Päikesevarjutus Starlinki satelliidi pardalt

Eileõhtune täielik päikesevarjutus Põhja-Ameerika kohal nähtuna Starlinki satelliidi pardalt. Must vari kuulub siis Kuule. Tasub ka tähele panna kuidas satelliidi päikesepaneel ennast pidevalt Päikese suunda pöörab.

Täielik päikesevarjutus 2024 Põhja-Ameerikas

Täna (8. aprill) Eesti aja järgi kell 18:42 kuni 23:52 toimub Põhja-Ameerika kohal selle aasta esimene ja ainukene täielik päikesevarjutus. Võib juba julgelt ette ennustada, et homme ootab sotsiaalmeediat ees varjutusefotode uputus.

Esimene foto päikesevarjutusest jäädvustati 28. juulil 1851 Königsbergi ülikooli observatooriumist (tänapäeva Kaliningradis) fotograaf Julius Berkowski poolt. Foto on tehtud niinimetatud dagerrotüüpias.

Kuu poolt heidetud kitsas täisvarju koridor algab Vaiksest ookeanist, ületab edela-kirde suunas Mehhiko, Ameerika Ühendriigid, Kanada kagunurga ning lõppeb Atlandi Ookeanis. Maksimaalset pikka varjutust saab nautida Mehhikos Nazasi linna lähistel, kus Kuu püsib Päikese ees kokku 4 minutit ja 28,13 sekudit. Poolvarjulist varjutust saab näha praktiliselt tervest Põhja-Ameerikast, Gröönimaalt, Islandilt ja viivuks ka Iirimaalt.

Sellel aastal plaanib NASA varjutuse ajal ionosfääriks kutsutud atmosfäärikihti lennutada kolm pisikest uurimisraketti. Nende pardal olevate instrumentide eesmärgiks on mõõta kuidas Päikese poolt tuleva UV-kiirguse äkiline kadumine mõjutab ionosfääris toimuvaid keemilisi ja füüsikalisi protsesse ning seeläbi sidesüsteemide toimimist. Üle 400 kilomeetri kõrgusele küündivad raketid stardivad NASA Wallopsi lennukeskusest Virginia osariigis 45 minutit enne varjutust, varjutuse ajal ja 45 minutit peale seda.

Varjutuse teekond üle Põhja-Ameerika. Punktiir tähistab täisvarju teekonda.

NASA uurimisrakett, mille sarnased lennutatakse uurima päikesevarjutuse mõjusid ionosfäärile.

Varjutuse kulgu saab soovi korral otseülekandes vaadata siit: https://www.youtube.com/watch?v=_uIuKAsMKto

Eestis saab osalist päikesevarjutust näha järgmise aasta 29. märtsil ning täielikku alles 2126. aasta 16. oktoobril.

Perseverance leidis Marsilt lootustandva proovi

Marsikulgur Perseverance on viimased kolm aastat tegelenud Marsil Jezero kraatri uurimisega. Lisaks hämmastavatele fotodele ja mõõtmistulemustele on see kogunud ja pakendanud pinnase- ja kiviproove, mis loodetakse hetkel veel täpsustamata tulevikus maisetesse laboritesse toimetada. Hetkel viimane proov järjekorranumbriga 24 näib olevat neist kõige huvitavam, kuna kõigi eelduste kohasel sai see välja puuritud kivist, mis näib olevat veetnud pikka aega vedela vee all.

Miljardite aastate eest oli Marsi atmosfäär piisavalt tihe ja kliima piisavalt soe, et selle pinnal voolasid jõed ja loksusid järved. Üheks selliseks järveks oli ka 45 kilomeetrise läbimõõduga Jezero kraater, mida veega toitnud jõedeltat Perseverance uurib. Praeguste arusaamade kohaselt oli vedel vesi paigaks, kus Maal tekkis elu. Küsimus, et kas sama võis aset leida ka Marsil, on üks Perseverance missiooni põhiküsimusi, millele antud proov võib potentsiaaselt jaatava vastuse anda.

