Megamaailma füüsika

Megamaailm

Looduse struktuuritasemeteks loetakse kokkuleppeliselt kolme taset: mikro-, makro- ja mega­maa­ilma.

Megamaailma moodustavad inimesest mõõtmete poolest palju suuremad objektid.  Megamaailma ob­jektide mõõtmed jäävad 106 … 1025m vahele. Tüüpilisteks makromaailma ob­jek­ti­deks on planeedid, Päikesesüsteem, tähed, galaktikad jne.

Megamaailmas on valdavaks vastastikmõju liigiks gravitatsiooniline vastastikmõju.

Megamaailma mõõtühikud

Astronoomiline ühik

Astronoomiline ühik (inglise keeles astro­no­mi­cal unit) on keskmine kaugus Maast Päike­se­ni

1 AU = 149 597 870 700 m ≈ 1,50∙1011m ≈ 150 mln. km

Kasutatakse peamiselt Päikesesüsteemi lähi­ümb­ruse kirjeldamisel

NB! Kuna astronoomiline ühik ei ole küm­nend­süsteemi suurus, siis tema puhul kord­sust suurendavaid ega vähendavaid eesliiteid ei kasutata.

Valgusaasta

Valgusaasta on teepikkus, mille valgus läbib vaakumis ühe aastaga

Valguse kiirus vaakumis on 3,00∙108m/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 kaa­re­sekund. Termin tuleb sõnadest parallaks ja kaaresekund.

Kui vaatenurga suurus

α=1’’ = 1/3600° = 4,85∙10-6rad

ning vastaskaateti pikkus on

d=1AU= 1,50∙1011m,

siis saame lähiskaateti leida seosest

See ongi Päikesest 1 parseki (1 pc) kaugusel asuva tähe kaugus:

Teisisõnu

1 pc ≈ 3,3 ly

Kuna parsek defineeritakse SI lisaühiku radiaani kaudu, siis kasutatakse tema kordsust nii peamiselt suurendavaid kui ka vähendavaid eesliiteid – 1Mpc, 5Gpc jne

Kõiki kaugusi, mis jäävad väljapoole meie Galaktikat, aga ka Galaktika kaugemaid objekte on soovitav mõõta parsekites või selle kordsetes ühikutes.


Vaatlusastronoomia


Silm

Kuni 17. sajandini oli ainukeseks võimaluseks saada Universumi kohta informatsiooni ainult silma­dega vaadeldes.

Füüsika seisukohalt on inimese silma tähtsaimad osad: (1) sarvkest, (2) silmaava ehk pupill, (3) silmalääts, (4) läätse pingutavad lihased, (5) klaaskeha, (6) võrkkest ja (7) silmanärv.

Sarvkesta ülesandeks on kaitsta silma väliskeskkonna mõjutuste eest.

Valgusallikatelt (aga ka kehadelt peegeldunud) valgus pääseb silma läbi silmaava ehk 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.

Teleskoobid

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 apertuur ehk 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.

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 sel­lest seadmest jõudis Veneet­sias elanud Galileo Galileini, kes 1609. aastal „leiutas“ oma variandi läätsteleskoobist (fotol).

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.

Maailma kuus suurimat läätsteleskoopi on esitletud tabelis objektiivi läbimõõdu kasvamise järjekorras

Teleskoobi nimetus Asukoht Objektiivi läätse läbimõõt Fookus-kaugus Valmistamise aasta
Pariisi Maailmanäituse teleskoop Demonteeriti peale Pariisi Maailmanäitust 125 cm 57 m 1900
Yerkes’i Observatooriumi teleskoop Wisconsin, USA 102 cm 19,4 m 1897
Roque de los Muchachos Observatoorimi teleskoop La Palma, Hispaania 98 cm 15 m 2002
James Lick’i Observatooriumi teleskoop California, USA 91 cm 17,6 m 1888
Pariisi Observatooriumi “Grand Lunette” kaksikteleskoop Meudon, Prantsusmaa 83 cm + 62 cm 16,2 m 1891
Potsdami Astrofüüsika Observatooriumi kaksikteleskoop “Großer Refraktor” Potsdam, Saksamaa 80 cm + 50 cm 12,0 m 1899

Seda nimekirja kaunistab kindlasti ka Tartu vana tähetorni 24 cm läbimõõdusse objektiiviga lääts­te­leskoop, mis paigaldamise ajal 1824. aastal, oli maailma suurim ja moodsaim teleskoop.

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.

Sisuliselt oli Newtoni reflektorteleskoop tänapäevaste raadio- jt teleskoopide eelkäija.

Suurimad peegelteleskoobid on esitletud tabelis:

Teleskoobi nimetus Asukoht Peegli läbimõõt (m) Apertuur Valmistamise aasta
Gran Telescopio Canarias La Palma, Hispaania  10,4 1039 cm 2006
Keck 1 Hawaii, USA 10 1001 cm 1993
Keck 2 Hawaii, USA 10 1001 cm 1996
SALT (Southern African Large Telescope) Northern Cape, LAV 9,2 919 cm 2005
HET (Hobby-Eberly Telescope) Texas, USA 9,2 919 cm 1997
LBT (Large Binocular Telescope) Arizona, USA 8,4 x2 838 cm x2 2004

Juhime tähelepanu asjaolule, et kõik suured peegelteleskoobid asuvad piirkondades, kus on äärmiselt väike sademete hulk ning taevas on enamuse aastast pilvitu – see võimaldab astrofüüsikutel neid sisuliselt igal päeval aastas kasutada.

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.

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.

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

Kosmoseteleskoop Chandra

Kosmoseteleskoop 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.

Juuresoleval pildil on kujutatud galaktika NGC 602 foto, mis on tehtud kolme kosmoseteleskoobi ülesvõtete kompilatsioonina. Pildil tä­his­ta­vad sinised toonid ultravalgusalas kiirgavaid piirkondi, pruunid ja ro­he­lised toonid nähtavas valgusalas kiiratavat valgust ning punased toonid infravalguse lainepikkusel kiirgavaid allikaid.


Kosmoloogia lühiajalugu


Primitiivsete rahvaste maailmapildist antiikmütoloogiani

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 (nad) seda praegu (toona) näeme (nägid).

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, pildil), 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.

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.

Aristotelese maailmasüsteem

Ptolemaiose täiendusega geotsentriline maailmasüsteem

Geotsentrism oli pikka aega (sisuliselt kuni 17. sajandini) ainuke katoliku kiriku poolt aktsepteeritud käsitlus maailmaruumi ehitusest.

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, pildil).

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.

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 (pildil): „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 – pildil), 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 (pildil) juhtimisel 1990-de keskel, et need süsteemid moodustavad mesilaskärge meenutava struktuuri.

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.


Taevas


Meeleline taju ütleb, et Maad katab kuplikujuline taevas, millel (mille taustal?) 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

Kui „kõrgel“ on taevas?

Kui defineerime, et taevas on poolkera, mis toetub silmapiirile, taandub küsimus kui kõrgel on taevas küsimusele „Kui kaugel on silmapiir?“.

Keskmise vaatleja silmad asuvad maapinnast h = 1,70 m kõr­gu­sel. Arvestades, et Maa raadius R = 6,4∙106m  ja et Phytagorase teoreemist

76_phytagoras

saame silmapiiri kauguseks  l = 4660m = 5km

Teisisõnu võime öelda, et taevas on poolkera, mille raadius on 4,5 … 5,0 km.

Taevakoordinaadid

Kasutusel on mitmeid taevakoordinaatide süsteeme. Enam­le­vinud on horisondiline- ja ekvatoriaalne koor­di­naat­süs­teem.

