-

susteemi muutunud taiesti moistlikuks teaduslikuks eesmargiks.

Sellest hoolimata on niisuguse otsimise hadavajalikuks eelduseks defineerida elu, et oleks

selge, mida me ikka uldse otsime, st mida me moistame elu all. Et mitte vahele jatta

koige haruldasemaid eluvorme, peame lahtuma nii vahestest a priori oletustest kui

voimalik. Skitseerime siin oma vaited:

1. Vastupidiselt sellele, mida bioloogid vaidavad, on elu “essents” subjektiivne

moiste. See tuntakse ara vaid a priori subjektiivsetel alustel. Moodsa psuhholoogia

moistetes on elu objektipohine, mis on ehitatud ules mojudele ja erinevat tuupi identi-

fitseeringutele.

2. Alles siin lahutame objekti esialgu subjektiivsetest suhetest ja objekt muutub

“elavaks susteemiks”.

3. Elav susteem vahetab informatsiooni umbritseva keskkonnaga, mis vihjab sellele,

et selle struktuur on kullalt keeruline. Fuusikaliselt raakides pole kompleksne susteem

termodunaamilises tasakaalus.

274

4. Mittetasakaaluline susteem nouab aega, selleks et muutuda lihtsast keeruliseks.

Bioloogilistes moistetes tahendab see evolutsiooni. See nouab pidevat negentroopia al-

likat.

5. Termodunaamika teise seaduse alusel on keeruline susteem mittestabiilne. Seega

peab tal olema pidev regeneratsiooni mehhanism, mis hoiab ulal seda keerulist struk-

tuuri. See mehhanism vajab aine- ja energiavahetust umbritseva keskkonnaga. Bio-

loogilistes moistetes tahendab see ainevahetust ja fotosunteesi.

6. Ainevahetusest uksi ei aita, peab olema ka reproduktsioon. Maa peal teame me

kaht tuupi reproduktsiooni: mitoosi ja sugulist paljunemist.

7. Et minimeerida kulutusi energiale, peab susteem olema nii stabiilne kui voimalik

voi tema evolutsioon nii pusiv kui voimalik. Seda aitab saavutada teatud tuupi malu,

koos sellelt lugemise mehhanismiga. Geneetiline kood on hea naide sellise malu kohta.

Teisest kuljest, susteemide stabiilsus nouab ka keskkonna stabiilsust.

Need nouded on liiga uldised, et nende abil saaks otsida elu Universumis. Meil on

tarvis natuke spetsiifilisemaid hupoteese elusate susteemide leidmiseks.

Siinkohal pakumegi midagi lihtsamat:

1. Liikumine - kas see liigub omal joul? Kas selle liikumisel on mingi eesmark

(toidu poole, eemale kuumusest jne.)?

2. Paljunemine - kas see oskab ennast paljundada, kas siis suguliselt voi vegetatiiv-

selt voi jagunedes?

3. Tarbimine - kas see soob voi joob? Kas see omastab kuidagi toitaineid el-

lujaamise eesmargil?

4. Kasv - kas see areneb ajas, suurendab oma keerulisust, kuni jouab kupsesse ikka?

275

5. Vastus arritusele - kas see vastab valisarritustele, so kas sellel on mingi

narvisusteem valistingimuste avastamiseks?

Enamasti peavad koik need tingimused olema taidetud, et me saaksime seda objekti

elusaks nimetada.

Joonis 16.1.1. Koige populaarsem humanoid.

16.2. Elu kaugavastamine

Kui me oleme elu defineerinud kui kompleksse mittetasakaalulise susteemi, siis selle

kaugavastamine tahendab mittetasakaaluliste osakeste ansamblite otsimist. Seda saab

teha kahel erineval viisil:

1. Me voime otsida mittetasakaaluliste ansamblite populatsioone seal, kus elu on are-

nenud.

2. Me voime otsida mittetasakaaluliste ansamblite populatsioonide signaale. See on

276

strateegia, mida tavaliselt nimetatakse SETIks (Search for Extraterrestrial Intelligence

- Maavalise Aruka Elu Otsimine). Kuna siinkasutatav sona “arukas” nouab omakordakeerulist definitsiooni, siis on parem seda strateegiat nimetada Keeruliste Signaalide

Otsimiseks. Need mittetasakaalulised ansamblite osakesed voivad a priori olla mistahesliiki. Kuid interstellaarses ruumis oleva magnetvalja tottu pole laetud osakesed sobivadselleks eesmargiks. Praegu teame me kaht tuupi sobivaid osakesi: footoneid ja neut-

riinosid (jatame gravitonid korvale). Elektromagnetiliste signaalide otsimine raadio-voi optilises diapasoonis on viinud mitmetele projektidele nagu Phoenix voi OSETI.Margime ara naiteks ulikorge energiaga kosmilised kiired (≥ 1020eV), mille paritolu ei

saa seletada uhegi tuntud loomuliku mehhanismiga (sisse on toodud isegi “vortonite”moiste).

Korvalepoige:Mis on vortonid? Viimaste aastate jooksul on saanud selgeks, et topoloogilised defek-

tid, eriti stringides, on varustatud oluliselt rikkalikuma struktuuriga kui varem arvati.Geneerilistes suure uhenduse teooriates kosmiliste stringide eest vastutav Higgsi vali

on vastasmojudes teiste fundamentaalvaljadega. See pole sugugi imelik, kuna pareminimoistetud elektronorgas teoorias on Higgsi valja vastasmoju teiste valjadega see, misvastutab kergete fermionide, nagu elektronide ja W ning Z bosonite vaadeldud masside

eest. Stringi sees on Higgsi vali loksus oma korge energia olekus ja kui ta on seoses teisefundamentaalvaljaga, siis ka see naitab ebatavalist kaitumist. Kui teine vali on naiteks

elektromagnetiliselt laetud, siis avaldab ta end vooluna mooda stringi tuuma.Selliste voolude olemasolu, olgu nad siis elektromagnetilised voi ei, omab vaga tahtsatmoju stringide ringiliste silmuste dunaamikale. Silmusel, mis ei kanna voolu, pole min-

git defineerivat iseloomulikku joont, mis lubaks mistahes fuusikalist poorlemise definit-siooni, kuid voolu olemasolu lohub ringilise summeetria, markides ara kindla suuna.See lubab silmuse konfiguratsioonil kui tervikul poorelda. Sellised voolud lubavad samuti

fikseeritud mikroskoopiliste moodetega stabiilsete silmuste olemasolu, kus voolu liiku-mishulga moment tasakaalustab silmuse pinge. Need statsionaarse silmusega lahendid

nimetati vortoniteks R.L. Davise ja P. Shellardi poolt 1988.a.

Need osakesed voivad olla tehnoloogiliselt uliarenenud tsivilisatsiooni kiirenditest,mis lekivad, tekitades ulikorge energiaga neutriinosid, mida me avastame Maal.Kui me oleme eeltoodud nimestikest valinud kompleksse protsessi nimega elu, siis “eluks

277

sobiv piirkond” (ESP) on selline Universumi ala, kus fuusikalised tingimused (tempe-

ratuur, tihedus, rohk, ainesisaldus, keemiline koostis jne) on sobivad seda tuupi elu

arenguks. Iga elu kategooria jaoks saab soovitada jargnevat ESPd:

(a) keemilised (orgaanilised) susteemid: planeedid 300 K juures;

(b) Elektromagnetiline plasma: interstellaarne keskkond;

(c) tahkisefuusika: tahked planeedid, asteroidid jne;

(d) vedel elektroonika, vedelad kristallid: planeedid 200 - 250 K juures.

16.3. Elu keemilisel alusel

Standartne lahenemine siin on piirduda vaid sellise elu otsimisega, mis on keemilisel

alusel. Pole mingit tositeaduslikku pohjendust niisugusele lahenemisele kui ainult stra-

teegiline kaalutlevus. Me voime spetsifitseerida veel kitsendavaid hupoteese:

1. Vaatleme ainult orgaanilist keemiat susiniku baasil;

2. Nouame vedeliku olemasolu, kuna see soodustab molekulide konvektiivset ja

hudrodunaamilist segunemist;

3. Vedelik peab olema vesi, sest see on hea lahusti ja seda on Universumis rohkesti;

4. Nouame tahke ja vedeliku faasi vahepinda molekulidevaheliste siirete suurendamiseks.

Sellest otsuste puust jargneb, et koige turvalisem keskkond on see, kus saab elada. See

on planeet, millel on jargmised karakteristikud:

- see tiirleb umber peajada tahe (so siis tahte, mis pusivalt poletab kergemaid elemente

raskemateks), et toota mitte-tasakaalulisi footoneid;

- see peab olema tahke planeet, lubades vedelik-tahkise vahepinda (nii valistame

gaasilised (hiid-) planeedid;

- see on oigel kaugusel tahest vee olemasoluks.

Planeedi jaoks, mis tiirleb kaugusel a tahest raadiusega R∗ ja temperatuuriga T∗, on

tasakaaluline temperatuur

TP =(1 − A)1/4

√2

(R∗a

)1/2

T∗, (16.3.1)

kus A on planeedi keskmine albeedo. Naiteks Maa jaoks on tasakaaluline temperatuur

(A = 0.39, T∗ = 5770 K )

T⊕ = 280 K. (16.3.2)

278

Tegelik Maa atmosfaari tasakaaluline temperatuur on 287 K, seega paris vastav rehken-

datule.

Seega peab planeet temperatuuriga TP ≈ 300±20 K (vedela vee olemasolu jaoks) olema

tahest kaugusel A (olgu A = 1)

a = R∗

(T∗300

)2

. (16.3.3)

Soltuvalt ematahe tuubist, see kaugus muutub ≈ 0.1 AU jaheda kaabustahe puhul

(T∗ = 3000 K) kuni ≈ 2 AU kuuma hiiu puhul (T∗ = 6500 K).

Massiivsemad tahed arenevad liiga kiiresti, selleks et omada stabiilseid temperatuu-

ritingimusi.

16.4. Eluks sobivate piirkondade avastamine

Antud avastamismeetodite edu soltub loomulikult nende tehnoloogilistest pii-

rangutest, kuid samuti ka planeetide ja nende kaaslaste erinevatest karakteristikutest,

nagu mass M , raadius R ja kaugus a ematahest (kui oletada ringorbiite). Kirjeldame

moningaid tanapaeval arutluse all olnud meetodeid.

A. Eluks sobivad uksikplaneedid.

A.1. Tahe gravitatsioonilised hairitused.

Kui planeet tiirleb umber tahe kaugusel a, siis teeb taht tiiru umber susteemi uhise

masskeskme sama perioodiga P orbiidil raadiusega

a∗ = a

(MP

M∗

). (16.4.1)

See liikumine viib kolme vaadeldava suuruse perioodilise modulatsioonile perioodiga P

ja alljargneva amplituudiga:

A.1.1. Radiaalkiiruses:

ΔvR =MP

M∗

(GM∗

a

)1/2

= 10(

MP

M⊕

) (M∗M�

)−1/2 ( a

1 AU

)−1/2

cm s−1. (16.4.2)

279

A.1.2. Astromeetrilises positsioonis:

Δα =MP

M∗a

D= 0.3

(MP

M⊕

) (M∗M�

)−1 ( a

1 AU

) (D

10 pc

)−1

μarcsec, (16.4.3)

kus D on kaugus vaadeldava planeedisusteemini.

A.1.3. Perioodiliste signaalide saabumisaeg:

ΔTA =MP

M∗a

c= 0.015

(MP

M⊕

) (M∗M�

)−1 ( a

1 AU

)s, (16.4.4)

kus c on valguse kiirus.

Parimad sihtmargid perioodiliste signaalide saamiseks on pulsarid, millede juures on

juba planeete leitud.

Nagu on vaitnud M. Mayor, ei luba veel tapsused radiaalkiirustes (1 m/s) ja astromee-

trias (moned μarcsec) leida Maa-suurusi planeete eluks sobivates piirkondades. On siiski

lootus ekstreemses, kuigi usutavas situatsioonis: Super-Maa jaoks (5 M⊕) on eluks sobiv

piirkond K5 tahe M = 0.5 M� temperatuuriga T∗ = 4400 K jaoks leitav radiaalkiiruse

vR tapsuse 1.2 m/s juures, kui radiaalkiiruse muutuse periood on 100 paeva.

Individuaalsete mootmiste tapsuse 1 m/s juures on selline modulatsioon avastatav 4 σ

tasemel parast 4 orbitaalperioodi, see on siis umbes 1.1 aasta parast.

A.2. Otsene kujutis.

Selle meetodi raskus on selles, et valguse laineomaduste tottu on tahe kujutise

umber alati difraktsioonihalo nurkdiameetriga λ/B, kus B on teleskoobi apertuur. Et

eraldada planeeti tahehalost tuleb kasutada teleskoopi (voi mitut teleskoopi) apertuuri

(voi baasjoonega) B nii, et

θ =a

D≥ λ

B, (16.4.5)

kus λ on vaadeldav lainepikkus. See transleerub jargmiseks tingimuseks baasjoonele B

B ≥ λD

a= 20

(λ

10 μ

) (D

10 pc

) ( a

1 AU

)−1

m, (16.4.6)

280

Selleks et ara hoida atmosfaari turbulentsist tingitud komplikatsioonid, tuleb minnavaatlema kosmosesse.

A.3. Ematahe varjutus.

Kui planeedi orbiit on sobivalt orienteeritud, siis tekitab planeedi ematahestmoodumine valgusvoo vahenemise. Selleks et see oleks avastatav, on kolm tingimust:

A.3.1. Orbitaaltasand peab olema sobivalt orienteeritud, juhusliku orienteeritusepuhul on geomeetriline toenaosus

p =R∗a

. (16.4.7)

Maa jaoks 1 R� tahe umber on see toenaosus 0.5%. Kuna tahte tuleb seirata pide-valt ule uhe orbitaalperioodi, siis on selline avastamine vaga mitteefektiivne suurte a-depuhul, kuid sobiv vaikeste a-de jaoks, sest siis on p suurem ja vajalik aeg marksa luhem.

A.3.2. Varjutuse kestus on

DT =P

π

R∗a

, (16.4.8)

seega 13 tundi Maa jaoks. Kestus pole eriti tundlik a suhtes.

A.3.3. Suhteline heleduse langus on

ΔF

F=

(RP

R∗

)2

. (16.4.9)

Fotomeetriline heleduskovera tapsus peab olema suurem kui ΔF/F . Planeedi jaoksmassiga 1 M⊕ see valgusvoo langus on 10−4. Maapealsete vaatluste fotomeetrilinetapsus on parimal juhul 0.1%. Kosmoses aga voib jouda tapsuseni ≈ 10−4 15m tahejaoks, kui teleskoobi apertuur on 50 cm ja ekspositsiooni kestus on 1 tund. COROTmissioon, mis on puhendatud tahe seismoloogiale ja eksoplaneetide avastamisele, on selviisil suuteline avastama monikummend Maa-suurust planeeti.

A.4. Taustatahe gravitatsioonilaatse efekt.

281

Planeet voib pohjustada taustatahe heleduse gravitatsioonilise voimenduse AG

kestusega TG soltuvalt planeedi transversaalsest kiirusest v. See voimendus on tanu

kovera ruumi kiirguslevi isearasustele maksimaalne siis, kui planeet istub parajasti

ematahe Einsteini ronga peal. Selle ronga raadius on

RE =√

4GM∗D, (16.4.10)

kus planeet on poolel teel D taustataheni. Toenaosus, et taht voimendab taustatahte,

on

p =(

RE

δ

)2

, (16.4.11)

kus δ on kahe taustatahe omavaheline kaugus, projekteerituna taevasfaarile. See

toenaosus on oluline (kuid ikka vaike - ≈ 10−6) ainult taustatahtedele Galaktika mohnas

8 kpc kaugusel. Seega mikrolaatsendus saab avastada planeedi vaid 8 kpc/2=4 kpc kau-

guselt. Sellel kaugusel RE ≈ 5 AU 14M� tahe jaoks. Kui planeet istub Einsteini rongal,

siis taht ise teeb selle voimenduse. Seega heleduskovera globaalne voimendamine pla-

needisusteemi poolt on kahesugune - vaike, luhikese kestusega (1 paev Jupiteri jaoks,

moned tunnid Maa jaoks) planeedi voimendus pluss suurem, pika kestusega (paevad

voi kuud) tahe voimendusefekt. Kui emataht voimendab, siis toenaosus, et planeedi

voimendus uletab 5% on ainult 20% Jupiteri massiga planeedi jaoks. Maa massiga pla-

needi jaoks uletab voimenduse 1% ainult ≈ 3% juhtudest. Kuna RE ≈ 5 AU, saame

me avastada vaid planeete kuni 5 AU kaugusel emaplaneedist, st kaugel eluks sobivast

piirkonnast. Edasi, mikrolaatseefekti naeme vaid kord ja rohkem pole voimalik uurida

planeeti 4 kpc kaugusel mone teise meetodiga. See teeb mikrolaatsenduse vahem atrak-

tiivsemaks.

B. Eluks sobivad hiidplaneetide kaaslased.

Nende objektide avastamine on voimalik vaid kolmel meetodil:

B.1. Varjutused.

B.1.1. Heleduskovera profiil:

Samuti nagu uksikute Maa-tuupi planeetide varjutuste avastamiselgi, saab hiidplaneedi

282

kaaslast avastada hiidplaneedi ja kaaslase varjutuste superpositsiooni kaudu.