Perseverance Marsil lähenemas kivile, millest see võttis 24. proovi.

24. proov hüüdnimega “Comet Geyser” (komeedikeiser), mis võeti kulguri poolt märtsi keskel, on esilalgsete andmete põhjal pärit kivist, mis koosneb peaaegu täielikult sellistest mineraalidest, mis moodustusid vedelas vees. Maa näitel teame, et taolised mineraalid on suurepärased säilitamaks endas iidset orgaanilist ainet ja niinimetatud biosignatuure ehk jälgi kunagisest elust. Lisaks on võimalik sellistest kivimitest järeldada nende moodustumise hetkel valitsenud keskkonnatingimusi - temperatuuri ja õhurõhku. Paraku ei ole Perseverance varustatud selliste analüüside tegemiseks. Selle ülesandeks on hetkel vaid proovid võtta ja need sulgeda hermeetiliselt titaankapslitesse. Osad taolised kapslid kukutab kulgur marsipinnale, osad jäävad selle pardale.

Kivi peale puurimist.

Millalgi tulevikus on NASA ja Euroopa Kosmoseagentuuri plaaniks lähetada Perseverance lähedale üks spetsiaalne maandur, mille juurde toimetab kulgur selle sisemuses peidus olevad proovikapslid. Maanduri robotkäsi võtab need ükshaaval kulgurilt ning asetab maanduri sees asuva pisikese raketi koonusesse. Kui kõik proovid olemas, stardib rakett Marsi orbiidile, kuhu see jääb seni kuni Marsi juurde jõuab veel üks teine rakett, mis esimese üles korjab ja tagasi Maale toimetab. Juhul kui Perseverance ei peaks misiganes põhjusel olema võimeline maanduri juurde jõudma, tõusevad selle seest õhku kaks identset kopterdrooni (midagi sarnast nagu Perseverancega kaasas olnud prototüüp Ingenuity), korjavad kulguri poolt eelnevalt maha pillatud kapslid üles ning toimetavad need ise maanduri juurde.

Arusaadav, et kui jutt käib nii keerukast, kallist ja paljusid muutajaid sisaldavast missioonist või õigemini missioonide sarjast, tuleb kõik asjad läbi mõelda ja valmistuda halvimaks. Isegi kui kulgur suudab oma ülesande proovide üleandmisel täita, saavad droonid jääda edaspidi temaga ning teha seda mida tegi Ingenuity - luurata kulguri jaoks välja huvitavaid uurimisalasid, marsruute või pildistada ja uurida piirkondi Jezero kraatris, kuhu kuuerattaline sõiduk ise ei pääse.

Osad proovikapslid on Perseverance kukutanud lihtsalt marsipinnale, kuhu need jäävad ootama toimetamist Maale.

Proov lähivaates.

Põhjus miks küsimus kunagisest elust Marsil on teadlaste jaoks nii suure tähtsusega on tegelikult üsna lihtne. Kui selgub, et elu tekkis sõltumatult lisaks Maale ka Marsil, peab universum olema täidetud eluga. Miks? Sest, et kui elu sai tekkida ühe tähe ümber tiirleval kahel planeedil kaks korda, siis tõenäoliselt tekib see praktiliselt kõikjal, kus tingimused seda lubavad. Seda vähemalt algelise mikroobse elu puhul. Kui paljud algselised eluvõrsed suudavad areneda mõtlevate olendite ja tsivilisatsioonideni, jääb muidugi esialgu ja võib olla igaveseks lahtiseks. Me teame hetkel vaid ainult üht sellist juhust ja selle põhjal statistikat teha ei tasu.

Perseverance kulguri hetkeasukohta ja selle poolt rännatud marsruuti saab näha siit (Ingenuity kopterdrooni asukoht peale selle tiivikute purunemist enam ei muutu): https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/where-is-the-rover/

Voyager 2 kohtub Neptuuniga

Voyager 2 kosmosesondi foto Päikesesüsteemi kaugeimast planeedist Neptuunist ja selle suurimast kuust Tritonist (all). Foto on tehtud 3. juulil 1989. aastal, kui sond oli peale tosin aastat kestnud rännakut jõudnud planeedist 76 miljoni kilomeetri kaugusele.

