Maa, Päike ja meie Galaktika (0)

XXX Gümnaasium

Maa, Päike ja meie Galaktika

Referaat

Mann
12kl
2014
Sisukord
Maa, Päike ja meie Galaktika 1
Referaat 1
Maa on jaotatud mitmeteks kihtideks: 4
5

Maa
Maa on üks üheksast päikesesüsteemis Päikese ümber tiirlevast planeedist. Meie koduplaneet on ainulaadne, sest erinevalt jääkülmast Neptuunist ja kõrvetavalt kuumast Merkuurist on Maa eriti sobival kaugusel Päikesest, et elu oleks siin võimalik.
Maa on Päikesesüsteemi kolmas planeet Päikese poolt loetuna ning ainuke teadaolev planeet Universumis, kus leidub elu. Maad hüütakse tema värvuse järgi ka helesiniseks planeediks. Inimeste eluasemena nimetatakse teda maailmaks . Maa on suuruselt viies planeet päikesesüsteemis. Maa-tüüpi Päikesesüsteemi planeetide seas on Maa suurim.
Maa ümbermõõt on ekvaatorilt 40 075,004 km. Maa läbimõõt on ekvaatoritasandil 12 756,270 km. Maa kogupindala on 510 065 284,702 km². Maa pinnast on ligikaudu 71% kaetud maailmamerega (sellesse kuulub Vaiken ookean, India ookean, Atlandi ookean ja Põhja- jäämeri) ning 29% maismaaga . Maismaa keskmine kõrgus merepinnast on 623 m. Ookeanide keskmine sügavus on aga 3, 8 km. Keskmine temperatuur Maa pinnal on 15° C. Maal registreeritud kõrgeim õhutemperatuur on 58° C ja madalaim õhutemperatuur on –89,6° C.
Maa on ainuke planeet, mille inglisekeelne nimi ei pärine Kreeka/ Rooma mütoloogiast. Nimi pärineb vanainglise ja germaani keelest.
Pythagaros avaldas VI sajandil e. Kr. esimesena, et Maa on kerakujuline. Platon, Aristoteles ja teised Kreeka filosoofid kujutasid Maad kerana, milles ringlevad tuli, vesi ja õhk põhjustavad maapinnal vulkaanipurskeid ja maavärinaid. Esimese maailmakaardi koostas Klaudius Ptolemaios 2. sajandil m.a.j., millel oli kujutatud Lõuna - Euroopat, Põhja - Aafrikat ja osa Aasiast. Alles 16. sajandil saadi aru, et maa on vaid üks planeetidest. Fernao de Magalhaes tegi esimese ümbermaailmareisi (1521 - 1523), mis kestis kolm aastat.
Maad saab uurida ka ilma kosmoselaeva abita . Sellele vaatamata ei olnud kuni kahekümnenda sajandini kaarte tervest planeedist. Kosmosest tehtud pildid planeedist on märkimisväärse tähtsusega; näiteks, on nad tohutuks abiks ilmaennustamisel ja eriti orkaanide jälgimisel ja ennustamisel. Liskas on need erakordselt kaunid .