B.1.2. Hiidplaneetide varjutuste kestuse mootmine:

Oletame, et hiidplaneet massiga MP avastati varjutusmeetodil kaugusel a tahest.Kui siis kaaslane teeb uhe tiiru umber hiidplaneedi kaugusel aS perioodiga

PS =

√a3

S

GMP, (16.4.12)

siis hiidplaneet teeb sama ajaga PS tiiru orbiidil raadiusega

aP = aS

(MS

MP

). (16.4.13)

See liikumine viib hiidplaneetide varjutuste aja perioodilisele modulatsioonile amplituu-diga

ΔTT =aS

vP

MS

MP, (16.4.14)

kus vP =√

GM∗/a on hiidplaneedi kiirus orbiidil. Saturni massiga planeedil 0.5 AUkaugusel 1 M� tahest on see ajanihe

ΔT = 8( aS

10−2AU

) (MS

M⊕

)min. (16.4.15)

COROT missioon on voimeline uksikplaneetide puhul sellist tapsust tagama.

B.2. Otsene kujutise saamine.

Planeedi ja kaaslase nurkkaugus on

δα =aS

D. (16.4.15)

Valemist (16.4.6) leiame vastava baasjoone B, mis on vajalik planeedi ja kaaslase eris-tamiseks, kui vaatlus toimub lainepikkusel 2 μ

B = 400( a

10−2 AU

)−1(

D

10 pc

)km. (16.4.16)

283

B.3. Mikrolaatsendus.

Siin on see meetod samasugune kui uksikplaneetide avastamiselgi. Ainuke vahe onsee, et me peame jalle opereerima tahe, mitte planeediga. Nii et globaalne heleduskoveravoimendumine toimub taht-planeedi ja taht-kaaslase baasil.

16.5. Keemilisel alusel oleva elu kaugavastamine

A.1. Keemilisel alusel oleva elu voimalik signatuur?

Oletame, et Maa-sarnane planeet avastatakse oma emaplaneedi eluks sobivas piir-konnas. Kas on voimalik avastada elu sellel planeedil? Vastus on, et on voimalik avas-tada spektroskoopilist signatuuri, mis on voib-olla seotud keerulise orgaanilise ainega.Selle vaite kaitsmine seisneb faktil, et Maal on kogu molekulaarne hapnik ja osoontoodetud Maa atmosfaaris biogeenselt. Me voime sumboolselt kirjeldada fotosunteetlisthapniku tootmist jargmiselt

CO2 + H2O + hν → (CHOH) + O2. (16.5.1)

Tegelikult on see protsess taimedes ja vetikates vaga keeruline ja see pole koikidesdetailides veel tuntudki. See nouab suurt hulka vaheprotsesse, kaasates vahemalt 8footonit ja proteiinide ning di-klorofulli abi.On olemas ka teine hapniku tootmise reaktsioonide tsukkel, nimelt veeauru fotoluusatmosfaaris

H2O + hν → OH + H,

2OH → H2O + O,

O + OH → O2 + H. (16.5.2)

Selle mehhanismi abil vabanenud vesinik lahkub planeedilt termilise aralennu tottu. Seeon toenaoliselt protsess, mis viis Veenuse atmosfaarist vee. Kuid see protsess on kauniskiire ja kui see oleks olnud hapniku tekitaja varase Maa atmosfaaris (ja siis peatunud),siis poleks praegu Maa atmosfaaris hapnikku ollagi, sest hapnik oleks (maakoore tek-tooniliste liikumiste abil) oksudeerinud koik kivimid Maa pinnal ja hapnik oleks kadunudmone miljoni aastaga. Seega praeguse hapniku hulga seletamiseks Maa atmosfaarislaheb vaja hapniku pidevat tootmist ja praegu me teame vaid uht sellist protsessi -

284

see on fotosuntees. Seda argumenti toetab fakt, et Veenuse ja Marsi atmosfaaris polehapnikku ega osooni. Seega kui keegi avastab eksoplaneedi atmosfaaris hapniku, siis seeon kaunis julgustav mark elu voimalikkusest sellel planeedil. Loomulikult pole see veelmingi toestus, ja pealegi soltub elu definitsioonist, kuid ikkagi annab pohjust jargnevaksdetailseks uurimiseks. Kui planeedi atmosfaaris on hapnikku, siis seal voib tekkida kaosoon fotodissotsiatsiooni ja rekombinatsiooni abil. Jargnevalt me naeme, et osooniavastamine voib olla palju lihtsam kui hapniku avastamine.

A.2. Hapniku ja osooni avastamise praegused projektid.

Hapnikku saab avastada selle neeldumisriba abil - 760 nm. Koige ilmsem tee oleksavastada see neeldumine oma ematahe poolt valgustatud planeedi spektris. Kuid seenouaks planeedi eristamist tahest, selleks voiks ju ette kujutada inteferomeetrit kos-moses piisava baasjoonega. Kuid praegu arvatakse, et me oleme veel kaugel sellesttehnoloogiast, mida on vaja teleskoobi suunamiseks tapsusega λ/1000. Teine tee oleksavastada hapniku neeldumisriba neeldumisega tahe valguses varjutuse ajal. Planeedijaoks raadiusega 1.5 R⊕, millel on atmosfaar skaalakorgusega 10 km ja mis laheb labiM kaabuse voi K tahe eest, mille raadius on 0.25 R�, on hapniku neeldumise spektraalnesugavus 8×10−5. Seda suudavad avastada vaid 25 meetrise diameetriga teleskoobid voifootonite kogujad.Tehniliste pohjuste tottu on praegu kergem avastada osooni neeldumisriba 9.6 μ juu-res, kui avastada hapnikku nahtavas piirkonnas. Selleks on ikka vaja eristada planeetiematahest. Selline eristamine 9.6 μ juures nouab kosmose interferomeetrit baasjoonegavahemalt 20 m. See on viinud IRSI projektini (Infra-Red Space Interferometer), mison uks kahest potentsiaalsest interferomeetrilisest Cornerstone (Nurgakivi) projektistESAl (European Space Agency), mis on plaanis heakskiitmise korral ules lennutada2015. aastal.

16.6. Arvamused voimaliku kontakti kohta

Usna selge on, et nii segases probleemis on sama palju arvamusi kui on inimesiMaakeral. Piirdume siinkohal vaid kahega, mis aga on taiesti polariseeritud.2003.aastal ilmus kahe astronoomi, Seth Shostaki (SETI Instituut, USA) ja Alexand-ra Barnetti (Chaboti Kosmose ja Teaduse Keskus Oaklandis, USA) raamat “CosmicCompany”, kus arvatakse, et inimkond kohtab maavaliseid olendeid 2025. aastal. Nad

285

toetuvad selles arvamuses paljudele faktoritele, millest esimene toetub lihtsalt statis-

tikale:“Universum on umbes 13 miljardit aastat vana. Inimesed on siin olnud vast 40

000 aastat. Raske on uskuda, et midagi muud pole kusagil selle aja jooksul valja ku-

junenud.”

Joonis 16.6.1. Shostaki ja Barnetti loodud humanoid “JO Alien”.

Selge muidugi on, et juba meie Galaktikas on 100 miljardit tahte ja galaktikaid

universumis on peaaegu sama palju. Leitud eksoplaneete on samuti ligi 150 ja see

arv kasvab pidevalt, andes marku, et planeedid voi isegi nende susteemid on tavalised

nahtused. Praeguse arvamuse kohaselt on 10-20% tahtedest planeedid. Kuigi siiani on

vaid suuri planeete avastatud, on see meie tehnika mahajaamus ja ei muud.

286

2007.a. algav NASA Kepleri missioon lubab asjasse poorde tuua, sest voimaldab avas-tada Merkuuri suurusi planeete.Elu ehitusblokid - komplekssed orgaanilised uhendid ja amiinohapped, nii nagu me neidpraegu tunneme, on Universumis tavalised, vahemalt naitab seda meteoriitide ja komee-tide uurimine.Shostak arvab, et nende arv, kes usuvad teistsuguse bioloogia voimalust Paikesesusteemis,kasvab pidevalt. Jupiteri kuudel on sugavad ookeanid, ja on kaudseid toendeid sellekohta, et Marsil on olnud mingi elu. Nii et kui juba Paikesesusteemis uksi on pea 2-3voimalikku kohta elu arenguks, siis on ju moistlik oletada, et mujal on asjalood mitteteistsugused.Meie hulgast lahkunud S.J. Gould, Harvardi Ulikooli kuulus evolutsioonibioloog ja pa-leontoloog kirjutas, et aruka elu tekkimine oli kummaline juhus, mis noudis suure hulgaspetsiifiliste tingimuste kokkulangevust ja mida mujal on voimatu reprodutseerida.

16.7. Drake’i valem

Aprillis 1960.a. alustas raadioastronoom Frank Drake esimese inimesena sustemaatilistarukate signaalide otsimist kosmosest. Kasutades NRAO 25-meetrist teleskoopi GreenBankis (Laane-Virgiinia) hakkas Drake “kuulama” kaht Paikese-tuupi tahte - ε Eridanija τ Ceti. Tema projekt “Ozma” (L.F. Baumi raamatu “Ozma of Oz”) jargi oli odav,lihtne ja edutu.Drake oli veendunud Maa-valiste tsivilisatsioonide olemasolus alates juba oma Chicagolapsepolvest 1930-ndatel aastatel. “Ma ei suuda uskuda, et inimkond on ainuke tsivili-satsiooni naide ja unikaalne Universumis,” kirjutas ta oma raamatus 1992.a. “On sealkeegi?” (koos kaasautori D. Sobeliga).Ozma eksperimendi jarel organiseeris Drake valitud teadlaste koosoleku, et arutadaMaa-valiste tsivilisatsioonide otsimise perspektiive ja ohte - tanapaeval kannab seenime SETI. Novembris 1961 kogunesid 10 raadiotehnikut, astronoomi ja bioloogi kahekspaevaks Green Banki. Noor Carl Sagan oli seal, samuti Berkley keemik Melvin Calvin,kes selle koosoleku ajal kuulis uudist talle Nobeli preemia andmise kohta keemias.Selle koosoleku ettevalmistamisel leidis Drake oma kuulsa valemi

N = R × fp × ne × fl × fi × fc × L, (16.7.1)

kus N on vaadeldavate tsivilisatsioonide arv, mis eksisteerivad meie Galaktikas; R

on kiirus, millega tahed tekivad Galaktikas igal aastal; fp on nende tahtede osakaal,

287

millel on planeedisusteemid; ne on Maa-tuupi planeetide keskmine arv tuupilises pla-needisusteemis (potentsiaalselt eluks sobivad); fl on nende planeetide osakaal, kus elutegelikult tekib; fi on nende planeetide osakaal, kus bioloogiline evolutsioon tekitabaruka liigi; fc on nende arukate liikide osakaal, kes suudavad jouda interstellaarse raa-diouhenduseni ja L on kommunikeeriva tsivilisatsiooni eluaeg aastates.Drake’i valem on sama lihtne kui fastsineeriv. Lahutades suure hulga suuri tundma-tuid vaiksemaks seeriaks palju arusaadavamateks kusimusteks, tegi see valem SETIkaegakatsutavaks ulesandeks ja andis kusimusele “kas mujal on elu” aluse teaduslikuksanaluusiks.Astronoomid ja bioloogid on proovinud seda vorrandit sellest ajast peale “lahendada”.Esimesel pilgul paistab korraliku hinnangu saamine suhteliselt lihtsana. Paljud muu-tujad selles on viimaste aastate jooksul kindlaks tehtud, kuid kolm jaavad vaga tund-matuks.Analuusime neid muutujaid. Tahti tekib meie Galaktikas kiirusega umbes uks aastas,seega R = 1. Jargmine suurus, fp on toenaoliselt vaiksem kui uks, mitte igal tahelpole planeete. Teisest kuljest kui tahel on planeedisusteem, siis on usutav, et kaks voikolm selle planeetidest on vedela veega ja potentsiaalselt sobivad elu tekkimiseks, seegavoib-olla fp × ne ≈ 1.Optimistid arvavad, et elu areneb igal pool, kus aga saab, seega nende arvates fl = fi =fc = 1. Nii annab Drake’i valem, et N = L. Kui L = 10000 aastat, siis oleks meieGalaktikas 10 000 jutukat tsivilisatsiooni. Ja seda oletusel, et ainult uks tekib planeedimitmemiljardise eluea jooksul.See arv tahendab seda, et meie Galaktikas on uks raadiotsivilisatsioon iga 20 miljonitahe kohta. Muudkui hakka otsima! Kui nad oleksid jaotatud juhuslikult, siis lahimoleks meist umbes 1000 valgusaasta kaugusel. Kahepoolne raadioside kukuks valja,uhepoolne ehk toimiks.40 aastat SETI’t pole leidnud mitte midagi, hoolimata sellest, et teleskoopide apertuu-rid, vastuvotjad, arvuti voimsused on tohutult kasvanud. Muidugi on labiuuritud sage-dused, asukohad taevas, signaali tugevused, on-off tsuklid kokku vaid tuhine osa koigistvoimalustest. Siiski saame me oelda, et meie Galaktika ei kihise tsivilisatsioonidest, missaadavad signaali 21 cm lainepikkusel.Vaatleme uuesti Drake’i valemis olevaid suurusi. Astronoomid on kindlad, et R = 1voi isegi suurem, naiteks 3 voi 5. Hiljutised avastused on naidanud, et planeedid ontavalised.Koige produktiivsemad planeedikutid on leidnud, et vahemalt uks hiidplaneet on 5%l

288

uksikutest Paikese-tuupi tahtedest. See voiks tahendada, et fp = 0.05. Ilmselt see niipole, sest praegune tehnika suudab leida vaid hiidplaneete, seega fp voib olla palju suu-rem. Kui suur, ei tea.Palju haid planeete voiks olla ehk kui suur on ne? Alguses arvati, et igas pla-needisusteemis on vahemalt uks Maa-tuupi planeet. See arvamus baseerub oletusel,et meie Paikesesusteem on tuupiline. Kuid eksoplaneetide avastamine raagib teist keelt- meie Paikesesusteem voib olla hoopis erand, mitte reegel. Seega on ne suurus tund-matu.Teaduslikes ringkondades muretsetakse praegu palju vahem fl suuruse ule, sest viimasteuuringute kohaselt on komplekssed susivesinikud ja isegi amiinohapped Universumistavalised. Neid leidub meteoriitides, komeetides ja interstellaarses gaasis ning tolmus.Ei kahelda, et prebiootiline evolutsioon toimub tumedates galaktilistes pilvedes tahtedevahel.Koige olulisemad on avastused, et mikroorganismid ilmusid vaid moned momendid (geo-loogiliselt raakides) parast viimaseid katastroofilisi porkumisi planetesimaalidega Maavarases nooruses 3.8 miljardit aastat tagasi. Bioloogid arutlevad praegu, kas elu poleMaal mitte mitu korda alanud. On alust arvata, et koik elusolendid polvnevad uhestja samast allikast, kuid soltumatud liinid voivad olla olnud ja ara havitatud. Kui elumoodustub seal, kus ta seda suudab, siis fl = 1.Kolm viimast faktorit Drake’i valemis on pigem bioloogilised ja sotsioloogilised kui as-tronoomilised. Kui toenaone on aruka elu tekkimine? Paljude teadlaste arvates on naiiv-ne oletada, et evolutsioon teisel planeedil peaks tingimata viima aruka elu tekkimiselenagu meie seda teame. Sest evolutsioon on ennustamatu ja kaootiline. Kadunud Gouldon ikka ja jalle markinud, et kui saaksime bioloogilise evolutsiooni Maal tagasi kerida,siis on voimatu, et inimesed ilmuksid taas. Teised muidugi vaidavad, et ega me inimesiei otsigi. Pigem otsime me neid, kes suudavad teha tooriistu, toodelda informatsiooni jaorganiseerida seltskondi, mis on kullalt suured ja komplekssed, et avastada elektroonikapohialused.Gould markis aga, et pole olemas uhesugust evolutsioonimustrit ega eelistatud aren-gusuunda. Meie arvamus, et bioloogilise mitmekesisuse suurenemine suurendab ka lii-kide mentaalseid voimeid voib olla absoluutselt vale. Puudub kindel toend selle kohta,et suurenenud arukus on bioloogilise evolutsiooni paratamatu tulemus.On veider, et nii optimistid kui pessimistid toetuvad oma vaidetes samale tosiasjale -et tehnoloogia ilmus sellele planeedile 4 miljardi aasta jooksul. See arvamuste diver-gents saab alguse asjatundjate intellektuaalsest tagapohjast. Bioloogi jaoks on miski,

