Nimetu (0)

Q: Kuidas orienteeruda heledate tähtede küllalt suures hulgas?

Vastus leiad õppematerjalist: Nimetu

1 Hindamata

Esitatud küsimused

Kuidas orienteeruda heledate tähtede küllalt suures hulgas?

Viimsi Keskkool

Referaat teemal

LINNUTEE – MEIE KODU GALAKTIKA

Moona Saul
9a klass
Juhendaja : Alge Ilosaar
Viimsi 2008
Sisukord

Tähesüsteem..........................................................lk 2

Suur ketas …………………………………………….lk 5

Spiraalne galaktika………………………………….lk 5

Kord või korralagedus..........................................lk 6

Ketas, halo ja teised………………………………...lk 8

Tähtkujud................................................................lk 11

Must auk Linnutees ………………………………….lk 12

Teised galaktikad …………………………………….lk 13
1. Tähesüsteem
Nagu ikka, jäid esimesed pakutud mudelid vaid oletuste tasemele . Nii arvas inglise antikvaar William Stukeley 18. sajandi algul, et meie tähesüsteem sarnaneb Saturnile - keskel on suur heledate tähtede parv, millesse kuulub ka Päike, seda parve ümbritseb aga mõningasel kaugusel nõrkade tähtede lame rõngas.
Keerulisema mudeli pakkus 1734. aastal välja teine inglane Thomas Wright. Tema arvas, et maailma keskel on Paradiis - Jumala ja õndsate elupaik. Keskmest igas suunas maailma äärealadel valitseb Väline Pimedus. Nende kahe vahele aga mahub Aja Hoovus ehk Surelikkuse Piirkond. See viimane kujutas endast õhukest kera kihti milles kõikvõimalikes suundades ümber Paradiisi tiirlevad tähed, sh. Päikene. See Surelikkuse Piirkond on nii õhuke, et vaadates nii maailma tsentri suunas, kui ka väljapoole, haarab meie pilk vaid üksikuid tähti, vaadates aga selle kihi enda suunas (mööda sfääri puutujat), näeme me lugematut arvu kaugeid tähti, mis meie pilgu ees kokku sulades moodustavad Linnutee vöö.
Linnutee ehituse tõsisem uurimine sai alguse William Hercheli 1784. ja 1785 . aastal avaldatud töödest. Ta üritas kindlaks määrata Linnutee ruumilist kuju meetodiga, mida ta nimetas "tähtede mõõtmiseks". Kasutades oma 1783. aastal valminud 18 tollise peegliga teleskoopi, luges ta kokku erinevatesse näiva heleduse vahemikesse langevate tähtede arvud 1083-s erinevas taevapiirkonnas. Oletades, et tegelikult on kõik tähed sama heledusega, et tähed on Linnutee ruumalas jaotunud ühtlaselt, et tähtede näiv heledus kahaneb võrdeliselt nende kauguse ruuduga ja et ta suudab näha kõiki tähti kuni Linnutee servani, sai ta oma loenditest tuletada tähesüsteemi ulatuse eri suundades. Ta järeldas, et Päike asub lameda , ligikaudu elliptilise, tähesüsteemi tsentri lähedal ja et see tähesüsteem ulatub Linnutee tasandis umbes 5 korda kaugemale, kui tasandiga ristuvas suunas.
Vaatamata astronoomia kiirele arengule 19. sajandil, püsis Hercheli ettekujutus Linnutee ehitusest elujõulisena käesoleva sajandi alguseni . Oluline muutus tuli alles 1915. aastal kui Harlow Shapley märkas, et samal ajal kui suurte, korrapärase kujuga täheparvede (kerasparvede) jaotus on küllaltki sümmeetriline mõlemal pool Linnutee tasandit , pole nad jaotunud ühtlaselt pikki seda tasandit, vaid tugevalt koondunud ümber suure täheparve Amburi tähtkujus. Väites, et massiivsed täheparved peaksid olema jaotunud sümmeetriliselt ümber Linnutee keskme , järeldas ta, et Päike peab asuma küllaltki kaugel sellest keskmest. Kasutades Henrietta Leavitti poolt 1908. aastal avastatud seost ka kerasparvedes leiduvate tsefeiidide heleduse muutumise perioodi ja nende tähtede absoluutse heleduse vahel, jõudis Shapley 1918-ndaks aastaks otsusele, et Päike peaks asuma Linnutee keskmest umbes 15\ kpc kaugusel. Hilisematel aastatel on tähtedevahelises keskkonnas valguse neeldumise avastamine ja muud täpsustused seda hinnangut ligi kahekordselt vähendanud, viies ta väärtuseni 8.5\ kpc, kuid üldine arusaam Päikese asukohasd Linnutees on jäänud püsima. (nr 1 lk 55,56)
