GALAKTIKAD JA UNIVERSUM SIGRID KIVILO 12.KLASS VASTSELIINA GÜMNAASIUM 2016.Õ.A GALAKTIKA EHK TÄHESÜSTEEM • Galaktika on suure massiga gravitatsiooniliselt seotud tähesüsteem. • Galaktikad koosnevad tähtedest, kosmilisest tolmust ja gaasist, mida hoiab koos galaktika külgetõmbejõud. • Galaktikate läbimõõt võib ulatuda mõnest valgusaastast paarisaja tuhande valgusaastani. • Maailmaruumis on palju erineva GALAKTIKA EHK TÄHESÜSTEEM • Galaktikas on umbes 10 miljonit kuni 100 triljonit tähte. • Tähed tiirlevad ümber galaktika massikeskme. • Galaktika keskme ümber asuvad vanemad tähed ja kerasparved. • Tähed võivad koonduda tähesüsteemidesse ja -parvedesse. • Nende ümber võivad tiirleda planeedid ja teised taevakehad. MEIE KODUGALAKTIKA - LINNUTEE • Kui Galaktika on kirjutatud suure G-ga, peetakse silmas meie kodugalaktikat - Linnutee galaktikat...
Kiviõli 1. Keskkool Galaktika Referaat Koostas : Kadi Uustalu Kiviõli 2009 Sisukord 1. Üldine tutvustus 2. Galaktikate teke 3. Kuidas liigitada galaktikaid · Elliptiline · Korrapäratu · Spiraalne 4. Linnutee 5. Galaktikate liikumine 6. Gaas ja tolm galaktikates 7. Kasutatud allikad 1. Üldine tutvustus Galaktika on miljonite , miljardite või triljonite tähtede kogum . Peale tähtede on galaktikate koostisosadeks ka gaas ja tolm , kuid neid ei leidu igas galaktikas . Nad püsivad koos oma gravitatsioonijõu tõttu . Galaktikate läbimõõt on kuni paarsada valgusaastat . Suuremates galaktikates on kuni triljon tähte ja väiksemates umbes miljon tähte . Enamus galaktikates ei häiri kedagi , nad eksisteerivad teisi segamata
spiraalse galaktika liitumise tulemus. M87 (elliptiline galaktika) · üks suuremaid teadaolevatest galaktikatest (2000-3000 miljardi Päikese mass) · võimas radio- ja gammakiirguse allikas · Galaktika sisemusest lenduvad ainemassi joad relatiivse kiirusega · Oletatavasti asub galaktika keskel hüpermassiivne must auk (3×109 Päikese mass) Spiraalsete galaktikate liitumise simulatsioon Gaas ja tolm galaktikates · Galaktikates on suurtes kogustes gaasi ja tolmu. · Gaasi ja tolmu näeme vaid siis, kui seda valgustavad lähedal asuvad tähed või kui tolmupilv varjab selle taga olevate tähtede valguse. · Peaaegu gaasivabad on elliptilised galaktikad; neutraalne vesinik ja tolm puudub neis täielikult. · Spiraalsetes ja korrapäratutes galaktikates on hajusainet väga suurel hulgal. Galaktikaparved · Galaktikad ei ole jaotunud ruumis ühtlaselt · galaktikapaarid, grupid, parved superparved
seal asuvad). · Galaktikasse kuulub ka läbipaistmatu tolm ja udu, mis eraldab galaktika kaheks kettaks (tolm läheb keskelt läbi ja sealt ei tule valgus läbi). Külgvaates on galaktika nagu kaks supitaldrikut kokkupanduna, mille vahele jääb tolm. · Galaktikat ümbritseb halo, mis koosneb tähtede kerasparvedest (suured kerakujulised tähemoodustised. 5.Kirjeldage tähtede liikumist spiraalsetes ja elliptilistes galaktikates. Galaktikate spektrite uurimine on näidanud, et tähtede liikumine nendes on heas vastavuses galaktika tüübiga. Elliptilised galaktikad ning spiraalgalaktikate mõhnad ei pöörle; tähed liiguvad neis kaootiliselt, kusjuures vaatesuunalised kiirused kasvavad tsentri suunas. Spiraalgalaktikate kettad pöörlevad: tähed neis liiguvad ringjoonelistel orbiitidel, seejuures on spiraalharude osas tähtede joonkiirus kõikjal ühesugune.
Peeter Tenjese inauguratsiooniloeng: ,, Nähtava ja tumeda aine jaotus galaktikates´´ Peeter Tenjes on lõpetanud Tartu Ülikooli füüsika ja keemia teaduskonna ning omandanud austronoomiadoktori kraadi. Tema peamised uurimisvaldkonnad on seotud galaktikate austronoomia struktuuridega. Tundengeid õpetades tundis huvi, kas tudengid said aru millest ta rääkis. Peeter Tenjes väidab, et austronoomid on väga õnnelikud inimesed. Austronoomiat võib nimetada täppisteaduseks. Galaktikad: Üheks galaktika näiteks oleks linnutee
ainevoolude ehk konvektsiooni teel · Päikese aktiivsuse periood on 11 aastat 14.Galaktika · Tähesüsteemi, millesse kuulub Päike koos oma planeetidega nim. Galaktikaks · Taevas paistab Galaktika nõrkadest tähtedest koosneva hajusate piiridega ribana Linnuteena · Galaktikad jagunevad elliptilisteks, spiraalseteks, varbspiraalseteks, korrapäratuteks · Meie naabergalaktika Andromeeda Udukogu · Tähtede ja gaasi liikumist galaktikates uuritakse spektrijoonte kuju ja laiuse kaudu · Elliptilistes galaktikates liiguvad tähed kaootiliselt · Spiraalsete, varbspiraalsete galaktikate kettad pöörlevad · Spiraalsed,varbspiraalsed ja korrapäratud galaktikad sisaldavad tolmu, millest tekib uusi tähti · Elliptilistes galaktikates gaas,tolm tavaliselt puudub
GALAKTIKAD Galaktika on suure massiga gravitatsiooniliselt seotud tähesüsteem. Kui "Galaktika" kirjutatakse suure algustähega, siis peetakse silmas meie kodugalaktikat, mida nimetatakse ka Linnutee galaktikaks. Tähtede arv galaktikates ulatub umbes kümnest miljonist tähest (kääbusgalaktikad) saja triljoni täheni (hiidgalaktikad). Tähed tiirlevad ümber galaktika massikeskme. Galaktikad sisaldavad tähti ja nende jäänukeid. Tähed võivad koonduda tähesüsteemidesse ja täheparvedesse. Tähtede ümber võivad tiirelda planeedid ja muud taevakehad. Tähtede vahel on gaasi, kosmilist tolmu ja kosmilist kiirgust sisaldav tähtedevaheline aine, mille tihedamad piirkonnad on tähtedevahelised pilved
