Megamaailma füüsika (0)

HÄÄDEMEESTE KESKKOOL
Füüsika
MEGAMAAILMA FÜÜSIKA
Referaat
Anna Karin Ericson
Juhendaja : Raimu Pruul
Häädemeeste 2017

SISUKORD

SISUKORD 2
SISSEJUHATUS 3
1. ASTRONOOMIA 4
1.2. ASTRONOOMIA HARUD 5
1.4. ASTRONOOMIA AJALUGU 7
2. MEGAMAAILMA MÕÕTÜHIKUD 7
3. VAATLUSASTRONOOMIA 10
3.1 SILM 10
3.2. TELESKOOBID 11
3.2.1 Teleskoop 11
3.2.2. Läätsteleskoop 11
3.2.3. Peegelteleskoop 12
3.2.4. Raadioteleskoop 12
3.2.5. Teleskoopide süsteemid 12
3.2.6. Kosmoseteleskoobid 13
4. KOSMOLOOGIA 14
4.1. PRIMITIIVSETE RAHVASTE MAAILMAPILDIST 14
4.2. GEOTSENTRISM 15
4.3. HELIOTSENTRISM 16
4.4. LÕPMATU MAAILMARUUM 16
4.5. PAISUV UNIVERSUM 17
5. TAEVAS 17
5.1. TAEVAKOORDINAADID 18
5.2. TÄHTKUJUD 19
5.3. TAEVAKAARDID 19
6. MAA JA KUU 20
6.1. MAA 20
6.2. KUU 22
7. MAA JA KUU PERIOODILINE LIIKUMINE 24
7.1. MAA PÖÖRLEMINE 24
7.2. MAA TIIRLEMINE 25
7.2. EKLIPTIKA. AASTAAJAD 25
26
7.3. KUU TIIRLEMINE JA PÖÖRLEMINE 26
7.4. KUU FAASID 26
7.5. VARJUTUSED 27
7.6. KALENDER 28
8. PÄIKESESÜSTEEM 29
8.1. AVASTAMINE JA UURIMINE 30
8.1.1. Geotsentriline maailmapilt 30
8.1.2. Heliotsentriline maailmapilt 30
8.1.3. Relativistlik maailmamudel 31
8.2. ÜLESEHITUS JA STRUKTUUR 31
8.3. PÄIKESESÜSTEEMI VÄIKEKEHAD 32
8.3.1. Väikeplaneedid 32
8.4. KOMEEDID 33
8.5. PÄIKESESÜSTEEMI PIIRIALAD 34
8.5.1. Heliopaus 34
8.5.2. Öpiku-Oorti pilv 34
9. TÄHED 35
9.1. PÄIKE 36
9.2. TÄHTEDE VÄRV JA HELENDUS 39
9.3. KAUGUS JA LIIKUMINE 40
9.4. MUST AUK 41
10. TÄHESÜSTEEMID EHK GALAKTIKA 41
10.1. LINNUTEE – MEIE GALAKTIKA 41
10.2. TEISED GALAKTIKAD 42
11. TUMEAINE 44
12. SUUR PAUK 45
12.1. SUURE PAUGU TEOORIA KRONOLOOGIA 46
13. UNIVERSUMI EVOLUTSIOON JA TULEVIKUSTSENAARIUMID 48
KOKKUVÕTE 49
KASUTATUD KIRJANDUS 50
LISAD 51

SISSEJUHATUS

Looduse struktuuritasemeteks loetakse kokkuleppeliselt kolme taset: mikro -, makro- ja megamaailma.
Megamaailma moodustavad inimesest mõõtmete poolest palju suuremad objektid. Megamaailma objektide mõõtmed jäävad 106... 1025 m vahele. Valdavaks vastastikmõju liigiks on gravitatsiooniline vastastikmõju.
Megamaailma füüsikas käsitletakse väga paljusid teemasid , nt. päikesesüsteemi, tähti, taevast, Maad, Kuud jpm.

1. ASTRONOOMIA

Astronoomia ehk täheteadus on teadusharu, mis uurib kosmilisi objekte ja universumit tervikuna .
1.1. NIMETUS
Astronoomia ja astroloogia
Erinevalt paljudest teistest teadustest ei ole astronoomia nimetuse lõpus "-loogia", vaid "-noomia" kreeka sõnast nomos 'seadus'. Nimetuse esimene osa tuleb vanakreeka sõnast astēr 'täht, taevakeha '. Astroloogiat peetakse pseudoteaduseks.
Astronoomia ja astrofüüsika
Astrofüüsikaks nimetatakse tavaliselt astronoomilisi uuringuid, mis on seotud füüsikaga. Tänapäeval on aga valdav osa astronoomiast füüsikaga seotud ning seetõttu astronoomiat ja astrofüüsikat sageli samastatakse.

1.2. ASTRONOOMIA HARUD

Jaotus meetodi järgi
Meetodi järgi liigendub astronoomia kolmeks:

• astromeetria tegeleb taevakehade asukoha määramisega ning taevakaartide koostamisega ;
  
• taevamehaanika uurib taevakehade, eeskätt planeetide liikumist ruumis ja selle liikumise kajastumist taevasfääril;
  
• astrofüüsika uurib taevakehadelt tulevat kiirgust ja teeb sellest järeldusi nende ehituse ja arenemise kohta.
  

Jaotus objekti järgi
Objekti järgi jaguneb astrofüüsika neljaks :

• planetoloogia (koos geofüüsikaga) uurib planeetide, nende kaaslaste jt Päikesesüsteemi objektide ehitust);
  
• tähtede füüsika (uurib tähti);
  
• galaktikate füüsika uurib galaktikaid (tähesüsteeme);
  
• kosmoloogia (uurib Universumi, st kogu maailma ehituse ja arengu seaduspärasusi).
  

1.3. ASTRONOOMIA JA TEISED TEADUSED
Astronoomiaga on tihedalt seotud füüsika ja matemaatika . Need kolm teadust on üksteist oluliselt mõjutanud. Füüsikateooriaid saab paljudel juhtudel kontrollida ainult kosmilistes mastaapides või kosmilistel energiarikastel objektidel. Astronoomiale vajalikud arvutused on olnud arvutusmatemaatika ja andmetöötluse arengu oluliseks motiiviks.
Traditsiooniline on olnud astronoomia koostöö geodeesiaga (astrogeodeesia, koha määramine, aja määramine, taustsüsteemid, navigatsioon ), ajaarvamisega ja kalendriarvutusega ( astronoomiline kronoloogia) ning optikaga (astronoomiliste instrumentide ja andurite areng). Astronoomilised instrumendid ja meetodid on tihedalt seotud ka tehnika, kosmonautika ja matemaatikaga (mõõteriistad, kosmosetehnika, taevakehade trajektooride modelleerimine). Geodeetilisi meetodeid on rakendatud ka peale Maa ka teiste taevakehade gravitatsioonivälja ja kuju kindlakstegemiseks.
Viimastel kümnenditel on üha tähtsamaks muutunud ka koostöö geoloogia ja geofüüsikaga, sest maateaduse uurimisala kattub osalt planetoloogia omaga . Mineraloogia analüüsib Maa mineraale sarnaste meetoditega nagu teiste taevakehade omi. Kosmosekeemia on keemia haru, mis uurib keemiliste elementide ja keemiliste ühendite jaotust universumis ja keemilist evolutsiooni. Eksobioloogia uurib maavälise elu tekke ja olemasolu asjaolusid.
Interdistsiplinarsed uuringud toimuvad ka astronoomia ja humanitaarteaduste koostöös. Astronoomia ajalugu kui ajalooteaduse osa uurib astronoomia ajalugu. Esi- ja varajase ajaloo arheoloogilisi leide tõlgendab astronoomia valguses paleoastronoomia. Et astronoomia tegeleb kosmoloogia raames ka Universumi tekke, ajaloo ja lõpu küsimustega, on ta seotud teoloogia ja filosoofiaga.

