|
20.12.2004
|
Kääbusgalaktika I Zw 18 – noorim teadaolevaist?
| |
Peeter Traat
|
Detsembri alul läbis läänemaailma kirjutavat-rääkivat ajakirjandust esiveergudel uudis väikegalaktika I Zw 18 kohta, mis ühe ajakirjaniku käest teisele liikudes kirjutajast sõltuvalt kogus värvingut. Summa summarum, kuigi algallikaks oli USAs Baltimores paikneva Kosmoseuuringute Instituudi (Space Science Institute) pressiteade 1.detsembrist, mille pealkiri oli veidi tagasihoidlikum, kuigi samuti üsna irriteeriv (no kes tõsisemas teaduses, kasvõi rahsaamise põhjendamiseks, aeg-ajalt avalikkuses reklaami ei vajaks!) – „Kosmoseteleskoop tegi kindlaks beebigalaktika täiskasvanud Universumis“, sai sellest CNN vahendusel väheke esialgset rõhuasetust muutes furooritekitav Hubble’i kosmoseteleskoobi uusavastus kui noorimast galaktikast Universumis üldse. Pealegi, nüüd küll Postimees Online lisandiga, peaaegu et oma eksistentsiga vastuoluline Universumi tekke teooriate suhtes.
Niisiis, Postimees Online 7. dets teade ise:
Hubble avastas noorima galaktika
Kosmoseteleskoobi Hubble abil avastasid USA Virginia ülikooli teadlased,
et üks galaktika on ülinoor, vaid poole miljardi aasta vanune, vahendab ETV.
Galaktika «I Zwicky 18» uurimine annab astronoomidele harvaesineva võimaluse uurida, kuidas arenesid universumi esimesed väikesed galaktikad.
Tähesüsteemi varaseimad tähed tekkisid umbes 500 miljonit aastat tagasi, noorimad on vaid 4 miljonit aastat vanad. Meie galaktika ehk Linnutee vanus on 12 miljardit aastat.
Juba enne Teist maailmasõda Šveitsi astronoomi Fritz Zwicky poolt koostatud põhjataeva lähigalaktikate atlasse koos 30.000 teise tähekoguga kantud galaktika asub meist vaid 45 miljoni valgusaasta kaugusel-tunduvalt lähemal, kui võiks oletada, toetudes kosmogoonilisele Suure Paugu teooriale.
Kirjutajapoolse teksti jätk:
Asi pole päris nii. Nagu infost loete, pole I Zw 18 kosmoseteleskoobi avastatud, vaid Fr. Zwicky poolt ning see galaktika on aastakümneid hästi teada ning teda on vägagi korduvalt uuritud. Teadusartikleid, milles temast nii või teisiti juttu, on kümneid, sest juba möödunud sajandi 70-ndate aastate alguses tehtud spektroskoopiliste vaatlustega sai selgeks, et kääbusgalaktika on koostiselt väga metallivaene ning kuna seal on selgelt näha ulatuslikud ioniseeritud gaasi piirkonnad, mis on omased massiivsete noorte tähtede ümbrusele, siis galaktika põhikiirgust andva tähepopulatsiooni osas ka väga noor.
Niisiis on ammu teada, et praktiliselt kogu tema kiirgus on pärit tähtedelt, mille keskmine vanus kuni 0,5 miljardit aastat. Nagu ka fakt, et et tegu galaktikaga, milles on varasemat täheteket väga vähe olnud, sest peale vesiniku ja heeliumi praktiliselt kõik raskemad elemendid sünteesitakse tähtedes ning selle galaktika aine raskete elementide sisaldus on väikseim teadaolevast, nimelt 1/50 Päikese raskete elementide sisaldusest (mis omakorda pinnakihtides 2% massist). Kuid päriselt polnud välistatud, et selleski galaktikas on väga nõrk vanade tähtede foon olemas, mida aga vaatluslikult raske kindlaks teha.
I Zw 18 kuulub kääbusgalaktikate hulka, s.t. niisuguste galaktikate seltskonda, mis oma massilt jäävad ca sadakond või rohkemgi korda alla meie Galaktikale. Kääbusgalaktikaid on laias laastus kaht sorti:
elliptilised või sfäroidaalsed, mis tüüpiliselt korrapärase tähetiheduse jaotusega tsentrist väljapoole, koosnevad vanadest tähtedest ja on praktiliselt gaasivabad;
irregulaarsed, mille heledusjaotuses on intensiivsemaid tippe, mis seonduvad tähetekkepiirkondadega, nende äärmuslikumaks erijuhuks on nn. sinised kompaktsed galaktikad – ajalooliselt teise nimega ka nn. "ekstragalaktilised HII piirkonnad", kus täheteke on nii intensiivne, et peaaegu kogu galaktika on üksainus suur tähetekkepiirkond ning gaasiline aine on tähtedest hõivatud piirkonna välisservadeni ioniseeritud noorte massiivsete tähtede ultraviolettkiirguse poolt.
