Kvasarid, kaugete galaktikate hõõguvad südamed, on heledaimad objektid Universumis. Tõsi küll, eriti võimsa super- või hüpernoovana plahvatav täht võib hetkeks veelgi heledamaks lahvatada, kuid kvasarite heledus pole lühiajaline sähvatus, vaid kestev hiilgus. Kvasarid on nii heledad, et esialgu ei suudetud uskuda nende paiknemist kaugel väljaspool meie Linnutee galaktikat. Õigupoolest ei usu nii mõnigi astronoom seda siiani, ja neist võib ka aru saada.
Kui teleskoopitorus paistev hele täpp on lähedane nähtus, võib selle olemust selgitada mõne iselaadse tähega. Kui aga heleda täpi põhjustaja asub Universumi teises servas, peaks see sisaldama uskumatult palju tähti - kümneid ja isegi sadu kordi rohkem kui kõige suuremates galaktikates. Vaatlusandmed on aga näidanud, et kvasari kiirgus lähtub piirkonnast, mis on väiksem kui Päikesesüsteem. Selleks, et mahutada säärast tohutut kiirgust tekitav mehhanism nii väiksesse ruumalasse, peame appi võtma kogu fundamentaalfüüsika arsenali alates relatiivsusteooriast kuni elementaarosakeste füüsikani.
Aktiivsed galaktikatuumad
Mida teevad astronoomid, kui nad ei suuda mõnd kosmilist nähtust selgitada? Nad ütlevad, et süüdi on tumedad jõud: mustad augud ja tumeaine, viimasel ajal veel tumeenergia. Just nii toimitakse ka kvasarite puhul - suurem osa astronoomidest on jõudnud üksmeelele, et kvasari kiirgusvõimsuse põhjustab ülimassiivne must auk, mis paikneb suure galaktika keskel. Must auk on aga füüsikateoreetikute välja mõeldud konstruktsioon, mille reaalne olemasolu on tõestamata. Kas arusaam kvasaritest rajaneb tõesti vaid hapral matemaatilisel teoorial? Mitte päris - kvasaritaolise nähtuse tekitamiseks vajavad astronoomid lihtsalt väga suurt hulka ainet pakituna üliväiksesse ruumalasse. Praeguse arusaama kohaselt eksisteerib nii tihe aine üksnes musta auguna.
Lisaks suurele heledusele on kvasaril veel mitmeid huvitavaid omadusi: heleduse kiire muutumine, tugev raadio-, röntgeni- ja gammakiirgus, kummalised spektrijooned. Osa neist omadustest avalduvad ka kvasaritest tunduvalt tagasihoidlikumatel objektidel: Seyferti galaktikatel ja raadiogalaktikatel. Murrangu kvasarite mõistmisel ongi toonud eeldus, mille kohaselt kõigi nende galaktikate puhul toimub samalaadne protsess, üksnes avaldumisvormid on erinevad. Astronoomid iseloomustavad neid nähtusi ühise nimetusega: aktiivsed galaktikatuumad.
Ehkki üldpilt hakkab tasapisi selginema, on teadlased kvasarit käivitava mehhanismi täielikust mõistmisest veel väga kaugel. Ning mis kõige tähtsam - peasüüdlane ehk must auk ise on veel tabamata.
Raadiogalaktikad ja raadiotähed
Raadiolaineid vastuvõtvate teleskoopide kasutuselevõtt avas inimesele tähistaeva uurimiseks uue akna. Nagu astronoomias tavaline, alustati kohe taevakaartide koostamisest uue kiirgusliigi jaoks; küll hiljem on aega huvitavamaid leide võimekamate teleskoopidega detailsemalt uurida.
Kui 1950. aastatel valmisid esimesed raadiokiirguse taevaülevaated, ootas astronoome ees mitu üllatust. Selgus, et Universumis leidub palju ulatuslikke raadiokiirguse allikaid. Osa neist oli võimalik seostada meie galaktikas supernoovana plahvatanud tähtede jäänustega, kuid teine, veelgi põnevam osa paistis olevat seotud Linnuteest kaugel väljaspool olevate galaktikatega. Kaugust arvestades pidid selliste objektide mõõtmed olema hiiglaslikud, ületades sadu ja isegi tuhandeid kordi galaktikate eneste mõõtmeid. Üksikasjalikumal vaatlemisel selgus, et neid raadiokiirguses nähtavaid piirkondi ühendab kodugalaktika keskosaga pikk ja peenike, samuti üksnes raadiokiirguses nähtav ainevool. Ilmselt toimub seal aine paiskamine galaktika keskmest kaugele eemale.