PILDIL: See taeva panoraamvaade kujutab endast tegelikult 1940'ndal aastal kahe eestlase, Martin ja Tatjana Keskküla poolt Lundi Observatooriumis Knut Lundmarki juhendamisel koostatut joonist. Joonisele on käsitsi kantud kõigile kuni 8-nda tähesuuruse tähtedele vastavad punktid, milliste suurused on valitud võrdelistena vastava tähe näiva heledusega. Tulemuseks on praktiliselt foto kvaliteediga pilt meie Linnuteest, kus Galaktika tasand kulgeb horisontaalselt keskel, Galaktika põhjapoolus on ülal ja lõunapoolus all. Galaktika kese on joonise keskel, Linnutee kaks kääbuskaaslast, Suur- ja Väike Magalhãesi Pilv on nähtavad joonise alumises parempoolses osas ja näiteks Orioni tähtkuju asub pildi parempoolse serva lähedal just Linnutee tasandi all. ( http://www.aai.ee/~urmas/ast/gal.html )
2. Suur ketas
Linnuteena paistev Galaktika on suur täheketas läbimõõduga 100 000 valgusaastat.
Päike ei asu Galaktika keskmes, vaid umbes 25 000 valgusaasta kaugusel sellest. Päike koos teiste tähtedega tiirleb umber Galaktika tuuma, tehes täistiiru 250 miljoni aastaga.
Galaktikas on mitusada miljardit tähte. Ainuüksi Päikese orbiidist sissepoole jääb 200 miljardi Päikese massi jagu ainet.
Viimasel ajal on Linnutee tähesüsteemi välisosadest leitud tähti, mis tiirlevad üllatavalt kiiresti. Sellest järeldub, et Päikese orbiidist väljaspool oleva Galaktika osa mass on samuti suur, õieti seniarvatust palju suurem. Galaktika kogumass võib küündida isegi tuhande miljardi Päikese massini.
Galaktika tähed moodustavad võrdlemisi õhukese ketta . Vaid Galaktika keskel on paksend , tuuma ümbritsev kerakujuline täheparv. Tähtedevaheline gaas ja tolm jääb tähtedest veelgi õhemasse kettasse, mille paksus on vaid 500 valgusaastat (nr 2 lk 111, 112)
3. Spiraalne galaktika
Linnutee tähesüsteem on spiraalne hiidgalaktika, mille keskosast lähtuvad pikad kaared ehk spiraalharud. Päikese juurest vaadates on spiraalharusid raske näha, sestasume ise neist ühe sees. Nende olemasolu võib aimata noorte tähtede ja gaasi- ning tolmupilvede paiknemise järgi.
Raadioteleskooide abil on koostatudkogu taeva vesinikupilvede kaart ja sellel on spiraalharud paremini näha. Arvatavastiei ole meie Galaktika spiraalharudnii selgepiirilised kui mõnel teisel galaktikal.
Spiraalharudes sünnivad uued tähed nüüdisajalgi. Seal leidub palju väga heledaid, s.t. lühikese elueaga tähti. Vanad tähed jaotuvad Galaktikas ühtlasemalt. (nr 2 lk 112)
4. Kord või korralagedus
Tänapäevaks on Galaktikas teada üle tuhande hajusparve ja paarisaja kerasparve ringis. Kui võib arvata, et oluline osa kerasparvedest on juba üles leitud, siis hajusparvede koguarvu arvatakse olevat vahemikus 10000 kuni 100000. Selline erinevus meie teadmistes on otseselt seotud nende kahe parvetüübi erineva jaotumisega Galaktikas. Juba 1909. aastal märkas Rootsi astronoom Karl Bohlin, et kerasparvi võib leida nii väikestel, kui suurtel kaugustel Linnutee tasandist , kuid pikki Linnutee suunda on nad valdavalt koondunud ühele taevapoolkerale. Hajusparved, vastupidi, on jaotunud küllaltki ühtlaselt pikki Linnuteed , kuid tugevalt koondunud just sellesse vöösse ning suurematel kaugustel Linnutee tasandist neid peaaegu ei kohta. Hajusparvedega sarnast jaotust taevasfääril omavad ka gaasudud ja tolmupilved. Viimased varjavadki meie pilkude eest suurema osa Galaktika tasandis asuvatest hajusparvedest, kuid ei suuda varjata tasandist kaugel asuvaid kerasparvi.
