Uued augud plekist taevas ehk Kosmilised korduslinastused

JAAN PELT

Kui 1965. aasta suvel eesti filmi „Supernoova” filmiti, kerkis operaator Harry Rehe ette probleem – kuidas peategelase ja noore astronoomiahuvilise poisi dialoog hilisõhtuse tähistaeva all üles võtta. Kuna sellised võtted on keerulised isegi tänapäevast tehnikat kasutades, tuli leida käepärane lahendus. Selleks otsiti seitse-kaheksa plekktahvlit, operaator tegi oma käega neisse hulga auke ja kattis pleki õlise pärgamentpaberiga. Kogu konstruktsiooni tagant valgustades saigi stseen ära filmitud.

Iseenesest ei olnud filmimiseks kasutatud „kosmoloogilises mudelis“ midagi uut. See saab selgeks, kui vaadata prantsuse astronoomi ja kirjaniku Camille Flammarioni¹ 1888. aastal ilmunud raamatus olevat illustratsiooni. Pildil kujutatu viitab keskaegsetele lugudele (teadusuudistele) maailma piirile jõudmisest. Fikseeritud ja muutumatu taevasfäär oli tollal käibel oleva kosmoloogia üks oluline komponent. Tollased astronoomid muidugi teadsid, et maakera on riputatud sfääri keskele. Seega on meil tegemist pigem pila­pildiga.

Kui tähesfääri plekist mudelis oleks olnud vaja kujutada uut (noova) või super-uut (supernoova) tähte, siis oleks piisanud täiendavate aukude sissetoksimisest ja paberkatte parandamisest. Või kas oleks? On ju tähe plahvatus noovana umbes 10 000 korda heledam kui tavalisel tähel ja supernoovana plahvatamise heledus sellest veel 10 000 korda suurem. Kui suuri auke oleks olnud vaja?

Filmi kulminatsioonis selgub, et peategelase avastatud uus objekt foto­plaadil ei olnud mitte supernoova, vaid hoopis noova. Kangelane oli sellest väga pettunud. Ja tal oli tuline õigus. Alles nüüd hakkame aru saama, kui huvitavad ja olulised need supernoovad on.

Saame tuttavaks

Tähe elus on kõige tähtsam mass. On seda liiga vähe, ei saa päris täheks olemisest üldse asja.² Nendest päris tähtedest, mille tuumas „põletatakse” üht ainet teiseks, on aga 97% sellised, mille massi jätkub ainult kõige lihtsamateks termotuumaprotsessideks – vesinikust saab heelium, heeliumist hapnik ja süsinik. Raskemate elementide tootmiseks jääb vajaliku rõhu ja temperatuuri saavutamiseks massi puudu. Kui selline täht on kerged elemendid ära põletanud, siis surub raskusjõud ta ülitihedaks valgeks kääbuseks. Näiteks meie Päike surutakse umbes maakera suuruseks.

Suur osa tähti ei ole üksikud, vaid nad omavad paarilist. Näiteks võib punase kääbuse kaaslaseks kaksiksüsteemis osutuda just valge kääbus. Kui tegemist on lähedase paariga (lähiskaksikuga), siis võib aeg-ajalt punaselt tähelt ainet valge kääbuse pinnale sattuda. Sellise aine plahvatuslik tuumapõlemine tõstab paari päeva jooksul tähesüsteemi koguheledust tuhandeid kordi. Alguses nähtamatu või vaevalt nähtav tähesüsteem süttib taevas „uue tähena” või siis noovana. Paari kuu, vahel ka aasta pärast saab põletusaine otsa ja täht tuhmub lähtetasemeni.

Kui noova plahvatused on lokaliseeritud tähe pinnale, siis supernoova tulevärk on tuhandeid kordi uhkem. Plahvatab terve täht ja pärast plahvatust jääb järele kas uus neutrontäht, must auk või ainult kribu-krabu keset kiiresti paisuvat supernoova jäänukit.

Supernoovasid on mitut liiki ja nende plahvatused näevad erinevad välja. Suures plaanis võib vaadelda kaht juhtu – supernoova plahvatab kaksik­süsteemis või omaette.