1.4. ASTRONOOMIA AJALUGU

Algul tähendas astronoomia üksnes palja silmaga nähtavate taevakehade liikumise vaatlusi ja ennustusi nende liikumise kohta.
Vana-Kreekas leiutati tähesuuruste süsteem ning määratleti kaheteistkümnest tähtkujust koosnev sodiaak . Keskajal viisid astronoomiat edasi üksnes mõned araabia astronoomid .
Renessansiajal esitas Kopernik Päikesesüsteemi heliotsentrilise mudeli, mida kaitsesid, arendasid edasi ja korrigeerisid Galilei ja Kepler . Viimane rajas esimesena süsteemi, mis kirjeldas õigesti planeetide tiirlemist ümber Päikese. Planeetide liikumise põhjuse avastas Newton , kellelt pärineb gravitatsiooniseadus ja taevamehaanika. See oli esimene samm astrofüüsikas, mis põhineb eeldusel, et füüsikaseadused on ühesugused nii Maal kui ka kosmoses. Avastati, et tähed on väga kauged taevakehad . Spektroskoopia abil tõestati, et tähed sarnanevad Päikesega, kuid nende temperatuur, mass ja mõõtmed võivad olla väga erinevad.
20. sajandil tõestati, et meie Galaktika (Linnutee) on vaid üks paljudest galaktikatest ning et Universumi paisumise tõttu enamik galaktikaid eemaldub meist.
20. sajandil arenes tormiliselt kosmoloogia. Suure Paugu mudel on astronoomias kinnitust leidnud reliktkiirguse ja Hubble'i seaduse põhjal.

2. MEGAMAAILMA MÕÕTÜHIKUD

Astronoomiline ühik
Astronoomiline ühik on keskmine kaugus Maast (kasutatakse peamiselt Päikesesüsteemi lähiümbruse kirjeldamiseks).
1AU = 149 597 870 700 m = 1,50 · 1011 m ≈ 150 mln. km
Valgusaasta
Valgusaasta on teepikkus , mille valgus läbib vaakumis ühe aastaga.
Valguse kiirus vaakumis on 299 792 458 m/s ≈ 300 000 km/s
Ühes aastas on 365,25 päeva = 8 766 tundi = 525 960 minutit = 31 557 600 sekundit ≈ 3,16∙107s.
Ühtlase kiirusega v liikuva keha poolt ajavahemiku t läbitav teepikkus avaldub:
s=vt
Seega läbib valgus aastaga teepikkuse 1 valgusaasta – 1 ly (inglise keelest light year )
1 ly ≈ 9,50∙1015m ≈ 10Pm
NB! Kuna valgusaasta ei ole kümnendsüsteemi suurus, siis tema puhul kordsust suurendavaid ega vähendavaid eesliiteid ei kasutata.
Valgusaastat kasutatakse peamiselt meie tähesüsteemis – Linnutees asuvate objektide, aga ka selle lähinaabrite, kauguste kirjeldamiseks.
Parsek
Parsek  on kaugus, millelt vaadates Maa orbiidi raadius paistab nurga all 1 kaa­re sekund. Termin tuleb sõnadest parallaks ja kaaresekund.
1 pc = 3,08572 · 1016  m = 3,26168 valgusaastat = 2,062648 · 105 a.ü.
Kuna parsek defineeritakse SI lisaühiku radiaani kaudu, siis kasutatakse tema kordsust nii peamiselt suurendavaid kui ka vähendavaid eesliiteid – 1Mpc, 5Gpcjne
Kõiki kaugusi, mis jäävad väljapoole meie Galaktikat, aga ka Galaktika kaugemaid objekte on soovitav mõõta parsekites või selle kordsetes ühikutes.

3. VAATLUSASTRONOOMIA

3.1 SILM

Kuni 17. sajandini oli ainukeseks võimaluseks saada Universumi kohta informatsiooni ainult silma­dega vaadeldes.
Füüsika seisukohalt on inimese silma tähtsaimad osad: sarvkest , silmaava ehk pupill , silmalääts, läätse pingutavad lihased, klaaskeha, võrkkest ja silmanärv.
Sarvkesta  ülesandeks on kaitsta silma väliskeskkonna mõjutuste eest.
Valgusallikatelt (aga ka kehadelt peegeldunud) valgus pääseb silma läbi silmaavaehk pupilli, mille läbimõõt ko­­handub vastavalt valguse intensiivsusele – häma­ra­mas on silmaava suurem kui eredas valguses.
Valgus läbib silmaläätse ja klaaskeha ning murdub neis  selliselt , et tekib vaadeldavast esemest  ümberpööratud , vähen­datud tõeline kujutis, mis langeb võrk­kes­tale. Sil­ma­läätse külge kinnituvad läätse kuju muutvad pin­gu­ta­ja­lihased– kui vaadeldakse kau­gemat objekti, muu­davad need läätse õhemaks (suurendades seeläbi silmaläätse fookuskaugust), kui aga lähemat, siis surutakse lääts kokku (vähendades fookuskaugust). Klaaskehal on veel ka teine üle­sanne – see on kindlustada silma kindla kuju säilimine.
Võrkkest töötab omamoodi ekraanina. Ta koosneb valgustundlikest rakkudest, milles tekib neile lan­ge­va valgusenergia toimel biokeemiline reaktsioon – toodetakse elektriimpulss, mis saadetakse möö­da nägemisnärvi ajju.
Silma võrkkesta valgustundlikkuse alumine lävi on üpris individuaalne ning vastab kiirgusvoole (ere­dusele) ca 10–3 cd/m2, kuid seda vaid täielikult adapteerunud silmaga, mis on viibinud täielikus pimeduses vähemalt 30 minutit ning olukorras, kus vaadeldavat nõrka valgusallikat ei ole segamas teisi eredamaid allikaid.
See ongi põhjus, mis vanemates mudelites on vaid Päike, Kuu ja 5 planeeti (kuni Saturnini) ning umbes paartuhat kinnistähte, mis kokku moodustasid 88 tähtkuju .

3.2. TELESKOOBID

3.2.1 Teleskoop

Teleskoop on optiline instrument, mis kogub ja koondab valgust. Teleskoobid suurendavad kaugete objektide näivaid nurkmõõtmeid ja tänu sellele suureneb objektide näiv heledus.
Teleskoobis peab kindlasti olema valgust koondav element –  objektiiv . Objektiivi iseloomustavateks parameetriteks on objektiivi fookuskaugus, mis iseloomustab kui kaugel objektiivist tekib lõpmata kauge objekti kujutis; ja objektiivi apertuurehk ava, mis vastab objektiivi sisese ava läbimõõdule ja iseloomustab kui palju valgust jõuab silma või filmini või sensorini. Visuaalsete vaatluste korral peab seadeldisel olema  okulaar , mille abil muudetakse nähtavaks ja suurendatakse objektiivi fookuses olev kujutis.
Teleskoobid jagunevad neis sisalduvate optiliste süsteemide põhjal lääts- ehk  refraktor - ja peegel- ehk reflektorteleskoopideks. Samuti võib teleskoope liigitada selle põhjal millist elektromagnetlaine skaala osa temaga vaadelda saab. Eristatakse – raadioteleskoope, UV-teleskoope, IR-teleskoope, röntgenteleskoope ja gammateleskoope.

3.2.2. Läätsteleskoop

Läätsteleskoop mitmest optilise süsteemi moodustavast läätsest optiline seade, mille ülesandeks on koondada valgust ning suu­ren­da­da läbi selle vaadeldavate ob­jek­tide nurkmõõtmeid.
Esimene, kahest koondavast lää­t­sest koosnenud, lääts­te­les­koop valmistati tõenäoliselt kas XVI sajandi lõpus või XVII sajandi alguses Hollandis. Kuuldus sel­ lest seadmest jõudis Veneet­sias elanud Galileo Galileini, kes 1609. aastal „ leiutas “ oma variandi läätsteleskoobist.
Läätsteleskoobi esimeses läätses – objektiivis – tekitatakse kaugel asuvast objektist tõeline, vä­hen­da­tud ja üm­ber­pöö­ratud kujutis. Teine lääts – okulaar – paigutatakse aga objektiivi fookuskaugusest pisut kaugemale,  et objektiivis tekkinud kujutis satuks okulaarile lähemale kui on selle fookuskaugus. Selliselt saavutatakse olukord, et okulaaris tekiks esimeses läätses tekkinud eseme tõelisest kujutisest suu­ren­datud ja (vaadeldava objekti kujutisega) samapidine kujutis.
Nii näeme läbi lääts­teleskoobi vaadates objektist ümberpööratud kujutist. See ei ole aga probleem, sest ka kõige suurema suurendusega teleskoobi korral jäävad tähtede kujutised punktiks ning punkti puhul mõistetel „alumine“ või „ülemine“ pool sisu.