289

mis juhtus kord 4 miljardi aasta jooksul, kohutavalt haruldane. Astronoom aga vaatabasja laiemalt - miski, mis juhtus uks kord vaiksema ajavahemiku jooksul kui planeedieluiga, tundub olevat moistlikult kehtiv planeetidele uldiselt.Aga nii optimistid kui pessimistid toetuvad nn Koperniku printsiibile, mis vaidab, etinimkond ei oma eelispositsiooni ei ruumis ega ajas. Skeptikud arvavad, et on antropo-tsentriline uskuda, et inim-tuupi moistus tekkis Universumis ikka ja jalle. Uskujad, naguDrake, ei taha uskuda meie unikaalsusesse, sest see paneks meid vaga mitte-Kopernikupedestaalile.Ilmselt on fi koige vastuolulisem faktor Drake’i valemis. Moned teadlased arvavad, etsee on peaaegu null, teised vastupidi, et see on uhe lahedane.Isegi kui arukus on toenaone evolutsiooni tagajarg, on fi ikkagi palju vaiksem kui uks,kui me votame arvesse Paikesesusteemi stabiilsust ja planeetide kliimat. F. Rasio jaE. Fordi arvutisimulatsioonid on naidanud, et Maa-tuupi planeedid ei jaa ellu gravitat-sioonilises koieveos suurte planeetidega. Nad kas visatakse susteemist valja voi saade-takse tsentraaltahte.Samal ajal hoolitseb Jupiter selle eest, et ta haarab enamuse hulkuvatest komeetidest jasaadab eemale, enne kui need voiksid kokku porgata Maaga. Ega susteem ilma suurteplaneetideta pole parem, sest siis oleks Paikesesusteemis porgete toenaosus 1000 kor-da suurem kui praegu (G. Wetherhilli rehkenduste kohaselt) ja toelised katastroofidtoimiksid iga 100 000 aasta tagant. Mis progressist me siis saaksime raakida. Maa-tuupi planeetide dunaamika uuringud on naidanud, et need voivad kaootiliselt muutaoma telje asendit ruumis, mis voib viia drastilistele kliimamuutustele. Onnekombel onMaal suur Kuu, mis summutab sellised kaootilised ilmingud.Pole teada, kuidas selline olukord voiks mojutada elu arengut. P. Hoffmann kooskolleegidega on naidanud, et seeria ekstreemseid jaaaegu toimus ajavahemikul 760 ja550 miljonit aastat tagasi, kus ka ekvatoriaalsed ookeanid olid kulmunud. Ja et needolidki pohjuseks prekambriumi uute eluvormide tekkele kohe parast neid katastroofe.Muutused ja stress voivad vaga positiivselt liikide arengule mojuda.Kuid planetaarsed katastroofid, mis on liiga ekstreemsed voi sagedased, tapavad mahakoik voi hoiavad elu vaga madalas profiilis. Igal juhul on meie eksistents siin suure hulgaastronoomiliste kokkulangevuste juhuslik tulemus.Oletame, et Maavaline arukas elu on haruldane, kuid ikkagi on see olemas. Kas mevoime oodata, et nad hakkavad meiega suhtlema raadiosignaalide abil? Milline osatsivilisatsioonidest on voimelised - ja tahavad - suhelda meiega viisil, mida me val-dame? Paljud arvavad, et iga tsivilisatsioon hakkab suhtlema varem voi hiljem. Kas

290

siin pole mingi naiivne antropotsentrism mangus?Me oleme joudnud Drake’i valemi viimase liikmeni L, olles taiesti maaratlemata jatnudfi ja fl. Ka siin, tsivilisatsiooni keskmise eluea maaramisega oleme hadas. Optimistidarvavad, et stabiilne arukas uhiskond voib kesta kumneid miljoneid aastaid, kui mitteigavesti. Lisaks sellele voivad kaua-elavad liigid laieneda teistele tahtedele, mitmekordis-tades oma olemasolu. Pessimistid arvavad, et inimkond leiutas raadioside vaid monedkumnendid tagasi ja et inimkond on olnud mitmel korral oma havingu aarel. Samatehnoloogiline voimsus, mis voimaldab interstellaarset sidet, lubab ka tsivilisatsioonikergesti havitada.Moned uurijad on markinud, et inimlooma polegi nii kerge havitada, ta on vaga levinudja liiga voimekas. Moned inimesed oskavad ikka ellu jaada igas, ukskoik kui jubedasolukorras, ning tsivilisatsiooni taastada mone tuhande aastaga.Pessimistide koige tugevam vaide on see, et Maa pole mitte ule ujutatud vooraste tsivi-lisatsioonidega (kuigi paljud nii arvavad). See on kaugelt sugavam vaatlus, kui see valjapaistab.Korgtsivilisatsioonil, mis kestab sadu miljoneid aastaid, on kullalt aega levida igaleplaneedile Galaktikas, isegi kui silmas pidada meie enda vaga aeglast liikumist sellessuunas. Soov taita kogu vaba piirkond endasugustega paistab olevat iga elusorganismiulim soov. Ja ikkagi pole Maal mingit marki voorastest tsivilisatsioonidest. See on tun-tud Fermi paradoksina, parast seda kui ta 1950. aastate alguses kusis: “Kus nad koikometi on?” UFOde uskujad nii muidugi ei vaida. Kuid parast 50 aastat on ufoloogiatapselt samas punktis, kus ta oli alguseski.Optimistid vastavad Fermi paradoksile mitut moodi. Voib-olla toeline tsivilisatsioonpoordub ara imperialismist? Voib-olla lopeb see allutamise ja levimise soov parastmone tuhande planeedi alistamist? Voib-olla on nad siinsamas, kuid ei sega vahele?Koige usutavam argument on siiski see, et interstellaarne lend on just niisama raske,nagu me seda teame. Ja sama kallis, nii et ressursse on parem kulutada muuks otstar-beks. Aga voib-olla oleme me toesti uksi oma Galaktikas?Kuhu me sellega oleme siis joudnud? Kas me ikka usume, et N + L? Toenaoselt mitte.Kas N = 0? Vaga paljudele inimestele on see sisemiselt vastuvoetamatu, kuid Uni-versum ei pea vastama meie ootustele. Voib-olla on natuke tode utlemises, et miski eijuhtu ainult uks kord? Voib-olla on seal kusagil tsivilisatsioonid, kuid neid on vaga-vagavahe.Drake arvas SETI alustamisel, et esimene kontakt on enne 2000. aastat ja et see muudabmaailma vaga pohjalikult. Juulis 1996 arvas ta, et ehk ta oli natuke liiga optimistlik

291

seda oeldes, sest edu ei saa ennustada. Cocconi ja Morrison utlesid sedasama Natureartiklis juba 1959.a.:“Edu toenaosust on raske hinnata, kuid kui me ei otsi, siis on edutoenaosus null.”

Pohiallikaks on Jean Schneideri artikkel:http://cfa-www.harvard.edu/planets/papers/trieste-97-long.ps

Ka Govert Schillingi artikkel: http://www.astro-tom.com/technical data/alien life.htm

292

17. Kosmilised kiired

17.1. Sissejuhatus

Kosmilised kiired (KK) on kosmosest parinevad energiarikkad osakesed, mis

tabavad Maa atmosfaari. Umbes 90% nendest osakestest on prootonid, umbes 9% on

heeliumi tuumad (alfa-osakesed) ja umbes 1% on elektronid. Termin ”kiir” on sisuliselt

vale, sest kosmilised kiired saabuvad Maale uksikult, mitte pidevate kiirtena.

Osakeste energiavahemik on vaga lai, peegeldades nende erinevat paritolu. Need osa-

kesed parinevad energiarikastest protsessidest Paikesel, aga samuti ka siiani tund-

matutest protsessidest nahtava Universumi koige kaugematel aladel. Kosmilised kiired

voivad omada energiat kuni 1020 eV, mis on kaugelt suurem kui 1012 voi 1013 eV, mida

inimene on suutnud saavutada enda valmistatud kiirendites. Enamasti on kosmiliste

kiirte energia siiski soltuvalt paritolust mitmeid suurusjarke vaiksem.

17.2. Ajalugu

Parast seda, kui Henri Becquerel 1896. aastal radioaktiivsuse avastas, oldi kindlad,

et atmosfaarse ohu ionisatsioon on tingitud Maa pinnas olevate radioaktiivsete aatomite

kiirgusest voi siis nende poolt tekitatud radooni isotoopide kiirgusest. Ohu ionisatsiooni

mootmisega aastatel 1900 kuni 1910 tehti kindlaks, et maalahedases ohukihis ionisat-

sioon korgusega toepoolest kahanes - vahele jaav ohukiht peabki neelama maa pinnast

lahtuva radioaktiivsuse. Siis aga 1912. aastal viis Victor Hess oma kuulsal ohupallilennul

ules kolm Wulfi elektromeetrit (need moodavad ioonide tekke kiirust hermeetiliselt sule-

tud nous) 5300 m korgusele ja naitas, et seal oli ionisatsiooni tase kasvanud neli korda

korgemaks kui maapinnal. Hess jareldas, et vaga suure labitungimisvoimega kiirgus

siseneb meie atmosfaari ulevaltpoolt. Aastatel 1913 - 1914 kinnitas Werner Kohlhorster

Hessi tulemusi, mootes ohu ionisatsiooni kuni 9 km korgusel. Hess sai Nobeli preemia

1936. aastal ”kosmiliste kiirte” avastamise eest.

Kaua aega usuti, et KK on energiarikkad footonid ehk siis gammakiired ja elektronid

tekivad gammakiirte Comptoni hajumisel. Ent laiaulatuslikel katsetel ajavahemikul

293

Joonis 17.2.1. Victor Hess enne oma ohupallilendu.

1927 kuni 1937 tehti kindlaks, et KK on peamiselt positiivselt laetud osakesed ja

sekundaar- ehk teisene kiirgus koosneb pohiliselt ”pehmest komponendist” ehk elek-

tronidest ja footonitest ning ”kovast komponendist” ehk suure labitungimisvoimega

muuonitest.

Muuoni kohta arvati alguses, et see on see ebastabiilne osake, mida ennustas 1935. aastal

Hideki Yukawa oma tuumajou teoorias. Eksperimendid naitasid, et muuon laguneb

keskmiselt 2.2 mikrosekundi jooksul elektroniks ja kaheks neutriinoks, ja et muuon ei

interakteeru kuigi tugevasti tuumadega. Seega pole see Yukawa osake. Musteerium la-

henes 1947. aastal piioni avastamisega, mis leiti korge energiaga tuumareaktsioonides.

See osake laguneb muuoniks ja uheks neutriinoks keskmiselt 0.0026 mikrosekundiga.

Seda piion-muuon-elektron lagunemist vaadeldi otseselt osakeste jalgi uurides spetsi-

aalse emulsiooniga fotoplaadil, mida kutsutaksegi tuumaemulsiooniks. Sellised plaadid

eksponeeriti korgel magedes asuvates jaamades. Gottlieb ja Van Allen viisid 1948. aastal

ohupalli juba peaaegu atmosfaari valispiirile ja naitasid, et esmane ehk primaarne KK

koosneb pohiliselt prootonitest vahese hulga heeliumi tuumadega ja vaga vahesest hul-

gast raskematest tuumadest.

Bruno Rossi avastas 1934. aastal, et kaks samal horisontaaltasandil teineteisest kaunis

kaugel asunud Geigeri loendajat andsid peaaegu samaaegse lahenduse. Rossi kirjutas:

294

Joonis 17.2.2. Nii naeb valja kaskaad emulsioonis, kui seda vaadelda mikroskoobis.

”Paistab, et aeg-ajalt tabab loendajaid intensiivne osakeste voog, mis pohjustabkointsidentsi loendajates isegi siis, kui need asuvad teineteisest kullalt kaugel.” Kahjukspolnud tal aega asja rohkem uurida. Teadmata midagi Rossi toodest avastas 1937.aastal sama nahtuse ja uuris seda detailselt Pierre Auger. Ta jareldas, et intensiivneosakeste kaskaad, mis pohjustab kointsidentsi loendajates tekitatakse korge energiagaesmaste KK poolt, mis reageerivad ohu elementide tuumadega korgel atmosfaaris, te-kitades nii teiseste interaktsioonide kaskaadi, mis lopuks annavad elektronide, footoniteja muuonite maapinnani joudva kaskaadi.Homi Bhabha leidis valemi, mis kirjeldab toenaosust positronide hajumisest elektroni-del. See protsess kannab praegu Bhabha hajumise nime. Tema klassikaline too, mille takirjutas koos W. Heitleriga 1937. aastal, naitas, kuidas esmased KK interakteeruvad at-mosfaari ulemistes kihtides ja nii pohjustavad osakesi, mida registreeritakse maapinnal.Bhabha ja Heitler selgitasid KK kaskaadi tekkimist gammakiirte ja elektron-positronkaskaadide tekkega. 1938. aastal jareldas Bhabha, et selliste osakeste vaatlus viib Al-bert Einsteini erirelatiivsusteooria eksperimentaalsele toestamisele.Ultra-korge energiaga esmase KK osakeste energia ja langemisuundade mootmised ”ti-hedusvalimite” ja ”kiire ajastuse” meetoditel viisid labi 1954. aastal Rossi KK grupiliikmed Massachusettsi Tehnoloogiainstituudis. Eksperimendis kasutati 11 stsintillat-sioondetektorit, mis olid paigutatud 460 meetrise diameetriga ringile Harvardi Kolledziobservatooriumi Agassiz jaamas. Selle eksperimendiga ja paljude teiste eksperimen-tidega mujal maailmas saadi teada, et esmaste KK energiaspekter ulatub kaugemale 1020

eVst (kaugemale Greisen-Zatsepin-Kuzmini piirist, millest suurema energiaga KKsid eitohiks olla). Hiiglasuur ohukaskaadi eksperiment - Auger projekt - toimib praegu Ar-gentiina pampas ja seda viib labi rahvusvaheline fuusikute konsortsium. Selle projektieesmark on uurida koige korgema energiaga esmaste KK omadusi ja saabumissuundi.Tulemuste kohta arvatakse, et need mojutavad tugevasti osakeste fuusikat ja

295

Joonis 17.2.3. Osakeste kaskaadid Maa atmosfaaris.

kosmoloogiat.

KK kaskaadides tekib kolme tuupi neutriinosid, kui kaskaadides tekkinud ebastabiilsed

osakesed lagunevad. Kuna neutriinod interakteeruvad vaga norgalt ainega, siis nad

lihtsalt labivad Maa ja valjuvad teisel pool. Vaga harva nad siiski interakteeruvad ja

selliseid neutriinosid on avastatud sugaval maa all paiknevates detektorites. Super-

Kamiokande Jaapanis on andnud veenvaid toendeid neutriinode ostsillatsiooni kohta,

kus uks neutriino muutub teiseks. Toendid selle kohta leiti elektron-neutriinode ja

muuon-neutriinode arvulise suhte vordlemisest, kusjuures see suhe soltus teepikkusest,

mille need neutriinod olid labinud Maa sees ja ohus.

17.3. KK allikad

Enamik KK parineb Paikesevalistest allikatest meie Galaktika sees nagu poorlevad

neutrontahed, supernoovad ja mustad augud. Siiski vihjab KKde suur energia sellele, et

osa neist peab olema parit ekstragalaktilistest allikates, nn raadiogalaktikad ja kvasarid.

Kohalikud galaktilised magnetvaljad lihtsalt pole voimelised selliste energiatega KKsid

kinni pidama. KK kuni energiaga 1014 eV saab seletada looklainelise kiirendusega su-

pernoova valiskihtides. Kui KKde energia on suurem, siis on nende allikate paritolu

tundmatu, kuigi Pierre Auger’ observatoorium puuab asjasse selgust tuua.

Vaatlused naitavad, et KK energiatega rohkem kui 10 GeV saabuvad Maale isotroopselt

296

Joonis 17.3.1. Primaarsete kosmiliste kiirte saatus.

(koikidest suundadest vordselt). On pustitatud hupotees, et see pole tingitud mittenende allikate uhtlasest jaotusest, vaid galaktiliste magnetvaljade mojust, mis sunnivadKK liikuma spiraalsetel teedel. Kui see on nii, siis see piirab oluliselt KK kasutamistpositsioonilises astronoomias, kuna siis nad ei kanna mingit infot allikate suuna kohta.Energiate puhul alla 10 GeV on suunasoltuvus olemas, sest laetud komponent interak-teerub Maa magnetvaljaga.

17.3.1. Paikese kosmilised kiired

Paikese KK voi Paikese energeetilised osakesed (SEP) on kosmilised kiired, misparinevad Paikeselt. Nende keskmine keemiline koostis on sama, mis Paikesel endal.Selge ja terav piir paikesetuule ja SEP plasma osakeste populatsiooni faasiruumidespuudub.Nagu oeldud, on termin ”kosmilised kiired” vale pohjustel, millest uhest on jubajuttu olnud ja teine pohjus on see, et sona ”kosmiline” eeldab nende paritolu mittePaikesesusteemist. Kuid see termin on kovasti kulge jaanud ja seda enam muuta eitaheta. ”Kiir” jai kulge selleparast, et nende energiaspekter on pidev, st osakeste voogfunktsioonina nende energiast on pidev, kuna madala energiaga Paikese kosmilised kii-red sulavad enam-vahem siledalt galaktilistesse KKdesse, kui minna suuremate energiatepoole.Kuni 60-ndate aastate keskpaigani energiajaotusi keskmistati ule pikkade ajavahemike,

297

Joonis 17.3.1.1. Heliosfaari mudel.

mis veelgi ahmastas seda vahet. Hiljem leiti, et Paikese KKd varieeruvad laial-

daselt oma intensiivsuses ja energiaspektris, suurendades intensiivsust parast sundmusi

Paikesel, naiteks parast loiteid.

