Neli avastatud galaktikat. Kunstniku nägemus Spitzeri kosmoseteleskoobi abiga avastatud galaktikatest. Nende tegelikku välimust saab näha teadusartiklist. Pilt: David A. Aguilar (CfA)

Niisugust olukorda võib tekitada suur kogus tolmu, mis asub galaktikates. Tolm hajutab ja neelab rohkem nähtavat valgust, mille tõttu viimane nõrgeneb ning alles jääb infrapunakiirgus. Teine “punandaja” on see, et galaktikad on väga kaugel, ehk Universumi paisumisest tekkiv punanihe on mõjutanud nende värvi. Kolmandaks põhjuseks pakkusid teadlased, et galakika lihtsalt koosnebki paljudest punastest vanadest väikestest tähtedest, mis annavad värvi. Niisuguse lahenduse jaoks peab samuti galaktika kaugel asuma.

Kõik need võimalused on võimalikud, kuid teadlased peavad tõenäolisemaks kolmandat võimalust, kuid ka selle puhul on probleem, et kauges noores Universumis on imelik, kui oleks vanade tähtede kogus niivõrd domineeriv. Avastus on oluline, kuna lubab testida ekstreemsete galaktikate mudeleid ning seega meie arusaamist galaktikatest.

24. augustil avastati supernoova Suure Vankri tähtkujus paiknevas Tuuleratta galaktikas (M101), mis asub meist 21 miljoni valgusaasta kaugusel. Osutus, et tegemist oli Ia tüüpi supernoovaga, mis avastamise hetkel oli seni uuritud supernoovadest plahvatuse kõige varajasemas staadiumis. 13. septembri paiku jõudis supernoova SN 2011fe oma maksimaalse heleduseni, +9.9 tähesuurust, olles seega vaadeldav väikeste teleskoopidega. Õigupoolest on nüüd septembri teises pooles, kui täiskuu enam ei sega, M101 ja supernoova vaatlemise tingimused paremadki, olgugi et supernoova heledus aegamööda väheneb.

Juuresolev foto Tuuleratta galaktikast on tehtud 9. septembri ööl vastu 10. septembrit. Pildi saamiseks on kasutatud kahetunnist säriaega valges valguses.

Vaata lisaks:

• Raivo Heina blogi
• M101′s Supernova Shines On (Sky & Telescope)
• Leiti “kümnendi supernoova”
• Astronoomiapilt #19: Tuuleratas

CL0939+4713. Panoraamülesvõte uuritud galaktika parvest. Vasakul on komposiitpilt mitmest värvifiltrist. Paremal kõrgemal on keskosa suurendus ning paramal all on märgitud punaste galaktikate kontsentratsioon. Pilt: Subaru/NAOJ.

Teadlased uurisid veel, missugused olid galaktikad, mis kiirgasid efektiivselt vesiniku alfa spektripiirkonnas. Üks osa neist olid punased galaktikad. Galaktika punane värvus viitab domineerivalt vanade tähtede sisaldusele.

Seega galaktika sisaldab vesiniku alfa joone poolest noori tähti ja üldise värvi poolest palju vanu tähti. Niisuguse vastuolu seletasid teadlased galaktikate ülemineku faasiga tähepopulatsioonide vahel noortest vanadeks. Alternatiivne seletus võib peituda galaktikate tolmusisalduses. Tolmul on omadus hajutada sinist valgust, mistõttu muutub tolmu läbiv valgus punasemaks, millest järeldub, et punased galaktikad pole tegelikult nii punased.

Vaatlused tehti Subaru teleskoobiga. Teadustöö on oluline galaktikate evolutsiooni uurimise jaoks.