Horisondilise koordinaatsüsteemi korral määratakse tae­va­keha asukoht kolme koordinaadiga: (1) A – asimuut (nurk mõõ­detuna lõunakaarest), (2) h – kõrgus (nurk, mõõdetuna horisondist) ning (3) 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: (1) δ – kääne e deklinatsioon (nurk mõõdetuna taevaekvaatorist), (2) α – otsetõus (nurk, mõõdetuna taeva nullmeridiaanist) ning (3) 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.

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 (ladina Ursa Major – pildil, Ursa Minor).

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 (ülemisel fotol).

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.

Olgu siinkohal ära nimetatud veel mõned millegi poolest 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.

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.


Maa ja Kuu


Maa

Küllap tunneb keskmine gümnaasiumi õpilane Maad paremini kui keskmine astrofüüsik teisi pla­nee­te.

Nimetagem siinkohal ära vaid tähtsaimad Maad iseloo­mus­tavad karakteristikud, mille abil hiljem teisi planeete Maaga võrdlema asume.

Seega on Maa 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[1]: 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).

Kuu

Kuu on Maale ainus looduslik kaaslane ning kõige lähem taevakeha.

(Tõe hu­vi­des olgu siiski nimetatud, et aeg-ajalt sa­tuvad Maale lähemale ük­si­kud väi­ke­planeedid – asteroidid, sa­mu­ti sa­ba­tä­hed ehk komeedid).

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 (foto Kuu tagaküljelt), 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.

Kuu teema lõpetuseks olgu öeldud, et Kuu on ainuke taevakeha Maa kõrval, millel on astunud inimese jalg. Esimese inimesena astus 20. juulil 1969.a Kuu pinnale USA a Neil Alden Armstrong, kelle koos Edwin Eugene (Buzz) Aldrin’iga toimetas sinna kosmoselaev Apollo 11. Kokku on Kuu pinnal kõndinud 12 inimest, kelle viisid sinna kosmoselaevad Apollo 11 … Apollo 17 (välja arvatud Apollo 13, mis pidi oma Kuu-missiooni katkestama). Pildil Apollo 17 missiooniga Kuul käinud Eugene Cernan.

Maa ja Kuu perioodiline liikumine

Maa pöörlemine

Maa pöörleb ümber oma kujutletava telje, mis „väljub“ maapinnast pooluste kohal. Teame, et Maa teeb ühe täispöörde ühe ööpäevaga.

Meeles tasub pidada asjaolu, et Maakera pöörlemissuund on läänest itta – selle peegeldus – Päikese, Kuu ja teiste taevakehade liikumine  on sellele vastupidine.

Ehkki 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.

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 (vt animatsiooni) – see on põhjus miks Maal vahelduvad aastaajad.

Ekliptika. Aastaajad

Ekliptika ehk päevatee on Päikese näiv teekond taevas. Ekliptika on kujutletav ringjoon taevasfääril, mida mööda Päike näivalt oma aastateekonnal kulgeb.

Tegelikult on see 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.

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.

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.

Kuidas saada aru, kas tegu on kasvava (noore) või kahaneva (vana) kuuga. Siin tuleb appi vene keele oskus.

Kasvav (noor) kuu

Kahanev (vana) kuu

Nagu juures olevatelt piltidelt näha moodustab kasvav Kuu otsekui slaavi tähestiku „r“ tähe (P) pauna – kasvav on aga vene keeles „растущий“, kahanev – vana kuu aga slaavi tähestiku „s“ tähte (C) – vana on vene keeles „старый“.

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.

Fotodel on näha Kuu heleduse muutumine poolvarjupiirkonda sisenemisest kuni täisvarjuni ja seejärel tagasi poolvarjuks

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 tiir­lemise 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). Vaata ka NASA tabelit toimunud ja toimuvate päikesevarjutuste kohta Maailmas.

Osaline päikesevarjutus

Täielik päikesevarjutus

Rõngakujuline päikesevarjutus

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.

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.


Päikesesüsteem


Päikesesüsteemi koostisosad

Päikesesüsteemi moodustavad

  • Päike (sisaldab umbes 99,8% süsteemi kogumassist),
  • 8 planeeti (Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun);
  • koos oma kaaslastega (Maal – Kuu, Marsil – Phobos ja Deimos, Jupiteril vähemalt 67 kaaslast, Saturnil vähemalt 62 kaaslast, Uraanil on avastatud 27 kaaslast ning Neptuunil on siiani leitud 14 kaaslast, kaaslased on ka paljudel Päikesesüsteemi väikekehadel – näiteks Pluutol on 3 kaaslast jne) ja
  • Päikesesüsteemi väikekehad (Pluuto ja teised plutoidid, asteroidid ehk väikeplaneedid, komeedid, meteoorid ja meteoriidid).

Planeedi definitsioon

Sõna planeet tuleb kreeka keelsest väljendist planetes astres – mis tähendab ringi ekslevat tähte. Nende keeruline liikumine muidu nii muutumatu tähistaeva taustal on astronoomidele (ja ka planeetide liikumise põhjal tulevikku ennustada püüdvatele „teadlastele“ astroloogidele) tundunud nii salapärane ja huvipakkuv.

Rahvusvahelise Astronoomiaühenduse International (Astronomical Union – IAU) definitsiooni järgi nimetatakse Päike­se­süs­teemi planeediks taevakeha, mis

  • tiirleb ümber Päikese,
  • on piisava massiga, et ületada jäiga keha jõud ning hoida hüdrostaatiliselt tasakaalulist see tähendab keralähedast kuju
  • ning on oma gravitatsiooniga tõmmanud oma pinnale väiksemad kehad oma orbiidi ümbruses (on “puhastanud oma ümbruse”).

Kui täidetud on ainult kaks esimest tingimust, ei ole tegemist planeediga, vaid kääbusplaneediga. See­tõttu on ka varem planeediks peetud Pluuto kääbusplaneet, sest tema ümbruses on Kuiperi vöö.

Kepleri seadused

Kepleri seadused kirjeldavad planeetide liikumist ümber Päikese. Kolm Kepleri seadust on:

I seadus: Iga planeedi orbiit on ellips, mille ühes fookuses on Päike.

II seadus: Planeedi raadiusvektor katab võrdsete ajavahemike jooksul võrdsed pindalad.

III seadus: Planeetide tiirlemisperioodide ruudud suhtuvad nagu nende orbiitide pikemate pool­telgede kuubid.

Kepleri seaduste juures on tähelepanu väärne asjaolu, et need on saadud pla­nee­ti­de liikumiste vaatlemise teel. Tänapäevaste täp­pis­mõõ­­teriistade kasutusele võtmine on neid vaid pisut korri­geerinud, aga mitte muutnud nende olemuslikkust.

Imetlust väärib fakt, et planeetide orbiidid erinevad ringjoonest õige vähe – see et Kepler suutis neid identifitseerida ellipsitena, suurendab veelgi tema tööde tähtsust.

Maa-rühma planeedid

Niinimetatud Maa- või ka kiviplaneetide rühma kuuluvad Päikesest lugedes esimesed neli planeeti:

  • Merkuur,
  • Veenus,
  • Maa,
  • Marss

Merkuur

Veenus

Maa ja Kuu

Marss oma kaaslastega

Maa-tüüpi planeedid ehk kiviplaneedid ehk Maa-sarnased planeedid on planeedid, mis koosnevad peamiselt silikaatkivimitest. Need sarnanevad ehituselt Maaga: koosnevad täielikult või peaaegu täielikult tahketest koostisosadest ja on enamasti kihilise ehitusega: keskmes on rauast tuum, selle peal mantliks nimetatav silikaatidest ja oksiididest koosnev paks kiht ning kõige peal õhuke koor, mis koosneb samuti silikaatidest ja oksiididest, kuid sisaldab elemente, mis mantli kivimitesse ei sobi ja sealt aja jooksul välja tõrjutakse – näiteks kaalium, haruldased muldmetallid, uraan.