Esimesed raadioteleskoobid olid suutelised eristama ainult suuri objekte, kõik väiksemad allikad paistsid vaid punktidena. Nii leitigi raadiolainete taevakaartidelt hulgaliselt punktitaolisi kiirgusallikaid. Mitmele neist ei suudetud leida selget vastet tavaliste teleskoopidega tehtud fotodelt. Suure intensiivsuse järgi võis oletada, et tegemist on suhteliselt lähedaste, meie galaktikas asuvate objektidega; paljud oletasid, et need on mingid senitundmatud tähed - „raadiotähed". Vaid väiksearvuline seltskond teisitimõtlejaid kahtlustas, et kompaktsed raadiokiirgusallikad on galaktikavälist päritolu.
Üks raadiokiirguse allikas, kataloogitähisega 3C 48, äratas iseäranis suurt tähelepanu, sest Inglise astronoomid näitasid täpsete raadio-interferomeetriliste mõõtmiste abil, et see on eriti kompaktne - nurkläbimõõduga alla ühe kaaresekundi. Samas oli tegu väga intensiivse allikaga. Kasutades viiemeetrise läbimõõduga Palomari teleskoopi, leidsid USA astronoomid 1961. aastal lõpuks ka 3C 48 optilise vaste - selleks osutus tuhm, 16. tähesuurusega tähesarnane objekt. Esimeste spektrite saamise järel hämming ainult süvenes, sest neis leidus selgeid laiu kiirgusjooni, mille asukoht ei ühildunud ühegi keemilise elemendi teadaoleva spektrijoonega. Pärast põhjalikku uurimist jõudsid USA astronoomid eesotsas maineka Alan Sandage'iga järeldusele, et tegemist on iseäraliku, raadiolaineid kiirgava tähega. Teadlased uskusid, et on avastatud esimese raadiotähe.
Kvasarite avastamine
Läbimurre ja sellele järgnenud kvasarite avastamine sai alguse ühe teise raadiotähe, 3C 273 vaatlustest. 1962. aastal liikus Kuu taevavõlvil kolmel korral üle selle objekti. Kuna Kuu liikumine on äärmiselt detailselt teada, andis see võimaluse suure täpsusega määrata 3C 273 asukoht. Tuli vaid fikseerida ajahetked, mil Kuu ketas allika varjas ning jälle nähtavale tõi. Täpsete koordinaatide järgi õnnestus fotoplaatidelt leida vaste - väga nõrk ja udune laik, mille keskel paistis väga hele täpp.
Palomari observatooriumi teadlane Maarten Schmidt püüdis mõõta objekti spektrit. Ta oli harjunud mõõtma galaktikate spektreid, ent uus objekt osutus nii heledaks, et esimene ekspositsioon oli ülesäritamise tõttu kasutuskõlbmatu. Järgmistel öödel õnnestus tal lõpuks saada heleda valgusallika perfektselt säritatud spekter. Sellel oli näha laiu kiirgusjooni, mille lainepikkus ei võimaldanud neid seostada ühegi keemilise elemendiga. Schmidt otsustas veidi katsetada ning võrdles spektrit tähespektrite kõige levinuma joontekomplektiga - vesiniku nn Balmeri seeria joontega. Tema suureks üllatuseks klappisid spektrid ideaalselt kokku - Schmidt oli avastanud raadioallikast 3C 273 vesiniku.