Segue 1. Pildil on näha mõned avastatud galaktika moodustavad tähed (rohelise ringiga märgitud). Pilt: Marla Geha

Vaatluste ajal jäädvustati nende tähtede kiirus. Kuna kiiruste erinevused olid väga suured ning galaktika paistab koos püsivat, siis peab seal olema väga palju ainet, mis oma gravitatsioonijõuga ei lase tähtedel väljuda. Leiti, et galaktika kogu mass peaks olema 600 000 Päikese massi, kuid tähti on seal ainult umbes 1000. Arvatakse, et ülejäänud massist peab olema tumeda aine kujul.

Avastus on kahel põhjusel väga oluline. Tumeda aine uurijatele annab hea õnne korral see võimaluse uurida tumeda aine osakeste annihhilatsiooni. Kui kaks tumeda aine osakest kokku põrkavad võivad nad teoreetiliselt olla gammakiirguses nähtavad. Sellist gammahelendust praegu otsitaksegi, kuid kaasaegsete teleskoopidega on see ikkagi väga raske.

Oluline on avastus veel seetõttu, et avastatud galaktika sisaldab väga vanu tähti. Sisuliselt on tegemist väga metallivaesete tähtedega, mille tekkimise ajal ei olnud palju raskeid keemili elemente jõudnud tekkida. Niisuguste tähtede uurimine aitab kaasa tähtede evolutsiooni ja Universumi noorusaja mõistmisele.

COSMOS piirkond. Punase ristiga on pildi peal tähistatud uuringus kasutatud galaktikad. Pilt: CFHT/IAP/Terapix/CNRS/ESO.

Peaaegu iga galaktika sisaldab tsentris musta auku. Paljudel galaktikatel on vaikses olekus ehk sinna ei lange peaaegu mingit ainet. Sellisel juhul loetakse galaktika mitteaktiivseks. Kui aga toimub aine langemine musta auku, siis vabaneb selle käigus suur kogus energiat, mida on võimalik vaadelda kas siis röntgen, ultraviolet või raadio spektripiirkonnas. Niisuguseid galaktikaid nimetatakse aktiivseteks galaktikateks.

Peamine põhjus, miks aine peaks üldse musta auku kukkuma, seletati siiani galaktikate omavahelise häiritustega. Ehk kui üks galaktika ühines teisega või liikus väga lähedalt mööda, siis löödi aine galaktika sees liikuma. Selle liikumise tulemusena arvati, et aine võiks kukkuda galaktika tsentrisse.

Uuringu käigus leiti 2 tulemust: väga heledaid aktiivseid galaktikaid on väga vähe, enamus on keskmise heledusega. See tulemus on vana teooriaga kooskõlas. Teiseks leiti, et aktiivsetel galaktikatel on suur mass, mis on suuresti põhjustatud tumedast ainest. Põrkumise teooria ennustab 20 korda väiksemat keskmist massi. See vastuolu viitab sellele, et oleks vaja uut teooriat, mis seletakse aktiivsete galaktikate suurt massi.

Seletamaks galaktikate aktiivsust on välja pakutud ebastabiilusega seotud galaktikasisene liikumine, mis viib pöörlemist iseloomustavat impulssmomenti väljapoole ja ainet sisse galaktika tsentri poole. Lõpuks kukub osa ainest musta auku ning helendama hakates muutub tavaline galaktika aktiivseks. Viimase teooria tõesus vajab veel vaatluslikku kinnitust.

Galaktika M101. Näide vastupäeva pöörlevast galaktikast. Pilt: NASA, ESA, K. Kuntz (Johns Hopkins University), F. Bresolin (University of Hawaii), J. Trauger (Jet Propulsion Lab), J. Mould (National Optical Astronomy Observatory), Y.-H. Chu (University of Illinois, Urbana) ja Space Telescope Science Institute.

Vastupäeva pöörlevate galaktikate osakaal ei ole suur, umbes 4% pöörleb vastupäeva rohkem kui päripäeva. Uurimuse tegemiseks kasutati ainult spiraalgalaktikaid, nagu joonisel, kuna nende pöörlemist on kõige lihtsam kindlaks teha. Pöörlemise suund määratakse spiraalide suuna järgi. Teine kriteerium galaktikate valimisel oli kaugus, võeti ainult need, mis olid lähemal 0.085 punanihkest, ehk 1.3 miljardist valgusaastast. Valimis oli 15158 galaktikat.