Mõnel Maa-sarnasel planeedil on koore kohal atmosfäär, Maa puhul on maakoore ja atmosfääri vahel veel ka hüdrosfäär.

Planeetide läbimõõt, mass ja keskmine tihedus (4…6 g/cm3), vaba langemise kiirendus jne on samuti Maa omadele lähedased.

Mainigem siinkohal ära vaid iga planeedi olulisimad ning huvitavamad tunnused.

Merkuur

Tähtsaimad karakteristikud:  kaugus Päikesest 0,39 AU, kiirus orbiidil 47,9 km/s, tiirlemisperiood 0,24 Maa-aastat, kaaslaste arv 0, läbimõõt 0,38 Maa läbimõõtu, mass 0,055 Maa massi, tihedus 5,44 g/cm3, raskusjõud planeedi pinnal 0,37g, paokiirus 4,3 km/s, keskmine pinnatemperatuur +230°C, atmosfäärirõhk pinnal 0 atm.

Merkuur on Päikesele kõige lähem planeet, see­tõttu on ta Maalt halvasti vaadeldav – nähtav vahetul peale Päikeseloojangut või enne tõusu, kui taevas on veel suhteliselt valge.

Merkuur on Päikesesüsteemi kõige väiksem planeet –  ta on isegi väiksem kui mõned Jupiteri ja Saturni suuremad kaaslased. Merkuuril looduslikud kaaslased puuduvad.

Tema aasta (tiir ümber Päikese) on võrdne 2 tema ööpäevaga (täispööre ümber oma telje) see tähendab, et Merkuuri ööpäevas on 2 aastat – ööpäev = 176 Maa ööpäeva, aasta = 88 Maa ööpäeva.

Tema pinda on vähe uuritud, kuid sarnaneb väga Kuu pinnale (palju kraatermägesid ja tasandikke – fotol)

Merkuuril puudub atmosfäär, seetõttu kõigub tema pinnatemperatuur suures ulatuses – ehkki keskmine temperatuur on +230°C, võib päevane temperatuur ulatuda kuni +350°C, aga öösel olla vaid -170°C.

Merkuuril on küllaltki tugev magnetväli.

Veenus

Tähtsaimad karakteristikud:  kaugus Päikesest 0,72 AU, kiirus orbiidil 35 km/s, tiirlemisperiood 0,62 Maa-aastat, kaaslaste arv 0, läbimõõt 0,93 Maa läbimõõtu, mass 0,815 Maa massi, tihedus 5,25 g/cm3, raskusjõud planeedi pinnal 0,88g, paokiirus 10,3 km/s, keskmine pinnatemperatuur +480°C, atmosfäärirõhk pinnal 90 atm.

Veenus on Maale lähim planeet – tema mi­ni­maal­ne kaugus Maast on „vaid“ 42 milj. km. Et Veenus on Maalt vaadates alati Päikese lähedal, siis ta paistab kas õhtu- või hommikutaevas. Esialgu ei teatud, et tegu on sama taevakehaga. Veenust nimetati eesti rahvaastronoomias vastavalt Ehatäheks või Koidutäheks. Veenus on heleduselt kolmas silmaga nähtav taevakeha taevas.

Veenus on mõõtmetelt Maale sarnane, loo­dus­li­kud kaaslased puuduvad.

Veenusel on väga tihe (ca 100x tihedam kui Maal) süsihappegaasist, metaanist ja väävelhappest koosnev atmosfäär, mis katab planeeti paksu pilvekihina. Tänu atmosfääri koostisele valitseb tema pinnal väga tugev kasvuhooneefekt – keskmine temperatuur 460°C.

Pinnavormidelt on Veenus tänu sealsele tihedale atmosfäärile kiviplaneetidest kõige „siledama“ pinnaga planeet – kõrgeimate ja madalaimate punktide vahe on suhteliselt väike. Veenusel valitseb tänaseni väga kõrge vulkaaniline aktiivsus.

Marss

Tähtsaimad karakteristikud:  kaugus Päikesest 1,52 AU, kiirus orbiidil 24,1 km/s, tiirlemisperiood 1,88 Maa-aastat, kaaslaste arv 2, läbimõõt 0,53 Maa läbimõõtu, mass 0,107 Maa massi, tihedus 3,95 g/cm3, raskusjõud planeedi pinnal 0,38g, paokiirus 5,0 km/s, keskmine pinna­tem­­peratuur -53°C, atmosfäärirõhk pinnal 0,006 atm.

Marss on Päikesest lugedes 4., tuntud ka kui „punane planeet“. Punase värvi annab planeedi pinnale raudoksiid (rooste!)

Marsil on 2 ebakorrapärase kujuga väikest ning ebakorrapärase kujuga looduslikku kaaslast – Phobos ja Deimos

Marsil on Maaga võrreldes hõre at­mos­fäär, mis koosneb peamiselt süsi­happegaasist ja lämmastikust. Pin­na­temperatuur jääb vahemikku -87C … +20C (keskmine -53C).

Marsi pinnal on nii kõrgeid mägesid – siin asub Päikesesüsteemi kõrgeim mä­gi mõõdetuna mäe jalamist on Olym­pos Mons 27 km, sügavaid kraatreid ja kanjoneid kui ka süsi­happ­egaasist „polaarjää mütsid“. Marsi poolustel võib jäämütside all leiduda tõenäoliselt ka vett

Hiidplaneedid

Hiidplaneedid ehk Jupiteri tüüpi planeedid ehk gaasiplaneedid on Päikesesüsteemi Päikeselt vaadatuna neli kaugeimat suure massiga planeeti, mis koosnevad valdavalt erinevatest gaasidest ning jääst. Hiidplaneetidel pole tahket pinda, vaadeldav on vaid pilvkatte välispind. Hiidplaneetide sisemu­ses asub tõenäoliselt vedelas olekus mineraalidest ja gaasidest tuum.

Samuti on kõikidel hiidplaneetidel neid ümbritsev rõngaste süsteem (mis koosneb kindlal orbiidil tiirlevatest suu­re­matest ning väiksematest kividest).

Hiidplaneedid on

  • Jupiter
  • Saturn
  • Uraan
  • Neptuun

Jupiter

Saturn

 

Uraan

Neptuun

Mainigem siinkohal ära vaid iga hiidplaneedi olulisimad ning huvitavamad tunnused.

Jupiter

Tähtsaimad karakteristikud:  kaugus Päikesest 5,20 AU, kiirus orbiidil 13,1 km/s, tiirlemisperiood 11,86 Maa-aastat, kaaslaste arv 67, läbimõõt 11,21 Maa läbimõõtu, mass 317,8 Maa massi, tihedus 1,32 g/cm3, raskusjõud planeedi pinnal 2,528g, paokiirus 59,5 km/s, keskmine pinna­tem­­peratuur -108°C, atmosfäärirõhk pinnal[2] 1 atm.

Jupiter on Päikesesüsteemi kõige suurem planeet – tema läbimõõt 11,2 korda suurem kui Maal, mass aga vaid 318x suurem kui Maal. Jupiter on koguni nii suur, et tema sisse mahuksid lahedasti ära kõik üle­jäänud 7 planeeti oma kaaslastega, Päikesesüsteemi väikekehadest rääkimata.

