Meie Galaktika (2)

Meie Galaktika üldiseloomustus

Kuuvalguseta sügisööl on hästi näha üle taeva ulatuv hele vöönd - Linnutee . Helendus on tingitud paljude tähtede valgusest, mida palja silmaga ei saa eristada. Mõnedes kohtades varjavad tähti kosmilise tolmu pilved . Meie Galaktika ongi Maalt nähtav Linnuteena. Galaktikas vaadeldud ainest moodustavad 98% tähed.
Meie Galaktika on läätsekujuline, pealtvaates spiraalsete harudega. Tema läbimõõt on 30000 pc ja paksus 2500 pc. Mass 2*Päikese massi. Päikesesarnaseid tähti on Galaktikas ca 150 miljardit. Päike asub Galaktika tsentrist 10000 pc kaugusel ja tiirleb ümber Galaktika tuuma kiirgusega 150 km/s 200 miljoni aastaga ( Galaktika aasta ). Mateeria esineb Galaktikas kahel kujul: esiteks ainena ( tähtedel plasma , gaas , kosmiline korpuskulaarkiirgus, planeetidel tahkes olekus, kosmilises ruumis gaasi ja tolmuna ) ja teiseks väljadena ( elektromagnet – ning gravitatsiooniväli ). Arvutused näitavad, et suur osa ( ca 90% ) ainest võib olla nähtamatu. Niinimetatud nähtamatu aine ( selgelt varjatud massi ) olemasolu selgitamisel on suuri teeneid Eesti TA akadeemikul Jaan Einastol.
Galaktikate teke

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

Pindheledus, värvus, keemiline koostis

Erinevalt tähtedest ei tule galaktika valgus mitte ühest punktist, vaid küllalt suurte mõõtmetega taeva-alalt. Galaktika välisserv pole terav , vaid sulab aegamisi taevaga ühte. Et saada koguheledust, tuleb kataloogide koostajatel lõpetada galaktika kokkuleppelise joonega (nn. Holmbergi raadius). Galaktikate värv on kollakasvalge, mis vastab G-klassi spektrile (värvusindeksile B - V = 0,6). Täpsem mõõtmine näitab, et elliptilised galaktikad ning spiraalgalaktikate keskosad on pisut punakamad (värvusindeks +0,85) spiraalharud ja korrapäratud galaktikad aga sinakamad (värvusindeks +0,28).
Galaktikate keemilise koostise uurimine on töömahukas ja seda saab teha vaid lähemate galaktikate korral. Tulemused kinnitavad meie oma Galaktikast tuntud fakti kahe erineva 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., kui Galilei esmakordselt teleskoobi taevasse suunas, sai selgeks, et riba helenduse põhjuseks on tohutu arv nõrku, palja silmaga nähtamatuid tähti. 18. saj. lõpus alustas üks kõigi aegade edukamaid astronoome-vaatlejaid William Herschel tähtede süstemaatilist loendamist erinevatel kaugustel Linnuteest ning tegi kindlaks, et tähtede tihedus taevasfääril kasvab järsult Linnuteele lähenedes. W. Herschel näitas, et kõige paremini saab nähtut seletada oletades, et tähed ei täida ühtlaselt mitte kogu maailmaruumi, vaid on koondunud lõplike mõõtmetega piirkonda. Herschel visandas ka selle tähesüsteemi oletatava kuju - lapik ketas , mille paksus on umbes viiendik läbimõõdust. Et Linnutee heledus on kõigis suundades enam-vähem sama, oletati, et Päike asub süsteemi keskel.
Tänaseks teame: meie kodu-tähesüsteem on tavaline spiraalgalaktika, õhuke, umbes 1 kpc paksune tähtedest ja gaasist-tolmust ketas läbimõõduga 30-40 kpc, mida ümbritseb peaaegu kerakujuline vanadest tähtedest ja täheparvedest koosnev, äärte suunas hõrenev pilv - halo. Päike asub süsteemi tsentrist (asub Amburi tähtkuju suunas) 8,5 kpc kaugusel ning tiirleb selle ümber pea ringikujulisel orbiidil. Andmeid meie Galaktika ehituse kohta saame täheparvede ja gaasilise aine, eeskätt vesiniku ruumjaotusest.