Pöörlemist iseloomustatakse impulssmomendiga, mis on alati jääv suurus. Seega kui galaktikad pöörlevad rohkem ühes suunas, siis peab impulssmomendi jäävuse tõttu ka Universum tervikuna pöörlema. See on aga suur probleem tänapäeva kosmoloogia jaoks. Kosmoloogia põhineb suuresti kosmoloogilisel printsiibil, mis väidab, et suures mastaabis on Universum samasugune igas suunas ning igal pool. Kuna leiti, et on pöörlemine ja pöörlemisel on olemas eelissuund (see kuspoole enamus spiraalgalaktikate telg on suunatud), siis seda kosmoloogilst printsiipi rikutakse.

Universumi pöörlemise avastamine võib tähendada mitut asja. Üks olulisemaid on potentsiaalne vajadus kõige algsemat kosmoloogiat muuta, kui pöörlemine on piisav, et anda arvestatavad mõjutused. Teine oluline järeldus võiks olla tõdemus, et kui Universum pöörleb ja kogu impulssmoment on jääv, siis peaks eksisteerima veel vähemalt üks Universum, millel on vastupidine ja sama suur pöörlemine.

Uurimus tehti kasutades SDSS (Sloan Digital Sky Survey) vaatlusi, mis on saadud 2.5m teleskoobiga.

Üksikud noored tähed ja täheparved „kustunud“ elliptilises gallaktikas M105 leiti kosmoseteleskoop Hubble laia vaatevälja kaamera (Wide Field Camera 3 – WFC3). Leitud tähe tekkepiirkonnad on ootamatud vanas „kustunud“ galaktikas.

Michigani ülikooli teadlased uurisid vanu elliptilisi galaktikaid ja oma imestuseks avastasid, et seal endiselt veel tekib uusi tähti. Tulemused annavad uut infot selle kohta, kuidas galaktikad aja jooksul arenevad.

Kasutates Hubble andmeid nägid Alyson Ford ja astronoomia professor Joel Bregman üksikuid noori tähti ja täheparvesid neljas galaktikas, mis on umbes 40 miljoni valgusaasta kaugusel.

„Teadlased arvasid, et need olid „kustunud“ galaktikad, kus täheteke oli juba ammu lõppenud“ kommenteeris Ford. „Kuid me näitasime, et nad on endiselt aktiivsed ja vähesel määral toodavad uusi tähti“.

Galaktikad jagunevad üldiselt kaheks: spiraalgalaktikad nagu meie Linnutee ja elliptilised galaktikad. Spiraalgalaktikates asuvad tähed peamiselt kettas, mis lisaks tähtedele koosneb külmast ja tihedast gaasist, millest uued tähed tekivad ligikaudse kiirusega üks Päikese sarnane täht aastas.

Elliptilistes galaktikates on aga peaaegu kõik tähed miljardeid aastaid vanad. Need galaktikad sisaldavad tähti, mis liiguvad igas suunas ja seal leidub külma gaasi vähe või üldse mitte ning seega ei ole seni tähe tekkest teadlikud oldud.

„Astronoomid on eelnevalt uurinud tähe teket vaadeldes kogu elliptilisest galaktikast kiirguvat valgust korraga, sest tavaliselt me ei näe üksikuid tähti“ ütles Ford. „Meie trikk seisneb aga Hubble Kosmose Teleskoobiga tundlike ultravioletses spektripiirkonnas piltide tegemises, mis lubab meil üksikuid tähti näha“.

Uudne meetod võimaldas astronoomidel vaadelda täheteket, isegi kui selle kiiruseks on ainult 10 000 aasta jooksul üks uus Päikese sarnane täht.