Jupiteri pöörleb oma suuruse kohta väga kiiresti – tema pöörlemisperiood (ööpäev) vaid umbes 10 tundi. Planeedi pöörlemistelje tasand on risti orbiidiga – Jupiteril puuduvad aastaajad.

Jupiter koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist, kui tema mass oleks moodustamise hetkel olnud veidi suurem, võinuks temast saada täht.

Jupiteril puudub (tõenäoliselt) konkreetne pind – tihe atmosfäär läheb sujuvalt üle vedelaks keskkonnaks. Jupiteri pinnaks loetaksegi tinglikult piirkonda, kus tema atmosfääri rõhk on võrdne Maa atmosfääri rõhuga – sellest „sügavamale“ liikudes rõhk suureneb, kõrgemale „pilvedesse“ tõustes aga alaneb.

Jupiteri pinnatemperatuur on umbes  -100°C, kuid see on palju kõrgem kui oleks ainult Päikeselt saadavast energiast. Tõenäoliselt saab Jupiter lisaenergiat tema kokku tõmbumisel vabanevast potentsiaalsest energiast, mingisuguse panuse annab ka kasvu­hoone­efekt, sest Jupiter atmosfääris leidub metaani, ammo­niaaki, etaani ja veeauru, kuid seda proportsionaalselt mitte just ülemäära suurtes kogustes.

Jupiteri ümbritseb rõngaste süsteem, tema ümber tiirleb vähemalt 63 looduslikku kaaslast. Suurimad neist: Io, Europa, Ganymedes, Callisto on suuruselt võrreldavad Merkuuriga

Jupiteri kahtlemata iseloomulikuimaks tunnuseks on tema Suur Punane Laik – see on Jupiteri atmosfääris möllav hiiglaslik keeristorm, mis on kestnud juba vähemalt 300 aastat. Sellesse tormi mahuks vabalt sisse ka Maa. Tormituulte kiirus laigus küünib üle 400 km/h (üle 100 m/s).

Saturn

Tähtsaimad karakteristikud:  kaugus Päikesest 9,58 AU, kiirus orbiidil 9,7 km/s, tiirlemisperiood 29,5 Maa-aastat, kaaslaste arv 62, läbimõõt 9,45 Maa läbimõõtu, mass 95,2 Maa massi, tihedus 0,69 g/cm3, raskusjõud planeedi pinnal 1,07g, paokiirus 35,5 km/s, keskmine pinna­tem­­peratuur -139°C, atmosfäärirõhk pinnal (vt Jupiteri kommentaari) 1 atm.

Tuntud kui „rõngastega“ planeet – lisaks selgelt nähtavale rõngaste süsteemile (fotol on rõngad arvutiga töödeldud – erineva tihedusega piirkonnad on toonitud erinevalt) on Saturnil ka vähemalt 62 „kuud“, mõni nendest isegi suurem kui Merkuur.

Ka Saturn pöörleb kiiresti ümber oma telje, tehes täis­pöörde ca 10 tunniga.

Saturni keskmine tihedus on 0,700 g/cm3 (Maa kesk­mine tihedus ca 5,5 g/cm3) olles sellega Päike­se­süs­tee­mi „hõredaim“ planeet.

Saturni keemiline koostis on peaaegu identne Jupiteri omaga, ka tema temperatuur on pisut kõrgem kui vaid Päikeselt saadava energia arvelt olla võiks. Saturnil, nagu Jupiterilgi puudub tahke pind, samuti möllavad Saturnil suured tormid.

Uraan

Tähtsaimad karakteristikud:  kaugus Päikesest 19,2 AU, kiirus orbiidil 6,8 km/s, tiirlemisperiood 84 Maa-aastat, kaaslaste arv 27, läbimõõt 4,0 Maa läbimõõtu, mass 14,5 Maa massi, tihedus 1,27 g/cm3, raskusjõud planeedi pinnal 0,886g, paokiirus 21,3 km/s, keskmine pinna­tem­­peratuur -197°C, atmosfäärirõhk pinnal (vt. Jupiteri kommentaari) 1 atm.

Uraani avastas üsnagi juhuslikult 1781. aastal William Herschel, pidades seda alguses täheks – tollastes teleskoopides nähti teda valguspunktina nagu tähti, mitte kettana nagu teisi planeete. Tema näiv liikumine lubas teda siiski planeediks liigitada.

Uraanil nähtavad detailid puuduvad – kaasaegsetes teleskoopides näeb teda helesinise kettana. Põhi­koos­tiselt sarnane Jupiteri ja Saturniga – vesinik ja heelium, aga ka atsetüleeni ja metaani, viimasest tuleneb ka planeedi sinine värvus.

Uraan pöörleb suhteliselt kiiresti, tehes täispöörde 16 tunniga. Uraani pöörlemistelg paikneb tiirlemistasandi suhtes väga väikese nurga all – ta nagu veereks mööda orbiiti. Tänu pöörlemistelje orientatsioonile on Uraanil sarnaselt Maa poolustele polaarpäev ja polaaröö, mille kummagi kestvus on 42 Maa-aastat.

Ka Uraanil on rõngaste süsteem, paraku on need rõngad väga halvasti vaadeldavad.  Sarnastelt eelmistele „suurtele“ on Uraanil vähemalt 15 looduslikku kaaslast. Uraani magnetpoolused asuvad (erinevalt enamikust teistest planeetidest) pöörlemispoolustega võrreldes suure (ca 60°) nurga all.

Neptuun

Tähtsaimad karakteristikud:  kaugus Päikesest 30,1 AU, kiirus orbiidil 5,4 km/s, tiirlemisperiood 168,4 Maa-aastat, kaaslaste arv 14, läbimõõt 3,8 Maa läbimõõtu, mass 17,1 Maa massi, tihedus 1,64 g/cm3, raskusjõud planeedi pinnal 1,14g, paokiirus 23,5 km/s, keskmine pinnatemperatuur -201°C, atmosfäärirõhk pinnal (vt. Jupiteri kommentaari) 1 atm.

1846.a arvutasid (teineteisest sõltumatult) John Adams ja Urbain Le Verrier välja Uraani mõjutaja teoreetilise asukoha, kust Johann Galle ta leidiski.

Neptuunil, nagu teistelgi hiidplaneetidel on nõrk rõngaste süsteem ja vähemalt 14 kaaslast.

Oma koostiselt ja omadustelt sarnaneb Jupiteri, Saturni ja Uraaniga. Neptuunil on samuti avastatud torme, on jälgitud ka ühe suure tormi (nn „must laik“) lagunemist väiksemateks atmosfäärikeeristeks.

Päikesesüsteemi väikekehad

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:

77_titius-bode

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.

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.

Komeedi tuum ja kooma

Komeeti saatev saba on neile iseloomulikuks tunnuseks.

Komeedi saba on alati suunatud Päikesest eemale

Komeetide tiirlemisperioodid võivad olla kas:

  • lühikesed – see tähendab 20 … 200 aastat – näiteks Halley komeet, Hyakutake komeet, Hale-Bopp. Selliste komeetide orbiit ulatub kaugeimas punktis napilt Jupiteri orbiidi taha.
  • pikad – see tähendab üle 200 aasta – näiteks McNaugh’i komeet (92,6 tuh. aastat), Westi komeet (6 milj. aastat). Nende orbiit ulatub kaugeimas punktis kaugele Päikesesüsteemist välja

Leidub ka ühekordseid, mitteperioodilisi komeete, mille orbiit pole ellips vaid parabool (või koguni hüperbool) – sellistele komeetidel pole antud nime vaid neid tähistatakse C2000, C2001 jne.

