Galaktiliste kauguste skaala
Selleks, et luua ettekujutus meie galaktika suuruse kohta, on kasulik olla kursis kosmilise kauguste skaalaga. Üldkasutatavad pikkusühikud (meeter, kilomeeter jms) osutuvad liiga väikesteks selleks, et väljendada isegi lähimate tähtede kaugusi: nt. Päike asub meilt ca 150 mln km kaugusel, Päikesesüsteemile lähedaim täht (Proxima Centauri) aga ca 4 000 mlrd km kaugusel. Seepärast kasutatakse astronoomias palju suuremad pikkuseühikud. Levinuim neist on parsek – kaugus, millest Maa orbiidi raadius on nähtav ühe kaaresekundilise nurga alt. Väljendades SI ühikutes, 1 pc ≈ 3,1•1016 m. Alternatiivseks pikkusühikuks on 1 valgusaasta – vaakumis valguse poolt läbitav teepikkus ühe aasta jooksul. 1 va ≈ 9,5•1015 m. Kaugus Proxima Centaurini on 1,3 pc ehk 4,2 va.
Selleks, et luua ettekujutus meie galaktika suuruse kohta, on kasulik olla kursis kosmilise kauguste skaalaga. Üldkasutatavad pikkusühikud (meeter, kilomeeter jms) osutuvad liiga väikesteks selleks, et väljendada isegi lähimate tähtede kaugusi: nt. Päike asub meilt ca 150 mln km kaugusel, Päikesesüsteemile lähedaim täht (Proxima Centauri) aga ca 4 000 mlrd km kaugusel. Seepärast kasutatakse astronoomias palju suuremad pikkuseühikud. Levinuim neist on parsek – kaugus, millest Maa orbiidi raadius on nähtav ühe kaaresekundilise nurga alt. Väljendades SI ühikutes, 1 pc ≈ 3,1•1016 m. Alternatiivseks pikkusühikuks on 1 valgusaasta – vaakumis valguse poolt läbitav teepikkus ühe aasta jooksul. 1 va ≈ 9,5•1015 m. Kaugus Proxima Centaurini on 1,3 pc ehk 4,2 va.
Foto: Adam Evans 2010. Andromeda Galaktika
Kuigi kaugused lähimate tähtedeni saab mõõta üksikparsekites, jäävad nad liiga väikseks galaktiliste kauguste määramiseks. Galaktilises skaalas mugavamaks pikkusühikuks on kiloparsek (1 kpc = 1000 pc): nt meie galaktikate läbimõõt on ca 35 kpc. Kaugusi teiste galaktikateni mõõdetakse megaparsekites; meie naabergalaktika, Andromeeda udukogu, asub kaugusel ca 0,78 Mpc. Kõige kaugemad nähtavad objektid asuvad kaugustel mitu miljardit parsekit, seega nende kaugusi mõõdetakse gigaparsekites. Nende objektide poolt kiirgatud valgusel kulub Maani jõudmiseks mitu miljardit aastat. See tähendab, et meie näeme neid sellistena, millised nad olid miljardeid aastaid tagasi. Võib öelda, et võimsad teleskoobid on omaette „ajamasinad“, mis lubavad näha kaugete objektide minevikku. Kuna universumi omadused suures skaalas on eeldatavasti igal pool samad, kaugete galaktikate minevik kajastab ka Linnutee minevikku.
Illustratsioon: Minevik läbi Hubble’i teleskoobi: lähedamad objektid on vanad galaktikad, kaugustel üle 10 mlrd valgusaastat paiknevad kõige nooremad galaktikad, veel kaugem on näha galaktikaeelse epohhi aine.