Esimene juht on sarnane noova plahvatusega. Meil on tegemist valge kääbuse ja hiidtähega. Kuid nüüd peab kääbus olema eriline, tema mass peab olema natuke vähem kui 1,4 Päikese massi. Maagilist piirarvu nimetatakse üldiselt Chandrasekhari piiriks, aga võiks ka nimetada Andersoni-Stoneri-Chandrasekari piiriks. Tartu ülikooli dotsendi Wilhelm Robert Karl Andersoni (1880–1940) panusest on detailselt räägitud Piret Kuuse ja Heino Eelsalu artiklites.³

Kui nüüd kaksiksüsteemis voolab aine hiidtähelt valgele kääbusele, siis varem või hiljem saavutab väike ja hele komponent kriitilise piirmassi – teda stabiilsena hoidnud kõdunud elektrongaas ei saa enam raskusjõust jagu ja täht variseb umbes ühe sekundi jooksul kokku. Varingus eralduva kiirguse heledus on võrreldav kõigi teiste Universumi tähtede summaarse heledusega.

Teist tüüpi supernoovad tekivad siis, kui üksi arenevad suure massiga tähed jõuavad faasi, kus lõpevad tuumapõlemiseks vajalike elementide varud. Raskusjõule seni vastu hakanud termotuumaprotsessid lakkavad ja täht variseb kokku. Eraldub jälle kohutav hulk energiat.

Pärast kiiret tähevaringut algavad mõlemat tüüpi supernoovades sarnased protsessid. Liikumist on mitmesugust. Varing ise toimub tähe keskme suunas. Sealt tagasi põrkunud aine pressitakse väljapoole. Seal kohtub aine aeglasemalt liikunud kihtidega ja hiljem kosmilises ruumis hajali oleva tolmuga. Põrgetes tekivad lööklained, mis võivad levida kaugele endisest tähest eemale. Supernoova kiirgab energiat kõikidel lainepikkustel alates kalgist gammakiirgusest kuni raadiolaineteni välja. Suurim osa plahvatuse energiast väljub neutriinodena ja mõnevõrra ka gravitatsiooniliste lainetena. Eraldub ka suurte kiirusteni puhutud aineosakesi, kõrge energiaga kosmilisi kiiri ja radioaktiivseid isotoope.

Kui nüüd sellist tohuvabohu kaugelt teleskoobiga vaadata, siis näeme järgmist pilti. Mingis täiesti ootamatus taevasfääri punktis hakkab paari tunni jooksul särama uus täht, tema heledus saavutab maksimumi päevade või mõne nädala jooksul ja hakkab siis vaibuma. Kustuvat supernoovat võib vahel vaadelda mitu aastat. Supernoova plahvatuses välja paisatud aine võib saavutada kiiruse kuni 30 000 kilomeetrit sekundis ja põrkudes tähtedevahelise gaasiga tekitada mitmesuguseid nähtusi. Kümnete kuni sadade aastate jooksul hakkab endise supernoova ümbruses tekkima nn jäänuk, mida on võimalik vaadelda eri lainepiirkondades. Neist kõige tuntum on Krabi udukogu, mis on tekkinud ajaloolise supernoova SN 1054 plahvatuse tulemusena.

Supernoovade klassifitseerimiseks kasutatakse nende spektreid. Kui spektris puuduvad jäljed vesiniku olemasolust või on nad väga nõrgad, siis on tegemist I tüüpi supernoovadega. Tugevat vesiniku sisaldust näitavaid plahvatusi aga kutsutakse II tüüpi supernoovadeks. Detailsem jaotus lisab Rooma numbrile tähti. Näiteks kaksiksüsteemis plahvatanud valge kääbus on Ia tüüpi supernoova.

Kosmoloogilistes rakendustes ongi just Ia tüüpi supernoovad kõige olulisemad. Neid defineeriva piirmassi fikseeritud väärtus garanteerib selle, et plahvatuse käik ajas on kõikide erijuhtude jaoks üsna sarnane ja vastavad heledused eri spektripiirkondades on ka samad. Astronoomid räägivad neist kui standardsetest küünaldest.

