Astronoomialoengud. Tõnu Viik

      1660. aastal vaatles Giovanni Domenico Cassini Pariisis ööst öösse Jupiteri Galilei kaaslasi, kui need tiirlesid ümber oma planeedi ja kadusid planeedi ketta taha või ilmusid taas ketta ette. Nagu Galilei enne teda, lootis Cassini sel vii-sil leida perfektset kella, mis oleks olnud tohutu praktilise tähtsusega navigatsioonile. Astronoom märkas kaaslaste ilmumise ebaregulaarsust, kord tulid nad liiga vara ja kord liiga hilja. Mitukümmend minutit koguni. Selle mõistatuse

      17

      Ole Rømer (1644–1719). Alamy

      18

      lahendas taanlane Ole Rømer 1677. aastal, saades aru, et varjutused olid liiga varajased siis, kui Jupiter oli suhteliselt lähedal Maale, ja hilised, kui Jupiter oli kaugemal. See viis ta mõttele, mis osutus aastatuhande kõige fundamentaal-semaks avastuseks – et valguse kiirus on lõplik.

      Tänapäeval me teame, et valguse kiirus on peaaegu 300 000 km/s ja Einsteini järgi on see suurim võimalik kii-rus üleüldse, sest valguse osakestel (footonitel) pole seisu-massi. Mis tahes seisumassiga osake peab liikuma aeglase-malt kui valguse kiirus. Üksiti tähendab see, et ka mingi signaal ei saa liikuda valguse kiirusest suurema kiirusega. Inimese jaoks on valguse kiirus muidugi peaaegu lõpmata suur. Kuid kosmiliste vahemaade jaoks on valgus aeglane. Võtab aega rohkem kui kaheksa minutit valguse jõud-miseks Päikeselt Maani, neli tundi Pluutoni, 10 000 aas-tat Linnutee kaugeima täheni ja paar miljonit aastat meile lähima galaktikani, Andromedani. Kõige kaugema galakti-kani läheb aega rohkem kui kümme miljardit aastat.

      See aga tähendab, et meil pole kunagi samaaegset pilti kogu Universumist. Vajalik info koosneb ajas nihuta-tud pildikestest, mis paiknevad kauguse järgi. Iga objekt Universumis annab meile teavet selle kohta, milline ta oli siis, kui kiirgas selle info meie suunas. Ajaline inter-vall nende momentide vahel, kui objekt kiirgas info ja kui see info meieni jõudis, ongi (vahemaast sõltuv) val-guse liikumise aeg. Kui vaatleme kaugeid galaktikaid, tähendab see nende noorusaja uurimist. Nii saab uurida galaktikate evolutsiooni.

      19

      Tohutut progressi nüüdisaegsete, nii maapealsete kui ka kosmoseteleskoopide konstrueerimises on kiirendanud soov kasutada neid mitte ainult „kosmoselaevadena“, mis toovad kauged objektid meile lähemale, vaid ka „ajalaeva-dena“, mis toovad mineviku kaasaega.

      See astronoomi unikaalne võime vaadelda minevikku pole mitte maksuta. Maks on selles, et me ei saa vaadelda kaugeid objekte sellistena, nagu nad on just täna. Kuid siin tuleb appi teooria. Esimese sammuna oletatakse, et me oleme vaadelnud mingit momenti aegreas, ja siis kontrol-litakse seda aina täpsemate arvutimudelite abil, seejuures alati oletades füüsikaseaduste universaalsust. Me usume, et selline tegevus annab lõpuks Universumi tänapäevase pildi. Hiigla kiirete arvutite abil saame protsessi viia sellise täpsuseni, et pole kahtlust, et vaadeldud erinevused „seal“ ja „siin“ on põhjustatud evolutsioonist.

      Kui vaatame väga palju kaugemale, siis me ei näe aina rohkem galaktikaid, sest jõuame tagasi aega, kus struk-tuure veel polnudki. Tähed polnud süttinud ja Universum oli pime. Paistab, et praegu me olemegi jõudnud oma vaat-lustega nii kaugele.