sentimeetrit, tuleneb tähtedevahelises ruumis asuvast vesiniku gaasist; seda kiirgust täheldatigi aastal 1951. Kiirguse avastamine aitas kaasa Linnutee galaktika uurimisele, sest see ei ole mõjutatud tolmu neeldumisest ning selle Doppleri nihet saab kasutada määramaks gaasi liikumist galaktikas. Sellised vaatlused viisid välja postulaadini, et Galaktika keskmes asub varda sarnane pöörlev struktuur. Parananenud raadioteleskoopidega oli võimalik määrata gaasilist vesinikku ka teistes galaktikates. Seitsmekümnendatel avastati Vera Rubini uurimustes gaasi pöörlemiskiiruse kohta galaktikates, et kogu nähtav mass (tähed ja gaas) ei ole kooskõlas gaasi pöörlemise kiirusega. Sellise probleemi lahendiks on toodud välja, et galaktikates esineb suures mahus nähtamatut tumedat ainet. Alates 1990. aastast kui saadeti orbiidile Hubble'i teleskoop, on teadmised tumeda aine ja kaugete galaktikate olemasolust ja ehitusest tunduvalt paranenud
Galaktikad Allan Marran Robert Rootsi Marek Kristoving LE10 Galaktikast üldiselt Galaktikad on suurest hulgast tähtedest koosnevad süsteemid, mis püsivad oma enese gravitatsioonijõu mõjul või mingi väga suure massiga keha ümber ja kus enamasti leidub gaasi ja tolmu, millest võib tähti juurde tekkida. Galaktika andmed Galaktika läbimõõt on mõni kuni paarsada valgusaastat, kusjuures väiksemates galaktikates on umbes million (106), suuremates kuni triljon tähte (1012). Linnutee Meie galaktika ehk Linnutee tähesüsteem on spiraalne hiidgalaktika, tema läbimõõt on 100 000 valgusaastat ja ta koosneb rohkem kui 100 miljardist tähest. Tekkimine ja areng Paisumise algust nimetatakse SUUREKS PAUGUKS, esialgu oli temperatuur ülikõrge ning universum paisus ja jahtus kiiresti. Kui gaasi tihedus paisuvas universumis oli tunduvalt vähenenud tekkisid gaasis tihendid, millest kujunesid
See protsess tekitab tugeva kiirguse, mida astrofüüsikud on täheldanud vaid mustade aukude vahetus läheduses. 4 Mustade aukude uurimine Mustadel aukudel on kahtlemata olnud suur roll Universumi arengus, seetõttu tahaksid astrofüüsikud nende kohta rohkem teada saada. Galaktikatel ja mustadel aukudel on tõenäoliselt olnud ühine ajalugu. Näiteks on mustad augud mõjutanud tähtede teket galaktikates. Seni oli leitud 63 hiigelsuurt musta auku, mis asuvad galaktikate südames. Neist kõige kogukam sisaldab endas 6,3 miljardit Päikese massi. Hiljuti leiti aga kaks veel suuremat musta auku, mõlemad ligi 10 miljardi Päikese massiga. Nendel on ülitugev gravitatsiooniväli, mis ulatub kuni viie Päikesesüsteemi suurusele alale. "Need mustad augud on 2500 korda suuremad kui Linnutee galaktika keskmes asuv must auk," ütles Nicholas McConnell. Need
on Hubble'i konstant. Kuidas uuritakse galaktikate dünaamikat? Galaktikate dünaamikat uuritakse spektrijoonte kuju ja laiuse järgi. Kirjeldage spiraalsete galaktikate ehitust? Sisaldavad gaasi ja tolmu, millest tekib uusi tähti. Gaas, tolm ja noored tähed paiknevad õhukeses pöörlevas kettas, mis ümbritseb vanadest tähedest koosnevat kerajat keskosa mõhna. Kirjeldage tähtede liikumist spiraalsetes ja elliptilistes galaktikates. Spiraalsetes galaktikates liiguvad tähed ringjoon-orbiitidel, spiraalharude osas tähtede joonkiirus ühesugune. Elliptilistes galaktikates liiguvad tähed kaootiliselt, vaatesuunalised kiirused kasvavad tsentri suunas. Millest ja kuidas tekivad tähed spiraalsetes ja korrapäratutes galaktikates? Spiraalsetes ja korrapäratutes galaktikates tekivad kosmilise tolmu- ja gaasipilvest gravitatsiooni jõul. Milliseid galaktikaid nimetatakse aktiivseteks? Neid, mille spektris esinevad tugevad emissioonijooned.
joonkiirus ühesugune. E-galaktikas liiguvad tähed kaootiliselt, vaatesuunalised kiirused kasvavad tsentri suunas. 9. Noored- suure heledusega peajada tähed, koosnevad valdavalt vesinikust, stabilised, Päikese sarnased, paiknevad galaktika spiraalharudes, äärealadel. Vanad- 1se põlvkonna tähed, muutunud hiidudeks, ülihiidudeks või kääbusteks. Sees raskemad elemendid, paiknevad galaktika keskmes. 10. S- ja korrapäratutes galaktikates tekivad kosmilise tolmu- ja gaasipilvest grav jõul. 11. spiraallaine kujuneb täheobriitide korrastatuse tõttu. (täheorbiidid üksteise peal- spiraal) 12. Aktiivseid galaktikaid eristab normaalsetest tuuma sinakas värvus ja heledate emissioonijoonte spekter. 13. Kvasarid on tähesarnased objektid, mille punanihe ja absoluutne heledus on võrreldav galaktikate omadega. 14. kvasarite ja aktiivsete tuumade pideva spektri kuju vastab mittesoojuslike energiaallikate kiirgusele. 15