Kirjeldatud objektide erinev jaotumine Galaktikas vihjab, et Galaktika ei ole mitte vormitu tähemass, vaid omab kindlat sisemist struktuuri - kui kerasparved on koondunud Galaktika tsentrit ümbritsevasse ligikaudu sfäärilisse süsteemi, siis hajusparved, gaas ja tolm moodustavad kerasparvede sfääri läbiva ketta. Ilmselt võib oletada kirjeldatutega sarnaste allsüsteemide eksisteerimist ka parvedesse mittekoondunud tähtede puhul, kuid kuna me ise asume Linnutee vöös keset valgust neelavaid tolmupilvi, siis osutub meie Galaktika tähtede jaotusest üldpildi saamine küllaltki raskeks ülesandeks, mistõttu sellesuunalised uuringud edenesid esmalt jõudsamalt meie lähimate naabergalaktikate, kui meie oma tähesüsteemi puhul.
Juba 1916. aastal märkas Sears, et paljude korrapärase kujuga taevaste udulaikude, mis hiljem osutusid Linnuteega sarnasteks tähesüsteemideks, välisosad on märgatavalt sinisema varjundiga, kui keskosad, mis tundusid punakad. 1923. aastal õnnestus Edwin P. Hubblel, kasutades Mount Wilsoni observatooriumi 2.5 meetrise peegliga teleskoopi, lahutada kahe sellise udu (M31 ja M33) välisosad tähtedeks, mis osutusid sarnasteks meie Galaktikas Päikese ümbruses leiduvate heledaimate tähtedega. Andromeeda udu (M31) tsentraalosa õnnestus tähtedeks lahutada aga alles 1944. aastal, mil Walter Baade leidis, et need piirkonnad koosnevad välisosadele iseloomulikest sinistest hiidudest nõrgematest punastest tähtedest. Toetudes oma avastusele, võttis Baade kasutusele tähepopulatsioonide mõiste, nimetades esimeseks populatsiooniks galaktikate ketastes leiduvaid heledaid sinakaid tähti ja teiseks populatsiooniks tähesüsteemide tsentraalosadesse koondunud, sfäärilisema jaotusega tähti. (nr 1 lk 58, 59)
5. Ketas, halo ja teised
Tänapäeval ei lähtuta tähtede erinevatesse populatsioonidesse klassifitseerimisel enam ainult nende näivast värvusest, vaid võetakse arvesse kõik olemasolevad andmed tähtede keemilise koostise, vanuse ja ruumliikumise kohta. Vastavalt sellele on keerulisemaks muutunud ka meie arusaam Galaktika ehitusest. On selgunud , et erinevate omadustega tähed moodustavad Galaktikas erineva kuju ja omadustega allsüsteeme, mis on omavahel ruumiliselt läbi põimunud ja ka oma füüsikalistelt omadustelt lähevad üksteiseks üle rohkem või vähem pidevalt.
Päikese ünbruses on kõige rohkearvulisemalt esindatud nn. ketta populatsiooni tähed. Nende keemiline koostis on üpris sarnane Päikese keemilise koostisega. Nende vanus ulatub peaaegu Linnutee vanustest kuni äsjatekkinuteni. Enamik selle allsüsteemi tähti liigub ümber Galaktika keskme peaaegu ringikujulistel orbiitidel . Nende tähtede arvukus kahaneb kaugenemisel nii Galaktika tsentrist kui ka Linnutee tasandist sujuvalt eksponentsiaalse seaduse järgi, kusjuures vertikaalsuunas umbes 10 korda kiiremini, kui Linnutee tasandis.
Halo populatsiooni tähed on koondunud ligikaudu sfäärilisse allsüsteemi ümber Galaktika keskme. Päikese ümbruses moodustavad nad vaid umbes 0.2% siinsest tähtede üldarvust. Need tähed liiguvad kõikvõimalikes suundades pikki väga väljavenitatud orbiite , nii et allsüsteemi kui terviku pöörlemine on vaevumärgatav. Oma vanuselt on halo tähed vanimad Galaktikas. Nende atmosfäärides on tõenäoliselt säilinud mälestus aine koostisest Galaktikas meie tähesüsteemi tekkimise ajal - vesinikust ja heeliumist raskemaid keemilisi elemente leidub seal ligi 30 korda vähem kui Päikese atmosfääris.
Kuni 10% Päikese ümbruse tähtedest ei sobi hästi ei halo ega ketta allsüsteemi. Nende ruumjaotus meenutab samuti ketast , kuid see ketas on kuni 10 korda paksem, kui tavalisel kettal, mille tähed Päikese ümbruses enamuses . Seetõttu nimetatakse seda allsüsteemi paksuks kettaks. Seni on selge, et paks ketas koosneb küllaltki vanadest tähtedest, kuid mitmete tema omaduste osas pole teadlastel veel täit selgust.
