Linnutee

Väljanägemine

Kõik tähistaevas nähtavad tähed on osa Linnuteest. Mõiste "Linnutee" on määratletud taevas nähtava valge nõrgalt helenduva ebaühtlase vööna. Selle heleduse põhjuseks on tohutu arv palja silmaga eristamatuid tähti ja muud materjali, mis asub galaktilisel tasandil. Maalt vaadeldaval taevasfääril on ka tumedad alad, näiteks Suur lõhe ja Söekott, mis on tegelikult tumedad udukogud, kust saabuv valgus on blokeeritud. Linnuteel on küllalt väike pinnaheledus magnituudidga +4,5 kuni +5. Linnutee nähtavus on suuresti mõjutatud sellest, kui hele öötaevas on kuupaistest ja valgusreostusest ehk tehisvalgusest. See teeb Linnutee vaatluse tihedamalt asustatud aladel raskemaks.
Linnutee on kõige heledam oma keskosas, mis on Amburi tähtkuju suunas. Amburist paistab udune hele vöö lääne suunas, läbides järgmisi tähtkujusid: Skorpion, Altar, Vinkel, Lõunakolmnurk, Sirkel, Kentaur, Kärbes, Lõunarist, Kiil, Purjed, Ahter, Suur Peni, Ükssarvik, 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

Galaktika koosneb latikujulisest tuumast, mida ümbritseb gaasist, tolmust ja tähtedest koosnev ketas. See ketas moodustab neli spiraalset struktuuri, mis keerduvad logaritmilise spiraalina tuumast väljapoole. 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 kesklatt ongi suurem kui varem arvatud.
Linnutee arvatav mass on varieeruv, olenedes arvutusmeetodist ja kasutatud andmetest. Viimaste arvutuste kohaselt on minimaalne Galaktika mass 5,8×10¹¹ päikese massi (M☉), veidi väiksem kui Andromeeda galaktikal. VLBA (Very Long Baseline Array) mõõtmiste põhjal on Linnutee äärepealsete tähtede kiirus kuni 254 km/s. See on kiirem kui varem aktsepteeritud 220 km/s. Kuna orbitaalne kiirus sõltub massist, siis see viitab sellele, et Linnutee on arvatust palju massiivsem, peaaegu võrdne Andromeeda galaktikaga, mis on 7×10¹¹ M☉, ulatusega 160 000 va (50 kpc) keskpunktist. Hiljutine halo tähtede radiaalkiiruse mõõtetulemuse põhjal on Galaktika mass 261 000 va (80 kpc) ulatuses keskpunktist 7×10¹¹ M☉. Enamus Linnutee massist eeldatakse olevat tume aine, mis moodustab tumeaine halo. See halo levib suhteliselt ühtlaselt üle 100 kpc kaugusele Galaktika keskpunktist. Üleüldiselt arvatakse Linnutee mass olevat 6×10¹¹ kuni 1×10¹² M☉.

Galaktiline tsenter

Linnutee ketta läbimõõt on 70 000 – 100 000 valgusaastat (20–30 kpc). Täpset kaugust Päikese ja Galaktika tsentri vahel ei ole veel määratud. Viimaste hinnangute põhjal on selleks 25 000 – 28 000 va (7,6–8,7 kpc).
Galaktika tsentris on väga palju tihedat ainet. Intensiivse raadiolainete allikas Sagittarius A* arvatakse olevat Linnutee keskpunktiks. Nüüdseks on kindlaks tehtud, et seal asub massiivne must auk. Usutakse, et paljudel galaktikatel on keskmes ülimassiivne must auk. Teistes galaktikates paiknevate mustade aukudega võrreldes on Linnutee oma tunduvalt vaiksem ja vaguram.

Gammakiirguse mullid

9. novembril 2010 teatas astrofüüsik Doug Finkbeiner, et ta on avastanud kaks hiiglaslikku sfäärilist mulli, mis on tekitatud energiapurskest Linnutee keskpaiga juurest galaktilise põhja- ja lõunapooluse suunas. Avastuse tegi ta Fermi gammakiirgust avastava kosmoseteleskoobi abil. Mullide läbimõõt on umbes 25 000 valgusaastat (7700 pc). Nende päritolu on siiamaani selgusetu.