Ka jargneb Paikese kosmiliste kiirte intensiivsuse kasv parast koigi teiste allikate

KKde intensiivsuse langust, mida kutsutakse Forbushi kahanemiseks fuusik Scott

Ellsworth Forbushi jargi. Selline kahanemine on tingitud tugevneva Paikese tuule mag-

netvaljast, mis puhib galaktilised KKd eemale Paikest ja Maast. Forbushi kahanemise

keskmine kiirus jalgib Paikese 11-aastast tsuklit, kuid individuaalsed muutused on seo-

tud sundmustega Paikesel.

Lisaks neile erinevustele on veel erinevused nende keemilises koostises - galaktiliste

KKde keemilises koostises on rohkem raskete elementide tuumi nagu kaltsium, raud

ja gallium, aga samuti ka kergete elementide tuumi nagu liitium ja berullium. Viimane

parineb KK raskete tuumade fragmenteerumisest porgete tottu teel kaugetest allikatest

Paikesesusteemi.

17.3.2. Galaktilised kosmilised kiired (GKK)

Galaktilised kosmilised kiired on korge energiaga laetud osakesed, mis sisenevad

Paikesesusteemi valjastpoolt. Nad koosnevad pohiliselt prootonitest, elektronidest ja

298

taielikult ioniseeritud kergete elementide aatomitest.

Joonis 17.3.2.1. Pierre Auger.

Maa, Paikese ja Galaktika enda magnetvaljad koverdavad galaktiliste kosmilistekiirte teid, nii et me ei saa midagi nende saabumissuundade registreerimisest. Kunasuur osa GKKdest on aarmiselt suure energiaga, siis peavad nad parinema vaga ener-giarikastest protsessidest. Arvatakse, et selline kiirendamine toimub supernoovadelooklainetes. GKKde energiajaotuse suurema energiaga otsas on nende energia nii korge,et see ei saa olla parit uhestki tanapaeval tuntud fuusikalisest protsessist.Moned isotoobid GKKdes on poolestusaegadega, mis on vorreldavad nende tekkimi-sest moodunud ajaga, seega annavad isotoopide suhted infot selle ajavahemiku kohta.Vahestel juhtudel on tegu elektronhaarde suhtes ebastabiilsete isotoopidega, kuid kunanad on elektronidest paljad, siis pole nad lagunenud oma teel.Enamik GKKsid pole nii energiarikkad, et labistada Maa atmosfaari ja Maa magnetvalisunnib neid liikuma mooda helikaalseid teid pooluste poole. Sellest aspektist on GKKdsamasugused kui Paikesetuule osakesed. Kui GKKd tabavad atmosfaari, siis tekivadteiseste osakeste voimsad kaskaadid, mis voivad koosneda sellistest eksootilistest osa-kestest nagu muuonid, ja neid suudame me Maa pinna lahedal avastada.Vaga energiarikkad GKKd suudavad labistada Maa atmosfaari ja nende helikaalsete tra-jektooride raadiused on nii suured, et neid pooluste juurde painutada Maa magnetvali

299

Joonis 17.3.2.2. Kosmiliste kiirte energiajaotuse graafik.

ei suuda.

GKKd on koige tosisem barjaar mehitatud interplanetaarsete lendude teel. Elu Maa

pinnal on kaitstud GKKde eest jargmiselt:

1. Maa atmosfaar on esmastele KKdele energiaga alla 1 GeV labipaistmatu, nii et ainult

teisene kiirgus voib jouda Maa pinnani. Ka teisene kiirgus norgeneb teel Maa pinnani.

Samuti toimub KK osakeste, nagu muuonide, radioaktiivne lagunemine.

2. Planeet ise kaitseb meid, vahendades kahekordselt KK voogu.

3. Valja arvatud koige energiarikkamad KKd, guratsiooni raadius Maa magnetvaljas

on kullalt vaike, et sundida neid liikuma mooda joujooni, pressides neid nii Van Alleni

voondisse.

4. Paikese magnetvaljal on sama efekt, sundides GKKd ekliptika tasandist Paikesesusteemi

sisemistesse osadesse.

Nendest neljast faktorist mojuvad koik peale esimese madalatel orbiitidel tiirlevatele

mehitatud laevadele, nagu seda on Rahvusvaheline Kosmosejaam (ISS) (kuigi selle

meeskond saab enamiku oma doosist Van Alleni voondi labimisel). Seega on ainsad

astronaudid, kes iial on saanud olulise kiirgusdoosi GKKdelt need, kes votsid osa Apollo

programmist. Nad teatasid sellest, et nagid mingeid sahvatusi oma silmamunades, ja

moned spekuleerivad, et neil voib olla suurem vahirisk. Siiski polnud koige pikema

300

Joonis 17.3.2.3. Moskva KKde jaama andmed novembris-detsembris 2007.

Apollo lennu kestvus isegi kaht nadalat, mis kullalt efektiivselt vahendab maksi-maalset ekspositsiooni.Mitmesuguste materjalidega varjestamine voib olla osaliselt efektiivne GKKde vastu tea-tud energiavahemikes. Samal ajal voib selline varjestamine olla kahjulik korge energiagaGKKde puhul, sest siis kasvab teiseste kiirte voog. Arvatakse, et alumiiniumseinad ISSpuhul on loppkokkuvottes kasulikud. Planeetidevahelisel lennul annab aga alumiiniumkahjuliku netoefekti.Kiirguse kahjuliku moju vahendamiseks mehitatud planeetidevaheliseks lennuks moeldaksevalja mitmesuguseid meetodeid. Naiteks voib kosmoselaeva pigem ehitada vesinikurikkastplastmassist, mitte aga alumiiniumist.Vedel vesinik, mida nagunii tuleb kutusena kaasa vedada, pakub efektiivset varjestust,kuna pohjustab suhteliselt vahe teisest kiirgust. Seega voib kutust laevas nii paigutada,et see oleks varjestaja meeskonna umber.Ka vesi on rikas vesinikust ja seda saab samuti kui vedelat vesinikkugi kasutada varjes-tajana.Ka elektromagnetilisi valju saab kasutada meeskonna kaitseks, kuid siin ilmneb ridapuudusi:1. Vali mojub positiivsetele osakestele uhtmoodi, negatiivsetele aga vastassuunas, nii etnegatiivselt laetud osakeste kaitse tombab ligi positiivselt laetud osakesi ja vastupidi;2. Elektrostaatiliste ja magnetostaatiliste generaatorite kaitamiseks on vaja vaga paljuenergiat, seda aga on nagunii vahe. Ilmselt peab kasutama ulijuhtivaid materjale;3. Voimalikud valjad kipuvad koondama laetud osakesi kosmoselaeva uhte piirkonda

301

kokku.Ukski neist strateegiaist ei anna kullaldast kaitset, kui me kasutame tuntud inseneri-printsiipe ja peame silmas piiranguid kasulikule koormusele. Osa sellest ebakindluseston pohjustatud sellest, et me teame kehvasti GKKde kvantitatiivset moju inimorganis-mile.

17.3.3. Ekstragalaktilised kosmilised kiired (EGKK)

Ekstragalaktilised kosmilised kiired on vaga energiarikkad osakesed, mis lendavad

meie Paikesesusteemi valjastpoolt meie Galaktikat. Nende osakeste energia on suuremkui 1015 eV.Erinevalt Paikese kosmilistest kiirtest voi galaktilistest kosmilistest kiirtest, on nendetekkimisest vahe teada. Osaliselt voib seda ajada statistika kaela - neid osakesi on liigavahe, sest EGKKde maapinnani joudev hulk on umbes uks osake ruutmeetrile aastas!On pakutud valja mitmeid ideid protsesside kohta, mis voiksid anda sellise energiagaosakesi. Uks selline idee on osakeste kiirendamine elektromagnetilistes protsessides.

Juhuslik edasi-tagasi porkumine mingi eriti voimsa objekti looklainetes annaks toestimonedele osakestele vaadeldud energia. Lopuks voivad nad saada sellise energia, et ob-jekt neid enam oma kuljes hoida ei jaksa ja nad paasevad minema.Niisugused objektid voiksid olla gammakiirte pursked ja aktiivsete galaktikate tuumad.Toepoolest, hiljutised vaatlused Pierre Auger’ observatoorimis annavad pohjust arvata,et esineb korrelatsioon koige korgemate energiatega kosmiliste kiirte (> 1019 eV) saabu-misssuuna ja lahimate aktiivsete galaktikate positsioonide vahel.Teadlased vaatlevad ka paljusid teisi voimalusi, nagu porkuvad galaktikad, akretsioon-

voo looklained galaktikate parvedes ja veel eksootilisemad protsessid, nagu galaktikatehalodesse takerdunud uliraskete osakeste lagunemisproduktid, voi siis topoloogilised de-fektid.EGKKde koostis pole eriti teada, kuna neid nii vahe esineb. Arvatakse siiski numbrilistemudelite alusel, et enamik on kergete aatomite tuumad nagu prootonid.

17.3.4. Ultra-korge energiaga kosmilised kiired (UKKK)

Korge energia fuusikas on ultra-korge energiaga kosmilised kiired subatomaarsed

osakesed, millel on ekstreemselt suur kineetiline energia, mis on kaugelt suurem nendeseisumassist ja teiste tuupiliste kosmiliste kiirte energiast. Need osakesed on olulised,sest nende energia on vordne (ja monikord suurem) Greisen-Zatsepin-Kuzmin piiriga.

302

Uks selline osake sai nimeks ”Oh-my-god” osake (sest Higgsi bosonit nimetatakse ”Ju-

mala osakeseks”). See registreeriti 15. oktoobril 1991 Dugway katsepolugonil Utah’

osariigis (USA), kusjuures energiaks registreeriti umbes 3 × 1020 eV, mis on ligikaudu

vordne 50 dzauliga, voi teiste sonadega, see oli subatomaarne osake makroskoopilise

kineetilise energiaga, mis vastab 140 grammise pesapalli liikumisele kiirusega 27 m/s!

Sellised osakesed on aga vaga harvad ja enamasti on KKde energia vahemikus 107 eV

kuni 1010 eV.

See ”Oh-my-god” osake oli ilmselt prooton, mis liikus pea valguse kiirusega, siis reh-

kenduste kohaselt kiirusega (1 − 5 × 10−24)c. Kui see osake oleks liikunud voidu samal

hetkel startinud footoniga, siis aasta parast oleks see osake footonist maha jaanud vaid

46 nm! Sellise osakese vaatlus oli astrofuusikuile toeline sokk.

Alates esimeset sellisest vaatlusest on Utah’ Ulikooli KKde Karbsesilma detektoriga

avastatud vahemalt 15 sarnast sundmust. Nii korge energiaga osakeste teke oli kaua aas-

taid taielik musteerium, kuid hiljem korreleerusid need UKKK tulemused ekstragalak-

tiliste supermassiivsete mustade aukude positsioonidega lahimates aktiivsete galaktikate

tuumades. Interaktsioon kosmilise reliktkiirgusega annaks piionid ja see protsess piiraks

kaugust, mida need osakesed suudavad labida, enne kui kaotavad energia (Greisen-

Zatsepin-Kuzmini piir).

Oma hiiglasliku energia tottu ei tundnud see osake mingit erilist moju kosmilistest elek-

tromagnetvaljadest ega ka gravitatsioonivaljadest, mistottu selle trajektoori sai lihtsalt

arvutada. Ent midagi uut ei avastatud sellest rehkendatud suunast.

Novembris 2007 teatas Pierre Auger’ Observatoorium, et nad leidsid korrelatsiooni

korge energiaga sundmuste ja lahedaste aktiivsete galaktikate tuumade vahel ja et sel-

liste osakeste arvu kiire kahanemine korgetel energiatel on kooskolas GZK protsessiga.

See kinnitab GZK araloikamist veelgi, mis teeb ”Oh-my-god” osakeste esinemise veelgi

mustilisemaks.

17.3.5. Anomaalsed kosmilised kiired (AKK)

Anomaalsed kosmilised kiired on kosmilised kiired ootamatult madala energiaga.

Arvatakse, et need on tekkinud piirialas heliosfaari ja interstellaarse keskkonna vahel.

Kui elektriliselt neutraalsed osakesed suudavad siseneda heliotuppe, kuna neid mag-

netvali ei mojuta, siis hiljem nad ioniseeruvad, neid kiirendab madalaenergilisteks kos-

milisteks kiirteks Paikesetuule lopuosa looklaine, mis margib heliotupe sisemist aart (he-

liotupp - hiiglaslik tupe kujuline ala, kus Paikese moju lopeb ja Paikese pinnalt kiiratud

303

osakesed porkuvad tahtedevahelise ainega). Voib olla ka voimalik, et korge energiaga

GKKd, mis porkuvad Paikesetuule looklainega heliopausi lahedal, aeglustuvad ja neist

moodustuvad anomaalsed kosmilised kiired (heliopaus - pind, kus tahtedevahelise aine

ja Paikesetuule rohud vordsustuvad).

Voyager I labis heliopausi lopu looklaine 16. detsembril 2004 vastavalt ajakirjas ”Sci-

ence” ilmunud artiklile. Mootmised naitasid osakeste kiirendamist, kuid mitte selliste

osakeste kiirendamist, millest oleks saanud AKK tuupi osakesed. Uhe sonaga, asi pole

veel selge. Ehk annab selgust Voyager II looklainest labiminek, mis peaks toimuma kas

2008 voi veidi hiljem.

17.4. KK koostis

KKd saab jamedalt jagada kahte ossa: esmased ja teisesed ehk primaarsed ja sekun-

daarsed. Need KKd, mis tekivad Paikesesusteemist valjaspoole olevates allikates on

primaarsed KKd, mis interakteeruvad tahtedevahelise ainega andes sekundaarsed KKd.

Paike paiskab samuti valja madala energiaga KKsid, mida seostatakse Paikese loidetega.

Esmaste KKde tapne koostis soltub sellest, millises energeetilise spektri osas me neid

vaatleme. Uldiselt siiski on peaaegu 90% neist prootonid, umbes 9% on heeliumi tuumi

(alfa-osakesi) ja umbes 1% on elektronid. Ulejaanud osa koosneb rasketest tuumadest,

mis on tahtede nukleosunteesi lopp-produktid. Teisesed KKd koosnevad teistest tuu-

madest, mis pole just nukleosunteesi rikkalikud produktid voi Suure Paugu produktid,

nagu liitium, berullium ja boor. Need kerged tuumad ilmnevad KKdes suuremas hulgas

- suhtes 1:100, kui Paikeses, kus see suhe on 10−7 heeliumi hulgast.

See koostise erinevus on tingitud sellest, kuidas sekundaarsed KKd tekivad. Kui esmase

KKde rasketest tuumadest komponendid, nimelt susiniku ja hapniku tuumad porkuvad

tahtedevahelise ainega, siis lagunevad nad kergemateks tuumadeks (seda protsessi kut-

sutakse ka KKde spallatsiooniks), nagu liitium, berullium ja boor.

Leiti, et Li, Be ja B energiaspektrid kahanevad jarsemalt kui susiniku voi hapniku

oma, naidates seda, et KK spallatsiooni on vahem korgema energiaga tuumadel, ilmselt

seetottu, et need on kergemini paasenud galaktika magnetvaljast. Spallatsioon vastutab

ka Sc, Ti, V ja Mn tuumade esinemise eest KKdes. Viimased tekivad porgetel Fe ja Ni

tuumadega interstellaarses aines.

Varem arvati, et KKde voog on olnud ajas kaunis konstantne. Viimasel ajal siiski on

selgunud, et KKde voog on muutunud 1.5 kuni 2 korda tuhandeaastastes perioodides

viimase 40 000 aasta kestel.

304

17.5. KK modulatsioon

KKde voogu moduleerivad kaks protsessi - need on Paikese tuul ja Maa magnetvali.Paikesetuul on Paikese tekitatud magnetiseeritud plasma liikumine maailmaruumi, misaeglustab sissetulevaid osakesi ja mis osaliselt ei lase labi osakesi energiaga alla umbes1 GeV. Paikesetuul pole ajas konstantne, kuna Paikese aktiivsus muutub 11-aastasetsukliga. Seega KKde modulatsiooni tase muutub autokorrelatsioonis Paikses aktiiv-susega. Ka Maa magentvali kallutab korvale moningase hulga KKsid, mida kinnitabfakt, et kosmilise kiirguse intensiivsus muutub laiuse, pikkuse ja asimuudiga. Kosmilistekiirte voog muutub ka ida-laane suunas Maa magnetvalja polarisatsiooni tottu ja selletottu, et primaarsetes kosmilistes kiirtes domineerivad positiivse laenguga osakesed -seda nimetatakse ida-laane efektiks. KKde intensiivsus ekvaatoril on vaiksem kui poo-lustel, kuna Maa magnetvali ei lase teatud energiast vaiksema energiaga osakesi liikudaristi labi magnetvalja. See on ka pohjus, miks virmalised on pooluste lahedal, kunamagnetvalja joujooned kaarduvad seal maapinna poole. Geograafilise pikkuse efekt ilm-neb seetottu, et Maa magnetvalja poolused ja geograafilised poolused ei lange kokku.See modulatsioon, mis kirjeldab KKde intensiivsusi, kui need levivad heliosfaaris,on vaga soltuv energiast ja ruumiosast, ja seda kirjeldab Parkeri levivorrand he-liosfaaris. Suurtel kaugustel Paikesest - 94 AU - on piirkond, kus Paikesetuul muu-tub ulehelikiiruselisest alahelikiiruseliseks. Seda piirkonda kutsutakse paikesetuule lopulooklaineks (SWTS). Ala selle looklaine ja heliopausi vahel (heliosfaari piir) nimetatakseheliotupeks. See ala on barjaariks KKdele ja see vahendab nende intensiivsust madala-matel energiatel kuni 90%.