Linnutee galaktikas tekivad tähed tavaliselt gruppides, mis koosneb sadadest tuhandetest tähtedest. Elliptilises galaktikas on tingimused aga veidi teistsugused, sest seal puudub külma gaasi, millest tähed saaksid tekkida

„Alguses tekitasid mõndadel piltidel olevad objektid meis segadust, kuni hetkeni mil me mõistsime, et tegu peab olema tähe parvedega, nii et enamus tähe teket toimub gruppides“, ütles Ford.

Meeskonna läbimurre tuli, kui nad vaatlesid galaktikat Messier 105 (M105), mis on normaale elliptiline galaktika ja asub 34 valgusaasta kaugusel Lõvi tähtkujus. Kuigi eelnavalt ei olnud mingisuguseid viiteid, et galaktikas M105 toimuks täheteket, nägid Ford ja Bregman paari piirkonda, kus võis täheteke toimuda. Nad nägid väga siniseid tähti, mille massiks üksiku tähe korral oleks 10 kuni 20 Päikese massi.

Nad nägid ka objekte, mis ei olnud piisavalt „sininsed“, et olla üksikud tähed, kuid selle asemel olid need parved, mis koosnevad paljudest tähtedest. Kui neid parvesid arvesse võtta, siis tekib galaktikas M105 tähti keskmise kiirusega üks Päikese sarnane täht iga 10000 aasta jooksul. Ford ja Bregman lisasid: „see ei ole lihtsalt hetkeline täheteke vaid pidev protsess“.

Need avastused tõstatavad uusi müsteeriume nagu tähetekke gaasi päritolu.

„Me oleme uue põneva ja aegajalt ka segase uurimisharu alguses“, ütles Bregman. „Me loodame seda avastust jätkata uute vaatlustega, mis annavad meile parema ülevaate tähetekke protsessidest nendes „kustunud“ galaktikates“.

Tartu Observatooriumi teadlased Maret Einasto, Juhan Liivamägi, Elmo Tempel, Enn Saar, Erik Tago, Jaan Einasto ja Peeter Einasto koos kaasautoritega Tuorla Observatooriumist ja Valencia Ülikooli Observatooriumist avaldasid kaks artiklit, milles nad uurivad superparvede morfoloogiat ning galaktilist koostist. Nendes töödes kasutati Juhan Liivamäe poolt Sloani digitaalse taevaülevaate andmete põhjal koostatud superparvede kataloogi.

Tartu kosmoloogide tööd näitasid, et superparvede heledus ja kuju on seotud – rikkamad ja suurema heledusega superparved on piklikumad kui vaesed superparved. Superparvede hulgas ei ole väga rikkad ning samas väga kompaktseid süsteeme, ei ole ka väga suuri kerakujulisi superparvi ega “pannkooke” – suuri lapikuid süsteeme. Rikkamad superparved on keerulisema siseehitusega kui vaesed superparved, nad on klombilisemad ning võivad sisaldada tunneleid. Morfoloogiliselt võib superparvi jagada nelja põhiklassi: “ämblikud” – ühe tihendiga süsteemid, millest väljuvad galaktikaketid; “mitmikämblikud” – galaktikakettidega ühendatud mitme tihendiga süsteemid; rikkaid galaktikakette meenutavad filamendid ning mitmeharulised filamendid.

Sloani Suur Sein – meie lähiümbruse kõige suurem ja rikkam galaktikasüsteem. Erinevatele tihedusnivoodele vastavad galaktikasüsteemid Suures Seinas on märgitud eri toonidega. Pilt: Maret Einasto.

Superparvede morfoloogia ning galaktilise koostise kohta saadud tulemused viitavad sellele, et superparvede arengus on olnud erinevusi, mis mõjutavad nii superparvi tervikuna kui ka nende galaktika populatsioone.

Ülemisel real on pilt galaktikatest, kus on toimunud tüüpilised supernoovad, alumisel real pildid kääbusgalaktikatest, milles toimusid suured supernoova plahvatused. Pilt: NASA/JPL-Caltech.

