Alates 2001. aasta sügisest Neptuuni-taguseid objekte jahtinud Palomari teadlastel on õnnestunud vähem kui kolme aastaga leida Päikesesüsteemi suuruselt 10., 11. ja 12. keha.

Öpik-Oorti pilv ja Kuiperi vöö

Liginemisel Päikesele kaotavad komeedid igal orbiidiringil hulga ainet ning nende eluead on lühikesed, võrreldes Päikese ja suurte planeetide elueaga 4,6 miljardit aastat. Kuna sabatähti meie ajal ikkagi leidub, siis peab neid kusagilt juurde tulema. Pikaperioodiliste komeetide orbiitide omadusi analüüsides, tuli 1950. aastal Hollandi astronoom Jan Oort välja ideega, et Päikesesüsteemi äärealadel, umbes 50 000 astronoomilise ühiku (aü) ehk 7,5x10 astmes 12 kilomeetri kaugusel Päikesest, peaks paiknema omapärane komeetide tuumade reservuaar. Kui neist mõne liikumine häiritud saab, võib järgneda “langemine” Päikese juurde ja komeedina nähtavaks saamine. Et teiste tähtede mõju Päikesesüsteemi keskmest kaugel asuvatele kehadele oli juba varem uurinud Eesti astronoom Ernst Öpik, siis sai see hüpoteetiline komeetide reservuaar nimeks Öpiku-Oorti, tihti siiski ka ainult Oorti pilv.

1951. aastal pakkus hollandlasest USA astronoom Gerard Kuiper, et vastav lühiperioodiliste komeetide reservuaar peaks paiknema lähemal, üsna vahetult Neptuuni orbiidi taga. Sealt on pärit näiteks kuulus Halley komeet, mille orbiidi kaugeim punkt Päikesest on 35,3 aü kaugusel; Neptuuni enda orbiit on kaugustel 28,8–31,4 aü-d. Lühiperioodiliste komeetide oletatav reservuaar sai nimeks Kuiperi vöö (ingl Kuiper Belt).

Esialgu jäid nii Kuiperi vöö kui ka Öpiku-Oorti pilv ainult Päikesesüsteemi teoreetilisteks osadeks, sest suure kauguse tõttu polnud seal asuvad kehad otseselt vaadeldavad. Vaatlustehnika arenedes õppisid astronoomid pildistama üha nõrgemaid objekte – Päikesesüsteemi puhul tähendas see, et avastati ja võeti arvele järjest väiksemaid väikeplaneete, mis reeglina asusid Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel nn asteroidide vöös, vahel harva ka väljaspool, mitte aga Neptuuni orbiidi taga. 1990. aastatel jõudis vaatlusjärg ka Päikesüsteemi välisosadeni.

Kasutades Mauna Kea mäel Hawaii ülikooli 2,2-meetrist teleskoopi koos moodsa CCD-tüüpi vastuvõtjaga, leidsid USA astronoomid David Jewitt ja Jane Luu 1992. aasta augustis nõrga 22,8 tähesuurusega objekti, mis liikus tähtede suhtes tunduvalt aeglasemalt kui tavalised väikeplaneedid, vaid kolm kaaresekundit tunnis. Esialgu tähistuse 1992 QB1 saanud taevakeha orbiit osutus umbes poolteist korda kaugemaks Neptuuni omast – periheelis on see 40,9, afeelis 46,6 aü kaugusel Päikesest. Kui tavaliselt avastusi kontrollitakse pikalt ja põhjalikult, siis seekord oli kolleegide reaktsioon kiire, pea kohe tunnustati, et leitud on esimene Kuiperi vöö ehk lühiperioodiliste komeetide reservuaari liige. Varuks veel väike üllatuski – uue taevakeha läbimõõduks saadi soliidne 100–200 kilomeetrit, mis kordades ületab tüüpilise komeedi tahke tuuma mõõtmed.