17.6. KK avastamine ja interaktsioon Maa atmosfaariga

KKte koosseisus olevad tuumad on voimelised levima kaugele, sest interstellaarnekeskkond on hore. Aga kui nad jouavad Maa atmosfaari valiskihtidesse, siis hakkavadnad tugevasti porkuma atmosfaari gaaside tuumadega. Need porked resulteeruvadkaskaadidega, kus tekivad piionid ja kaaonid, mis on ebastabiilsed osakesed, mis kii-resti lagunevad muuonideks. Kuna muuonid ei interakteeru nii tugevasti tuumadega,ja arvestades ka aja dilatsiooni relativistlike kiiruste tottu, siis paljud muuonid jouavadmaapinnani. Nad on ioniseeriva toimega ja seetottu saab neid kergesti avastada osakestedetektoritega, nagu mullikambrid voi stsintillatsioonloendajad. Kui palju muuone avas-tatakse erinevail kaugustel olevate detektoritega, siis peavad nad olema parit samast

305

kaskaadist.

Joonis 17.6.1. Auger observatooriumi uhe vastuvotja sisemus.

Kui KKte tuum porkub atmosfaari elemendi tuumaga, siis tekkivate osakeste arv

voib olla miljardites, soltuvalt tuuma algenergiast. Koik tekkinud osakesed liiguvad

koonuses, mille avanurk ei uleta uht kaarekraadi. Tuupilised tekkinud osakesed on

laetud mesonid - kaaonid ja piionid, seejuures uks tavalisemaid reaktsioone on

p + O16 → n + π

KKd on samuti vastutavad Maa atmosfaari komponentide ebastabiilsete isotoopide pi-

deva tekke eest, nagu seda on susinik-14. Vastav reaktsioon on:

n + N14 → p + C14

KKd on hoidnud C-14 taseme uhtlase (umbes 70 tonni) vahemalt viimase 100 000 aasta

jooksul. Seda tahelepanuvaarset fakti kasutab ara raadiosusiniku meetod sundmuste

dateerimiseks arheoloogias.

Viimasel ajal on hakatud arvama, et kosmilised kiired mojutavad Maakera kliimat selle

306

kaudu, et ioniseerivad ohu molekule ja aatomeid, mis siis osutuvad kondensatsiooni-tsentriteks veeaurule. Tekivad pilved, mille moju kliimale on ilmselge.

17.7. Uuringud ja eksperimendid

Teadlased on pustitanud mitmeid KKde uurimisprojekte. Neist voib-olla tahtsamadon:a. CHICOS, mis on suurim KKde observatooriumide programmidest. Kuulub CaltechiKelloggi laboratooriumile ja moeldud ultra-korge energiaga KKde avastamiseks, kusju-ures vastuvotjad paiknevad LA maakonna keskkoolide maa-alal, olles seega ka noortekasvatamise oluline osa.b. PAMELA. Lasti ules 15.06.2006 Vene kanderaketiga. Hakkab mootma vaga erinevaenergiaga - 50 MeVst kuni sadade GeVni - KKde spektreid. Aitab selgust luua Univer-sumi koige energiarikkamate protsessides.c. Alpha Magnetic Spectrometer, mis on osakeste fuusika eksperiment, mida tahetakseules panna Rahvusvahelisse Kosmosejaama, et uurida ebatavalist ainet kosmoses, kasu-tades KKsid. Voib-olla lastakse ules jargmisel aastal (2008).d. MARIACHI, akronuum sonadest Mixed Apparatus for Radar Investigation ofCosmic-rays of High Ionization. See on aparaat ultra-korge energiaga KKde avas-tamiseks. Sellega tahetakse ka neutriino voogusid moota. Stsintillatsioondetektoridon maapinnal ja neid hooldavad keskkoolide opilased ja opetajad.e. Pierre Auger Observatory on rahvusvaheline KKde uurimisprojekt, mille abiltahetakse avastada ”Oh-my-god” osakesi. Observatoorium koosneb kahest osast:lounapoolsest ja pohjapoolsest. Lounapoolne juba osaliselt tootab ja kogub andmeid,olles suurim ultra-korge energiaga KKde detektor 2003. aastal. See asubn Argentiinas,Pampa Amarillas. Mendoza provintsis Malargue linna lahedal.Pohjapoolne osa asub Kagu-Colorados ja seda hooldab Lamari kogukonna kolledz.Lopuks peab kummaski asukohas olema 1600 veepaaki Tserenkovi kiirguse avastamiseks,mis paiknevad 3000 km2-l.Pierre Auger Observatoorium on unikaalne selles mottes, et see on esimene eksperiment,mis kombineerib nii maapinnal paiknevad detektorid kui ka flurestsents-detektorid, misregistreerivad KKde kaskaade korgel atmosfaaris.

307

VAGA LUHIKESED ELULOOD

George Biddell Airy (1801 - 1892)Sundis Alnwickis, Northumberlandis Inglismaal. Kais koolis Colchesteris, hiljem Cam-bridge’is. Onu toetas teda. Sai Lucase matemaatikaprofessoriks samas, hiljem Plume’iastronoomiaprofessoriks. Valiti kuninglikuks astronoomiks 1835. Reorganiseeris Green-wichi observatooriumi. publitseeris 11 raamatut ja ule 500 artikli. Kuningliku Ast-ronoomiaseltsi president 1845.a. Eggen:“Ta polnud suur teadlane, kuid ta tegi suureteaduse voimalikuks”.

Lawrence Hugh Aller (1913 - 2003)Sundis Tacoma’s (Washingtoni osariik).1936 - lopetas California ulikooli.Jatkas Harvardis, 1939-1943 - opetas samas.1948-1962 - astronoomia prof. Michigani ulikoolis.1962 - astronoomia prof. California ulikoolis L.A.-s.Paikese, tahtede ja gaasudude spektroskoopiline ja teoreetiline uurimine.

Hannes Olof Gosta Alfven (1908 - 1995)Sundis Norkopingis.Lopetas Uppsala ulikooli.Kuni 1937 tootas samas.1937-1940- Nobeli Instituut Stokholmis.1940-1973- prof. Stokholmi Tehnoloogiainstituudis1967 - prof. Kalifornia ulikoolis (San Diego).Loi uue teadusharu - kosmiline elektrodunaamika. Alfveni lained.Magnettormid ja virmalised. Nobeli preemia fuusikas 1970.

Viktor Ambartsumjan (18.09.1908 - 12.08.1996)Sundis Tbilisis.1928 – lopetas Leningradi ulikooli (Tudengina publitseeris 16 tood).1931 – Leningradi ulikoolis, 1934 – professor.Teoreetilise astrofuusika kursus – esimene NL-s.1934 – organiseeris seal esimese astrofuusika kateedri NL-s.1939-1941 – Leningradi ulikooli observatooriumi direktor.1943 – soitis Jerevani.1946-st – juhatab Burakani observatooriumi.Tahtede ja gaasudude fuusika, kiirguslevi, tahesusteemide statistiline mehhaanika, kos-mogoonia.

295

Anders Jonas Angstrom (1814 - 1874)Rootsi fuusik, aastast 1858 Uppsala ulikooli professor. Tootas astrofuusika ja spek-traalanaluusi alal, 1868 koostas Paikese spektrijoonte atlase. Tema jargi on nimetatudelektromagnetlainete pikkuse mootuhik: 1 A= 10−8 cm.

Walter Baade(1893 - 1960)Saksa-Ameerika astronoom, kes avastas astroidi Hidalgo ja Icarose. Uuris tahepopulatsiooneja tahtede kaugusi. Naitas, et Hubble’i kaugused on valed, sest tsefeiide on kahest pop-ulatsioonist. Avastas peaaegu taielikult polariseeritud kiirguse Krabi udust, mis viissunkrotronkiirguse mehhanismi identifitseerimiseni. Koos Minkowskiga identifitseerisraadioallika Cygnus A, Virgo A, Perseus A ja Centaurus A optilised paarilised. SamutiKrabi udu kui 1054.a. supernoova jaanuse.

Johann Jacob Balmer (1825 - 1898)Sundis Lausanne’is, oppis Baselis, Karlsruhes ja Berliinis.1865-1990 – opetas Baseli Ulikoolis.Spektroskoopia.

Bart Johan Bok (1906 - 1983)Sundis Hollandis. Hariduse sai Leideni ja Groningeni ulikoolides. Tootas Harvardiulikoolis 1929 - 1957 ja jargmised uheksa aastat juhats Mt. Stromlo observatooriumiAustraalias. Viimased tooaastad olid tal Arizona ulikoolis, juhatades Stewardi obser-vatooriumi. Asutas kaks observatooriumi, uhe Tonanzintlas ja teise Louna-Aafrikas.Austraalias aitas ta Siding Springi observatooriumi asutada. Uuris taheparvede jaGalaktika struktuuri ja evolutsiooni, kaardistas Linnutee spiraalharusid ja Magellanipilvi. Pani kaima raadioastronoomia Harvardis. Uuris ka tahtede teket ja vaikesedtumedad gloobulid kannavad siiani Boki gloobulite nime.

Ludvig Boltzmann (1844 - 1906)Sundis Viinis.1866 – lopetas Viini ulikooli.1863-1873 ja 1876-869 – prof. Grazis.1873-18876, 1894-1900 ja 1903-1906 – Viinis.1889-1894 – Munchenis.1900-1902 – Leipzigis.Gaaside kineetiline teooria, termodunaamika, kiirgusteooria.

Satyendra Nath Bose (1894 - 1974)Sundis Kalkuttas, kus kais ka ulikoolis, mille lopetas 1915.a.1924 - 1925 tootas Pariisis Marie Curie juures.1926 - 1945 - professor Dakka (Dhaca) ulikoolis Indias.1945 - 1956 - professor Kalkutta ulikoolis.Tuletas Plancki seaduse ja loi kvantstatistika.

Ira Sprague Bowen (1898 - 1973)Sundis Seneca Falls’is (New Yorgi osariik).1921-1946 – tootas Cal. Tehn. Instituudis (1931 – fuusika prof.).

296

1946-1948 – Mt. Wilsoni observatooriumi direktor.1948-1964 – Mt. Wilsoni & Mt. Palomari observatooriumi direktor.Gaasudude fuusika, kosmiliste kiirte fuusika, eksperimentaalaparaadid, eksperimentaal-spektroskoopia.1927 – seletas nebuuliumi joonte moistatuse ([O] ja [N ] keelatud jooned).

Tycho Brahe (1546 - 1601)Taani astronoom. Ristimisel sai nime Tyge, kuid hiljem nimetas end umber ladi-naparaselt Tychoks. Kasvas onu Jorgeni peres. 1559.a. alustas juuraopinguid Kopen-haageni ulikoolis. 1560.a. Paikesevarjutus pooras ta astronoomia poole. Oppis kaLeipzigis, Wittenbergis, Rostockis (kus duellil kaotab nina). Kasutab kullast ja hobedastasenina. Muretses haid vaatlusinstrumente. Konstrueeris hiiglasliku kvadrandi. Avas-tas 1572.a supernoova. Kuningas kinkis talle Hveni saare. Ehitas sinna observatooriuminimega Uraniborg. Tegi kindlaks, et komeet oli kaugemal kui Kuu voi Veenus. Temavaatlusvead olid poole ja uhe kaareminuti piirides. Oli geotsentrilise teooria pooldaja.Vaatles tohutu palju planeetide positsioone. 1597. suleb Uraniborgi, kuna laks noorekuningaga tulli ja lahkub Prahasse, kus saab kuninglikunmatemaatiku koha RudolphII juures. Kepler saab tema assistendiks. Suri, kuna ei tahtnud etiketi kohaselt lahkudaenne majaperemeest lauast, ega saanud parast urineerida.

Louis Victor de Broglie, vurst (1892 - 1987)Sundis Dieppe’s (Seine-Inferieure, Prantsusmaa).Oppis Pariisi ulikoolis, kaitses doktoritoo lainete ja osakeste kooseksisteerimisest 1924.Hiljem samas ulikoolis teoreetilise fuusika professor (1932-1962).Nobeli preemia 1929.Prantsuse akadeemiasse - 1944, Londoni Royal Society’sse - 1953, US National Academyof Sciences - 1948, American Academy of arts and Sciences - 1958.

Annie Jump Cannon (1863 - 1941)Sundis Delaware’is senaatori ja laevaehitaja perekonnas.Oppis Wellesley ulikoolis fuusikat ja astronoomiat.1896.a. sai ”Pickeringi naiste” tooruhma liikmeks.Ta jatkas W. Flemingi tood, tuues sisse tanapaeval uldtuntud O, B, A, F, G, K, M spek-triklassid ja klassifitseeris 200 000 tahte, moodustades Henry Draperi (HD) kataloogituumiku. Publitseeris muutlike tahtede kataloogi (ise avastas 200).

Giovanni Domenico Cassini (1625 - 1712)Sundis Parinaldos Nizza lhedal ja suri Pariisis. 1650.a. professor Bolognas, 1669.aastastPariisi observatooriumi direktor (mida Cassini direktoriaja alguses alles ehitati). Oliastronoomide dunastia alustaja, sest tema jarel olid selle observatooriumi direktoridtema poeg Jacques (1677-1756), pojapoeg Cesar Francois (1714-1784) ja pojapojapoegJacques Dominique (1748-1845). G.D. Cassini avastas Jupiteri poorlemise, Saturniringide diskreetsuse ja neli Saturni kuud.

Subrahman Chandrasekhar (1910 - 1995)Sundis Lahores.

297

Lopetas 1930.a. Madrase ulikooli, jatkas opinguid kuni 1934.a. Trinity kolledzis (Cam-bridge).1933-1937 – opetaja samas.1936-ndast elab USA-s, tootas Yerkesi observatooriumis.1938-st Chicago ulikooli prof.Tahe siseehitus, kiirguslevi, stellaardunaamika,relativistlik astrofuusika.1952-1971 – Astrophys. Journal’i peatoimetaja.Nobeli preemia fuusikas 1983 (koos Fowleriga).

Laurent Cassegrain (umbes 1629 - 1693)Sundis Prantsusmaal, Chartres’i piirkonnas.Oli opetaja Chartres’i lutseumis, uhtlasi katoliku preester.On usna kindel, et Cassegrain leiutas teleskoobi optilise susteemi,kus nogusa peapeegli kohal on kumer sekundaarpeegel.Susteem, mida praegu laialt kasutatakse, sai hiljem Cassegraini nime.

Henry Cavendish (1731 - 1810)Sundis Nice’is Prantsusmaal Lord Charles Cavendishi vanema pojana.1749.a. astus Peterhouse’i kolledzisse, kuid lahkus enne kraadi kaitsmist.Tadi parandas talle hiiglasliku varanduse, mis lubas tal taielikult teadusele puhenduda.Oli suur inimpelgur.1760.a. valiti ta Royal Society’sse.Tegeles gaaside teooriaga (leidis vaarisgaasid), elektri- ja soojusteooriaga (oletas, etsoojus on osakeste liikumine).

Gaspard-Gustave de Coriolis (1792 - 1843)Sundis Pariisis. Kais koolis Nancys ja astus Ecole Polytechnique’i 1808.a. Oppis veelcole des Ponts et Chausses Pariisis. Cauchy soovitas teda professoriks Ecole Poly-techniqye’i. Lopuks oli professor cole des Ponts et Chausses Pariisis parast Navier’surma. Uuris mehhaanikat ja insener-matemaatikat. Toi fuusikasse too ja Coriolise joumoisted.

Charles Augustin de Coulomb (1736 - 1806)Sundis Angouleme’is Prantsusmaal.Tootas sojavaeinsenerina. Hiljem puhendus teaduslikule toole, uurides torsioonkaalusid,hoordumist, tuuleveskeid, elektrivalja jm.Tuletas elektrilaengute vastastikuse moju seaduse (mille tegelikult olevat avastanudHenry Cavendish, kuid kelle tulemused publitseeriti mitu aastat parast tema surma).

David Fleming Dawson (1926)Sundis Dentonis (Texase osariik).Oppis Texase ulikoolis ja kaitses samas PhD vaitekirja matemaatikas.Vahepeal associate professor Missouri ulikoolis ja siis matemaatika professor NorthTexas State University’s.Ahelmurrud, spetsiaalsete funktsioonide uurimine ja lahendamine.

298

Peter Joseph Wilhelm Debye (1884 - 1966)Sundis Maastrichtis.1905 – lopetas korgema tehnikakooli Aachenis.1908 – lopetas Muncheni ulikooli.1911 – prof. Zurichi ulikoolis.1912 – professor Utrechti ulikoolis.1913-1920 – professor Gottingeni ulikoolis.1920-1927 – professor Zurichi Polutehnikumis.1927-1933 – professor Leipzigi ulikoolis.1934-1939 – Keiserliku fuusikainstituudi direktor Berliini ulikoolis (Keiser WilhelmiFuusika Instituudis).1940-1950 – Cornelli ulikooli professor.Tahkete kehade kvantteooria, kristallide soojusjuhtivuse teooria, molekulide ehitus,aatomi kvantteooria.1936 – Nobeli preemia keemias.

