Linnutee

Allikas: Vikipeedia
Disambig gray.svg  See artikkel räägib galaktikast; tänavate kohta vaata artiklit Linnu tee; Luis Buñueli filmi kohta vaata artiklit Linnutee (film); eesti ansambli kohta vaata artiklit Linnu Tee

Kunstniku kujutus Linnuteest

Linnutee ehk Galaktika on miljardite kaugete tähtede ühtesulav valgus, st Linnutee on tähesüsteem. See sisaldab ka meie Päikesesüsteemi. Eestis kutsutakse seda ilmselt lindude rändega seoses Linnuteeks (kui rändlindudele suuna näitaja), paljudes teistes maades kreeklaste eeskujul Piimateeks (kr. Galaktikos, ingl. Milky Way, sks. Milchstrasse).[1] Seda selle tõttu, et ta on nähtav öösel nõrgalt ebaühtlaselt helenduva vööna. Hiinas ja Jaapanis kutsutakse seda hõbedaseks jõeks.

Galaktika näeb välja selline Maa asukoha tõttu. Maa asub Galaktika keskpunktist kahe kolmandiku kaugusel kogu Galaktika suurusest, selle tasandi läheduses, seesmise Orioni haru (asub Orioni tähtkuju suunas) ja välimise Perseuse haru vahel.

Linnutee on varbspiraalne (SB) galaktika, läbimõõduga umbes 30 kiloparsekit ehk 100 000 valgusaastat ja 1 kpc ehk 3 262 valgusaasta paksune, sisaldades 200–400 miljardit tähte[2]. Olenevalt struktuurist, pöörlemisperiood on 15–50 miljonit aastat, lisaks liigub ta kiirusega 552–630 km sekundis. Vanuseks loetakse ligikaudu 13,2 miljardit aastat, peaaegu sama vana kui Universum. Linnutee on suuruselt teine galaktika Kohalikus Galaktikarühmas.

Väljanägemine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Vaade Linnuteele Amburi tähtkuju suunas valgusreostuseta alal ( Black Rock kõrb, Nevada).

Kõik tähed, mis on nähtavad tähistaevas, on osa Linnutee Galaktikast. Mõiste „Linnutee“ on määratletud taevas nähtava valge nõrgalt helenduva ebaühtlase vööna.[3] Selle heleduse põhjuseks on tohutu arv palja silmaga eristamatuid tähti ja muud materjali, mis asub galaktilisel tasandil. Maalt vaadeldaval taevasfääril on ka tumedad alad nagu Suur lõhe ja Söekott, mis on tegelikult tumedad udukogud, kust valgus tähtedelt on blokeeritud. Linnuteel on küllaltki väike pinnaheledus, magnituudidga +4,5 kuni +5. Linnutee nähtavus on suuresti mõjutatud sellest, et kui hele öötaevas on kuupaistest ja valgusreostusest ehk tehisvalgusest, mis muudab tähistaeva heledamaks. See teeb Linnutee vaatluse tihedamalt asustatud aladel võrdlemisi raskeks, vastupidiselt asustamata aladele, kus ta on väga hästi nähtav.

Linnutee on kõige heledam Galaktika keskpunktis, mis on Amburi tähtkuju suunas. Amburi tähtkujust paistab udune hele vöö lääne suunas, läbides tähtkujusid nagu Skorpion, Altar, Vinkel, Lõunakolmnurk, Sirkel, Kentaur, Kärbes, Lõunarist, Kiil, Purjed, Ahter, Suur Peni, Ükssarv, Orion, Kaksikud, Sõnn, Veomees, Perseus, Andromeeda, Kassiopeia, Kefeus, Sisalik, Luik, Rebane,Nool, Kotkas, Maokandja, Kilp ja tagasi Amburini. See udune kogu jagab öötaeva ligikaudu kaheks võrdseks taevasfääriks, mis viitab sellele, et Päikesesüsteem asub Galaktilise tasapinna ligidal.