Esimene pääsuke leitud, hakkasid kiiresti järgnema teised. Oktoobris 1996 avastasid C. Trujillo, D. Jewitt ja J. Chen tähelepanuväärselt suure keha. Nende leitud 1996 TL66 läbimõõt oli umbes 500 kilomeetrit, orbiidi mõõtmed 35,0–132 aü-d, tiirlemisperiood 770 aastat. Sai selgeks, et Neptuuni taga on nähtavasti mitte ainult komeetide tuumad, vaid ka märksa kopsakamad kehad. Komeetide tuumadeks võivad olla nende kehade kokkupõrgetel tekkivad killud. Neptuunitaguste kehade otsimiseks ja uurimiseks eraldati lahkelt ka suurte teleskoopide vaatlusaega, ning uusi ülikaugeid kehasid hakati leidma tempoga keskmiselt kaks-kolm väikeplaneeti nädalas.

2004. aasta 7. aprilli seisuga oli Kuiperi vöö nn klassikaliste objektide kataloogis juba 775 nimetust, lisaks veel sadakond Kuiperi vöö hajutatud objekti. Veidi üle poole nimetatutest on avastanud Lowelli observatooriumi astronoomi R. Millise juhtimisel töötav rühm, kelle kasutada on alates 1998. aastast Kitt Peaki (Arizona) ja Cerro Tololo (Tshiili) 4-meetrised teleskoobid. Programmile “Deep Ecliptic Survey” on seni vaatlusteks antud 100 kuuvalguseta ööd, ekspositsiooni tüüpiline kestus on viis minutit. Järgneva kahe tunni möödudes tehakse samast taevaalast uus pilt, millele järgneb liikunud-nihkunud rändtähtede otsimine.

Päikesesüsteemi ääremaal orbiitlevate kehade avastamise võidujooksus osaleb edukalt ka Palomari observatooriumi 1,2-meetrine Schmidti teleskoop. Väiksem teleskoop ei suuda võistelda 4-meetriste teleskoopide küündivusega, kuid kasutab efektiivselt oma eelist – suuremat vaatevälja. 4-meetriste teleskoopide CCD-d katavad ühe ekspositsiooniga 0,4- ruutkraadise taevaala. Palomari Schmidti CCD-de patarei aga 15-ruutkraadise ala. Nii edeneb Palomari grupi taevaülevaade tunduvalt kiiremini ja esialgu on neil väga hästi õnnestunud “koore riisumine”. Ehkki nad on avastanud vähem objekte, on nende saagiks langenud kõige suuremad. Nende esimene suur kordaminek oli 2002 LM60 ehk Quaoar (vt Horisont 1/2003). Quaoari läbimõõt 1250±200 kilomeetrit ületab juba märgatavalt Marsi ja Jupiteri vahelise asteroidide vöö suurima liikme Ceresi mõõtmeid (907x959 km).

2003 VB12 ehk Sedna

Palomaris töötava meeskonna Mike Browni, Chad Trujillo ja David Rabinowtzi järgmine suur õnnestumine oli 14. novembril 2003, kui pildile jäi objekt 2003 VB12, mis liikus, aga märgatavalt aeglasemalt Kuiperi vöö tavalistest liikmetest. 3,1 tunniga nihkus ta tähtede suhtes ainult 4,6 kaaresekundit, mis täpsemalt öeldes polegi objekti enda liikumine, vaid peamiselt Maa liikumise vastupeegeldus – parallaktiline nihe. Objekti pildistati ka järgmistel öödel, määrati esialgne orbiit, mille alusel otsiti ta üles mitmelt arhiivifotolt. Seejärel sai arvutada üsna täpse orbiidi, mis osutus äärmiselt huvitavaks ning 2003 VB12 püstitas korraga vähemalt kaks rekordit. Esiteks, ta oli Päikesest rekordilisel 90,32±0,02 aü kaugusel, varem pole ühtegi nii kauget Päikesesüsteemi keha otseselt vaadeldud. Teiseks, tema orbiidi periheeli kaugus 76 astronoomilist ühikut on samuti rekordiliselt suur. Praegu objekt läheneb Päikesele, periheeli läbib ta 26.septembril 2075±260 päeva. Orbiit on õige piklik, ekstsentrilisusega e = 0,84±0,01, afeelis läheb ta 990 aü kaugusele, tiirlemisperiood on 10500 aastat. Afeelis on 2003 VB12 temperatuur ainult paarkümmend kraadi üle absoluutse nulli, seetõttu valisid avastajad talle nimeks “Sedna”. Sedna on inuiti jumalanna, kes lõi külma Arktika olendid.

