Füüsika kontrolltöö: KOSMOLOOGIA, universum, galaktika (0)

KONTROLLTÖÖ
1)MIDA TÄHENDAB KOSMOLOOGIA
Kosmoloogia tähendab maailmaõpetust või korraõpetust. Kosmoloogia ülesandeks on luua olemasolevate teadmiste baasil võimalikult terviklik pilt maailma ehitusest ja arengust.
Eelajalooline kosmoloogia kirjeldas inimese enda toonast eluolu, mis lihtsalt oli laiendatud kosmilistesse mastaapidesse. Küll peeti maailma ristküliku kujuliseks ja taevast sellele toetuvaks ümmarguseks taevaks, mis paigutas Maa itta ja Taeva läände – see olevat põhjus miks kõik jõed itta voolavad (Hiina) või kujutati Maad hiiglasliku kettana, mille servadele toetub Taevas, kus liiguvad pilved , Päike, Kuu, planeedid ; taevas on täis peenikesi augukesi, kust paistavad läbi tähed ja pritsib aeg-ajalt taevast vett – vihma, kõige üle – Taevaste Taevas on aga Jumal Jahve ( Heebrea ).
Geotsentristlikus käsitluses, asus maailmaruumi keskpunktis Maa, mille ümber tiirlesid Kuu, viis planeeti ja Päike. Tiirlevaid taevakehi ümbritses nn kinnistähtede vöönd .
Platoni-Aristotelese mudel ei selgitanud piisavalt planeetide näivat liikumist (tähtede taustal tehtavaid „silmuseid“) taevavõlvil. Ptolemaios korrigeeris mudelit, pannes planeedid omakorda tiirlema ümber Maa tiirleva masskeskme.
Heliosentristlikus käsitluses, asus maailmaruumi keskpunktis Päike, mille ümber tiirlesid Maa, koos tema ümber tiirleva Kuuga ja teised planeedid. Ka selles mudelis ümbritses tiirlevaid taevakehi nn kinnistähtede vöönd. Täieliku võidu saavutas heliotsentrism alles pärast seda kui Johann Kepler sõnastas 1609 a. (III seaduse aastal 1619) planeetide liikumist kirjeldavad seadused, mida omakorda üldistas Isaac Newton 1687 aastal oma ülemaailmse gravitatsiooniseadusega.
Ühena esimestest sõnastas 1. saj BC oletuse, et maailmaruum on lõputu Rooma filosoof Lucretius.
Põhjalikuma traktaadi selle kohta esitas 1583 aastal Giordano Bruno : „Maailmaruum on kõigis suundades ühesugune ning on täidetud Päikesele sarnanevate tähtedega, mille ümber tiirlevad samuti planeedid.“ Kahjuks sai Giordano Bruno süüdistuse ketserluses ja lõpetas oma elu tuleriidal.
18. sajandil avastas William Herschel, et tähed on koondunud süsteemi – Galaktikasse ( Linnutee , Milky Way), millest väljapool neid ei esine.
Peagi avastati ka teisi galaktikaid (Suur- ja Väike Magalhaes ’i pilv, Andromeda Udukogu jpt), mis paistsid asuvat kõikvõimalikes suundades ühtlaselt.
Siis tõestati, et galaktikad moodustavad omakorda suuremaid süsteeme: galaktikaparvi ja superparvi, millest väljaspool galaktikaid ei esine. Analüüsinud teadaolevate galaktikasüsteemide jaotumist Universumis, näitas Tartu Ülikooli astrofüüsikute töörühm Jaan Einasto juhtimisel 1990-de keskel, et need süsteemid moodustavad mesilaskärge meenutava struktuuri. Albert Einsteini üldrelatiivsusteooria ühe lahendi (nn Friedmanni lahend 1922 a.) kohaselt ei saa Universum olla staatilises olekus vaid peab kas paisuma või kokku tõmbuma.Galaktikate liikumist uurides avastas 1922 aastal Edwin Hubble, et kõik galaktikad eemalduvad üksteisest – see avastus andis kinnituse paisuva universumi teooriale .See, kas Universum paisub lõpmatuseni või asendub mingil hetkel kokkutõmbumisega sõltub Universumi massist. Kahjuks ei osata täna veel piisavalt täpselt Universumi massi hinnata.
2) MIS ON UNIVERSUM
Universumi all mõistame kõike olemasolevat . • Milline oli primitiivsete kultuuride ettekujutus maailmast? Lame Maa ja kuplikujuline taevas. Universum koosneb planeetidest, tähtedest, galaktikatest, galaktikate vahelisest hõredast ainest, elementaarosakestest, mateeriast ja energiast. Vaadeldava universumi läbimõõduks on hinnatud 28 miljardit parsekit (umbes 93 miljardit valgusaastat)[2]. Võrdlusena võib tuua meie kohaliku galaktika , Linnutee galaktika, mille läbimõõt on 30 tuhat parsekit ehk umbes 100 tuhat valgusaastat ja Päikesesüsteemi kuuluva Pluuto orbiidi läbimõõt on üks tuhandik valgusaastat[1]. Kogu universumi suurus ei ole teada ning see võib olla lõpmatu . Universum on kosmoloogia teadusharu uurimisobjektiks[1]. Kosmoloogid uurivad universumi ehitust ja arengut selle tekkest alates kuni tänapäevani ja püüavad ennustada universumi tulevikku. Tänapäeva kosmoloogia tugineb simulatsioonidel ja arvutimudelitel, mis töötavad üldrelatiivsusteooria võrrandite järgi[3], kuid universumi täielikuks kirjeldamiseks on vaja üldrelatiivsusteooria kvantfüüsikaga ühendada, mida pole veel seni suudetud teha ja seetõttu tuleb praeguseid tulemusi võtta kui esialgseid lähendeid. Tänapäeval on suur osa kosmoloogidest ühel meelel , et kõige paremini kirjeldab meie universumit Suure paugu mudel (täpsemalt ΛCDM-mudel), mille järgi on universumil selgelt määratletav algus, millele järgnes väga kiire paisumine ehk inflatsioon . Selle mudeli ja praegu teadaolevate kosmoloogiliste parameetrite järgi on universumi vanuseks 13,799 ± 0,021 miljardit (109) aastat.
Vaatluste põhjal saab öelda, et kaks ruumipunkti, mis asuvad eri kohtades, kaugenevad üksteisest ehk tegemist on paisuva universumiga. Nendes vaatlustes mängib tähtsat rolli punanihe ja Doppleri efekt. See on kooskõlas üldrelatiivsusteooriaga, mille kohaselt ei saa Universum olla staatiline ehk see peab kas paisuma või kokku tõmbuma. Kuigi vaatlusandmete ja teooria vahel on mitmeid lahkhelisid, on nende põhjal esitatud hüpoteesid tumeaine ja tumeenergia kohta. Esimene neist on mateeria liik, mida otseselt vaadelda ei saa, aga mille mõju on kaudselt näha, näiteks on tumeaine ehk varjatud aine mõju selgelt näha galaktikate pöörlemiskõverates.
Universumi teket ja arengut on püütud kirjeldada juba tuhandeid aastaid tagasi näiteks Antiik-Kreeka ja Skandinaavia mütoloogias. Juba siis osati tähevaatluste põhjal mitmesuguseid järeldusi teha.
suurem edasiminek toimus 20. sajandil. Teooria poolelt avaldas Albert Einstein üldrelatiivsusteooria, mis sobis hästi kokku seniste tulemustega. Ka oli läbimurdeid vaatluslikus kosmoloogias. 1929. aastal avaldas Edwin Hubble oma mõõtmised galaktikate punanihete kohta ja võrdles neid galaktikate kaugustega, tõestades, et universum paisub. Universumi paisumine tähendab seda, et minnes piisavalt palju ajas tagasi, siis mingil hetkel asuvad kõik objektid ühes punktis ehk universum ei saa olla igavene. Arno Allan Penzias ja Robert Woodrow Wilson avastasid 1964. aastal kosmilise reliktkiirguse, mis andis infot selle kohta, et universum on tõesti homogeenne . Mõõdetud kiirguse energia järgi leiti universumi kui musta keha temperatuur, milleks on 2,7 K. 20. sajandi lõpul on Hubble'i kosmoseteleskoop oluliselt avardanud inimeste silmaringi universumi kohta. Lisaks on see täpsustanud ka Edwin Hubble'i mõõtmisi.
Tänapäeval on palju teleskoope nii Maa peal kui ka kosmoses, mis koguvad infot universumi kohta üle kogu elektromagnetlainete spektri, alustades raadiolainetest ning lõpetades gammakiirgusega. Vaatlusandmetega on võimalik kinnitada või ümber lükata teooriaid ja mudeleid , mida teoreetikud on esitanud .
3) MAAKERA KOOS KÕIGEGA, SISEEHITUS , ATMOSFÄÄR , TÕUS, MÕÕN, KUU JNE
Seega on Maa Päikesest lugedes kolmas planeet, mille:
kaugus Päikesest:
* suurim ( afeel ) 152 098 232 km = 1,01671388 AU
* vähim ( periheel ) 147 098 290 km = 0,98329134 AU
* keskmine 149 598 261 km (≈150 milj.km) = 1AU,
kiirus orbiidil: 29,8 km/s,
tiirlemisperiood : 1yr (Maa-aasta) = 365,256363004d (Maa-päeva) = 8 766,152712096h = 525 969,16272576min = 31 558 149,7635456s,