3.2.3. Peegelteleskoop

Peegelteleskoop on ühest või mitmest peeglist ja läätsedest koosnev optiline süsteem, mille ülesandeks on koondada valgust ning suu­ren­da­da läbi selle vaadeldavate ob­jek­tide nurkmõõtmeid.
Peegelteleskoobi idee pärineb umbes 11. sajandist, kuid teadaolevalt valmistas esimese peegelteleskoobi 1668. aastal Isaac Newton. Newtoni teleskoop koosnes ühest nõguspeeglist (objektiiv) ja sellega nurga alla asetatud tasapeeglist. Nõguspeegli üle­sanne oli koondada kauge objekti (tähe) valgust, nõguspeegli fookusest pisut lähemale asetatud tasapeegli üle­san­ne oli juhtida objekti suurendatud ku­ju­tis läbi okulaari, vaatleja silma.
Nii lääts- kui peegelteleskoobid avardasid tollaste astronoomide võimalusi nõrgemate, silmale nähtamatute tähtede ja planeetide avastamiseks ja uurimiseks.

3.2.4. Raadioteleskoop

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.
Tavaliselt on raadioteleskoopide puhul tegu paraboolantennide ehk niinimetatud taldrikantennidega. Mida suurem on „taldriku“ läbimõõt, seda nõrgemaid signaale on võimalik sellega vastu võtta. Millises lainealas antenn signaali vastu võtta suudab sõltub eelkõige antenni ehituslikest iseärasustest.

3.2.5. Teleskoopide süsteemid

Juba lääts- ja peegelteleskoope ühendati oma­va­hel paarikaupa süsteemidesse suurendades seeläbi nende aperetuuri ning võimet registreerida veelgi nõrgemate valgusallikate – kaugete tähtede ja veel kaugemate tähesüsteemide valgust.
Raadioteleskoopide ühendamine teleskoopide süs­teemiks hõlbustus koos arvutite kasutusele võt­mi­sega veelgi. Üks esimestest tõepoolest suurtest teleskoopide süsteemidest oli VLA – Very Large Array , mis valmis aastatel 1973 – 1980 ning asub keset New Mexico (USA) kõrbe. VLA sai oma nime selle järgi, et ta tõepoolest mee­nu­tab tööasendis suurt noolt.
Ehkki ühe paraboolantenni läbimõõt VLA-s on umbes 25 meetrit, on 27 antenni abil võimalik moodustada teleskoopide süsteem, mille efektiivne läbimõõt on kuni 36 kilomeetrit. Kui tema antennid suunata kõik samasse taeva piirkonda, on sealt võimalik saada väga hea tihedusega „pilt“, mille abil on võimalik uurida Universumi äärealadel asuvaid objekte.
Tänapäeval moodustatakse teleskoopsüsteeme antennidest, mis asuvad Maakera erinevates piir­kon­dades. Nii oleks põhimõtteliselt võimalik valmistada raadioteleskoopsüsteem, mille läbimõõt läheneb Maa läbimõõdule ehk 12 800 kilomeetrile. Käesoleval ajal on suurimaks teleskoopide süsteemiks VLBA (Very Long Baseline Array), mille keskus asub  Socorro’s New Mexicos (USA). VLBA koosneb kümne Maa erinevates piirkondades asuvate observatooriumite antennideks ning tema efektiivne läbimõõt on ligikaudu 8 600 kilo­meet­rit.

3.2.6. Kosmoseteleskoobid

Paraku on kõigil maapinnal asuvatel teleskoopidel üks suur puudus – nad ei suuda „näha“ seda osa elektromagnetkiirgusest, mis neeldub atmosfääris. 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 infravalguallikaid.
Tavaliselt uurivad erinevad kosmoseteleskoobid taevalaotust üks­tei­sega sünkroniseeritult, nende poolt „pildistatud“ ülesvõtted töö­deldakse arvutis ning kompileeritakse üheks pildiks, kus erinevad värvid tähistavad erineva lainepikkusega elektromagnetlaineid.

4. KOSMOLOOGIA

4.1. PRIMITIIVSETE RAHVASTE MAAILMAPILDIST

Inimesed on aegade algusest peale vaadanud taevasse ning püüdnud seal nähtavat, nii hästi või halvasti kui nad parasjagu oskavad, selgitada. Pikaajaliste taevavaatluste jooksul püüdsid loodusrahvad luua ettekujutust maailmast kui tervikust. Kui jäi puudu teadmistest, täiendati pilti oletuste ja usuga. Selle tulemuseks on palju erinevaid loomislugusid, mis kõik omal moel püüavad selgitada Universumi tekkimist ja arengut selliseks nagu me seda praegu näeme.
Tavaliselt lähtuti Taevast ja Maast kui kahest elusolendist, mis hiljem asendus tervikpildiga loodusesse kui elusorganismi, keda sageli kujutati mingi loomana. Loodud müütide iseloomulikuks jooneks oli kõige igapäevase ja tavalise piiramatu laiendamine kogu Universumis toimuvale.
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 – pildil).
Umbes 6. sajandil e.Kr tekkis Väike-Aasia läänerannikul ning Itaalia lõunaosas algne loodusteadus – loodusfilosoofia, mis püüdis vabastada müüte nende liigsest personifitseeritusest. Vana-Kreeka filosoofid, tähtsaimad neist Thales (625 … 547 e.Kr) ja Anaximandros (611 … 546 e.Kr) asendasid Maa, Mere ja Taeva inimesesarnased valitsejad –jumalad – ühtse loodusele omase elu allikaga. Lame Maa ujumas kettakujulise Ookeani pinnal, mida katab Taeva kuppel, mille sisepinnal asuvad Päike, Kuu ja tähed.
Taevasfääride harmooniat otsis ka antiikaja kuulsaim filosoof – Platon (427 … 374 e.Kr), kes kirjeldas kaheksat sfääri, millele on kinnitatud planeedid ja tähed. Platon oli esimene, kes väitis, et kõikide taevakehade liikumise on ringjooneline, ühtlane ja korrapärane ning püstitas matemaatikuile ülesande leida milline ringliikumiste kombinatsioon suudaks kirjeldada kõiki planeetide näivaid liikumisi .
Platoni sfäärilist maailmapilti arendasid edasi Eudoxos (408 … 355 e.Kr) ja Aristoteles (384 … 322 e.Kr), keda võibki pidada geotsentrilise maailmakäsitluse loojaks.

4.2. GEOTSENTRISM

Geotsentrismile panid aluse 4. saj eKr kreeka filosoof Platon ja Aristoteles, seda täiendas 2. saj AD Ptolemaios . 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. Geotsentrism oli pikka aega (sisuliselt kuni 17. sajandini) ainuke katoliku kiriku poolt aktsepteeritud käsitlus maailmaruumi ehitusest.

4.3. HELIOTSENTRISM

Heliotsentristlike mudelite algeid on esitanud mitmed teadlased: Phytagorase õpilane Philolaus, aga ka idamaade astronoomid Mu’ayyad al-Din al-’Urdi, Nasir al-Din Tusi jt, kuid terviklikule heliotsentrismile pani aluse 1543 . aastal Poola päritolu teoloog ja loodusteadlane Nicolaus Copernicus (Mikolaj Kopernik).
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. Heliotsentrismi areng oli pikka aega pidurdatud kartuses sattuda kirikuvande alla ja/või koguni tuleriidale. 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.

4.4. LÕPMATU MAAILMARUUM

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.

4.5. PAISUV UNIVERSUM

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.

5. TAEVAS

Meeleline taju ütleb, et Maad katab kuplikujuline taevas, millel liiguvad erinevad objektid: pilved, Päike, Kuu, planeedid, tähed, galaktikad (udukogud).
Tegelikult on taevas „paigal“ ja objektide (va pilved) liikumine on tingitud hoopis Maa liikumisest , mis omakorda moodustub kolmest komponendist :

• tiirlemisest ümber Päikese perioodiga 1 aasta
  
• pöörlemisest ümber tiirlemistasandiga 66°33’ nurga all asuva telje perioodiga 1 ööpäev
  
• ja telje pretsessioonist orbiidi tasandi normaali ümber perioodiga 25 725 aastat
  

Keskmise vaatleja silmad asuvad maapinnast h = 1,70 m kõr­gu­sel. Arvestades, et Maa raadius R = 6,4∙106m  ja et Phytagorase teoreemist
saame silmapiiri kauguseks  l = 4660m = 5km

5.1. TAEVAKOORDINAADID

Kasutusel on mitmeid taevakoordinaatide süsteeme. Enam­le­vinud on horisondiline- ja ekvatoriaalne koor­di­naat­süs­teem.
Horisondilise koordinaatsüsteemi korral määratakse tae­va­keha asukoht kolme koordinaadiga: A – asimuut (nurk mõõ­detuna lõunakaarest), h – kõrgus(nurk, mõõdetuna horisondist) ning z – seniitkaugus (nurk mõõdetuna seniidist). Horisondiline koordinaatsüsteem on iga vaatleja jaoks erinev ning see takistab selle laialdasemat ning samaaegset kasutamist. Seepärast kasutatakse peamisel ekvatoriaalset taust­süs­teemi, mis võimaldab suhteliselt lihtsate teisen­dus­te teel kirjeldada objekti asukohta taevas mistahes Maail­ma punktis.
Taevakeha asukoht määratakse ekvatoriaalses taustsüsteemis kolme koordinaadiga: δ – kääne e deklinatsioon (nurk mõõdetuna taevaekvaatorist), α – otsetõus (nurk, mõõdetuna taeva nullmeridiaanist) ning γ – kevadpunkt (nurk mõõdetuna kevadpunktist so kohast kus Päikese trajektoor lõikab taevaekvaatorit).
Justnimelt ekvatoriaalsetes koordinaatides ongi erinevates teatmeteostes ja kataloogides tavaliselt esitatud taevakehade asukohtade kirjeldused (tavaliselt nullmeridiaani suhtes). Teatmikes on ta­va­li­selt toodud ka juhtnöörid kuidas esitatud koordinaadid konkreetse vaatleja asukohta sobituvad.

