Kosmoloogia (astrofüüsika) Füüsika VI

Astrofüüsikas kasutatavad mõõtühikud

Kosmilised mõõtühikud Astronoomiline ühik See on keskmine kaugus Maast Päikeseni 1 AU = 149 597 870 700 m ≈ 150 mln. km Valgusaasta Teepikkus, mille valgus läbib vaakumis (liikudes kiirusega ca 300 000 km/s) ühe aastaga Parsek Kaugus, millelt vaadates paistab Maa orbiidi raadius paistab nurga all 1 kaaresekund

Inimkonna ettekujutuse areng maailmaruumi ehitusest primitiivsest kuni tänapäevaseni

Primitiivne käsitlus

Geotsentrism Geotsentrismile panid aluse 4. saj BC kreeka filosoof Platon ja Aristoteles, seda täiendas 2. saj AD Ptolemaios Geotsentristlikus käsitluses, asus maailmaruumi keskpunktis Maa, mille ümber tiirlesid Kuu, planeedid ja Päike. Tiirlevaid taevakehi ümbritses nn kinnistähtede vöönd Geotsentrism oli pikka aega (sisuliselt kuni 17. sajandini) ainuke katoliku kiriku poolt aktsepteeritud käsitlus maailmaruumi ehitusest.

Geotsentrism

Planeedi näiv liikumine (Ptolemaios) 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

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) 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

Heliotsentrism 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. (III seadus 1619.a) aastal planeetide liikumist kirjeldavad seadused, mida omakorda üldistas Isaac Newton 1687. aastal oma ülemaailmse gravitatsiooniseadusega

Heliotsentrism

Kepleri I seadus Kõik planeedid tiirlevad mööda elliptilisi orbiite, mille ühes fookuses on Päike NB! Tegelikkuses erinevad planeete orbiidid ringjoonest väga vähe (st elliptilisus on väga väike!)

Kepleri II seadus Joon, mis ühendab Päikest ja planeeti (raadius) katab planeedi liikumisel mistahes võrdsete ajavahemike jooksul võrdsed pindalad vt animatsiooni Planeet liigub pikki oma orbiiti erineva joonkiirusega – mida lähemal ta on Päikesele, seda kiiremini planeet liigub

Kepleri III seadus 𝐓𝟏 𝟐 𝐓𝟐 𝟐 = 𝐚𝟏 𝟑 𝐚𝟐 𝟑 Planeetide pikemate pooltelgede kuubid suhtuvad teineteisesse nagu nende tiirlemisperioodide kuubid: 𝐓𝟏 𝟐 𝐓𝟐 𝟐 = 𝐚𝟏 𝟑 𝐚𝟐 𝟑

Lõpmatu universum Ühena esimestest sõnastas 1. saj BC oletuse, et maailmaruum on lõputu Rooma filosoof Lucretius Põhjalikuma traktaadi selle kohta esitas 1583. aastal Giordano Bruno: „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. saj. avastas William Herschel, et tähed on koondunud süsteemi – Galaktikasse (Linnutee, Milky Way), millest väljapool neid ei esine.

Lõpmatu universum 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: galaktika- parvi ja superparvi, millest väljaspool galaktikaid ei esine. Analüüsinud teadaolevate galaktikasüstee- mide jaotumist Universumis, näitas Tartu Ülikooli astrofüüsikute töörühm Jaan Einasto juhtimisel 1990-de keskel, et need süsteemid moodustavad mesilaskärge meenutava struktuuri

Lõputu universum

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 täpselt Universumi massi hinnata.

Taevas

Kui kõrgel on taevas? Meeleline taju ütleb, et Maad katab kuplikujuline taevas, millel (mille taustal?) liiguvad erinevad objektid: Pilved Päike Kuu Planeedid Tähed Galaktikad Tegelikult on taevas „paigal“ ja objektide (va pilved) liikumine on tingitud hoopis Maa liikumisest: tiirlemisest ümber Päikese perioodiga 1 aasta pöörlemisest ümber tiirlemistasandiga 66º33’ nurga all asuva telje perioodiga 1 ööpäev ja telje pretsessioonist orbiidi tasandi normaali ümber perioodiga 25 725 aastat

Kuidas kirjeldada taevast? Taevas asuvate objektide kirjeldamiseks kasutatakse taevakoordinaate: Horisondiline süsteem, mis on iga vaatleja jaoks unikaalne Ekvatoriaalne süsteem, mis on kõigi vaatlejate jaoks sama Taevas „asuvad“ tähed on jaotatud 88 tähtkujusse 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

Varjutused

Kuuvarjutus

Kuuvarjutuse kulgemine (27.10.2004; Hockley, Texas, USA) 21.18 21.22 21.24 21.27 21.28 21.45 21.40 21.33 21.30

Päikesevarjutus

Fotosid päikesevarjutusest

Päikesevarjutused Eestis Päikesevarjutus on suhteliselt haruldane loodusnähtus. Viimane täielik päikesevarjutus oli 22.07.1990, sellest eelmine 21.08.1914, üle-eelmine 3.05.1715 Järgmine täielik päikesevarjutus on Eestis nähtav 16.10.2126 Vt ka NASA tabelit päikesevarjutuste toimumiste kohta Maailmas: http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html

Kuidas Universumi kohta teadmisi saadakse?

Silm Kuni 17. sajandini oli ainukeseks võimaluseks saada Universumi kohta informatsiooni ainult silmadega vaadeldes. See ongi põhjus, mis vanemates mudelites on vaid Päike, Kuu ja 5 planeeti (kuni Saturnini) ning ca paartuhat kinnistähte, mis moodustasid 88 tähtkuju

2. Läätsteleskoop (Galilei, 1609)

3. Peegelteleskoop (Newton, 1688)

Lääts- ja peegelteleskoobid Peale teleskoopide leiutamist Galilei ja Newtoni poolt, algas massiline tähtede ja planeetide avastamisperiood Inimkonna teadmised maailmaruumist avardusid järsult

4. Raadioteleskoobid (1930ndad)

5. Teleskoopide süsteemid (Very Large Array)

Raadioteleskoobid 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 röntgenkiirgust. Teleskoopide ühendamisel arvutite abil süsteemideks tekkis võimalus uurida veelgi kaugemal ja veelgi väiksema kiirgusintensiivsusega objekte.

6. Kosmoseteleskoobid Kosmoseteleskoop Spitzer Kosmoseteleskoop Chandra HUBBLE’i kosmoseteleskoop Kosmoseteleskoop Spitzer

Kosmoseteleskoobid Kosmoseteleskoobid tiirlevad Maalähedasel orbiidil, kus nende mõõteriistu ei sega maapealsed valgusallikad ega ka Maa atmosfäär – see võimaldab saada infot veelgi kaugematest ja nõrgematest kiirgusallikatest. Tähtsaimad kosmoseteleskoobid on: Hubble 1990 (peamiselt nähtav valgus ja UV kiirgus) Chandra 1999 (peamiselt röntgenkiirgus) Spitzer 2003 (peamiselt IR kiirgus)