Kuigi Neptuuni suurim kuu oli avastatud juba pea 150 aastat varem astronoom William Lasselli poolt, polnud toonastel astronoomidel täit selgust selle mõõtmetest. Sellel fotolt said nad viimaks järeldada, et Triton pidi olema 2800-3200 kilomeetrise läbimõõduga, tehes sellest ühe Päikesesüsteemi suurima. Kaks ja pool kuud hiljem möödus Voyager 2 Neptuunist 5000 ja Tritonist vaid 40 tuhande kilomeetri kauguselt. Tänu neile lähedastele möödalendudele teame tänaseks, et Tritoni keskmine läbimõõt on 2706,8 kilomeetrit ehk veidi väiksem kui meie Kuul.

Voyager 2 on siiani ainus uurimisjaam, mis on Neptuuni (ja enne seda Uraani) süsteemi külastanud.

James Webbi kosmoseteleskoobi foto Neptuunist ja Tritonist. Tänu Webbi võimele püüda infrapunakiirgust, on fotol näha ka Neptuuni nähtavas valguses praktiliselt nähtamatud rõngad.

Aprillitaevas Imelises Teaduses

Aprill on viimane kevadkuu, mis öösiti veel tõelist pimedust pakub. Seega tasub teada, mida sealsest tähistaevast leida võib. Selle kohta saab lugeda Imelise Teaduse värskest numbrist.

Põrkuvad galaktikad

Kahest omavahel interakteeruvast spiraalgalaktikast (NGC 5426 ja NGC 5427) koosnev galaktikapaar Arp 271, mis asub meist 130 miljoni valgusaasta kaugusel Neitsi tähtkuju suunas. Struktuurilt ja suuruselt ilmselt meie endi Linnuteele suhteliselt sarnaste galaktikate saatus ei ole meie jaoks veel selge. Nad võivad omavahel põrkuda, moodustades lõpuks ühe hiiglasliku elliptilise galaktika, või siis mööduvad nad üksteist riivates erinevates suundades. Kuigi galaktikad on juba servipidi koos ning liiguvad üksteise suhtes sadu kilomeetreid sekundis, võtab kogu protsess veel miljoneid aastaid (tegelikult on see muidugi juba toimunud, kuid informatsioon selle kohta on meie poole veel valguse kiirusel teel).

Olenemata selle kosmilise tantsu täpsest finaalist tekitab põrkumine/riivamine mõlemas galaktikas võrdlemisi tormilise tähekke laine - tähtedevaheline gaas saab loodejõudude poolt häiritud, koguneb kokku ning kukub hiiglaslikes udukogudes tähtedeks. Miljonite aastate pärast võivad seega mõlemad galaktikad paista meile võrreldes tänasega oluliselt heledamalt.

Arp 271 võib olla omamoodi pilguheit meie endi tulevikku, kuna Linnutee ja Andromeeda galaktika on üksteisega sarnasel kokkupõrkekursil. Selleni läheb aga veel 4,5 miljardit aastat aega. Päikesesüsteem on selleks ajaks paraku tundmatuseni muutunud ning Maa Päikese paisumise tõttu põlenud elutuks kivi- ja rauapalliks.

Foto on tehtud Tšiilis asuva Euroopa Lõunaobservatooriumi 3.58 meetrise teleskoobiga (New Technology Telescope). Autor: ESO

Eestimaine Linnutee ja sodiaagivalgus

Taevapiltnik Kristjan Kõluvere panoraamfoto Laiuse ordulinnuse varemete kohal avanevast varakevadisest öötaevast, kus on nähtav Linnutee ja selles sisalduvad udukogud, täheparved ja isegi paar naabergalaktikat. Lokaalsema iseloomuga on seal näha müstilisena kõlav sodiaagivalgus ja õhuhelendus.

