Globaalfüüsika - Kosmos

1. Globaalfüüsika - Kosmos Mirt Gramann Tartu Observatoorium

2. Programm 1. Päikesesüsteem 2. Tähed 3. Meie Galaktika 4. Galaktikad 5. Kosmoloogia 6. Universumi tekkimine ja arenemine

4. Oorti-Öpiku pilv

5. 30 lähimat tähte

6. Trigonomeetriline parallaks

7. Kauguse ühikud Kauguse ühikud valgusaasta ja parsek: 1 valgusaasta (va) ~ 1013 km 1 parsek (pc) - objekti kaugus, mille aastaparallaks on 1 kaaresekund 1 pc = 3.263 va

8. Tähtede omadused • Kaugused ja liikumine • Heledused ja värvid • Temperatuurid • Spektrid • Mõõtmed • HR – diagramm • Massid

9. Tähtede heledused • Näivad tähesuurused: m (erinevus 5 vastab 100 kordsele erinevusele heleduses). m -> log (F) • Absoluutne tähesuurus M: tähe näiv tähesuurus, mis tal oleks kui ta asuks 10 pc kaugusel Maast. m – M = 5 log (d /10 pc). • Tähe heledus L M = Msun – 2.5 log (L /L sun), kus Msun = 4.74 ja Lsun =3.8 x 1026W.

10. Tähespektrite klassifikatsioon

11. HR diagramm

12. Spektroskoopiline parallaks

13. Muutlikud tähed Järgmine väga oluline aste kauguste redelil. Muudavad oma heledust iseloomulikul viisil. P -> L RR Lyrae Tsefeiidid

14. Muutlikud tähed

18. Maailmapildi muutus 1920. aastatel Alles vähem kui sada aastat tagasi arvati, et - Päike on maailma keskpunkt - Meie Galaktika omadusi samastati kogu maailma omadustega 1918 – H. Shapley – kerasparvede jaotus –> Päike ei ole maailma tsentris – Galaktika mõõtmed - 30 kpc 1920 – Shapley – Curtis - Great Debate – udukogude olemus 1925 – Hubble – Andromeda kaugus – peale meie Galaktika on veel tuhandeid teisi. Maailm osutus miljoneid korda suuremaks kui varem meie Galaktika mõõtmeid arvestades arvati.

20. Meie naabergalaktika: Andromeeda

22. 3. Meie Galaktika Koosneb tähtedest (~ 1011) ja tähtedevahelisest gaasist ning tolmust. Peamised struktuurielemendid: - Ketas (disk) - Halo - Mõhn (bulge)

24. Kerasparved (globular clusters) 105 – 106 tähte, D ~ 50 pc t >10 miljardit a.

25. Kerasparvede jaotus

26. Ketas ja mõhn Halo ulatus on määratud peamiselt kerasparvede ja teiste halo tähtede optiliste vaatlustega. Ketas sisaldab palju tolmu ja gaasi ja optilises lainepikkuses näeb ainult väikest osa sellest.Vajalikud infrapuna ja raadiovaatlused. Päikese juures ketta paksus: ~ 300 pc. Ketta paksus sõltub objektide tüübist. Noored tähed ja gaas rohkem ketta tasapinnas ja vanemad kaugemal. Mõhn – 6kpc kaugusele ja 4 kpc paks - tsentris

27. Tähtedevaheline aine Tähtede mõõde 10-7 pc, keskmine kaugus ~ 1pc Tähtedevaheline ruum: Gaas – aatomid (0.1nm) ja väiksed molekulid (<1nm) Keskmiselt: 106 aatomit/kuupmeetris (104 – 109). Tolm – kompleksem, aatomite klumbid ja molekulid (100nm = 0.1mm) – (räni, süsinik, raud) Keskmiselt: 10-6 tolmuosakest/kuupmeetris Tolmu osakesed lasevad läbi raadio ja infrapunakiirguse, kuid neelavad optilise ja ultravioleti.

29. Vesiniku 21 cm (1420 MHz) kiirgus

30. Erinevused ketta ja halo vahel Halos ei ole gaasi ja tolmu. Tähed halos ja mõhnas punasemad kui kettas. Halo tähed – Population II Ketas sinisem – palju O ja B-tüüpi hiidtähti. Toimub täheteke. Ketta tähed – Population I

31. Tähtedevaheline aine Päikese ümber

32. Hajusparved (open clusters) 102 – 105 tähte, D ~ 5 pc t< 100 miljonit a.

34. Ketta, halo ja mõhna üldised omadused

35. Galaktika spiraalstrukuur

38. Varjatud aine

39. Galaktika tsenter

41. Tähtede orbiidid tsentri lähedal

42. Tsentraalne must auk Sgr A –> must auk E ~ 1033 W, d < 10 AU M ~ 4 x 106 M0

43. Halo ja ketta tekkimine