Galaktika tsentri ümbruses on ära tuntav veel nn. mõhn. See allsüsteem omab märgatavat keskmist pöörlemist, kuid tema pöörlemiskiirus jääb ketta omast siiski ligi kaks korda väiksemaks. Erinevalt teistest Galaktika komponentidest ei ole see allsüsteem tõenäoliselt pöördsümmeetriline, vaid on Linnutee tasandis ühes suunas välja venitatud, meenutades kurki . Allsüsteem koosneb küllaltki vanadest tähtedest, kuid nende tähtede vesinikust ja heeliumist raskemate elementide sisaldus varieerub suurtes piirides - küllaltki väikesest kuni Päikese puhul vaadeldut ületavateni.
Lisaks kirjeldatud tähelistele allsüsteemidele, vaadeldakse eraldi galaktiliste allsüsteemidena veel ka tähtedevahelist gaasi ja tolmu ning nn. varjatud ainest krooni. Viimane neist on allsüsteem, mida senini pole kellegil õnnestunud vahetult vaadelda. Tema olemasolu vajadus tuleneb aga suurtest vastuoludest meie Galaktika nähtava aine jaotuse ja selle aine liikumise alusel hinnatavate gravitatsioonijõudude suuruse vahel. Et neid kahte kokku sobitada oletataksegi, et Galaktika nähtav osa asub omakorda mingi tumeda aine tihendis, mis tingib olulise lisa gravitatsiooniväljale. (nr 1 lk 59, 60)
PILDIL: Linnutee tsentraalsed 4 kiloparsekit fotografeerituna infrapunakiirguses DIRBE eksperimendi käigus COBE satelliidult. Kogu foto haarab taevas poolsfääri keskmega Linnutee tsentris. Ketta punakas värvus on tingitud seal leiduvast tolmust ning ketta keskosas olev valkjas paksend on mõhn.
6. Tähtkujud
Kuidas orienteeruda heledate tähtede küllalt suures hulgas?
Sellele küsimusele leidis inimene juba ammu küsimuse: ta hakkas tähti teatud viisil rühmadeks jaotama, neist kujundeid moodustama. Ta kandis oma maapealsed müüdid ja nende teelased - jumalad ja kangelased - üle taevavõlvile. Tekkisid tähtkujud, mille nimetused on enamasti kreeka päritoluga, kuigi nad meile on jõudnud ladina redaktsioonis. Tihti on need nimetused aga veelgi vanemad, kajastades müüte veeuputusest. Niisugused on näiteks Veevalaja (Aquaris), Laevakiil (Carina), Ürgjõgi (Eridanus), Kaaren ( Corvus ), Tuvi (Columba) jne. Nende päritolu ulatub tagasi babüloonia või veelgi varasemasse - sumeri aega, 4000-5000 aastat tagasi. Mitmetel tähtkujudel, eriti taeva lõunapoolkeral, on aga märksa hilisemast ajast pärit nimetused.
Kui tähtkujude nimetused on säilinud läbi aastatuhandete, siis üksiktähtedel, peale heledamate, on need enamasti vajunud unustusehõlma. Selle tingis juba varasematel tähekaartidel kasutusele võetud traditsioon tähistada tähtkuju piirkonnas olevaid heledamaid tähti kreeka ja ladina tähtedega, kusjuures tähtede järjestus tähestikus on vastavusse seatud tähe heledusega. Kui tähed otsa saavad, siis võetakse kasutusele numbrid. Näiteks Põhjanaela, Väikese Vankri heledaimat tähte tähistatakse alfa UMi.
Varasematel tähekaartidel on tähtkujude kohale joonistatud vastavad müütilised pildid, tähed tunduvad nende kõrval lisandeina. Nüüd on neist piltidest säilinud ainult mõningad ühendusjooned heledaimate tähtede vahel. Seejuures ei mõisteta tähtkujuna teataval moel kokkukuuluvaks loetud tähtede rühma, vaid tervet kindlat piiritletud taevaala, mis seda esialgset tähtederühma ümbritseb. Sel viisil on kogu taevas jaotatud 88 alaks ehk tähtkujuks, meil Eestis on neist nähtavad ca 50. Suur osa nendest pole aga kuigi silmapaistvad, sest ei sisalda heledaid tähti. (nr 3)
7. Must auk Linnutees