Foto autor Kristjan Kõluvere

Päikesesüsteemi ja selles tiirleva ning pöörleva Maa kaldest tingitult ei saa lähimate tuhandete aastate jooksul Eesti laiuskraadidelt näha meie kodugalaktika kõige heledamat keset. Selle asemel peame leppima vaatega Linnutee ühe haru või antud foto puhul peaaegu otse selle välisserva suunas. Asudes Linnutee keskosast umbes poolel teel ääreni (28 000 valgusaastat) paistab meile sellegipoolest sealsete miljardite tähtede ühine kuma. Kuna Linnutee tasandis leidub enamus selles sisalduvast materjalist, leiab sealt suunast ka enamuse uute tähtede sünnipaikadeks olevatest udukogudest. Need paistavad fotol punakate laikudena.

Linnutee ketas on iseenesest enam-vähem sirge, kuid kuna antud foto on kokku pandud mitmest fotost ning katab taevast suurema osa, on selle sirge vööt paratamatult kõveraks paindunud.

Foto autor Kristjan Kõluvere

Lisaks Linnutee kaarele paistab fotol veel teinegi nõrgem kaar, mis algab selle keskelt ning kaardub ida poole (vasakule). Tegemist on tänapäevases valgusreostatud maailmas üha harvemini tabatava sodiaagivalgusega, mida on võimalik kõige paremini näha kevadeti paar tundi peale päikeseloojangut või sügiseti paar tundi enne päikesetõusu. Ka see on tegelikult sirge ning teatud juhtudel nähtav isegi palja silmaga otsekui pikk hägune kolmnurk, mis saab alguse horisondi all asuva Päikese suunast ning järgib selle näivat aastast teekonda taevas ehk sodiaaki. Sodiaagivalgust tekitab Päikesesüsteemi tasandis tiirlev hõre tolmuketas, milles päikesevalgus hajub. Tolmu päritolu üle veel vaieldakse, kuid tõenäoliset on see vähemalt mingil määral pärit niinimetatud Jupiteri perekonna komeetidest.

Viimaseks ja meile kõige lähemaks nähtuseks on horisondi nähtav mitmevärviline valgus, mida kutsutakse õhuhelenduseks (airglow) või ööhelenduseks. Antud juhul on oranžikas kuma tõenäoliselt enamuses pärit lähedalolevatest asulatest, kuid isegi maailma kõige pimedamates paikades on kuuvabadel öödel näha silmapiirilt kumavat mitmevärvilist valgust. Eriti hästi on seda näha näiteks orbiidilt. Tegemist on Maa atmosfääris toimuvate erinevate keemiliste reaktsioonide mõjul tekkiva nõrga helendusega, mida silmaga on võimalik näha kuni 10 kraadi kõrgusel silmapiiri kohal paistva sinakas-punaka kumana. Fotodel võivad olla eristatavad õhuheleduse erivärvised vöödid.

Taustafoto autor Kristjan Kõluvere, lähikaadrid Tõrva Astronoomiaklubilt

Õhuhelenduse tekkemehhanisme on mitmeid, kuid neist peamisteks on päeva jooksul päikesevalguse poolt fotoioniseeritud osakeste rekombinatsioon ning lämmastiku ja hapniku ühinemine lämmastikoksiidiks (NO), mille tulemusel kiirgub footon. Õhuhelendust on tuntud antiikaegadest peale ja see on üks põhjusi, miks Maalt ei ole kunagi võimalik näha täiesti pimedat taevast, isegi kui valemist eemaldada Päikese murdumine atmosfääris ja tähevalgus.

Lisasime autoril loal omalt poolt foto juurde mõned selgitavad tekstid sellel asuvate kõige huvitavamate (tuntumate) objektide ja nähtustega ning ka ühe versiooni, kus kauged objektid leiavad läbi meie endi astrofotode lähivaate.