Meteoorid ja meteoriidid

Meteoorid on peamiselt asteroidide vööst pärit kosmiline „prügi“, mis sattudes Maa raskusvälja tõttu Maa atmosfääri kuumeneb ja süttib. Meteoore ehk „langevaid tähti“ on selge taeva korral võimalik märgata peaaegu igal öösel.

Kaks korda aastas läbib Maa meteooride vööndit – perseiide (juuli lõpp … augusti keskpaik) ja leoniide (novembris), siis võib ühe tunni jooksul loendada tuhandeid meteoore.

Meteoriidid on sellised meteoorsed taevakivid, mis ei jõua atmosfääris ära põleda ning jõuavad see­tõt­tu maapinnale. Igal aastal langeb Maale sadu tonne meteoriite. Juuresolevas videos on filmitud meteo­rii­tide sadu, mis leidis aset 15. veebruaril 2013. aastal Tšeljabinski linna (Venemaa) lähistel

Suurimate meteoriitide kokkupõrked maapinnaga võivad tekitada suuri Maapinnale suuri löök­kraat­reid ja ökokatastroofe.

Tuntuimad meteo­riidi­kraatrid on Kaali (Saaremaal) ja Arizona (USA); suurim on arvatavasti Vrede­fort’i kraater, mille läbimõõt on ca 300 km ning mis tekkis arvatavasti umbes 2 miljardit aastat tagasi kokkupõrkel objektiga, mille läbimõõt oli 5 … 10km.

Kaali meteoriidikraater

Arizona meteoriidikraater

Vredefort’i kraater


Päikesesüsteemi tekkimise hüpoteesid

Erinevad teadlased, ja mitte ainult astrofüüsikud, on juba aastasadu püüdnud Päikesesüsteemi tekkimist kirjeldada. Olgu siinkohal toodud neist vaid mõned täpsemad või efektsemad.

Päikesesüsteemi mudel

Millistele küsimustele peab vastama Päikesesüsteemi mudel?

  • Miks asuvad planeetide orbiidid (peaaegu) ühes tasandis, mis ühtib Päikese ekvatoriaal­tasandiga?
  • Miks kõik planeedid tiirlevad ümber Päikese ühes suunas, mis ühtib Päikese pöör­lemis­suun­aga?
  • Miks moodustavad planeedid koos oma kaaslastega Päikesesüsteemi sarnaseid süsteeme?
  • Miks moodustab Päike ca 99,9% süsteemi massist, kuid süsteemi liikumishulgast ca 98% lan­geb planeetide arvele
  • Miks jagunevad planeedid oma suuruse ja tiheduse järgi kahte gruppi – Maa-sarnased (esimesed 4) ja hiidplaneedid (kaugeimad 4)?

Kuna Päikesesüsteemi tekkimise kirjeldust ei ole võimalik katseliselt kontrollida, siis peab tema tekkimist kirjeldav hüpotees rahuldavalt vastama vähemalt neile küsimustele.

Kanti nebulaarhüpotees

Saksa filosoof Immanuel Kant esitas 1755. aastal hüpoteesi, et Päikesesüsteem tekkis algselt suure ja hõreda gaasipilvena (ladina keeles nebula), mis iseenda gravitatsiooni mõjul kokku tõmbudes muutus üha lapikumaks ja üha kiiremini pöörlevaks kettaks. Ketta keskele tekkis Päike, tsentrist kaugemal kontsentreerusid planeedid.

Laplace’i nebulaarhüpotees

Prantsuse õpetlane Simon de Laplace esitas oma hüpoteesi 1796. aastal, selle kohaselt: tekkis Päike gaasipilve kokku tõmbumisel. Mida rohkem pilv kokku tõmbus, seda kiiremini Päike pöörlema hakkas. Teatud hetkel ei suutnud Päike oma välimisi kihte gravitatsiooni jõuga kinni hoida ja need paiskusid eemale, moodustasid ketta ja seal hakkasid tekkima planeedid, sama mehhanism kordus planeetide kaasalaste (kuude) tekkimisel.

Liikumishulga paradoks

Suletud süsteemi liikumishulk, mis koosneb tiirlemisega ja pöörlemisega ja kehade massidega seotud komponentide summast, on jääv suurus. Seega kui vaadelda Päikesesüsteemi keskel asuva ja oma telje ümber pöörleva Päikese ja tema ümber tiirlevate ja oma telje ümber pöörlevate planeete liikumishulki, siis peaks nebulaarteooriatest lähtudes moodustuvas Päikesesüsteemis suurem osa liikumishulgast „kuuluma“ Päikesele ja väiksem osa planeetidele. Tegelikkuses moodustab Päikese liikumishulk vähem kui 3% süsteemi omast. Seega pole kumbki nebulaarhüpotees täielikus kooskõlas vaatlusandmetega.

Katastroofihüpoteesid

Liikumishulga paradoksi kõrvaldamiseks on pakutud välja erinevaid hüpoteese, mis kõik põhinevad mingisugusel juhuslikul sündmusel, mille käigus planeedid saavad oma suure liikumishulga väljastpoolt.

Georges Buffon (1745) – Päike oli alguses üksi, aga ta põrkus kokku hiidkomeediga. Päikesest välja paiskunud ainest moodustusidki planeedid.

Thomas Chamberlin (1899) – Päikesest möödus mingi väga suure massiga täht, mis oma gravitatsiooniga „imes“ välja osa Päikese ainest, millest saidki tekkida planeedid

Svante Arrhenius (1913) – põrkusid kokku ja liitusid kaks tähte, tekkis Päike ja põrkest laiali paiskunud ainest tekkisid planeedid

Otto Schmidt (1943) – Päike läbis teele jäänud hiiglaslikku kuid hõredat gaasipilve, selle kondenseerumisel ja paakumisel tekkisid planeedid jms

Fred Hoyle (1944) – Päike oli alguses kaksiktäht, mille suurem paariline plahvatas. Plahvatuse tulemusena paiskusid tähed laiali, kuid Päikese ümber jäi piisavalt materjali planeetide jms tekkeks.

Kõik nn „katastroofihüpoteesid“ põhinevad oletusel, et Päikesesüsteemi tekkimisel polnud tegu suletud süsteemiga ning on rikutud liikumishulga jäävuse seadust. Igaüks neist võimaldas vastata ühele või mõnele mudelile esitatud küsimusest, kuid mitte kõigile korraga – seega ei saa ka ühtegi katastroofihüpoteesi lugeda Päikesesüsteemi tekkimise kirjeldamiseks piisavalt täpseks.

Magnetpiduri hüpotees

Hüpoteesi idee autor on Norra virmaliste uurija Kristian Birkeland, seda lihvisid hiljem astrofüüsikud hollandlane Hendrik Petrus Berlage, rootslane Hannes Alfvén ja inglane Fred Hoyle, samuti eestlane Ernst Öpik. Selle hüpoteesi kohaselt: tekitavad Päikesest välja lenduvad ioonid ümber Päikese elektriliselt laetud pöörlevad gaasirõngad, milles gravitatsioonijõudude tulemusena tekivad planeedid ja mille magnetväli pidurdab Päikese pöörlemist. Planeedid (ja teised süsteemi kuuluvad väikekehad) vahetavad Päikesega ainet ja selle tulemusena planeetide kogumass väheneb.

Tuleb tõdeda, et teooria oli küll efektne, paraku aga kaugel täiuslikust.