Kui Ia tüüpi supernoova plahvatab meile lähemal olevas galaktikas, mille kaugus on teada, saame kätte ka tema absoluutse heleduse. Teades, et teiste sama klassi supernoovade absoluutne heledus on sama, võime arvutada nende kaugusi lähtuvalt nende näivast heledusest.

Kombineerides aga kaugused punanihetest mõõdetud kiirustega on võimalik üles ehitada maailmaruumi paisumisvoo graafikud. Sealt omakorda on võimalik arvutada Hubble’i konstandi väärtust ja ka nn tumeda energia hulka.

Supernoovadest vaadeldavas universumis puudu ei tule. Erinevatel hinnangutel toimub 40–70 plahvatust sekundis! See suur arv aitab meil ette kujutada Universumi mastaape.

Oleme ju oma kodugalaktikas vaadelnud ja registreerinud viimase 2000 aasta jooksul vähem kui kümme supernoovat. Viimane kohalik supernoova (nn Kepleri supernoova SN 1604) süttis 418 aastat tagasi. Meile väga lähedal, Suures Magalhãesi Pilves süttis 1987. aasta 23. veebruaril SN 1987A. Kõik ülejäänud vaadeldud plahvatused on toimunud kaugetes galaktikates ja neid on vaadeldud moodsate teleskoopide abil. Rahvusvahelise astronoomiaühingu supernoovade töögrupi koostatud tabelitesse laekub praegu aasta jooksul paar tuhat uut kirjet.

Looduslikud teleskoobid

Sellel ajal kui Harry Rehe tegeles plekist taevasfääri mudeliga, uuris noor Norra astrofüüsik Sjur Refsdal gravitatsioonilisi läätsi. Einsteini üldrelatiivsusteooriast on teada, kuidas suured massid painutavad valguskiiri. Üldine pilt on küllaltki sarnane sellega, mis toimub tavalisel kiirte murdumisel ebaühtlases keskkonnas. Oluline vahe on ainult selles, et klaasis või vees murdub valgus tugevamini optilisest teljest kaugemal, gravitatsioonilise läätse puhul aga vastupidi, kõige tugevamini painutatakse tsentrile lähemal asuvaid kiiri.

Oletame nüüd, et meil on süttinud kauge supernoova ja tema valgus läbib teel meieni suure massiga galaktikat või isegi galaktikate parve. Tugevas väljas valguskiired painduvad ja tulemusena võime näha erinevaid pilte. Haruldasel erijuhul, kui galaktika massijaotus on tsentraalsümmeetriline ja supernoova paistab täpselt läbi tsentri, ei näe me mitte süttivat tähte, vaid hoopis ringikujulist heledat moodustist – nn Einsteini ringi. Kui kauge valgus läheb vahepealse galaktika keskkohast lähedalt mööda, siis ring laguneb, tüüpiliselt neljaks kaareks. Veelgi viletsama tabamise puhul võime aga näha ühe supernoova asemel nelja kujutist, mis moodustavad nn Einsteini risti.

Gravitatsiooniliste läätsede tekkimise võimalikkus oli teada juba Einsteinile. Sjur Refsdali geniaalne tähelepanek oli aga see, et juhul kui supernoova valgus jõuab meieni eri teid pidi, siis võib sellele kuluda erineva pikkusega aegu. Ehk siis eri kujutiste plahvatamishetked on ajaliselt nihutatud. Kõigepealt näeme üht pauku, mõne aja pärast teist jne. Peale selle näitas Refsdal seda, et teades vahepealse galaktika või parve massijaotust, punanihet ja supernoova punanihet, on võimalik arvutada kujutiste positsioone ja ajanihkeid kasutades Universumi paisumise kiirust, ehk siis tehniliselt öeldes nn Hubble’i konstandi arvulist väärtust.

Refsdali meetod erineb traditsioonilisest nn kauguste redeli meetodist (Linnutees parallaksid – lähimates galaktikates tsefeiidid – kaugemal supernoovad) selle poolest, et kosmoloogilisi arvutusi on võimalik teha kasutades ainult ühe supernoova andmeid.