kindlalt olemas, sest selle gravitatsioon mõjutab objekte, mida saab vaadelda. Usutakse, et tume mateeria koosneb 83 % ainetest universiumis ja 23 % massi energiast. 1933. aastal postuleeris Fritz Zwicky tumeda mateeria, et võtta arvesse kadunud massi galaktikate ja galaktikate klastrite orbiidi kiiruses. On ka teisi tähelepanekuid tehtud tumeda mateeria kohta, mis hõlmavad galaktikate pöörlemiskiirust ning kuuma gaasi temperatuuri jaotust galaktikates ja klastrites. Laialdaselt usutakse, et tume mateeria koosneb uutest, karaktiseerimata subautomaarsetest osakestest ja tänapäeval teevad tugevaid pingutusi osakeste füüsikud, et leida see osake. Väike osa tumedast mateeriast võib olla barüone tume mateeria. Need on astronoomilised kehad, näiteks massiivsed kompaktsed halod, mis koosnevad tavalisest mateeriast, kuid kiirgavad vähe või ei kiirgagi elektromagnetilist kiirgust. Valdavalt enamus tumedast mateeriast
teadaolevast massist ei piisa meie galaktika tähtede kiiruste seletamiseks. Hilisemad tõendid tumeaine olemasolule tulid 1934. aastal Fritz Zwickylt, kes pakkus selle välja, et seletada galaktikate liikumist galaktikaparvedes, kus tähesüsteemide suure kiiruse seletamiseks ei piisanud valgust kiirgava aine raskusjõust. Hilisematest uuringutest on tumeaine olemasolule viidanud galaktikate pöörlemiskõverad, gravitatsiooniliäätsedning kuuma gaasi jaotus galaktikates ja galaktikaparvedes. Praeguse arusaama järgi on tumeaine valdavalt mittebarüoniline, nõrgale vastastikmõjule alluv massiivne elementaarosake, mida ei eksisteeri standardmudelis. Eesti teadlastest on tumeaine uuringutesse panustanud Jaan Einasto. Tumeaine olemasolu kohta saadi esmalt vihjeid gravitatsioonilistest efektidest nähtavale ainele. Praeguse arusaama kohaselt koosneb tumeaine peamiselt massiivsetest osakestest, mis interakteeruvad muude osakestega vaid nõrga
Spiraalgalaktikad on oma kujult kettad, millel on spiraalharud Galaktikad millel on korrapäratu kuju, liigitatakse korrapäratuteks galaktikateks ja tavaliselt on nad sellised tänu naabergalaktikate gravitatsioonile Elliptilised galaktikad Hubble liigitus jagab elliptilised galaktikad eraldi klassidesse sõltuvalt nende elliptilisusest. Klasse on kokku 8 Elliptilistel galaktikatel on elliptiline profiil, mis annab neile elliptilise kuju sõltumata vaatlemisnurgast Sellistes galaktikates on vähe tähtedevahelist ainet. Samuti on tekib neis uusi tähti vähe, mille tulemusena koosnevad nad põhiliselt vanadest, rohkem arenenud tähtedest, mis tiirlevad ümber gravitatsiooni keskme suvalises suunas. Elliptilised galaktikad Click to edit Master text styles Second level Third level Fourth level Fifth level Spiraalgalaktika.
paistsid muutuvat. 7 Kuid ühes hiljutises uuringus Euroopa Lõunaobservatooriumi Väga Suure Teleskoobiga leiti neli galaktikat, mis on mitmeid kordi suuremad kui meie Galaktika. Veel enam, nende kaugus tähendab, et need olid seda juba üle 12 miljardi aasta tagasi, mil Universum oli vähem kui 2 miljardit aastat vana. Seni pole 12 miljardi valgusaasta kauguseid hiiglaslikke spiraalgalaktikaid märgatud, kuna sellistes galaktikates on täheteke kordades vähem intensiivne kui neid ümbritsevates lihtsamates galaktikates. Korrates uuringut põhjalikumalt Havai saartel Mauna Kea observatooriumis leiti, et 300 uuritud 8 kuni 11 miljardi aasta vanuse galaktika hulgas oli eeldatust rohkem väljakujunenud spiraalgalaktikaid. Vaatlus on praeguste teadmiste valguses Universumi struktuuri kujunemise kohta selgitamatu. Lisaks sellele on leitud ka teisi vihjeid, et Universumi varajane ajalugu pole päris selline,
ei saaks. Nõnda ei pruugi me kunagi teada saada, kumb lahend on õige. SCWARZSCHILD VS EINSTEIN- ROSEN Scwarzschildi musta augu Einstein-Roseni musta augu mudel mudel FAKTE MUSTADEST AUKUDEST · Usutakse, et erinevatel galaktikatel on ülimassiivne must auk nende tsentrites. Linnutee galaktika keskpunktiks arvatakse olevat must auk nimega Sagittarius A. Teistes galaktikates paiknevate mustade aukudega võrreldes on see tunduvalt vaiksem ja vaguram. · Kui maa sees on auk, millest meil on villand, ajame selle näiteks mulda täis, ja seda ei ole enam. Kui tegemist on musta auguga, siis mida enam me sellesse miskit loobime, seda suuremaks see auk läheb. Et musta auku ,,täis ajada", tuleks sellest ainet välja võtta. Kuna see pole võimalik, saavad mustad augud ainult kasvada. LINNUTEE KASUTATUD ALLIKAD
teleskoopi ning avastasid Cygnusi tähtkujust kolm tähte, mille muidu ühtlasest spektrumist kiirgas eredalt välja valgusvihke. Astronoomide nimed olid Charles Wolf ja Georges Rayet ning seepärast saigi see tähekogum nimeks Wolf-Rayet tähed (WR tähed). 1987. aastaks oli lisaks 159 vastavatele tähele Galaktikas leitud veel 100 Wolf-Rayet tähte Suures Magalhaesi Pilves, 8 Väikeses Magalhaesi Pilves ja mõned teistes galaktikates. Aastaks 1992 oli Galaktikas teada juba 173 WR-tähte. Wolf-Rayet tähed Wolf-Rayet tähti, mida nimetatakse ka WR tähtedeks, on välja kujunenud hiiglaslikeks tähtedeks, millel on algselt 20 päikese mass. Kuid nad kaotavad suure osa oma massist väga kiiresti ning sellepärast on kogu see moodustis sarnane tähetuulega, mis võib liikuda 2000 km/h kiirusega. WF- tähed on väga kuumad nende pinnatemperatuur on 25 000 K-nist kuni 50 000 K-nini.