Siiani on olnud arvamus vastupidine: mida suurem galaktika, seda rohkem plahvatusvõimelisi tähti tekib ja seda rohkem peaks suuremas galaktikas nägema supernoovasid. Vaatlused aga kinnitavad vastupidist.

Teada on, et mida suurema massiga täht, seda suurem supernoova sellest tekib. Põhjendamaks vaatlusi pakuti välja, et väiksemates galaktikates kaotavad suure massiga tähed ainet vähem ning on võimelised tekitama suuremaid plahvatusi.

Füüsikaline tagapõhi on avastusel  järgmine: raskemad ained tähe atmosfääris “võtavad tuule alla” ning tähetuul sisuliselt puhub aineid minema. Järelikult tähed, milledes on palju raskeid aineid, kaotavad massi. Raskeid keemilisi elemente tekitatakse ja hajutatakse laiali peamiselt supernoovade abil, mida on arvuliselt rohkem suurtes galaktikates. Seega suuremates galaktikates tekkivad tähed kaotavad osa oma massist ära, mida väiksemates galaktikates tekkinud tähed ei kaotaks ja kui nad on suuremad, toimuvad ka võimsamad supernoovad.

Suure Vankri aisa all, aisa viimases tähest mõne kaarekraadi kaugusel, Jahipenide tähtkuju servas asub Keerise galaktika (M51). Oma ingliskeelse nime – Whirlpool Galaxy – tõttu on teda hakatud kutsuma ka Pesumasina galaktikaks.

M51 on amatöörastronoomide üks lemmikobjekte, sest tegemist on võrdlemisi heleda galaktikaga, mida on näha ka binokliga. Õigupoolest on tegemist kahe omavahel interakteeruva galaktikaga, väiksem galaktika kannab nime NGC 5195. Arvatakse, et Keerise galaktika silmatorkavad spiraalharud on kujunenud interaktsiooni tulemusena. Samuti on kaaslasgalaktika gravitatsiooniline mõju põhjustanud aktiivse tähetekke, mida võib näha spiraalharude heledamates klompides.

M51 asub meist umbes 23 miljoni valgusaasta kaugusel ja on heledaim galaktika M51 galaktikagrupis. Sellesse gruppi kuuluvad veel Päevalille galaktika (M63), NGC 5023 ja NGC 5229.

Vaata lisaks: Raivo Heina blogi

Interakteeruvate galaktikate grupp Arp 273. Foto: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Juuresoleval pildil on grupp interakteeruvaid galaktikaid. Pildil kõige suurem galaktika UGC 1810 on interakteerumas selle all oleva galaktikaga UGC 1813. Pildi ülaservas olevad sinised “juveelid” on noorte ja kuumade tähtede parved, mis eriti heledalt säravad ultravioletses valguses.

Pildil oleva suurima galaktika UGC 1810 spiraalharus (üleval, paremal) on näha ka üks väiksem spiraalgalaktika, mis ka väidetavalt kuulub samasse süsteemi.

Galaktikaparv Abell 383, mille abil tehti avastus. Pilt: NASA, ESA, J. Richard (CRAL) and J.-P. Kneib (LAM), Marc Postman (STScI).

Galaktika avastati Hubble’i kosmoseteleskoobi abil ning hiljem kinnitati avastus Spitzeri kosmoseteleskoobi vaatluste poolt. Saamaks täpsemat hinnangut kauguse kohta, mõõdeti tähe spekter Kecki teleskoopidega. Tulemuseks saadi, et galaktika asub punanihke z=6.027 juures, mis tähendab, et valgus hakkas meie suunas liikuma, kui Universum oli 950 miljonit aastat vana. Vaatlemise juures kasutati ära gravitatsiooniläätse efekti, mis tekib, kui massiivne galaktikaparv (antud juhul Abell 383) satub vaadeldava galaktika ja meie vahele. Niisugusel juhul valgus kõverdub ümber parve ning muudab vaatlusobjekti heledamaks.