Koostis ja struktuur[muuda | redigeeri lähteteksti]

Galaktika koosneb lati-kujulisest tuuma piirkonnast, mida ümbritseb gaasist, tolmust ja tähtedest koosnev ketas. See ketas moodustab neli erinevat spiraalset struktuuri, mis keerduvad logaritmilise spiraalina väljapoole tuumast. Galaktika massijaotus sarnaneb varbspiraalse galaktikaga (alamklass Sbc) vastavalt Hubble'i klassifikatsioonile. Alles 1990. aastatel hakkasid astronoomid kahtlustama, et Linnutee on pigem tünnikujuline kui tavaline spiraalgalaktika. 2005. aastal Spitzeri kosmoseteleskoobiga tehtud vaatlused näitasid, et galaktika kesk latt ongi suurem, kui oli varem arvatud.[4]

Linnutee arvatav mass on varieeruv, olenedes arvutusmeetodist ja kasutatud andmetest. Viimaste arvutuste kohaselt minimaalne Galaktika mass on 5,8x1011 päikese massi (M). Veidi väiksem kui Andromeeda galaktikal.[5][6] VLBA (Very Long Baseline Array) poolt teostatud mõõtetulemuste põhjal, on Linnutee äärepealsete tähtede kiirusteks leitud kuni 254 km/s. See on kiirem kui varem aktsepteeritud arvatav kiirus – 220 km/s.[7] Kuna orbitaalne kiirus sõltub massist, siis see viitab sellele, et Linnutee on arvatust palju massiivsem, peaaegu võrdne Andromeeda galaktikaga, mis on 7x1011 M, ulatusega 160 000 va (50 kpc) keskpunktist. Hiljutine halo tähtede radiaalkiiruse mõõtetulemuse põhjal on Galaktika mass 261 000 va (80 kpc) ulatuses keskpunktist 7x1011M. Enamus Linnutee massist eeldatakse olevat tume aine, moodustades tume aine halo, mis levib suhteliselt ühtlaselt üle 100 kpc kaugusele Galaktika keskpunktist. Üleüldiselt arvatakse Linnutee mass olevat 6x1011 kuni 1x1012 M.[8]

Galaktiline tsenter[muuda | redigeeri lähteteksti]

Linnutee ketas, mis omab galaktilist tsentrit, on diameetrilt 70 000 – 100 000 valgusaastat (20–30 kpc). Täpset kaugust Päikese ja Galaktika tsentri vahel ei ole veel tänaseni ära määratud. Viimaste hinnangute põhjal on selleks vahemaaks kuskil 25 000 – 28 000 va (7.6 - 8.7 kpc).[9] Galaktika tsentris on väga palju tihedat ainet ja on äärmiselt suure massiga. Intensiivse raadiolaine allikas, mida tuntakse Sagittarius A* nime all, arvatakse olevat Linnutee keskpunktiks.[10] Nüüdseks on kindlaks tehtud, et seal asub tegelikult massiivne must auk. Usutakse, et paljudel galaktikatel on ülimassiivne must auk nende tsentrites . Teistes galaktikates paiknevate mustade aukudega võrreldes on see tunduvalt vaiksem ja vaguram.

Gamma-kiirguse mullid[muuda | redigeeri lähteteksti]

9. novembril 2010. aastal astrofüüsik Doug Finkbeiner teatas, et ta on avastanud kaks hiiglaslikku sfäärilist mulli, mis on tekitatud energia purskest Linnutee keskpaiga juurest galaktilise põhja- ja lõunapooluse suunas. Avastuse tegi Fermi gammakiirgust detekteeriva kosmoseteleskoobi poolt väljastatud andmete töötlemisel . Mullide diameeter on umbes 25000 valgusaastat (7,7kpc). Nende päritolu on siiamaani selgusetu.[11][12]

Suurus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Linnutee diameeter on ligikaudu 100 000 ja paksus umbes 1000 valgusaastat (vastavalt 30 kpc ja 0,3 kpc), sisaldades 200–400 miljardit tähte.[13] Tähtede suurusjärk on äärmiselt ebamäärane, kuna paljud väikese massiga tähed, näiteks kääbustähed, on raskesti avastatavad. Meie naabergalaktikas, Andromeeda galaktikas, on võrdluseks umbes triljon tähte.[14][15] Linnuteel puudub terav galaktika serv – raadius, millest alates enam ei leidu tähti – kuna tähed hajuvad sujuvalt raadiuse suurenedes. Näiteks, 40 000 valgusaasta (12kpc) kaugusel galaktika keskpunktist, tähtede tihedus langeb drastiliselt, mille põhjus pole teadlastele veel mõistetav. Viimaste andmete järgi on meie kodugalaktikas vähemalt 50 miljardit planeeti, nendest 500 miljonit planeeti asuvad „eluks kõlbulikus tsoonis” – kaugus tähest, kus Maa taolisel planeedil oleks võimalik omada vedelas olekus vett tema pinnal.

