Akadeemik ENE ERGMA avalik loeng Horisondi 40. aastapäeva pidulikul konverentsil
Teisest revolutsioonist astronoomias rääkis esmakordselt tuntud Nõukogude ja Vene astrofüüsik Jossif Shklovski. Tekib paratamatult küsimus: milline oli siis esimene revolutsioon? Loomulikult oli see heliotsentrilise maailmapildi loomine 16. sajandil kuulsa Poola õpetlase Mikolaj Koperniku poolt. Selle järgi on tähtede ja Päikese näiv liikumine taevas põhjustatud Maa tiirlemisest ümber Päikese ja samaaegsest pöörlemisest ümber oma telje.
Kui vaatame juuresolevat elektromagnetlainete sageduste ja lainepikkuste skaalat, siis näeme, et muutus sagedustel raadiovahemikust kuni gammakiirguseni on kahekümnekordne. Ja see, mida näeb inimsilm, on nähtav valgus - valge või värviline. See tähendab, et silm seletab vaid neid tähti, mis kiirgavad ka optilises vahemikus. Kui atmosfääris on aknad, kust niisugune valgus läbi tuleb, siis näemegi taevakehi, mis just selles vahemikus valgust kiirgavad või peegeldavad. Atmosfääris on aknad ka raadiovahemiku jaoks, see tähendab, et taevakehade kiiratavad raadiolainedki jõuavad mõnes sageduste vahemikus Maale ja neid on võimalik registreerida maapealsete raadioteleskoopidega.
20. sajandini nähti vaid seda pisikest osa, mis on kujutatud joonisel (joonis trükinumbris) väikese ristkülikuna. Siis tekkis juba raadioastronoomia, ning astronoomiline silm hakkas tunduvalt suurenema. Võib öelda, et teine revolutsioon oli kestnud juba 40 aastat, kui avakosmosesse mineku tõttu sai nägijaks ultraviolett- ja röntgensilm, praokile läks ka gammakiirguse ava, millele lisandus vaatlusteks veel infrapunakiirgus. Nii et kosmoseajastust alates muutus astronoomiline silm tohutu suureks, võimaldades vaadelda taevakehi või registreerida neilt saabuvat kiirgust kogu joonisel (joonis trükinumbris) kujutatud spektri ulatuses.
Kui Shklovski oma ideega välja tuli, pani see kõiki mõtlema. Inimene oli saanud enda käsutusse tõelise relva, mille abil sai ümbritsevat kosmost näha teistsugusena kui varem. Viimase 40 aastaga on toimunud sel alal hiiglaslik hüpe, mis puudutab kosmose jälgimist väljastpoolt atmosfääri, sest kõige huvitavamad avastused on tehtud pärast jõudmist avakosmosesse.
Me räägime silmadest, mis loodi 20. sajandil. Kui aga vanajumal lõi Universumi, st käis Suur Pauk, ei jätkunud tal aega luua raskeid elemente, algmaterjaliks olid vaid vesinik, heelium ja näpuotsaga veel mõningaid kergeid elemente. Enda peale vaadates ja ümbrust jälgides, oleks nagu veel midagi vaja - ikka neid raskemaid elemente, vähemalt raua ja niklini välja. Kuid sellest esialgsest materjalist siiski piisas, et algaks esimeste tähtede sünd. Kui olid tähed, sai selles suures katlas varsti valmis juba süsinik ning hiljem ka mainitud rasked elemendid. See ring käib niimoodi, et algsest materjalist moodustub täht, mis evolutsioneerub. Ja mida massiivsem see on, seda kaugemale tema keemiline evolutsioon kulgeb. Lõpuks käib tohutu plahvatus, mille tulemusena näeme tähte supernoovana. Plahvatuse tulemusena visatakse sealt ainet välja, see läheb uuesti ringlusse ja nii toimub säärane protsess, ka uute tähtede moodustumine, mitmeid kordi. Kui neid tsükleid ei oleks olnud, poleks saanud paljast heeliumist ja vesinikust ka meid teiega.