Lugejale võib nüüd tunduda, et astronoomid on peast põrunud. Kuidas on võimalik, et nad ei suutnud spektris näha vesinikku - Universumi levinuimat elementi, mille spektrijooned on kõige paremini teada? Põhjus peitus selles, et jooned ei asunud ligilähedaseltki seal, kus need pidanuksid olema, vaid olid oma eeldatavast lainepikkusest 16 protsendi võrra spektri punase osa suunas nihutatud. See aga tähendab, et objekt 3C 273 eemaldub meist kolossaalse kiirusega, 45 000 km/s! Et selle tulemuse tähtsusest aru saada, süüvigem hetkeks kosmoloogiasse. Juba 1929. aastal näitas USA astronoom Edwin Hubble, et mida kaugemal galaktikad meist asuvad, seda kiiremini need meist eemalduvad. Tõlgendades objekti 3C 273 eemaldumiskiirust Hubble'i seaduse valguses, peab see asuma 2,4 miljardi valgusaasta kaugusel. Nüüd võime mõista Maarten Schmidti ja teiste astronoomide hämmingut: 3C 273 ei ole taevas hele objekt (13. tähesuurusega), kuid selle paigutamine 2,4 miljardi valgusaasta kaugusele tähendab, et kõnealune taevakeha ei olnud 1962. aastal ainult kõige kaugem seni vaadeldud objekt, vaid ka oma tegeliku heleduse poolest mäekõrguselt kõigist teistest üle, olles 40 korda heledam kui kõige heledamad galaktikad.
Avastatud oli uus astronoomiliste objektide liik. Fotoplaatidele jätsid need tähesarnase kujutise, seetõttu hakati neid nimetama kvaasi-stellaarseteks ehk peaaegu-tähelisteks raadioallikateks, mis peagi lühendati lihtsalt kvasariks.
Nüüdseks on teada tuhandeid kvasareid. Ainuüksi 2,5-meetrise Sloani teleskoobiga tehtud tuntud taevaülevaade paljastas üle saja tuhande uue kvasari. Kaugeim senileitud kvasar asub 13 miljardi valgusaasta kaugusel - Universum oli vähem kui miljard aastat vana, kui praegu meieni jõudev valgus sellelt kvasarilt teele asus. Tänaseks on see kvasar ilmselt ammugi kustunud.
Asjaolu, et kvasarid on tegelikult kaugete galaktikate üliheledad tuumad, ei olnud sugugi lihtne vaatluste abil tuvastada. Nii fotoplaatidel kui nüüdisaegsematel, CCD-detektoritega tehtud ülesvõtetel domineerib kvasari heledus nii täielikult, et selle kodugalaktika jääb meie eest varjatuks. Alles Hubble'i kosmoseteleskoobi abil on õnnestunud saada rahuldavad pildid kvasarite peremeestest enestest. Enamasti on tegemist suurte, üsna ebakorrapärase struktuuriga galaktikatega.
Ehkki kvasarid avastati esmalt intensiivsete raadioallikatena, puudub paljudel tänaseks teadaolevatel kvasaritel märgatav raadiokiirgus. Küll aga on neile iseloomulik tugev röntgeni- ja gammakiirgus - kiirgusliigid, mis kaasnevad väga energiarikaste nähtustega.
Mis juhtub kvasari keskel?
Kvasari keskme uurimine pole kaugeltki lihtne. Kuna selle tohutu heledus pärineb astronoomilises mõttes väga pisikesest piirkonnast, pole seal asetleidvate protsesside vahetu vaatlemine veel võimalik ning järeldusi tuleb teha üldisema informatsiooni põhjal. Me ei saa kvasari uurimiseks korraldada laborieksperimente ega koguda aineproove. Ainsaks informatsioonikandjaks kvasarilt meieni on elektromagnetkiirgus. Paraku ei suuda me näha isegi kiirgava piirkonna struktuuri; pilt tuleb kokku panna heleduse ajaliste muutuste, spektrite ning üldiste füüsikaliste teadmiste põhjal. Näiteks võib kvasari heledus olla tugevasti muutlik, kusjuures mõnikord toimub heleduse märgatav muutumine vaid mõne päevaga. Siit saame ülempiiri kvasari kiirgusallika mõõtmetele: piirkond, millest kvasari suur heledus pärineb, peab olema piisavalt väike, et valgus jõuaks selle mõne päevaga läbida, vastasel juhul ei saaks heleduse muutumist põhjustav protsess kaasata kogu helendavat piirkonda ning heleduse muutus poleks nii drastiline.
Oleme silmitsi tõsise probleemiga: kuidas pakkida mitmekümne galaktika heledus kokku piirkonda, mis mõõtmetelt vastab pigem Päikesesüsteemile kui galaktikale? Näiteks tähtede kõige tihedamad teadaolevad kooslused paiknevad täheparvede keskel, kust võime leida kuni 100 tähte kuupparseki kohta. Kvasarite heleduse tekitamiseks oleks vaja miljardeid kordi rohkem tähti, mis peaksid asuma miljardeid kordi tihedamalt koos. Tuleb nõustuda, et niisugune kiirgus et saa lähtuda tavalistest tähtedest.