Lihtsustamaks näidet Linnutee suurusest, võib kahandada meie Päikesesüsteemi diameetrit 2,5 cm suuruseks, oleks Linnutee umbes India suurune (3,287 miljonit ruutkilomeetrit) või nagu Suurbritannia, Prantsusmaa, Hispaania, Saksamaa, Itaalia, Poola, Rootsi, Soome ja Norra kokku.

Vanus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Üksikute tähtede vanus Linnutees on ligikaudselt mõõdetud pikaealiste radioaktiivsete elementide abil. Näiteks, kui valge kääbus on tekkinud, siis hakkab toimuma tähe pinnal radioaktiivne jahtumine ja temperatuur langeb sujuvalt. Mõõtes sellist kõige madalama temperatuuriga tähte ja võrrelda seda eeldava algse temperatuuriga, saab arvutada välja tähe vanuse. Sellise tehnikaga arvutati välja meie galaktikas kerasparv M4 vanus, milleks hinnati 12,7± 0,7 miljardit aastat. Kerasparved on Galaktikas ühed vanemad objektid.[16]

2007. aastal hinnati tähe koodnimetusega HE 1523-0901 vanuseks 13,2 miljardit aastat, mis on peaaegu sama vana kui Universum. See vanus määrati UV spektraalanalüüsiga, mis mõõtis spektrikiirte tugevust, mida tekitasid radioaktiivsed elemendid nagu toorium.[17]

Ajalugu[muuda | redigeeri lähteteksti]

William Herscheli poolt 1785. aastal visandatud tähesüsteemi kuju.

Kreeka filosoof Demokritos (450–370 eKr) esitas idee, et hele jutt taevas, mida tunti Linnuteena, võib koosneda kaugetest tähtedest.

Aristoteles (384–322 eKr) uskus, et Linnutee on tekkinud suures koguses tähtede süttimisest, mis olid suured ja väga lähestikku, ning süttimine toimus atmosfääri kõrgemates kihtides (tol ajal peeti selleks Maa jaa Kuu vahelist piirkonda).[18]

Neoplatonistlik filosoof Olympiodorus noorem (umbes 495-570 pKr) kritiseeris Aristotelese ütlust, väites, et kui Linnutee oleks kuualune, siis see peaks ilmuma erinevatel aegadel ja kohtades Maal ja sellel peaks olema parallaks, mida tal ei ole. Tema maailmavaates oli Linnutee taevalik, ehk oli kusagil kaugemal kui Kuu.[19]

Araabia astronoom Alhazen (965–1037 pKr) tegi esimesi üritusi vaatlemaks ja ära mõõta Linnutee parallaksi. Kuna ta leidis, et Linnuteel pole parallaksi, siis järeldas, et ta ei asu Maa atmosfääris, vaid väga kaugel sellest.[20]

Pärsia astronoom Abū Rayhān al-Bīrūnī (973–1048 pKr) käis välja idee, et Linnutee koosneb lõpmatul hulgal hägustest tähtedest.[21]

Andaluusia astronoom Ibn Bajjah ( -1138 pKr) pakkus välja, et Linnutee koosneb paljudest tähtedest, mis asetsevad peaaegu üksteise küljes ja paistavad ühtse koguna refraktsiooni tõttu, mis leiab aset Maa atmosfääris, tõendusena esitledes Jupiteri ja Marsi konjuktsiooni.[22]

Faktiline tõestus, et Linnutee koosneb paljudest tähtedest tuli aastal 1610, kui Galileo Galilei kasutas teleskoopi selle uurimiseks. Ta avastas, et see koosneb suurel hulgal tuhmidest tähtedest.[23]

Thomas Wright spekuleeris (õigesti) aastal 1750 oma teoses "An original theory or new hypothesis of the Universe", et galaktika võib olla pöörlev keha paljudest tähtedest, mida hoiab koos gravitatsioon, sarnaselt Päikesesüsteemiga, kuid palju suuremas mastaabis ja me näeme Linnuteed heleda jutina taevas, sest me ise asume selle sees.[24]

1785. aastal alustas William Herschel erinevatel kaugustel Linnuteest olevate tähtede süstemaatilist loendamist. Saadud andmetes näitas, et tähtede tihedus taevasfääril kasvab järsult Linnuteele lähenedes. Ta seletas seda nähtust oletades, et tähed ei täida ühtlaselt mitte kogu maailmaruumi, vaid on koondunud lõplike mõõtmetega piirkonda. Herschel visandas ka selle tähesüsteemi kuju: lapik ketas, mille paksus on umbes viiendik läbimõõdust. Et Linnutee heledus on kõigis suundades enam-vähem sama, oletati, et Päike asub süsteemi keskpunkti läheduses.