Selleks, et harjumatult suurelt kauguselt pildile saada, peab tegemist olema suhteliselt suure kehaga. Kui Sedna peegeldumisvõime nähtavas valguses oleks võrdne Quaoari omaga, peaks tema läbimõõt olema 2000 kilomeetrit. Kontrollimiseks vaadeldi Sednat NASA Spitzeri Kosmoseteleskoobiga, mis oleks pidanud suutma registreerida nii suure läbimõõduga keha soojuskiirguse, aga signaali ei leitud. Nii võib öelda, et Sedna läbimõõt ei tohiks olla üle 1700 kilomeetri. On vähetõenäone, et ta on alla 1400 kilomeetri. Sel juhul peaks ta olema üle kahe korra parem peegeldaja kui Quaoar. Täielikult seda siiski välistada ei saa, sest Quaoar ja Sedna ei pruugi olla ühe ja sama tekke- ja arenguloo ning pinnase omadustega.

Esiteks, Quaoar on tüüpiline Kuiperi vöö liige, ainult “suurt kasvu”. Sedna orbiit on aga täiesti erandlik, oluliselt erinev Kuiperi vöö liikmete omadest ning on üsna kindel, et ta on sündinud ja arenenud kusagil mujal. Sedna ei kuulu ka klassikalisse Öpiku-Oorti pilve, mis arvatakse algavat mitte lähemal kui 10 000 aü kaugusel Päikesest.

Teiseks pakub mõistatusi Sedna pinnas, mis on märgatavalt punasem, kui Kuiperi vöö liikmetel. Päikesesüsteemi senituntud kehadest on temast punasem ainult Marss. Esialgu arvati, et Sedna võib olla kaetud tavalise jää või metaanijääga, nagu see on Pluutol, aga 10-meetrise Kecki teleskoobiga tehtud vaatlused näitasid, et need sedasorti jääd ei sobi.

Sedna heledusmuutuste põhjal määrati tema pöörlemiskiirus, mis osutus suhteliselt aeglaseks – üks pööre 40 päevaga. Päikesesüsteemis pöörlevad aeglasemalt ainult Merkuur ja Veenus. Seetõttu kahtlustatakse, et Sednal võib olla ka kaaslane – kuu. Kas see on nii, seda suudaks tänapäeva teleskoopidest kontrollida ainult Hubble’i Kosmoseteleskoop, mida kavatsetakse ka vaatlusteks rakendada.

2004 DW

17. veebruaril 2004 õnnestus Palomari grupil avastada veel üks suhteliselt suure näiva heledusega Neptuuni-tagune keha – 2004 DW. Esialgne orbiit näitab, et tegemist on Kuiperi vöö tüüpilise liikmega, tema näiv heledus on võrdne Quaoari omaga, aga ta on veidi kaugemal ja peaks seetõttu olema Quaoarist suurema läbimõõduga, 1600 kilomeetrit.

Kokkuvõtteks võib öelda, et alates 2001. aasta sügisest Neptuuni-taguseid objekte jahtinud Palomari teadlastel õnnestus vähem kui kolme aastaga leida Päikesesüsteemi suuruselt 10., 11. ja 12. keha. Seniste vaatlustega on kaetud vaid osa taevast ja lisaks loodetakse leida veel vähemalt viis-kuus samaväärset või isegi suuremat. Kas on tegemist uute planeetidega? Avastajad sellele ei pretendeeri, nende ettepanek on nimetada Neptuuni-tagused suured kehad planetoidideks. Nende arvates ei anna õige planeedi mõõtu ja omadusi välja ka Pluuto, mis on tegelikult seniavastatuist suurim planetoid.

Kui suuri kehasid võib Neptuuni tagant veel leida? Optimistlikumad vaatlejad loodavad avastada ka mõne Pluutost (läbimõõt 2300 km) suurema keha, võib-olla isegi Marsi- suuruse. Raske on midagi täielikult välistada. Kui Maa liiguks Sedna-taolisel orbiidil ja asuks afeeli lähedal (just seal asuvad piklikel orbiitidel liikuvad kehad enamuse tiiruajast), siis praegused uurimisprogrammid teda ei leiaks.
Nii, et otsimisrõõmu jätkub.