Viktor Dombrovski (1913 - 1972)Sundis Rostovis (Jaroslavli oblast).1936-lopetas Leningradi ulikooli.1936-ndast tootas Leningradi ulikooli observatooriumis, uhtlasi professor ulikoolis.Astropolarimeetria, muutlike tahtede fotomeetria, udude spektrofotometria. Koos Hilt-neriga avastas interstellaarse polarisatsiooni.

Christian Doppler (1803 - 1853)Sundis Salzburgis.1825 – lopetas Viini Polutehnilise Instituudi.1841 – professor (Praha ulikoolis).1847-1849 – professor Chemnitzi Maeakadeemias.1850 – Viini ulikooli professor, asutas ulikooli juurde fuusika instituudi (esimene maail-mas).

Henry Draper (1837 - 1882)Sundis Virginias, USAs arsti, apteekri ja New York’i Ulikooli professori perekonnas.Oppis arstiks, kais Iirimaal Lord Rosse’i observatooriumis. Fotografeeris esimesena Ori-oni udukogu, samuti tahe spektrit (Vega). Leiutas piluspektrograafi. Soovitas ehitadaobservatooriumi Andidesse! Parast tema surma Draperi abikaasa asutas Henry DraperiFondi, mis toetas samanimelise spektraalkataloogi koostamist ja muid fotograafilisiuurimusi astronoomias.

Arthur Stanley Eddington (1882 - 1944)Sundis Kendallis (Westmoreland, UK).1898-1902 oppis Owensi kolledzis, 1905 lopetas Trinity kolledzi Cambridge’is.1906-1913 – vanemassistent Greenwichis.1913-1944 – astronoomia prof. ja aastast 1914 – direktor samas.Pohjapanevad tulemused tahe atmosfaaride ja siseehituse teoorias, pulsatsioonid, inter-stellaarne keskkond, stellaardunaamika, relatiivsusteooria ja kosmoloogia.

299

Albert Einstein (1879 - 1955)Sundis Ulmis (Saksamaa).1900 – lopetas Zurichi Polutehnikumi.1902-1908 – Berni patendiburoo.1909-1913 – Zurichi Polutehnikumi prof.1914-1933 – Berliini ulikooli prof. ja fuusika instituudi direktor.1933 – USA-sse, Princeton.Erirelatiivsusteooria, uldrelatiivsusteooria, fotoefekt, Browni liikumine.Nobeli preemia 1921.

Robert Emden (1862 - 1940)Sundis St.-Gallenis (Sveits).Oppis Heidelbergi, Berliini ja Strasbourgi ulikoolides.1899-1934 – tootas Muncheni korgemas tehnikakoolis. Oli Muncheni ulikooli astrofuusikaaudoktor.Pensionieas elas Zurichis.Termodunaamika kasutamine astrofuusika ja geofuusika probleemides.1907 – Gaskugeln (1907).

Enrico Fermi (1901 - 1954)Lopetas 1922.a. Pisa ulikooli.Oppis Saksamaal ja Hollandis.1926-1938- prof. Rooma ulikoolis.1938 - emigreerus USA-sse.1939-1945 - prof. Columbia ulikoolis.Samal ajal uuris aatomienergia kasutamist.Kvantstatistika, β-lagunemine, neutronfuusika.1942 dets. - hakkas toole esimene aatomireaktor Chicago ulikooli jalgpallivaljakul.1938 - Nobeli preemia.

Johann Gottfrid Galle (1812 - 1910)Sundis Saksimaal ja sai hariduse Berliinis. Tootas Berliini observatooriumis kuni1851.aastani, kui laks Wroclawi observatooeiumi durektoriks ja astronoomia profes-soriks. 1846. a. sai ta Pariisi observatooriumi direktori Leverrier’ kaest kirja, kusta mainis, et on arvutanud Uraani hairiva uue planeedi asukoha. Uhe tunniga leidisGalle oma kolleegi Heinrich d’Arrest’iga Neptuunivahem kui 1 kraad eemal Leverrierarvutatud positsioonist. Galle oli esimene eristma Saturni sisemist ringi 1838.a. Tapakkus valja Paikesesusteemi kauguste hindamise asteroidide parallakside kaudu. Iseoli ta esimene seda tegema Asteroid Flora abil. Meetodit kasutati suure eduga parastGalle surma.

George Gamow (1904 - 1968)Sundis Odessas.Hariduse sai Novorossiiski ulikoolis ja hiljem Leningradi ulikoolis. Aastatel 1928 - 1931stazeeris Gottingeni, Kopenhaageni ja Cambridge’i ulikoolides.

300

1931 - 1933 tootas Leningradi Fuusika-tehnilises instituudis. 1934. aastal lahkus Vene-maalt.1934 - 1956 - fuusikaprofessor George Washingtoni ulikoolis, 1956-ndast samas ametisColorado osariigi ulikoolis.Tood kosmoloogias ja tuumafuusika rakendustes astrofuusikas.

John Gaunt (1920)Oppis Leedsi ulikoolis (PhD).Gaunti faktori avastaja (?).

Karl Friedrich Gauss (1777 - 1855)Sundis Braunschweigis torumehe perekonnas.1795-1798 - oppis Gottingeni ulikoolis.Alates 1807 matemaatika ja astronoomia prof. samas.Samaaegselt ka observatooriumi direktor.Arvuteooria ja korgem algebra, planeedi orbiidi arvutamine kolme vaatluse jargi, korgemgeodeesia, vahimruutude meetod, vigade teooria, numbriline integreerimine, Maa mag-netism, potentsiaaliteooria, optika.

Vera Gaze (toenaoselt Hase) (1899 - 1954)Sundis Peterburis.1924- lopetas Petrogradi ulikooli.Tootas Leningradi Astronoomia Instituudis, Pulkovos ja Simeizis, ning 1941-1945 -Abastumanis.Tahtede spektroskoopia ja diffuussete emissioonudude uurimine.

John Goodricke (1764 - 1786)Sundis Groningenis Inglise diplomaadi ja Hollandi kaupmehe tutre peres. Viie aastaseltjai ta sarlakitesse ja kaotas taielikult kuulmise. Oppis huultelt lugema ja raakima.Hariduse sai erikoolis Edinburgis. Hakkas huvi tundma astronoomia vastu ja maarasAlgoli muutlikkuse perioodi - 68 tundi 50 minutit. Arvas, et Algolit varjutab kaaslanevoi on tahel tumedad plekid, mis tahe poorlemisega satuvad Maa suunda. Sellegaavastas ta varjutusmuutlikud tahed. Leidis β Lyrae ja δ Cephei muutlikkuse. SaiKuningliku Astronoomia Seltsi liikmeks 21-aastaselt aprillis 1786. Suri kopsupoletikku,mille sai vaatlustel kulmetamisest.

Jesse Leonard Greenstein (1909 - 2002)Sundis New York’is.1929 - lopetas Harvardi ulikooli.1934-1937 samas astronoomia oppimist, olles vahepeal arimees olnud.1937-1948 - tootas Yerkes’i observatooriumis.1939-1948 - ka McDonaldi observatooriumis.1948 - Mt.Wilsoni ja Mt.Palomari observatooriumide tootaja.1949 - California Tehnoloogiainstituudi prof.Tahtede ja interstellaarse keskkonna fuusika. Tahtede atmosfaari.

301

David Fabricius (1564 - 1617)David Fabricius oli Lutheri pastor ja astronoom Osteeli linnas Ida-Friisimaal (Sak-samaa). Ta oli kirjavahetuses Johannes Kepleriga ja oli esimese muutliku tahe - o Ceti- avastaja (1596). Tema uliopilasest poeg toi koju teleskoobid ja neid kasutati usinastivaatlusteks, ka paikeselaikude vaatlusteks. Ta sai surma, kui suudistas uht talupoegahane varastamises, mille peale raevunud talupoeg ta labidaga maha loi.

Williamina Paton Stevens Fleming (1857 - 1911)Sundis Dundees, Sotimaal. Abiellus ja emigreerus USAsse 1878.Sai tood Harvardi observatooriumi direktori professor Edward Pickeringi juures maja-teenijana.Hiljem hakkas ka Pickeringi abistama astronoomiliste ulesannete lahendamisel.Motles valja spektrite klassifikatsiooni meetodi ja klassifitseeris ule 10 000 tahe spektri,liigitades neid 22 klassi.1906.a. valiti ta Royal Astronomical Society liikmeks.1910.a. publitseeris too valgetest kaabustest, olles nende avastaja.

Henry Michael Foley (1917 - 1982)Sundis Palmeris (Massachusettsi osariik).Lopetas Michigani ulikooli, tootas samas 1936-1940.1944-1945 - Johns Hopkinsi ulikool.1954. aastast prof. Columbia ulikoolis.Spektrijoonte laienemine, aatomite ja molekulide struktuur, kiirgusteooria, atmosfaarifuusika.

Jean Baptiste Joseph Fourier (1768 - 1830)Sundis Auxerres (Prantsusmaa, Pariisist ca 250 km kagusse).Lopetas seal sojakooli.1796-1798 – Ecole Polytechnique. Kais Napoleoniga Egiptuse sojaretkel.Fourier read. Soojuse levimise diferentsiaal vorrand. Soojuskiirguse esimene teooria.Ehitas termoelemendi. Uuris gaaside elastsust.

Joseph Fraunhofer (1787 - 1826)Sundis Straubingis, taielik autodidakt.1806 – tootas Benediktbeuernis.1817 – Utzschneideriga optikafirma.1823 – prof. Muncheni ulikoolis.Fuusikaline optika, eriti spektraalvaatlused.

John Hadley (1682 - 1744)Sundis Hertfordshire’s, Inglismaal. leiutas sekstandi 1730.a. paiku. Ehitas esimeseNewtoni teleskoobi 1721.a. Selgitas atmosfaari liikumist Maa poorlemise abil - Hadleytsirkulatsioon.

Asaph Hall (1829 - 1907)Sundis Goshenis, Connecticutis USAs. Kais McGrawville kolledzis. HIljem tootasHarvardi ulikooli observatooriumis, kus oli hea orbiitide rehkendaja. Avastas Marsikuud, maaras Saturni poorlemise ja Marsi massi. Uuris ka tahtede parallakse.

302

Guillermo Haro (1913 - 1988)Alguses oppis juurat, kuid asus hiljem oppima astronoomiat Harvardis. Hiljem saiTacubaya observatooriumi, Astronoomia Instituudi ja Rahvusliku Astronoomiaobser-vatooriumi direktoriks. 1951.a. asutas Tonanzintla ja Tacubaya observatooriumidebulletaani. Avastas koos Herbigiga Herbig-Haro objektid, leidis Haro-Chavira komeedi.Tema too kaudu sai Mehhiko maailma astronoomia kaardile.

Johannes Franz Hartmann (1865 - 1936)Sundis Erfurtis.Hariduse sai Tubingeni, Berliini ja Leipzigi ulikoolides.Tootas Leipzigi ja Potsdami observatooriumides.1909-1921 - Prof. Gottingeni ulikoolis.1921-1935- La Plata observatooriumi direktor (Argentiinas).Spektroskoopia ja astronoomiline aparaadiehitus.Avastas interstellaarse gaasi olemasolu (1904).

Chushiro Hayashi (1920)Sundis Kyotos, Jaapanis. Lopetas Tokyo ulikooli 1940.a. Laks toole Yukawa Labora-tooriumi Kyoto ulikoolis. Alates 184. aastast emeriitprofessor samas. Pohitoo tahtedetekke algstaadiumist (nn Hayashi piir). 1963 - Nishina medal, 1966 - Asahi auhind,1970 - Eddingtoni medal, 1971 - Jaapani Akadeemia Impeeriumi auhind, 1982 - Jaa-pani valitsuse auhind - Kultuurivaartuste Looja.

Oliver Heaviside (1850 - 1925)Sundis Londonis.Lopetas kooli 1866. aastal ja asus toole telegraafikompaniisse, kust lahkus 1874.a.kuulmise norgenemise tottu.Tegeles elektri- ja magnetvalja teooriaga, oli uks Poynting-Umovi vektori defineerijatest,tootas valja signaalide kauge maa taha edastamise teooria.1902.a. ennustas ioniseeritud kihi olemasolu Maa atmosaaris.Tootas valja operaatorarvutuse ja utles, et laetud osakese mass soltub tema kiirusest.1891 - Royal Society liige.

Werner Karl Heisenberg (1901 - 1976)Sundis Wurzburgis Saksamaal. Ajavahemikus 1920-1923 oppis Muncheni ulikoolis, kusSommerfeld oli ta opetajaks. Tootas koos Borni ja Bohriga. Nooruses tahtis hakatategelema arvuteooriaga. Esimesed teadustood olid turbulentsist vedelikes. 1925.a.avastas maatriksmehaanika kvantteoorias. 1927.a. avastas maaramatuse printsiibi.Natsid takistasid tema saamist Sommerfeldi jarglaseks Muncheni ulikoolis (In 1935the Nazis brought in a law whereby professors over 65 had to retire - Som-merfeld was 66 by then). II Maailmasoja ajal juhtis H. natside ebaonnestunudaatomrelva projekti ”Uranverein”. Soja lopul interneeriti H. Inglismaale. 1946. poorduskoju tagasi ja asus juhtima Max Plancki fuusika ja astrofuusika instituuti. Nobeli jaKopernikuse preemiad.

George Herbig (1920)Bakalaureuse kraadi sai UCLAs ja PhD Kalifornia ulikoolis Berkeleys. 1948. liitus

303

Licki observatooriumi meeskonnaga. 1988. aastal asus toole Havai ulikoolis, kus uuribdifuusseid ISM ribasid ja vaga noori tahti Linnutees. Ta avastas ja uuris T Tauri tahti.Koos Guillermo Haroga avastas nn Herbig-Haro objektid. Bruce’i medal 1980.a.

Nicolai Herlofson (1916 - 2004)Sundis Oslos.Oppis matemaatikat, fuusikat ja astronoomiat Oslo Ulikoolis.Oli Carl Stormeri kaastootaja. Tuli Rootsi 1949 ja asus toole Rootsi KuninglikkuTehnikaulikooli, kus tootas kaua koos Hannes Alfveniga.1963-1981 professor sealsamas. Oli ICSU peasekretar 1958-1961.

Ejnar Hertzsprung (1873 - 1967)Sundis Frederiksborgis (Taani).1898 - lopetas Kopenhaageni ulikooli insenerikeemia erialal.1901 .a-ni tootas keemikuna Peterburis.Vahepeal oli Leipzigis, alates 1901. aastast poordus Taani tagasi ja hakkas tegelemaastronoomiaga.1909 - laks K. Schwarzschildi kutsel Gottingeni ja samal aastal koos K.S.-ga Potsdami.1919-1944 - tootas Leideni observatooriumis (1935-ndast direktor).1944-st alates Taanis Brorfeldi observatooriumis.Avastas hiidude ja kaabuste olemasolu, HR-diagrammi avastaja.

William Albert Hiltner (1914 - 1991)Sundis Continental’is (Ohio osariik).1947- lopetas Toledo ulikooli, jatkas opinguid Michigani ulikoolis.1943-1971 - tootas Yerkes’i observatooriumis.1955 - Chicago ulikooli prof.1971 - prof. Michigani ulikoolis.Tahtede spektroskoopia ja elektrofotomeetria. Avastas koos Halliga interstellaarse po-larisatsiooni.

Eberhard Hopf (1902 - 1983)Sundis Salzburgis (Austria).Lopetas Berliini ulikooli ja tootas samas.1930- 1936 - oli USA’s (Harvard, Cambridge ja Massachusettsi tehnoloogiline instituut).1936-1947 - Leipzigi ulikooli professor.1947 - jalle USA’s, Couranti instituudi prof.1948 - Indiana osariigi ulikooli prof.Elliptilised diferentsiaalvorrandid, diferentsiaalgeomeetria, ergoodilisuse teooria, teo-reetiline astronoomia, hudrodunaamika matemaatilised meetodid.

Johan Peter Holtsmark (1894 - 1975)Sundis Norras.Sai hariduse Oslo, Wurzburgi, Leipzigi, Gottingeni ja Londoni ulikoolides.Prof. emeritus Oslo ulikoolis.Aatomfuusika, akustika, tahke keha fuusika.

304

Hendrik Christoffel van de Hulst (1918 - 2000)Sundis Utrechtis.Lopetas seal ulikooli.1946-1948 - tootas Chicago ulikoolis ja mitmesugustes USA observatooriumides.1948. aastast - Leideni ulikoolis (1952.-st astronoomia professor).Raadioastronoomia, interstellaarse keskkonna fuusika ja kiirguse hajumine.1944 - ennustas vesiniku 21 cm joone olemasolu. Galaktika H sisalduse kaart. Kihtideliitmise meetod kiirgusvalja leidmisel.

Karl Jansky (1905 - 1950)Sundis Normanis (Oklahoma osariik).1927 - lopetas Wisconsini ulikooli.Hiljem opetas samas. 1928-ndast insener Belli kompaniis.1932 avastas kosmilise raadiokiirguse.