Gammakiirguse sähvatused on muutunud sõna otseses mõttes astronoomide igapäevaseks uudiseks. Keskmiselt kord päevas registreerivad satelliitidel asuvad gammakiirguse vastuvõtjad lühiajalise (mõnest sekundist kuni 1000 sekundini) sähvatuse. Nende tegelik olemus pole veel täielikult selge, kuigi viimastel aastatel on avastatud paljugi uut nende kohta. Gammakiirgus purskeid seletatakse praegu väga massiivse (kümneid ja sadu Päikese masse ) tähe evolutsiooni lõppfaasiga - kokkuvarisemisena , mille tulemusena tekib must auk ja eraldub tohutu energia . On tõendeid (29. märtsi 2003 sähvatus GRB 030329), et osa selliseid musta augu tekkimisi me näeme eriti võimsate supernoovadena e hüpernoovadena.
Hiljuti esitas Kansase ülikooli kosmoloog Adrian Melott aga uudse teooria gammasähvatuste osast Maad tabanud globaalsetes katastroofides, mille tulemusena on välja surnud suur osa Maa loomastikust. Hästi on tuntud hüpotees dinosauruste kadumisest ülimeteoriidi langemise tulemusena umbes 65 miljonit aastat tagasi. Kuid hävinguid on olnud teisigi.
Adrian Melott on kosmoloog , kes on olnud tihedas koostöös ka eesti astronoomidega, arendades Universumi numbrilist modelleerimist, ning on viibinud ka Eestis. Nüüd on ta aga esitanud uue hüpoteesi interdistsiplinaarses teaduses . Gammakiirguse sähvatused, kajastades mustade aukude teket, on hõivamas olulist ja ähvardavat rolli elu säilimisel (aga ka liikide kiires evolutsioonis ) nii Maa peal kui ka Universumis tervikuna . (nr 4)
8. Teised galaktikad.
Kui Fernando Magalhaes oma ümbermaailmareisil Vaiksesse ookeani jõudis, märkas ta taevas lisaks Linnuteele kaht umbes sama heledusega pilve. Logiraamatu sissekande järgi nimetataksegi neid Magalhaes'i pilvedeks. Juba esimene teleskoobivaatlus näitas, et needki koosnevad nõrkadest tähtedest.
Lisaks palja silmaga nähtavatele udulaikudele (siin loetletuile lisanduvad veel udukogud Andromeeda ning Orioni tähtkujus) on taevas teisigi, silmale nähtamatuid, kuid teleskoobis hästi vaadeldavaid udukogusid. 1771 . a. koostas C. Messier esimese udukogude kataloogi (umbes sada objekti), seda täiendasid omalt poolt perekond Herschelid (lisaks pereisa Williamile veel õde Caroline ning poeg John). Kokkuvõttes oli nende poolt aastaks 1864 kataloogidesse kantud 5079 objekti. Ühtki neist ei õnnestunud tol ajal tähtedeks lahutada.
Ettekujutus "saar-maailmadest" tugevnes pärast spektroskoopia kasutusele võtmist. Teleskoobis rohekana paistvad gaasudud näitavad heledatest joontest koosnevat spektrit, seevastu kollaste udude spekter on väga sarnane tavaliste G-spektriklassi tähtede spektritega. Asjaolu, et neis tähti näha ei ole, saab seletada udukogude ülisuure kaugusega. Möödunud sajandi lõpuks jõudsid astronoomid üsna üksmeelsele veendumusele, et tegemist on kaugete tähesüsteemidega; umbes samal ajal hakati nende kohta kasutama üldnime "galaktika". See, et need udukogud tõepoolest tähtedest koosnevad, selgus pärast suurte peegelteleskoopide kasutuselevõttu. Tänapäeval on lähemate galaktikate tähti ja täheparvi uuritud kõikvõimalike olemasolevate meetoditega; mingeid olulisi erinevusi kohalikest Linnutee süsteemi kuuluvatest tähtedest pole leitud.
PILDIL: Meie naabergalaktika - Andromeeda Udukogu.
Niisiis asendus sajandivahetusel varasem ettekujutus lõpmatust, Päikese-sarnaste tähtedega täidetud ruumist pildiga, kus tähed on koondunud kindla ehitusega tähesüsteemidesse -- galaktikatesse, mida eraldab ruumis süsteemide endi mõõtmetega võrreldes sada korda suurem vahekaugus . See on mõnevõrra vähem, kui on tähtedevaheline kaugus planeedisüsteemi(de) ulatusega võrreldes (1:5000) või siis planeetide vaheline kaugus planeetide mõõtmetega võrreldes (1:3000). Aga ka sajakordne erinevus mõõtmetes on suur - see tähendab, et tühja ruuUniversumis miljon korda rohkem kui tähtedega täidetut. (nr 5)
Kasutatud kirjandus