Musta augu energia
Esimesena avastatud 3C 273 on meile kõige lähem kvasar. Suure kauguse tõttu pole lootustki selle struktuuri teleskoopide abil uurida. Küll aga saame vaadelda teisi aktiivseid galaktikatuumi, mis asuvad meile lähemal. Õige detailselt on astronoomid uurinud lähimat raadiogalaktikat M87. Selle tuumast on leitud gaasiketas, mille pöörlemiskiirus nõuab vähemalt miljardi Päikese massiga tähe koondumist piirkonda läbimõõduga 20 parsekit - see on tuhandeid kordi suurem tihedus kui kõige tihedamates teadaolevates tähekooslustes. Isegi meie naabergalaktika Andromeeda keskme uuringud on näidanud, et aine tihedus peab seal olema sadu kordi suurem kui täheparvedes, kusjuures Andromeeda on üsna harilik suurt kasvu galaktika, mis pole kvasar ega raadiogalaktika.
Suurem osa galaktikauurijaid ongi asunud seisukohale, mille järgi kõigi või vähemalt valdava osa suuremate galaktikate keskosad on koduks vägevatele, Päikesest miljoneid kuni miljardeid kordi raskematele mustadele aukudele. Nii on ka loogiline oletada, et kvasarite ja teiste aktiivsete galaktikate keskmest lähtuvad võimsad energiavood on kuidagi seotud mustade aukudega. Aga kuidas? Teame ju, et mustast august mitte miski enam ealeski välja ei pääse ning kiirgamise asemel see hoopis neelab valgust.
Tuleb välja, et mustast august energia ammutamiseks on tõhusaid viise. Musta augu ainuke mõju oma ümbrusele on gravitatsiooniline tõmme, millega see ümbritsevat ainet enda poole tirib. Gravitatsiooniline tõmme on küll tugev, ent igal aineosakesel on ka enne musta augu mõjusfääri sattumist olnud mingi liikumissuund, millest on keeruline vabaneda. Nii ei kuku aine mitte otse musta auku, vaid jääb selle ümber tiirlema, moodustades nn akretsiooniketta. Alles tihedasse kettasse sattumine võimaldab osakestel omavaheliste tõmbe- ja tõukejõudude ning hõõrdumise abil oma liikumisenergiat tasapisi vähendada ja suurele sikutajale lähemale nihkuda.
Hõõrdumise mõjul kuumeneb tihedasse akretsioonikettasse koondunud aine kuni sadade tuhandete kraadideni. Liigsest soojusest saab see vabaneda footonite ehk elektromagnetlainete kiirgamise teel. On loomulik oletada, et tekkiv kiirgus on seda võimsam, mida kaalukam on must auk ning mida rohkem ainet selle haardesse on sattunud. Arvutused näitavad, et niisuguse mehhanismi abil võib mustaks auguks koondunud aine massist kiirguseks muutuda mitu protsenti. See on väga hea kasutegur, märksa kõrgem kui kõige efektiivsem aine sisemise energia vabastamise viis, mida inimene ise suudab korraldada - kergete aatomite liitmine raskemateks ehk termotuumaplahvatus, sama protsess, mis Päikese südames toimudes meie maisele elule hädavajaliku energiavarustuse tagab.
Seega oleme leidnud vägagi tõhusa mooduse, kuidas musta augu gravitatsiooni kiirguseks muundada. Veelgi efektiivsemalt saab energiat ammutada pöörlevast mustast august. Saaksime me seda energiat kuidagi ka ohutult Maale transportida, poleks meil energiavarustusega enam kunagi mingit muret.
Aktiivsete galaktikatuumade struktuur ja ühendmudel
Nüüd on meil olemas energiaallikas galaktika südames: must auk ja selle suunas langevast ainest moodustunud akretsiooniketas. Vaatame, kas suudame ka aktiivsete galaktikate reaalselt vaadeldavaid iseloomujooni selgitada ning leida seoseid kvasarite ja raadiogalaktikate vahel.
