:: wikimiki.org ::

Kotka (tähdistö)

Kotka (tähdistö)

Kotka (lat. Aquila, gen. Aquilae) on ekvaattorilla oleva tähdistö, jonka läpi kulkee Linnunrata. Kotkan alueella on kiikarein havaittavissa tähtitihentymiä ja pimeitä sumuja, myös useita novia on syttynyt tässä tähdistössä. Tähdistö näkyy Suomessa parhaiten syksyllä. Altair, Alfa (α) Aquilae on eteläisin Kesäkolmion kolmesta tähdestä; kaksi muuta tähteä ovat Joutsenen Deneb ja Lyyran Vega. Se on nuori tähti, joka pyörii niin nopeasti, että tähti on muodoltaan lievästi elliptimäinen. Eta (η) Aquilae on paljain silmin näkyvä kirkas kefeidimuuttuja, jonka kirkkaus vaihtelee 3,5—4,4 magnitudin välillä. NGC 6803 ja NGC 6781 ovat planetaarisia sumuja; edellinen on renkaan näköinen ja jälkimmäinen muistuttaa Ison karhun Pöllösumua. Luokka:Tähdistöt ko:독수리자리 ja:わし座 th:กลุ่มดาวนกอินทรี

Ekvaattori

Päiväntasaaja (ekvaattori) on Maan navoista yhtä kaukana sijaitseva ympyrä. Toisin sanoen se on Maan pyörimisakselia vastaan kohtisuora isoympyrä. Koordinaatein ilmaistuna päiväntasaaja määritelmänsä mukaan on nollas ja samalla pisin leveyspiiri. Muut leveyspiirit ovat päiväntasaajan suuntaisia pikkuympyröitä. Päiväntasaaja on abstrakti käsite, jota ei vastaa mikään maanpiirre. Kevät- ja syyspäiväntasauksien aikana Aurinko on keskipäivällä päiväntasaajalla suoraan pään yläpuolella. Lisäksi päivä on aina samanpituinen eli hieman yli 12 tuntia pitkä. Yöllä tahdet näyttävät jättävän peräänsä puoliympyräjäljen jonka keskusta on eteläisimmässä ja pohjoisimmassa pisteessä horisontissa. Maan pyörimisliike on nopeinta päiväntasaajalla. Siellä liike suhteessa Maan akseliin on reilut 1650 km/h eli 463 m/s. Ei siis ole syytä huoleen, että sinkoutuisi avaruuteen, vaikka maapallon pyörimisliike yhtäkkiä pysähtyisi - pakonopeus Maan pinnalta on 11 km/s. Tropiikissa ja ekvaattorilla Vuodenajat poikkeavat huomattavasti vuodenajoista ja lämpötiloista joita esiintyy navoilla. Monilla trooppisilla alueilla ihmiset tuntevat kaksi vuodenaikaa märän ja kuivan mutta useimmissa paikoissa lähellä ekvaattoria on märkää ympäri vuoden vaikkakin vuodenaikojen välillä voi olla eroja riippuen monista tekijöistä kuten etäisyydestä mereen ja korkeudesta meren pinnasta. Jotkin klimatologit määrittelevät tietyn paikan ilmaston ekvaattoriseksi mieluumminkin kuin pelkästään trooppiseksi jos keskilämpötilat poikkeavat lämpimimmän ja kylmimmän välillä 3 °C (5.4°F) tai vähemmän. Klimatologi Vladimir Köppen asetti alkuperäisesti vuosittaisen lämpötilavaihteluvälin rajaksi 5 °C (9 °F) ekvaattorisille ilmastoille. Hän sijoitti i kirjaimen soveltuvien luokittelunimien jälkeen (Af, Am, Aw tai As) niille ilmastoille jotka täyttivät edellä mainitun lämpötilavaihteluehdon. Tämä lämpötilavaihteluväli muutettiin myöhemmin 3 °C:een jotta termit "ekvaattorinen-" ja "trooppinen ilmasto" olisivat maantieteellisesti saman suuruisemmat alueet. Maan pinnalla ekvaattori kulkee lähinnä merialueiden läpi. Paikkoja joiden yli ekvaattori kulkee
- São Tomé ja Príncipe - kulkee läpi Ilhéu das Rolas:in, pieni saari tällä rannikolla
- Gabon
- Kongon demokraattinen tasavalta (ent. Zaire)
- Uganda
- Kenia
- Somalia
- Malediivit - ei ehkä osu yhdellekään saarelle
- Pini - pieni saari Sumatran lähellä
- Sumatra
- Lingga toinen pieni saari Sumatran lähellä
- Borneo - Kalimantan
- Sulawesi
- Halmahera
- pienet saaret Hameran itäpuolella
- Gilbertsaaret - nykyään ei osu yhteenkään saareen
- Phoenixsaaret - kulkee läheltä ohi Bakersaaria
- Linesaaret - kulkee läheltä ohi Jarvissaaria
- Galápagossaaret - kulkee läpi Isabelasaarten.
- Ecuador
- Kolumbia
- Brasilia Luokka:Maantiede