Teades Universumi paisumise kiirust, on lihtne arvutada ka maailma vanust ehk aega, mis on möödunud aegade algusest ehk siis Suurest Paugust.

Kui aga oletame, et meil on kiirus varem teada ja oleme mõõtnud supernoova kujutiste vahelised ajanihked, siis on võimalik ka pöördülesanne – võime saada hinnangud kiiri murdva galaktikate rühma massile. Kusjuures – ja see on väga oluline – kogumassile ehk siis tavalise aine ja samas piirkonnas asuva tumeda aine masside summale.

Kolmas huvitav juhtum oleks see, kui supernoova oleks tuntud heledusega (näiteks Ia tüüpi) ja vahepealse gravitatsioonilise läätse võimendusefekt oleks teada. Sellisel juhul võiksime pikendada ka traditsioonilist kauguste redelit uue sammuga – parallaksid, tsefeiidid, supernoovad, võimendatud supernoovad.

Niisiis, kui õnneliku silmaga astronoom avastaks supernoova, mille valgus läbib vahepealset läätse, võiks ta saada vastuse mitmele küsimusele olenevalt sellest, mis tolleks hetkeks juba varem teada on.

Raskusjõu poolt moodustatud „objektiivid” võivad olla väga valgusjõulised. Nad võimaldavad tähelt, galaktikast, kvasarist või supernoovalt tulnud valgust võimendada tuhandeid kordi ja teevad sellega nähtavaks objektid, milleni tavateleskoobid ei küüni. Näiteks võiks olla sellel aastal Hubble’i teleskoobiga vaadeldud täht WHL0137-LS, mis sai endale ilusa vanast inglise keelest pärit nime Eearendel (rising light). Täht asub meist 12,9 miljardi valgusaasta kaugusel ja tavalised teleskoobid sellistesse kaugustesse kindlasti ei küüni. Aga astronoomide õnneks töötas teepealne suur galaktikaparv võimsa läätsena, mis võimendas tähe heledust 1400–8400 korda (hinnangud sõltuvad gravitatsioonilise läätse mudelist). Selle tähe juurest jääb maailma ääreni (Suure Pauguni) ainult 900 miljonit valgusaastat.

Ometi pole seal nii mõnus olla kui härral Flammarioni raamatu pildil. Olles väga massiivne – umbes 50 Päikese massi –, on tähel vähe elada ja mõne miljoni aasta pärast plahvatab ta supernoovana. Ka naabertähed on sealkandis suure tõenäosusega hiiglased ja paugutavad aeg-ajalt.

Ei olnud suur üllatus, et James Webbi taevateleskoobiga tehtud kõige esimene avalikult näidatud pilt, mida esitles USA president Joe Biden, kujutas just hiigelsuurt gravitatsioonilist läätse. Pildil on vähemalt 39 läätse poolt moonutatud kujutist. Esialgse töötlusega leiti 18 mitmeks lõhestunud kujutisega fooniobjekti, nendest 13 on astronoomide jaoks uued.

Kvasar supernoova rollis

Sjur Refsdali tehtud uurimised olid ainult teoreetilised ja ootasid vaatluslikku kinnitust. See aga oleks tähendanud, et kuskil sügavates kaugustes süttinud supernoova oleks õnnelikul kombel meile paistnud läbi loodusliku teleskoobi ehk siis gravitatsioonilise läätse.

Nagu elus üldse, nii ka teaduses, ei kulge kõik sirgjooneliselt. Sjur Refsdal pidi ligi 15 aastat ootama ja ka siis ei tulnud päris võiduloosi. Nimelt avastasid 1979. aastal Dennis Walsh, Robert Carswell ja Ray Weyman Arizonast Kitt Peaki observatooriumist kaks taevavõlvil väga lähestikku asuvat kvasarit, mille spektrid olid peaaegu ühesugused. Õigesti oletades, et nende leid on oluline, avaldasid nad esialgsed vaatlustulemused ajakirjas Nature üsna ettevaatliku pealkirja all „0957+561 A, B: kaksik-kvasarid või gravitatsiooniline lääts?“. Et saada küsimusele lõplik vastus, hakkasid mitmed astronoomid-vaatlejad uurima, kas ja kuidas kvasarite heledus ajas muutub. Kvasarid on väga heleda tähena paistvad aktiivsete galaktikate tuumad. Heleduse muutused tekivad sellest, et galaktika keskmes asuv must auk, kujundlikult öeldes, sööb oma ümbruse kilde muutuva kiirusega.