Ennem kui asume vaatlema Linnutee struktuuri, selgitame välja kui palju tähti me palja silmaga näeme ja kui kaugel nad asuvad? Ühes poolsfääris, nt seistes põhja poolkeral näeb ideaalsetes tingimustes ca 3000 tähte. Sama kehtib ka seistes vastassuunas teiselpool maakera. Seega mõlemas poolsfääris kokku näeme palja silmaga ca 6000 tähte. Nende seas on kõige rohkem nõrkasid tähti: taevas on ainult 4 tähte, mille näiv tähesuurus on nullist väiksem. (Tuletame meelde, et mida heledam on täht, seda väiksem on tema tähesuurus; kõige heledam nähtav täht on Siirius näiva tähesuurusega -1,46m, Veenuse minimaalne tähesuurus on -4,9m, Pluuto oma kuni 13,7m, terava nägemisega inimene võib näha tähte näiva tähesuurusega ca 6m). Võib arvata, et palja silmaga nähtavad tähed on ka meile lähemal. Tegelikult see aga nii ei ole: enamik palja silmaga nähtavaid tähti asub suhteliselt kaugel. Näiteks, kuigi α Centauri (mis on vaid veidi Proxima Centaurist kaugem) on kolmas täht heledaimate tähtede nimekirjas (4,4 valgusaastat), selles nimekirjas teisel kohal oleva Kanopuse kaugus on üle 300 valgusaasta.
Enamik Suure Vankri tähtedest asub meist üle 70 valgusaasta kaugusel. Põhjanael asub kaugusel üle 400 valgusaasta. Põhjus on selles, et nende tähtede absoluutsed heledused, ehk nende poolt kiiratava valguse võimsus on väga suur, seega neid on näha väga kaugelt. Võime väita, et enamik nähtavatest tähtedest on massiivsed ja võrreldes Päikesega väga erksad. Teiselt poolt, massiivsete ja erksate tähtede osakaal Galaktika tähepopulatsioonis on tegelikult väike: 85 % tähtedest kiirgavad vähem valgust kui Päike. Enamik neist on nn punased kääbused, mille massid ja pinnatemperatuurid on suhteliselt väiksed. Nad on nii nõrgad, et neid ei ole näha isegi lühikese vahemaa tagant. Näiteks Proxima Centauri on tüüpiline punane kääbus, tema näiv tähesuurus on vaid ca 11,1m. Viiekümnest Päikesele lähedamast tähest saab palja silmaga näha vaid vähem kui 10, kuigi nad kõik asuvad meist 16 valgusaasta piires. Suurtel kaugustel neid objekte ei ole näha. See on põhjuseks, miks meie teadmised Galaktikas olevate tähtede koguarvust ei ole täielikud. Me ei tea, kui palju on punaseid kääbuseid (ja ka nendest veel tumedamaid pruune kääbuseid, mida ei saa enam pidada tõelisteks tähtedeks, sest nendes ei toimu enam termotuumareaktsioone vesinikuga). Nende koguarvu saab ainult hinnata.
Tähed ei seisa paigal. Nad tiirlevad ümber galaktika keskme, samal ajal on neil lähedaste tähtede gravitatsioonilise mõju tõttu individuaalsed ajas muutuvad kiirused. Päikese asukoht ruumis muutub samuti, sest Päike tiirleb ümber galaktika keskme, tehes täisringi ca 240 mln aastaga. Tähtede kiirused Päikese suhtes ulatuvad kuni mitmesaja kilomeetrini sekundis. Kuigi need kiirused võivad tunda väga suurtena, on tähtede nähtav nihe taevas aastate ja isegi sajandite vältel tegelikult väga väike, sest nende kaugused on väga suured. Võib väita, et ka mitu tuhat aastat tagasi olid tähtkujud peaaegu samasugused nagu tänapäeval. On ka erandeid: mõned lähedalasuvad tähed liiguvad nii kiiresti, et seda saab lihtsamini märgata. Kõige kiiremaks on Barnard’i täht: inimese elu jooksul nihkub ta poole Kuu keta laiuse võrra. Samas pikematel ajaskaaladel peab tähistaeva kuju muutuma märkimisväärselt: tähtkujude kontuurid nihkuvad, mõningate tähtede heledused kasvavad kui tähed liiguvad Päikese poole või evolutsioneeruvad punasteks hiidudeks. Teiste tähtede heledused aga langevad kui tähed eemalduvad Päikesest või muutuvad valgeteks kääbusteks.
Illustratsioon: University of Durham 2014. Suure Vankri tähtkuju 100 000 aastat tagasi, täna ja 100 000 aasta pärast.
Mida siis kujutab endast meie Galaktika – Linnutee?