energiaga footonid. Need ultraviolettkiirgustkiirgavad tähed ei pruugi olla silmaga nähtavad planetaarudu • Planetaarudu koosneb tähe arengu hilisstaadiumis kõrvale heidetud gaas- ja plasmaümbrisest • Nimetus tuleb sellest, et nad paistavad teleskoobis enamasti ümmargused ja rohekad nagu kauged hiidplaneedid • Planetaarudud eksisteerivad tavaliselt ainult mõnikümmend tuhat aastat. • Galaktikas on teada umbes 1500 • Teistes galaktikates on planetaarudud mõnikord ainsad vaadeldavad objektid, millest saab piisavalt informatsiooni, et teha mingeid järeldusi keemilise koostise kohta • Mõned on kerakujulised. Enamik aga on keeruka ehitusega ja mitmesuguse kujuga. Pole veel täpselt teada, millest kuju oleneb. Võimalikud põhjused on kaksiktähtede puhul kahe tähe mõju, tähetuuled ja magnetväljad TUME UDUKOGU • Tume udukogu on udukogu, mis on nii tihe, et see varjutab
18.Milline on galaktikate koostis, liikumine, liigid? Galaktikas jagunevad tähes kahte keemiliselt koostiselt erinevasse gruppi.Ketta populatsioon on koostiselt Päikesega sarnane ja sisaldab kõikvõimalikke tähti ning täheparvi.Sfääriline populatsioon, kuhu kuuluvad kerasparvede ja mõhna tähed, erineb esimesest suurema vanuse ja raskete elementide(raud, naatrium, magneesium) väga väikese sisalduse poolestLisaks tähtedele on galaktikates üsna suurtes kogustes gaasi ja tolmu.Enamik gaasist jääks nähtamatuks, kui hajusainest 90% moodustuv vesinik ei kiirgaks Maa atmosfääri hästi läbivaid raadiolaineid lainepikkusega 21cm.See kiirgus lubab suure täpsusega määrata kosmilise vesiniku hulka ning selle liikumist vaatleja suhtes.Galaktikate matemaatiline modelleerimine arvutite abil näitab, et lisaks tähtedele ja gaasile sisaldavad nad nähtamatut ainet, mille kogumass võib olla
ükski täht ei püsi sinise hiiu olekus kaua. Ülihiiud Äärmiselt hele, suure läbimõõdu ja väikese tihedusega täht. Ühed massiivseimad tähed ca 10-70 korda suuremad Päikese massist ning 30 000 kuni sadu tuhandeid korda suurem Päikese heledusest. Värv varieerub punasest siniseni. Oma hiiglaslike masside tõttu on nad lühikese elueaga (30 miljonit kui paar tuhat aastat), neid leidub peamiselt noortes galaktilistes struktuurides, irregulaarsetes galaktikates (galaktika, millel pole korrapärast kuju) ning spiraalgalaktikates. Suurimad teadaolevad ülihiiud on KY Cygni ja VV Cephei. Punased ülihiiud Punase värvusega ülihiiud, mis on mõõtmeteilt suurimad tähed universumis, kuigi nad pole kõige massiivsemad. Betelgeuse ja Antares on tuntuimad näited punastest ülihiidudest. Punased ülihiiud saavad tähtedest mille mass ületab 10 Päikese massi. Nendel tähtedel on väga madal pinnatemperatuur ja hiiglasuur raadius
Linnutee arvatav mass on varieeruv, olenedes arvutusmeetodist ja kasutatud andmetest. Viimaste arvutuste kohaselt minimaalne Galaktika mass on 5,8x1011 päikese massi. Linnutee diameeter on ligikaudu 100 000 ja paksus umbes 1000, sisaldades 200–400 miljardit tähte. (Linnutee öösel Paranal Observatooriumi kohal, laserkiir näitamas Galaktika keskpunkti) 4 Galaktikad Tähtede arv galaktikates ulatub umbes kümnest miljonist tähest (kääbusgalaktikad) saja triljoni täheni (hiidgalaktikad). Tähed tiirlevad ümber galaktika massikeskme. Galaktikad sisaldavad tähti ja nende jäänukeid. Tähed võivad koonduda tähesüsteemidesse ja täheparvedesse. Tähtede ümber võivad tiirelda planeedid ja muud taevakehad. Tähtede vahel on gaasi, kosmilist tolmu ja kosmilist kiirgust sisaldav tähtedevaheline aine, mille tihedamad piirkonnad on tähtedevahelised pilved.
Mis on Habblei seadus ja Habblei konstans? Seadus võimaldab määrata galaktikate kaugusi. Galaktika punanihe on võrdeline galaktika kaugusega meist. Mida kaugemal asub galaktika seda kiiremini ta meist eemaldub. Konstant on H= 75-100 km/s* Mpc !!!!!!!Me elame paisuvas Universumis!!!!!!!! Kirjedage spiraalsete galaktikate ehitust. (Linnutee galaktika- spiraalharud) Kirjeldatähtede liikumist spiraalsetes ja elliptilistes galaktikates? -kaootiliselt, spiraalharudes tekib rotatsioon. Mis on kasarid? Universumi majakad, suure heledusega, mis kiirgavad raadiokiirgust. Head objektid selleks, et mõõta Univ. mõõtmeid. Kirjelda galaktikate ruumijaotust? Galaktikad moodustavad galaktikaparvi (üle 2milj. galaktika). Kõik Galaktikaparved moodusatavad mesilaskärje, mille vahele jäävad tühimikud. 6
Spiraalgalaktikad tekivad enamasti rahulikuma arengu käigus, kus ühinemisi on vähem ning juba tekkinud galaktikaga liituvad väiksemad süsteemid ja mille domineerivaks komponendiks on galaktika ketas. Elliptilised galaktikad tekivad seevastu tormilisema arengu käigus, kus juba tekkinud suuremad süsteemid ühinevad omavahel ning selle tulemusena saadakse massiivsed elliptilised galaktikad. Galaktika mudeli tähtsaimaks parameetriks on massi jaotus. Elliptilistes galaktikates loetakse see sarnaseks heledusjaotusega; spiraalgalaktikas määrab massi jaotuse pöörlemiskõver. 7 Kokkuvõte Tähe sünnist kuni galaktika kokkupõrkeni, võib olla väga palju aega. See väike tekkiv täht võib olla galaktika südameks, kasvada suuremaks kui Päike ja olla osaks suuremas galaktikas kui Linnutee. Universum on piiritu ja avastamist täis. Tähistaevast vaadates palja silmaga ei tundu
