Kosmose ulatust on raske ette kujutada ja veelgi raskem täpselt kindlaks määrata. Kuid tänu füüsikute geniaalsetele oletustele arvame, et meil on hea ettekujutus sellest, kui suur kosmos on. "Jalutame Universumis," kutsus Ameerika astronoom Harlow Shapley 1920. aastal Washington DC-sse sellise publiku. Ta osales koos kolleegi Heber Curtisega nn suurel Universumi skaala arutelul.
Shapley uskus, et meie Linnutee galaktika läbis 300 000 valgusaastat. See on kolm korda rohkem, kui inimesed praegu arvavad, kuid selleks ajaks olid mõõtmised üsna head. Eelkõige arvutas ta Linnutee piires üldiselt õiged proportsionaalsed vahemaad - näiteks meie Päikese asukoha galaktika keskme suhtes.
20. sajandi alguses tundus aga paljudele Shapley kaasaegsetele 300 000 valgusaastat absurdselt suure arvuna. Ja üldse ei võetud tõsiselt ideed, et teised spiraalsed galaktikad, nagu Linnutee - mis olid nähtavad teleskoopide kaudu - olid sama suured.
Ja Shapley ise uskus, et Linnutee peaks olema eriline. "Isegi kui spiraale tähistavad tähed, ei ole need suuruselt võrreldavad meie tähesüsteemiga," ütles ta kuulajatele.
Curtis ei nõustunud sellega. Ta arvas ja õigustatult, et universumis on palju teisi galaktikaid, mis hajuvad nagu meie. Kuid tema lähtepunkt oli eeldus, et Linnutee on palju väiksem kui Shapley arvutas. Kurtise arvutuste kohaselt oli Linnutee läbimõõt vaid 30 000 valgusaastat - ehk kolm korda väiksem, kui praegused arvutused näitavad.
Kolm korda rohkem, kolm korda vähem - me räägime nii suurtest vahemaadest, et on täiesti mõistetav, et sada aastat tagasi sel teemal mõelnud astronoomid võivad nii valed olla.
Täna oleme üsna kindlad, et Linnutee on kuskil 100 000–150 000 valgusaastat. Vaadeldav Universum on muidugi palju suurem. Arvatakse, et selle pikkus on 93 miljardit valgusaastat. Aga miks selline enesekindlus? Kuidas saab isegi midagi sellist Maalt mõõta?
Reklaamvideo:
Sellest ajast peale, kui Kopernik väitis, et Maa ei ole Päikesesüsteemi kese, on meil olnud alati raske oma ideid selle kohta, mis on universum, ja eriti kui suur see olla võib. Nagu näeme, kogume ka täna uusi tõendeid selle kohta, et kogu universum võib olla palju suurem, kui arvasime hiljuti.
Austini Texase ülikooli astronoom Caitlin Casey uurib universumit. Ta ütleb, et astronoomid on välja töötanud leidlike instrumentide ja mõõtesüsteemide komplekti, et arvutada mitte ainult kaugus Maast meie päikesesüsteemi teiste kehadeni, vaid ka pilud galaktikate vahel ja isegi vaadeldava universumi lõpuni.
Selle kõige mõõtmise sammud läbivad astronoomia kaugusskaala. Selle skaala esimene samm on üsna lihtne ja tugineb tänapäeval kaasaegsele tehnoloogiale.
"Me võime lihtsalt põrgata raadiolaineid lähedal asuvatelt päikesesüsteemi planeetidelt, nagu Veenus ja Marss, ja mõõta aega, mis kulub nende lainete Maale naasmiseks," ütleb Casey. "Mõõtmised on seega väga täpsed."
Suured raadioteleskoobid, nagu Arecibo Puerto Ricos, saavad selle tööga hakkama, kuid saavad ka rohkem. Näiteks Arecibo suudab tuvastada meie päikesesüsteemis lendavaid asteroide ja luua neist isegi pilte sõltuvalt sellest, kuidas raadiolained asteroidi pinnalt peegelduvad.
Kuid raadiolainete kasutamine kauguse mõõtmiseks väljaspool meie päikesesüsteemi on ebapraktiline. Selle kosmilise skaala järgmine samm on parallaksi mõõtmine. Me teeme seda kogu aeg, ilma et oleksime sellest aru saanud. Inimesed, nagu paljud loomad, mõistavad intuitiivselt enda ja esemete vahelist kaugust tänu sellele, et meil on kaks silma.
Kui hoiate enda ees objekti - näiteks oma kätt - ja vaatate seda ühe avatud silmaga ning lülitate seejärel teise silma, näete, kuidas teie käsi veidi liigub. Seda nimetatakse parallaksiks. Nende kahe vaatluse erinevust saab kasutada objektist kauguse määramiseks.
Meie aju teeb seda loomulikult mõlemalt silmalt saadud teabe abil ja astronoomid teevad sama ka lähedalasuvate tähtedega, kasutades ainult muid meeli: teleskoobi.