Tõrva Astronoomiaklubi uus teleskoop

Hea teatada, et Tõrva Astronoomiaklubi vaatlus- ja fotoarsenali on lisandunud uus teleskoop. Tegemist siis meil pikemat aega sihikul olnud Celestron 925 EdgeHD teleskoobiga, mille soetamise eest võlgneme tänu Eesti Teadusagentuurile (Teaduse Populariseerimise Konkurssi preemiaraha) ning otseloomulikult neile kõigile, kes meilt viimaste kuude jooksul astrolõundeid tellinud on. Ilma toetajateta poleks me sellega hakkama saanud.

Celestron 925 EdgeHD näol on tegemist niinimetatud Schmidt-Cassegrain tüüpi katadioptrilise teleskoobiga, mille peapeegli läbimõõt on 235 ja fookuskaugus 2350 millimeetrit. Lisaks Cassegraini teleskoopidest tuttavatele peeglitele kasutab antud teleskoop võimalikult moonutustevaba vaate edastamiseks teleskoobi suudmes asuvat Schmidti korrektsiooniplaati* ning veel lisaks spetsiaalset läätsesüsteemi vaatevälja "tasandamiseks". Sellisena on see ideaalne teleskoop pildistamiseks planeete, kuukraatreid ja kaugemaid/pisemaid süvataeva objekte (galaktikad, planetaarudud, kerasparved jne). Ka lihtsalt vaatlemiseks sobib teleskoop suurepäraselt.

Lähinädalatel, kui õhtune taevas kevadiselt selgeks läheb, korraldame kindlasti kusagil Tõrvas ka ühe avaliku vaatluse, mille käigus avaneb kõigil huvilistel võimalus sellest ise läbi vaadata. Teada anname sellest jooksvalt siinsamas lehel.

Selle teleskoobiga tehtud fotode nägemiseks tuleb aga natukene kannatust varuda, kuna iga uus teleskoop vajab alguses tundmaõppimist, harjutamist ja ilmselt ka mõnda lisavidinat.

*Schmidti korrektsiooniplaadi (ja seega Schmidti kaamera ja teleskoobi) leiutajaks oli Naisaarelt pärit Bernhard Schmidt (1879 – 1935)

Einasto superparvest ja universumi mudelistest

Linnuteest kusagil kolme miljardi valgusaasta kaugusel asub üks galaktikate superparv (galaktikaparvede grupp), mille kogumass on 26 kvadriljonit ehk 26 miljon miljardit Päikest*. Parv sisaldab tuhandeid hiidgalaktikaid ja tõenäoliselt kümneid või tuhandeid väiksemaid kääbusgalaktikaid. Valgusel kuluks parve ühest otsast teise jõudmiseks 360 miljonit aastat. Kui meie spiraalgalaktikast Linnutee kahandada 2-eurose mündi suuruseks, siis antud superparv oleks umbes jalgpalliväljaku mõõtu.

Universum on täidetud galaktikaparvede ja superparvedega. See konkreetne parv on aga meie jaoks eriline, kuna see kannab nime Einasto superparv. Seda siis legendaarse Eesti astronoomi Jaan Einasto auks, kes tähistas hiljuti oma 95-ndat sünnipäeva ning kes on suurema osa oma elust tegelenud ja tegeleb edasi universumi kõige suuremate struktuuride väljaselgitamise ja mõistmisega. Näiteks oli Einasto poolt 70ndatel juhitud teadlastegrupp üks esimesi maailmas, kes mõistis, et galaktikad ning nende parved ja superparved ei ole universumisse laiali paisatud suvaliselt, vaid need moodustavad universumis ruumilise kärgstruktuuri - suured tühimikud, mida ümbritsevad galaktikaparvedest "seinad".

Einasto superparv on umbes 350 miljoni valgusaasta laiune. Tegemist pole fotoga vaid illustratsiooniga parves sisalduvate galaktikate asukohtadega.