pöörlemisperiood: 1d = 24h =
kaaslaste arv: 1 (Kuu),
läbimõõt:
* ekvaatoril 12 756,2 km,
* poolustel 12 713,6 km,
* keskmine 12 742,0 km
ruumala: 1.08321∙1012 km3
mass: 5,97219∙1024 kg
tihedus: 5,515 g/cm3,
raskuskiirendus ( raskusjõud ) planeedi pinnal: 9,798 m/s2 = 1g,
paokiirus : 11,186 km/s,
temperatuur pinnal:
* minimaalne: −89.2°C,
* keskmine: +15°C,
* maksimaalne: +56.7°C
atmosfäärirõhk planeedi (mere) pinnal: 1 atm = 760mmHg ≈ 101,3kPa.
atmosfääri koostises on:
* 78,08% lämmastikku (N2)
* 20,95% hapnikku (O2)
* 0,930% argooni (Ar)
* 0,039% süsihappegaasi (CO2)
* ~ 1% veeauru (H2O, sõltub ilmaoludest)
Olgu Maa kohta rõhutatud veel, et Maal on keskmise tugevusega (magnetinduktsiooniga) magnetväli 25 … 65 μT (mikroteslat), mille poolused asuvad planeedi geograafiliste pooluste läheduses. Geograafilise põhjapooluse kaugus ( polaarkoordinaadid 90,0°N; 180,0°W) magnetilisest lõunapoolusest (koordinaadid 85,9°N; 147,0°W) on vaid umbes 455,9 km pikki meridiaani mõõdetuna.
Maa pöörlemistelg moodustab tiirlemistasandiga 23,4° nurga (23°24’ ≈ 0,4084π rad).
Kuu on Maale ainus looduslik kaaslane ning kõige lähem taevakeha. (Tõe huvides olgu siiski nimetatud, et aeg-ajalt satuvad Maale lähemale üksikud väikeplaneedid – asteroidid , samuti sabatähed ehk komeedid ).
Maa pöörleb ümber oma kujutletava telje, mis „väljub“ maapinnast pooluste kohal. Teame, et Maa teeb ühe täispöörde ühe ööpäevaga.
Meeles tasub pidada asjaolu, et Maakera pöörlemissuund on läänest itta – selle peegeldus – Päikese, Kuu ja teiste taevakehade liikumine on sellele vastupidine .
Lisaks pöörlemise ümber oma telje, tiirleb Maa ümber Päikese, tehes täistiiru ühe aastaga. Aastaks loetakse ajavahemikku ühest kevadpunktist (kus ekliptika lõikub taevaekvaatoriga) järgmiseni.
Nii nagu ööpäevgi, pole ka aastad ühesuguse pikkusega, kuid ka sellest saadakse üle lisapäevade lisamisega kalendrisse teatud ajavahemike tagant.
Ekliptika ehk päevatee on Päikese näiv teekond taevas. Ekliptika on kujutletav ringjoon taevasfääril, mida mööda Päike näivalt oma aastateekonnal kulgeb.
Tegelikult on see Maa tiirlemine ümber Päikese, mis põhjustab Päikese asukoha näivat muutumist taevas. Ekliptika asub taevaekvaatori suhtes 23°27′ nurga all.
Kui ekliptika on taevaekvaatori kohal käib Päike kõrgelt ja vastaval poolkeral on suvi ning vastaspoolkeral talv. Kui ekliptika on taevaekvaatori all käib Päike madalalt – poolusel ning pöörijoonest kõrgemal/madalamal ei paista Päike polaaröö jooksul üldse ning vastaval poolkeral on talv ja vastaspoolkeral suvi – see tähendab, et vastaspoolusel polaarpäev , mille jooksul päike ei looju päevade viisi (poolusel sisuliselt pool aastat).
Lisaks päevade erinevale pikkusele tingib talve ja suve erinevust asjaolu, et päikese kiired langevad maale suvel maapinna suhtes suurema nurga all, mistõttu saab suvel maapind ajaühikus rohkem päikeseenergiat kui talvel, mil päikesekiired hajuvad langedes maapinnale libamisi.
Kuu tähtsaimad karakteristikud on:
kaugus Maast
* keskmine 384 399 km,
* lähim 362 000 km,
* suurim 405 400 km
kiirus orbiidil 1,02 km/s,
tiirlemisperiood 27,321582d = 27d7h43min6s,
pöörlemisperiood 27,321582d = 27d7h43min6s,
sünoodiline periood ( faaside kordumise periood) 29,530589d = 29d12h44min2,9s,
läbimõõt
* keskmine 3 474,20km = 0,273 Maa läbimõõtu,
* ekvaatoril 3 476,28km = 0,273 Maa läbimõõtu,
* poolustel 3 471,94km = 0,273 Maa läbimõõtu,
mass 7,35∙ 1022 kg = 0,0123 Maa massi,
tihedus 3,35 g/cm3,
raskusjõud pinnal 0,1654g (gkuu=1,622 m/s2),
paokiirus 2,38 km/s,
pinnatemperatuur (ekvatoriaalpiirkonnas)
* keskmine -53°C,
* madalaim -203°C,
* kõrgeim +117°C,
atmosfäärirõhk pinnal 0 atm.
Kuu on oma mõõtmetelt emaplaneedi suhtes kõige suurem kaaslane. Ta asub Maale nii lähedal, et keskmine vaatleja näeb tema pinnal sama palju detaile kui astronoom keskmise suurusega teleskoobiga Marssi uurides.
Kuna Kuu asend joonel Maa – Kuu – Päike muutub, siis muutub ka Kuu nähtav kuju. Kuu faasides räägitakse järgmistes lõigetes põhjalikumalt.
Kuna Kuu ja Maa on mõlemad Päikesest palju väiksemad läbipaistmatud kehad, siis tekib nende taha täis- ja poolvarjudest koosnev varjupiirkond. Kui emb- kumb satub teise varjupiirkonda, tekivad Kuu- või Päikesevarjutused. Varjutusi käsitletakse põhjalikumalt järgmistes lõigetes.
Oma väiksuse tõttu ei ole Kuul (märkimist väärivat) atmosfääri – see on umbes 1010 korda hõredam kui maapinnal. Kuul puudub ka hüdrosfäär. Tumedad tasandikud, mida tavatsetakse kutsuda Kuu meredeks ja ookeanideks, kuid nende peegeldumisnäitaja ( albeedo ) on ümbritsevast pisut madalam. Üldse on Kuu albeedo 12% (võrdluseks Maal on see 37%) – seega peegeldab Kuu kosmosesse tagasi palju vähem valgust kui Maa.
Kuul on näha palju suuremaid ning väiksemaid kraatreid (foto Kuu tagaküljelt), mis on tekkinud kokkupõrgetest kosmilist päritolu objektidega. Kraatrite vanust hinnatakse 4 … 4,5 miljardile aastale, mered ja ookeanid on aga pärit kokkupõrgetest 2,5 … 3,7 miljardi aasta tagusest ajast – seega on Kuud ajaloo jooksul tabanud vähemalt kaks suurt meteoriidi „rünnakut“. Kuna Kuul pole atmosfääri, siis on kokkupõrgetest tekkinud armid jäänud Kuu pinnale enam-vähem sellisena nagu nad tekkisid. Tõenäoliselt tabas samasugune meteoriidirahe tol ajastul ka Maad, kuid siinne atmosfäär ja hüdrosfäär on enamiku neist jälgedest ära pühkinud.
Kuu magnetväli on nõrk. Selle magnetinduktsioon on kõigest 1 … 100 nT.
Et Kuu pöörlemistelg on peaaegu risti tema (ja Maa) tiirlemistasandiga, siis Kuul aastaaegu ei esine.
Et Kuul kulub ühe täistiiru tegemiseks ümber Maa täpselt sama palju aega kui ühe täispöörde tegemiseks ümber oma kujutletava telje on Kuu kogu aeg suunatud Maa poole ühe ja sama küljega.
Kuna Kuu on valgust mitte läbi laskev keha, siis tekib tema taha vari. Sõltuvalt Kuu asukohast Maa ja Päikese suhtes, võib ta ise suuremal või vähemal määral oma varju sisse jääda ning nii polegi Maalt vaadeldav mitte terve Kuu, vaid ainult osa sellest.
Kuu faasid jagunevad – noorkuu (kui kuu Maa poole pööratud külg jääb tervenisti varjupiirkonda), täiskuu (kui kuu Maa poole pööratud külg on tervenisti valgustatud) ning kasvav kuu (esimene veerand) – on periood noorkuust täiskuuni ning kahanev kuu ehk vana kuu (viimane veerand) – on ajavahemik täiskuust noorkuuni.
Kuuvarjutus on olukord, kus Kuu satub Maa täis- või poolvarjukoonusesse. Esimesel juhul nimetatakse nähtust osaliseks kuuvarjutuseks, teisel aga täielikuks kuuvarjutuseks.
Päikesevarjutus on olukord, kus Kuu jääb Maa ja Päikese vahele ning Kuu täis- või poolvari langeb maapinnale.
Kuu teema lõpetuseks olgu öeldud , et Kuu on ainuke taevakeha Maa kõrval, millel on astunud inimese jalg. Esimese inimesena astus 20. juulil 1969 a. Kuu pinnale USA astronaut Neil Alden Armstrong, kelle koos Edwin Eugene (Buzz) Aldrin’iga toimetas sinna kosmoselaev Apollo 11. Kokku on Kuu pinnal kõndinud 12 inimest, kelle viisid sinna kosmoselaevad Apollo 11 … Apollo 17 (välja arvatud Apollo 13, mis pidi oma Kuu-missiooni katkestama). Pildil Apollo 17 missiooniga Kuul käinud Eugene Cernan.
4) VAHENDID, MILLE ABIL UURITAKSE UNIVERSUMIT
Läätsteleskoop; refraktorteleskoop; peegelteleskoop; Eristatakse – raadioteleskoope, UV-teleskoope, IR-teleskoope, röntgenteleskoope ja gammateleskoope.