5.2. TÄHTKUJUD

Taevas „asuvad“ tähed on jaotatud 88 tähtkujusse. Enamik tähtkujudest on pärit antiikajast ning nende ära tundmine nõuab päris head ettekujutusvõimet.
Põhjapoolkeral on kõige tuntumateks tähtkujudeks Suur ja Väike Vanker , teistes keeltes tuntud ka kui ehk Suur ja Väike Karu. Eestis ei looju Suur ja Väike Vanker kunagi – seega on nad nähtav igal aasta- ja kellajal kui on pime. Suur Vanker on taevast kergemini leitav. Ta asub vaadatuna põhjasuunas (täpsemalt kirdes), umbes 40° kõrgusel horisondist – sellise nurga moodustab silmadest veidi kõrgemale sirutatud käsi. Suure Vankri teeb veelgi tähtsamaks asjaolu, et tema abil on võimalik leida põhjataeva kõige tähtsamat tähte – Põhjanaela. Suure Vankri tagumised rattad osutavad otse Põhjanaelale, mis asub Väikese Vankri (Ursa Minor) tähtkujus. Et Põhjanael on ümber­ole­vatest tähtedest heledam, on teda taevast üsna kerge üles leida. Ja nagu ütleb tema nimi, asubki see täht põhjas – tema abil saame täpselt määrata põhjasuunda ning tema kõrgus vastab täpselt vaatluskoha laiuskraadile. Samuti “pöörlevad” kõik meie öötaevas nähtavad tähed ümber Põhjanaela. Tegelikult võivad samasse tähtkujusse kuuluvad tähed asuda teineteisest väga-väga kaugel – me näeme neid lähestikku vaid seetõttu, et nendelt lähtuv valgus tuleb meieni samast suunast.
Mõned erilised tähtkujud:

• Kentauri tähtkuju (Centaurus) – siin asub Päikesele kõige lähem (4 ly) täht α-Kentauris
  
• Suur peni (Canis Majoris) – siin asub taevavõlvi kõige heledam täht (Päikese järel) Sirius
  
• Lõunarist (Crucis) – tähtkuju, milles asuva tähtede Acrux (Alfa Crucis) ja Gacrux (Gamma Crucis) järgi määratakse lõunasuunda, on nähtav ainult lõunapoolkeral.
  

5.3. TAEVAKAARDID

Taevakaart ehk astronoomiline kaart on kaart, mis kujutab tähtede paiknemist taevas Maalt vaadates. Kõige levinumad on sfäärilise taevaskera kujutused tasapinnal kahe ringina (põhja- ja lõunapoolkera), kuid tarvitatakse ka teistsuguseid projektsioone.
Tänapäeval on loodud mitmeid arvutiprogramme ning äppe nutitelefonidele ja tahvelarvutitele (SkyMap Online, Google Sky jne), mis võimaldavad taevas nähtavaid objekte – planeete, tähti, tähtkujusid, isegi üle lendavaid satelliite vaatleja asukoha­põhiselt üsna lihtsalt tuvastada.

6. MAA JA KUU

6.1. MAA

Maa on 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) = 8766,15h = 525969,166min = 31 558 149,76s,
  
• pöörlemisperiood: 1d = 24h = 46 400s
  
• 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).

6.2. KUU

Kuu on Maale ainus looduslik kaaslane ning kõige lähem taevakeha.
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 , 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.

7. MAA JA KUU PERIOODILINE LIIKUMINE

7.1. MAA PÖÖRLEMINE

Maa pöörleb ümber oma kujutletava telje, mis „väljub“ maapinnast pooluste kohal. Teame, et Maa teeb ühe täispöörde ühe ööpäevaga. Maakera pöörlemissuund on läänest itta – selle peegeldus – Päikese, Kuu ja teiste taevakehade liikumine  on sellele vastupidine . Arvestuslikus mõttes on kõik ööpäevad ühepikkused – 24 tundi, siis tegelikult pöörleb Maa ebaühtlaselt ning rangelt võttes on ööpäevad erineva pikkusega. Maa pöörlemise arvestuseks on  keskmine niinimetatud päikeseööpäev, mida loetakse keskööst, kui Päike läbib taevameridiaani teekonna madalaimas punktis kuni järgmise keskööni. Ebaühtlused arvestuslike ja tegelike ööpäevade vahel korrigeeritakse – aeg ajalt lisatakse või lahutatakse ülitäpsete aatomikelladega mõõdetavatele ööpäevadele sekund või selle vajalik murdosa .

7.2. MAA TIIRLEMINE

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.
Maakera pöörlemistelg moodustab tiirlemistasandiga 23,4° nurga, kusjuures Maa pöörlemistelje orientatsioon ruumis ei muutu – see on põhjus miks Maal vahelduvad aastaajad.

7.2. EKLIPTIKA. AASTAAJAD

Ekliptika ehk päevatee on Päikese näiv teekond taevas. Ekliptika on kujutletav ringjoon taevasfääril, mida mööda Päike näivalt oma aastateekonnal kulgeb. See on Maa tiirlemine ümber Päikese, mis põhjustab Päikese asukoha näivat muutumist taevas. Ekliptika asub taevaekvaatori suhtes 23°27′ nurga all. Punkte, kus ekliptika taevaekvaatoriga ristub, nimetatakse võrdpäevsuspunktideks punktideks. Eristatakse kevad- ja sügispunkti. Kevad- ja sügispunktis olles on päev (valge aeg) ja öö (pime aeg) täpselt ühesuguse pikkusega. Ekliptika ja taevaekvaatori vahelise, umbes 23,4°, nurga tõttu muutub aasta jooksul Päikese teekonna kõrgus  taevaekvaatori suhtes (maapinna kaugus Päikesest), see põhjustab omakorda aastaaegade vaheldumist Maa põhja- ja lõunapoolkeral. 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. Erinevused päeva pikkuses ja päikeseenergia hulgas põhjustavad aastaajalisi temperatuurierinevusi, muutes suved talvedest soojemaks. Olgu siinkohal veelkord rõhutatud, et ajal, mil põhjapoolkeral on suvi, asub Maa oma orbiidil hoopis Päikesest kaugemal kui talvel.

7.3. KUU TIIRLEMINE JA PÖÖRLEMINE

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.
Kuu tiirlemistasand on Maa orbiidi suhtes umbes 5° nurga all kaldu, mistõttu paistab Kuu meile taevas kord üleval, kord allpool ekliptikat. On vaid kaks kohta, kus Kuu tiirlemistasand lõikub ekliptikaga. Neid punkte nimetatakse sõlmedeks. Kui Kuu, Maa ja Päike jäävad sõlmi ühendavale joonele, toimuvad Kuu- või Päikesevarjutused. Selline olukord tuleb siiski piisavalt harva ette.

7.4. KUU FAASID

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. Ühte täistsüklit Kuu kahe samasuguse faasi vahel ni­me­­tatakse sünoodiliseks perioodiks (ka sünoo­diliseks kuuks) ning selle pikkus on 29,5 Maa-öö­päe­va.
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.

