GALAKTIKA (0)

Kool
TEEMA
referaat
Koostaja :
Juhendaja :
Klass:
Asutus, aasta
SISUKORD
LINNUTEE .................................................................................................................................2
TEISED GALAKTIKAD ............................................................................................................3
GALAKTIKATE KLASSIFIKATSIOON..................................................................................4
DÜNAAMIKA............................................................................................................................5
PÖÖRLEMISKÕVER JA MASSIJAOTUS...............................................................................6
PINDHELEDUS, VÄRVUS, KOOSTIS....................................................................................7
AKTIIVSED GALAKTIKAD JA KVASARID ..........................................................................8
GALAKTIKATE RUUMJAOTUS.............................................................................................9
GALAKTIKATE TEKE............................................................................................................10
PILDID GALAKTIKATEST.....................................................................................................11
KASUTATUD KIRJANDUS....................................................................................................12
2
1. LINNUTEE
Tähesüsteemi, millesse kuulub Päike koos oma planeetidega , nimetatakse Galaktikaks. Taevas paistab galaktika nõrkadest tähtedest koosneva hajusate piiridega ribana- Linnuteena. Mujal maades kreeklaste eeskujul kutsutakse seda Piimateeks. Riba moodustab tähistaevas 10-20 kraadise laiusega “tee“, mille telgjoon kulgeb piki suurringi ja möödub taevapoolustest umbes 30 kraadi kauguselt.
1610 . a suunas Galilei esmakordselt teleskoobi taevasse ning sai selgeks, et riba helenduse põhjuseks on tohutu arv nõrku, palja silmaga nähtamatuid tähti. 18. sajandi lõpus alustas üks kõigi aegade edukamaid astronoome- vaatlejaid William Herschel tähtede süstemaatilist loendamist erinevatel kaugustel Linnuteest ning tegi kindlaks, et tähtede tihedus taevasfääril kasvab järsult Linnuteele lähenedes. W. Herschal näitas, et kõige paremini saab nähtut seletada oletades, et tähed ei täida ühtlaselt mitte kogu maailmaruumi, vaid on koondunud lõplike mõõtmetega piirkonda. Herschal visandas ka selle tähesüsteemi oletatava kuju- lapik ketas , mille paksus on umbes viiendik läbimõõdust. Et Linnutee heledus on kõigis suundades enam-vähem sama, oletati, et Päike asub süsteemi keskel.
Tänaseks on teada, et meie kodu- tähesüsteem on tavaline spiraalgalaktika, õhuke, umbes 1 kpc paksune tähtedest ja gaasitolmust ketas läbimõõduga 30-40 kpc, mida ümbritseb peaaegu kerakujuline vanadest tähtedest ja täheparvedest koosnev, äärte suunas hõrenev pilv- halo . Päike asub süsteemi tsentrist 8,5 kpc kaugusel ning tiirleb selle ümber pea ringikujulisel orbiidil. Andmeid meie Galaktika ehituse kohta saame täheparvede ja gaasilise aine, eeskätt vesiniku paiknemisest.
3
2. TEISED GALAKTIKAD
Kui Fernćo Magelhćes oma ümbermaailmareisil Vaiksesse ookeanisse jõudis, märkas ta taevas lisaks Linnuteele kaht umbes sama heledusega pilve. Neid nimetatakse Magelhćesi Pilvedeks. Esimene teleskoobivaatlus näitas, et needki koosnevad nõrkadest tähtedest.
Lisaks palja silmaga nähtavatele udulaikudele on taevas teisigi, silmale nähtamatuid, kuid teleskoobis hästi veedeldavaid udukogusid. 1771 . a. Koostas C. Messier esimese udukogude kataloogi . Seda täiendasid omalt poolt perekond Herscherid. Kokkuvõttes oli nende poolt aastaks 1864 kataloogidesse kantud 5079 objekti. Ühtki neist ei õnnestunud tol ajal tähtedeks lahutada.
Ettekujutus “saar-maailmadest“ tugevnes pärast spektroskoopia kasutuselevõtmist. Teleskoobis rohekana paistvad gaasudud näitavad heledatest joontest koosnevat spektrit, seevastu kollaste udude spekter on väga sarnane tavaliste G-spektriklassi tähtede spektritega. Asjaoludega, et neis tähti näha ei ole, saab seletada udukogude ülisuure kaugusega. Möödunud sajandi lõpuks jõudsid astronoomid üsna üksmeelsele veendumusele, et tegemist on kaugete tähesüsteemidega. Umbes samal ajal hakati ende kohta kasutama üldnime “galaktika“. See, et need udukogud tõepoolest tähtedest koosnevad, selgus pärast suurte peegelteleskoopide kasutuselevõttu. Tänapäeval on lähemate galaktikate tähti ja täheparvi uuritud kõigi eespool nimetatud meetoditega. Mingeid olulisi erinevusi kohalikest Linnutee süsteemi kuuluvatest tähtedest pole leitud.
Sajandivahetusel varasem ettekujutus lõpmatusest asendus Päikese sarnaste tähtedega täidetud ruumis pildiga, kus tähed on koondunud kindla ehitusega tähesüsteemidesse-galaktikatesse, mida eraldab ruumis süsteemide endi mõõtmetega võrreldes sada korda suurem vahekaugus . See on mõnevõrra vähem, kui on tähtede vaheline kaugus planeedisüsteemi ulatusega võrreldes või siis planeetidevaheline kaugus planeetide mõõtmetega võrreldes. Ka sajakordne erinevus mõõtmetes on suur- see tähendab, et tühja ruumi on Universumis miljon korda rohkem kui tähtedega täidetud.
4
3. GALAKTIKATE KLASSIFIKATSIOON
Kui tähtede nähtavateks parameetriteks on vaid heledus ja värvus, siis on galaktikad piisavalt suured, et uurida nende kuju ja struktuuri. Visuaalsete vaatluste põhjal võib eristada kolme põhitüüpi- elliptilisi, spiraalseid ja korrapäratuid galaktikaid .
Elleptilised galaktikad on ümmarguse või pikliku kujuga, nende heledus väheneb ühtlaselt serva suunas. Elliptilisi galaktikaid saab klassifitseerida lapikuse järgi.
Spiraalsed galaktikad võivad olla väga erinevad alates korrapärasest kaheharulisest spiraalist kuni kitsa, keskelt pisut paksema “värtnani“. Kõige ilmekamaks detailiks spiraalgalaktikate juures on kaks või rohkem spiraalharu , mis koosnevad heledatest tähtedest ja täheparvedest. Spiraalharude siseküljel on tumedad tolmuribad.
5
4. DÜNAAMIKA
Galaktikate suhtelised suured mõõtmed lubavad uurida lisaks galaktika kui terviku liikumisele ka sisemisi liikumisi . Piisava lahutusvõime korral saame määrata üksikute tähtede kiirusi, tavaliselt jääb spektroskoobi piluga määratud vaatlusalusesse palju tähti. Kõik need tähed kiirgavad samu spektrijooni, mis vastavalt iga tähe liikumisele on nihkunud lühema või pikema lainepikkuse suunas. Kui tähtede liikumine galaktikas on kaootiline, tekib laienenud joon. Kui aga on tegu süstemaatiliste liikumistega nagu näiteks pöörlemine, on ka spektrijooned nihkunud kindlas suunas.
6
5. PÖÖRLEMISKÕVER JA MASSI JAOTUS
See, et me räägime galaktikate pöörlemisest, pole päris õige. Pöörelda saab ikkagi ainult kõva keha. Galaktikas võime rääkida vaid tähtede tiirlemisest ühise massikeskme- galaktika tsentri ümber. See tiirlemine erineb oluliselt planeetide liikumisest : galaktikat ei saa kuidagi lugeda punktmassiks.
Pöörlemiskõverast järeldub kaks asja: esiteks ei pöörle ketas nagu kõva keha. Teiseks erineb nende tähtede liikumine galaktikas oluliselt planeetide liikumisest Päikese ümber: kui planeetide kiirus kahaneb võrdeliselt kaugusega tsentrist, siis tähtede liikumiskiirus galaktikas kas kasvab või ei muutu üldse.
Põhjuseks on erinevus massi jaotuses. Planeetide liikumist mõjutab peaasjalikult Päikese gravitatsiooniväli, seevastu galaktika gravitatsioonivälja, mis juhib tema tähtede liikumist, tekitavad needsamad tähed ise. Selliste “ isegraviteeruvate“ süsteemide liikumist ja stabiilsust uurib astronoomia eriharu- stellaardünaamika.
7