Nii kvasarite kui raadiogalaktikate spektrites on sageli näha laiad kiirgusjooned. Sellised kiirgusjooned võivad tekkida väga tugevas gravitatsiooniväljas liikuvates gaasipilvedes, kus aatomite kiiratud footonite lainepikkus Doppleri efekti tõttu muutub; paljude erinevas suunas liikuvate gaasipilvede summaarses spektris näeme sel juhul ühte laia kiirgusjoont, mis on paljude nihkunud spektrijoonte summa. Gravitatsioonivälja tekitaja on leitud, aga kust need pilved ise tulevad?
Akretsioonikettaga toimuvaid protsesse lähemalt uurides on jõutud järeldusele, et kiirgusjooni tekitavad pilved ja akretsiooniketas on sarnase päritoluga. Pilvedeks on samad gaasipilved (peamiselt vesinikupilved), millest tekivad tähed. Neid leidub igas galaktikas, mõnes rohkem, mõnes vähem. Kui galaktika siseosas liikuv gaasipilv satub galaktika keskele, tiritakse see musta augu ümber tiirlema. Mida lähemale gaasipilv mustale augule satub, seda suuremaks kasvab selle kiirus, ent ühtlasi suureneb tõenäosus põrgata kokku mõne oma saatusekaaslasega. Kokkupõrke tagajärjel gaasipilved segunevad ning kaotavad oma liikumiskiirust. Päris musta augu ligidal settivad gaasipilvi moodustavad osakesed lõpuks õhukeseks akretsioonikettaks. Suure tiheduse ja tugeva hõõrdumise tõttu on akretsiooniketta siseosa iseäranis kuum. Sealt lähtuv soojuskiirgus sisaldab ka röntgeni- ja gammakiiri ning ergastab lähemates gaasipilvedes olevaid aatomeid. Nii tekivadki mitmetes suundades kiiresti liikuvate pilvede summaarses spektris laiad kiirgusjooned. Kiirgusjoonte intensiivsus muutub aeglasemalt kui kvasarite üldine heledus. Seega peab ka kiirete gaasipilvede piirkond olema ulatuslikum kui kvasari peamine kiirgusallikas - akretsiooniketta siseosa.
Viimase lihvi annab meie mudelile veel ühe komponendi - tolmurõnga - lisamine. Tuleb märkida, et astronoomid liigitavad tolmuks kõike, mis on suurem aatomitest ja väiksematest molekulidest ning väiksem taevakehadest: siia hulka kuulub suuremaid orgaanilisi molekule ning mitmesuguseid kristallilise struktuuriga osakesi, ennekõike süsiniku- ja räniühendeid. Mõju on neil kõigil ühesugune - need takistavad efektiivselt valguse levimist. Kosmiline tolm ja kosmiline gaas esinevad enamasti koos, seega on tolmu leidumine aktiivsetes galaktikatuumades igati loomulik eeldus.
Õhukesest akretsioonikettast erinevalt peab tolmurõngas olema paks. See peab asuma akretsioonikettast väljaspool ning peab enda sisse mahutama nii akretsiooniketta kui ka kogu kiirete gaasipilvede piirkonna.
Pilt, mis galaktikatuumast avaneb, sõltub vaatenurgast. Kui galaktika paistab sellise rakursi all, et näeme tolmuketast serva suunast, jääb selle keskel toimuv meie eest varjatuks; me ei näe tuuma suurt heledust ega laiu kiirgusjooni spektris. Küll aga võime näha tuumast välja paiskumas tolmukettaga ristisuunalise osakestevoo põhjustatud raadiokiirgust ehk klassikalist raadiogalaktikat. Kui tolmurõngas paistab mõnevõrra rohkem lapiti, hakkab selle seest piiluma kiirete gaasipilvede piirkond ning spektrisse ilmuvad laiad kiirgusjooned, südamik ise jääb veel varjatuks. Päris lapiti paistev tolmurõngas avab meile aga vaate akretsiooniketta siseosale ning me näeme kvasarit või Seyferti galaktikat vastavalt sellele, kas musta auku on langemas palju ainet või vähe.