Suurus

Linnutee diameeter on ligikaudu 100 000 ja paksus umbes 1000 valgusaastat (vastavalt 30 kpc ja 0,3 kpc), sisaldades 200–400 miljardit tähte. Tähtede suurusjärk on ebamäärane, kuna paljud väikese massiga tähed, näiteks kääbustähed, on raskesti avastatavad. Meie naabergalaktikas, Andromeeda galaktikas, on võrdluseks umbes triljon tähte.
Linnuteel puudub terav serv – raadius, millest alates enam ei leidu tähti – kuna tähed hajuvad sujuvalt raadiuse suurenedes. Näiteks 40 000 valgusaasta (12 kpc) kaugusel galaktika keskpunktist tähtede tihedus langeb drastiliselt. Selle põhjus pole teadlastele veel mõistetav. Viimaste andmete järgi on meie kodugalaktikas vähemalt 50 miljardit planeeti, nendest 500 miljonit planeeti asuvad "eluks kõlbulikus tsoonis". Selle tsooni määratleb niisugune kaugus tähest, kus Maa-taolisel planeedil oleks võimalik vedelas olekus vesi pinnal.
Lihtsustamaks näidet Linnutee suurusest, võib kahandada meie Päikesesüsteemi läbimõõdu 2,5 cm suuruseks. Siis oleks Linnutee umbes India suurune (3,287 miljonit km²) või nagu Suurbritannia, Prantsusmaa, Hispaania, Saksamaa, Itaalia, Poola, Rootsi, Soome ja Norra kokku.

Vanus

Üksikute tähtede vanus Linnutees on ligikaudselt mõõdetud pikaealiste radioaktiivsete elementide abil. Näiteks kui tekib valge kääbus, siis hakkab tema pind radioaktiivselt jahtuma ja tema temperatuur langeb sujuvalt. Mõõtes sellist kõige madalama temperatuuriga tähte ja võrreldes seda eeldatava algtemperatuuriga, saab arvutada välja tähe vanuse. Sellise meetodiga arvutati välja meie galaktikas kerasparve M4 vanus, milleks hinnati 12,7±0,7 miljardit aastat. Kerasparved on Galaktikas ühed vanemad objektid.
2007. aastal hinnati tähe koodnimetusega HE 1523-0901 vanuseks 13,2 miljardit aastat, mis on peaaegu sama vana kui Universum. See vanus määrati ultraviolettkiirguse spektraalanalüüsiga, mis mõõtis spektrikiirte tugevust, mida tekitasid pika poolestusajaga radioaktiivsed elemendid, näiteks toorium.

Ajalugu

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 ja Kuu vahelist piirkonda).
Uusplatonistlik filosoof Olympiodorus noorem (umbes 495–570 pKr) kritiseeris seda Aristotelese ütlust, väites, et kui Linnutee oleks kuualune, siis see peaks ilmuma eri aegadel ja kohtades Maal ja sellel peaks olema parallaks, mida tal aga ei ole. Tema maailmavaates oli Linnutee taevalik ehk kusagil kaugemal kui Kuu.
Araabia astronoom Alhazen (965–1037 pKr) mõõtis Linnutee parallaksi ja leidis, et see puudus. Ta järeldas, et Linnutee ei asu Maa atmosfääris, vaid väga kaugel sellest.
Pärsia astronoom Abū Rayhān al-Bīrūnī (973–1048 pKr) käis välja idee, et Linnutee koosneb lõpmatul hulgal hägusatest tähtedest.
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.
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.
Thomas Wright oletas (õigesti) aastal 1750 oma teoses "An original theory or new hypothesis of the Universe", et galaktika võib olla pöörlev keha ja koosneda paljudest tähtedest, mida hoiab koos gravitatsioon sarnaselt Päikesesüsteemiga, kuid palju suuremas mastaabis, ning me näeme Linnuteed heleda jutina taevas, sest me ise asume selle sees.
1785. aastal alustas William Herschel Linnuteest eri kaugusel asuvate tähtede süstemaatilist loendamist. Saadud andmetest nähtus, 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 selle abil elliptilise ja spiraalse kujuga udukogudel vahet tegema.
1920. aastate alguses tegi Edwin Hubble Mount Wilsoni observatooriumi 2,5 m Hookeri teleskoobi abi astronoomilisi fotosid, millelt oli näha, et osad spiraalsed udukogud koosnevad tähtedest. Ta oli samuti võimeline kindlaks määrama mõned muutlikud tähed tsefeiidid, mida sai kasutada, et ligikaudu arvutada udukogu kaugust, tõestades sellega, et nad olid liiga kaugel, et olla osa Linnuteest. 1926. aastal lõi Hubble galaktikate klassifikatsiooni, mida kasutatakse tänapäevani.