Linnutee on tüüpiline spiraalne galaktika läbimõõduga ca 35 kpc (ca 110 tuhat valgusaastat). Tähtede arv Linnuteel on teada vaid ligikaudselt (nagu mainisime, ei näe me nõrgemaid tähti ja saame nende koguarvu vaid kaudsete meetoditega hinnata). Vanimad Linnutee tähed üle 13 mlrd aastat vanad, siit järeldub, et meie galaktika tekkis üle 13 mlrd aastat tagasi. Linnutee kogumass on (0,8 – 1,5)•1012 päikesemassi, millest suur osa on tume aine. Kuna asume Galaktika sees, ei ole meil võimalust näha seda väljastpoolt ja see raskendab tunduvalt Linnutee struktuuri uurimist. Lisaks sellele, Galaktika tasandil hõljuvad tolm ja gaasipilved peidavad meilt vaadates ulatuslikke alasid. Vaatamata sellele, lubavad Linnutee nähtavad osad teha järeldusi tema üldstruktuurist ja tänapäevaks omame piisavalt head ettekujutust Linnutee ehitusest.
Linnutee on tüüpiline spiraalne galaktika läbimõõduga ca 35 kpc (ca 110 tuhat valgusaastat). Tähtede arv Linnuteel on teada vaid ligikaudselt (nagu mainisime, ei näe me nõrgemaid tähti ja saame nende koguarvu vaid kaudsete meetoditega hinnata). Vanimad Linnutee tähed üle 13 mlrd aastat vanad, siit järeldub, et meie galaktika tekkis üle 13 mlrd aastat tagasi. Linnutee kogumass on (0,8 – 1,5)•1012 päikesemassi, millest suur osa on tume aine. Kuna asume Galaktika sees, ei ole meil võimalust näha seda väljastpoolt ja see raskendab tunduvalt Linnutee struktuuri uurimist. Lisaks sellele, Galaktika tasandil hõljuvad tolm ja gaasipilved peidavad meilt vaadates ulatuslikke alasid. Vaatamata sellele, lubavad Linnutee nähtavad osad teha järeldusi tema üldstruktuurist ja tänapäevaks omame piisavalt head ettekujutust Linnutee ehitusest.
Foto: www.starsurfin.com 2014. Tüüpiline SBc tüüpi galaktika. Linnutee peab olema umbes sellise väljanägemisega.
Nagu teisedki spiraalsed galaktikad, kuulub Linnutee koosseisu mitu struktuuri. Kõigepealt on seal ühes tasandis paiknevad ning pöörlevad spiraalsed harud. Tähed galaktikatasandis tiirlevad enam-vähem ümber galaktikatsentri ringkujulistel orbiitidel, samal tasandil esineb ka palju tolmu ja gaasipilvesid. Harud ei kujuta endast püsivat struktuuri vaid need on dünaamilised tiheduse lained, mis säilivad pikaajaliselt. Vaatamata sellele, et tähtede tiirlemiskiirus on erinevatel kaugustel galaktika tsentrist erinev. Enamik tähtedest ei jää harudesse kogu oma eluaja vältel vaid nad võivad harusse siseneda ja sellest lahkuda. Harudes mõjuvad gaasipilvedele gravitatsioonilised jõud, mis viivad nendes pilvedes lööklainete ilmumisele, gaasi kokkusurumisele ja pilvede gravitatsioonilisele kollapsile. Selle tõttu algab nendes pilvedes uute tähtede tekkeprotsess. Seega harudes on palju noori tähti ja tähekobaraid, kus esineb suhteliselt palju massiivseid ja heledaid valgeid tähti.
Tähe eluiga on tihedas sõltuvuses tema massist: massiivsed heledad tähed põletavad kiiresti oma kütusevarud ja muutuvad valgeteks kääbusteks või plahvatavad supernoovadena, seega nende eluiga on väike. Kõige massiivsemate tähtede eluiga ei ületa 10 mln aastat. Vähemassiivsed tähed põletavad oma kütusevarusid aeglaselt ja eksisteerivad miljardeid aastaid. Seega vanades tähepopulatsioonides esinevad peaaegu ainult vähemassiivsed punased tähed, tumedad valged kääbused ja neutrontähed. Noored tähekobarad on aga rikastatud heledate valgete tähtedega. Heledaid tähti on palju ka hajusparvedes – need on täheparved, kus tähed asuvad üksteisest suhteliselt suurtel kaugustel ja seega on nõrgalt seotud gravitatsioonilise sidemetega. Hajusparved moodustuvad ühest gaasipilvest ja seega on tähed nendes peaaegu ühesuguse keemilise koostisega ja erinevad ainult massi poolest. Tiireldes ümber galaktika keskme, parv järk-järgult hajub; meie näeme neid etapil, kus tähed on veel üheskoos, see tähendab nad on veel noored, ja nende vahel on palju massiivseid hiidusid. Tuntuim hajusparv on Plejaadid (Sõeltähed).