Kõnealusele parvele andis nime Tartu observatooriumi astronoomide (kelle seas on ka Einasto õpilasi) juhitud rahvusvaheline uurimisgrupp, kes on siiani kindlaks teinud 662 superparve. Einasto superparv on neist suurim.

Kuigi esmapilgul võiks arvata, et taolised moodustised on omavahel gravitatsiooniliselt seotud, rebib universumi jätkuv ja kiirenev paisumine superparvi laiali. Mitte küll samas tempos universumi paisumisega, kuna nende kollektiivne ja vastastikune gravitatsioon punnib universumit paisutavale jõule - mis kannab tumeda energia nime - vastu. Küsimusele mida see tume energia endast õigupoolest kujutab, ei oska veel keegi vastust anda.

Meile lähimad superparved. Linnutee kuulub Neitsi superparve koosseisu joonise keskel.

Tundmatu paisutamisjõu olemuse teeb veelgi keerulisemaks hiljutised leiud James Webbi kosmoseteleskoobi poolt. Nimelt puudub astronoomide seas endiselt üksmeel, et kui kiiresti universum õigupoolest paisub. Seda paisumise väärtust kutsutakse Hubble konstandiks. Erinevad meetodid selle mõõtmisel annavad järjepidevalt erinevaid vastuseid ning kellelgi pole aimu milles täpsemalt asi on. Taolisele segadusele on vermitud lausa eraldi termin, mis inglise keeles kõlab Hubble tension (Hubble pinge?).

Kuigi Hubble konstanti on mõõdetud erinevatel viisidel, on neist laias laastus olulisemad kaks. Neist esimene on kaudne ja teine otsene. Kaudseks on Euroopa Kosmoseagentuuri Plancki nimelise satelliidi 2009-2013 aastatel läbi viidud universumi senini kvaliteetsemad taustkiirguse vaatlused. Taustkiirguseks nimetatakse vaadeldava universumi servalt evivat mikrolainekiirgust, mis pärineb ajast kui universum oli vaid mõnisada tuhat aastat vana (mida kaugemale vaadata, seda kaugemale ajas tagasi tuleb minna). Plancki ülitäpsed mõõtmised selle kiirgusfoonis ja selles leiduvates pisikestes kõikumistes lubasid astronoomidel järeldada, et tänapäevane universum peab paisuma kiirusega 67,4 (km/s)/Mpc. See tähendab, et megaparseki** ehk ümmarguselt 3,3 miljoni valgusaasta kaugusel asuv objekt peaks meist kaugenema kiirusega 67,4 kilomeetrit sekundis. Kaks korda kaugemal asuv objekt kaks korda kiiremini ja nii edasi. Plancki mõõtmised olid väga täpsed ja kitsa veamarginaaliga.

Otseseks mõõtmiseks on viimased 30 aastat kasutatud peamiselt Hubble kosmoseteleskoopi. Nii nagu meie galaktikas, leidub ka teistes võrdlemisi palju teatud omadustega muutlike tähti nimega tsefeiidid. Tegemist on vanaduspõlve jõudnud tähtedega, mis pulseerivad (nende heledus kõigub) sagedusega ühest päevast kuni sajakonna päevani. Juba üle saja aasta tagasi avastati, et tsefeiidide pulseerimise tempo on otseses seoses nende tegeliku ehk absoluutse heledusega. Niisiis mõõtes nende pulseerimise kiirust saame me ühtlasi teada nende absoluutse heleduse. Teades kauges galaktikas leiduva tsefeiidi absoluutset heledust*** ning mõõtes selle näivat heledust, saab välja arvutada selle kauguse ning sellega koos seda sisaldava galaktika kauguse meist. Teades paljude galaktikate kaugust ning nende eemaldumiskiirust (mida mõõdetakse puhanihkeks kutsutud efekti abil), saamegi Hubble konstandile otsese väärtuse. Hubble kosmoseteleskoop on maksimaalselt 150 miljoni valgusaasta kauguselt mõõdetud tsefeiidide abil saanud universumi paisumiskiiruseks keskmiselt 73,5 (km/s)/Mpc. Erinevus Plancki tulemustega on 6,1 kilomeetrit sekundis megaparseki kohta.

