Second part of prior commit

1 files changed, 96 insertions, 0 deletions

diff --git a/tde-i18n-et/docs/tdeedu/kstars/ellipticalgalaxies.docbook b/tde-i18n-et/docs/tdeedu/kstars/ellipticalgalaxies.docbook
new file mode 100644
index 00000000000..92674d69016
--- /dev/null
+++ b/tde-i18n-et/docs/tdeedu/kstars/ellipticalgalaxies.docbook
@@ -0,0 +1,96 @@
+<sect1 id="ai-ellipgal">
+<sect1info>
+<author
+><firstname
+>Jasem</firstname
+> <surname
+>Mutlaq</surname
+> <affiliation
+><address>
+</address
+></affiliation>
+</author>
+</sect1info>
+
+<title
+>Elliptilised galaktikad</title>
+<indexterm
+><primary
+>Elliptilised galaktikad</primary>
+</indexterm>
+
+<para
+>Elliptilised galaktikad on miljarditest tähtedest koosnevad sfäärilised moodustised, mis meenutavad teatud määral kerasparvi. Neil peaaegu puudub sisemine struktuur ning tähtede tihedus kahaneb tasapisi keskmest hõredalt asustatud äärealade poole. Tüüpiliselt leidub neis väga vähe tähtedevahelist gaasi ja tolmu ning puuduvad noored tähed (kuigi sellest reeglist om ka erandeid). Edwin Hubble nimetas elliptilisi galaktikaid <quote
+>varast tüüpi</quote
+> galaktikateks, sest ta arvas, et neist arenesid hiljem spiraalgalaktikad (neid nimetas ta vastavalt <quote
+>hilist tüüpi</quote
+> galaktikateks). Tänapäeval arvavad astronoomid aga otse vastupidi (&ie; et spiraalgalaktikatest võivad areneda elliptilised), kuid Hubble'i varase ja hilise tüübi mõisted on siiski seniajani kasutusel. </para>
+
+<para
+>Kunagi arvati, et elliptilised galaktikad on olemuselt väga lihtsad, kuid seegi arvamus on nüüdseks tugevasti muutunud. Osaliselt tingib selle nende hämmastav päritolu: arvatakse, et elliptilised galaktikad on kahe spiraalse galaktika liitumise tulemus. Sellise liitumise arvutisimulatsiooni MPEG vormingus võib näha <ulink url="http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/2002/11/vid/v0211d2.mpg"
+> NASA Hubble'i kosmoseteleskoobi veebileheküljel</ulink
+>. (Hoiatus: faili suurus on 3,4 MB.) </para>
+
+<para
+>Elliptilised galaktikad on suuruse ja heleduse poolest väga mitmekesised, ulatudes hiigelgalaktikatest, mille läbimõõt on sadu tuhandeid valgusaastaid ja heledus triljoneid kordi suurem kui Päikesel, kääbusellipsiteni, mis on vahest veidi heledamad kui tavaline kerasparv. Elliptilisi galaktikaid jagatakse mitmesse morfoloogilisse klassi: </para>
+
+<variablelist>
+<varlistentry>
+<term
+>cD galaktikad:</term>
+<listitem
+><para
+>Hiiglaslikud heledad objektid, mille läbimõõt võib olla ligemale megaparsek (kolm miljonit valgusaastat). Selliseid hiiglasi leiab ainult väga suurte ja tihedate galaktikaparvede keskmest ning tõenäoliselt on nad paljude galaktikate liitumise tulemus.</para
+></listitem>
+</varlistentry>
+
+<varlistentry>
+<term
+>Normaalsed elliptilised galaktikad</term>
+<listitem
+><para
+>Tihe objekt suhteliselt suure keskmise pinnaheledusega. Nende hulka kuuluvad hiigelellipsid (gE), keskmise heledusega ellipsid (E) ja kompaktsed ellipsid.</para
+></listitem>
+</varlistentry>
+
+<varlistentry>
+<term
+>Elliptilised kääbusgalaktikad (dE)</term>
+<listitem
+><para
+>See klass on tavalistest elliptilistest galaktikatest täiesti erinev. Selliste galaktikate diameeter ulatub ühest kümne kiloparsekini ning nende heledus on tavalistest ellipsitest palju väiksem, mis jätab mulje, nagu oleks nad üpris hõredad. Kuid neile on samamoodi omane tähetiheduse järk-järguline kahanemine suhteliselt tihedast tuumast hajusa perifeeria suunas.</para
+></listitem>
+</varlistentry>
+
+<varlistentry>
+<term
+>Sfäärilised kääbusgalaktikad (dSph)</term>
+<listitem
+><para
+>Erakordselt tuhmid galaktikad, mida on täheldatud ainult Linnutee ja võib-olla veel mõne lähedase galaktikarühma, näiteks Lõvi rühma lähedal. Nende absoluutne tähesuurus on kõigest -8 kuni -15. Draakoni sfäärilise kääbusgalaktika absoluutne tähesuurus on -8,6, nii et see on isegi tuhmim kui keskmine kerasparv Linnutees! </para
+></listitem>
+</varlistentry>
+
+<varlistentry>
+<term
+>Sinised kompaktsed kääbusgalaktikad (BCD)</term>
+<listitem>
+<para
+>Väikesed galaktikad, mis on ebatavaliselt sinist värvi. Nende fotovärvilisus B-V = 0,0 kuni 0,30 tähesuurust, mis on tüüpiline <firstterm
+>spektriklass</firstterm
+> A suhteliselt noortele tähtedele. See lubab oletada, et BCD-d on parajasti aktiivselt kujunevad tähed. Neil süsteemidel on ka hulganisti tähtedevahelist gaasi (erinevalt teistest elliptilistest galaktikatest). </para
+></listitem>
+</varlistentry>
+</variablelist>
+
+<tip>
+<para
+>&kstars; võib sulle näidata mõningaid elliptilisi galaktikaid, kui kasutad selle objekti leidmise akent (<keycombo action="simul"
+>&Ctrl;<keycap
+>F</keycap
+></keycombo
+>). Otsi näiteks NGC 4881, mis kujutab endast hiiglaslikku cD galaktikat Berenike Juuste galaktikaparves. M 86 on normaalne elliptiline galaktika Neitsi galaktikaparves. M 32 on elliptiline kääbusgalaktika, meie naabri, Andromeda galaktika (M 31) kaaslane. M 110 on samuti M 31 kaaslane, mis sarnaneb sfäärilise kääbusgalaktikaga (<quote
+>sarnaneb</quote
+> seepärast, et on mõnevõrra heledam kui enamik sfäärilisi kääbuseid). </para>
+</tip>
+</sect1>