Tähtede tihedus kasvab järsult Linnuteele lähenedes. Meie kodu-tähesüsteem on tavaline spiraalgalaktika, mida ümbritseb peaaegu kerakujuline vanadest tähtedest ja täheparvedest koosnev, äärte suunas hõrenev pilv halo. Päike ei ole meie galaktika keskel(u 8,5 kPv kaugusel keskpunktist.) Taevas on teleskoobiga näha veel taolisi udupilvi, nagu Linnutee. Tänapäeval on teada, et need udukogud koosnevad tähtedest(tänu paremate teleskoobide kasutuselevõtule). Elliptilistes galaktikates liiguvad tähed kaootiliselt. Spiraalsete galaktikate ja varbspiraalsete galaktikate kettad pöörlevad. Hubble'i seadus ehk punanihke seadus on astronoomias täheldatav seos, mille kohaselt vaadeldavate galaktikate punanihke suurus on võrdeline nende kaugusega vaatlejast. V = H*r Hubble konstant on 75 km/s/mPc Pindheledus, värvus, koostis Spiraalsed ja varbspiraalsed ja kprrapäratud galaktikad sisaldavad gaasi ja tolmu, millest tekib uusi tähti
Tähe väliskihi ligikaudne keemiline koostis: 10000 vesinikuaatomi kohta 1000 heeliumiaatomit, 5 hapnikuaatomit, 2 lämmastikuaatomit, 1 süsinikuaatom ja 0,3 raua aatomit. Ülejäänud elementide sisaldus on veelgi väiksem. Tähtede evolutsioon Käesoleval ajal kustub (sureb) meie Galaktikas paar tähte aatas. Kuid esialgu ei tähenda see Galaktika järkjärgulist kustumist Linnutee tähesüsteemis ja sellega sanastes lähemates galaktikates valitseb sündivate ja surevate tähtede vahel ligikaudu tasakaal. Galaktika on võrreldav inimkonnaga, kus inimesed sünnivad, arenevad (erineva kiirusega), surevad (erinevas eas) ja asenduvad uutega. Kuid peale nullise iibe on Glaktikal inimkonnaga võrreldes veel üks oluline erinevus: Galaktika vanimad tähed on ühevanused Galaktika endaga. Nüüdisaja astronoomia käsutuses on suur hulk argument, mis toetavad väidet,et
Linnutee on nõrgalt helenduv, ebaühtlase heledusega riba, millesse kuulub Päike oma planeetidega. 28. Kirjelda meie Galaktikat. Meie galaktika moodustab tähistaevas 10-20º laiusega "tee", mille telgjoon kulgeb piki suurringi ja möödub tavapoolustest u 30º kaugusel. Tavaline spiraalgalaktika, õhuke, gaasist ja tolmust ketas, mida ümbritseb pea kerakujuline vanadest tähtedest-parvedest koosnev pilv-halo. 29. Kuidas liiguvad tähed spiraalsetes ja elliptilistes galaktikates? Spiraalsetes galaktikates tiirlevad tähed ümber galaktika keskme, kuid konstantse nurkkiirusega. Elliptilistes galaktikates on vähe tahtedevahelist ainet ja need koosnevad põhiliselt vanadest, rohkem arenenud tähtedest, mis tiirlevad ümber gravitatsiooni keskme suvalises suunas. 30. Milliseid galaktikaid nimetatakse aktiivseteks? Aktiivsed galaktikad on seyferti galaktikad, markarjani galaktikad, kvasarid. 31. Mis on kvasarid?
Ketta gaas ja tähed liiguvad ringorbiitidel galaktika keskme ümber. Spiraalharud tiirlevad samamoodi galaktika keskme ümber. Elliptilistel galaktikatel ketas ja selge allstruktuur peale tiheda keskse tuuma puudub. Elliptiline galaktika sisaldab ainult vanu tähti ning uute tähtede teket pole viimase 10 miljardi jooksul täheldatud. Tähed liiguvad juhuslikes suundades. Võrreldes spiraalse galaktikaga sisaldab elliptiline galaktika vähesel määral gaasi ja tolmu. Osades galaktikates gaas ja tolm puuduvad. Korrapäratutel galaktikatel kindel struktuur puudub. Need sisaldavad nii noori kui ka vanu tähti. Tähti tekib pidevalt juurde. Korrapäratud galaktikad sisaldavad väga palju gaasi ja tolmu. Tähed ja gaas liiguvad korrapäratult ringi. Galaktikad tekivad hajusast gaasipilvest gravitatsioonjõu toimel. Galaktikad kasvavad oma arengu käigus. Valdav enamus universumis leiduvatest galaktikatest on ellipsi kujuga või spiraalsed
Maa muutub musta augu sarnaseks. Ta hakkab ülisuure jõuga kõiki asju enda külge tõmbama. Isegi valgus ei pääseks niisugusest mustast august läbi. Musti auke on kosmosest teleskoobiga väga raske leida. Neid avastatakse mõju järgi mida nad teistele taevakehadele avaldavad. Kuid rühm ameerika teadlasi on uurinud Kosmoseteleskoobiga ja Havai observatoorimi maapealsete teleskoopidega lähedasi galaktikaid ning tulnud järeldusele, et peaaegu kõigis galaktikates võib peituda ülimassiivne must auk kuni mitmesaja miljoni Päikese massiga. Näiteks võib musti auke avastada kaksiktähtede korral, millest üks on muutunud mustaks auguks. Siis hakkab ta imema teise tähe gaasi endasse ja gaas kuumeneb ning hakkab helendama. Kui näha seda helendust, võib kindlaks teha musta augu Teadlased arvavad, et kõik või enamik galaktikaid on oma arengu varasel perioodil läbinud etapi, kus nende keskel "põles" hele kvasar, mille "jõujaamaks" sai olla vaid
galaktika äärealadel, eemal galaktika keskmest, kus olukord on väga vägivaldne ja radioaktiivne, keskme lähedal ei saakski me eksisteerida. Kuid sama paha oleks see, kui okeksime liiga kaugel keskmest. Me oleme täpselt parajal kaugusel. Asetseme galaktika parasvöötmes. Meiega samas vöötmes on miljardeid tähti. Seega on võimalik, et mõnel neist on samamoodi arenenud elu kui meie planeedil. Ja kui meie galaktikas on elamiskõlblik tsoon, siis võib see ka olla teistes galaktikates. Hämmastav asi on, et alati avastatakse universumi kohta uusi asju. Iga kord kui leiame probleemi, avastame, et see on osa suuremast probleemist. On lõputuid küsimusi mida küsida ja probleeme, mida lahendada. Järjest enam keskendutakse galaktikate uurimisele. Galaktikad hoiavad võtit sellele, kuidas universum töötab. Musta aine jagunemise piltlik 3D kujutis
ja korrapäratuteks (Ir) Elliptilised galaktikad Elliptilised galaktikad on ümmarguse või pikliku kujuga. Nende heledus väheneb ühtlaselt serva suunas. Hubble'i liigitus jagab elliptilised galaktikad eraldi klassidesse sõltuvalt nende elliptilisusest. Klasse on kokku 8. E0 galaktikad on peaaegu sfäärilised, E7 aga väga lapikud ja väljavenitatud. Elliptilistel galaktikatel on elliptiline profiil, mis annab neile elliptilise kuju sõltumata vaatlemisnurgast. Sellistes galaktikates on vähe tähtedevahelist ainet. Samuti on tekib neis uusi tähti vähe, mille tulemusena koosnevad nad põhiliselt vanadest, rohkem arenenud tähtedest, mis tiirlevad ümber gravitatsiooni keskme suvalises suunas. Elliptilisi galaktikaid saab klassifitseerida nende lapikuse järgi. Lapikust väljendav a -b tüübinumber N leitakse valemiga N =10 kus a ja b on vastavalt kujutise pikem ja