Üks Linnutee heledamaid tsefeiide on RS Puppis, meist 6000 valgusaasta kaugusel Ahtri tähtkuju taustal. Foto Hubble kosmoseteleskoobi poolt.

Ühelt poolt on muidugi muljetavaldav, et Plancki mõõtmiste ja hetkel laialdaselt aksepteeritud kosmoloogilise mudeli abil tuletatud paisumiskiiruse väärtus on väga lähedal otsestele vaatlustele, kuid need tekitavad ka automaatselt küsimuse, et millest siis ikkagi erinevus tuleb. Sellel saab olla kaks peamist vastust. Kas Hubble kauguste mõõtmised on valed või on viga meie arusaamas (varajasest)universumist ja selle evolutsioonist. Või mõlemat.

Enne kui tööd alustas Hubblest oluliselt tundlikum James Webbi kosmoseteleskoop arvasid (või pigem lootsid) paljud astronoomid, et Hubble lihtsalt eksis. Ringi veeretati ideed, et võibolla mõjutas Hubble tsefeiidide heleduse tugevuse mõõtmisi visuaalselt nende lähedal asuvad teised tähed, mis oma valgusega muutlikud tähed tegelikkusest heledamaks valetasid. Nüüd on aga tsefeiidide kaugusi mõõtnud ka ülitundlik ja -võimekas Webb ja tulemused on praktiliselt samad Hubble omadega. See ei saa olla kokkusattumus ning üha enam hakkab tunduma, et otsesed vaatlused on õiged ja probleem on pigem universumi mudelis, mille abil Plancki andmetest konstant tuletati. Samale probleemile vihjavad veel teisedki Webbi vaatlused. Näiteks on peamiselt infrapuna lainepikkustes töötav teleskoop avastanud noorest universumist hiidgalaktikaid, mida ei tohiks seal praeguste eelduste kohaselt leiduda. Galaktikate tekke eest vastutavad praeguste arusaamade järgi tumeda aine kogumid, millesse tavaaine kokku kogunes.

Küsimus, et mille suhtes hetkel käibelolevad mudelid eksivad, on järgmine suur mõistatus kosmoloogias. Tumeda energia ja tumeda aine (mille üheks avastajaks ka Einasto oli) rollid ja osakaalud on ilmselt kogu asja juures võtmetähtsusega. Igatahes elame põnevatel aegadel.

Püüded Hubble konstanti erinevate meetoditega mõõta. Roosa püstine lahter näitab kaudsete mõõdistamiste keskmist, sinine otseste mõõdistamiste keskmist. Nende selge erinevuse seletamine on hetkel kosmoloogia üks suurimaid probleeme.

*Mustade aukude, udukogude, tähtede, neist koosnevate galaktikate, nendest koosnevate galaktikaparvede ja neist koosnevate galaktikate superparvede massi võrreldakse astronoomias meie kodutähe Päikese massiga. Mingi mõõdupuu peab ju olema. Päikese mass on 330 000 korda suurem kui Maal ehk umbes 2x10^30kg ehk kaks noniljonit kilogrammi - kaks miljardit korda miljard korda miljard korda miljard korda miljard kilo.

**Kui populaarteaduskirjanduses kasutatakse kosmiliste vahemaade ühikuna peaaegu eranditult valgusaastat, siis astronoomide igapäev möödub kasutades kaugusteks ühikut parsek. Üks parsek võrdub 3,26156 valgusaastaga.

***Terasel lugejal tekkis tsefeiidide abil kauguste mõõtmise kohta kindlasti üks hea küsimus - kuidas astronoomid teavad tsefeiidide absoluutset heledust? Sest, et ainult seda eelnevalt teades saab nende näiva heleduse põhjal arvutada nende kauguse. Esmapilgul paradoksaalne vastus on, et absoluutse heleduse saab teada tsefeiidide näivast heledusest, juhul kui on eelnevalt teada nende kaugus.