Kujutage ette, et kosmoses hõljub kaks silma meie Päikese mõlemal küljel. Tänu Maa orbiidile on meil need silmad ja selle meetodi abil saame jälgida tähtede nihkumist taustal olevate objektide suhtes.
"Me mõõdame tähtede asukohta taevas, näiteks jaanuaris, siis ootame kuus kuud ja mõõdame samade tähtede asukohta juulis, kui leiame end teiselt poolt Päikest," ütleb Casey.
Siiski on künnis, mille ületamisel objektid on juba nii kaugel - umbes 100 valgusaastat -, et täheldatud nihe on kasuliku arvutuse saamiseks liiga väike. Sellel kaugusel oleme ikka veel omaenda galaktika servast kaugel.
Järgmine samm on põhijärjestuse installimine. See tugineb meie teadmistele, kuidas teatud suurusega tähed - tuntud kui peajada tähed - aja jooksul arenevad.
Esiteks muudavad nad värvi, muutudes vanusega punasemaks. Mõõtes nende värvi ja heledust täpselt ning võrreldes seda trigonomeetrilise parallaksi meetodil mõõdetud põhijada tähtede kauguse kohta teadaolevaga, saame hinnata nende kaugemate tähtede asukohta.
Nende arvutuste aluseks on põhimõte, et sama massi ja vanusega tähed tunduvad meile võrdselt heledad, kui nad oleksid meist samal kaugusel. Kuid kuna see sageli nii ei ole, saame mõõtmiste erinevuse abil välja selgitada, kui kaugel nad tegelikult asuvad.
Põhiandmetähti, mida selles analüüsis kasutatakse, peetakse üheks tüüpküünalde tüübiks - kehadeks, mille suuruse (või heleduse) saame matemaatiliselt arvutada. Need küünlad on hajutatud kogu kosmosesse ja valgustavad ennustatavalt universumit. Kuid peajada tähed pole ainsad näited.
See arusaam sellest, kuidas heledus on seotud kaugusega, võimaldab meil mõista kaugusi veelgi kaugemate objektide - näiteks teiste galaktikate tähtedeni. Põhijärjestuse lähenemine enam ei toimi, sest nende tähtede valgust - mis on miljonite valgusaastate kaugusel, kui mitte rohkem - on raske täpselt analüüsida.
Kuid 1908. aastal tegi Harvardi teadlane Henrietta Swan Leavitt fantastilise avastuse, mis aitas meil mõõta neid kolossaalseid vahemaid. Luik Leavitt mõistis, et on olemas spetsiaalne tähtede klass - tsefeidid.
"Ta märkas, et teatud tüüpi tähed muudavad aja jooksul oma heledust ja see heleduse muutus nende tähtede pulsatsioonis on otseselt seotud nende heledusega looduses," ütleb Casey.
Teisisõnu, heledam tsefeiidiklassi täht "pulseerib" aeglasemalt (paljude päevade jooksul) kui tuhmim tsefeiid. Kuna astronoomid suudavad tsefeiidi pulssi üsna lihtsalt mõõta, saavad nad öelda, kui särav täht on. Seejärel saavad nad jälgida, kui helge see meile tundub, arvutada kaugus sellest.
See põhimõte sarnaneb peamise järjestuse lähenemisviisiga selles mõttes, et heledus on võtmetähtsusega. Siiski on oluline, et vahemaad saaks mõõta erineval viisil. Ja mida rohkem mooduseid me kaugusi mõõdame, seda paremini saame aru oma kosmiliste tagaaedade tegelikust ulatusest.
Just selliste tähtede avastamine meie enda galaktikas veenis Harlow Shapley tema suuruses.
1920. aastate alguses avastas Edwin Hubble tsefeiidid lähimast galaktikast Andromedast ja jõudis järeldusele, et see oli vaid miljoni valgusaasta kaugusel.
Täna on see galaktika meie parimate hinnangute kohaselt 2,54 miljoni valgusaasta kaugusel. Seetõttu eksis Hubble. Kuid see ei vähenda tema teenuseid vähimalgi määral. Sest proovime ikkagi arvutada kaugust Andromedast. 2,54 miljonit aastat on tegelikult suhteliselt hiljutiste arvutuste tulemus.
Isegi praegu on universumi ulatust raske ette kujutada. Me võime seda hinnata ja väga hästi, kuid tegelikult on galaktikate vahelisi kaugusi väga raske täpselt arvutada. Universum on uskumatult suur. Ja meie galaktika pole piiratud.
Hubble mõõtis ka plahvatavate valgete kääbuste - 1A tüüpi supernoovade - heledust. Neid võib näha üsna kaugetes galaktikates, miljardite valgusaastate kaugusel. Kuna nende arvutuste heledust saab arvutada, saame määrata, kui kaugel need asuvad, nagu tegime tsefeidide puhul. 1A tüüpi supernoovad ja tsefeiidid on näited sellest, mida astronoomid nimetavad standardseteks küünaldeks.
Universumis on veel üks omadus, mis aitab meil mõõta tõeliselt suuri vahemaid. See on punane nihe.
