Neljapäev, 6. mai 2021

Astronoomiaklubi astrofoto: Kerasparv M3 ja mis need kerasparved üldse on?

Selgel ja tuulevaiksel maiõhtul sai teleskoop taaskord taevasse suunatud ja pildistama seatud. Eks ikka selleks, et sealt midagi huvitavat fotosensorile jäädvustada. Seekord valisime oma sihtmärgiks Jahipenide tähtkujus asuva kerasparve tähisega M3, millesarnaseid objekte on meil varem mahti olnud pildistada vaid korra. Asi selles, et kerasparvi on meie õhtutaevas näha vaid kevadel ja sügisel, siis kui ööd on lühikesed ja tõelist pimedust vaid mõne tunni jagu. Ega nüüd ongi kätte jõudnud umbes kolm kuud kestev periood, mil päris pimedaks enam öötaevas ei lähegi, mis tähendab, et suhteliselt nõrku süvataeva objekte* saame me uuesti püüdma hakata alles augusti pimedatel öödel.

Täisresolutsioonis: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/50/M3_final2_torva.jpg

Räägime siis mõne sõnaga lähemalt, et mis sorti moodustised need kerasparved üldse on, kuna välimuselt on need peaaegu äravahetamiseni sarnased. Oleme ka leidnud, et mida rohkem me taevas nähtavatest objektidest teame, seda huvitavamaks ja ilusamaks need muutuvad. Kerasparved on sellest hea näide.

Nagu nimest järeldada ja fotodelt näha võib, on kerasparved keraja kujuga kogumid, mis koosnevad pealtnäha lugematutest tähtedest. Servades leidub neid hõredamalt ja keskosa poole liikudes üha tihedamalt ning läbi teleskoobi vaadates näevad need välja otsekui udused heledad pallid. Kerasparvi ei tohiks segi ajada hajus(tähe)parvedega, mille teke, mõõtmed, esinemissagedus ja evolutsioon erinevad esimestest väga suurel määral. Head näited hajusparvedest on Plejaadid, Sõime hajusparv ja kaksikparv Perseuses.
Võrreldes paarikümne valgusaastase läbimõõdu ja kuni paari tuhandet tähte sisaldavate hajusparvedega on kerasparved läbimõõdult sadu valgusaastaid laiad ning koosnevad sadadest tuhandetest kuni miljonitest tähtedest, mis on üksteisega gravitatsiooniliselt väga tugevalt seotud. Erinevalt aga näiteks palju-palju suurematest spiraalgalaktikatest, kus tähed liiguvad ringikujulistelt samasuunalistel ja enamasti ühte kitsasse tasandisse surutud ketastes, paiknevad kerasparvedes leiduvate tähtede orbiidid ruumis enam-vähem suvaliselt, kuid tiirlevad siiski ümber ühise keskme. Sellest ka nende kerajas kuju. Ühtlasi tähendab see, et kerasparves liikuvaid tähti mõjutatakse teiste tähtede gravitatsiooni poolt väga keerukatel viisidel, mistõttu võivad nende trajektoorid joonistada väga veidraid ellipse ja silmuseid ning aeg ajalt visatakse nendest osasid tähti ka välja.
Kerasparvede tähtede populatsioone uurides on avastatud, et kuigi siiani pole meil head teooriat kerasparvede tekke kohta, peavad neid moodustavad tähed olema väga vanad. Nimelt on kerasparvede tähed ülimalt metallivaesed. Siinkohal tuleb märkida, et astronoomias kutsutakse kõiki vesinikust ja heeliumist raskemaid elemente mingil põhjusel metallideks. Et need "metallid" tekivad vaid tähtedes ning satuvad uute tähtede koosseisu peale esimeste surma, peavad metallivaesed kerasparvede tähed olema tekkinud materjalist, mida eelnevatel tähepõlvkondadel ei olnud aega rikastada. Järelikult tekkisid need tähed vahetult kuni paar miljardit aastat peale Suurt Pauku ning kerasparved on peaaegu sama vanad kui universum ise. Et planeedid ja eriti maa-sarnased kivised planeedid koosnevad suuremas jaos rasketest elementidest, pole ka suuremaks üllatuseks, et kerasparvedest ei ole leitud praktiliselt mitte ühtegi eksoplaneeti. Neis lihtsalt ei olnud materjali, millest planeedid oleksid võinud 10+ miljardit aastat tagasi tekkida. Peale selle loovad sealsete tähede omavahelised väiksed kaugused ja gravitatsioonilised vastastikmõjud olukorra, kus tekkinud planeedid võidakse lähedalt mööduvate naabertähtede poolt üsna kiiresti kodusüsteemist välja tõmmata. Kerasparvedes võib isegi leiduda hulkuvaid peamiselt vesinikust ja heeliumist koosnevaid hiidplaneete, kuid nende olemasolu on praeguste meetodite abil praktiliselt võimatu kindlaks teha.