Tähtede vanus saadi galaktika mudelist, mis tehti eri filtrites piltide ning spektri põhjal. Spekter oli mõõdetud maa pealt ning ei ole väga suure spektraalse ulatusega atmosfääri mõjude tõttu. Mudelist leiti tähetekke kiirus (u 3 Päikese massi aastas), tähtede keskmine vanus ning kogumass.

Avastus on oluline kosmoloogia ja galaktikate evolutsiooni seisukohast. Kosmoloogid saavad selle põhjal uurida varajase Universumi tingimusi ning reionisatsiooni. Reionisatsioon on ajastu, mille jooksul hajusalt paiknev vesinik ioniseeriti ning Universum muutus läbipaistvaks ultravioletsele valgusele. Galaktikate evolutsiooni uurijatele annab avastus aimu, missugustes tingimustes on võimalik täheparvede teke varajases Universumis.

Üldtunnustatud arusaama järgi on galaktikad universumi tihedamates piirkondades (superparvedes) kaugemale arenenud kui hõredamates piirkondades (tühikutes) paiknevad galaktikad. Peamiseks põhjuseks on asjaolu, et galaktikad tekivad peamiselt väiksemate süsteemide liitumisel ning tihedamates piirkondades toimub neid liitumisi rohkem. Antud evolutsiooniline eripära võimaldabki uurida galaktikate evolutsiooni, kasutades selleks vaatlusi ainult käesolevast hetkest.

Galaktikate evolutsiooni uurimiseks kasutame praeguse hetke suurimat galaktikate taevaülevaadet SDSS. Universumi suuremastaabilise struktuuri kirjeldamiseks kasutame heledus-tiheduse välja, mis pärast vaatluslikke ja selektsiooni parandeid võimaldab küllalt usaldusvääruselt eristada Universumis eri tihedusega piirkondi: tühikuid, filamente ja superparvi.

Galaktikate evolutsiooni jälgimiseks kasutame galaktikate heledusfunktsiooni – vaadeldud galaktikate heleduste jaotust. Evolutsiooni uurimiseks jagasime galaktikad morfoloogia järgi kaheks alamvalimiks: spiraalsed ja elliptilised galaktikad. Galaktikate heledusfunktsiooni arvutamine eeldab, et me teame galaktikate tegelikke heledusi. Kuna galaktikasisene tolm neelab galaktika tähtede valgust ning tolmu on märkimisväärses koguses spiraalgalaktikatel, siis spiraalgalaktikate vaadeldud heledus on galaktikasisese neeldumise tõttu nõrgem kui tegelik galaktika heledus. Antud töös on erilist tähelepanu pööratud spiraalgalaktikate tegeliku heleduse taastamisele ning töös toodud tulemused ei sõltu galaktikasisesest neeldumisest.

Uurides galaktikate heledusfunktsiooni sõltuvana suuremastaabilisest struktuurist, järeldasime, et elliptiliste galaktikate evolutsioon sõltub tugevalt ümbritsevast suuremastaabilisest keskkonnast, seevastu spiraalsete galaktikate heledusfunktsioon jääb erineva tihedusega piirkondades muutumatuks. Elliptiliste galaktikate heleduste üldine sõltuvus globaalsest ümbrusest oli oodatav, kuna elliptilised galaktikad tekivad vastavalt praegusele galaktikate tekke paradigmale peamiselt galaktikate ühinemise tulemusel. Spiraalgalaktikate heledusfunktsiooni sarnasus erinevates piirkondades näitab aga, et spiraalgalaktikate tekkimine erinevates tingimustes on sarnane. Kuna hierarhilise kuhjumise teooria järgi peaksid ka spiraalgalaktikad sõltuma ümbritsevast globaalsest keskkonnast, piirab see tulemus spiraalgalaktikate tekke võimalikke viise.