Kui galaktika keskelt paisatakse välja ainet, saab see toimuda vaid rõngaga risti olevates suundades, kus rõngas ise ette ei jää. Veelgi kitsamaks kimbuks aitab ainevoogu vormida akretsioonikettas tekkiv magnetväli. Võib juhtuda, et niisugune kitsas osakestevoog (selline, nagu esineb raadiogalaktikatel) on suunatud otse meie poole. Sel juhul näeme eriti muutliku heledusega kvasarit ehk blasarit.
Tolmurõnga läbimõõt võib ulatuda ligi saja parsekini. Lähemate galaktikate puhul peaks Hubble'i kosmoseteleskoobi pildikvaliteedist juba piisama, et sellist struktuuri meie jaoks nähtavaks muuta. 1994. aastal fokuseeritigi Hubble'i teleskoop lähima aktiivse galaktika M87 keskosale. Saadud ülesvõttel paistab tolmust ja gaasist koosnev ketas, mille läbimõõt on umbes 75 parsekit. Muljetavaldava selgusega on näha kettatasandiga risti paiknev kitsas ainevool - just nii, nagu mudel ennustab.
Meile paistab M87 raadiogalaktikana, ent pole välistatud, et mõne teise nurga alt nägeva vaatleja jaoks paistab M87 kvasari või koguni blasarina.
Peasüüdlane seni tabamata
Vaatlustest on saadud vahetu kinnitus meie mudeli kõige välimise osa paikapidavuse kohta - aktiivsete galaktikate südameis eksisteerivad tolmurõngad. Kõik muu on esialgu ainult teooria, mis suudab küll üldjoontes aktiivsetes galaktikatuumades toimuvaid protsesse selgitada, kuid mille tõelevastavuse kindlakstegemisel on veel käia pikk tee. Pole ju mustade aukude olemasolugi veel tõestatud.
Kuid vaatlusvahendid arenevad järjekindlalt. Kas meil on millalgi lootust saada otsene kinnitus akretsiooniketta või koguni musta augu enese olemasolu kohta?
Nagu öeldud, on raadiogalaktika M87 meile lähim aktiivne galaktika. Selle kauguse juures (ligikaudu 15 megaparsekit) suudab seni parimat lahutusvõimet pakkuv Hubble'i kosmoseteleskoop eristada umbes kolme parseki suuruseid objekte, kuid akretsiooniketta läbimõõt on arvatavasti umbes 1 parsek - natuke jääb veel puudu. Ent kui 2013. aastal lähetatakse teele järgmise põlvkonna kosmoseteleskoop James Webb, on lootust ka akretsiooniketast näha.
Musta auguga on olukord keerulisem. Esiteks - must auk ise midagi ei kiirga, seega ei saa seda kui objekti juba põhimõtteliselt vaadelda. Kuid omaduse tõttu valgust endasse imeda võiks mõne heledama objekti taustal nähtavale ilmuda musta augu sündmuste horisondi (piirkond, kust valgus enam välja ei pääse) tume siluett. Paraku, kui inimkond üldse on suuteline looma nii hea lahutusvõimega vaatlusriista, et musta augu siluetti nähtavale valgusele lähedastel lainepikkustel eristada, kulub selleks veel väga palju aega. Kõige suuremana peaks Maalt vaadates paistma meie Linnutee galaktika keskel asuv must auk. Kui selle näivat läbimõõtu saaks mõõta, oleks see nurgaühikutes hinnanguliselt 40-50 mikrokaaresekundit (neljakümnetuhandik täiskuu näivast läbimõõdust ehk nurk, mille saame täisringi jagamisel kolmekümne miljardiga). Hubble'i kosmoseteleskoobi parimad riistad suudavad eristada 800 korda suuremad objekte.
Märksa lootustandvam on olukord raadiokiirguse lainepikkustel. Kui ühendada mitu üksteisest suurel kaugusel asuvat raadioteleskoopi, on võimalik saavutada erakordselt suur lahutusvõime. Seda nn eriti pika baasjoonega interferomeetria metoodikat täiustatakse pidevalt ning juba mõne aasta möödudes võib lahutusvõime olla galaktikatuumade uurimiseks piisav. Esimene reaalselt nähtav must auk ei pruugigi seejuures olla meie galaktika süda, vaid hoopis M87 oma. Olles küll tuhat korda kaugemal, on selle näiv läbimõõt arvutuste kohaselt vaid kaks korda väiksem ning erinevalt meie galaktika keskmest ei sega selle vaatlemist vaatesuunaga risti jääv tolmune galaktikaketas.