Kuidas massiivne täht evolutsioneerub? On üldtuntud tõsiasi, et mida massiivsem täht, seda kiiremini toimub vesiniku põlemine selles. Näiteks Päikesel jätkub praegu vesinikku põletamiseks veel viis miljardit aastat. Mida suurem on aga tähe mass, seda kaugemale termotuumalises mõttes nihkub tähe evolutsioon. Näiteks Päikese termotuumalise evolutsiooni tipuks on ainult hilisem heeliumi põlemine. Päikesest natuke massiivsemad tähed, mis jäävad alla 9 Päikese massi, lõpetavadki oma elu C-O (süsinik-hapnik) valgete kääbustena, kusjuures nende hilist evolutsiooni määrab suuresti pisike osake - neutriino, mille abil evolutsiooni lõppstaadiumides toimub tõhus energia kadu. Veelgi suurema massiga tähed lõpetavad oma termotuumalise evolutsiooni raudsüdamiku moodustamisega, mis kas siis lõpetab oma elupäevad neutrontähena või langeb kokku (kollapseerub) musta auku. Seejuures saadab seda gigantset sündmust võimas aine väljapurse ja taevasse tekib uus täht ehk supernoova. Kuid saatuse irooniana ei kujuta see sündmus tähe sündi, vaid hoopis surma.
Seejärel laguneb Päikese massiga raudtuum - prootoniteks ja neutroniteks. Protsess käib tohutu kiirusega, temperatuurid on niivõrd kõrged, et tekib hiiglaslik hulk neutriinosid, mis kannavad gravitatsioonilisel kokkukukkumisel ära tohutu energia. Tihedus läheb lõpuks nii suureks, et neutriino ei suuda esialgu lõksust välja tullagi. Lõpuks väljuvad aeglaselt ka neutriinod, ning tänu sellele avastatigi nad supernoova 1987A puhul. Plahvatusel tekkinud lööklaine hakkab laienema ja levib ainesse, mis asub tema enda kõrval enne plahvatust. Plahvatuse energia on tohutu, 1053 ergi. 99 protsenti sellest energiast viiakse ära neutriinode poolt, millede arv on tohutu. Eks kõige kihvtim supernoova seni nähtuist olegi 1987A. Probleem on praegu selles, et võime näha taevas küll supernoovat, aga pole seniajani suutnud teoreetiliselt modelleerida, kuidas toimub aine väljapurse. See küsimus on lahendamata.
Niisiis supernoovade plahvatuses tekib tohutu tihedusega neutrontäht. Kui panna Maal elavad kuus miljardit inimest, igaüks massiga keskmiselt 60 kilogrammi, ühe kuupsentimeetri suurusesse ruumalasse, siis saamegi ligikaudu aimu neutrontähe tihedusest.
Juba möödunud sajandi kolmekümnendatel aastatel oli püstitatud hüpotees, et neutrontähed sünnivad supernoovade plahvatustes. Veidi hiljem leiti, et kui neutrontähe mass ületab 3 Päikese massi, kollapseerub see gravitatsiooni mõjul musta auku. Niisugused teoreetikute ammused avastused hakkasid uuesti huvi pakkuma just 1960. aastatel, mil seoses kosmoselendudega tehti hulga uusi avastusi. Avastati kiiresti pöörlevad neutrontähed - raadiopulsarid. Seejärel leiti üles heledad röntgenallikad. Ja mis eriti oluline, sai selgeks, et neutrontähed ja mustad augud annavad suurepärase võimaluse ennast nähtavaks teha, kui nad kuuluvad kaksiktähtedesse, kus toimub aine ülevool ehk akretsioon tavaliselt tähelt neutrontähele või musta auku, kus eraldub tohutu energia. Kuid neutrontähtede heledus on väike ka siis, kui nad asuksid meile väga lähedal - ikkagi poleks nad optiliselt nähtavad. Ega seetõttu astronoomid tegelenudki nendega enne, kui avastati raadiopulsar, mis oli tõeline neutrontäht.