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: Hubble'i teleskoobi pildil loendatakse ühel ruutkaareminutil üle 1500 galaktika ning ainult 3 (!) meie Galaktika tähte. [3] MIDA SISALDAVAD GALAKTIKAD VEEL PEALE TÄHTEDE? Lisaks tähtedele on galaktikates üsna suurtes kogustes (meie Galaktikas vähemalt 2% kogumassist) gaasi ja tolmu. Paistab see meile vaid siis, kui teda valgustavad lähedal asuvad tähed (hele udu) või kui tolmupilv varjab tema taga olevate tähtede valguse (tume udu). Enamus gaasist jääks nähtamatuks, kui ei oleks õnnelikku juhust: hajusainest 90% moodustav vesinik kiirgab Maa atmosfääri hästi läbivaid raadiolaineid lainepikkusega 21 cm. See kiirgus
või isegi miljardeid Päikese masse. Supermassiivne must auk on võimas kiirgusallikas, kuid ainult nii kaua, kuni tema ümbruses jätkub kütust - tähti. Auku langev täht kiirgab seda heledamalt, mida suurem on musta augu mass. Musta augu ümber moodustub pööraselt pöörlev akretsioonketas, mille sisepiiril läheneb pöörlemiskiirus valguse kiiruseni. Akretsioonikettast vabanev energia sobib hästi seletamaks ka heledate tuumade tekkimist Seyferti galaktikates. Must auk on ruumipiirkond (objekt), mille gravitatsioon on nii suur, et ei miski , isegi valgus, ei pääse sellest välja. Seda tekitab piisavalt suure massi olemasolu piiratud ruumiosas. Must auk koosneb kahest osast, milleks on singulaarsus ja sündmuste horisont. Must auk tekib siis, kui mingi väga suur taevakeha, näiteks piisava suurusega täht tekitab oma gravitatsiooni mõjul oma sisemuses nii suure rõhu, et taevakeha paokiirus hakkab lähenema valguse kiirusele
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 7.7. AKTIIVSED GALAKTIKAD JA KVASARID Lisaks eespool nimetatud galaktikatele on olemas galaktikataolisi objekte, mille tuum on
Viimaste hinnangute põhjal on selleks vahemaaks kuskil 25 000-28 000 va (7.6 - 8.7 kpc). Galaktika tsentris on väga palju tihedat ainet ja on äärmiselt suure massiga. Intensiivse raadiolaine allikas, mida tuntakse Sagittarius A* nime all, arvatakse olevat Linnutee keskpunktiks. Nüüdseks on kindlaks tehtud, et seal asub tegelikult massiivne must auk. Usutakse, et paljudel galaktikatel on ülimassiivne must auk nende tsentrites . Teistes galaktikates paiknevate mustade aukudega võrreldes on see tunduvalt vaiksem ja vaguram. Gamma-kiirguse mullid 9. novembril 2010. aastal astrofüüsik Doug Finkbeiner teatas, et ta on avastanud kaks hiiglaslikku sfäärilist mulli, mis on tekitatud energia purskest Linnutee keskpaiga juurest galaktilise põhja- ja lõunapooluse suunas. Avastuse tegi Fermi gammakiirgust detekteeriva kosmoseteleskoobi poolt väljastatud andmete töötlemisel . Mullide diameeter on umbes 25000 valgusaastat (7,7kpc)
koostisega tähepopulatsiooni olemasolu kohta. Neist esimene, ketta populatsioon, on koostiselt sarnane Päikesele ja sisaldab kõikvõimalikke tähti ning täheparvi. Teine, sfääriline populatsioon, kuhu kuuluvad kerasparvede ja elliptilise keskosa tähed, erineb esimesest suurema vanuse (määratakse HR-diagrammi abil) ja raskete elementide (raud, naatrium, magneesium) väga väikese sisalduse poolest. Elliptilistes ja läätsekujulistes galaktikates esimene populatsioon puudub. Linnutee Nõrgalt helenduvat, ebaühtlase heledusega riba on vast igaüks mõnel pimedamal sügisööl tähele pannud. Eestis kutsutakse seda Linnuteeks, mujal maades kreeklaste eeskujul Piimateeks (kr. Galaktikos, ingl. Milky Way, sks. Milchstrasse). Riba moodustab tähistaevas 10-20-kraadise laiusega "tee", mille telgjoon kulgeb piki suurringi ja möödub taevapoolustest umbes 30 kraadi kauguselt. 1610. a
8. Joonte lõhestumine võimaldab hinnata magnetvälja tugevust. 6. Kus asub täht oma aktiivsel eluperioodil, kuidas ta sinna jõuab ja millal lahkub. - Aktiivsel eluperioodil asub täht peajadal. Vesinik põleb tuumas. Alguses oli gaas. Hõredat, külma, vesinikurikast (90% aatomite arvust) gaasi leidub kosmoses nii galaktikate sees kui neist väljaspool -- seda näitavad kosmilise raadiokiirguse mõõtmised. Tähti seevastu on vähemalt seni leitud ainult galaktikates või teistes tähesüsteemides (näiteks kerasparvedes väljaspool galaktikaid). Jääb võimalus, et kusagil väga kaugel on olemas galaktikavälised tähed, mida meie teleskoobid lihtsalt "ei võta". Aga nähtud neid seni ei ole. Selleks, et gaasist saaks täht, peab teda kokku suruma. Kosmiline gaas on niivõrd hõre, et isegi väga madala temperatuuri korral tasakaalustab siserõhk gravitatsiooni. Et
) 1600-ndail aastail on esinenud veel üks supernoova, kuid sellest pole säilinud tähelepanekuid. Kassiopeia A nimelise raadioallika kohalt on leitud moodustisi, mis arvatakse olevat tekkinud 1667. aasta paiku supernoovaplahvatuses. Võib-olla oli see tavalisest tuhmim supernoova, mis jäi mõne tähtedevahelise tolmupilve taha. Viimase 300 aasta jooksul pole ilmselt meie Galaktikas supernoovasid plahvatanud. Supernoovade keskmise esinemissageduse kohta saadakse teavet, uurides teiste galaktikates plahvatavaid tähti. Neid on viimase saja aasta jooksul avastatud umbes nelisada ja neid otsitakse kogu aeg süstemaatiliselt. Leitute põhjal võib arvutada, et igas galaktikas tekib keskmiselt üks supernoova 50 aasta kohta. Meie Galaktika on seega viimaste aastasadade jooksul olnud kummaliselt vaikne. Ometi võib järgmine supernoova plahvatada millal tahes. Tänasel astronoomide põlvkonnal on rohkem kui 50-protsendilise tõenäosusega võimalus jälgida lähedast supernoovat.