Protoplanetaarne teooria

Ehkki astrofüüsikud pole veel täiuslikult suutnud vastata kõikidele Päikesesüsteemi tekkimise ja evolutsiooniga seonduvatele küsimustele, on teadlaste hulgas enim poolehoidu kaasaegne Protoplanetaarne teooria, mille kohaselt:

(1) Pöörlev vesinikust ja heeliumist gaasipilv (nebula) hakkas iseenda raskusjõu mõjul kon­den­see­ruma, tekkisid hiigelsuured tähed, mis kiiresti „läbi põlesid“ ja oma elu plahvatusega lõ­pe­ta­sid.

(2) Plahvatades tekkisid raskemast keemilistest elementidest koosnevad pilved, mis hakkasid kokku tõmbuma – tekkisid kaasaegsete tähtede eellased – prototähed, mis olid ümbritsetud hõ­redamast materjalist kettataolise pilvega

(3) Prototähe temperatuuri tõustes hakkas kettas asuv gaas ioniseeruma, tema magnetväli pi­dur­das prototähe pöörlemise kuid kiirendas kettas asuva aine pöörlemist

(4) Pöörlevas kettas hakkasid tekkima tihendused – nn protoplaneedid, kusjuures tihedam materjal koondus tähele lähemale, kergem aga sellest eemale (sama toimus protoplaneetide kuudes)

(5) Tähe kiirgus „puhastas“ süsteemi üleliigsest materjalist – algsest väljaspool tähte asunud massist jäi alles vaid 1/1000

(5) Süsteem stabiliseerus ja jahtus – kokku kulus selleks 50 … 100 miljonit aastat.

Eksoplaneedid

Eksoplaneet või ekstrasolaarne planeet, on planeet, mis ei tiirle mitte ümber Päikese vaid tema tiirlemise tsentriks on mõni teine täht. 22. juuli 2014 seisuga on avastatud üle 1800 eksoplaneedi, mis oma­korda moodustavad vähemalt 1100 Päikesesüsteemi laadset planeedisüsteemi.

USA kosmoseagentuur NASA saatis 2007. aasta kevadel teele kosmoseteleskoobi Kepler (pildil), mille ülesandeks on otsida ja leida uusi eksoplaneete. Keplerilt saadud andmeid töödeldakse pidevalt, kuid juba praegu võib ennustada, et nende põhjal tuvastatakse lähiajal veel paartuhat eksoplaneeti.

Ainuüksi meie tähesüsteemis – Linnutees – on umbes 200 miljardit tähte. Teadlaste hinnangul on ekso­planeetide keskmine esinemissagedus 1 planeet tähe kohta. Loomulikult on tähti, mida ümbritseb oluliselt enam planeete, aga küllap on piisavalt ka selliseid, millel pole ühtegi planeedist kaaslast.

Jättes kõrvale väga suured ja kuumad, samuti väga väikesed ja külmad tähed, võib teadlaste hin­nan­gul olla Linnuteel vähemalt 11 miljardit tähte, mille läheduses on planeete, mis asuvad sarnastes tingimuses nagu on Maal meie Päikesesüsteemis. Ainuüksi meie „lähimas“ naabruses raadiusega 10 … 15 valgusaastat võib olla 1 … 5 Maale sarnastes tingimustes asuvat eksoplaneeti (pildil siiski vaid kunstnike ettekujutus eksoplaneetidest).

Teades, et hinnanguliselt võib Universumis olla 500 miljardit (ca 5×1011) galaktikat, milles igaühes on hinnanguliselt keskmiselt 1010 tähte, võib maailmaruumis olla kokku 5×1022 tähte, aga neid võib olla ka (mitme) suurusjärgu võrra rohkem või siis vähem – järelikult kui arvutame mitu Maa sarnast planeeti Universumis kokku olla võib, peaksime kõnelema (2 … 3)∙1022 eksoplaneedist.


Tähed


Päike – Maale lähim täht

Päike on Maale 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.

Tähesuurus

Tähed moodustavad 95% sellest, mis Universumis näha, kuid nende mass on väiksem kui 10% Universumi massist, mis moodustab ülejäänud 90+%, on hetkel veel ebaselge. Seda tänaseni tundmatut „ollust“ tuntakse ka kui tumeainet või tumeenergiat.

Seda kui heledana me tähte taevavõlvil näeme, iseloomustatakse näiva tähesuurusega m (ülaindeksina näiteks 2m). Mida heledam on täht, seda väiksem on tema tähesuurus.

Kui kahe tähe tähesuuruse vahe on 1m, on nendelt meie silma langeva valgusvoo erinevus umbes 2,5 kordne  (2,512Δm). Näiteks:

  • Päikese tähesuurus -26,6m, Kuul -12,7m à Päikese ja Kuu tähesuuruste vahe 13,9m à Päikeselt jõuab meie silma valgusvoog, mis on ca 3,7·105 korda võimsam
  • Päikese tähesuurus -26,6m, Põhjanaelal 1,8m àPäikese ja Põhjanaela tähesuuruste vahe 28,4m à Päikeselt jõuab meie silma valgusvoog, mis on ca 2,3·1010 korda võimsam.

Mitu tähte on taevas?

Inimsilmale nähtav Näiv tähesuurus Tähtede arv (hinnanguline)
JAH −1.0 1
0.0 4
1.0 15
2.0 50
3.0 200
4.0 500
5.0 1 600
Ainult väga heade vaatlustingimuste korral 6.0 4 800
6.5 9 100
EI 7.0 14 000
8.0 42 000
9.0 121 000
10.0 340 000

Hinnanguliselt võib Universumis olla 500 miljardit (ca 5×1011) galaktikat, milles igaühes on hinnanguliselt 1010 tähte – seega võib maailmaruumis olla kokku 5×1022 tähte? Aga neid võib olla ka (mitme) suurusjärgu võrra rohkem või siis hoopis vähem.

Tähtede tegeliku heleduse võrdlemiseks kasutatakse absoluutset tähesuurust – so näiv tähesuurus, millisena paistaks vaadeldav täht Maast 10 pc (32,6 ly) kaugusel.

Päikese absoluutne tähesuurus on 4,75m, öötaeva ühel heledamal tähel Vegal aga 0,58m. Suurima teadaoleva absoluutse heledusega objekt on hiiglaslik elliptiline galaktika M87, mille absoluutne tähesuurus on -22m, mis paistaks meile 10 pc kauguselt umbes 5∙1010 korda heledam kui samal kaugusel asuv Päike.

Tähe spektriklassid

Teiseks tähtsaimaks tähte kirjeldavaks karakteristikuks tähe heleduse kõrval on tähe spekter, mis annab uurijatele detailse ülevaate nii tähe keemilisest koostisest, massist (mis on seotud läbimõõduga) kui kirjeldab tähe nähtavat värvust (pinnatemperatuuri).

Erineva spektriklassi tähti tähistatakse suurtähtedega: O, B, A, F, G, K, M

  • O – sinised, kõige kuumemad (pinnatemp. 25 000 … 50 000K) tähed, koosnevad peamiselt ioniseeritud vesinikust
  • A – sinakasvalged, pinnatemperatuuriga 7500 … 11 000K (spektris H, He ja ioniseeritud Ca) – Veega, Siirius
  • G – kollased 5000 … 6000K (tugevad Ca, K, Fe jpt metallid, H nõrk) – sellesse spektriklassi kuulub Päike
  • M – punased, kõige „külmemad“ (2000 … 3500K) tähed – spektris keerulisemate ühendite (TiO, CN, ZrO) molekulide jooned

Tähti uurides avastati, et nende spektrijooned on võrreldes Maal tekkivate samade ainete spektritega nihkunud pikemalainelisemaks – tegu on Doppleri efektist tuleneva punanihkega.