7.5. VARJUTUSED

Nii Maa kui Kuu on valgusele läbipaistmatud kehad ning selle tõttu saadab nende liikumist Päikese poolt vaadatuna nende taha jääv varjupiirkond.  Kuna nii Kuu kui Maa on Päikesega võrreldes palju väiksemad kehad, on nende varjude puhul on tegemist küllaltki keeruka täis- ja poolvarjude süsteemiga. Kuuvarjutus  on olukord, kus Kuu satub Maa täis- või poolvarjukoonusesse. Esimesel juhul nimetatakse nähtust osaliseks kuuvarjutuseks, teisel aga täielikuks kuuvarjutuseks. Kui Kuu tiirleks ümber Maa samas tasandis kui Maa ümber Päikese, toimuksid kuuvarjutused iga 29,5 päeva tagant. Paraku on Kuu ja Maa tiirlemistasandid teineteise suhtes umbes 5° võrra nihutatud ning tänu sellele tekib olukord, kus me saame vaadelda kuuvarjutust keskmiselt kord 1 … 1,5 aasta tagant. Aastatel 2013 … 2016 toimuvad kuuvarjutused on leitavad tabelist.
Päikesevarjutus  on olu­kord, kus Kuu jääb Maa ja Päikese vahele ning Kuu täis- või poolvari langeb maa­­pinnale. Kuu pool­var­ju piirkonnas viibivad vaat­­lejad näevad osalist päikesevarjutust, täis­var­jus asuvad vaatlejad aga täielikku päike­se­var­jutust. Kui täisvarju tipp ei taba maapinda vaid jääb sellest kõrgemale, on näha täielikku rõngakujulist päikesevarjutust. Kui Kuu ümber Maa tiir­ lemise tasand kattuks Maa ümber Päikese tiirlemise tasandiga, esineksid päike­sevarjutused samuti iga 29,5 päeva tagant. Kuna tasandid on teineteise suhtes kaldu, on tuleb päikesevarjutusi ette keskmiselt 1 …1,5 korda aastas, kuid seda Maa erinevates piirkondades. Samas piirkonnas Maal on päikesevarjutused vägagi haruldane nähtus. Viimane täielik päike­se­varjutus oli Eestis (Põhja-Eestis) nähtav 22.07.1990 varahommikul, sellest eelmine 21.08.1914 (sa­mu­ti Põhja- ja Ida-Eestis), üle-eelmine 3.05.1715, järgmist täielikku Eestis nähtavat päikesevarjutust, mis on Eestis nähtav, tuleb oodata 16. oktoobrini 2126.a (siis on varjutus nähtav väikeses osas Kirde-Eestis).
Täielik päikesevarjutus – sellisena nagu ta on nähtav Maal, on Päikesesüsteemis unikaalne nähtus, sest Maa kaugus Päikesest on enam-vähem täpselt sama palju kordi suurem kui Kuu läbimõõt on väiksem Päikese omast. Nii katab Kuu vari täpselt Päikeseketta ning nähtavale tuleb Päikese atmosfäär – kroon. Teistel pla­neetidel toimuvad päikesevarjutused on kas osalised või siis rõngakujulised. Rõngakujuline päike­se­varjutus on nähtav olukorras, kui Kuu viibib oma ellipsikujulisel orbiidil Maale lähemal.

7.6. KALENDER

Kalender on kindel ajaarvamissüsteem. Kalender võib tähendada ka eset (sageli trükis), mis kalendrisüsteemi illustreerib (näiteks lauakalender). Sõna “kalender” kasutatakse ka kindla ajakava kohta (näiteks võistluskalender). Levinumad kalendritüübid on kuukalender ja päikesekalender. Kuukalender on sünkroniseeritud Kuu faasidega. Kuukalendrit kasutatakse laialdaselt islami­maa­il­mas.
Päikesekalender tuleneb Maa liikumisest ümber Päikese jagades Päikese ringkäigu kaheksaks osaks või tsükliks, mida ei saa nimetada „kuuks“, sest kuukalendriga ja Kuu liikumisega ei ole sellel kalendrisüsteemil mingit seost. Päikesekalendri tähtsaimad päevad on talvine pööripäev, kevadine võrdpäev(kevadpunkt), suvine pööripäev ja sügisene võrdpäev ( sügispunkt ). Need päevad jagavad kalendriringi ehk aasta neljaks veerandaastaks. Ülejäänud neli olulist päeva poolitavad aastaveerandeid.
Päikesekalendris ei saa tekkida kalendritriivi ehk erinevust tegeliku ja arvestusliku ajaarvamise vahel, sest aega ei arvestata mitte päevade lugemisega aasta jooksul vaid ajaarvestus toimub Päikese tõusude ja loojangute vaatlemise järgi. Kui ühel aastal päikesekalendri märgid täpselt maha märkida võib nende järgi suhteliselt täpselt aega arvestada väga pikka aega.
Julianuse kalender (varem ka Juuliuse kalender) on kalender, mille kehtestas Julius Caesar 46 eKr. Julianuse kalendris on 365-päevane aasta, mis jaguneb 12 kuuks ja liigpäev, mis lisatakse iga 4 aasta järel. See kalender kehtis mõnes riigis, sealhulgas Tsaari Venemaal ja Eestis kuni 20. sajandini (1918.a) välja ning mõned õigeusu kirikud kasutavad seda tänini nn tähtpäevad „vana kalendri“ järgi toimuvad praegustest 13 päeva võrra hiljem.
Gregoriuse kalender (varem ka gregooriuse kalender) ehk uus kalender on paavst Gregorius XIII poolt 1582. aastal kehtestatud täpsustatud ajaarvamissüsteem, mis on praegugi kasutusel Eestis  ja enamikes teistes riikides. Ka Gregoriuse kalendris on 365-päevane aasta, mis jaguneb 12 kuuks ja liigpäev, mis lisatakse iga 4 aasta järel. Aasta on liigaasta, kui aastaarv jagub 4-ga, sajandivahetusel (xx00 lõppevad aastad) juhul, kui aasta jagub 400-ga täpselt, kui mitte on tegu tavapärase 365-päevase aastaga. Seega Gregoriuse kalendris on vaid need liigaastad, mis jaguvad 400-ga – nii et aasta 2000 oli liigaasta, aga aasta 2100, 2200 ja 2300 pole, 2400 on kuid 2500, 2600 ja 2800 pole jne. Vanas Egiptuses jagati algselt ööpäev – kahe päikesetõusu vaheline aeg esialgu kaheks osaks – päevaks ja ööks. Tänastes mõõtühikutes kumbki 12 tundi pikad. Seejärel, umbes 2000. a e.Kr, jaotati nii päev kui öö tosinaks (12) võrdseks osaks – tekkis 24-tunnine ööpäev. Babüloonlased olid umbes aastal 300 e.Kr esimesed, kes võtsid aja arvamises kasutusele 60-nd süsteemi. 360-päevane aasta oli jaotatud 60 dekaadiks, dekaadid omakorda väiksemateks 1/60-deks. Sealt ongi pärit tunni jaotamine 60 minutiks ning minuti jaotamine 60 sekundiks. Sekundid tekkisid kellade sihverplaatidele esimest korda umbes 16. sajandil. Sekundi „täpne“ pikkus defineeriti esmakordselt 1900. aastal, definitsiooni on täpsustatud 20. sajandil veel mitmel korral.

8. PÄIKESESÜSTEEM

Päikesesüsteem koosneb Päikesest ning sellega gravitatsiooniliselt seotud astronoomilistest objektidest , mis tekkisid molekulaarpilve kokkutõmbumisel 4,6 miljardit aastat tagasi. Suurem osa Päikese ümber tiirlevate objektide massiston jagunenud kaheksa planeedi vahel. Need planeedid tiirlevad ümber Päikese peaaegu ringikujulisel enam-vähem samatasandilisel orbiidil. Neli väiksemat siseplaneeti  Merkuur,  Veenus , Maa ja Marss, mida nimetatakse ka Maa-taolisteks planeetideks, koosnevad põhiliselt kivimitest ja metallidest. Neli välimist gaasilist hiidplaneeti on võrreldes Maa-taoliste planeetidega oluliselt massiivsemad. Kaks suurimat planeeti, Jupiter ja  Saturn , koosnevad peamiselt vesinikust ja heeliumist. Kahel kaugeimal, Uraanil ja Neptuunil, arvatakse olevat tahke siseosa, mis koosneb põhiliselt kivimite ja erinevat tüüpi jääde (nt vee, ammoniaagi ja metaani) segust. Seetõttu nimetatakse neid vahel eraldi mõistega "jäähiiglased".
Lisaks planeetidele on Päikesesüsteem koduks ka paljudele väiksematele objektidele. Asteroidide vöö , mis asub Marsi ja Jupiteri vahel, koosneb sarnaselt Maa-taoliste planeetidega põhiliselt mineraalsetest ja metallist objektidest. Teiseks regiooniks nimetatakse Neptuuni-taguseid objekte, mis koosnevad peamiselt erinevat tüüpi jääst, nagu vesi, ammoniaak ja metaan . Sinna piirkonda ja kaugemalegi jääb Kuiperi vöö ning Kuiperi vöö hajusketas.