Meie galaktikas leiduvate tsefeiidide kaugust mõõdetakse samamoodi nagu mõõdetakse teiste meie lähinaabruskonnas asuvate tähtede kaugust - aastaparallaksi abil. Parallaks on nähtusena üsna lihtne ja igapäevane asi. Näiteks hoides enda näo ees pöialt ning silmi vaheldumisi avades ja sulgedes, näib pöial kaugema tausta suhtes hüppavat ühest kohast teise. Mida lähemale silmadele (või mida suurem silmade vahekaugus), seda rohkem see hüppab ja vastupidi. See on muuhulgas aluseks meie ja teiste loomade võimele hinnata objektide kaugusi.

Tähtede kauguse mõõtmine parallaksi abil käib põhimõtteliselt samal viisil, kuid kuna tähed on väga-väga kaugel peame me enda "silmad" viima üksteisest võimalikult kaugele, et märgata pisikest tähe asendi muutust tausta suhtes. Kuna Maa tiirleb ümber Päikese, siis kõige mugavam on seda teha vaadeldes tähe asendi muutust poole aastase vahega, siis kui vaatluspunkte lahutavad maksimaalsed 300 miljonit kilomeetrit (2xPäikese-Maa kaugus). Nii üritas ühe esimese astronoomina tähe (Vega) kaugust mõõta ka Tartu Tähetorni juhataja Friedrich Georg Wilhelm von Struve.

Joonis aastaparallaksi põhimõttest. Gaia kasutab kaugete tähtede asemel taustaks kvasareid - kaugete galaktikate heledaid tuumi. Allikas: https://vara.e-koolikott.ee/taxonomy/term/3959

Teades vaatluste vahemaad ja vaadeldavat nurga muutust, on kaugus arvutatav lihtsa täisnurkse kolmnurga valemi abil. Kusjuures enne mainitud kaugusühik parsek tulenebki parallaksimõõtmisest ning tähendab lihtsustatult, et parseki kaugusel oleva objekti parallaks on täpselt üks nurgasekund.

Tänapäevaks on Euroopa Kosmoseagentuuri Gaia kosmoseteleskoop aastaparallaksi abil mõõtnud enneolematu täpsusega ligi miljardi tähe kauguse meie Linnutees ja ka näiteks Magalhaesi pilvedeks kutsutud kääbusgalaktikates. Nende hulgas ka paljude tsefeiidide kauguse ja seega nende absoluutse heleduse - eeldus, mille abil mõõta nende kaugust teistes galaktikates, kuhu parallaksimõõtmised ei ulatu.

Taoliste üksteisest sõltuvate kauguste mõõtmisi kutsutakse kosmiliseks kauguste redeliks. Aastaparallaks on redeli esimene pulk, millele järgnevad tsefeiidide (ja teiste muutlike tähtede) heleduse mõõtmised, seejärel teatud supernoovade (tüüp Ia) heledused, siis nii-nimetatud Tully-Fisheri seaduspärasused galaktikate pöörlemisel, galaktikate punanihked ja Hubble konstant. Nendest kõigist pulkadest lähemalt rääkimine paisutaks selle kirjutise paraku liiga pikaks.

Andromeeda ja meteoor

Astrofotograaf Jose Pedrero pika säriajaga foto Andromeeda galaktikast, mille esiplaanile sattus juhuse tahtel sellest läbi kihutav ebatavaliselt hele meteoor. Foto on tehtud eelmise aasta augusti keskel, mistõttu kuulus meteoor tõenäoliselt Perseiidide meteoorivoolu.

Põleva meteoori erinevad värvid olenevad selle koostisest ja atmosfääris leiduvatest elementidest. Näiteks sinist-rohelist põhjustab magneesium, kollast-oranži naatrium ja raud ning lillat kaltsium. Punast tekitab atmosfääris leiduv hapnik ja lämmastik.