Kuidas kvasar tekib?
Kvasar tekib piisavalt suure gaasisisaldusega suures galaktikas. Kas massiivne must auk tekib enne galaktikat, galaktikaga koos või galaktika varajase arengu käigus, ei ole praegu veel selge. Selge on vaid, et juba üsna noores Universumis leidus massiivse musta auguga hiigelgalaktikaid. Selleks, et galaktikatuum lööks kvasarina helendama, on vaja tagada musta augu varustamine piisava koguse kütusega. Kütuseks võib olla galaktika enese gaas, kuid gaasi võib rebida ka mõnelt teiselt galaktikalt, mis on „musta südametunnistusega" naabrile liiga lähedale sattunud. Kui kütust enam küllaldaselt juurde voolamas ei ole, kvasar hääbub. Enne lõplikku kustumist, kui gaasivool pole veel täielikult ammendunud, võib galaktika must süda endast märku anda veel raadiogalaktikana.
Kvasarite tekkeloo uuringutele on ka Tartu Observatooriumi teadlased oma õla alla pannud. Koostöös Soome teadlastega uuritakse, millistes Universumi piirkondades kvasarid eelistatult paiknevad. Vaatlusandmed näitavad, et tihedamates galaktikaparvedes kvasareid ei leidu. Tihedamates piirkondades toimuvad protsessid kiiremini ning suuremad galaktikad on kvasaripõlve juba üle elanud, kogu saadaolev gaas on ära tarvitatud. Tihedamatest piirkondadest võib leida veel vaid üksikuid raadiogalaktikaid. Tänapäevases Universumis eelistavad kvasarid suhteliselt hõredamat keskkonda, kus väiksemate galaktikate kokkusulandumise tagajärjel suured galaktikad alles moodustuvad.
Galaktikate arengut uurivad astronoomid on jõudnud seisukohale, et iga suurem galaktika võis kunagi minevikus olla kvasari kodu. Kvasari tekkimiseks peab olema täidetud kaks tingimust. Esiteks, galaktika keskel peab olema piisavalt raske must auk. Ja teiseks, galaktikas või selle lähiümbruses toimuvad protsessid peavad tagama mustale augule piisava „kütuse" pealevoolu, et käivitada kvasar. Esimese tingimuse täitmine on lihtne: vaatlustest on selgunud, et kõigi lähedaste suurte galaktikate keskmes peab paiknema massiivne must auk. Teiselt poolt on teada, et mineviku Universumis, mis oli mõõtmetelt väiksem, olid galaktikad üksteisele märksa lähemal ja galaktikate kokkupõrked ning ühinemine üsna sage. Selliste protsesside tagajärjel kaotavad galaktikad oma väljakujunenud tasakaalulise struktuuri ning alata võib kosmilise gaasi tormiline voolamine galaktika keskpunktis asuva musta augu suunas.
Tulevik võib ka meie kodugalaktikale tuua helgemaid hetki. Arvutused näitavad, et Linnutee ja meie lähim suur naaber - Andromeeda galaktika - liiguvad kokkupõrke kursil. Kui paari miljardi aasta pärast Linnutee ja Andromeeda galaktika kokku põrkavad, võib saabuda sõna otseses mõttes uus hiilgeaeg. Muidugi pole tegu siis enam päris selle galaktikaga, millega harjunud oleme. Mõne kauge galaktika kaugelt planeedilt siiapoole suunatud teleskoobis lööb särama hoopis noor hiidgalaktika - Linnutee ja Andromeeda sulam, mille keskel võib puhkeda uus kvasar. Kahjuks pole meist enam selle hiilguse tunnistajaid.
ANTTI TAMM (1977) on lõpetanud Tartu Miina Härma Gümnaasiumi 1995 ja Tartu Ülikooli füüsikuna 1999. 2005. aastast Tartu Observatooriumi teadur. Doktorikraadi kaitses 2006. Peamised uurimissuunad: galaktikate struktuur ja evolutsioon, tumeaine jaotus Universumis, kosmiline tolm.
LOE VEEL
- Piret Kuusk. Mustad augud matemaatikas ja kosmilises tegelikkuses. Horisont 3/2009.
- Kalju Annuk. Teleskoobid eile, täna ja homme. Horisondi lisa 2009.