Galaktikate ruumjaotus

Galaktikate jaotus taevasfääril on ühtlane. Me ei näe galaktikaid Linnutee vöös, aga seda põhjustab valguse neeldumine meie Galaktika tolmukihis. Kui palju on taevas galaktikaid? Herscheli 5000 galaktikast oli juba juttu , suuri katalooge on tehtud ka hiljem. Viimases visuaalsete vaatluste järgi tehtud kataloogis (J. Drayer, 1908) on üle 13 000 galaktika.
Fotograafia kasutuselevõtt lihtsustas tunduvalt galaktikate loendamist. Tänapäeva kataloogidest suurim Oxfordi Ülikooli teadlaste koostatud elektrooniline lõunataeva kataloog piirküündivusega 20 tähesuurust - sisaldab üle 2 miljoni galaktika (400 galaktikat iga ruut-kaarekraadi kohta). Kasutades kosmoseteleskoopi ning tundlikke kiirgusvastuvõtjaid, võib piirtähesuurust veelgi tõsta. 1995. a. lõpus Hubble'i kosmoseteleskoobiga tehtud proovivaatlustel Suure Vankri tähtkujus jõuti 30. suurusjärguni. Nende uuringute põhjal võib kinnitada, et mingit "piiri" galaktikate maailmal ei ole: Hubble'i teleskoobi pildil loendatakse ühel ruutkaareminutil üle 1500 galaktika ning ainult 3 (!) meie Galaktika tähte. Galaktikate ruumjaotus, niipalju kui selle üle saab otsustada punanihete mõõtmiste järgi, on samuti suhteliselt ühtlane. Meie "lähemas", 500 Mpc kauguses ruumiosas on teada üle tuhande galaktikaparve, milledest suurimad sisaldavad üle 1000 galaktika; samuti ulatuslikke, kuni 100 Mpc läbimõõduga suhteliselt tühje piirkondi. See, kärge või pigem käsna meenutav struktuur arvatakse olevat tekkinud ilmaruumi paisumise käigus esialgsete väikeste häirituste arengu tulemusena. Vaadeldavat struktuuri iseloomustavate parameetrite kindlakstegemine on kaasaegse kosmoloogia üks populaarsemaid ülesandeid, mille täitmisel osalevad edukalt ka Eesti astronoomid .

Galaktikaparved

William Herschel, tuntumaid inglise astronoome, ehitas varasemast suuremaid peegelteleskoope ning avastas 18. sajandi lõpul taevas terve udukogude maailma. Herschel märkas ka, et enamik udukogusid on koondunud Neitsi tähtkuju piirkonda. See oli esimene tähelepanek, et galaktikad ei ole jaotunud ühtaselt vaid koonduvad parvedesse. Herscheli ajal ei teatud veel muidugi midagi udukogude loomusest.
Galaktikad ei ole jaotunud ruumis ühtlaselt, vaid moodustavad erineva rikkusega süsteeme: galaktikapaare, gruppe, parvi ning superparvi. Galaktikagrupid ja - parved on tekkinud Universumi arengu käigus gravitatsioonilise kuhjumise teel. Galaktikaparved, mis sisaldavad tuhandeid galaktikaid, ongi kõige suuremad gravitatsiooniliselt seotud süsteemid Universumis. Superparved, veelgi suuremad süsteemid, ei ole enam gravitatsioonilise kuhjumise teel tekkinud, vaid kajastavad Universumi ehitust selle varasel perioodil.
Seal, kus on galaktikaid palju tihedalt koos, galaktikaparvedes, on enamik galaktikaid elliptilised (vt. galaktikate klassifikatsioon). Elliptiliste galaktikate seas leidub eriti suuri hiiglasi. Selle näiteks võib olla meile kõige lähemal asuv hiidelliptiline galaktika M87 galaktikaparve keskel Neitsi tähtkujus.
Rohkem leidub Universumis väikesi ovaalse kujuga tähesüsteeme, mida nimetatakse kääbuselliptilisteks galaktikateks. Ka meie Galaktika ja Andromeeda (Kohalikus) süsteemis on kõige enam selliseid kääbuseid. Hiidelliptilised parvegalaktikad on tekkinud mitme galaktika liitumise teel või väiksemate galaktikate haaramisega suure galaktika poolt. Selline galaktiline kannibalism näib olevat tavaline galaktikaparvede keskel, kus galaktikaid on tihedamalt koos ning kus nende liikumise tõttu võivad nad omavahel põrkuda.
Kui taevast hakati mõõtma röntgenkiirguse lainealal (esmakordselt satelliidilt UHURU aastatel 1970-1973), siis selgus, et galaktikaparved on röntgenkiirguse allikad. Röntgenkiirgust ei saa mõõta maa pealt, sest atmosfäär neelab selle täielikult. Selleks tuleb kasutada õhupalle-sonde või satelliite.
Selline röntgenkiirgus saab olla pärit vaid ülikuumalt, umbes 10 kuni 100 miljoni kraadiselt gaasilt. Seega galaktikaparved ei sisalda mitte ainult galaktikaid vaid ka gaasi. Kust on pärit kuum parvegaas? Kas see on galaktikate tekkimisest üle jäänud ürgse või hilisema päritoluga gaas ? Sellele küsimusele on vastus olemas, sest parvede röntgenkiirguse spektris on avastatud kõrgelt-ioniseeritud raua jooni (6,7 keV energia juures). Aga rauda saab tekkida vaid tuumasünteesi käigus tähtedes. Seega ei ole parvegaas (või vähemalt osa sellest) ürgse päritoluga Universumi tekkeajast, vaid on juba hiljem tähtedest välja paisatud, näiteks supernoova plahvatusega, galaktikatevahelisse ruumi. Arvutused näitavad, et parve galaktikate massist ei piisa, et hoida nii kuuma gaasi koos. Miks nii kuum gaas parvest ära ei lendu? See on võimalik, kui parved on tegelikult palju massiivsemad kui nähtavate parvegalaktikate kogumass (vt. kuidas kaaluda taevakehi). Kuuma gaasi olemasolu galaktikaparvedes on tõenduseks varjatud aine olemasolust.