6. PINDHELEDUS, VÄRVUS, KOOSTIS
Galaktikate värv on kollakasvalge, mis kasvab G-klassi spektrile. Täpsem mõõtmine näitab, et elliptilised galaktikad ning spiraalgalaktikate paksenenud keskosad- mõhnad – on pisut punakamad spiraalharud ja korrapäratud galaktikad aga sinakamad.
Galaktikate keemilise koostise uurimine on töömahukas ja seda saab teha vaid lähemate galaktikate korral. Selgub , et tähed jagunevad kahte keemiliselt koostiselt erinevasse gruppi ehk populatsiooni. Neist esimene, ketta populatsioon , on koostiselt sarnane Päikesega ja sisaldab kõikvõimalikke tähti ning täheparvi. Teine, sfääriline populatsioon, kuhu kuuluvad kerasparvede ja mõhnade tähed, erineb esimesest suurema vanuse ja raskete elementide (raud, naatrium , magneesium ) väga väikese sisalduse poolest. Elliptilistes ja läätsekujulistes galaktikates esimene populatsioon puudub.
Lisaks tähtedele on galaktikas üsna suurtes kogustes gaasi ja tolmu. Paistab see meile vaid siis, kui teda valgustavad lähedal asuvad tähed või kui tolmupilv varjab tema taga olevate tähtede valguse.
8