Kvasarid on nii heledad, et esialgu ei suudetud uskuda nende paiknemist kaugel väljaspool meie Linnutee galaktikat. Õigupoolest ei usu nii mõnigi astronoom seda siiani, ja neist võib ka aru saada. Kui teleskoopitorus paistev hele täpp on lähedane nähtus, võib selle olemust selgitada mõne iselaadse tähega. Kui aga heleda täpi põhjustaja asub Universumi teises servas, peaks see sisaldama uskumatult palju tähti - kümneid ja isegi sadu kordi rohkem kui kõige suuremates galaktikates. Vaatlusandmed on aga näidanud, et kvasari kiirgus lähtub piirkonnast, mis on väiksem kui Päikesesüsteem. Selleks, et mahutada säärast tohutut kiirgust tekitav mehhanism nii väiksesse ruumalasse, peame appi võtma kogu fundamentaalfüüsika arsenali alates relatiivsusteooriast kuni elementaarosakeste füüsikani. Aktiivsed galaktikatuumad Mida teevad astronoomid, kui nad ei suuda mõnd kosmilist nähtust selgitada? Nad ütlevad, et süüdi on
Primaarkiirguse energia keskmine tihedus on kaudsete hinnangute järgi Galaktikas umbes 10-13 J/m3 (10-12 erg/cm3) (elektronide ja positronide energia tihedus on ligikaudu 100 korda väiksem), raadiogalaktikates (plahvatusliku evolutsiooni staadiumis olevad galaktikad) kuni 1000 korda suurem, Metagalaktikas (astronoomiainstrumentide abil vaadeldav universumiosa, lähemal asuvad galaktikad) väiksem kui 10-16 J/m3 (10-15 erg/cm3). Seega asuvad kosmilise primaarkiirguse allikad galaktikates. Oletatakse, et kosmiline kiir tekib kvasarites, supernoovades, galaktikatuumades ja teistes plahvatuslikes objektides ning saab lisaenergiat kiirendumisel kosmilistes magnetväljades (kiirendumise mehhanism ei ole veel päris selge). Ka tähed, sealhulgas Päike, tekitavad primaarkiirgust. Galaktikast pärineva kosmilise kiire intensiivsus on kõigis suundades ühesugune, kuid Maale langeva kosmilise kiirguse jaotust mõjustab Maa
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. ( 2.) Värvus Galaktikate värv on kollakasvalge, mis vastab G-klassi spektrile. Täpsem mõõtmine näitab, et elliptilised galaktikad ning spiraalgalaktikate paksenenud keskosad on pisut punakamad, spiraalharud ja korrapäratud galaktikad aga sinakamad. ( 2.) Koostis Lisaks tähtedele on galaktikates üsna suurtes kodustes gaasi ja tolmu. Spiraalsed , verbspiraalsed ja korrapäratud galaktikad sisaldavad gaase ja tolmu, millest tekib uusi tähti. Elliptilistes galaktikates gaas ja tolm tavaliselt puuduvad. ( 2.) Linnutee Teleskoobiga vaadeldes selgub, et Linnutee koosneb lugematust arvust tähtedest. Linnuteena paistev Galaktika on üks suur täheketas läbimõõduga 100 000 valgusaastat. Galaktika kogumass võib küündida isegi tuhande miljardi Päikese massini
kuni 10 miljardit aastat. Tähti esineb varieeruvates suurustes. Näiteks võivad tähed olla paari kilomeetrise läbimõõduga neutrontähed või ka ülisuured hüperhiiud, mille läbimõõt on 1,6 miljardit kilomeetrit. Tähti uurib teadus stellaarastronoomia. Paljud tähed on gravitatsiooniliselt seotud teiste tähtedega, moodustades kaksiktähti või mitmiktähti. Universumis ei esine tähed üksi vaid nad on kogunenud galaktikatesse, nagu meie Linnuteesse. Tavaliselt on galaktikates sadu miljardeid tähti. Oma arengu lõppjärku jõudnud tähti nimetatakse supernoovadeks. [9] Supernoova Supernoova on oma arengu lõppjärku jõudnud täht, mille plahvatuse tagajärjel kasvab tähe heledus mitmeid kordi. Supernoova tulemuseks võib tekkida must auk või muu ülitihe objekt, nagu näiteks neutrontäht. Eraldunud energiahulk on võrreldav Päikese poolt kogu tema elu jooksul kiiratava energia hulgaga
Erinevatest galaktikatest lähtunud valguse uuringud näitasid, et universumi erinevates osades kehtivad täpselt samad füüsikaseadused `' (Mary ja John Gribbin 1997:112). `' Võib-olla läbivad kogu universumit risti-rästi (mikroskoopilised) imeväikesed ussiaugud, mis on nii kitsad, et isegi aatomid ei mahu sealt läbi. See oleks midagi kosmilise spageti taolist. Uudised selle kohta, missugused on füüsikaseadused, läbivad aga kõiki kanaleid ja seetõttu toimivadki tähed kõikides galaktikates igal pool ja igal ajal ühteviisi `' (Mary ja John Gribbin 1997:113). 2. Suur Pauk 2.1. Mis see on? '' Universum sündis Suure Pauguga. Aeg sai alguse sellest Suurest Paugust ning sellest hetkest hakkas suurenema ka entroopia. Maailmaruumi paisumise kiirust mõõtes saavad astronoomid välja arvutada, kui palju aega on möödunud Universumile aluse pannud Suurest Paugust. Universumi paisumise kiirust määratakse punanihke kaudu. Punanihke
On ühed kaugemad objektid maailmaruumis. 25. Kirjeldage spiraalsete galaktikate ehitust. Spiraalgalaktikate ehitus: hajusainet suurel huljal, keskosas gaas puudub, algab gaasirõngas mõhna servalt ulatudes 1,5 x galaktika nähtavast osast kaugemale. Gaas, tolm, noortähed asuvad õhukeses pöörlevad kettas, mis ümbritsetud vanadest tähtedest koosnevast keskosa mõhnast. 26 Kirjeldage tähtede liikumist spiraalsetes ja elliptilistes galaktikates. Elliptilises galaktikas- tähti vaadeldakse kui põrkevaba ideaalse gaasi molekule, mis liiguvad iseenda poolt tekitatud gravitatsiooniväljas. Galaktika ei pöörle, tähed liiguvad kaootiliselt. Spiraal galaktikas- lisandub elliptilisele keskosale pöörlev, gaasi sisaldav ketas, et gaas erinevalt tähtedest summutab kõik suhtelised liikumised, kujuneb ketas ühtlaseks, õhukeseks ja korrapäraselt pöörlevaks. Sellise ketta tekke tingimuseks on gaasi ja pöörlemise olemasolu