Teine huvitav kerasparvede omadus on, et kuigi need on praeguseks eranditult väga gaasivaesed ja uusi tähti seal praktiliselt juurde ei teki, leidub neist paljudes mitu selgelt eristavat tähepopulatsiooni. See tähendab, et algselt tekkinud ja väga vanade tähtede kõrval leidub seal suhteliselt suur hulk veidi nooremaid, aga samuti enam vähem samaaegselt tekkinud tähti. Selle seletamiseks on välja käidud kaks peamist teooriat. Esiteks võisid kerasparved oma nooruses läbida mõnda tavapärasest gaasirikkamat piirkonda, mis tekitas neis teise tähetekke laine. Teise oletuse kohaselt võivad sellised kerasparved olla kahe või enama pisema kerasparve liitumise tulemus, kus erineva vanusega tähepopulatsioonid on üksteisega kokku segatud. Või siis mõlemad või kumbki neist.
Et kerasparvedes on tähed pakitud väga tihedalt (tuuma poole liikudes üha tihedamalt), tuleb nende seas arvatavasti ette ka tähepõrkeid - miski, mida muudes tähekogumites peaaegu mitte kunagi ei juhtu**. Me kahtlustame seda kuna kerasparvedest on leitud haruldasi tähti nimega sinised hulkurid (ing. blue stagglers), mis on võrreldes neid ümbritseva tähepopulatsiooniga ebaharilikult heledad ja kuumad. Kui kerasparved koosnevad reeglina väga vanadest ja juba otsapidi punasteks hiidudeks paisunud tähtedest ning uusi seal juurde ei teki, siis kuidas saab nende seas leiduda sellised kuumad ja lühiealised tähed? Juhtivaks seletuseks on, et osad tähed põrkuvad ning liituvad kuumadeks massiivseteks tähtedeks, mida me näeme siniste hulkuritena. Kusjuures esimene selline täht avastati fotodel olevast M3 kerasparvest juba 1953. aastal.
Olles põgusalt rääkinud, et mis kerasparved endast kujutavad, saame liikuda selle juurde, et kus need asuvad. Nagu ennist sai korraks mainitud, moodustub meie Linnutee galaktika põhiosa sadadest miljarditest tähtedest, mis tiirlevad enam-vähem ühes tasandis ja ühes suunas ümber selle keskme. Seda paar tuhat valgusaastat paksu aga 150 tuhat valgusaastat laia ketast, mille sees ka meie Päike tiirleb, näeme me sügisöödel üle taeva ulatuva ribana. See ketas on keskelt veidi paksem ning seda ümbritseb tähtedest koosnev, aga väga hõre ja praktiliselt nähtamatu sfääriline ümbris, mida kutsutakse galaktika haloks. Halos tiirlevate tähtede orbiidid viivad neid kõrgele galaktika tasandi kohale ja alla. Midagi sarnast toimub kerasparvedega, mille orbiidid on Linnutee ketta suhtes suhteliselt suvaliste nurkade all. Mõned neist tiirlevad isegi kettas asuvate tähtede suhtes vastasuunas ja asuvad sellest igal ajahetkel kümneid tuhandeid valgusaastaid kõrgemal/madalamal (vaatenurga küsimus). Ühe tiiru tegemiseks võib neil kuluda sadu miljoneid aastaid ning aeg-ajalt läbivad nad Linnutee tihedamat ketast.
Linnuteest on avastatud kusagil 150 kerasparve, kuid neid võib selles leiduda veel paarkümmend. Võivad ju mõned neist parasjagu läbida Linnutee ketast või asuvad nad meie vaatenurgast madalal teisel pool galaktikat, mis on meie jaoks tähtedevahelise tolmu ja gaasi poolt varjatud. Meie suurest Andromeeda naabergalaktikast on kerasparvi aga leitud ligi 500 ning galaktikast tähisega M87 (selle tuumas leiduvast mustast august tehti paar aastat tagasi pilti) koguni 12 tuhat. Lisaks leidub neid vähemal või suuremal arvul pea igas galaktikas, nii väikses kui suures. Kuna Linnutee on oma elu jooksul "ära söönud" mitu kääbusgalaktikat, on osa meie tänaseid kerasparvi peaaegu kindlasti võõrast päritolu.
Põhjusel, et kerasparved ei ole kammitsetud Linnutee ketasse, kuid nad tiirutavad ümber selle keskme, pakkusid nad meile esimese reaalse viisi Linnutee ulatuse ja Päikese asukoha määramiseks selles. Nimelt oli enne seda üsna keeruline selgeks teha, et kus täpsemalt me Linnutee kettas asume. Kas me asume selle keskel (miski, mida inimestele meeldis uskuda) või hoopis äärealadel? Juba 20. sajandi alguses osutus võimalikuks mõõta suhteliselt täpselt niinimetatud RR Lyrae*** muutlike tähtede kauguseid. Et kerasparved sisaldavad neid omapäraseid tähti suhteliselt ohtralt, saime me ühtlasi määrata nende kauguseid. Kui Ameerika astronoom Harlow Shapley koostas 1917. aastal kerasparvede ruumilise kaarti, avastas ta, et need on jaotunud umbes kerakujuliselt, mille kese pole mitte Päikesesüsteem, vaid mingi kauge punkt kusagil Amburi tähtkuju suunas. Shapley tegi julge väite (mis on nüüdseks mitmel viisil kinnitust leidnud), et kerasparvede jaotuse kese on ka ühtlasi Linnutee kese. Seega, tänu kerasparvede olemasolule ja Shapley geniaalsele ideele arvutati esmakordselt välja, et me asume Linnutee tihedast keskmest 26 500 valgusaasta kaugusel ja 70 valgusaastat selle kesktasandi kohal (või all, olenevalt vaatenurgast).