Läätsteleskoop mitmest optilise süsteemi moodustavast läätsest optiline seade, mille ülesandeks on koondada valgust ning suurendada läbi selle vaadeldavate objektide nurkmõõtmeid.
Peegelteleskoop on ühest või mitmest peeglist ja läätsedest koosnev optiline süsteem, mille ülesandeks on koondada valgust ning suurendada läbi selle vaadeldavate objektide nurkmõõtmeid.
Peale elektromagnetlainete avastamist hakati taevast skaneerima ka eriliste antennide – raadioteleskoopidega ning avastati, et lisaks valgusele kiirgavad tähed ka infrapuna - (soojus) ja ultaviolettkiirgust, aga ka raadiolainete sagedusel, samuti röntgen- ning gammakiirgust.
Nii on riikide koostöös valminud teleskoobid, mis on saadetud kosmosesse maalähedasele orbiidile. Taolisi orbiidil tiirlevaid teleskoope nimetatakse kosmoseteleskoopideks. Tuntumad neist on Hubble, Chandra ja Spitzer.
Hubble’i kosmoseteleskoop on astronoom Edwin Hubble’i järgi nime saanud kosmoseobservatoorium, mis valmistati USA kosmoseagentuuri NASA (National Aeronautics and Space Administration) tellimusel ning saadeti orbiidile 1990. aastal. Hubble’i pildistab taevast peamiselt nähtava valguse spektrialas.
Chandra kosmoseteleskoop (Chandra X-ray Observatory ) valmistati samuti NASA tellimusel ning lennutati orbiidile 1999. aastal. Chandra skaneerib taevast röntgen- ja gammakiirguse lainealas.
Kosmoseteleskoop Spitzer valmis NASA tellimusel 2003. aastal ning tema ülesandeks on registreerida ja mõõta Universumis asuvaid nõrgimaid infravalgusallikaid.
5) PÄIKESESÜSTEEM , EHITUS PROTSESSID
Päikesesüsteemi moodustavad
Päike (sisaldab umbes 99,8% süsteemi kogumassist),
8 planeeti (Merkuur, Veenus , Maa, Marss, Jupiter , Saturn , Uraan, Neptuun );
koos oma kaaslastega (Maal – Kuu, Marsil – Phobos ja Deimos, Jupiteril vähemalt 67 kaaslast , Saturnil vähemalt 62 kaaslast, Uraanil on avastatud 27 kaaslast ning Neptuunil on siiani leitud 14 kaaslast, kaaslased on ka paljudel Päikesesüsteemi väikekehadel – näiteks Pluutol on 3 kaaslast jne) ja
Päikesesüsteemi väikekehad (Pluuto ja teised plutoidid, asteroidid ehk väikeplaneedid, komeedid, meteoorid ja meteoriidid).
Rahvusvahelise Astronoomiaühenduse International (Astronomical Union – IAU) definitsiooni järgi nimetatakse Päikesesüsteemi planeediks taevakeha, mis tiirleb ümber Päikese, on piisava massiga, et ületada jäiga keha jõud ning hoida hüdrostaatiliselt tasakaalulist see tähendab keralähedast kuju ning on oma gravitatsiooniga tõmmanud oma pinnale väiksemad kehad oma orbiidi ümbruses (on “puhastanud oma ümbruse”).
Kui täidetud on ainult kaks esimest tingimust, ei ole tegemist planeediga, vaid kääbusplaneediga. See¬tõttu on ka varem planeediks peetud Pluuto kääbusplaneet, sest tema ümbruses on Kuiperi vöö .
Kepleri seadused kirjeldavad planeetide liikumist ümber Päikese. Kolm Kepleri seadust on:
I seadus: Iga planeedi orbiit on ellips , mille ühes fookuses on Päike.
II seadus: Planeedi raadiusvektor katab võrdsete ajavahemike jooksul võrdsed pindalad.
III seadus: Planeetide tiirlemisperioodide ruudud suhtuvad nagu nende orbiitide pikemate pooltelgede kuubid.
Niinimetatud Maa- või ka kiviplaneetide rühma kuuluvad Päikesest lugedes esimesed neli planeeti: Merkuur Veenus Maa Marss
Maa-tüüpi planeedid ehk kiviplaneedid ehk Maa-sarnased planeedid on planeedid, mis koosnevad peamiselt silikaatkivimitest. Need sarnanevad ehituselt Maaga.
Merkuur on Päikesele kõige lähem planeet, seetõttu on ta Maalt halvasti vaadeldav – nähtav vahetul peale Päikeseloojangut või enne tõusu, kui taevas on veel suhteliselt valge.
Merkuur on Päikesesüsteemi kõige väiksem planeet – ta on isegi väiksem kui mõned Jupiteri ja Saturni suuremad kaaslased. Merkuuril looduslikud kaaslased puuduvad.
Tema pinda on vähe uuritud, kuid sarnaneb väga Kuu pinnale (palju kraatermägesid ja tasandikke ).
Merkuuril puudub atmosfäär, seetõttu kõigub tema pinnatemperatuur suures ulatuses – ehkki keskmine temperatuur on +230°C, võib päevane temperatuur ulatuda kuni +350°C, aga öösel olla vaid -170°C.
Merkuuril on küllaltki tugev magnetväli.
Veenus on Maale lähim planeet – tema minimaalne kaugus Maast on „vaid“ 42 milj. km. Et Veenus on Maalt vaadates alati Päikese lähedal, siis ta paistab kas õhtu- või hommikutaevas. Esialgu ei teatud, et tegu on sama taevakehaga. Veenust nimetati eesti rahvaastronoomias vastavalt Ehatäheks või Koidutäheks. Veenus on heleduselt kolmas silmaga nähtav taevakeha taevas.
Veenus on mõõtmetelt Maale sarnane, looduslikud kaaslased puuduvad.
Veenusel on väga tihe (ca 100x tihedam kui Maal) süsihappegaasist, metaanist ja väävelhappest koosnev atmosfäär, mis katab planeeti paksu pilvekihina. Tänu atmosfääri koostisele valitseb tema pinnal väga tugev kasvuhooneefekt – keskmine temperatuur 460°C.
Pinnavormidelt on Veenus tänu sealsele tihedale atmosfäärile kiviplaneetidest kõige „siledama“ pinnaga planeet – kõrgeimate ja madalaimate punktide vahe on suhteliselt väike. Veenusel valitseb tänaseni väga kõrge vulkaaniline aktiivsus.Marss on Päikesest lugedes 4., tuntud ka kui „punane planeet“. Punase värvi annab planeedi pinnale raudoksiid ( rooste !).
Marsil on 2 ebakorrapärase kujuga väikest ning ebakorrapärase kujuga looduslikku kaaslast – Phobos ja Deimos.
Marsil on Maaga võrreldes hõre atmosfäär, mis koosneb peamiselt süsihappegaasist ja lämmastikust. Pinnatemperatuur jääb vahemikku -87C … +20C (keskmine -53C).
Marsi pinnal on nii kõrgeid mägesid – siin asub Päikesesüsteemi kõrgeim mägi mõõdetuna mäe jalamist on Olympos Mons 27 km, sügavaid kraatreid ja kanjoneid kui ka süsihappegaasist „polaarjää mütsid“. Marsi poolustel võib jäämütside all leiduda tõenäoliselt ka veHiidplaneedid ehk Jupiteri tüüpi planeedid ehk gaasiplaneedid on Päikesesüsteemi Päikeselt vaadatuna neli kaugeimat suure massiga planeeti, mis koosnevad valdavalt erinevatest gaasidest ning jääst. Hiidplaneetidel pole tahket pinda, vaadeldav on vaid pilvkatte välispind. Hiidplaneetide sisemuses asub tõenäoliselt vedelas olekus mineraalidest ja gaasidest tuum.
Samuti on kõikidel hiidplaneetidel neid ümbritsev rõngaste süsteem (mis koosneb kindlal orbiidil tiirlevatest suurematest ning väiksematest kividest).
Hiidplaneedid on: Jupiter Saturn Uraan Neptuun.
Jupiter on Päikesesüsteemi kõige suurem planeet – tema läbimõõt 11,2 korda suurem kui Maal, mass aga vaid 318x suurem kui Maal. Jupiter on koguni nii suur, et tema sisse mahuksid lahedasti ära kõik ülejäänud 7 planeeti oma kaaslastega, Päikesesüsteemi väikekehadest rääkimata .
Jupiteri pöörleb oma suuruse kohta väga kiiresti – tema pöörlemisperiood (ööpäev) vaid umbes 10 tundi. Planeedi pöörlemistelje tasand on risti orbiidiga – Jupiteril puuduvad aastaajad.Jupiter koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist, kui tema mass oleks moodustamise hetkel olnud veidi suurem, võinuks temast saada täht.Jupiteril puudub (tõenäoliselt) konkreetne pind – tihe atmosfäär läheb sujuvalt üle vedelaks keskkonnaks. Jupiteri pinnaks loetaksegi tinglikult piirkonda, kus tema atmosfääri rõhk on võrdne Maa atmosfääri rõhuga – sellest „sügavamale“ liikudes rõhk suureneb, kõrgemale „pilvedesse“ tõustes aga alaneb .