Maal on mõõdukas magnetväli, mis on tekitatud elektrivoolu poolt tuumas. Päikesetuul, Maa magnetväli ja Maa ülemine atmosfäär põhjustavad virmalisi.
Maal on ainult üks looduslik kaaslane, Kuu. Selle kaugus maast on 384 000 km.
Maa moodustus koos teiste Päikesesüsteemi planeetidega Päikese ümber tiirelnud tolmu- ja gaasikettast. Kuu teeb ühe tiiru ümber Maa 29 ööpäeva ja 12 tundi. Kuu diameeter umbes 4 korda väiksem Maa omast. See on 3476 km. Keskmiselt umbes kolm korda 10 aasta jooskul saame näha päikesevarjutust. See tähendab seda, et Kuu on täpselt Maa ja Päikese vahel.
Tänu maapinnal leiduvale veele ja hapnikurikkale atmosfäärile on tekkinud tohutul hulgal elusorganisme. Maa on koduks inimestele ja miljonitele teistele liikidele. Maa moodustus 4,54 miljardit aastat tagasi. Elu tekkeaeg Maal ei ole teada, kuid arvatavasti tekkisid esimesed eluvormid miljard aastat pärast Maa teket. Maa tiirleb ümber Päikese, kulutades ühe tiiru tegemiseks 356,26 päeva ehk ühe aasta.
Maa siseehitus ja koostis
Maa kõige välimist kihti nimetatakse maakooreks ja see jaguneb 17 osaks, mida nimetatakse laamadeks . Need laamad ei püsi paigal, vaid triivivad aeglaselt sulanud kivimitest moodustunud kihil , mida nimetatakse astenosfääriks. Aeglased voolused astenosfääri pinnal panevad liikuma ka laamad. Kui laamad põrkuvad kokku, eemalduvad või nihkuvad teineteise suhtes, võib juhtuda tugevaid maavärinaid ja sündida vulkaane ning tekkida võimsaid mäeahelikke. Sellist Maa laamade liikumist nimetatakse tektoonikaks. Maa pealispinda muutvad jõud tekivad maakera pideva jahtumise tõttu.
Maa sisemuses on kõik pidevas liikumises. Maa sisemust mõjutavad ka välised jõud. Kuu külgetõmbejõu mõjul moodustuvad maal tõusud ja mõõnad, neis kohtades, mis on suunatud Kuu poole ja samaaegselt esinevad nad ka Maa vastaspoolel.
Temperatuur Maa sisemuses on kõrgem kui pealispinnal, mille tagajärjel tekib soojusevoog Maa keskmisest osadest tema pealispinna suunas. Maa kaotab pidevalt oma energiat, aga tema sisemuses tekib pidevalt juurde uut energiat. Aegade jooksul maakera paisub ja siis jälle kõhnub. Kui tuleb periood, mil Maa maht suureneb, peab venima ka maakoor . Maa praegune ehitus on pika ajaloolise protsessi tulemus. Arvatakse, et maa eksisteerib juba umbes 7 miljardit aastat. Kogu selle aja vältel toimub Maa välise kuju ümbermoodustumise protsess. Maakera arenemisprotsess ei ole kaugeltki lõppenud.