7. AKTIIVSED GALAKTIKAD JA KVASARID
Lisaks eespool nimetatud galaktikatele on olemas galaktikataolisi objekte, mille tuum on erakordselt hele ja mille spektrit iseloomustavad tugevad, suure laiuse ja heledusega emissioonijooned. Eristatakse kolme põhilist tüüpi:
a) Seyferti galaktikad - normaalse värvusega spiraalgalaktikad, tugevad emissioonijooned tuumas.
b) Markarjani galaktikad - tuum ja mõhn sinaka tooniga, väike värvusindeks, tugevad emissioonijooned, ketas näha väga nõrgalt.
c) Kvasarid – peeti algul pikka aega “ülitähtedeks“. Praegu ollakse seisukohal, et tegu on ikkagi galaktikaga, mille tuuma heledus ületab ülejäänud osa heleduse tuhandeid kordi .
Suure heleduse ja lihtsa vaatlusmetoodika tõttu on kvasarid ühed kaugemad objektid maailmaruumis.
9
8. GALAKTIKATE RUUMJAOTUS
Galaktikate jaotus taevasfääril on ühtlane. Me ei näe galaktikaid Linnutee vöös, aga seda põhjustab valguse neeldumine meie Galaktika tolmukihis.
Kui palju on taevas galaktikaid? Viimases visuaalsete vaatluste järgi tehtud kataloogis on üle 13 000 galaktika. Herscheli kataloogi järgi oli neid 5000.
Fotograafia kasutuselevõtt lihtsustas tunduvalt galaktikate loendamist. Tänapäeva kataloogidest suurim- Oxfordi Ülikooli teadlaste koostatud elektrooniline lõunataeva kataloog piirküündivusega 20 tähesuurust- sisaldab üle 2 miljoni galaktika. Kasutades kosmoseteleskoopi ning tundlikke kiirgusvastuvõtjaid, võib piirtähesuurust veelgi tõsta. 1995. a. Lõpus Hubble'i kosmoseteleskoobiga tehtud proovivaatlustel Suure Vankri tähtkujus jõuti 30. suurusjärguni. Nende uuringute põhjal võib kinnitada, et mingit “piiri“ galaktikate maailmal ei ole.
Galaktikate ruumjaotus, niipalju kui selle üle saab otsustada punanihete mõõtmete järgi, on samuti suhteliselt ühtlane. Meie “lähemas“ 500 Mpc kauguses ruumiosas on teada üle tuhande galaktikaparve, milledest suurimad sisaldavad üle 1000 galaktika; samuti ulatuslikke, kuni 100 Mpc läbimõõduga suhteliselt tühje piirkondi. See, kõrge või pigem käsna meenutav struktuur arvatakse olevat tekkinud ilmaruumi paisumise käigus esialgsete väikeste häirituste arengu tulemusena. Vaadeldavat struktuuri iseloomustavate parameetrite kindlakstegemine on tänapäeva kosmoloogia üks populaarsemaid ülesandeid, mille täitmisel osalevad edukalt ka Eesti astronoomid.
10

9. GALAKTIKATE TEKE
Et nii tähed kui ka galaktikad saavad kujuneda ainult hajusast gaasipilvest gravitatsioonijõu toimel, on palju sarnast ka nende evolutsiooni teooriates. Elliptilise galaktika teke on sarnane tähe sünniga, spiraalgalaktika – õigemini küll selle ketta oma aga planeedisüsteemi kujunemisega. Oluliseks erinevuseks on võrreldamatult suurem mastaap, mis teeb kokkukukkumise aja pikemaks. Seetõttu võib kokkukukkuv gaasipilv jaguneda ammu enne suurte tihedusteni jõudmist tähtedeks, mistõttu seesmist rõhku ei teki- galaktika kujuneb mitte gaasidünaamika, vaid stellaardünaamika seadustele vastavalt. Muu osa, kaasa arvatud “ üle jäänud“ hajusaine laialipuhumine valgusrõhu poolt, on sama mis tähe kujunemisel.
Niisiis kujuneb protogalaktika kokkutõmbumise käigus kaks populatsiooni: tähepilv ja ggasiketas. Nende vahekord sõltub pöörlemise olemasolust, viimane omakorda kollapsi sümmeetriast. Tähepilv on suhteliselt väikeste mõõtmetega ning suure tihedusega, mistõttu ta stabiliseerub kiiresti elliptilise galaktika või spiraalgalaktika mõhna kujul. Ketta areng võtab tunduvalt rohkem aega.
11

12
KASUTATUD KIRJANDUS
http://et.wikipedia.org/wiki/Galaktika
http://et.wikipedia.org/wiki/Linnutee
http://www.google.ee/search?hl=et&biw=1360&bih=622&q=galaktikad&gbv=2&gs_sm=s&gs_upl=50l929l0l2136l9l6l0l0l0l0l0l0ll0l0&um=1&ie=UTF-8&tbm=isch&source=og&sa=N&tab=wi&ei=hz4UT66xIoiWOpz11fkK
XII klassi füüsika õpik- KOSMOLOOGIA
13