4. osa: Galaktikad

4. peatükk: Pindheledus, värvus, keemiline koostis

Kauguse määramise meetodid JAAK JAANISTE

Galaktikad on nii kaugel, et isegi kõige lähemate aastaparallaks on miljondiku kaaresekundi piires ja kauguse määramisel see meid ei aita. Seetõttu tuleb kasutada kaudseid meetodeid. Enamus neist põhinevad tuntud heledusega objektidel. "Tuntud" tähendab seda, et objekti absoluutne heledus on sõltuv mingist lihtsalt määratavast omadusest (muutlikkus, spektri iseärasused). Sel juhul saame galaktika kauguse d määrata tema näiva heleduse Ln järgi. Tsefeiidide meetod. Tsefeiidid on muutlike tähtede klass, mille muutlikkuse periood sõltub tähe heledusest. Et perioodi saab väga täpselt mõõta, on ka nende tähtede absoluutne heledus küllalt hästi määratav. Leidnud mõnes naabergalaktikas tsefeiidi, võib selle perioodi järgi võrrelda tema heledust meie galaktika tsefeiididega, mille kaugus (ja järelikult ka heledus) on teada parallaksi mõõtmistest. Oletades, et sama perioodiga tsefeiidid on naabergalaktikates ka niisama heledad ja hinnates neilt tuleva valguse võimalikku neeldumist, saame leida nende kaugusmooduli -- näiva ja absoluutse tähesuuruse vahe ja selle järgi arvutada kauguse: Täheparvede meetod. Juhul, kui galaktika on liiga kaugel tsefeiidide eraldamiseks, kasutatakse mõnd teist tuntud heledusega objekti -- näiteks täheparvi. Leides mingi galaktika kerasparvede keskmise heleduse ning võrreldes seda meie Galaktika kerasparvede omaga, saame leida nende heleduste vahe ja kasutades eelmise lõigu metoodikat, kauguse. Dünaamilised seosed. Spiraalgalaktikate kaugust saab hinnata neutraalse vesiniku raadiojoone kuju järgi (nn. Tully-Fisheri seos). Et vesinikuaatom kiirgab kindla lainepikkusega (21 cm) raadiolaineid, on lainepikkuse muutused võimalikud vaid gaasi liikumise korral (Doppleri efektist). Spiraalgalaktikates tähendab see ketta pöörlemiskiirust, mis on üsna heas vastavuses galaktika heledusele. Nii saame raadiojoone kujust kohe galaktika absoluutse heleduse ning edasi kaugusmooduli. Meetodi muudab ebatäpseks sõltuvus vaatenurgast -- hinnata saame vaid vaatesuunalist kiirust. Elliptilistes galaktikates, kus neutraalne gaas puudub, on sama meetodit võimalik kasutada ka nähtavas valguses (nn. meetod). Hubble'i seadus on õige universaalsem ja enam kasutatud meetod galaktikate kauguse määramisel. Kõigi galaktikate spektrijooned on nihkunud spektri pikalainelise, punase otsa poole. Nihke suurus "õige", laboratooriumis määratud lainepikkusega võrreldes on võrdeline galaktika kaugusega. See seadus, mille E. Hubble leidis 1926. a. tsefeiide kasutades, on leidnud kinnitust kõigi teiste kauguse määramise meetodite rakendamisel. Mis põhjustab punanihke, seda võime oletada maapealsest füüsikast lähtudes. Enamik astronoome loeb põhjuseks galaktikate suurt liikumiskiirust (Doppleri efekt, vt. lisatekst); see, et nihe on just punase otsa poole, tähendab galaktikate eemaldumist vaatlejast. Et eemaldumine on kõigis suundades ühesugune, võib kõnelda ka galaktikate laialilendamisest. Muidugi on ka teisi spektrijoonte nihet põhjustavaid mehhanisme, nagu tugev gravitatsiooniväli või energiakadu vahepealsel hajumisel; tõepärasemaks neist loetakse siiski laialilendamist. Hubble'i seaduse järgi on galaktikate kauguse määramine lihtne: tuleb vaid pildistada (mõõta) galaktika spektrit ja võrrelda seda näiteks meie Galaktika tähtede spektritega. Saadud punanihkest võib arvutada nii eemaldumiskiiruse vr kui kauguse s: H0 kannab nime Hubble'i konstant, tema väärtus on kahjuks halvasti teada. Tavaliselt kasutatakse H0 väärtust 75 või

Joonis 1. Klassikalise tsefeiidi heleduskõver. Joonis 2. Tsefeiidide absoluutse heleduse sõltuvus perioodist. Joonis 3. Näide dünaamilisest seosest -- Tully-Fisher'i korrelatsioon. Joonis 4. Hubble'i seadus -- korrelatsioon galaktika kauguse ning eemaldumiskiiruse (punanihke) vahel. Joonis. Neeldumisjoonte nihkumine erinval kaugusel olevate galaktikate spektrites.

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

• Eelmine peatükk: Dünaamika
• Järgmine peatükk: Gaas ja tolm galaktikates
• Sisukord
• Täiendavad tekstid

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98 22. märts 1998

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.