James Hopwood Jeans (1877 - 1946)Sundis Ormskirk’is (U.K.)1900 -lopetas Trinity kolledzi Cambridge’i ulikoolis.1901-1905 ja 1910-1912 opetas matemaatikat samas.1905-1909 - rakendusmatemaatika prof. Princetonis.1912-st jattis opetamise kus see ja teine ning hakkas ainult teadustoo tegijaks.1923-1944 - Mt.Wilsoni observatooriumi tootaja.1935-1946 - astronoomia prof. (jalle!) Londoni Kuninglikus Instituudis.Gaaside kineetiline teooria ja soojuskiirguse teooria.Poorlevate kehade tasakaalukujundid. Kosmogoonia. Stellaardunaamika.

Samuil Kaplan (1921 - 1978)Sundis Roslavlis (Smolenski oblast).1945 - lopetas Leningradi Pedagoogilise Instituudi.1948-1961 - tootas Lvovi ulikoolis.1961. aastast Gorki Raadiofuusika Instituudis (ja uhtlasi Gorki ulikooli professor).Teoreetiline astrofuusika: valgete kaabuste ehitus, interstellaarse keskkonna dunaamika,turbulentsi teooria magnetvalja arvestamisega.Tema onu oli Iisraeli rahandusminister.

Karl-Otto Kiepenheuer (1910 - 1975)Sundis Weimaris.1930-1935 - oppis Berliini Ulikoolis ja Tehnikaulikoolis,1933 a. ka Sorbonne’is.1936-1939 - assistent Gottingeni ulikoolis.II Maailmasoja ajal oli luhikest aega sodur, 1939.a. detsembrist aga ”ziviler Gruppen-leiter an die Erprobungstelle der Luftwaffe in Rechlin”.1943.a. vastasutatud Fraunhoferi instituudi direktor Freiburgis.1944.a. - habilitatsioon Hamburgi ulikoolis.1949.a. - dotsent Freiburgi ulikoolis, siis auprofessor.1949.a. - kulalisprofessor Yerkes-is, Mt.Wilsonis, McDonaldsis.Paikesefuusika, magnetvaljad.

305

Rudolf Kippenhahn (1926)Sundis tsehhi Barringenis, oppis fuusikat ja matemaatikat, suundus astronoomiasse jahabiliteerus 1958.aastal. 1965.a. sai ta korraliseks professoriks Gottingenis. 1975-1991oli ta Max-Plancki Astrofuusika Instituudi direktoriks Garching bei Munchenis. Uurismuutlike tahtede pulsatsiooni. On avaldanud hulgaliselt astronoomiat populariseerivaidraamatuid.

Aksel Kipper (1907 - 1984)Sundis Viljandimaal.1930 - lopetas Tartu Ulikooli.1929-1944 - tootas Tartu Observatooriumis.1941.a. alates Tartu ulikooli prof.1950-1973 - Eesti TA Astrofuusika ja Atmosfaarifuusika Instituudi direktor.Tahtede ja udukogude fuusika, tsefeiidid, tahtede magnetvaljade paritolu.Seletas udude pideva kiirguse kahefootonsete uleminekutega.Pakkus valja idee kaht tuupi aja olemasolu kohta.

Gustav Robert Kirchoff (1824 - 1887)Sundis Konigsbergis.1846 - lopetas Konigsbergi ulikooli.1848-1850 - opetas Berliini ulikoolis.1850-1854 - prof. Breslau ulikoolis.1854-1874 - prof. Heidelbergi ulikoolis.1875-1886 - prof. Berliini ulikoolis.Spektraalanaluus, elekter.

Mikolaj Kopernik(1473 - 1543)Sundis Poolas, Torunis. 1491.a. asus Jagiello ulikoolis Krakowis oppima astronoomiat.Oppis juurat ja meditsiini ka Bolognas ja Paduas. 1497.a. nimetati ta Fromborki kate-draali kanoonikuks, kuid jatkas opinguid Itaalias. Kogu elu tegi astronoomilisi vaatlusija arvutusi. Tootas aastaid Preisimaa riigipaevaga rahareformi alal, oli Warmia ku-berner. Juba 1533. aastal pidas Albert Widmanstadt Roomas loenguid Kopernikuteooriast. 1539.a. tuli Wittenbergi matemaatik Rheticus Fromborki, kes kirjutasraamatu Koperniku teooriast. Koperniku enda raamat ”De Revolutionibus OrbiumCoelestium” heliotsentrilisest maailmasusteemist publitseeriti tema surma-aastal.

Hendrik Anthony Kramers (1894 - 1952)Sundis Rotterdamis, suri Oegstgeest’is (Holland).Koos Ralph de Laer Kronig’iga tuletas vorrandid valguse neeldumise ja dispersiooniseose kohta.Ennustas Ramani efekti ja valguse anelastse hajumise.Tuletas kiirguse neeldumiskoefitsiendi valemi.

Jonathan Homer Lane (1819 - 1880)Ameerika fuusik ja astrofuusik.Uuris gaaside paisumist ja kokkusurumist.Tahtede siseehituse ja evolutsiooni esimesi uurijaid.

306

Henrietta Swan Leavitt (1868 - 1921)Sundis Cambridges, Massachusettsi osariigis preestri perekonnas. Oppis Oberlini kolled-zis ja hilisemas Radcliffe kolledzis. 1892 avastas enda jaoks astronoomia, kuid jai parastrasket haigust kurdiks. Ch. Pickering vottis ta toole Harvardi ulikooli observatooriu-misse 1895. aastal. Sai fotograafilise fotomeetria osakonna juhatajaks. Avastas rohkemkui 2400 muutlikku. Leidis seose tsefeiidide muutlikkuse perioodi ja nende heleduse va-helise suhte. See andis voimaluse maarata paljude objektide kaugusi. Tootas valja kafotograafiliste mootmiste standardi. Kolleegid utlesid tema kohta, et tal oli observatoo-riumi parim moistus.

Einar Lindholm (1913)Sai hariduse Lundi ja Stokholmi ulikoolides.Hiljem tootas Stokholmi Kuninglikus Tehnoloogiainstituudis.Oli fuusika osakonna direktor ja prof.Molekulaarfuusika, elektronkonfiguratsioon, massspektroskoopia.

Hendrik Anton Lorenz (1853 - 1928)Sundis Arnhemis, oppis Leideni ulikoolis.1878-1913 – Leideni Ulikooli prof.1913 – Teileri muuseumi fuusika kabineti direktor Haarlemis.Elektrodunaamika, termodunaamika, optika, kiirgusteooria, metallide teooria, aatomifuu-sika.

Ernest McIntosh Lyman (1910 - 1990)Sundis Berliinis.Oppis Pomoma kolledzis (BA), Dartmouthi kolledzhis (MA) ja Kalifornia ulikoolis(PhD).Tootas Illinoisi ulikoolis, hiljem Massachusettsi tehnikaulikooli kiirguslaboris.Vesiniku Lymani seeria avastaja (?).

Dmitri Maksutov (1896 - 1964)Sundis Odessas, Venemaal.Lopetas 1914.a. sojavaelise inseneride tehnikumi.1930-1952.a. tootas Riiklikus Optikainstituudis Leningradis,hiljem Pulkovos. 1941.a. leiutas meniskteleskoobi (katadioptriline susteem).Projekteeris 6m teleskoobi peafookuse.

Edward Walter Maunder (1851 - 1928)Tootas Greenwichi observatooriumis, lopetas King’s College’i Londonis. 1873 poordustagasi Greenwichi ja tegeles paikeseplekkide fotografeerimise ja mootmisega. Markas11-aastast tsuklit. Parast Sporeri tooga tutvumist (kes avastas plekkide miinimumivahemikus 1400 kuni 1510), uuris arhiivis teisi voimalikke miinimume ja leidiski uhevahemikus 1645 kuni 1715, mis nuud kannab Maunderi nime.

James Clark Maxwell (1831 - 1879)Sundis Edinburgh’s.Oppis Edinburgh’ ja Cambridge’i ulikoolides.1856-1860 – Aberdeeni ulikooli prof.

307

1860-1865 – Londoni Kuningliku Kolledzi prof.1871 – eksperimentaalfuusika prof. Cambridge’is.Elektrodunaamika, molekulaarfuusika, optika, mehaanika.

Donald Howard Menzel (1901 - 1976)Sundis Florence’is (Colorado osariik).1920- lopetas Denveri ulikooli.Tootas Indiana, Ohio ja California ulikoolides, Lick’i observatooriumis, Harvardi ulikoolis.1935 - 1971 - prof. , 1952-1966 - direktor ja 1966 - audirektor Harvardi observatooriu-mis.Paikese ja tahtede atmosfaaride ning udukogude fuusikaHalastamatult paljastas lendavate taldrikute saladusi.

Albert Abraham Michelson (1852 - 1931)Sundis Strelnos, Preisimaal. Alghariduse sai ta San Franciscos, USA. Lopetas USAMerevae Akadeemis ja jai sinna oppejouks. 18979. a. asus toole Nautical Almanacikontorisse, koos Simon Newcomb’iga. Kulastas Berliini ulikooli ja Pariisi ulikoole. 1892.sai ta Chicago ulikooli teaduskonna dekaaniks. Vottis osa I maailmasojast, jalle laev-astikus.1881. leiutas ta interferomeetri. Koos Morleyga toestasid nad, et valgus levib kons-tantse kiirusega koikides inertsiaalsusteemides. Ta mootis standardmeetri kadmiumilainepikkustes. 1920.a. mootis ta Betelgeuse diameetri.

Gustav Mie (1868 - 1957)Sundis Rostockis ja suri Freiburgis Saksamaal.Oppis loodusteadusi ja matemaatikat Rostockis ja Heidelbergis. Ajavahemikus 1892-1902 oli ta assistent Karlsruhe Tehnikaulikooli fuusikainstituudis. 1897 habiliteerusteoreetilises fuusikas ja 1902 sai ta erakorralise professori koha Greifswaldi ulikoolis.Seal ta kirjutas oma kuulsa too valguse hajumisest osakestel. Aastal 1917 sai ta pro-fessorikoha Halle ulikoolis ja 1924.a. asus ta toole Freiburgi ulikoolis.

Eduard Arthur Milne (1896 - 1950)Sundis Hull’is.1914-1916 - oppis Trinity kolledzis (Cambridge).Tootas I Maailmasoja lopuni relvastusministeeriumi ohukaitse osakonnas.1920 - lopetas kolledzi.1920-1924 - Paikesefuusika observatooriumi asedirektor samas.1925-1928 - rakendusmatemaatika prof. Manchesteri ulikoolis.1928-st - matemaatika prof. Oxfordis.Taheatmosfaaride teooria, tahtede siseehitus, kosmoloogia.

William Wilson Morgan (1906 - 1994)Sundis Bethesdas, Tennessee osariigis (USA).Oppis Washingtoni ja Lee ulikoolides. PhD kaitses Chicago ulikoolis Otto Struve kaeall. Edaspidi tootas Yerkes’i observatooriumis. Koos Philipp C.Keenani ja Edith Kell-manniga panid aluse kahedimensionaalsele spektraalklassifikatsioonile. Tootas valja kaUBV-susteemi tahtede varvusindeksite maaramiseks.

308

Friedrich Paschen (1865 - 1947)Sundis Schwerinis.Oppis Strasbourgi ja Berliini ulikoolides.1888-1891 – assistent Muncheni akadeemias.1891-1901 – Hannoveri Korgemas Tehnikakoolis.1901 – prof. Tubingeni ulikoolis (fuusikainstituudi direktor).1924-1933 – Impeeriumi fuusika ja tehnika instituudi direktor.Aatomspektroskoopia.

Giuseppe Piazzi (1746 - 1826)Sundis Ponte-Vitellinas, Itaalias. Oppis Milano, Torino, Rooma ja Genoa kolledzites.Huvitus matemaatikast ja astronoomiast. Dogmaatilise teoloogia professor Roomas,hiljem juhatas korgema matemaatika kateedrit Palermos akadeemias. Sai grandi vurstCaramanicolt Palermosse (Sitsiilia) observatooriumi ehitamiseks. Muretses vaatlusriis-tu Inglismaalt. Varsti parandas ekliptika kalde, valguse aberratsiooni, troopilise aastapikkuse ja tahtede parallaksi maaranguid. Koostas tahekatalooge. Avastas esimeseasteroidi 19.sajandi esimesel paeval, mille nimetas Ceres Ferdinandeaks oma kuningaja Sitsiilia kaitsepuhaku auks.

Edward Charles Pickering (1846 - 1919)Sundis Bostonis, USAs rikkas perekonnas.Lopetas Harvardi Ulikooli 1865.1868 - 1877 oli Massachusettsi Tehnoloogiainstituudi fuusika professor.Oli hiljem ule 40 aasta Harvardi Observatooriumi direktor. Tegeles visuaalse fotomeet-riaga, tahespektroskoopiaga ja tahefotograafiaga.On uks tahtede spektraalklassifikatsiooni autoreid. Toimetas Harvardi ObservatooriumiAnnaalide 70 koidet.

Max Karl Ernst Ludvig Planck (1858 - 1947)Sundis Kielis.1878 – Muncheni ulikool.1885-1888 – teoreetilise fuusika professor Kielis.1889-1926 – Berliini ulikoolis.Termodunaamika, soojuskiirgus, relatiivsusteooria, kvantteooria.

John Henry Poynting (1852 - 1914)Sundis Montonis (U.K.).1872 – lopetas Londoni ulikooli.1876 – lopetas Cambridge’i ulikooli.1876-1878 – Manchesteri ulikool.1878-1880 – Cavendishi labor.1880 – Birminghami kolledzi prof.1900 – Birminghami ulikooli prof., fuusika dekaan.

Edouard Roche (1820 - 1883)Sundis Montpellier’s Prantsusmaal. Oli loodusteaduste teaduskonna professor Mont-pellier’s. Uuris kosmogooniat ning planeedisusteemi tekkimist. Tegi kindlaks Roche’i

309

piiri, mis on luhim vahemaa kahe objekti vahel, kus loodelised joud uht keha veel eipurusta. Kui planeet ja kuu on sama tihedusega, siis Roche’i piir on 2.446 planeediraadiust. Maa jaoks on Roche’i piir 18470 km.

John William Strutt (Sir Rayleigh) (1842 - 1919)Oppis Cambridge’i ulikoolis.1879- Maxwelli surma jarel sai professoriks samas ja Cavendishi labori direktoriks.1887- Briti Kuningliku Instituudi prof.Akustika, optika, elektriopetus, kiirguslevi.

Sven Rosseland (1894 - 1985)Sundis Kvamis (Norra).Lopetas Oslo ulikooli.1924-1928 – tootas Mt. Wilsonis.1928-1965 – astronoomia professor Oslo ulikoolis.1954-1965 – Oslo Paikeseobservatooriumi direktor.Saksa okupatsiooni ajal tootas Princetonis.Tahtede siseehituse teooria. 20-ndatel oli uks esimesi, kes kasutas kvantmehhaanikatastrofuusikas.Keskmine neeldumiskoefitsient. Kiirguslevi liikuvates keskkondades ja ududes.

Henry Norris Russell (1877 - 1957)Sundis Oyster Bay’s (New York’i osariik).1897 - lopetas Princetoni ulikooli.Jatkas opinguid Princetoni ja Cambridge’i (UK) ulikoolides.1905-1947 - tootas Princetoni ulikoolis.1911 - prof. samas.1922-1942 - tootas ka Mt.Wilsonis.1947 -1952 - tootas Harvardi observatooriumis.Heledus-spektrituup seose avastajaid, tahe evolutsioon, Universumi keemiline koostis.

Georg August Dietrich Ritter (1826 - 1908)1870. aastast Aacheni Korgema tehnikakooli mehhaanika prof.Tegi esimesena katse uurida Paikese siseehitust gaaskonfiguratsioonide teooria alusel.Esimesena seletas tahtede pulsatsiooni omavongetega.

Meghnad Saha (1893 - 1956)Sundis Dakka’s (Bangladesh).1915 – lopetas Kalkutta ulikooli.1921-1923 ja 1938-1955 – professor samas, vahepeal prof. Allahabadi ulikoolis.Asutas 1951 Tuumafuusika Instituudi Kalkuttas ja oli selle direktor.

Giovanni Virginio Schiaparelli (1835 - 1910)Oppis hudraulikat Torino ulikoolis ja siis astronoomiat Berliinis ja Pulkovos. TootasBrera observatooriumis Milaanos 40 aastat, neist 38 direktorina. Uuris kaksiktahti jaPaikesesusteemi objekte. Naitas, et Veenus ja Merkuur poorlevad aeglaselt. Selgitasperseiidide saju. Vaatles Marssi. Tema “canali” tolgiti kui kanalid, mis tekitas maail-mas paraja segaduse.

310

Karl Schwarzschild (1873 - 1916)Sundis Frankfurt-am-Mainis, lopetas Muncheni ulikooli.1901-1909 – Gottingeni ulikooli prof.1909-1912 – Potsdami astronoomia observatooriumi direktor.1912 – Berliini ulikooli prof.Taheatmosfaaride teooria, siseehituse teooria, fotograafiline fotomeetria,uldrelatiivsusteooria, gravitatsiooniteooria.

Arthur Schuster (1851 - 1934)Sundis Frankfurt-am-Mainis.1875 – laks Inglismaale.1873 – lopeta Heidelbergi ulikooli, jatkas Manchesteris,1876-1881 – Cavendishi labor Cambridge’is.1881-1907 – Cambridge’i professor.Optika, spektroskoopia, Maa magnetism, seismoloogia, katoodkiirte uurimine.1919-1924 – Londoni Kuningliku Uhingu asepresident.