Katso myös

- Lämpöpäiväntasaaja ms:Garisan Khatulistiwa zh-min-nan:Chhiah-tō ja:赤道 th:เส้นศูนย์สูตร

Linnunrata

Linnunrata on galaksi, jossa oma Aurinkokuntamme sijaitsee. Se on litteä pyöreä tähtirykelmä, jonka spiraalihaaroissa on satoja miljardeja tähtiä. Linnunrata kuuluu Paikalliseen ryhmään, jossa on kolme suurta ja yli 30 pientä kääpiögalaksia. Näistä 2,9 miljoonan valovuoden etäisyydellä sijaitseva Andromedan galaksi on suurin ja Linnunrata toiseksi suurin, mutta mahdollisesti massiivisin jäsen. Linnunradalla on seuralaisenaan useita kääpiögalakseja, joista tunnetuimmat, Suuri ja Pieni Magalhãesin pilvi, näkyvät eteläisen pallonpuoliskon yötaivaalla paljain silmin. Aurinkokuntamme sijaitsee 28 000 valovuoden päässä galaksin keskustasta Orionin haaraksi kutsutussa kierteishaarassa. Johtuen sijainnistamme vain 20 valovuotta galaksin keskitason yläpuolella, näemme yötaivaalla koko taivaankannen halki kulkevan himmeän juovan, linnunradan, jonka perusteella galaksikin on nimetty. Pimentävien pölypilvien takia näemme vain osan galaksistamme, mutta muilla aallonpituuksilla kuin näkyvällä valolla on mahdollista havaita pölypilvien takaa tulevaa säteilyä. Esimerkiksi tähtienvälisen kaasun radiosäteilyn avulla on saatu selville Linnunradan kierteisrakenne. Andromedan galaksi ja Linnunrata lähestyvät toisiaan 140 kilometriä sekunnissa, ja ennustusten mukaan ne kohtaavat noin kolmen miljardin vuoden kuluttua muodostaen mahdollisesti suuren elliptisen galaksin. Galaksit eivät varsinaisesti törmää keskenään, sillä niiden tähtien väliset suhteelliset etäisyydet ovat hyvin suuria.

