4. osa: Galaktikad

5. peatükk: Gaas ja tolm galaktikates

Galaktika mudel JAAK JAANISTE Galaktika mudel on süsteemi füüsikalis-matemaatiline kirjeldus. Nagu tähemudeleid, on ka galaktikate omi aja jooksul ümber tehtud ja täiendatud vastavalt vaatlusmaterjali ja teooria täienemisele. Elliptilise galaktika standardmudel põhineb klassikalisel stellaardünaamikal, kus tähti vaadeldakse kui põrkevaba ideaalse gaasi molekule, mis liiguvad iseenda poolt tekitatud gravitatsiooniväljas. See võimaldab tähtede liikumise, eriti aga tasakaalulise tiheduse leidmisel kasutada molekulaarfüüsika valemeid. Ülesanne on sarnane esimestele tähemudelitele, erinevuseks vaid tähtede oluliselt väiksem ruumtihedus. Lahendiks on jällegi polütroopne sfäär, mis pöörlemise korral muutub pöördellipsoidiks. Numbriliste meetodite kasutuselevõtt 1980-ndatel aastatel laiendas oluliselt võimalike mudelite klassi. Tänapäeval loetakse võimalikuks ka kolmeteljeliste ellipsoidide kujulisi galaktikaid; pöörlemine ei tarvitse olla seotud süsteemi sümmeetriaga ja võib üldse puududa. Spiraalgalaktikas lisandub elliptilisele keskosale pöörlev, gaasi sisaldav ketas. Et gaas erinevalt tähtedest summutab kõik suhtelised liikumised, kujuneb ketas ühtlaseks, õhukeseks ja korrapäraselt pöörlevaks (kõik osakesed liiguvad ringorbiitidel). Sellise ketta tekke tingimuseks on gaasi ja pöörlemise olemasolu, ülesanne on sarnane planeedisüsteemi kujunemisega. Miks on täheketta heledus ebaühtlane ja miks eksisteerivad spiraalharud, vajab samuti põhjendamist. Dünaamilistes mudelites seostatakse seda tähtede elliptiliste orbiitide korrastatusega. Kui iga välimist (suuremat) ellipsit seesmise suhtes veidi pöörata, moodustavad ellipsite lähenemiskohad kaheharulise spiraali, mis on üsna sarnane galaktikate spiraalharudega. Et lähestikku paiknevad orbiidid tähendavad tähtede suuremat tihedust, on selliselt korrastatud orbiitidega galaktikas olemas spiraalikujuline piirkond, kus tihedus ja sellest tingitud gravitatsioonivälja tugevus on suuremad keskmisest. Seda spiraalse kujuga tihedushäiritust nimetatakse spiraallaineks. Joonis. Spiraalse tiheduslaine kujunemine. Tume spiraal pole pildile joonistatud, vaid tekib elliptiliste orbiitide kuhjumisel. Galaktika mudeli tähtsaimaks parameetriks on massi jaotus. Elliptilistes galaktikates loetakse see sarnaseks heledusjaotusega; spiraalgalaktikas määrab massi jaotuse pöörlemiskõver. Aga sellessamas pöörlemiskõveras peitub ka galaktikate füüsika üks suuremaid paradokse: ühelgi seni vaadeldud galaktikal pole õnnestunud määrata "dünaamilist välisserva", kus pöörlemiskiirus kiiresti kahanema hakkab. Kõigi seniste mõõtmiste -- nii optilises kui raadiokiirguses tehtute -- põhjal jääb pöörlemiskiirus kuni ketta lõppemiseni (kohani, kus kiirguse intensiivsus langeb allapoole vaatlusaparatuuri tundlikkuse piiri) enam-vähem samale tasemele. Kui galaktika heledus välisserva lähedal kahaneb eksponentfunktsiooni kohaselt, siis pöörlemiskiirusest määratud tihedus jääbki pöördvõrdeliseks kauguse ruuduga, kogumass aga kasvab piiramatult. See teeb ühelt poolt võimatuks kogumassi määramise, teiselt poolt aga tõstatab küsimuse, milline aine nimelt on süüdi massi kasvus. Ainus, mida me selle aine kohta teame, on see, et ta ei kiirga mitte mingisugust kiirgust -- ja täpselt nii teda ka nimetatakse: tume aine. Tumedast ainest koosnevate massiivsete kroonide ulatust on püütud määrata, jälgides galaktikate liikumist galaktikaparvedes või -rühmades. Need määrangud põhinevad oletusel, et galaktikaparved (-rühmad) on stabiilsed moodustised, kus liikmete kineetiline energia on tasakaalustatud rühma liikmete poolt tekitatud gravitatsiooniväljaga. Tulemus näib kinnitavat massiivsete kroonide jätkumist galaktikatevaheliste kaugusteni; sellele vastav tumeda aine osakaal ulatub 90%-ni kogumassist. Aga sellisele arutlusele on ka vastuväide: meetod on liig tundlik rühma liikmeskonna suhtes (üksik rühma mitte kuuluv galaktika võib kogumassi määrangut oluliselt mõjutada). Joonis. Spiraalgalaktika kujunemine kokkutõmbuvast gaasipilvest.

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

• Eelmine peatükk: Pindheledus, värvus, keemiline koostis
• Järgmine peatükk: Galaktikate teke
• Sisukord
• Täiendavad tekstid

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

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.