8.1. AVASTAMINE JA UURIMINE

8.1.1. Geotsentriline maailmapilt

Kuni renessansiajani usuti valdavalt, et Maa asub Universumi keskpunktis (geotsentriline maailmapilt) ja erineb teistest öise taeva objektidest. Päikesesüsteemi objektide näivaid liikumisi Maalt vaadatuna peetigi nende tegelikuks liikumiseks ümber Maa, mida arvati paigal seisvat. Esimesed, kes spekuleerisid sarnase süsteemi üle, olid kreeka filosoof Aristarchus ja india matemaatik-astronoom Aryabhatta. Geotsentrilise maailmapildi matemaatilise mudeli loojaks peetakse Ptolemaiost. Geotsentrilise maailmapildi mudelit kasutati planeetide asukohtade arvutamiseks laialdaselt kuni 17. sajandi keskpaigani.

8.1.2. Heliotsentriline maailmapilt

Esimene, kes geotsentrilisust matemaatiliselt eitas, oli Mikołaj Kopernik. Ta pakkus välja Päikesesüsteemi heliotsentrilise mudeli, mille järgi kõik planeedid liiguvad ümber Päikese ringikujulistel orbiitidel . Juba sõna "päikesesüsteem" ise eeldab niisugust vaateviisi. Ent kõige tähtsam oli see, et ümber Päikese tiirlev Maa osutus üheks planeetidest. 17. sajandi teadlased Galileo Galilei, Johannes Kepler ja Isaac Newton täiendasid tema maailmavaadet paljude füüsikaliste arusaamadega, millega laiem üldsus lõpuks nõustus.
Galileo Galilei uuris teleskoobiga mitmeid taevakehi ning jõudis Jupiteri kaaslaste süsteemi ja siseplaneetidel teleskoobis nähtavate faaside põhjal järeldusele, et kõik kehad ei tiirle ümber Maa. Kuigi Galileo Galilei vaatlused kinnitasid, et Maa tiirleb ümber Päikese ja planeedid on Maa-sarnased taevakehad, ei toonud see kohe kaasa heliotsentrilise maailmasüsteemi võidukäiku. Koperniku mudeli põhjal tehtud arvutused andsid sageli Ptolemaiose mudeliga võrreldes tunduvalt ebatäpsemaid tulemusi.
Heliotsentriline maailmapilt sai lõpliku kinnituse Johannes Kepleri töödega, milles ta töötas välja seadused, mis käsitlesid planeetide liikumist elliptilistel orbiitidel. Isaac Newton töötas välja gravitatsiooniteooria, mis võimaldas Kepleri seadusi kirjeldada range matemaatilise ja füüsikalise teooriana. Elliptilistel orbiitidel liikuvate planeetidega heliotsentriline maailmapilt võimaldas juba väga täpselt arvutada planeetide asukohta taevas. Kui 19. sajandi teisel veerandil mõõdeti esimest korda tähtede kaugused (Struve – Veega kaugus, Bessel – 61 Cygni kaugus), tehti sellest järeldus, et tähed on Päikese-taolised objektid, mille ümber võivad tiirelda ka planeedid.

8.1.3. Relativistlik maailmamudel

Relativistlik maailmamudel sai alguse Albert Einsteini üldrelatiivsusteooriast 1916. aastal. Selle teooria järgi ei asu Päike kosmose keskel ja tähed ei asu sfääris. 1922. aastal leidis vene matemaatik Aleksander Fridman, et selline universum ei saa olla tasakaalus, vaid peab kas paisuma või kokku tõmbuma. Kinnituse "paisuva universumi" teooriale said astronoomid 1926. aastal, kui Edwin Hubble avastas galaktikate laialilendamise. See teooria, mida on täiendatud temperatuuri (soojusenergia) sissetoomisega, ongi tänapäeva kosmoloogia alus.

8.2. ÜLESEHITUS JA STRUKTUUR

Päikesesüsteemi põhiliseks komponendiks on selle keskmes asuv Päike (peajada täht spektriklassiga G2), mis moodustab 99,86% kogu seni teada oleva 1süsteemi massist. Ülejäänud massist (0,14%) moodustavad hiidplaneedid 99%. Enamik suuri objekte tiirl1evad ümber Päikese peaaegu samal tasapinnal Maaga. Kui planeetide orbiidid on väga ekliptilised, siis komeedid ja Kuiperi vöö objektid tiirlevad tunduvalt suurema nurga all. Kõik planeedid ja enamik teisi objekte tiirlevad samas suunas ümber Päikese nagu Päike pöörleb ümber oma telje (vastupäeva, kui vaadata ülevalt alla Päikese põhjapoolusele).
Vastavalt Kepleri seadustele  tiirleb iga keha mööda ellipsi, mille ühes fookuses on Päike. Kehad, mis asuvad Päikesele ligemal, liiguvad kiiremini, sest Päikese  gravitatsioon  mõjutab neid rohkem. Elliptilisel orbiidil muutub kehade kaugus Päikesest aasta vältel. Keha lähimat asukohta Päikesest nimetatakse periheeliks ning kaugeimat afeeliks. Planeetide orbiidid on väga väikese ekstsentrilisusega, seevastu paljud asteroidid ja Kuiperi vöö kehad liiguvad mööda välja venitatud ellipseid. Suurem osa komeete seevastu liigub piki ülimalt elliptilisi, paraboolseid või isegi hüperboolseid orbiite.
Mida kaugemal planeet või vöö asub Päikesest, seda suurem vahemaa on temast järgmisena asuva objektiga kui eelnevaga (mõne üksiku erandiga). Näiteks: Veenus asub Merkuurist 0,33 astronoomilise ühiku kaugusel (AU), Saturn, aga 4,3 AU kaugusel Jupiterist ja Neptuun asub 10,5 AU kaugusel Uraanist. Enamikul planeetidest on oma alamsüsteem: Ümber planeetide tiirlevad kuud ja rõngad . Peaaegu kõik kuud tiirlevad sünkroonis planeediga ehk neil on alati sama poole planeedile pööratud (nagu Kuul). Peale selle on Päikesesüsteemis veel kääbusplaneedid (näiteks veel hiljuti planeediks peetud  Pluuto ). Tahkete kehade kogupindala Päikesesüsteemis on 1 700 000 000 km2.

8.3. PÄIKESESÜSTEEMI VÄIKEKEHAD

8.3.1. Väikeplaneedid

Marsi ja Jupiteri vahele jääb loendamatu hulk ( miljoneid ) väike­kehasid – asteroide, mis moodustavad „tiheda“ asteroidide vöö.
XVIII sajandil sõnastatud empiiriline Titius-Bode’ seadus  määratles ka tänapäeva mõistes küllalt täp­selt planeetide ringjooneliste orbiitide raa­diu­sed mõõ­de­tu­na astronoomilistes ühikutes:
kus m = -∞, 0, 1, 2, 3 tuleb planeedi asukohast lugedes Päikesest: Merkuur – m=-∞ à a=0,4 AU (tegelik a=0,39 AU), Veenus m=0 à a=0,7AU (tegelik a=0,72AU), Maa m=1 à a=1AU jne
Seadus jättis Marsi ning Jupiteri orbiidi vahele tühimiku, kuid üks seaduse autoreist Johann Daniel Titius küsis valemi kirjelduses juures justkui ennustades: „Kas Taevane Arhitekt jättis tõepoolest selle ruumi täiesti tühjaks?“ ning vastas sellele ise: „Üldsegi mitte!“
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.
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. 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.

8.4. KOMEEDID

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.

8.5. PÄIKESESÜSTEEMI PIIRIALAD

Ei ole olemas täpset piiri, millest alates Päikesesüsteem lõpeb ja tähtedevaheline ruum algab, sest Päikesesüsteemi välimine piir on moodustatud kahe jõu poolt: päikesetuul ja Päikese gravitatsioon. Päikesetuule mõju ulatub kuni 4 korda kaugemale Pluuto kaugusest Päikesest. Seda piirkonda kutsutakse heliopausiks ja arvatakse, et sealt alates tähtedevaheline ruum algabki. Kuid samas Päikese gravitatsiooni mõju ulatub tuhat korda kaugemale.