Kui kaks kujutist on tõepoolest ühe kvasari kaks erinevat kujutist, siis peavad ka nende heleduse ajalised muutused olema samasugused, ainult mõnevõrra ajas nihutatuna. Kasutades nüüd Refsdali supernoovade jaoks tehtud teoreetilist skeemi oleks ajanihke põhjal võimalik arvutada Hubble’i konstandi väärtus ja selle kaudu ka Universumi vanus.

Aastate jooksul kogunes rida kaksik-kvasari vaatlusi ja kui neid sai kokku piisavalt, saabus aeg ajanihke arvutamiseks. Siin ootas aga astronoome üllatus. Erinevad aegread ja erinevad arvutusmeetodid andsid suuresti erinevaid väärtusi! Välja pakutavate väärtuste diapasoon oli 376–657 päeva. Just siis juhtus nii, et Tõravere observatooriumi sattus väisama Sjur Refsdali õpilane Thomas Schramm Hamburgi observatooriumist. Ta rääkis kaksik-kvasari ümber tekkinud olukorrast ja värbas mind asja uurima.

Muidugi oleks nüüd tore pikalt ja põhjalikult kirjeldada, kuidas minu ja Hamburgi rühma ühistööna õnnestus meil leida täpseim lahend, kuidas me „tegime ära“ tollal kõige tsiteeritumatele Ameerika astronoomidele-matemaatikutele ja kuidas edasised vaatlused kinnitasid meie saadud lahendit.⁴ Aga see oleks juba supernoovadest liiga kauge teema.

Lõhestunud kujutistega supernoovad

Kuigi kvasaritega seotud gravitatsiooniliste läätsede vaatlused kinnitasid igati Sjur Refsdali teoreetilisi töid ja temast sai antud teema üldtunnustatud liider maailmas, jäi tal nägemata see õnnelik juhus, kus supernoova plahvatus on vaadeldav läbi gravitatsioonilise läätse. Sjur lahkus meie hulgast 2009. aastal.

Esimeseks läbi gravitatsioonilise läätse vaadeldud supernoovaks oli 2010. aasta augustis Pan-STARRS1 teleskoobiga vaadeldud PS1-10afx. Tema puhul aga võis vaadelda ainult üht supernoova kujutist. Vahepealse läätse olemasolust andis tunnistust punktallika üle 30 korra tavapärasest suurem heledus.

Tõeliseks sensatsiooniks oli aga 10. novembril 2014. aastal avastatud neli ootamatult süttinud „tähte“, mis paistsid läbi galaktikaparve MACS J1149.6+2223. Õnneliku juhuse tõttu osutus üks parve galaktikatest olema peaaegu täpselt supernoova ees ja lõhestas kaugelt saabuva kiire neljaks. Vastavaid kujutisi hakati nimetama S1, S2, S3 ja S4 ning nad moodustasid hästi äratuntava Einsteini risti. Kahjuks avastati kõik neli siis, kui plahvatuse hetk oli nende jaoks juba möödunud. Selle tõttu me ei tea eri saabumishetkede vahelisi ajanihkeid.

Kui hakati lähemalt uurima läätsena toimiva galaktikaparve omadusi, selgusid uued asjaolud. Esiteks näidati, et esimene kujutis kaugel oleva supernoova plahvatusest oli meieni jõudnud juba 1998. aastal. Veelgi enam – tehti ennustus, et veel üks järellinastus on ees aasta pärast. Ja tõepoolest, 11. detsembril 2015. aastal vaadeldi Hubble’i kosmoseteleskoobi abil supernoova plahvatust kuuendat korda!