Rein Veskimäe ” Universum ” Tallinn 1997

Heikki Oja “Põhjanael” Kirjastus “Valgus” 2001

http://www.miksike.ee/docs/lisa/4klass/1kosmos/thedh.ht m

http://vaatleja.obs.ee/node/863

http://opik.obs.ee/osa4/ptk02/tekst.html

.DOC Laadi alla originaalfail 16 lk · .doc · 11 allalaadimist

50 punkti Autor soovib selle materjali allalaadimise eest saada 50 punkti.

~ 16 lehte Lehekülgede arv dokumendis

2012-10-21 Kuupäev, millal dokument üles laeti

11 laadimist Kokku alla laetud

0 arvamust Teiste kasutajate poolt lisatud kommentaarid

moonasaul Õppematerjali autor

linnutee füüsika galaktika

Kasutatud allikad

Sarnased õppematerjalid

pptx

LINNUTEE

LINNUTEE Kätlin Lumi Linnutee uurimine algas aga alles 1610. aastal, kui Galileo Galilei suunas sinna oma pikksilma ja avastas, et juba selle algelise teleskoobi vaateväljas lagunes helendus arvutuks hulgaks nõrkadeks tähepunktideks, näidates, et Linnutee on miljardite kaugete tähtede ühtesulav valgus, st. Linnutee on tähesüsteem. Linnuteena paistev Galaktika on suur täheketas läbimõõduga 100 000 valgusaastat. Galaktikas on mitusada miljardit tähte. Ainuüksi Päikese orbiidist sissepoole jääb 200 miljardi Päikese massi jagu ainet. Viimasel ajal on Linnutee tähesüsteemi välisosadest leitud tähti, mis tiirlevad üllatavalt kiiresti. Sellest järeldub, et Päikese orbiidist väljaspool oleva Galaktika osa mass on samuti suur, õieti seniarvatust palju suurem. Galaktika kogumass võib küündida isegi tuhande miljardi Päikese massini. Ketas Päikese ünbruses on kõige rohkearvulisemalt esindatud nn. ketta populatsiooni tähed. Nende keemiline koostis on üpris s

Füüsika

pptx

Galaktika Galaktika on gravitatsiooniliselt seotud tähesüsteem, mis koosneb tähtedest ja nende jäänustest, tähtedevahelisest tolmust ja tumedast ainest. Galaktikaid võib leida igas suuruses, alates kääbusgalaktikatest, mis sisaldavad umbes kümme miljonit tähte kuni hiidgalaktikateni, mis sisaldavad sadu triljoneid tähti. Kõik kehad galaktikas tiirlevad ümber galaktika keskme. Galaktikad võivad ka koosneda mitmetest tähesüsteemidest, tähekogumitest. Päike on üks Linnutee tähtedest, samuti on Linnutee osa ka kõik, mis tiirleb ümber selle, kaasa arvatud planeet Maa. Ajalooliselt on galaktikaid liigitatud nende kuju järgi. Tüüpilisim on elliptiline galaktika, mis oma kujult on elliptiline. Spiraalgalaktikad on oma kujult kettad, millel on spiraalharud. Galaktikad millel on korrapäratu kuju, liigitatakse korrapäratuteks galaktikateks ja tavaliselt on nad sellised tänu naabergalaktikate gravitatsioonile. Sellised g

Loodusteadused

Rohkem sarnaseid