Maa on jaotatud mitmeteks kihtideks:

Maakoor on valdavalt tahke ja ränirohke kivimiline kest, mis jaguneb mandriliseks ja okeaniliseks maakooreks. Mandriline maakoor moodustab mandreid, koosneb sette- ja moondekivimitest ja tardkivimist ( graniidist ). Mandriline maakoor on paksem kui ookeaniline , keskmine paksus on umbes 40 km. Mandrilise maakoore vanust hinnatakse 4 miljardile aastale. Reeglina koosneb kontinentaalne maakoor kolmest selgesti eristuvast kihist – lasuvast settelisest pealiskorrast , lamavast kristalsest aluskorrast ja selle all olevast gabroidse koostisega kivimkiht. Ülemine korrus ehk setteline pealiskord võib ka puududa
Vahevöö koosneb kuumast ja tihedast kivimimassist ning see ulatub kuni 2900 km sügavuseni. 660 kilomeetri sügavuses toimub viimane oluline hüpe seismiliste lainete levikukiiruses enne vahevöö ja välistuuma piiri. Selle piirpinna järgi jagatakse vahevöö üle- ning alavahevööks. Vahevöö ehk mantli ülemist osa on poolvedelas olekus mõnesaja kilomeetri paksune kiht. See on vahevöö kivimite ülessaulamise ehk basaltse magma tekkepiirkonnaks. Ülemine vahevöö ulatub umbes 10–200 kilomeetri sügavusele. Vahevöö ehk mantli alumine osa on tahke ja koosneb peamiselt ränist.
Maa keskele jääb tuum, mis jaguneb kaheks:
Välistuum on vedelas olekus. Vedela metalli pöörisvoolud välistuumas tekitavad Maa magnetvälja. Välistuum koosneb peamiselt niklist ja rauast ning ulatub umbes 2900–5100 km sügavusele.
Sisetuum , mis on 5200 kilomeetri sügavusel, muutub tuum kõrge rõhu tõttu taas tahkeks, ehkki ta on ilmselt sulamispunktile väga lähedal. Sisetuum koosneb peamiselt niklist ja rauast ning ulatub umbes 5100–6378 kilomeetri sügavusele.
Maa pöörlemine
Maa pöörleb ning tänu sellele tekivad öö ja päev. Maa pöörleb ümber oma keset läbiva mõttelise polaartelje. Maa pöörlemistelg on Maa orbiidi tasandi ehk ekliptika tasandi normaali suhtes 23,4° kaldu (pöörlemistelje kalle). Kaldenurga tõttu vahelduvad Maal aastaajad . Neli aastaaega on ainult parasvöötmes.
Maa pöörlemisperiood kinnistähtede suhtes, mida Rahvusvaheline Maa Pöörlemise ning Tugisüsteemide Teenistus nimetab Maa täheööpäevaks, on 86164,098903691 keskmise päikeseaja sekundit ehk UT1-sekundit ehk 23h 56m. Selle aja jooksul teeb Maa täispöörde ümbritseva galaktilise tausta (tähesüsteemi) suhtes. Täheööpäeva pikkus kõigub, peamiselt seetõttu, et aine (näiteks lumikate ) paigutub Maa pinnal ümber. Peamiselt loodete mõjul pikeneb täheööpäev ühe sajandiga 0,0016 s.
Maa pöörlemisperiood Päikese suhtes (Maa keskmine päikeseööpäev) on 86 400 keskmise päikeseaja sekundit. Et Maa päikeseööpäev on praegu loodetekiirenduse tõttu pisut pikem kui 19. sajandil, siis iga ööpäev on 0...2 SI millisekundi võrra pikem.