Niisiis, 9,5 miljardit aastat pärast supernoova plahvatust, 5 miljardit aastat pärast seda, kui plahvatuse kiiri painutas teele sattunud galaktikaparv ja 50 aastat pärast Sjur Refsdali teoreetilisi uuringuid saime tõepoolest imelise vaatlusliku kinnituse. Ja loomulik on, et kaua aega tagasi toimunud sündmus sai nüüd uhke nime – supernoova SN Refsdal.

Huvitavaks teeb SN Refsdali juhtumi see, et kaugelt tulnud valgust murti sisuliselt kahe erineva läätse abil. Einsteini rist kujunes üksikust galaktikast koosneva läätse abil, vaatlemata jäänud ning ennustatud kujutised tekkisid aga kogu galaktikate parvest koosneva läätse abil.

Järgmiseks lõhestatud kujutistega supernoovaks osutus Palomari observatooriumis 2017. aastal avastatud plahvatus iPTF16geu. Tegemist oli jälle Einsteini risti kujulise kujutiste komplektiga. Nüüd aga osutus võimalikuks teada saada ka supernoova tüüp. Ja selleks oli Ia, ehk siis just see, mis kosmoloogias vajalik. Tema põlemise absoluutne heledus on meil teada ja see võimaldab teha läätse kohta täpsemaid arvutusi.

Kolmas silmapaistev läätse poolt lõhestatud supernoova juhtum sai tagasihoidliku esialgse tehnilise nime – AT 2016jka (AT – Astronomical Transient). Tema kolm kujutist avastati Hubble’i kosmoseteleskoobiga programmi Resolved Quiescent Magnified Galaxies (REQUIEM) raames. Neljanda supernoova linastuse ajaks arvutati aasta 2037. Objekt ise sai aga nimeks SN Requiem.

Neid hakkab olema palju

Kokku võttes võib öelda, et kosmoloogiliste rakenduste jaoks on kõige huvitavam situatsioon järgmine:

• Avastatakse galaktika või galaktikate parv, mille massivälja kuju on kerge kirjeldada, arvutustes kasutada ja mis töötab gravitatsioonilise läätsena.

• Läätse taga süttib supernoova või osutub, et seal vudiseb hele kvasar.

• Foonil toimuvate sündmuste kujutised lõhestatakse läätse poolt mitmeks nii ruumis kui ajas.

Sündmuste erinevate saabumisaegade vahel tekkinud ajanihked on siis sisendiks edasistele kosmoloogilistele arvutustele. Viimasel ajal on tööd selliste objektidega hakatud nimetama ajanihke kosmograafiaks (time delay cosmography).

Praegu oleme me selle teadusharu vaatlusliku osa alguses. Vaadeldud supernoovaga juhtumeid võime lugeda ühe käe sõrmedel, piisavalt kaua vaadeldud kvasaritega süsteemide lugemiseks piisab kahest käest. Tõelist kübaratrikki, kus foonil süttinud supernoova on Ia tüüpi ja seega meile teada heleduse ja kaugusega, oleme vaadelnud ainult ühe korra.

Olukord muutub aga kiiresti. Lähema kümne aasta jooksul õnnestub tõenäoliselt koguda uuele kosmograafia meetodile sobivaid vaatlusi vähemalt paarsada. Selleks annab lootust Vera C. Rubini observatooriumi Simonyi-nimeline teleskoop, mida nimetatakse ka vana kombe kohaselt LSST (Large Synoptic Survey Telescope).

See on tõesti suur teleskoop. Tema peegli läbimõõduks on 8,4 meetrit ja andmeid kogub 189st CCD sensorist kokku pandud 3,2gigapiksline kaamera. Kuigi nullide kirjutamine väsitab käe, katsume sellega hakkama saada: kaamera toodab päevas 30 000 000 000 000 (30 tera-) baiti ja kogu oma kümneaastase tööaja jooksul 60 000 000 000 000 000 (60 peta-) baiti informatsiooni. Kaamera pildistab kaadrite kaupa kogu talle kättesaadavat taevast ja käib igas taevakohas paaripäevase vahega. Just see asjaolu on muutliku taeva uurimiseks kõige olulisem. Ükski supernoova ei jää tabamata ja ükski ajanihe arvutamata.

Tänu Rubini teleskoobile saab ajanihke kosmograafiast vaatlusliku kosmo­loogia tähtsamaid tööriistu.