Jupiteri pinnatemperatuur on umbes -100°C, kuid see on palju kõrgem kui oleks ainult Päikeselt saadavast energiast. Tõenäoliselt saab Jupiter lisaenergiat tema kokku tõmbumisel vabanevast potentsiaalsest energiast, mingisuguse panuse annab ka kasvuhooneefekt, sest Jupiter atmosfääris leidub metaani, ammoniaaki, etaani ja veeauru, kuid seda proportsionaalselt mitte just ülemäära suurtes kogustes .Jupiteri ümbritseb rõngaste süsteem, tema ümber tiirleb vähemalt 63 looduslikku kaaslast. Suurimad neist: Io, Europa, Ganymedes, Callisto on suuruselt võrreldavad Merkuuriga.Jupiteri kahtlemata iseloomulikuimaks tunnuseks on tema Suur Punane Laik – see on Jupiteri atmosfääris möllav hiiglaslik keeristorm , mis on kestnud juba vähemalt 300 aastat. Sellesse tormi mahuks vabalt sisse ka Maa. Tormituulte kiirus laigus küünib üle 400 km/h.
Saturn Tähtsaimad karakteristikud: kaugus Päikesest 9,58 AU, kiirus orbiidil 9,7 km/s, tiirlemisperiood 29,5 Maa-aastat, kaaslaste arv 62, läbimõõt 9,45 Maa läbimõõtu, mass 95,2 Maa massi, tihedus 0,69 g/cm3, raskusjõud planeedi pinnal 1,07g, paokiirus 35,5 km/s, keskmine pinnatemperatuur -139°C, atmosfäärirõhk pinnal (vt Jupiteri kommentaari) 1 atm.
Tuntud kui „rõngastega“ planeet – lisaks selgelt nähtavale rõngaste süsteemile (fotol on rõngad arvutiga töödeldud – erineva tihedusega piirkonnad on toonitud erinevalt) on Saturnil ka vähemalt 62 „kuud“, mõni nendest isegi suurem kui Merkuur. Ka Saturn pöörleb kiiresti ümber oma telje, tehes täispöörde ca 10 tunniga.Saturni keskmine tihedus on 0,700 g/cm3 (Maa keskmine tihedus ca 5,5 g/cm3) olles sellega Päikesesüsteemi „hõredaim“ planeet.Saturni keemiline koostis on peaaegu identne Jupiteri omaga , ka tema temperatuur on pisut kõrgem kui vaid Päikeselt saadava energia arvelt olla võiks. Saturnil, nagu Jupiterilgi puudub tahke pind, samuti möllavad Saturnil suured tormid.
Uraani avastas üsnagi juhuslikult 1781 aastal William Herschel, pidades seda alguses täheks – tollastes teleskoopides nähti teda valguspunktina nagu tähti, mitte kettana nagu teisi planeete. Tema näiv liikumine lubas teda siiski planeediks liigitada.
Uraanil nähtavad detailid puuduvad – kaasaegsetes teleskoopides näeb teda helesinise kettana. Põhikoostiselt sarnane Jupiteri ja Saturniga – vesinik ja heelium , aga ka atsetüleeni ja metaani, viimasest tuleneb ka planeedi sinine värvus.
Uraan pöörleb suhteliselt kiiresti, tehes täispöörde 16 tunniga. Uraani pöörlemistelg paikneb tiirlemistasandi suhtes väga väikese nurga all – ta nagu veereks mööda orbiiti. Tänu pöörlemistelje orientatsioonile on Uraanil sarnaselt Maa poolustele polaarpäev ja polaaröö, mille kummagi kestvus on 42 Maa-aastat.Ka Uraanil on rõngaste süsteem, paraku on need rõngad väga halvasti vaadeldavad. Sarnastelt eelmistele „suurtele“ on Uraanil vähemalt 15 looduslikku kaaslast. Uraani magnetpoolused asuvad (erinevalt enamikust teistest planeetidest) pöörlemispoolustega võrreldes suure (ca 60°) nurga all.
Neptuun- Tähtsaimad karakteristikud: kaugus Päikesest 30,1 AU, kiirus orbiidil 5,4 km/s, tiirlemisperiood 168,4 Maa-aastat, kaaslaste arv 14, läbimõõt 3,8 Maa läbimõõtu, mass 17,1 Maa massi, tihedus 1,64 g/cm3, raskusjõud planeedi pinnal 1,14g, paokiirus 23,5 km/s, keskmine pinnatemperatuur -201°C, atmosfäärirõhk pinnal (vt. Jupiteri kommentaari) 1 atm.
1846 a. arvutasid (teineteisest sõltumatult) John Adams ja Urbain Le Verrier välja Uraani mõjutaja teoreetilise asukoha, kust Johann Galle ta leidiski.Neptuunil, nagu teistelgi hiidplaneetidel on nõrk rõngaste süsteem ja vähemalt 14 kaaslast.Oma koostiselt ja omadustelt sarnaneb Jupiteri, Saturni ja Uraaniga. Neptuunil on samuti avastatud torme, on jälgitud ka ühe suure tormi (nn „must laik“) lagunemist väiksemateks atmosfäärikeeristeks.
Väikeplaneedid. Marsi ja Jupiteri vahele jääb loendamatu hulk (miljoneid) väikekehasid – asteroide, mis moodustavad „tiheda“ asteroidide vöö.
Suurimad asteroidid: Ceres , Vesta, Pallas ja Hygiea on suuruselt võrreldavad Pluuto, Kuu ja isegi Merkuuriga, väikseimate läbimõõt võib jääda mõne kilomeetri kanti .
Asteroidide sattumise kohta Marsi ja Jupiteri vahele on kaks vastandlikku teooriat. Ühe kohaselt jäid nad sinna Päikesesüsteemi tekkimisel – neist lihtsalt ei moodustunud mingil põhjusel planeeti, teine – katastroofi teooria – ütleb, et asteroidid tekkisid selles piirkonnas tiirelnud planeedi kokkupõrkel mingisuguse kosmilise „tulnukaga“ – eksoplaneet, hiidkomeet vms. Enam poolehoidu astrofüüsikute hulgas leiab neist esimene.
1906 aastal avastas Percival Lowell Neptuuni liikumise häiritust uurides tollel hetkel Päikesesüsteemi kõige kaugema „planeedi“ – Pluuto. Hiljem selgus, et Pluuto ei saanud kuidagi nii suurt Neptuuni liikumise häiritust põhjustada.
Pluuto on suuruselt palju väiksem kui Maa Kuu – läbimõõt 67% Kuu omast, mass vaid 20% Kuu massist. Kuni 2008 aastani loeti teda 9-ndaks planeediks, alates sellest kääbusplaneediks ehk plutoidiks.
Esimene planeetidega sarnaselt liikuv objekt Ceres, mis paistis teleskoobis siiski punktina nagu tähedki – siit ka nimetus asteroid – kreeka keelest „tähesarnane“ – avastati 1801. aastal (Giuseppe Piazzi), mõne aastaga leiti kümneid analoogilisi planeedikesi – Vesta, Pallas, Hygiea jpt.
Pluuto orbiit on väga välja venitatud, ulatudes kohati Päikesele lähemale kui Neptuuni oma. Pluutol on vähemalt 3 kaaslast – suurim neist on Charon, olles oma „planeedi“ suhtes suhteliselt suurim kaaslane Päikesesüsteemis.
Pluuto on esimene suurem objekt Päikesesüsteemi ümbritsevas Kuiperi vöös (ka Neptunitagused objektid TNO – inglise keeles Trans Neptunian Object ), mis koosneb paljudest Pluutoga võrreldavatest ja veelgi väiksematest objektidest .
Komeedid on äärmiselt väljavenitatud orbiidiga väga väikeste mõõtudega väikekehad nn sabatähed. Kokku on komeete loetletud Päikesesüsteemis umbes 4200 tükki .
Komeet koosneb tuumast, mis koosneb peamiselt jääst ja kividest, koomast, tuuma ümbritsev aurustunud veest ja tolmust väga hõre „atmosfäär“ ning sabast veelgi hõredam jääkristallidest ja tolmust moodustis. Komeedi saba on Päikese valguse poolt sabale avaldatava rõhu tõttu alati suunatud Päikesest eemale
Komeetide tiirlemisperioodid võivad olla kas:
lühikesed – see tähendab 20 … 200 aastat – näiteks Halley komeet, Hyakutake komeet, Hale -Bopp. Selliste komeetide orbiit ulatub kaugeimas punktis napilt Jupiteri orbiidi taha. pikad – see tähendab üle 200 aasta – näiteks McNaugh’i komeet (92,6 tuh. aastat), Westi komeet (6 milj. aastat). Nende orbiit ulatub kaugeimas punktis kaugele Päikesesüsteemist välja
Leidub ka ühekordseid, mitteperioodilisi komeete, mille orbiit pole ellips vaid parabool (või koguni hüperbool) – sellistele komeetidel pole antud nime vaid neid tähistatakse C2000, C2001 jne.
Meteoorid ja meteoriidid
Meteoorid on peamiselt asteroidide vööst pärit kosmiline „prügi“, mis sattudes Maa raskusvälja tõttu Maa atmosfääri kuumeneb ja süttib. Meteoore ehk „langevaid tähti“ on selge taeva korral võimalik märgata peaaegu igal öösel.
Kaks korda aastas läbib Maa meteooride vööndit – perseiide (juuli lõpp … augusti keskpaik ) ja leoniide (novembris), siis võib ühe tunni jooksul loendada tuhandeid meteoore. Meteoriidid on sellised meteoorsed taevakivid, mis ei jõua atmosfääris ära põleda ning jõuavad seetõttu maapinnale. Igal aastal langeb Maale sadu tonne meteoriite.
Suurimate meteoriitide kokkupõrked maapinnaga võivad tekitada suuri Maapinnale suuri löökkraatreid ja ökokatastroofe.
Tuntuimad meteoriidikraatrid on Kaali (Saaremaal) ja Arizona (USA); suurim on arvatavasti Vredefort’i kraater, mille läbimõõt on ca 300 km ning mis tekkis arvatavasti umbes 2 miljardit aastat tagasi kokkupõrkel objektiga, mille läbimõõt oli 5 … 10km.