Teatavasti sõltub kiiratava laine lainepikkus laineallika liikumiskiirusest ja liikumissuunast vaatleja suhtes. Kui allikas läheneb, siis tajume laineid lühemalainelisena, kui kaugeneb, siis pikemalainelisena. Tähtede spektrite punanihe näitab, et kõik tähed justkui eemalduksid meist. Mida kaugemal vaatlejast täht asub, seda suurem on tema punanihe. Avastatud nähtus kinnitas paisuva Universumi teooriat.

Teised tähed

Tähe poolt kiiratavate spektrijoonte ja tähe liikumise põhjal on võimalik hinnata nii tähtede mõõtmeid (läbimõõtu) kui ka massi. Taoliste mõõtmiste põhjal võime öelda, et tähed on väga-väga erineva suurusega.

Läbimõõdult suurimaid tähti nimetatakse (üli)hiidudeks. Nende läbimõõt on tavapäraselt 10 … 100 korda suurem kui Päikesel. Läbimõõdult väikseimaid nimetatakse kääbusteks ja nende läbimõõt on kõigest umbes 10% Päikese omast.

Tähti uurides selgus, et tähtede masside erinevus on mõõtmete erinevusest väiksem, jäädes vahemikku 0,1MPäike … 40MPäike.

HR diagramm

Analüüsinud tähtede absoluutset heledust, spektrit, värvi ja mõõtmeid, märkasid Taani astronoom Ejnar Hertzsprung ja USA astronoom Henry Norris Russell, et tähed moodustavad oma väliste parameetrite (mass, läbimõõt, heledus, värv, tem­pe­ratuur) põhjal seaduspära, mida nimetatakse Hertzsprung–Russelli diagramm e. HRD-ks

HRD peajadal asuvate tähed on väga stabiilsed (pikaealised), sellelt välja jäävad tähed on ebastabiilsed (lühikese elueaga).

Tähtede energiaallikad

Tähtedel on peamiselt kaks energiaallikat:

  • gravitatsioonilisel kokkutõmbumisel vabanev energia ja
  • tähe sisemustes toimuvate tuumade sünteesireaktsioonidel vabanev seoseenergia.

Suured gaasilised kehad nagu tähed tõmbuvad iseenda raskuse mõjul kokku, nende potentsiaalne energia väheneb – vahe kiiratakse maailmaruumi tavaliselt elektromagnetkiirgusena. Tähelaadseid objekte, mille maa­ilmaruumi kiiratavast energiast suurem osa tuleneb kokku tõmbumise energiast, nimetatakse prototäheks.

Tähtede peamiseks energia allikaks on siiski nende sise­mu­ses toimuvad kergete tuumade sünteesi­reakt­si­oonid ehk ter­motuumareaktsioonid.

Termotuumareaktsioonides muundub vesinik esmalt heeliumiks, mis omakorda muundub hiljem raskemateks keemilisteks elementideks. Raskemad elemendid tekivad tähe tsentrile lähemal, kergemad elemendid tsentrist kau­gemal (vt joonist).

Reaktsioonide käigus vabanev energia suundub tähe südamikust tähe pinna suunas, avaldades seejuures täheainele märgatavat rõhku. HRD peajadal asuvate tähtede puhul on tähte kokku suruv  gravitatsioonijõud täpselt sama suur kui termotuumareaktsioonide käigus vabaneva ja tähest välja suunduva energia (kvantide) rõhumisjõud.

Tähtede evolutsioon

Tähe „elukaar“ koosneb järgmistest etappidest:

  1. Universumis leidub piirkondi (ürgtähtede jäänused), mis on täidetud külma ja hõreda gaasiga. Siiski ületab sellise gaasipilve tihedus kordades Universumi keskmist.
  2. Gaasiosakeste soojusliikumise tõttu tekivad gaasipilves tihedamad piirkonnad, mis hakkavad tänu oma gravitatsioonile iseeneslikult kasvama.
  3. Tiheneva pilve potentsiaalne energia kahaneb ning vabaneb soojusena – gaasikera temperatuur hakkab kasvama – sünnib prototäht.
  4. Prototäht tiheneb, tema pinnatemperatuur ja ka sisetemperatuur suurenevad. Teatud hetkel saavutatakse prototähe sisemuses tingimused, mis on vajalikud termotuumareaktsioonide käivitamiseks – prototähest saab „päris“ täht.
  5. Termotuuma reaktsioonide käigus vabanev energia hakkab tungima tähe pinnale avaldades seejuures ümbritsevale keskkonnale rõhku. Kui energia rõhumisjõud saab võrdseks iseenesliku kokkutõmmet põhjustava gravitatsiooniga, saabub tähe tasakaaluolek ning täht jõuab HRD peajadale.
  6. Tähes toimuvate termotuumareaktsioonide käigus tekib üha raskemaid keemilisi elemente, paraku vabaneb raskemate elementide tekkel vähem energiat kui kergemate tekkel ning tuuma välisosa hakkab paisuma.
  7. Ammendanud kogu „termotuumakütuse“ jätkub tähe evolutsioon sõltuvalt tema massist järgmiselt

(7.1) täht jahtub aeglaselt (kui tähe mass on väiksem kui Päikese mass) muutudes lõpuks pruuniks kääbuseks.

(7.2) täht heidab ära oma pindmised kihid ja ja plahvatab noovana või supernoovana (vaata ka pikka ca 45 min videot) ning pärast plahvatust jääb alles kas:

Ülitihe ja ülikuum tuum (valge kääbus), mis kiirgab ümbritsevasse keskkonda alguses röntgenkiirgust, siis aina pikalainelisemat (külmemat) kiirgust kuni lõpuks täielikult jahtub (pruun kääbus) – mass kuni 100 Päikese massi või

Must auk (vaata ka videot) – mass üle 100 Päikese massi

Mida suurem on tähe mass, seda kiirem on elukaar sünnist surmani (so termotuuma-reaktsioonide lõppemiseni.

Juuresolevast videost saab näha täispikka (45min) selgitust tähe elukaare kohta

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=3·108 m/s – valguse kiirus vaakumis

Näiteks Päikese Schwarzschildi raadius on 2 950 m, Maa oma aga 9 mm. Võib vaid ette kujutada milline peab olema ühe musta augu tihedus, et ta saavutaks eespool kirjeldatud omadused.


Tähesüsteemid ehk galaktikad


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 kuup­parsekis)
    • 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)

Teised galaktikad

Lisaks Linnuteele, on öötaevas näha ka teisi „udusid“

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
Elliptiline galaktika NGC1407 (tuntud ka kui Sombreerogalaktika) Neitsi tähtkujus Spiraalgalaktika M77 (NGC 1068) Vaala (Cetus’e) tähtkujus Korrapäratu galaktika NGC 3738 Suure Vankri tähtkujus

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.

Tumeaine

Maal kasutame keha massi mõõtmiseks sellele mõjuvat raskusjõudu – võrdleme Maa külgetõmmet kehale ja kaaluvihile. Ehkki planeete, tähti või galaktikaid ei saa asetada kaaludele, kasutatakse ka kosmilistes mastaapides kehade kaalumisel gravitatsioonijõudu.

Kui on tegemist kaksiksüsteemidega nagu planeet-kaaslane, täht-planeet, kaksiktähed jne, saab nende massi määrata kaaslase orbiidi elliptilisuse ning tiirlemisperioodi põhjal.

Galaktikate puhul on olukord keerulisem, sest enamasti pole neil kaaslasi, mis nende ümber tiirleksid, ka võtaks ühe täistiiru jälgimine miljoneid aastaid. Galaktikate (ja teiste eriti kaugete) objektide puhul kasutatakse nende massi hindamisel nende poolt kiiratavat kiirgushulka ehk mass-heleduse suhet, millega on tähtede ja tähesüsteemide mass küllaltki täpselt määratletud.