Jälle sääsed

Kui Harry Rehe „Supernoovale“ plekist taevast filmis, siis ainuke probleem olevat olnud see, et talvise stseeni võtteid tehti suvel ja selle tõttu kippusid sääsed kaadrisse lendama. Umbes samasuguse probleemi ees seisame ka nüüd.

Alustada tuleb aga kaugemalt. Maailm oli kolmkümmend aastat noorem kui praegu. Istusime koos Belgia informaatikainseneri, arvutiteadlase Robert Cailliauga⁵ ühes Helsingi kohvikus, kuulasime taustal Tanita Tikarami laulu „Twist In My Sobriety“ ja arutasime maailma asju. Robert oli tulnud siinsesse ülikooli, et levitada uut rõõmusõnumit: „Veeb on sündinud.“ Oli ta ju koos Tim Berners-Leega veebis kasutatava keele autor ja kõige esimese veebilehitseja programmeerija. Minul oli aga valmis saanud programm, mille abil õnnestus natuke aega hiljem arvutada esimene praktilist kasutust leidnud ajanihe ja teha väike, kuid oluline samm uue teadusharu – ajanihke kosmograafia koidikul. Muidugi ei olnud meil kummalgi ettekujutust, mis sellest kõigest tulevikus saab. Kõige vähem aga võisime oodata, et meie vahelt kunagi must kass läbi jookseb. See pole siiski midagi isiklikku, hoopis kosmiline probleem.

 

Nüüdseks on Roberti kätetööna valminud veebile ligipääs saanud peaaegu inimõiguseks. Ja selleks, et tõepoolest iga inimene, olgu siis merel, kõrbes, tundras või üksikul väikesaarel, saaks osa võrgu võbinatest, leiutatakse ikka uusi tehnilisi vahendeid. Nendest viimane on väikesatelliitide parved. Kõige tuntum neist on muidugi Elon Muski loodud ettevõtte SpaceX poolt üles lennutatud satelliidiparv Starlink, milles nüüd on juba üle 2700 väikesatelliidi. Paari aasta pärast on aga lendavate kunsttähtede hulk loendatav kümnetes tuhandetes. Hinnanguliselt on siis iga viieteistkümnes taevas helendav punkt inimese loodud „sääsk“.⁶

Kui Vera C. Rubini teleskoop pärast koroonaviivitusi tuleval aastal lõplikult käiku lastakse, siis on kindel, et tänu oma laiale vaateväljale ja suurele lahutusvõimele ei jää ükski öö õhtupoolses või hommikupoolses osas tehtud pilt ilma heledate häirivate triipudeta. Satelliitidelt peegeldunud päikesevalgus on väga tugev ja jäljed selle tõttu üsna paksud. Väga palju kallist ja ülihuvitavat informatsiooni läheb kaduma.

Et natukegi „sääskede“ mõju vähendada, plaanitakse osa satelliite varustada päikesevarjudega, ka nende tumedaks värvimisest on räägitud. Samuti peavad astronoomid uute häirete arvesse võtmiseks suure osa eksperimendi tarkvarast ümber kirjutama.

Järgmise põlvkonna üle taeva skaneerivad teleskoobid tuleb aga viia kosmosesse vähemalt sama kaugele Maast, nagu hiljuti üles saadetud James Webbi taevateleskoop. Astronoomid on esimesed, kes peavad Maalt plehku panema, kuna inimesed on selle tuksi keeranud.

1 https://upwikiet.top/wiki/Camille_Flammarion

2 Jaan Pelt, Pruunid kääbused ja ilmaruumi hiline valgus. – Sirp 13. VIII 2021.

3 http://muuseum.to.ee/Reprints/HTML/index.html?wilhelm_robert_karl_anderson.htm

4 Jaan Pelt, Kuidas ma arvutasin maailma vanust. – Tähetorni Kalender 2005, LXXXI, 64–70.

5 https://en.wikipedia.org/wiki/Robert_Cailliau

6 https://theconversation.com/soon-1-out-of-every-15-points-of-light-in-the-sky-will-be-a-satellite-170427