Eksoplaneet või ekstrasolaarne planeet, on planeet, mis ei tiirle mitte ümber Päikese vaid tema tiirlemise tsentriks on mõni teine täht. 22. juuli 2014 seisuga on avastatud üle 1800 eksoplaneedi, mis omakorda moodustavad vähemalt 1100 Päikesesüsteemi laadset planeedisüsteemi.
USA kosmoseagentuur NASA saatis 2007. aasta kevadel teele kosmoseteleskoobi Kepler, mille ülesandeks on otsida ja leida uusi eksoplaneete. Keplerilt saadud andmeid töödeldakse pidevalt, kuid juba praegu võib ennustada, et nende põhjal tuvastatakse lähiajal veel paartuhat eksoplaneeti.
Ainuüksi meie tähesüsteemis – Linnutees – on umbes 200 miljardit tähte. Teadlaste hinnangul on eksoplaneetide keskmine esinemissagedus 1 planeet tähe kohta. Loomulikult on tähti, mida ümbritseb oluliselt enam planeete, aga küllap on piisavalt ka selliseid, millel pole ühtegi planeedist kaaslast.
Jättes kõrvale väga suured ja kuumad, samuti väga väikesed ja külmad tähed, võib teadlaste hinnangul olla Linnuteel vähemalt 11 miljardit tähte, mille läheduses on planeete, mis asuvad sarnastes tingimuses nagu on Maal meie Päikesesüsteemis. Ainuüksi meie „lähimas“ naabruses raadiusega 10 … 15 valgusaastat võib olla 1 … 5 Maale sarnastes tingimustes asuvat eksoplaneeti.
Teades, et hinnanguliselt võib Universumis olla 500 miljardit (ca 5×1011) galaktikat, milles igaühes on hinnanguliselt keskmiselt 1010 tähte, võib maailmaruumis olla kokku 5×1022 tähte, aga neid võib olla ka (mitme) suurusjärgu võrra rohkem või siis vähem – järelikult kui arvutame mitu Maa sarnast planeeti Universumis kokku olla võib, peaksime kõnelema (2 … 3)∙1022 eksoplaneedist.
6) TÄHED JA NENDE ARENGUD
PÄIKE on Maale kõige lähem täht, seepärast paistab ta meile ainukese tähena ketta , mitte punktina.Päikese olulisemad karakteristikud:
keskmine kaugus Maast – ca 150 milj. km
kaugus Linnutee keskpunktist ca 30 000 ly
keskmine läbimõõt – 70 000 km (ca 109•DMaa)
mass – 2•1030 kg (333 333•MMaa)
keskmine tihedus 1,4 g/cm3
vaba langemise kiirendus (pinnal) 274 m/s2 (27,4•gMaa)
tiirlemisperiood ümber Linnutee keskpunkti ca 250 milj. aastat (1 Gy – galaktika aasta)
vanus ca 4,5 … 5 mlrd. aastat (18 … 20 Gy)
temperatuur
* Pinnal 5800K (6073C)
* Südames 15 000 000K
kiirgusvõimsus 3,9•1026 W
keemiline koostis:
* vesinik 73,46%
* heelium 24,85%
* hapnik 0,77%
* süsinik 0,29%
* raud 0,16%
* neoon 0,12%
* lämmastik 0,09%
* räni 0,07%
* magneesium 0,05%
* väävel 0,04%
Päike jagatakse ehituslikult ja funktsionaalselt erinevateks piirkondadeks – vöönditeks.
Päikese keskel asub tuum, mis moodustab umbes 1/3 Päikese läbimõõdust. Tuuma tihedus on umbes 150 g/cm3 ning seal valitseb umbes 15 miljoni kelvini kraadine temperatuur ning toimuvad prooton -prooton tüüpi termotuumareaktsioonid. Just nendes reaktsioonides vabanevast seoseenergiast saabki Päike oma energia.Kuna keskkonna temperatuur on niivõrd kõrge, on kogu Päikese aine täielikult ioniseeritud kujul ehk plasmana.Tuumas vabanev energia antakse kõigepealt edasi kiirgusvööndile, kus tekkinud energia antakse edasi elektromagnetkiirguse kvantide järjestikkuse neeldumise ja kiirgumisena kiht-kihilt väljapoole. Kiirgusvööndi läbimõõt ulatub umbes 1/3 … 2/3 Päikese keskpunktist arvatuna.
Kiirgusvööndile järgneb konvektsiooni vöönd, mis ulatub 2/3 läbimõõdust Päikese nähtava pinnani. Selles piirkonnas alaneb temperatuur kiiresti, energiat antakse edasi Päikeseaine ümberpaiknemise teel nagu keevas vedelikus – kuumem ja hõredam aine tõuseb pinnale, külmem ja tihedam vajub sügavamale.
Päikese atmosfäär algab vahetult konvektsiooni vööndi kohalt ning ulatub Päikese nähtavast kettast väljapoole. Atmosfääriks loetakse Päikese seda piirkonda, mis on valguse jaoks läbipaistev. Atmosfäär jagatakse omakorda kolmeks osaks:
(1) fotosfääriks, mille paksus on umbes 300 km – siin muundub konvektsiooni vööndist Päikese pinnale jõudnud energia valguseks, samuti infra - ja ultravalguseks ning teisteks elektromagnetlainetena levida saavateks kiirgusteks.
Fotosfäär koosneb erilistest gaasimullidest – gloobulitest – läbimõõduga umbes 1000 km, mille temperatuur võib kõikuda vahemikus 4000 … 8000K.
Graanulite vahele jäävad tumedamad ja külmemad alad – päikeselaigud . Päikeselaikude põhjal tehti kindlaks Päikese pöörlemine ümber oma telje tehes täispöörde umbes 25,38 ööpäevaga. Tähelepanuväärne on Päikese pöörlemise juures see, et Päike ei pöörle nagu tahke keha, mille punktid liiguvad ühesuguse nurkkiirusega – mida lähemale Päikese poolustele, seda aeglasemalt Päikese pinna punktid liiguvad.
Samuti on päikeselaikude arvuga kirjeldatud Päikese aktiivsus, mis kordub umbes 11- aastaste tsüklitena. Päikese aktiivsuse muutus on selgitatav perioodiliste muudatustega Päikese magnetväljas. Aeg-ajalt paiskuvad Päikese sisemusest välja ülikuuma Päikeseaine joad , mida nimetatakse Päikese loideteks ehk protuberantsideks. Protuberantside hulk on seotud Päikese aktiivsusega – mida kõrgem see on, seda sagedamini loiteid esineb ning seda rohkem elektriliselt laetud osakesi maailmaruumi paisatakse.Mida aktiivsem on Päike, seda rohkem osakesi (peamiselt prootoneid ja alfaosakesi) ta maailmaruumi paiskab. Maale jõudes tekitavad need virmalisi ja magnettorme.
(2) kromosfääriks, kus Päikese atmosfäär hakkab kiiresti hõrenema, kuid tänu sellele suureneb gaasiosakeste kineetiline energia, millega on seotud gaasi temperatuur. Kui Fotosfääri ülemistes osades on vesiniku ja heeliumi segu temperatuur umbes 4000K ning gaasid esinevad praktiliselt atomaarsel kujul, siis temperatuuri tõustes algab taas gaasi ioniseerimine.
(3) Kromosfääri ülemistes kihtides on plasma temperatuur 1 … 2 miljonit kelvinit ning jääb paljude Päikese raadiustega võrduvatel kaugustel peaaegu muutumatuks. Kromosfääri kõige ülemisi ja hõredamaid kihte nimetatakse Päikese krooniks ning see on hästi vaadeldav täielike päikesevarjutuste ajal.
Tähesuurus
Tähed moodustavad 95% sellest, mis Universumis näha, kuid nende mass on väiksem kui 10% Universumi massist, mis moodustab ülejäänud 90+%, on hetkel veel ebaselge . Seda tänaseni tundmatut „ollust“ tuntakse ka kui tumeainet või tumeenergiat.
Seda kui heledana me tähte taevavõlvil näeme, iseloomustatakse näiva tähesuurusega m (ülaindeksina näiteks 2m). Mida heledam on täht, seda väiksem on tema tähesuurus.
Kui kahe tähe tähesuuruse vahe on 1m, on nendelt meie silma langeva valgusvoo erinevus umbes 2,5 kordne (2,512Δm). Näiteks:
Päikese tähesuurus -26,6m, Kuul -12,7m => Päikese ja Kuu tähesuuruste vahe 13,9m => Päikeselt jõuab meie silma valgusvoog , mis on ca 3,7•105 korda võimsam
Päikese tähesuurus -26,6m, Põhjanaelal 1,8m => Päikese ja Põhjanaela tähesuuruste vahe 28,4m => Päikeselt jõuab meie silma valgusvoog, mis on ca 2,3•1010 korda võimsam.
Hinnanguliselt võib Universumis olla 500 miljardit (ca 5×1011) galaktikat, milles igaühes on hinnanguliselt 1010 tähte – seega võib maailmaruumis olla kokku 5×1022 tähte? Aga neid võib olla ka (mitme) suurusjärgu võrra rohkem või siis hoopis vähem.
Tähtede tegeliku heleduse võrdlemiseks kasutatakse absoluutset tähesuurust – so näiv tähesuurus, millisena paistaks vaadeldav täht Maast 10 pc (32,6 ly) kaugusel.
Päikese absoluutne tähesuurus on 4,75m, öötaeva ühel heledamal tähel Vegal aga 0,58m. Suurima teadaoleva absoluutse heledusega objekt on hiiglaslik elliptiline galaktika M87, mille absoluutne tähesuurus on -22m, mis paistaks meile 10 pc kauguselt umbes 5∙1010 korda heledam kui samal kaugusel asuv Päike.