Harlow Shapley (1885 - 1972)Sundis Nashville’is, Missouri osariigis, kus ta isa tegi ja muus heina. Lopetas arikooliPittsburgis ja sai ajalehe reporteri kutse. Oppis edasi Carthage Collegiate instituudis,mille lopetas 1907. Asus edasi oppima Missouri ulikooli, kuid seal polnud kraadiopetajakirjanduses ja ta valis astronoomia, millele jai truuks. 1914-1921 oli Mt. Wilsoniobservatooriumis, kus kalibreeris Leavitti tsefeiidide periood-heledus soltuvust. Vaitis,et Galaktika on palju suurem kui arvati ning naitas selle tsentri Amburi tahtkujus.1920.a. pidas ta vaitluse Curtisega Universumi mootudest. 1921.a. kuni 1952 oliHarvard Kolledzi observatooriumi direktor. Uuris Magalaesi pilvi ja koostas galaktikatekatalooge. Oli UNESCO kaasasutaja.

Willebrord Snell (1580 - 1626)Sundis Leidenis.Oppis juurat Leideni Ulikoolis ja opetas samal ajal matemaatikat.Doktorikraadi sai Leidenis 1607.1613.a. sai ta Leideni Ulikooli matemaatika professoriks oma isa mantliparijana.1617. pakkus valja triangulatsioonimeetodi Maa mootmiseks.Avastas refraktsiooniseaduse 1621. aastal.Uuris loksodroomi.

Viktor Sobolev (1915 - 1999)Sundis Petrogradis.1938 - lopetas Leningradi ulikooli.1941-st alates tootas Leningradi ulikoolis, alates 1948 - prof.Teoreetiline astrofuusika, kiirguslevi (ka liikuvates keskkondades).Kiirguslevist kolm monograafiat. Teoreetilise astrofuusika opik.

Lyman Spitzer (1914 - 1997)Sundis Toledos (USA).1935 - lopetas Yale’i ulikooli.

311

Jatkas haridusteed Cambridge’is (UK) ja Princetoni ulikoolides.Olnud oppejoud Harvardi, Yale’i, Columbia ja Princetoni ulikoolides.1946 - sai astronoomia prof. Yale’is.Stellaardunaamika, interstellaarse keskkonna fuusika, plasmafuusika.

Johann Stark (1874 - 1957)Sundis Schickenhofis.1898 – lopetas Muncheni ulikooli.Tootas Gottingenis, Hannoveris, Aachenis, Greifswaldis.1033-1939 – Fuusika-tehnika instituudi president.Optika, aatomfuusika, valentsi teooria.Starki efekt.Nobeli preemia 1919.a.

Joseph Stefan (1835 - 1893)Sundis Sankt-Poltenis (Austria).Lopetab Viini ulikool, saab 1863 professoriks ja 1869 fuusika instituudi direktoriks.1876-1877 – rektor.Optika, akustika, elektromagnetism, soojuskiirgus.

Sir George Gabriel Stokes, 1st Baronet (1819 - 1903)Sundis Skreen’is Sligo maakonnas Iirimaal.1849. aastal nimetati Lucas’i matemaatika professoriks Cambridge’i Ulikoolis.Oli juba varem publitseerinud artiklid vedelike liikumise kohta.Uuris valguse hajumist ja polarisatsiooni.Uuris Maa kuju ja suurust, geodeesia pioneer.1851.a. valiti ta Royal Society liikmeks ja kolm aastat hiljem selle sekretariks, kus tatootas 30 aastat, enne kui sai presidendiks.1854.a. Stokes oletas, et Fraunhoferi jooned tekivad Paikese valiskihtides.

Bengt Georg Daniel Stromgren (1908 - 1987)Sundis Goteborgis taani astronoomi Elis Stromgreni peres.1929 - lopetas Kopenhaageni ulikooli ja hiljem tootas seal.1951-1957 - Yerkes’i ja McDonaldi observatooriumide direktor.1952-1957 - Chicago ulikooli prof.1957-1967 - Princeton Institute for Advanced Studies.1967 - prof. Kopenhaageni ulikoolis ja observatooriumi direktor.Tahtede ja interstellaarse keskkonna fuusika.1940 - esimesed Paikese atmosfaari mudelid, tahe evolutsioon.Fotomeetria

Grigori Sain (1892 - 1956)Sundis Odessas.Hariduse sai Tartu Ulikoolis.Tootas algul Permi ulikoolis, siis Pulkovos.1925-1945 - Pulkovo observatooriumi Simeizi baasis.

312

1944-1952 - Krimmi observatooriumi direktor.Tahe spektroskoopia, udukogude fuusika. Tahtede poorlemine.

Joseph John Thomson (1856 - 1940)Sundis Chatham Hill’is (U.K.).Oppis Manchesteri ulikoolis, lopetas Cambridge’i ulikooli (1880).1884-1919 – Cambridge’i ulikooli prof. (Cavendishi labori direktor).1905-1918 – Trinity kolledzi direktor.Elektrivool labi horedate gaaside, aatomimudel, mass-spektromeeter, hajumine vabadelelektronidel, metallide elektronteooria alusepanija.

Clyde William Tombaugh (1906 - 1997)Sundis Streatori linnakeses (Illinois, USA). Perekond kolis Kansasesse (Burdett), T.ehitab oma esimese teleskoobi ja saadab oma Jupiteri ja Marsi vaatluste joonised Lowelliobservatooriumisse. Sealt pakuti tood, mis kestis 1929st kuni 1945. aastani. Parast Plu-uto avastamist sai ta astronoomia kraadi Kansase ulikoolist ja Pohja-Arizona ulikoolist.Ta opetas astronoomiat New Mexico Riiklikus Ulikoolis 1955st aastast kuni pensionilejaamiseni.

James Alfred Van Allen (1914)Oppis Iowas Wesley kolledzis. Sai samas PhD 1935.a. Tootas Carnegie instituudisWashingtonis Maa magnetismi osakonnas. Alates 1942.a. tool Johns Hopkinsi ulikoolis.1942 saadeti ohvitserina Vaikse ookeani piirkonda sutikuid arendama. Hiljem Iowaulikoolis tegi koos teiste teadlastega ettepaneku saata ules teaduslik satelliit. 1958lennutati ules rakett Redstone, mis toestas laetud osakeste voondite olemasolu Maaumber.

Hans-Heinrich Voigt (1921)Hariduse sai Gottingenis.Astronoomia ja astrofuusika osakonna juhataja ja prof.Gaussi Uhingu president.Paikese fuusika, spektroskoopia, galaktika ehitus. -

Johannes Diederick van der Waals (1837 - 1923)Sundis Leidenis.Lopetas Leideni ulikooli.1877-1907 – Amsterdami ulikooli professor.Molekulaarfuusika, madalad temperatuurid.1873 – reaalse gaasi vorrand.1900 – Nobeli preemia.

Alfred Lothar Wegener (1880 - 1930)Sai astronoomias PhD Berliini ulikoolis 1904.a. Tundis kogu elu huvi geofuusika vastu.Tema panusteks on ohupallide kasutamine ohu liikumise jalgimiseks, kirjutas sellestopiku, mis muutus standardiks. Tootas Marburgi ulikoolis. 1914 mobiliseeriti Rumee-nia rindele, kust 1918. aastal kutsuti Tartusse tootama Landesuniversitat Dorpatis.

313

Sai olla siin moned kuud. Parast soda tootas Marburgis, hiljem Grazis. Kais mitmelGroonimaa ekspeditsioonil, viimasel neist ta suri. 1915.a pakkus valja idee kontinentideliikumisest ja suutis seda kaitsta toenditega.

Victor Frederick Weisskopf (1908 - 2002Sundis Viinis.1931 – lopetas Gottingeni ulikooli.1932-1934 – Kopenhaageni ulikool.1934-1937 – Zurichi polutehnikum.1937 – laks USA-sse.1937-1943 – Rochester.1943-1946 – Los Alamos.1946-1960 ja alates 1965 – prof. Massachussettsi ulikoolis.1961-1965 – CERN’i peadirektor.Tuumafuusika, elementaarosakeste fuusika, kvantelektrodunaamika.

Fred Lawrence Whipple (1906 - 1986)Sundis Iowas (USA). Lopetas California ulikooli Los Angeleses. Aitas rehkendada vas-tavastatud Pluuto orbiiti. Whipple tootas Harvardi ulikoolis 1931-1977 ja juhats Smith-soni Astrofuusika Observatooriumi 1955-1973. Tema oli Harvardi kolledzi observatoori-umi ja SAO uhendaja 1973.a, millest sai Harvard-Smithsoni Astrofuusika keskus. Uuriskomeete ja pakkus hupoteesi, et komeedi tuumad koosnevad rapasest jaast ja et purskedseal toimuvad Paikese soojuse mojul ja pohjustavad komeetide orbiitide muutusi. 1986saadi selle mudeli kinnitus, kui lennati Halley tuumast mooda. Whipple uuris ka Maakunstlike kaaslaste orbiite, parandades Maa kuju tundmist. Avastas kuus komeeti.

Alois von Beckh-Widmanstatten (1754 -1849)Sundis Graz’is (Austria). Oppis isa juures trukiasjandust. 1807. aastast oli keiserFranz I erainstituudi - ”Fabrikproduktenkabinet’i” liige, see oli Polutehnilise instituudieelkaija. Tema nimi sai kuulsaks raud-nikkel meteoriitide kristallstruktuuri uurimisega,kui ta nende poleeritud pinda lammastikhappega tootles. Seejuures tekkisid nn Wid-manstatteni kujundid. Ta tegeles ka ohusoidu ja teiste loodusteaduste aladega.

Wilhelm Wien (1864 - 1928)Sundis Haffkenis Ida-Preisimaal moisniku peres.Oppis matemaatikat ja loodusteadusi Gottingenis, Berliinis ja Heidelbergis. Helmholtziassistent.1896 – ekstraordinaarne prof. Aachenis.1899 – ordinaarne prof. Giessenis.1900 – Wurtzburgis.1920 – Munchenis.Wieni nihkeseadus! Hudrodunaamika, elektrodunaamika, soojuskiirgus (brosuur “Ofizikah” III, 1978, Tbilisi).

Rupert Wildt (1905 - 1976)Sundis Munchenis, 1927 lopetas Berliini ulikooli.1928–1934 – Bonni ja Gottingeni observatooriumides.

314

1935-st – USA. Tootas Mt.-Wilsonis, Princetonis, Virginias, Yale’s.1931 – neeldumisribad suurte planeetide atmosfaaris - NH3, CH4. Suurte planeetidesiseehitus. H− - moju pidevale neeldumisele tahtede spektris.

Ernst Julius Opik (1893 - 1985)Sundis Kundas.1916 - lopetas Moskva ulikooli.1920-1921 - astronoomia dotsent Taskendis.1921-1944 - Tartu observatooriumi tootaja.1930-1934 - Harvardi ulikoolis.1948-1981 - Armagh’ observatoorium (Pohja-Iirimaa).1956. alates ka Marylandi ulikooli tootaja.1968. alates fuusika ja astronoomia prof. samas.Meteoorastronoomia, planeetide fuusika, tahestatistika, tahe siseehituse teooria, fo-tomeetria.

Herman Zanstra (1894 - 1972)1929-1938 – tootas Amsterdami ulikoolis.1941-1946 – opetas fuusikat Durbani kolledzis (Louna–Aafrika).1946-1959 – Amsterdami ulikooli astronoomia professor, sama ulikooli observatooriumidirektor.Gaasudude helendamine. Gaasudude tsentraaltahtede temperatuuri maaramine. Spektri-joonte kujunemine sageduste taieliku umberjagunemisel.

Pieter Zeeman (1865 - 1943)Sundis Zonnemaire kulas Schouweni saarel Hollandis. Parast alg- ja keskharidusesaamist (kus ta tutvus Kamerlingh Onnesiga) astus ta Leideni ulikooli 1885, kus ta oppisKamerlingh Onnesi ja Lorentzi kae all. Kaitses doktori vaitekirja 1893. Jargmisestaastast alates on ta privaatdotsent samas ulikoolis. 1897. avastas ta spektrijoontelohestumise magnetvaljas (mille eest sai Nobeli preemia) ja asus toole Amsterdamiulikoolis Van der Waalsi jarglasena fuusika laboratooriumi direktorina. Pensioneerus1935.

Sergei Zhevakin (1916)Vene astrofuusik, Fuusika-matemaatikadoktor. Tootas 1958.a. valja muutlike tahtedepulsatsiooni teooria. Raadiotehnika loojatest millimeetri- ja submillimeetri lainealas.Bredihhini preemia 1965 ja riiklik preemia 1987.

Fritz Zwicky(1898 - 1974)Sundis Varnas (Bulgaaria). Oppis Zurichi Korgemas Tehnikaulikoolis. 1925.a. laksAmeerikasse. Sai Caltechi astronoomia professoriks, kes tavatses tundmatuid tudengeidkohates kusida” “Kes kurat sina veel oled?”. Kutsus inimesi sfaarilisteks lontrusteks,kuna nad on lontrused igast vaatepunktist. Ennustas neutrontahtede olemasolu 1934.aastal. Avastas 18 supernoovat. Pani tahele, et galaktikad on parvedes. Koostasgalaktikate ja nende parvede kataloogi.

315

KASUTATUD KIRJANDUS

1. Avrett, E.H.(editor): 1976, Frontiers of Astrophysics, vene keeles 1979, Mir, Moskva.

2. Carroll, B.W., Ostlie, D.A.: 1996, An Introduction to Modern Astrophysics, Addison-Wesley Publ. Co., Inc., Reading, Massachusetts.

3. Carroll, B.W., Ostlie, D.A.: 1996, An Introduction to Modern Astrophysics: Instruc-tor’s Solutions Manual, Addison-Wesley Publ. Co., Inc., Reading, Massachusetts.

4. Chandrasekhar, S.: 1938, Stellar Structure, vene keeles 1950, Izd. inostr. lit., Moskva.

5. Koltsinski, I., Korsun, A. ja Rodriges, M.: 1986, Astronomy, Naukova Dumka, Kiiev.

6. Samuel L.A.: 1983, First Grade TEX, A Beginner’s TEX Manual, Stanford Dept. ofComputer Science.

7. Schwarzschild, M.: 1958, Structure and Evolution of the Stars, vene keeles 1961, Izd.inostr. lit., Moskva.

8. Sobolev, V.V.: 1985, Kurs teoretitseskoi astrofiziki, Nauka, Moskva.

9. Tsolakov, V.: 1985, Nobelovite nagradi, vene keeles 1986, Mir, Moskva.

10. Viik, T.: Teoreetilise astrofuusika alused, http://www.aai.ee/ viik/LOENG/loengps.html.

11. en.wikipedia.org./wiki/Extrasolar.planet

12. 64233.183.104/search?q=cache:VIRVKPd7FyEJ:www.mpifr-bonn.mpg.de/berlin04/presentations/perryman.pdf+michael+perryman&hl=en

13. http://cfa-www.harvard.edu/planets/papers/trieste-97-long.ps

14. http://www.astro-tom.com/technical data/alien life.htm

316

ASTRONOOMILISED KONSTANDID

Paikese mass M� = 1.989 × 1033 g

Paikese heledus L� = 3.826 × 1033 erg s−1

Paikese raadius R� = 6.9599 × 1010 cm

Paikese efektiivne temperatuur T� = 5770 K

Maa mass M⊕ = 5.974 × 1027 g

Maa raadius M⊕ = 6.378 × 108 cm

Valgusaasta ly = 9.4605 × 1017 cm

Parsek pc = 3.0857 × 1018 cm = 3.2616 ly

Astronoomiline uhik AU = 1.496 × 1013 cm

Sideeriline paev = 23h 56m 04.09054s

Paikeseoopaev = 86400 s

Sideeriline aasta = 3.155815 × 107 s

Troopiline aasta = 3.155693 × 107 s

242

FUUSIKALISED KONSTANDID

Gravitatsioonikonstant G = 6.67259 × 10−8 dn cm2 g−2

Valguse kiirus c = 2.99792458 ×1010 cm s−1

Plancki konstant h = 6.6260755 ×10−27 erg s = 2πh

Boltzmanni konstant k = 1.380658 ×10−16 erg K−1

Stefan-Boltzmanni konstant σ = 5.67051 × 10−5 erg cm−2 s−1 K−4

Stefani konstant a = 4σ/c = 7.56591 × 10−15 erg cm−3 K−4

Prootoni mass mp = 1.6726231 × 10−24 g

Neutroni mass mn = 1.674929 × 10−24 g

Elektroni mass me = 9.1093897 × 10−28 g

Vesiniku atomi mass mH = 1.673534 × 10−24 g

Aatommassi uhik 1 u = 1.6605402 × 10−24 g

Elektroni laeng e = 4.803206 × 10−10 CGSE laenguuhikut

Elektronvolt 1 eV = 1.60217733 × 10−12 erg

Avogadro arv NA = 6.0221367 × 1023 mool−1

Ideaalse gaasi konstant � = 8.314510 × 107 erg mool−1 K−1

Bohri raadius 1 ao = 5.29177249 × 10−9 cm

Rydbergi konstant 1 RH = 1.09677585 ×105 cm−1

Too uhik CGSE susteemis 1 erg = 10−7 J (dzauli)

Jou uhik CGSE susteemis 1 duun (dn) = 10−5 N (njuutonit)

243