Foto: NASA 2014. Plejaadid. Hajusparv on uputatud udukokku, mis on gaasipilve jääk
Linnuteel, nagu paljudel teistel galaktikatel, lähtuvad harud tsentraalsest vardast ja seega kuulume me Hubble’i klassifikatsioonis SBc tüüpi galaktikate hulka, kus: S viitab spiraalsete galaktikate tüübile; B viitab varda olemasolule; ja c näitab, et spiraalid paiknevad suurtel kaugustel üksteisest. Peale spiraalsete galaktikate eksisteerivad ka veel: elliptilised, mida tähistatakse E tähega; läätsekujulised, mida tähistatakse S0 ja SB0 tähistega, sõltuvalt varda olemasolust; ja irregulaarsed galaktikad, mida tähistatakse tähisega Irr.
Galaktika keskel asub mõhn – ellipsoidaalne tähtede struktuur, kus tähtede kontsentratsioon kasvab kiiresti tsentri suunas. Tsentris tähtede kontsentratsioon on ca 300 000 tähte ühes kuupparsekis, mis on 4000 korda suurem, kui Päikese ümbruses. Mõhn koosneb peamiselt vanadest tähtedest, kuigi seal esineb ka noori tähti. Linnutee keskosas asub supermassiivne must auk massiga üle 4 mln päikesemassi, mis on ümbritsetud vesinikust koosneva gaasirõngaga, mille raadius on ca 150 pc ja mis on omakorda ümbritsetud gaasisfääriga, mille raadius on ca 700 pc. Linnutee kese asub Ambur’i tähtkuju suunas. Tema nähtav heledus oleks väga suur kui ketta tasandil ei esineks tolmu ja gaasipilvi. Üle 8 kpc tolmu ja gaasi, mis eraldavad meid keskmest, neelavad peaaegu kogu valguse optilises spektraaldiapasoonis. Samas tolm ja gaas on enam-vähem läbipaistvad raadiokiirguse, mikrolainete ja infrapunase valguse jaoks, mis võimaldab uurida Galaktika keset nendes diapasoonides.
Spiraalsed harud, tolm ja gaasipilved moodustavad Linnutee ketta. Ketta paksus on >1 kpc (ca 2000 valgusaastat), seega ta on oma raadiusest palju peenem. Päike asub keta tasandil, mis tiirleb peaaegu ringkujulisel orbiidil ümber Galaktika keskme, kaugusel ca 8,3 kpc ja tehes ühe tiiru ca 240 mln aastaga.
Spiraalharude arv Linnuteel ei ole kindlalt teada. Linnuteel on arvatavasti neli suur haru ja mitu väikest. Päike ei asu suures vaid ühes väiksematest harudest. Märkimisväärne on see, et Päikese orbitaalperiood on umbes võrdne harude pöörlemisperioodiga vastaval kaugusel tsentrist. Seetõttu Päike jääb eemale suurtest harudest pika aja jooksul. See on tähtis elu säilimise vaatepunktist: kui Päike sattuks suure haru sisse, kasvaks tõenäosus, et tema lähedusse ilmuks palju lühikese elueaga massiivseid tähti. Plahvatades supernoovadena Päikese lähedal, need tähed seaksid elu Maal ohtu, kuna plahvatustest tingitud röntgenkiirguse ja osakeste voog kahjustaks osoonkihti ja radiatsioonitase Maal ületaks ohutu elamise piiri.
Peale spiraalidega kettakujulise komponendi on Linnuteel ka sfääriline komponent, ehk haloo – ellipsoidaalne struktuur, mis koosneb peamiselt vanadest tähtedest. Haloos leidub ka kerasparve – väga kompaktseid vanadest tähtedest koosnevad parvi. Keskmine tähtede kontsentratsioon nendes on mitu tuhat korda suurem kui Päikese ümbruses, ulatudes ühes kuupparsekis kuni 1000 täheni. Päikese ümbruses on tähtede tihedus vaid 1 täht 7 kuupparseki kohta.