Tähe spektriklassid
Teiseks tähtsaimaks tähte kirjeldavaks karakteristikuks tähe heleduse kõrval on tähe spekter, mis annab uurijatele detailse ülevaate nii tähe keemilisest koostisest, massist (mis on seotud läbimõõduga) kui kirjeldab tähe nähtavat värvust (pinnatemperatuuri).
Erineva spektriklassi tähti tähistatakse suurtähtedega: O, B, A, F, G, K, M
O – sinised, kõige kuumemad (pinnatemp. 25 000 … 50 000K) tähed, koosnevad peamiselt ioniseeritud vesinikust
A – sinakasvalged, pinnatemperatuuriga 7500 … 11 000K ( spektris H, He ja ioniseeritud Ca) – Veega, Siirius
G – kollased 5000 … 6000K (tugevad Ca, K, Fe jpt metallid, H nõrk) – sellesse spektriklassi kuulub Päike
M – punased, kõige „külmemad“ (2000 … 3500K) tähed – spektris keerulisemate ühendite (TiO, CN, ZrO) molekulide jooned
Tähti uurides avastati, et nende spektrijooned on võrreldes Maal tekkivate samade ainete spektritega nihkunud pikemalainelisemaks – tegu on Doppleri efektist tuleneva punanihkega.
Teatavasti sõltub kiiratava laine lainepikkus laineallika liikumiskiirusest ja liikumissuunast vaatleja suhtes. Kui allikas läheneb, siis tajume laineid lühemalainelisena, kui kaugeneb, siis pikemalainelisena. Tähtede spektrite punanihe näitab, et kõik tähed justkui eemalduksid meist. Mida kaugemal vaatlejast täht asub, seda suurem on tema punanihe. Avastatud nähtus kinnitas paisuva Universumi teooriat.
Teised tähed
Tähe poolt kiiratavate spektrijoonte ja tähe liikumise põhjal on võimalik hinnata nii tähtede mõõtmeid (läbimõõtu) kui ka massi. Taoliste mõõtmiste põhjal võime öelda, et tähed on väga-väga erineva suurusega. Läbimõõdult suurimaid tähti nimetatakse (üli)hiidudeks. Nende läbimõõt on tavapäraselt 10 … 100 korda suurem kui Päikesel. Läbimõõdult väikseimaid nimetatakse kääbusteks ja nende läbimõõt on kõigest umbes 10% Päikese omast. Tähti uurides selgus, et tähtede masside erinevus on mõõtmete erinevusest väiksem, jäädes vahemikku 0,1MPäike … 40MPäike.
HR diagramm- Analüüsinud tähtede absoluutset heledust , spektrit, värvi ja mõõtmeid, märkasid Taani astronoom Ejnar Hertzsprung ja USA astronoom Henry Norris Russell, et tähed moodustavad oma väliste parameetrite (mass, läbimõõt, heledus, värv, temperatuur) põhjal seaduspära , mida nimetatakse Hertzsprung– Russelli diagramm e. HRD-ks
HRD peajadal asuvate tähed on väga stabiilsed (pikaealised), sellelt välja jäävad tähed on ebastabiilsed ( lühikese elueaga).
Tähtede energiaallikad
Tähtedel on peamiselt kaks energiaallikat:
gravitatsioonilisel kokkutõmbumisel vabanev energia ja
tähe sisemustes toimuvate tuumade sünteesireaktsioonidel vabanev seoseenergia.
Suured gaasilised kehad nagu tähed tõmbuvad iseenda raskuse mõjul kokku, nende potentsiaalne energia väheneb – vahe kiiratakse maailmaruumi tavaliselt elektromagnetkiirgusena. Tähelaadseid objekte, mille maailmaruumi kiiratavast energiast suurem osa tuleneb kokku tõmbumise energiast, nimetatakse prototäheks.
Tähtede peamiseks energia allikaks on siiski nende sisemuses toimuvad kergete tuumade sünteesireaktsioonid ehk termotuumareaktsioonid.
Termotuumareaktsioonides muundub vesinik esmalt heeliumiks, mis omakorda muundub hiljem raskemateks keemilisteks elementideks. Raskemad elemendid tekivad tähe tsentrile lähemal, kergemad elemendid tsentrist kaugemal.
Reaktsioonide käigus vabanev energia suundub tähe südamikust tähe pinna suunas, avaldades seejuures täheainele märgatavat rõhku. HRD peajadal asuvate tähtede puhul on tähte kokku suruv gravitatsioonijõud täpselt sama suur kui termotuumareaktsioonide käigus vabaneva ja tähest välja suunduva energia (kvantide) rõhumisjõud.
Tähtede evolutsioon
Tähe „elukaar“ koosneb järgmistest etappidest:
I. Universumis leidub piirkondi (ürgtähtede jäänused), mis on täidetud külma ja hõreda gaasiga. Siiski ületab sellise gaasipilve tihedus kordades Universumi keskmist.
II. Gaasiosakeste soojusliikumise tõttu tekivad gaasipilves tihedamad piirkonnad, mis hakkavad tänu oma gravitatsioonile iseeneslikult kasvama.
III. Tiheneva pilve potentsiaalne energia kahaneb ning vabaneb soojusena – gaasikera temperatuur hakkab kasvama – sünnib prototäht .
IV. Prototäht tiheneb, tema pinnatemperatuur ja ka sisetemperatuur suurenevad. Teatud hetkel saavutatakse prototähe sisemuses tingimused, mis on vajalikud termotuumareaktsioonide käivitamiseks – prototähest saab „päris“ täht.
V. Termotuuma reaktsioonide käigus vabanev energia hakkab tungima tähe pinnale avaldades seejuures ümbritsevale keskkonnale rõhku. Kui energia rõhumisjõud saab võrdseks iseenesliku kokkutõmmet põhjustava gravitatsiooniga, saabub tähe tasakaaluolek ning täht jõuab HRD peajadale.
VI. Tähes toimuvate termotuumareaktsioonide käigus tekib üha raskemaid keemilisi elemente, paraku vabaneb raskemate elementide tekkel vähem energiat kui kergemate tekkel ning tuuma välisosa hakkab paisuma.
VII. Ammendanud kogu „termotuumakütuse“ jätkub tähe evolutsioon sõltuvalt tema massist järgmiselt:
(7.1) täht jahtub aeglaselt (kui tähe mass on väiksem kui Päikese mass) muutudes lõpuks pruuniks kääbuseks.
(7.2) täht heidab ära oma pindmised kihid ja plahvatab noovana või supernoovana ning pärast plahvatust jääb alles kas:
Ülitihe ja ülikuum tuum (valge kääbus ), mis kiirgab ümbritsevasse keskkonda alguses röntgenkiirgust, siis aina pikalainelisemat (külmemat) kiirgust kuni lõpuks täielikult jahtub (pruun kääbus) – mass kuni 100 Päikese massi või
Must auk – mass üle 100 Päikese massi
VIII. Mida suurem on tähe mass, seda kiirem on elukaar sünnist surmani (so termotuuma-reaktsioonide lõppemiseni.
Must auk
Iga (taeva)keha jaoks on olemas kiirus, millega liikudes on võimalik rebida end lahti selle keha raskusväljast.
Seda kiirust nimetatakse paokiiruseks (ehk III kosmiliseks kiiruseks).
Kuul on paokiirus ca 2,4 km/s
Maal on paokiirus ca 11,2 km/s
Päikesel on paokiirus ca 618 km/s
Musta augu korral ületab paokiirus valguse kiirust so 300 000 km/s
Kuna miski ei saa liikuda kiiremini kui valgus, siis satuvad nii valgus kui mistahes muu mateeria, sealhulgas ka informatsioon, musta augu poolt seatud „gravitatsioonilõksu“ ning ei jõua sealt kunagi mustast august väljaspool asuva vaatlejani.
Iga (taeva)keha jaoks on olemas kindel raadius nn Schwarzschildi raadius (Rs), milleni teda kokku surudes saavutatakse olukord, kus paokiirus muutub valguse kiirusest suuremaks
Näiteks Päikese Schwarzschildi raadius on 2 950 m, Maa oma aga 9 mm. Võib vaid ette kujutada milline peab olema ühe musta augu tihedus, et ta saavutaks eespool kirjeldatud omadused.
7) MIS ON GALAKTIKA, LIIGID, LINNUTEE
Linnutee – meie Galaktika. Lisaks planeetidele (mis muutsid päev-päevalt oma asukohta ) ja kinnistähtedele (mille asukoht ei muutunud), on öötaevas näha ka valkjat „udu“, mida Eestis on ikka kutsutud Linnuteeks, sest ta on peaaegu põhja-lõuna suunaline.
Teistes keeltes nimetatakse teda enamasti „piimateeks“: Γαλακτικωσ (loe: galaktikos, kreeka k); Milky Way (inglise k); Milchstraße (saksa k); Млечный путь (vene k)
Peale teleskoopide leiutamist avastati, et see „udu“ koosneb miljonitest silmale nähtamatutest tähtedest. Kreeka keele eeskujul said paljudest tähtedest koosnevad tähesüsteemid nime galaktika. Meie koduks olevat tähesüsteemi nimetatakse Linnuteega paralleelselt ka Galaktikaks.
Linnutees asuvaid tähti uurides on jõutud järeldusele, et:

• Linnutee on kettakujuline , läbimõõduga 100 000 ly, ketta paksus 1 000 ly
  
• Linnutees on vähemalt 200 … 400 miljardit tähte
  
• Linnutee tähtede tihedus on piirkonniti väga erinev:
  

tsentris kuni 1000 pc-3 (tähte kuupparsekis)
Päikese läheduses 0,1 pc-3
äärele lähemal veelgi väiksem

• Linnutee mass on ca 0,2 triljonit Päikese massi
  
• Linnutee vanus on ca 13 miljardit aastat
  
• Linnutee tiirleb ümber oma keskpunkti, tehes täispöörde ca 250 miljoni aastaga
  
• Erinevalt Päikesesüsteemist kus tsentrist kaugemad planeedid liiguvad aeglasemalt kui lähedasemad, on Linnutee tähtede liikumiskiirus igal pool peaaegu ühesugune (või isegi suureneb kauguse kasvades)
  

Teised galaktikad
Lisaks Linnuteele, on öötaevas näha ka teisi „udusid“

• Andromeda „udukogu“
  
• Orioni „udukogu“
  
• Suur ja Väike Magalhaesi Pilv
  

mis kõik osutusid teleskoobiga vaatlemisel tähekogudeks e. galaktikateks
Tänaseks on kataloogidesse kantud ca miljard galaktikat, igaühes vähemalt 1 miljard tähte.
Avastatud galaktikad jagunevad järgmisteks tüüpideks:

• elliptilised galaktikad
  
• spiraalgalaktikad
  
• korrapäratud galaktikad
  

Galaktikad on tekkinud ürgsetest gaasi- ja tolmupilvedest, milles tähed on „välja tihenenud“. Mõned galaktikad liiguvad üksteise suhtes ning piisavalt lähedale sattudes võivad nad üksteist mõjutada – paljud spiraalsed galaktikad võivadki olla tekkinud väiksemate galaktikate kokkupõrkel.
Galaktikad koonduvad galaktikaparvedesse. Ühes parves võib olla sadu, isegi tuhandeid galaktikaid – näiteks 140 miljoni parseki kaugusel asuvas Coma parves on loetud kokk üle kümne tuhande galaktika.
Galaktikaparvede uurimisel selgus, et nende mass-heleduse suhe on umbes sada korda väiksem oodatust – nende aine kiirgusvõime tundus olevat sadu kordi nõrgem kui tähtedel ja galaktikatel. Seda silmale ja teleskoopidele nähtamatut materjali on hakatud kutsuma varjatud massiks ehk tumeaineks ehk tumeenergiaks. Justnimelt tumeainet peetakse galaktikaparvede moodustumise peamiseks põhjuseks – kui seda poleks, hajuksid galaktikad „vaid“ mõne miljardi aastaga.
Tumeaine otsingute käigus avastas teadlaste rühm Jaan Einasto juhtimisel, et ta pole mitte kogunenud galaktikate südamikesse või hajunud ühtlaselt galaktikate sees vaid ümbritseb neid ulatudes suurte kaugusteni galaktikate tsentrist mõõdetuna – 250 kpc raadiusega galaktikaparves osutus massi olema vähemalt kümme korda rohkem kui võis arvata tema ereduse järgi. Kusjuures kehtib seos – mida eredam on galaktika, seda rohkem tumeainet teda ümbritseb.
Kuna Universumi evolutsioon tulevikus sõltub Universumi massist, siis just tumeaine massi täpne määramine saab olema määrava tähtsusega faktoriks milline Universumi tulevikustsenaariumitest rakendub.
XX sajandi keskel näitasid George Abell ja Fritz Zwicky, et galaktikad ei paikne sugugi ühtlaselt, vaid on koondunud parvedesse. Tekkis küsimus, et ka Universumis leidub galaktikaparvedest veelgi suuremaid struktuure – nii nimetatud superparvi.
Galaktikaparvede asetust analüüsides jõudis teadlaste rühm, mida juhtis Jaan Einasto ning kuhu kuulusid veel Mihkel Jõeveer ja Erik Tago järeldusele, et galaktikaparved asuvad ruumis ahelatena, mille vahele jäävad hiiglaslike mõõtmetega tühikud, mille läbimõõt ulatub sadadesse mega­par­se­kitesse (106pc).
Universumi taolist ehitust on hakatud kutsuma kärgstruktuuriks – galaktikaparved moodustavad nagu vaha mesilase kärjekannudes seinad, mee rollis on aga peaaegu ideaalne vaakum – see tähendab seal ei ole aineosakesi, tähtedest ja galaktikatest rääkimata.
Suur pauk - Uurides galaktikate liikumist Päikesesüsteemi suhtes avastati, et mitte ainult kõik tähed Galaktikas ei eemaldu Päikesest vaid ka kõigi galaktikate spektrid on tugevas punanihkes – ehk enamik galaktikad eemalduvad meist (ja ka üksteisest)
See fakt on aluseks teooriale, mille kohaselt sai meie Universum alguse ühest ruumipunktist, mis mingil põhjusel paisuma hakkas. Selle paisumise alghetke nimetatakse Suureks Pauguks – sünd­mu­seks, milles said samaaegselt alguse nii ruum, aeg kui ka aine. Kuna aeg saab alguse Suurest Paugust, ei saa me esitada küsimust „mis oli enne seda?“
8) UNIVERSUMI ARENGUMUDELID
Erinevad teadlased, ja mitte ainult astrofüüsikud, on juba aastasadu püüdnud Päikesesüsteemi tekkimist kirjeldada. Olgu siinkohal toodud neist vaid mõned täpsemad või efektsemad.
Päikesesüsteemi mudel
Millistele küsimustele peab vastama Päikesesüsteemi mudel?

• Miks asuvad planeetide orbiidid (peaaegu) ühes tasandis , mis ühtib Päikese ekvatoriaal -tasandiga?
  