Päike
Päike on tavaline täht, üks rohkem kui 100-st biljonist tähest meie galaktikas. Päike on suurim objekt meie Päikesesüsteemis. Temas sisaldab rohkem kui 99.8% kogu Päikesesüsteemi massist ( Jupiter mahutab suurema osa ülejäänust).
Päikese mass koosneb praegusel ajal 75% vesinikust ja 25% heeliumist. Päike on Maast keskmiselt 149,6 miljoni kilomeetri kaugusel. Seda kaugust nimetatakse astronoomiliseks ühikuks. Maa kaugus Päikesest ei muutu palju
Päike asub keta tasandil, mis tiirleb peaaegu ringkujulisel orbiidil ümber Galaktika keskme , kaugusel ca 8,3 kpc ja tehes ühe tiiru ca 240 mln aastaga. Päike ei asu suures vaid ühes väiksematest Linnutee harudest. Märkimisväärne on see, et Päikese orbitaalperiood on umbes võrdne harude pöörlemisperioodiga vastaval kaugusel tsentrist. Seetõttu Päike jääb eemale suurtest harudest pika aja jooksul. See on tähtis elu säilimise vaatepunktist: kui Päike sattuks suure haru sisse, kasvaks tõenäosus, et tema lähedusse ilmuks palju lühikese elueaga massiivseid tähti. Plahvatades supernoovadena Päikese lähedal, need tähed seaksid elu Maal ohtu, kuna plahvatustest tingitud röntgenkiirguse ja osakeste voog kahjustaks osoonkihti ja radiatsioonitase Maal ületaks ohutu elamise piiri. Päike tiirleb koos oma planeetidega ( Merkuur, Veenus , Maa, Marss, Jupiter, Saturn , Uraan ja Neptuun ) ümber galaktika keskme kiirusega 250 km/s.
Teleskoobis paistab Päike heleda teravalt piiritletud kettana. Kettal on mõnikord näha tumedamaid piirkondi (päikeseplekid või -laigud); tugeval suurendusel võib näha ühtlast teralist mustrit - nn. granulatsiooni. Laikude liikumine näitab, et Päike pöörleb; seejuures on pöörlemisperiood ekvaatori lähedal 25 päeva, pooluste lähedal kuni 10 päeva pikem.
Päikesel kui gaasilisel kehal ei saa olla kindlat pinda, aine tihedus peab muutuma pidevalt väljapoole vähenedes. Seda, et me näeme serva teravana, tingib nähtava valguse tekkimine suhteliselt õhukeses (umbes 400 km paksuses ) kihis. Seda kihti nimetatakse fotosfääriks (valgust tekitav sfäär) ja teda võib samastada Päikese pinnaga. Fotosfäärist kõrgemale jääks siis Päikese "atmosfäär", mis koosneb kahest kihist - kromosfäärist ja kroonist. Kromosfäär, mille paksust hinnatakse paarile tuhandele kilomeetrile, ilmutas ennast punaka sähvatusena vahetult enne Päikese kustumist; kroon - ebakorrapärase kujuga nõrk helendus varjutatud päikeseketta ümber - ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kaugusele. Fotosfäärist allpool olevat osa nimetame lihtsalt sisemuseks. Päike saab oma energia termotuumareaktsioonidest - vesinikuaatomi tuumade (prootonite) ühinemisest heeliumi tuumadeks.
Päikese laigud on tumedad , temperatuur on neis ümbritsevast üle 1000 K madalam. Päikese servale jõudnud laikude vaatlus näitab, et laikudega kaasnevad loited e. protuberantsid.
Täppismõõtmised näitavad, et ehkki Päikese kiirgus on stabiilne, võngub tema pind perioodiga umbes 5 minutit ning amplituudiga kümne kilomeetri ringis . Tõlgendades pinnavõnkeid helilainetena, loodavad astronoomid neid uurides saada täiendavat informatsiooni Päikese siseehituse kohta.
Meie Galaktika
Linnutee on miljardite kaugete tähtede ühtesulav valgus, see tähendab Linnutee on tähesüsteem. Linnutee on meie galaktika, suuruselt teine galaktika Kohalikus Galaktikarühmas. Kohalik Galaktikarühm ehk Kohalik Rühm on üle 30 lähestikusest galaktikast koosnev moodustis , millesse kuulub ka meie Linnutee. Linnutee läbimõõt on 100 000 valgusaastat ja ta koosneb enam kui miljardist tähest.
1920. aastate alguses Edwin Hubble kasutades Mount Wilson´i observatooriumi 2,5 meetrilist Hooker teleskoopi, suutis teha astronoomilisi fotosid, millelt oli näha, et osad spiraalsed udukogud koosnevad tähtedest. Ta oli samuti võimeline kindlaks määrama mõned muutlikud tsefeiid tähed, mida sai kasutada, et ligikaudu arvutada udukogu kaugust, tõestades sellega, et nad olid liiga kaugel, et olla osa Linnuteest. 1926. aastal E. Hubble lõi galaktikate klassifikatsiooni, mida kasutatakse tänapäevani.