Kunstniku nägemus Linnuteest nähtuna serviti, koos proportsionaalselt liialdatud suuruses kerasparvedega seda ümbritsevas halos. Autor: ESO/NASA/JPL-Caltec/M. Kornmesser/R. Hurt
Nüüd kus meil on mingi toores arusaam kerasparvedest ja nende asukohast meie Linnutees, võime viimaks rääkida maiõhtusest kerasparvest. See avastati Prantsuse komeedikütt Charles Messieri poolt 1764. aastal, kes lisas selle oma komeediga sarnanevate objektide kataloogi tähisega M3. Selle kauguseks meist on 32,6 tuhat valgusaastat ja Linnutee tasandist asub see 31,6 tuhande valgusaasta kõrgusel (Linnutee keskmest 38,8 tuhat valgusaastat) ehk siis suhteliselt uhkes üksinduses. Läbimõõdult on see kusagil 180 valgusaastat ning sisaldab ligikaudu 500 000 tähte. Nende hulgast on avastatud 274 eelmainitud muutliku tähte, millest omakorda 133 on RR Lyrae tüüpi, mis on meil lubanud selle kaugust väga täpselt mõõta. Üldse peetakse M3-e üheks kõige enimuuritumaks täheparveks.
M3 ei ole tegelikult meie poolkera kõige heledam kerasparv (see au kuulub Herkulese tähtkujus asuvale M13 kerasparvele, mida kutsutakse vahel ka lihtsalt Suureks Herkulese parveks), kuid M3 asukoht oli pildistamise ajal kõige soodsam. Selle lähistelt Jahipenide tähtkujus leiab tegelikult kerasparvi hulgaliselt. Neist heledamad on Bereniike Juustes asuv M53, Neitsi ja Maokandja vahel M5, Maokandjas M10, M12 ja M14 parved, Herkulesest lisaks M13-e M92 parve ja nii edasi. Kõik need parved on meile kevadistel öödel isegi suhteliselt tagasihoidlike teleskoopidega nähtavad. Vaja on vaadata vaid õigesse kohta.
*süvataeva objektideks kutsutakse objekte või nende kogumeid, mis asuvad väljaspool Päikesesüsteemi, ehk siis udukogud, hajusparved, kerasparved, galaktikad, planetaarudud, supernoovajäänukid ja nii edasi. Planeedid, Kuu, komeedid ja Päike süvataeva objektide hulka ei kuulu ja neid saab tänu oma heledusele vaadelda ka suhteliselt valgetel öödel.
**näiteks tõenäosus, et kahe omavahel põrkuva galaktika (tulevikus Linnutee ja Andromeeda galaktika) käigus ka mõni nende täht omavahel põrkub, on üliväike. Tähtede keskmised omavahelised kaugused on lihtsalt liiga suured. Näiteks kui Päike oleks korvpalli suurune ja see asuks Eestis, siis sellele kõige lähem täht Proxima Centauri (võrdluses ploomi suurune) asuks sellest kusagil 7000 kilomeetri kaugusel ehk kusagil New Yorki lähistel. Ometigi on siniseid hulkureid peale kerasparvede leitud ka hajusparvedest ja näiteks galaktikate tihedamatest tuumaaladest, kus nende omavaheline kaugus ja/või keskkonnatingimused võivad soosida tähtede põrkeid.
***RR Lyrae on teatud tüüpi muutlikud tähed, mille heleduse muutuse periood on otseses seoses tähtede massi, heleduse ja temperatuuriga. Võrreldes näivat heledust absoluutse heledusega, saab üsna lihtsa pöördruudu valemi abil välja arvutada nende tegeliku kauguse.
______________________________________________
Foto tegemiseks kulus 118 üheminutilise säriga kaadrit (ISO 1000), millele lisandusid kalibreerimiskaadrid (56dark, 65flat, 60bias).
Toruks: Orion 8'' Astrograph (203/800mm)
Monteeringuks: Skywatcher EQ6R-PRO
Kaameraks: Nikon D5600
Gideerijaks: Starlight Xpress Lodestar
Programmid: PHD2, DSS, PixInsight, PS

Kommentaare ei ole:

Postita kommentaar