1969. aastal avastati astronoomia teise revolutsiooni käigus taevas huvitavad taevased gammakiirguse sähvatused. Samal aastal, külma sõja aegu, kartsid ameeriklased, et venelased lasevad Kuu taha oma raketi ja korraldavad seal tuumaplahvatuse, mis paljuski sarnaneb supernoova plahvatusega. Nii jõutigi sõjaliste jälgede otsimise käigus jälile gammasähvatustele, mida nähti USA kosmoseaparaatidelt. Algas tohutu gammasähvatuste saaga. Kõige huvitavam oli asjaolu, et see algas nagu tühjalt kohalt. Ei teatud midagi nende kaugusest ega energeetikast. 28. veebruaril 1997 toimunud gammasähvatusel õnnestus Itaalia-Hollandi orbitaalteleskoobil Beppo-SAX esmakordselt kindlaks teha, et sähvatus toimus nõrga heledusega galaktikas. Nii oli nende kosmoloogiline kaugus tõestatud. Sellele gammasähvatusele leiti kohe optiline järelkaja, mis kadus juba 3. märtsiks. Seetõttu jäidki gammasähvatused kauaks ajaks teistes lainepikkustes detekteerimata, kuna puudus võimalus jälgida gammasähvatust üheaegselt teistes lainepikkustes.
Mis viivad gammasähvatuseni? Üks võimalikest mudelitest oletab, et supermassiivne täht kollapseerub musta auku ja siis tekivad gammasähvatused. Teine võimalus on, et 1974. aastal avastatud kaksikneutrontähed tõmbuvad teineteise poole niivõrd, et teatud aja pärast kokku sulandudes tekitavadki sähvatuse. Seegi oleks fantastiline!
Pärast 2000. aastat, mil lasti üles spetsiaalne tehiskaaslane, on nähtud sääraseid sähvatusi väga palju. 29 märtsil 2003 avastati kõige heledam gammasähvatus. Pea tund hiljem tema optiline järelkaja omas visuaalset tähesuurust 12,5, mis võimaldas jälgida antud objekti isegi amatöörastronoomidel! Kuid kas gammasähvatuste saaga on lõppenud. Kindlasti mitte, veel palju asju on siiani kaetud saladuslooriga.
ENE ERGMA (1944) on astronoom ja poliitik, Eesti Teaduste Akadeemia akadeemik ja Tartu Ülikooli professor. Ta on lõpetanud Tartu Riikliku Ülikooli füüsikuna ja Moskva Riikliku Ülikooli astronoomina cum laude. Füüsika-matemaatikadoktori kraadi kaitses 1984. aastal Moskva Kosmoseuuringute Instituudis. Ene Ergma lemmikuurimisobjektid on supernoovad, kaksiktähed, neutrontähed ja mustad augud. 2002. aastal sai Eesti Vabariigi teaduspreemia täppisteadustes. Töötanud on ta mitmetel ametikohtadel Eesti NSV TA Füüsika ja Astronoomia Instituudis, NSV Liidu Teaduste Akadeemia Astronoomia Instituudis, Tartu Ülikoolis. 1999-2004 oli ta Eesti Teaduste Akadeemia asepresident. 2003. aastal sukeldus poliitikasse, oli pikka aega riigikogu esimees, praegu täidab aseesimehe ülesandeid. Viimati kandideeris Eesti Vabariigi presidendi kohale. Ka poliitikuna ei jäta Ene Ergma kasutamata juhust, kui avaneb võimalus rääkida-kirjutada teadusest. 2005. aastal kutsus ta Riigikokkugi külla teadusbussi Suur Vanker, et noorteadlased tutvustaksid füüsika saladusi tema poliitikutest kolleegidele. Eesti riik on Ene Ergma tegevust tunnustanud Valgetähe IV klassi teenetemärgiga.