Nagu teisedki spiraalsed galaktikad , kuulub Linnutee koosseisu mitu struktuuri. Kõigepealt on seal ühes tasandis paiknevad ning pöörlevad spiraalsed harud. Tähed galaktikatasandis tiirlevad enam-vähem ümber galaktikatsentri ringkujulistel orbiitidel, samal tasandil esineb ka palju tolmu ja gaasipilvesid. Harud ei kujuta endast püsivat struktuuri vaid need on dünaamilised tiheduse lained, mis säilivad pikaajaliselt. Vaatamata sellele, et tähtede tiirlemiskiirus on erinevatel kaugustel galaktika tsentrist erinev. Enamik tähtedest ei jää harudesse kogu oma eluaja vältel vaid nad võivad harusse siseneda ja sellest lahkuda. Harudes mõjuvad gaasipilvedele gravitatsioonilised jõud, mis viivad nendes pilvedes lööklainete ilmumisele, gaasi kokkusurumisele ja pilvede gravitatsioonilisele kollapsile. Selle tõttu algab nendes pilvedes uute tähtede tekkeprotsess. Seega harudes on palju noori tähti ja tähekobaraid, kus esineb suhteliselt palju massiivseid ja heledaid valgeid tähti.
Tähe eluiga on tihedas sõltuvuses tema massist: massiivsed heledad tähed põletavad kiiresti oma kütusevarud ja muutuvad valgeteks kääbusteks või plahvatavad supernoovadena, seega nende eluiga on väike. Kõige massiivsemate tähtede eluiga ei ületa 10 mln aastat.
Linnuteel, nagu paljudel teistel galaktikatel, lähtuvad harud tsentraalsest vardast ja seega kuulume me Hubble’i klassifikatsioonis SBc tüüpi galaktikate hulka, kus: S viitab spiraalsete galaktikate tüübile; B viitab varda olemasolule; ja c näitab, et spiraalid paiknevad suurtel kaugustel üksteisest.
Galaktika keskel asub mõhn – ellipsoidaalne tähtede struktuur, kus tähtede kontsentratsioon kasvab kiiresti tsentri suunas. Tsentris tähtede kontsentratsioon on ca 300 000 tähte ühes kuupparsekis, mis on 4000 korda suurem, kui Päikese ümbruses. Mõhn koosneb peamiselt vanadest tähtedest, kuigi seal esineb ka noori tähti. Linnutee keskosas asub supermassiivne must auk. Linnutee kese asub Ambur’i tähtkuju suunas. Tema nähtav heledus oleks väga suur kui ketta tasandil ei esineks tolmu ja gaasipilvi. Spiraalsed harud, tolm ja gaasipilved moodustavad Linnutee ketta. Spiraalharude arv Linnuteel ei ole kindlalt teada. Linnuteel on arvatavasti neli suur haru ja mitu väikest.
Peale spiraalidega kettakujulise komponendi on Linnuteel ka sfääriline komponent, ehk haloo – ellipsoidaalne struktuur, mis koosneb peamiselt vanadest tähtedest. 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.
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 põhjapoolkeral. Need on Suur ja Väike Magalhães’i pilved. Linnutee lähedal (kaugusel ca 2 mln valgusaastat) asub veel üks suur spiraalgalaktika – eelpool mainitud Andromeeda udukogu, M31. Võrreldes Linnuteega, ta on suurema tähtede arvu- ja läbimõõduga, aga väiksema massiga. Kolmas lähedalasuv galaktika on Linnuteest mitu korda väiksem Kolmnurga galaktika, M33. Ta on lähemal Andromeeda udukogule kui Linnuteele ja võib osutuda M31 kaaslaseks. Igaühel nendest galaktikatest on mitu kääbusgalaktikat-kaaslast. Koos ca 50 väikeste galaktikaga moodustavad need kolm suurt galaktikat nn Kohalikku Galaktikarühma – gravitatsiooniliselt seotud galaktikaparve.
Kasutatud kirjandus.

http://et.wikipedia.org/wiki/Maa_%28planeet%29

http://et.wikipedia.org/wiki/Maa_%28planeet%29#P.C3.B6.C3.B6rlemine

http://et.wikipedia.org/wiki/P%C3%A4ike

http://www.eas.ee/kosmos/et/kosmosest/uldulevaade/meie-galaktika-linnutee

http://et.wikipedia.org/wiki/Linnutee_galaktika

http://opik.obs.ee/osa3/ptk01/tekst.html

Avastusretked „Reis kosmosesse“ Mike Goldsmith

Interaktiivne teejuht maal „Planeet Maa“ Jen Green