8.5.1. Heliopaus

Heliosfäär on jagatud kaheks piirkonnaks. Päikesetuul liigub keskmise kiirusega 400 km/s läbi Päikesesüsteemi, kuni põrkub tähtedevahelise tuulega (milleks on plasmavoolud tähtedevahelises ruumis). Põrkumine toimub lõpušokis (Päikesetuule lõpuosa lööklaine), mis asub Päikese liikumise suunas Päikesest 80–100 astronoomilise ühiku kaugusel ja vastassuunas umbes 200 astronoomilise ühiku kaugusel. Lööklaine piirkonnas aeglustub päikesetuul järsult, tekitades turbulentsi ning moodustades ovaalse kuju, heliotupe. Arvatakse, et see piirkond käitub ja näeb välja sarnaselt komeedi sabaga, ulatudes allatuult mitu korda kaugemale kui vastutuult. Kuid andmed, mis on saadud kosmoseaparaatide Cassini ja IBEX (Interstellar Boundary Explorer) abil, on näidanud, et see on hoopis mullisarnane, sest seda mõjutab ka tähtedevaheline magnetväli. Heliosfääri välimist piiri kutsutakse heliopausiks. See on piirkond, kus tähtedevaheline tuul on tugevam kui päikesetuul ehk sealt alates algab tähtedevaheline ruum.

8.5.2. Öpiku-Oorti pilv

Hüpoteetiline  Öpiku-Oorti pilv on sfääriline, sisaldades kuni miljard jäätunud keha. See asub umbes ühe valgusaasta kaugusel Päikesest ja ulatudes kuni 1,9 valgusaastani (100 000 astronoomilist ühikut). Arvatakse, et siit piirkonnast on pärit pikaajalised komeedid, mis on sattunud sinna hiidplaneetide gravitatsiooni mõjul. Kehad Öpiku-Oorti pilves liiguvad väga aeglaselt.

9. TÄHED

Tähed on helenduvad valgust kiirgavad gaasilised taevakehad. Omadus ise valgust kiirata- olla valgusallikas, eristabki tähti teistest taevakehadest - planeetidest, kuudest, asteroididest, komeetidest ja teistest. Üks meile tuntuim täht on kindlasti meie Päikesesüsteemi "süda"- Päike. Meile paistab ta teistest tähtedest oluliselt suurem, kuid tegelikult on ta samasugune täht nagu kõik teised. Suurem on ta lihtsalt seetõttu, et ta asub meile lähemal. Tähtede eluiga sõltub suuresti massist: mida suurem on mass, seda lühem on tähe eluiga. Tähed kiirgavad valgust tänu kõrgele temperatuurile. See on mitmeid miljoneid kraade Kelvini järgi. Tähed toodavad energiat tuumareaktsioonide abil.
Tähistaevas on nähtav igal selgel ööl. Inimesed on kaua aega uurinud, mida tähed endast kujutavad. Meile paistavad nad eredate, helendavate valgete täpikestena. Tähistaevasse vaadates näeme seal ilmatumal hulgal tähti, kuid tegelikult ei ole neid seal üldse niipalju, kui võib arvata. Keskmise nägemisega inimene näeb taevas umbes 800 tähte palja silmaga, aga tähistaeva aastaringset muutumist arvestades näeme umbes 1100 erinevat tähte. Teleskoobiga nähakse muidugi palju rohkem tähti kui palja silmaga. Tänaseks on kirja pandud umbes miljon tähte, kuid suurte teleskoopidega tehtud fotodel võib näha miljardeid tähti. Linnutee galaktikas arvatakse olevat 100 miljardit tähte ja taolisi täheparvigi nähakse praegu juba miljardeid. Tähed erinevad üksteisest selle poolest, et ühed on tuhmimad, teised eredamad. Teada on aga ka see tõsiasi, et tähed ei sära igavesti. Mõne miljardi aasta pärast täht kustub. Tähed sünnivad hiiglasliku gaasi-ja tolmupilve mõjul, udukogu kokkutõmbumisel iseenda raskusjõu mõjul Kokku tõmbudes muutub pilv keraks ja kuumeneb. Tähti on sinakas valgeid, valgeid, kollaseid, oranže ja punaseid. Sinakas valged tähed on üle viie korra Päikesest kuumemad, punased seevastu päikesest jahedamad. Praegu viie miljardi aasta vanune Päike on oma tähe-elust läbinud poole.

9.1. PÄIKE

Päike on 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.

9.2. TÄHTEDE VÄRV JA HELENDUS

Tähte kui valgusallikat iseloomustab valgusvõimsus ja valguse spektraalne koostis ehk lihtsalt spekter . Suhteline helendus on valgusvõimsuse suhe Päikese valgusvõimsusesse. Absoluutne helendus, mida kasutavad astronoomid, on tähe näiv helendus, kui täht asuks meist 10 parkesi kaugusel.
Nagu eelpool mainitud, on olemas erinevat värvi tähti. Mõned on valged, teised sinakamad, kollakamad või oranzid- punakad. See, mis värvi täht on, oleneb tema temperatuurist. Sinakatel peaks see olema kõrgem, kollakatel madalam ja punakatel veelgi madalam.
"Astrofüüsikud jaotavad tähed spektriklassidesse, kus igat klassi iseloomustab vastav värvus ja temperatuurivahemik. Kõige lihtsamas jaotuses on 7 spektriklassi, kuhu kuuluvad tähed temperatuuridega 3000- 30000°. Tähe spekter ütleb meile, missugused keemilised elemendid on tähe atmosfääris, ja iseloomustab neid füüsikalisi protsesse, milles spektrit moodustav valgus tekkis."
Tähtede spektriklassid:

• Klass O- sinakad tähed pinnatemperatuuriga üle 30000° (nii kõrgetel temperatuuridel pole eriti oluline, kas need on Kelvini või Celsiuse skaala kraadid)
  
• Klass B- sinakasvalged tähed pinnatemperatuuriga 10000- 30000°, meil nähtavatest tähtedest kuuluvad siia Riigel ja Spiika
  
• Klass A- valged tähed pinnatemperatuuriga 7500- 10000° (Siirius, Veega, Altair)
  
• Klass F- kollakasvalged tähed pinnatemperatuuriga 6000- 7500° (Prooküon)
  
• Klass G- kollased tähed pinnatemperatuuriga 5000- 6000° (Kapella, Päike)
  
• Klass K- oranzid tähed pinnatemperatuuriga 3500- 5000° (Aktuurus, Aldebaran , Polluks)
  
• Klass M- punased tähed pinnatemperatuuriga 3000- 3500° (Betelgeuse, Antaares)
  

 

9.3. KAUGUS JA LIIKUMINE

Silmaga näeme ainult tähtede ööpäevast liikumist, see tuleneb Maa pöörlemisest ja ei ütle midagi tähtede tegeliku liikumise kohta ilmaruumis. Teleskoopide ja nende juurde kuuluva täppistehnika abil saame määrata tähe täpse asukoha taevavõlvil ning jälgida selle muutumist. Esiteks märkame parallaktilist liikumist- selle käigus kujutab täht taevas ellipsi läbimõõduga murdosa kaaresekundist ning jõuab aasta möödudes endisesse asukohta tagasi. Selle liikumise põhjuseks on Maa liikumine orbiidil; mõõtes (teleskoobi abil) parallaksi, saame määrata tähtede kaugust.
Aastatepikkune mõõtmine näitab, et osa tähti muudab oma asukohta ka jäädavalt. Seda liikumist nimetatakse omaliikumiseks ja ta kajastab tähtede tõelist ruumilist liikumist.Enamiku tähtede omaliikumised on samuti kaduvväikesed; umbes tuhandel tähel on aastane nihe üle ühe kaaresekundi, suurim- 10,3" aastas- on omaliikumine Barnard'i tähel Maokandja tähtkujus. Tähe tegeliku ruumkiiruse saab leida, kui on teada tähe kaugus ning vaatesuunaline kiirus- radiaalkiirus. Viimast saab määrata spektrijoonte nihke järgi (Doppleri efektist). Sellisel moel on määratud paljude tähtede kiirused Päikese suhtes, enamus neist on alla 100 km/s. Ülalmainitud Barnard'i täht on üks kiiremaid (ja ka üks lähemaid!), tema ruumkiirus on 140 km/s.