Käesoleva töö tulemused näitasid selgelt, et galaktikate evolutsioonis on oluline globaalne, suuremastaabiline ümbrus ning see mõju on erinev spiraalsetele ja elliptilistele galaktikatele. Antud tulemuste detailne analüüs ning võimalike galaktikatekke stsenaariumite kitsendamine on järgmiste uurimuste teemadeks.

Klassifitseerimiste arvu poolest kolmandal kohal asub galaktika, mis ei torka silma millegi erilisega. Tegemist on keskpärase galaktikaga, mille kergelt sinakas värvus viitab ketasgalaktikale, kuid küllaltki ümar kuju viitab elliptilisele galaktikale. Nende kahe tunnuse vastandlikkus on tõenäoliselt põhjuseks, miks antud galaktika on jäänud üheselt Galaxy Zoo projektis klassifitseerimata.

Klassifitseerimiste arvu poolest kolmas galaktika Galaxy Zoo projektis. Pilt: SDSS.

Klassifitseerimiste arvu poolest teisel kohal asub klassikaline spiraalgalaktika. Kuna antud galaktika paistab meile serviti, siis ei ole kahtlustki, et tegemist on tavapärase ketasgalaktikaga. Galaktika sinakas värvus on ka igati kooskõlas spiraalgalaktikaga, kuna kettas asuv tolm muudab galaktikad sinisemaks, mis on selgelt näha ka antud pildil.

Klassifitseerimiste arvu poolest teine galaktika Galaxy Zoo projektis. Pilt: SDSS.

Kõige enim klassifitseeritud galaktika Galaxy Zoo projektis on tavapärane elliptiline galaktika. Elliptilise galaktika peamisteks tunnusteks on sfääriline kuju ning kergelt punakas värvus, mis mõlemad on ka antud pildil selgelt näha.

Kõige enim klassifitseeritud galaktika Galaxy Zoo projektis. Pilt: SDSS.

Kel huvi, see võib ka ise Galaxy Zoo projektis kaasa lüüa. Galaxy Zoo projekti kodulehekülg asub aadressil www.galaxyzoo.org. Klassifitseerides seal galaktikaid, saate anda oma panuse teadusesse. Ilma Galaxy Zoo projektita ja paljude huvilisteta oleks jäänud ja jääksid tulevikus paljud huvitavad avastused tegemata. Üheks huvitavamaks avastuseks, mis on tehtud Galaxy Zoo kasutaja poolt on Hanny’s Voorwerp.

Head klassifitseerimist!

Juba kaua aega on arvatud, et kõige massiivsemad galaktikad moodustuvad kahe väiksema spiraalgalaktika kokkupõrkel. Alternatiivse teooria kohaselt tekivad nad aga gaasipilve kokkuvajumisel, mille järel tekib tihe tähtedest koosnev tuum, mis aja jooksul kasvades väiksemaid galaktikaid endasse neelab. See protsess on sarnane jääkristallide kasvamisega mikroskoopilise tolmuterakese ümber kui see Maa poole langeb, moodustades nii lumehelbe, kirjutab newscientist.com.

Hiljuti leiti tõendeid, mille kohaselt massiivne elliptiline galaktika nimega NGC 1407 tekkis eelnevalt mainitud viisil. Duncan Forbes ja kolleegid Austraalias asuvas Swinburne Tehnikaülikoolist tegid NGC 1407 täheparvede värvuse järgi kindlaks selle keemilise koostise.  Nad leidsid, et raskete elementide osakaal oli suurim galaktika keskpunktis ning vähenes sellest kaugemal, olles kooskõlas gaasipilve kokkuvajumise teooriaga. See tuleneb sellest, et gravitatsioon pilve keskpunktis on tugevam kui selle äärtes, mistõttu rasked elemendid sinna koonduvad.

See raskete elementide gradient ei ulatunud galaktika välimistesse piirkondadesse. See on vastavuses juba olemasolevate väiksemate tähesüsteemide astmelise assimilatsiooniga, kirjutab Forbes’i töörühm oma artiklis.