      Siiski on olemas üks veel varasem kiirgusallikas, mida me näeme ka praegu. See tuleb ajast umbes 500 000 aas-tat pärast Suurt Pauku, kui kogu Universum oli ürgne tulekera temperatuuril 3000 kelvinit. Sellel temperatuu-ril muutus Universum esmakordselt läbipaistvaks, sest vabad elektronid, mis olid teinud Universumi läbipaistma-tuks, leidsid endale koha prootoni ümber tiireldes, st tek-kis vesinikuaatom. Kui Universum sai läbipaistvaks, siis

      20

      Holmdeli ruuporantenn, millega Arno Penzias ja Robert Wilson avastasid kosmilise taustkiirguse. Wikimedia Commons

      Kujutis näitab 13,77 miljardi aasta taguseid temperatuuri fluktuatsioone, mis vastavad „idudele“, millest kasvasid galaktikad. NASA/WMAP Science Team

      21

      tema kiirgus ei saanud kaduda, vaid see täidab siiani kogu Universumit. Kuid Universum on ju sellest ajast tohutult, peaaegu tuhat korda paisunud, seega on ka footoni lai-nepikkus sama palju kordi pikemaks muutunud, ja nagu ennustas George Gamow 1946. aastal, peab see kiirgus (cosmic microwave background ehk CMB) vastama 2,7 K tem-peratuuriga absoluutselt musta keha kiirgusele. Tõepoo-lest, kosmilise mikrolaine-taustkiirguse vaatlejad Arno Penzias ja Robert Wilson said 1965. aastal täiesti juhus-likult kindla tõendi selle kohta, et kunagi oli Universum väga pisike ja väga kuum. CMB-kiirgus mitte ainult ei toeta Suure Paugu Universumit, vaid näitab tillukesi tempera-tuurierinevusi eri paikades taevas. Need fluktuatsioonid on väga varajased struktuuride tekkimise seemned. Fluk-tuatsioonide väiksus – 10-5 – on kõige dramaatilisem Uni-versumi evolutsiooni demonstratsioon, sest see paljastab, et Universum 500 000 aasta eest oli peaaegu struktuuritu ja on sellest ajast evolutsioneerunud aina keerulisemate struktuuride suunas.

      Kuigi elektromagnetiline kiirgus ei saa meile tuua infot veel varasematest etappidest, on siiski lisaviise noore Uni-versumi uurimiseks. Oleme juba maininud nukleonide sünteesi ajal 100 sekundit pärast Suurt Pauku. See teooria, mida toetavad CERNi otsesed eksperimendid, suudab kir-jeldada Universumit ajani 10-10 sekundit. Edaspidi sõltu-takse teatud vaadeldud ääretingimustest ja meie teadmi-sed muutuvad aina spekulatiivsemaks, kui ajas muudkui kaugemale tagasi läheme.

      Vanuses 10-42 sekundit meie arusaamine füüsikast kaob, sest siis tuleb kasutada koos üldrelatiivsusteooriat ja kvant-füüsikat, kuid see on siiani võimatu. Isegi kui saaksime sel-lest takistusest üle, pole meil lootust jõuda ajahetkeni 0. Suur Pauk jääb alati hüpoteetiliseks.

      23

      Elu võimalikkusest Päikesesüsteemis

      Nii palju kui me ka pole otsinud, pole me siiani elu Päikese-süsteemist mujalt kui Maalt leidnud. Suured lootused olid seotud omal ajal Veenusega, sest see on pea sama suur kui Maa ja Päikesele palju lähemal, seega veel soojem. Aga kui Nõukogude Liidu sondid Venera nime all naaberplaneedil maandusid, tundus, et seal valitsevate tingimuste tõttu on lootus Veenusel elu leida jäädavalt kadunud. Ent mitte kõik ei arvanud nii. Üks optimistidest oli Tartu observa-tooriumi vanemteadur Ülo-Ilmar Veltmann, kes 1967. aas-tal avaldas aimebrošüüri „Taevakaunitar Veenus“, milles ta kirjutas, et hoolimata tohutust kuumusest ja kõrgest rõhust Veenuse pinnal ning väävelhappepiiskadest atmo-sfääris võib seal olla elu lendavate olendite kujul. Ja nüüd, üle viiekümne aasta hiljem, kipub Veltmanni hüpotees tõeks osutuma, sest astronoomid on Veenuse atmosfäärist leidnud ülimürgist gaasi fosfiini (PH3), mis nende sõnul ei saa olla tekkinud muul viisil kui mingite organismide elutegevuse tulemusena.