Universumi kärjetaoline struktuur

See pilt lõpetas kolm aastat kestnud rahvusvahelise programmi, olles vaid üheks lüliks lõputa ahelas. Algas kõik 1977. a., kui Tõravere astronoom Mihkel Jõeveer tuli mõttele kasutada galaktikate ruumjaotuse uurimisel uut kartograafilist võtet - kiildiagrammi. Nii (ingl. wedge diagram ) nimetatakse seda praegu. Meie kasutasime esimest pähe tulnud analoogi -"apelsinilõik". Mõte oli selles, et joonistada galaktikad paberile vastavalt polaarkoordinaatidele, kus polaarnurgaks on näiteks käändenurk, raadiuseks aga punanihkest arvutatud kaugus. Et teist nurka (otsetõusu) paberile panna on võimatu, jaotus on ruumiline - tuli joonistada seeria pilte erinevate otsetõusude vahemike tarvis. Ruumis vastab igale sellisele pildile kiilukujuline kiht, millest ka meetodi nimetus.
Juba esimesed pildid näitasid, et senised ettekujutused galaktikate jaotusest ei pea paika. Galaktikad ei kogune ruumis mitte parvedesse ( ehkki on neidki), vaid kihtidesse ja kettidesse, mille vahele jäävad tühikud. Ajaloo huvides toome ära ka esimese pildi, millest sai alguse kärjetaolise struktuuri uurimine .Vähe on sellel galaktikaid, ja ainult õnnelik juhus - suure tühiku sattumine pildi keskele lubas struktuuri tuvastada.
Avastatud struktuuri täpsemaks uurimiseks oli tarvis spetsiaalvaatlusi maailma võimsamate teleskoopide osavõtul. Juhindudes akadeemik Jaan Einasto soovitustest, alustasid 1983. a. ameerika astronoomid Lapparent, Geller ja Huchra spetsiaalset vaatlusprogrammi. Kasutades neljameetrist teleskoopi ning häid spektraalaparaate, mõõtsid nad 4000 galaktika kaugused varem välja valitud ribades.
See pole viimane sõna. 1995. a. lõppes teine, veel suurem projekt Las Campanas'e observatooriumis Tšiilis. Seal tehti diagramm rohkem kui 26 000 galaktikast. Toome ühe viilu sellestki uuringust. Ettevalmistusel on veelgi ulatuslikumad programmid , eesmärgiks rohkem kui miljoni galaktika "ruumi panemine". Aga põhiline on näha juba praegu. Galaktikate ruumjaotus, mida nimetatakse Universumi suuremastaabiliseks struktuuriks on korrapäraste tühikute süsteem nagu mesilaskärg.
Häädemeeste Keskkool

Referaat

Meie Galaktika

Koostas Grete Viljaste
Juhendaja Raimu Pruul
2009

Kasutatud kirjandus:
Kooliastronoomian põhivara Tõnu Soopalu.
http://et.wikipedia.org/wiki/Linnutee
www.rrg.edu.ee/~ klas /gal.doc
www.google.com