Siniste kompaktsete kääbuste hulgas on üpriski tähelepanuväärne protsentuaalne hulk niisuguseidki kääbusgalaktikaid, mille aine raskete elementide sisaldus madal ja tähetekkeprotsess seega üpriski algfaasis. I Zw1 8 just selliste hulka kuulubki, võiks nimetada rea teisigi, nagu
SBS 0335-052W (raskete elementide sisaldus Z=1/50 Zp, s.t. 50 korda väiksem kui Päikesel, just sama nagu I Zw 18-s),
SBS 0335-052 (Z=1/40 Zp 1/40, s.t. vaid veidi kõrgem, kui I Zw 18 puhul),
SBS 0940+544 (Z01/29-1/26 Zp),
UGC 4483 (Z=1/23 Zp),
Tol 1214-277 ja Tol 65 (kummaski Z=1/24 Zp),
SBS 1415+437 (Z=1/21 Zp) jne.
Kindlasti on tegelikkuses sääraseid galaktikaid palju, pole põhjust arvata, et need on erandid, kuid kuna tegu on väga väikese heledusega ning tõeliselt kääbuslike tähesüsteemidega, siis näeme vaid väga lähedal paiknevaid. Suure Paugu ega muudegi Universumi tekke teooriatega niisuguste galaktikate eksisteerimine tegelikult vastuolus ei ole, sest kiirus, millega üksikutes gaasipilvedes (s.t. tulevaste galaktikate tekkekohtades - galaktika teke seostub ikkagi tähtede tekkimisega pilves) algab tähtede tekkimine, pole Universumi enda tekkega kuidagi seotud. Üldjuhul muidugi, eriti massiivsetes pilvedes, algab see üsna varakult, nii 500 mln.-1 miljard aastat peale Universumi teket, aga see ei paista olema kindlaks reegliks eriti väiksemate galaktikate ning vähemassiivsete gaasipilvede korral.
I Zw 18 on muidugi märkimisväärne galaktika, tema kosmoseteleskoobiga tehtud pilti võib näha siin.
 |
Pildil vasakul all on I Zw 18 sinine põhikeha, kus toimumas äge täheteke. Selles on eristatavad kaks heledamat tsentrit, kuhu on koondunud suurem osa tekkinud tähtedest. Kiulised sinised filamendid, mis ümbritsemas keskset tähetekkepiirkonda, on suure ioniseeritud gaasimulli servad, mida kuumutab tähetuul ning noorte kuumade tähtede ultraviolettkiirgus. Oranžid ja punasemad tähed on veidi vanemad tähed ja täheparved, kuid ka ikkagi vaid kuni 500 mln. aastat vanad objektid.
Paremal ülal on tähesüsteem, mis tundub kaaslasgalaktikana ja mis koosneb keskeltläbi veidi vanematest tähtedest, kui I Zw 18 põhiosa. Siiski kuulub seegi kokku I Zw 18-ga, seda nimetatakse I Zw 18 C-komponendiks, kuna viimasel aastakümnel on tõestust leidnud tema füüsiline seotus I Zw 18-ga – neil on ühesugused ruumkiirused ning neutraalse vesiniku vaatlustest on teada, et paiknevad neid ühendavas suures ühises gaasipilves.
|
Selle pildi saamine kosmoseteleskoobi poolt oligi tegelikuks aluseks meediabuumile. Seletaksime olemust natuke lahti.
Viimase aastakümne vältel on siniseid kompaktseid galaktikaid uurinud kaasaegsete vaatlusvahenditega (nii raadio-, röntgen-, UV- kui optilises lainealas) üsnagi põhjalikult astronoomide rühm, kelle juhtjõududeks on Trinh X. Thuan Virginia Ülikoolist USA-s ning Juri Izotov Kiievi Observatooriumist Ukrainas. Nende koostatud vaatlusprogrammi ühe osana kosmoseteleskoobil realiseeriti ka I Zw 18 pikemaajaline vaatlemine kosmoseteleskoobil mitmete orbiiditiirude vältel, mis võimaldas kokkuvõttes saada nii hea lahutusvõimega ja nõrgemate objektideni küündiva pildi I Zw18-st, et sellel õnnestus fotomeetriliselt mõõta ca 2000 heledama tähe heledused ja värvusindeksid.
Vastaval diagrammil on hästi näha nii peajadal paiknevate massiivsemate tähtede piirkond kui ka asümptootilise jada tähed (see jada kujuneb arengus kaugemale jõudnud, heeliumit kihtallikas põletavatest tähtedest). Fotomeetria küündivus on selline, et diagrammil peaksid selle piirheledusest 1-2 tähesuuruse võrra heledamana välja tulema ka punaste hiidude jada tipuosa tähed. Viimaste heledus on ca 1000 kuni 1200 korda suurem kui meie Päikese heledus. See on väiksemate kui 3 Päikese massi tähtede puht vesinikupõlemise lõppstaadium, kus tsentriosas on vesinik põlenud heeliumiks, isotermilise tuuma suurus aga pole veel massilt piisav heeliumi süttimiseks. Viimane algab lõpuks nn. „heeliumisähvatusega“ alles siis, kui heeliumituuma suurus on jõudnud 0.39 Päikese massini. Kuid selleks kulub niisuguste väikese massiga tähtede arengus kaunikesti aega, sest nende heledus ja arengukiirus on palju väiksem kui suure massiga tähtedel. Ja vastav aeg on 3 Päikese massiga tähtedel sellesse arenguetappi jõudmiseks 0,5-0,6 miljardi (s.o. 500-600 mln.) aasta piirimail, vähemmassiivsetel veelgi pikem.