Kui kiirabiauto või politseiauto sireen on sinust kunagi mööda vihisenud, oled Doppleri efektiga tuttav. Kiirabi lähenedes kostab sireen kähedalt ja kaugenemisel vaibub sireen uuesti.
Sama juhtub valguslainetega, ainult väikeses mahus. Selle muutuse saame fikseerida, analüüsides kaugete kehade valgusspektrit. Selles spektris on tumedad jooned, kuna üksikud värvid neelavad valgusallikas ja selle ümbruses olevad elemendid - näiteks tähtede pinnad.
Mida kaugemal asuvad objektid meist, seda kaugemale spektri punase otsa poole need jooned liiguvad. Ja seda mitte ainult seetõttu, et objektid pole meist kaugel, vaid seetõttu, et nad ka tänu Universumi laienemisele kaugenevad meist aja jooksul. Ja kaugete galaktikate valguse punase nihke jälgimine annab meile tõendeid selle kohta, et universum tõepoolest laieneb.
NASA teadlane Kartik Sheth pakub seda analoogiat: asetage õhupalli pinnale täpid - kumbki tähistab galaktikat - ja pumbake seejärel õhupall üles. Kui kumm laieneb, suureneb pinnal olevate punktide vaheline kaugus. „Universumi laienedes eemaldub iga galaktika teistest. Tavaliselt peaks laine olema sama sagedusega, kui see paisati, kuid nüüd on aegruum ennast välja sirutanud, nii et laine hakkas kauem paistma."
Mida kiiremini galaktika meist kaugeneb, seda kaugemale see peaks olema - ja seda suurema punase nihke võime valguses tuvastada, olles selle Maale vastu võtnud. Jällegi oli Edwin Hubble see, kes avastas proportsionaalse suhte oma tsefeiidide vahel kaugetes galaktikates ja selle kohta, kui palju neist galaktikatest valgust punanihet läbis.
Ja nüüd meie mõistatuse võti. Tugevaim helepunane nihe, mida võime täheldatavas universumis tuvastada, näitab, et valgus tuli meile galaktikatest, mis on 13,8 miljardit aastat vanad.
Kuna see on kõige vanem valgus, mille oleme leidnud, võimaldab see mõõta ka universumi enda vanust.
Kuid viimase 13,8 miljardi aasta jooksul on universum pidevalt laienenud - ja algul tegi see seda väga kiiresti. Seda arvesse võttes on astronoomid jõudnud järeldusele, et vaadeldava universumi servas asuvad galaktikad, mille valgus jõudis meieni 13,8 miljardi aasta jooksul, peaksid olema 46,5 miljardi valgusaasta kaugusel.
See on vaadeldava universumi raadius. Läbimõõdu saamiseks korrutage see: 93 miljardit valgusaastat. See arv põhineb paljudel muudel mõõtmistel ja teaduslikel uuringutel ning on sajanditepikkuse töö kulminatsioon. Kuid nagu Casey ütleb, on hinnang veidi umbkaudne.
Ühelt poolt, arvestades mõnede vanimate galaktikate keerukust, mida me suudame tuvastada, on ebaselge, kuidas need võisid pärast Suurt Pauku nii kiiresti tekkida. Võib-olla on mõned meie arvutused valed.
"Kui üks astronoomilise kauguse skaala sammudest on vale 10% võrra, siis teised eksivad, sest nad toetuvad üksteisele," ütleb Casey.
Asjad lähevad veelgi keerulisemaks, kui proovime mõelda universumist, mis jääb vaatlusalusest kaugemale. "Kogu" universumi kohta. Sõltuvalt sellest, millist teooriat eelistate, võib kogu universum olla piiratud või lõpmatu.
Hiljuti analüüsisid Mihran Vardanyan ja tema kolleegid Suurbritannia Oxfordi ülikoolist vaadeldavas universumis olevate objektide teadaolevaid andmeid, et näha, mida nendest teadmistest võib õppida kogu universumi kuju kohta. Tulemused viisid uute hinnanguteni: kogu universum on vaadeldust 250 korda suurem.
Neid kaugeid alasid ei näe me kunagi. Kuid enamusele meist piisab vaadeldavast universumist. Teadlaste jaoks, nagu Casey ja Sheth, on see ääretult hämmastav.
"Kõik, mida universumi kohta teada saime - kui suur see on, kui hämmastavad objektid selles on - tegime lihtsalt kogudes need valguse footonid, mis olid läbinud miljoneid ja miljoneid valgusaastaid, et sattuda meie detektoritesse ja kaameratesse ning surra," ütleb Shet.
"See on alandav," ütleb Casey. "Astronoomia on meile õpetanud, et me ei ole universumi keskmes, me ei ole isegi oma päikesesüsteemi ega galaktika keskmes."
Ühel päeval ronime nii kaugele Universumisse, et seda on raske ette kujutada. Praegu saame ainult vaadata. Kuid lihtsalt vaatamine võib olla lõpmata kaugel.
ILYA KHEL