Galaktikad koonduvad galaktikaparvedesse. Ühes parves võib olla sadu, isegi tuhandeid galaktikaid – näiteks 140 miljoni parseki kaugusel asuvas Coma parves on loetud kokk üle kümne tuhande galaktika.

Galaktikaparvede uurimisel selgus, et nende mass-heleduse suhe on umbes sada korda väiksem oodatust – nende aine kiirgusvõime tundus olevat sadu kordi nõrgem kui tähtedel ja galaktikatel. Seda silmale ja teleskoopidele nähtamatut materjali on hakatud kutsuma varjatud massiks ehk tumeaineks ehk tumeenergiaks. Justnimelt tumeainet peetakse galaktikaparvede moodustumise peamiseks põhjuseks – kui seda poleks, hajuksid galaktikad „vaid“ mõne miljardi aastaga.

Tumeaine otsingute käigus avastas teadlaste rühm Jaan Einasto juhtimisel, et ta pole mitte kogunenud galaktikate südamikesse või hajunud ühtlaselt galaktikate sees vaid ümbritseb neid ulatudes suurte kaugusteni galaktikate tsentrist mõõdetuna – 250 kpc raadiusega galaktikaparves osutus massi olema vähemalt kümme korda rohkem kui võis arvata tema ereduse järgi. Kusjuures kehtib seos – mida eredam on galaktika, seda rohkem tumeainet teda ümbritseb.

Kuna Universumi evolutsioon tulevikus sõltub Universumi massist, siis just tumeaine massi täpne määramine saab olema määrava tähtsusega faktoriks milline Universumi tulevikustsenaariumitest rakendub.


Universumi struktuur


Universum tähendab ladina keeles „kõiksust“ või „kõike mis üldse olemas on“. Väga pikka aega oletati, et Universum on homogeenne – see tähendab tähed ja galaktikad täidavad Universumis kõikides suundades ning kõikides mastaapides suhteliselt ühtlaselt.

XX sajandi keskel näitasid George Abell ja Fritz Zwicky, et galaktikad ei paikne sugugi ühtlaselt, vaid on koondunud parvedesse. Tekkis küsimus, et ka Universumis leidub galaktikaparvedest veelgi suuremaid struktuure – nii nimetatud superparvi.

Galaktikaparvede asetust analüüsides jõudis teadlaste rühm, mida juhtis Jaan Einasto ning kuhu kuulusid veel Mihkel Jõeveer ja Erik Tago järeldusele, et galaktikaparved asuvad ruumis ahelatena, mille vahele jäävad hiiglaslike mõõtmetega tühikud, mille läbimõõt ulatub sadadesse mega­par­se­kitesse (106pc).

Universumi taolist ehitust on hakatud kutsuma kärgstruktuuriks – galaktikaparved moodustavad nagu vaha mesilase kärjekannudes seinad, mee rollis on aga peaaegu ideaalne vaakum – see tähendab seal ei ole aineosakesi, tähtedest ja galaktikatest rääkimata.

Suur Pauk

Uurides galaktikate liikumist Päikesesüsteemi suhtes avastati, et mitte ainult kõik tähed Galaktikas ei eemaldu Päikesest vaid ka kõigi galaktikate spektrid on tugevas punanihkes – ehk enamik galaktikad eemalduvad meist (ja ka üksteisest)

See fakt on aluseks teooriale, mille kohaselt sai meie Universum alguse ühest ruumipunktist, mis mingil põhjusel paisuma hakkas. Selle paisumise alghetke nimetatakse Suureks Pauguks – sünd­mu­seks, milles said samaaegselt alguse nii ruum, aeg kui ka aine. Kuna aeg saab alguse Suurest Paugust, ei saa me esitada küsimust „mis oli enne seda?“

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<<10-50cm?)
  • t=10-32s à ülikuumas ja tihedas massis tekivad kvargid (T=1028K; d=10-34m)
  • t=10-5s à „kvargisupis“ hakkavad tekkima kvark-kolmikud – prootonid ja neutronid (T=1012K; d=10-4m)
  • t=3000 a à „elementaarosakeste supis“ hakkavad tekkima neutraalsed aatomid, Universum muutub kiirgusele läbipaistvaks (T=1000K; d=10-2m)
  • t=300 000 a à „ürgaine“ koguneb rakuseintesse – tekib Universumi kärgstruktuur (T=3500K)
  • t=200 mln a à hakkavad tekkima tähed ja galaktikad (T=27K)

Universumi praegust vanust hinnatakse ca 14 miljardile aastale, keskmine temperatuur 2,7K, (nähtava osa) läbimõõt 93 mlrd valgusaastat. NB! Universumi väga varajases staadiumis toimunud arengu kirjeldamiseks on kasutusele võetud „inflatsioonilise arengu etapp“ – see on ajavahemik, mille jooksul Suures Paugus tekkinud ruum paisus valguse kiirusest kiiremini, mistõttu pole meil lootuski vaadelda Universumi äärealasid.

Mis juhtub Universumi arenguga edasi, sõltub Universumi massist – paraku ei suuda astrofüüsikud täna veel täpselt Universumi kogumassi hinnata.

Põhimõtteliselt on Universumi arengus kaks võimalikku stsenaariumi:

  1. SUUR TARDUMINE (ka LÕPUTU PAISUMINE) – kui  Universumi mass on teatavast kriitilisest massist väiksem, siis jätkab ta paisumist ja jahtumist kuni saavutatakse temperatuur 0K, mille juures soojus­lii­ku­mi­ne lakkab .
  2. SUUR KOLLAPS – kui Universumi mass on sellest kriitilisest massist suurem, siis võib teatud ajahetkel paisumine asenduda kokku tõmbumisega, Universumi temperatuur hakkab tõusma ning see kokku tõmbumine lõppeb samuti kogu olemasoleva koondumisega ühte punkti – sarnasesse, millest Suur Pauk Universumi tekitas.

Paljusid vaevab küsimus: „Kas on olemas teisi universumeid?“ Võimalik, et on olemas lõpmatul hulgal universumeid, kuid paraku pole meie Universumis viibival vaatlejal vähemalt praeguste teadmiste kohaselt põhimõtteliselt võimalik nende olemasolu kohta informatsiooni saada.


Antroopsusprintsiip


Universumit ja selles toimuvat uurides on teadlasi ikka vaevanud küsimus – miks on Maailm just selline nagu ta on.

1973. aastal sõnastas Brandon Carter nn antroopsusprintsiibi, mille kohaselt on Universumi ehitus ja areng täpselt sellised, et seal saaks eksisteerida inimene (vaatleja)

Antroopsusprintsiip ei ole füüsika- ega ka teiste loodusseaduste abil tõestatav, kuid temast lähtuvalt on võimalik selgitada nii tähtede, galaktikate, Päikesesüsteemi kui ka elu tek­ki­mist.

Elu ja eriti selle kõrgeimate – mõistusega vormide tekkimine – nagu me näinud oleme, on mistahes teiste loodusseaduste (energia jäävuse seadus, ter­mo­dü­naa­mika II seadus jne) vastane.



[1] Horisondisihiline kiirus, mis on tarvis anda kehale, et ta end Maa vm planeedi gravitatsiooniväljast lahti rebiks. See on vähim kiirus, mille korral ei kuku keha planeedi pinnale ega jää ümber selle ringjoonelisel või elliptilisel orbiidil tiirlema.

[2] Jupiteri jt hiidplaneetide pinnaks loetaksegi tinglikult piirkonda, kus tema atmosfääri rõhk on võrdne Maa atmosfääri rõhuga