1845. aastal ehitas Lord Rosso uue teleskoobi ning oli võimeline sellega vahet tegema elliptilise ja spiraalse kujuga udukogudel.[25]

1920. aastate alguses Edwin Hubble kasutades Mount Wilson´i observatooriumi 2,5 meetrilist Hooker teleskoopi, suutis teha astronoomilisi fotosid, millelt oli näha, et osad spiraalsed udukogud koosnevad tähtedest. Ta oli samuti võimeline kindlaks määrama mõned muutlikud tsefeiid tähed, mida sai kasutada, et ligikaudu arvutada udukogu kaugust, tõestades sellega, et nad olid liiga kaugel, et olla osa Linnuteest. 1926. aastal E. Hubble lõi galaktikate klassifikatsiooni, mida kasutatakse tänapäevani.[26][27]

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. D. Harper "galaxy", Online Etymology Dictionary
  2. Dec16th2008. "How Many Stars are in the Milky Way?". Universe Today. Vaadatud 10.08.2010.
  3. (1994) Astronomy: From the Earth to the Universe. Harcourt School, 500. ISBN 0-03-001667-3. 
  4. "Bar at Milky Way's heart revealed", New Scientist (August 16, 2005). Vaadatud 2009-06-17. 
  5. Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. (2006). "Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field". Astrophysics 49 (1): 3–18. doi:10.1007/s10511-006-0002-6. Bibcode2006Ap.....49....3K. 
  6. "Mass of the Milky Way". The Physics Factbook (2000). Vaadatud 9.05.2007.
  7. "Milky Way a Swifter Spinner, More Massive, New Measurements Show" (5. jaanuar 2009). Vaadatud 20.01.2009.
  8. Mass models of the Milky Way, July, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x, Bibcode2011MNRAS.414.2446M 
  9. Ghez, A.M. et al. (2008) Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits, MNRAS
  10. Ghez, A. M.; et al. (2008). ""Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits"". Astrophysical Journal 689: 1044–1062. doi:10.1086/592738. Bibcode2008ApJ...689.1044G. 
  11. Dennis Overbye: Bubbles of Energy Are Found in Galaxy. The New York Times, November 9, 2010
  12. Rätselhafte Blasen im All. Süddeutsche Zeitung, retrieved November 10, 2010
  13. "How large is the Milky Way?". NASA: Ask an Astrophysicist. Vaadatud 28.11.2007.
  14. "The Milky Way Contains at Least 100 Billion Planets According to Survey", HubbleSite.org (January 11, 2012). Vaadatud 2012-01-11. 
  15. "Andromeda galaxy hosts a trillion stars". NewScientist (6. juuni 2006). Vaadatud 8.06.2006.
  16. Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology, January, doi:10.1126/science.1075631, PMID 12511641, Bibcode2003Sci...299...65K 
  17. (2007) "Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium". The Astrophysical Journal 660 (2). doi:10.1086/518122. Bibcode2007ApJ...660L.117F. 
  18. Josep Puig Montada (September 28, 2007). "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. Vaadatud 11.07.2008.
  19. (2008) A history of physical theories of comets, from Aristotle to Whipple. Springer, 23–25. ISBN 140208322X. 
  20. Mohamed, Mohaini (2000). Great Muslim Mathematicians. Penerbit UTM, 49–50. ISBN 9835201579. 
  21. Mall:MacTutor BiographyMall:Verify credibility
  22. Livingston, John W. (1971). "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation". Journal of the American Oriental Society 91 (1): 96–103 [99]. American Oriental Society. doi:10.2307/600445. 
  23. O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (November 2002). "Galileo Galilei". University of St Andrews. Vaadatud 8.01.2007.
  24. Evans, J. C. (November 24, 1998). "Our Galaxy". George Mason University. Vaadatud 4.01.2007.
  25. Abbey, Lenny. "The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown". The Compleat Amateur Astronomer. Vaadatud 4.01.2007.
  26. Sandage, Allan (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83 (6). Välja otsitud 2007-01-08. 
  27. Hubble, E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical Journal 69: 103–158. doi:10.1086/143167. Bibcode1929ApJ....69..103H.