Vastava fotomeetrilise töö tulemusena, mis ka avaldatud The Astrophysical Journali 1. detsembri numbris, on aga leitud, et punaste hiidude jada tähti pole näha ning seetõttu polegi neid galaktikas I Zw 18 ilmselt olemas.
 |
Kombineeritud värvus-heledusdiagramm I Zw 18 põhikeha ja C-komponendi jaoks. Tähised joontel: MS - peajada; AGB - asümptootiline hiidude jada; BL - sinine sild nende vahel, RSG - punased ülihiiud. Ülalpool kriipsjoont märgiga "50%" on nii V kui I ribas mõõdetud vähemalt poolte tähtede heledused. Kolm joont all paremas nurgas märgivad vähemetallilise (vana) kerasparve isokroone, mis vastavad kaugustele 15 Mpc (pidev joon), 12.6 Mpc (punktiir) ja 10 Mpc (punktjoon). Joonise vasakus servas olevatel ristidel on näidatud tähesuuruse piirviga (vertikaalne lõik) ning sellest tulenev värvusindeksi V-I viga (horisontaalne lõik). Väga punastel (V-I >1) nõrkadel (I>26.6) tähtedel joonise alumises parempoolses nurgas on vearistid joonistatud kõigile tähtedele. Nool nende juures kujutab tähe nihkumist diagrammil tähtedevahelise neeldumise tõttu juhul, kui see põhjustav V-tähesuuruse muutust ühe tähesuuruse võrra.
See. et neist joontest paremal tähti ei ole, näitabki galaktika väikest vanust. Üksikud punased tähed pikkade "veakriipsudega" võivad olla sinna sattunud eksliku heledusmäärangu tõttu
|
|
Tõime siin ära I Zw 18 tähtede infrapunase heleduse I (lainepikkus ca 9000 angströmit, s.t. lähedane infrapunane) ja visuaalse heleduse V ning I vahet iseloomustava värvusindeksi diagrammi, millel tulemus tugineb. Diagrammile on kantud ka metallivaese kerasparve M15 punaste hiidude jada. Paistab, et vaadeldavas galaktikas neid hiidtähti tõepoolest ei ole! See omakorda tähendab, et oleks nagu otseselt tõestatud vanema tähekomponendi täielik puudumine (kuigi juba antud galaktika koostisest tuleneva piirangu tõttu, ei välistanud seda ka varasemad vaatlusandmed). Millest omakorda järeldub, et on tõepoolest võimalik olnud Universumi esialgse, nn. „ürgkoostisega“ (vaid vesinik ja heelium) gaasipilvede säilimine miljardite aastate vältel kuni meie päevini välja. Nähtavaks teeb need pilved tähetekke algamine ning pisigalaktikate moodustumine alles nüüd, 13-14 miljardit aastat peale Suurt Pauku ja Universumi enda teket.
|
See on iseenesest väga oluline, kuigi põhimõtteliselt juba ammugi enam-vähem teada ja oletatav, tulemus, mille lõplik tõestus seni puudus kehvade vaatlusvõimaluste tõttu . Muidugi võib veel olla ka teatud kahtlusi I Zw 18 kohta saadud tulemuste paikapidavuses, kuna otsitavate objektide heledus ületab vaid natuke küündivuspiiri . Loomulikult oleks etem, kui oleks võimalik minna heledustes paari tähesuuruse võrra edasi, tulemus oleks seda usaldusväärsem ja vääramatum. Aga kuna astronoomias kulgeb areng evolutsiooniliselt, jääb lõplik tõestus ilmselt juba uue kavandatava kosmoseteleskoobi kanda.
Et lõplikult öelda, milline meie lähikonna kääbusgalaktikatest tõepoolest kõige noorem on, oleks vaja ära oodata analoogilised vaatlused ka teiste eelpool loetletud madala raskete elementide sisaldusega lähedaste kääbusgalaktikate kohta. Sest kuna need on koostiselt väga lähedased, sõltub aine keemilise koostise muutumise kiirus tähetekke intensiivsusest – intensiivse tähetekkega galaktikas toimub gaaskeskkonna rikastumine raskete elementidega kiiremini kui madala tähetekke kiiruse korral. Teisiti öeldes, isegi olles veidi metallirikkam, võib mõni neist ikkagi osutuda I Zw 18-st nooremaks...
|