[1] 1 valgusaasta = 9,4605 × 1012 km = 9 460 500 000 000 km = 0,307 parsekit = 63 240 astronoomilist ühikut. Valgusaasta ligikaudseks väärtuseks võetakse sageli 0,3 parsekit, mis ligikaudu võrdub 9,2 × 1012 kilomeetriga. Galatikad – on suure massiga gravitatsiooniliselt seotud tähesüsteem. Kui "Galaktika" kirjutatakse suure algustähega, siis peetakse silmas meie kodugalaktikat, mida nimetatakse ka Linnutee galaktikaks. Tähtede arv galaktikates ulatub umbes kümnest miljonist tähest (kääbusgalaktikad) saja triljoni täheni (hiidgalaktikad). Tähed tiirlevad ümber galaktika massikeskme. Galaktikad sisaldavad tähti ja nende jäänukeid. Tähed võivad koonduda tähesüsteemidesse ja täheparvedesse. Tähtede ümber võivad tiirelda planeedid ja muud taevakehad. Tähtede vahel on gaasi, kosmilist tolmu ja kosmilist kiirgust sisaldav tähtedevaheline aine, mille tihedamad piirkonnad on tähtedevahelised pilved. Tähtedevahelise
Haloos leidub ka kerasparve väga kompaktseid vanadest tähtedest koosnevad parvi. Lisaks tähtedest koosnevale haloole on Linnuteel veel kuumast gaasist koosnev haloo. See gaas on nähtav ainult röntgen spektraalpiirkonnas, teistes spektraalpiirkondades ta on peaaegu läbipaistev. Gaasihaloo massi on raske mõõta, kuid hinnangud lubavad järeldada, et ta on võrreldav või isegi ületab tähtede kogumassi. Peale nähtavat ainet, Linnuteel ja teistes spiraalsetes galaktikates olemas ka nn tume aine siiamaani ebakindla olemusega aine, mis ei kiirga valgust ja mis väljendab ennast ainult gravitatsioonilise mõju kaudu. 8 Linnuteel on mitu kaaslast: need on väikesed galaktikad, mis tiirlevad ümber Linnutee. Praegu on teada üle 20 kääbusgalaktika Linnutee naabruses. Mõned nendest võivad aga liikuda liiga kiiresti, et olla kinnisel orbiidil. Kahte kaaslast saab näha palja silmaga, paraku ainult
superpositsiooniprintsiibist. Selle põhjal ei mõjuta ühe välja olemasolu mingil määral teist välja ehk, teisisõnu, ühegi välja tugevus antud ruumipunktis ei sõltu sellest, kas teine väli on parajasti olemas või ei. Megamaailma füüsikas on oluliseks lähtepunktiks Universumi ühtsuse printsiip. See printsiip eeldab et kogu Universumi koostis on põhimõtteliselt üks ja seesama. See tähendab, et samu aineid Võib leida nii Päikesel, Päikesesüsteemi planeetidel kui ka teistes galaktikates. Teistest füüsikaseadustest on põhiprintsiipide kõrval erilisel kohal nn. jäävusseadused. NÜÜDISAEGNE FÜÜSIKALINE MAAILMAPILT Maailmapildi mõiste ja ajalooline areng Eristatakse üldteaduslikku, loodusteaduslikku, eriteaduslikku maailmapilti. Füüsikaline maailmapilt kuulub eriteadusliku maailmavaate hulka. Maailmapildi moodustavad
ühinemisest heeliumi tuumadeks. See ühinemisreaktsioon kõrget temperatuuri (> 107 K) ning suurt rõhku ja saab seetõttu toimuda vaid väga sügaval tähe (Päikese) sisemuses. Tema pinnatemperatuur on 5800K. 12. Ühe tähe elulugu Alguses oli gaas. Hõredat, külma, vesinikurikast gaasi leidub kosmoses nii galaktikate sees kui neist väljaspool, kuid tähti on vähemalt seni leitud ainult galaktikates või teistes tähesüsteemides.v Selleks, et gaasist saaks täht, peab teda kokku suruma. Kosmiline gaas on niivõrd hõre, et isegi väga madala temperatuuri korral tasakaalustab siserõhk gravitatsiooni. Et külm gaas jahtub väga aeglaselt, võtab selline täheteke kohutavalt palju aega. Kokkutõmbumise käigus gaasipilve keskosa kuumeneb, algul takistab tema kiirgus välimiste kihtide pealelangemist. Me ei näe tekkivat tähte -ümbritsev külma gaasi pilv varjab tema kiirgust. Mida
See diagramm, mida tänapäeval nimetatakse Hertzsprung-Russelli, lühendatult HR-diagrammiks, on olnud suureks abiks tähtede uurimisel, alates klassifikatsiooni korrigeerimisest kuni täheevolutsiooni teooriate loomiseni. Ühe tähe elulugu Alguses oli gaas. Hõredat, külma, vesinikurikast (90% aatomite arvust) gaasi leidub kosmoses nii galaktikate sees kui neist väljaspool -- seda näitavad kosmilise raadiokiirguse mõõtmised. Tähti seevastu on vähemalt seni leitud ainult galaktikates või teistes tähesüsteemides (näiteks kerasparvedes väljaspool galaktikaid). Jääb võimalus, et kusagil väga kaugel on olemas galaktikavälised tähed, mida meie teleskoobid lihtsalt "ei võta". Aga nähtud neid seni ei ole. Selleks, et gaasist saaks täht, peab teda kokku suruma. Kosmiline gaas on niivõrd hõre, et isegi väga madala temperatuuri korral tasakaalustab siserõhk gravitatsiooni. Et külm gaas jahtub väga aeglaselt, võtab selline täheteke kohutavalt palju aega
Tüüpilises galaktikas on sadu miljardeid tähti. Hüperhiid Hüperhiidudeks nimetatakse kõige suurema absoluutse heledusega tähti, mida tähistatakse harilikult heledusklassiga 0. Hüperhiiud tekivad väga harva, kui nende tekkeks on olemas väga suur kogus küllalt tihedat gaasi või sulab tähetekkepiirkonnas kokku mitmeid väga massiivseid just sündinud tähti. Meie Galaktikas on neid teada kümne ringis, lähemates galaktikates kokku veidi rohkem. Taoliste tähtede läbimõõt võib küündida 2000 Päikese läbimõõduni ja üle selle. Mass võib aga ulatuda vastavalt 200500 Päikese massini. Üks astronoomidele tuntud hüperhiid on Maast 5000 valgusaasta kaugusel asuv VY Canis Majoris täht. Kui seesama täht asuks Päikese asemel, ulatuks selle välispind Saturni orbiidini. Hüperhiidude pinnatemperatuur sõltub tähe spektriklassist, kõige kuumematel võib see ületada 35
annaabi.ee 
