Kuidas me teame, et galaktikad pöörlevad?

Galaktikad on kaugel. Ja kuna nende pöörlemise periood on väga pikk (Linnuteel näiteks üle 200 miljoni aastat), siis näivad nad üsna paigal seisvat. Kuidas me teame, et nad siiski pöörlevad? Kuidas saab teada, kui kiiresti nad pöörlevad?

Galaktikate valgus

Vesiniku kiirgusspektri vaatamiseks on vaja on vesinikuga täidetud gaaslahendustoru ja difraktsioonivõre.

Galaktikad saadavad meie poole valgust. Valgust me saame uurida. Täpsemalt, me saame uurida valguse spektrit.

Valguse spekter on selle aine sõrmejälg, mis selle valguse kiirgab. Nii et igal ainel on oma spekter ja kui mingist valgusallikast tulnud valguse spektrist saab teada, millistest ainetest valgusallikas koosneb.

Näiteks kui valguses on olemas vesiniku spektri jooned, siis on objekti koostises vesinikku. Galaktikate koostises on vesinik täitsa olemas.

Pöörleva galaktika valgus

Me eeldame, et igal pool Universumis kehtivad samad loodusseadused. Nii et kui me leiame galaktika või tähe spektris hapniku või vesiniku spektri, siis saame järeldada, et need ained on seal olemas.

Pöörleva galaktika vaatlemine. Meist eemalduvate galaktika osade valgus on pisut punasem, lähenevate galaktika osade oma pisut sinisem.

Galaktikatest meie poole liikuv valgus annab ka infot galaktikate liikumise kohta. Sellest aru saamiseks on hea kasutada helilainete analoogi - kiiresti mööduva kiirabiauto või veduri sireen on selle lähenedes kõrgem, kaugenedes läheb see madalamaks.

Valguslainetega on samamoodi – meie suhtes kiiresti liikuva objekti valguse vesiniku spektrijoon on nihkes. Eemalduva objekti valgus on pikema lainepikkusega (punanihe), läheneva objekti spektrijoonte lainepikkus lühem (sininihe). Tegemist on hästi tuntud Doppleri efektiga.

Kuidas on pöörlevate objektidega? Mis muud, kui et pöörlevad objekti erinevate punktide valgus paistab meile punakam või sinakam vastavalt sellele, kas see punkt liigub meist eemale või läheneb meile.

Mida me näeme?

Mida me siis näeme, kui galaktikaid teleskoobi ja spektromeetriga uurime? Kui vaatame terve galaktika valgust kui tervikut ning uurime selle spektrit, siis spektrijooned selles näivad laiemana, nagu selgitab järgnev joonis

Pöörleva galaktika spektrijoone doppleri laienemine. Osa galaktikast tulevast valgust on punanihkes, osa sininihkes. Silmas need kaks osa liituvad galaktika keskmest tuleva, pöörlemise seisukohalt paigal seisvast piirkonnast ning kokkuvõttes näib spektrijoon laienevat.

Fiiberteleskoop ja galaktika pöörlemise kiiruste jaotus

Kui galaktikat vaadatakse punkthaaval, nagu seda võimaldavad tänapäevased fiiberteleskoobid, siis saame uurida galaktika erinevate punktide kiiruseid üksteisest sõltumatult ning saame kätte kiiruste jaotuse üle galaktika. Ja kui nii, siis saame vaadata, kuidas muutub nähtava massi liikumine galaktika keskmest selle serva poole liikudes. Just selliseid mõõtmisi tehti tumeaine avastamisel.

Tänaseks on loomulikult kogutud ohtralt eksperimendiandmeid. Näieks CALIFA vaatlusest (CALIFA survey) saadi detailne ülevaade umbes 600 galaktika kohta lähiuniversumis. Alljärgneval pildil on kaks näidet: elliptiline galaktika NGC 6125 (üleval) ja spiraalne galaktika NGC 2916, kus jätkuvalt moodustuvad tähed (all). Vasakul on nende galaktikate pildid varasemalt läbi viidud SDSS vaatlusest. Paremal olevad joonised annavad nähtava aine liikumise kiiruse neis galaktikas. Sinakas värv viitab sellele, et aine liigub meie poole, punakas värv, et meist eemale. Joonisel on ka skaala, mis viib vastavusse värvi ja kiiruse. Näeme, et elliptiline galaktika pöörleb väga aeglaselt, seevastu spiraalse galaktika pöörlemisel on aine liikumise kiirus kuni 180 km/s.

Elliptiline galaktika NGC 6125 (üleval) ja spiraalne galaktika NGC 2916 CALIFA vaatluses.

Järgnevalt pildipaarilt saab aimu, milline sellise teleskoobi sensor välja näeb (vasakul). Parempoolsel pildil on vaatluses kasutatud Clar Alto Observatooriumi 3,5 m läbimõõduga Zeissi teleskoobi foto.


Vasakul pildil on fiiberteleskoobi valguskaablite kimp enne poleerimist. Paremal pildil on 8 kordne suurendus videovaatluses, kus kontrollitakse valguskaablite otsi.	Clar Alto Observatooriumi 3,5 m läbimõõduga Zeissi teleskoop. Seda teleskoopi kasutati koos PMAS spektrograafiga CALIFA vaatluses.