Lisaks tähtedest koosnevale haloole on Linnuteel veel kuumast gaasist koosnev haloo, mille temperatuur on üle 1 mln Kevini ning läbimõõt on mitu korda suurem kui Linnutee täheline komponent. See gaas on nähtav ainult röntgen spektraalpiirkonnas, teistes spektraalpiirkondades ta on peaaegu läbipaistev. Gaasihaloo massi on raske mõõta, kuid hinnangud lubavad järeldada, et ta on võrreldav või isegi ületab tähtede kogumassi.
Peale nähtavat ainet, Linnuteel ja teistes spiraalsetes galaktikates olemas ka nn tume aine –siiamaani ebakindla olemusega aine, mis ei kiirga valgust ja mis väljendab ennast ainult gravitatsioonilise mõju kaudu.
Peale nähtavat ainet, Linnuteel ja teistes spiraalsetes galaktikates olemas ka nn tume aine –siiamaani ebakindla olemusega aine, mis ei kiirga valgust ja mis väljendab ennast ainult gravitatsioonilise mõju kaudu.
Tänaseks päevaks on leitud mitu tunnust, mis lubavad rääkida tumedast ainest kui reaalsusest. Üks nendest tunnustest on see, et tähtede orbitaalkiirused suurel kaugusel galaktika tsentrist ei vähene nende orbiitide raadiusega, nagu see peaks olema siis, kui galaktika kogumass oleks moodustatud vaid nähtavate tähtedega ja gaasiga. See tähendab, et galaktika haloos peab olema veel mingi nähtamatu mass. Teiseks tunnuseks on kaaslasgalaktikate liikumiskiirused: nad on jällegi liiga suured selleks, et neid saaks selgitada ainult nähtava massiga tsentraalgalaktikas. Kolmandaks tunnuseks on nn gravitatsioonilised läätsed: kauged galaktikad ja galaktikate parved kõverdavad vastavalt üldrelatiivsusteooriale valguskiiri, mis lähtuvad nende taga paiknevatest valgusallikatest: massiivsed galaktikad töötavad läätsedena. Kiirte kõverdamise järgi välja arvutatud gravitatsiooniliste läätsede massid osutuvad suuremaks kui nendes galaktikates olevad tähed lubavad eeldada. Siiamaani ei eksisteeri ühist vastust küsimusele, millest koosneb tume aine ja selle kohta on pakutud erinevaid hüpoteese. Selge on see, et tumeda aine mass on nähtava aine massist mitu korda suurem.
Linnuteel on mitu kaaslast: need on väikesed galaktikad, mis tiirlevad ümber Linnutee. Praegu on teada üle 20 kääbusgalaktika Linnutee naabruses. Mõned nendest võivad aga liikuda liiga kiiresti, et olla kinnisel orbiidil. Kahte kaaslast saab näha palja silmaga, paraku ainult põhjapoolkeral. Need on Suur ja Väike Magalhães’i pilved. Linnutee lähedal (kaugusel ca 2 mln valgusaastat) asub veel üks suur spiraalgalaktika – eelpool mainitud Andromeeda udukogu, M31. Võrreldes Linnuteega, ta on suurema tähtede arvu- ja läbimõõduga, aga väiksema massiga. Kolmas lähedalasuv galaktika on Linnuteest mitu korda väiksem Kolmnurga galaktika, M33. Ta on lähemal Andromeeda udukogule kui Linnuteele ja võib osutuda M31 kaaslaseks. Igaühel nendest galaktikatest on mitu kääbusgalaktikat-kaaslast. Koos ca 50 väikeste galaktikaga moodustavad need kolm suurt galaktikat nn Kohalikku Galaktikarühma – gravitatsiooniliselt seotud galaktikaparve. Selle kohaliku Galaktikarühma läbimõõt on ca 10 mln valgusaastat ja mass ca 1,3•1012 Päikese massi. Ta kuulub omakorda Virgo galaktikate superparvve.
Illustratsioon: Wikipedia 2014. Kohalik galaktikate rühm.
Kommentaare ei ole:
Postita kommentaar