9.4. 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
kus G=6,67·10-11 N·m2/kg2 – gravitatsioonikonstant; M – taevakeha mass ja c=3·108m/s – valguse kiirus vaakumis

10. TÄHESÜSTEEMID EHK GALAKTIKA

10.1. 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 kuup ­parsekis)
    
  • 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)
  

10.2. 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.

11. TUMEAINE

Tumeaine ehk varjatud aine on aineliik füüsikas, mida ei ole näha, kuid mida on tunda tema raskusjõu tõttu. See tähendab, et ta osaleb gravitatsioonilises vastasmõjus tavaainega, kuid ei kiirga valgust ega muud elektromagnetkiirgust ning on seetõttu nähtamatu optilistele, infrapuna- ja raadioteleskoopidele.
Astronoomiliste vaatluste põhjal oletatakse, et tumeaine moodustab umbes 83% Universumis leiduvast ainest.
Esimesed viited puuduvale massile tulid Jan Henrik Oortilt, kes näitas, et teadaolevast massist ei piisa meie galaktika tähtede kiiruste seletamiseks. Hilisemad tõendid tumeaine olemasolule tulid 1934. aastal  Fritz Zwickylt, kes pakkus selle välja, et seletada galaktikateliikumist galaktikaparvedes, kus tähesüsteemide suure kiiruse seletamiseks ei piisanud valgust kiirgava aine raskusjõust. Hilisematest uuringutest on tumeaine olemasolule viidanud galaktikate pöörlemiskõverad ( Vera Rubini ja  Kent Fordi tööd, gravitatsiooniläätsed ning 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 olulise panuse tumeaine uurimisse andnud Ernst Öpik , Grigori Kusmin , Ants Kaasik , Enn Saar ja Jaan Einasto.

12. SUUR PAUK

Suur Pauk (inglise keeles Big Bang ) oli hüpoteetiline sündmus umbes 13,8 miljardit aastat tagasi: Universum hakkas kujuteldamatult tihedast olekust plahvatuslikult paisuma. Seda loetakse kosmoloogia standardmudelis Universumi alguseks. Suure Paugu teooria käsitleb peale Suure Paugu ka universumi varajast arengut pärast Suurt Pauku. Suur Pauk ei olnud plahvatus olemasolevas ruumis, vähemalt mitte selle tänapäevases mõistes, vaid mateeria, ruumi ja aja ühine tekkimine algsest singulaarsusest. Paisumine on vaadeldav Hubble'i seose kaudu, mis ütleb, et mida kaugemal mingi galaktika meist (vaatlejast) on, seda kiiremini ta meist eemaldub.
Suurest Paugust umbes 300 000 aasta võrra hilisemast seisundist annab tunnistust kosmiline mikrolaine- taustkiirgus  ehk reliktkiirgus : tol ajal omandasid mikrolainetaustkiirguse footonid absoluutselt mustale kehale omase kiirgusspektri.
Suure Paugu teooria on tänapäeva teaduslikus kosmoloogias valdav teooria Universumi varajasest arengust. Ta põhineb sellel, et vaadeldavat galaktikate üksteisest eemaldumist, ehk siis universumi paisumist , saab üldrelatiivsusteooria abil ekstrapoleerida ajas tagasi universumi varajase oleku suunas. Selgub , et mida kaugemale ajas tagasi minna, seda kuumemaks ja tihedamaks universum osutub. Suure Paugu teooria kohaselt on universumi praegune seisund erinev tema kunagisest ja tulevasest seisundist. Kunagi oli aine universumis nii kuum ja tihe, et valgus ei saanud kosmoses vabalt levida. Juba 1940. aastatel esitati teoorial põhinev oletus , et see on tekitanud mikrolainetausta. 1960. aastatel see nähtus avastatigi, mis tõi kaasa Suure Pauguga konkureeriva statsionaarseisundi teooria populaarsuse järsu languse.
Kui tänapäeva füüsikateooriaid kasutades universumi Hubble'i paisumisest tagasi ekstrapoleerida, jõutakse gravitatsioonilise singulaarsuseni, kus kõik kaugused muutuvad nulliksning kõik temperatuurid ja  rõhud  muutuvad lõpmatuks. Mis on selle füüsikaline mõte, see pole selge. Paljude füüsikute arvates on asi selles, et meie arusaamine füüsikaseadusteston puudulik, eriti annab tunda kvantgravitatsiooni teooria puudumine.
Väljendi "Suur Pauk" võttis kasutusele Fred Hoyle, kes tahtis näidata Suure Paugu teooria usutamatust.

12.1. SUURE PAUGU TEOORIA KRONOLOOGIA

• 1915 – Albert Einstein  avaldas üldrelatiivsusteooria, millest sai paisuva Universumi kontseptsiooni teoreetiline alus. Einstein oli aga algul veendunud, et Universum on staatiline, mistõttu ta lisas  üldrelatiivsusteooria väljavõrranditesse kosmoloogilise konstandi, mis tagas vastava lahendi. Hiljem nimetas ta seda sammu oma elu suurimaks rumaluseks.
  
• 1916 – Karl Schwarzschild leidis väljavõrrandite esimese täpse lahendi. See kirjeldab kerasümmeetrilist mittepöörlevat massi.
  
• 1918 – saksa astronoom Carl Wilhelm Wirtz täheldas teatud udude (udukogude) spektrite punanihet. Ta ei teadnud , et tegu on galaktikatega.
  
• 1922 –  Alexander Friedmann arvutas ilma kosmoloogilise konstandita Einsteini väljavõrrandite lahendid ning avastas, et need vastavad kosmosele, mis kas paisub igavesti alates alguspunktist, kollabeerub lõpp-punktiks või omab nii algus- kui ka lõpp-punkti.
  
• 1923 – Edwin Hubble tõestas, et Andromeeda udukogu on kaugel väljaspool Linnuteed .
  
• 1927–1933 – preester ja astronoom abbé Georges Lemaître töötas välja Suure Paugu teooria esimese versiooni, mille kohaselt Universum algab üheainsa osakesega, mida ta nimetas algaatomiks.
  
• 1929 – Edwin Hubble avastas, et galaktikate punanihe kasvab võrdeliselt nende kaugusega (hiljem hakati seda nimetama Hubble'i seaduseks). Ta seletas seda leidu Doppleri efekti abil universumi paisumise tagajärjena. Seepeale loobus Einstein kosmoloogilisest konstandist.
  
• 1948 – George Gamow, Ralph Alpher ja Robert Herman  töötasid välja teooria, mille kohaselt kosmos on arenenud kuumast algolekust. Fred Hoyle töötas välja alternatiivse teooria (statsionaarseisundi teooria), mille järgi Universumi paisumisega kaasneb kõikjal uue aine pidev tekkimine, nii et Universumi tihedus ja struktuur jäävad muutumatuks. Järgnevatel aastatel lõi läbi Gamowi ja Hermani teooria.
  
• 1965 – Arno Penzias ja Robert Woodrow Wilson  avastasid kogemata taustkiirguse.
  
• 1980 – Alan Guth püstitas mõningate kosmoloogiaprobleemide lahendamiseks hüpoteesi, et Universumi arengu varajases faasis leidis aset väga kiire paisumine. Seda inflatsioonilise universumi teooriat arendasid hiljem edasi  Andrei Linde jt.
  
• 1990. aastad – teleskoopide ja kosmoseaparaatide  tehnoloogia (näiteks COBE) areng võimaldas kosmoloogilisi parameetreid täpsemalt määrata. Kogunes andmeid, mis viitasid Universumi kiirenevale paisumisele.
  
• 2001 – lennutati üles kosmoseaparaat WMAP, mis mõõtis taustkiirguse ruumilist ja spektraalset jaotust äärmise täpsusega. See võimaldas seni saavutamata täpsusega välja arvutada mitu fundamentaalset kosmoloogilist suurust:
  
  • Universumi vanus: 13,7·109 aastat
    
  • kiirguse vabanemise aeg: 397 000 aastat pärast Suurt Pauku
    
  • Hubble'i konstant: 71 km·s−1·Mpc−1.
    
  • universumi koostis: 4,4% barüonainet, 22% varjatud ainet ja 73% varjatud energiat.
    

Need andmed andsid ka kinnituse Universumi üleminekule kiireneva paisumise faasi.

13. UNIVERSUMI EVOLUTSIOON JA TULEVIKUSTSENAARIUMID

Universumi senise evolutsiooni saame tinglikult jagada etappideks , loomulikult saab enamikku etap­pi­dest veelgi detailsemalt:

• t=0s à Suur Pauk – kõik saab alguse mitte millestki (Universumi temperatuur: T>>1032K?; Universumi läbimõõt: d