• Miks kõik planeedid tiirlevad ümber Päikese ühes suunas, mis ühtib Päikese pöörlemissuunaga?
  
• Miks moodustavad planeedid koos oma kaaslastega Päikesesüsteemi sarnaseid süsteeme?
  
• Miks moodustab Päike ca 99,9% süsteemi massist, kuid süsteemi liikumishulgast ca 98% langeb planeetide arvele
  
• Miks jagunevad planeedid oma suuruse ja tiheduse järgi kahte gruppi – Maa-sarnased (esimesed 4) ja hiidplaneedid (kaugeimad 4)?
  

Kuna Päikesesüsteemi tekkimise kirjeldust ei ole võimalik katseliselt kontrollida, siis peab tema tekkimist kirjeldav hüpotees rahuldavalt vastama vähemalt neile küsimustele.
Kanti nebulaarhüpotees
Saksa filosoof Immanuel Kant esitas 1755 aastal hüpoteesi, et Päikesesüsteem tekkis algselt suure ja hõreda gaasipilvena (ladina keeles nebula ), mis iseenda gravitatsiooni mõjul kokku tõmbudes muutus üha lapikumaks ja üha kiiremini pöörlevaks kettaks. Ketta keskele tekkis Päike, tsentrist kaugemal kontsentreerusid planeedid.
Laplace ’i nebulaarhüpotees
Prantsuse õpetlane Simon de Laplace esitas oma hüpoteesi 1796 aastal, selle kohaselt: tekkis Päike gaasipilve kokku tõmbumisel. Mida rohkem pilv kokku tõmbus, seda kiiremini Päike pöörlema hakkas. Teatud hetkel ei suutnud Päike oma välimisi kihte gravitatsiooni jõuga kinni hoida ja need paiskusid eemale, moodustasid ketta ja seal hakkasid tekkima planeedid, sama mehhanism kordus planeetide kaasalaste (kuude) tekkimisel.
Liikumishulga paradoks
Suletud süsteemi liikumishulk , mis koosneb tiirlemisega ja pöörlemisega ja kehade massidega seotud komponentide summast , on jääv suurus. Seega kui vaadelda Päikesesüsteemi keskel asuva ja oma telje ümber pöörleva Päikese ja tema ümber tiirlevate ja oma telje ümber pöörlevate planeete liikumishulki, siis peaks nebulaarteooriatest lähtudes moodustuvas Päikesesüsteemis suurem osa liikumishulgast „ kuuluma “ Päikesele ja väiksem osa planeetidele. Tegelikkuses moodustab Päikese liikumishulk vähem kui 3% süsteemi omast. Seega pole kumbki nebulaarhüpotees täielikus kooskõlas vaatlusandmetega.
Katastroofihüpoteesid
Liikumishulga paradoksi kõrvaldamiseks on pakutud välja erinevaid hüpoteese, mis kõik põhinevad mingisugusel juhuslikul sündmusel , mille käigus planeedid saavad oma suure liikumishulga väljastpoolt.
Georges Buffon (1745) – Päike oli alguses üksi, aga ta põrkus kokku hiidkomeediga. Päikesest välja paiskunud ainest moodustusidki planeedid.
Thomas Chamberlin (1899) – Päikesest möödus mingi väga suure massiga täht, mis oma gravitatsiooniga „imes“ välja osa Päikese ainest, millest saidki tekkida planeedid
Svante Arrhenius (1913) – põrkusid kokku ja liitusid kaks tähte, tekkis Päike ja põrkest laiali paiskunud ainest tekkisid planeedid
Otto Schmidt (1943) – Päike läbis teele jäänud hiiglaslikku kuid hõredat gaasipilve, selle kondenseerumisel ja paakumisel tekkisid planeedid jms
Fred Hoyle (1944) – Päike oli alguses kaksiktäht, mille suurem paariline plahvatas. Plahvatuse tulemusena paiskusid tähed laiali, kuid Päikese ümber jäi piisavalt materjali planeetide jms tekkeks.
Kõik nn „katastroofihüpoteesid“ põhinevad oletusel, et Päikesesüsteemi tekkimisel polnud tegu suletud süsteemiga ning on rikutud liikumishulga jäävuse seadust. Igaüks neist võimaldas vastata ühele või mõnele mudelile esitatud küsimusest, kuid mitte kõigile korraga – seega ei saa ka ühtegi katastroofihüpoteesi lugeda Päikesesüsteemi tekkimise kirjeldamiseks piisavalt täpseks.
Magnetpiduri hüpotees
Hüpoteesi idee autor on Norra virmaliste uurija Kristian Birkeland, seda lihvisid hiljem astrofüüsikud hollandlane Hendrik Petrus Berlage, rootslane Hannes Alfvén ja inglane Fred Hoyle, samuti eestlane Ernst Öpik. Selle hüpoteesi kohaselt: tekitavad Päikesest välja lenduvad ioonid ümber Päikese elektriliselt laetud pöörlevad gaasirõngad, milles gravitatsioonijõudude tulemusena tekivad planeedid ja mille magnetväli pidurdab Päikese pöörlemist. Planeedid (ja teised süsteemi kuuluvad väikekehad) vahetavad Päikesega ainet ja selle tulemusena planeetide kogumass väheneb.
Tuleb tõdeda, et teooria oli küll efektne, paraku aga kaugel täiuslikust.
Protoplanetaarne teooria
Ehkki astrofüüsikud pole veel täiuslikult suutnud vastata kõikidele Päikesesüsteemi tekkimise ja evolutsiooniga seonduvatele küsimustele, on teadlaste hulgas enim poolehoidu kaasaegne Protoplanetaarne teooria, mille kohaselt:

Pöörlev vesinikust ja heeliumist gaasipilv (nebula) hakkas iseenda raskusjõu mõjul kondenseeruma, tekkisid hiigelsuured tähed, mis kiiresti „läbi põlesid“ ja oma elu plahvatusega lõpetasid.

Plahvatades tekkisid raskemast keemilistest elementidest koosnevad pilved, mis hakkasid kokku tõmbuma – tekkisid kaasaegsete tähtede eellased – prototähed, mis olid ümbritsetud hõredamast materjalist kettataolise pilvega

Prototähe temperatuuri tõustes hakkas kettas asuv gaas ioniseeruma, tema magnetväli pidurdas prototähe pöörlemise kuid kiirendas kettas asuva aine pöörlemist

Pöörlevas kettas hakkasid tekkima tihendused – nn protoplaneedid, kusjuures tihedam materjal koondus tähele lähemale, kergem aga sellest eemale (sama toimus protoplaneetide kuudes)

Tähe kiirgus „puhastas“ süsteemi üleliigsest materjalist – algsest väljaspool tähte asunud massist jäi alles vaid 1/1000

Süsteem stabiliseerus ja jahtus – kokku kulus selleks 50 … 100 miljonit aastat.
Universumi evolutsioon ja tulevikustsenaariumid- Universumi praegust vanust hinnatakse ca 14 miljardile aastale, keskmine temperatuur 2,7K, (nähtava osa) läbimõõt 93 mlrd valgusaastat. NB! Universumi väga varajases staadiumis toimunud arengu kirjeldamiseks on kasutusele võetud „inflatsioonilise arengu etapp“ – see on ajavahemik, mille jooksul Suures Paugus tekkinud ruum paisus valguse kiirusest kiiremini, mistõttu pole meil lootuski vaadelda Universumi äärealasid.
Mis juhtub Universumi arenguga edasi, sõltub Universumi massist – paraku ei suuda astrofüüsikud täna veel täpselt Universumi kogumassi hinnata. Põhimõtteliselt on Universumi arengus kaks võimalikku stsenaariumi:
SUUR TARDUMINE (ka LÕPUTU PAISUMINE) – kui Universumi mass on teatavast kriitilisest massist väiksem, siis jätkab ta paisumist ja jahtumist kuni saavutatakse temperatuur 0K, mille juures soojus­lii­ku­mi­ne lakkab .
SUUR KOLLAPS – kui Universumi mass on sellest kriitilisest massist suurem, siis võib teatud ajahetkel paisumine asenduda kokku tõmbumisega, Universumi temperatuur hakkab tõusma ning see kokku tõmbumine lõppeb samuti kogu olemasoleva koondumisega ühte punkti – sarnasesse, millest Suur Pauk Universumi tekitas.
Paljusid vaevab küsimus: „Kas on olemas teisi universumeid?“ Võimalik, et on olemas lõpmatul hulgal universumeid, kuid paraku pole meie Universumis viibival vaatlejal vähemalt praeguste teadmiste kohaselt põhimõtteliselt võimalik nende olemasolu kohta informatsiooni saada.
1973 aastal sõnastas Brandon Carter nn antroopsusprintsiibi, mille kohaselt on Universumi ehitus ja areng täpselt sellised, et seal saaks eksisteerida inimene (vaatleja).
Antroopsusprintsiip ei ole füüsika- ega ka teiste loodusseaduste abil tõestatav, kuid temast lähtuvalt on võimalik selgitada nii tähtede, galaktikate, Päikesesüsteemi kui ka elu tek­ki­mist.