Rakenne

Linnunrata koostuu yli 200 miljardista tähdestä, mutta viimeisimpien tutkimusten mukaan tähtiä saattaa olla jopa 400 miljardia. Sen massa on 750–1000 miljardia Auringon massaa. Galaksin läpimitta on noin 80 000 -- 100 000 valovuotta, ja sen paksuus Aurinkokunnan kohdalla on noin 10 000 valovuotta (toisen arvion mukaan 3000 valovuotta) Se kiertää keskustansa ympäri noin 226 miljoonassa vuodessa (niin sanottu galaktinen vuosi). Rakenteeltaan Linnunrata koostuu kierteishaarat eli spiraalihaarat sisältävästä kiekosta, jossa on runsaasti nuoria tähtiä, tähtienvälistä ainetta ja kaasusumuja. Kiekko on melko ohut, tiivis ja pyörivä. Siinä syntyvät tiheysaallot rakentavat spiraalihaaroja. Keskuspullistumassa on vanhempia, noin 10 miljardin vuoden ikäisiä tähtiä. Aivan galaksin keskustassa katsotaan olevan massiivinen musta aukko. Kiekon tähdet ovat enimmäkseen suhteellisen nuoria Populaatio I:n tähtiä, joissa on korkea metallipitoisuus. Jotkut tähtitieteilijät uskovat Linnunradassa olevan "paksun kiekon", jossa on Aurinkoa hieman vanhempia ja metalliköyhempiä tähtiä. Halo ympäröi kiekkoa ja se sisältää vanhoista tähdistä koostuvia pallomaisia tähtijoukkoja. Halo ei pyöri niin kuin kiekko, tai jos pyörii, niin vastakkaiseen suuntaan. Halon tähdet ovat metalliköyhiä Populaatio II:n tähtiä. Kauempana linnunradan keskustasta olevat pallomaiset tähtijoukot kiertävät linnunrataa kaltavammilla ja soikeammilla radoilla kuin lähempänä olevat. Kaikki pallomaiset tähtijoukot eivät ole niin nuoria tai metalliköyhiä kuin useimmat. Linnunradan kiekkoon "sataa" halon alueelta suurinopeuksisia neutraalin vedyn pilviä. Linnunrataa ympäröi myös halon alueelle ulottuva kuuma korona, joka ulottuu 100000 - 300000 valovuoden päähän galaksin keskustasta. Se on syntynyt supernovaräjähdyksissä sinkoutuneesta kuumasta, hyvin harvasta kaasusta. Koronan hiukkastiheys on niin pieni, ettei se tunnu kuumalta. Halosta näyttää "satavan" kiekkoon missä spiraalihaarat ovat, Valtaosa halon massasta saattaa kuitenkin koostua pimeästä aineesta, joka voi ulottua kauas kiekon reunan ulkopuolelle. Pimeää ainetta on Linnunradassa yli 1000 miljardia Auringon massaa eli se nostaa linnunradan kokonaismassaksi 2000 miljardia Auringon massaa. Linnunradan arvellaan olevan suuri sauvaspiraaligalaksi, jonka spiraalihaarat ovat suhteellisen löyhästi sijoittuneet ja jonka luokitus siten on SBb tai SBc. Sauvaspiraaligalaksi eroaa tavallisesta spiraaligalaksista pitkänomaisen ytimensä perusteella, jonka molemmista päistä spiraalihaarat alkavat. Spitzer-avaruusteleskoopin havainnot vuonna 2005 ovat varmistaneet 1980-luvulla otaksutun sauvaspiraalirakenteen ja paljastaneet, että sauvarakenne on jopa luultua suurempi. Linnunradan absoluuttinen kirkkaus on −20,5.

Linnunradan havaitseminen

absoluuttinen kirkkaus Linnunrata on havaittavissa parhaiten pimeänä yönä kaukana valosaasteesta. Silloin on paljain silmin nähtävissä vaalean utumainen nauha, joka kulkee koko taivaan halki. Linnunrata kulkee pohjoisella taivaalla Kotkan, Joutsenen, Kassiopeian, Ajomiehen ja Yksisarvisen tähdistöjen kautta. Joutsenen tähdistön alueella on havaittavissa Linnunradan nauhan kahtia jakava tummempi alue, jota sanotaan suureksi repeämäksi. Se on valtava tähtienvälinen pölypilvi, joka estää sen takaisten tähtien valon meille saapumisen. Tiheimmillään Linnunradan tähtipilvet ovat Jousimiehen tähdistön kohdalla, missä sijaitsee galaksin keskus. Pienilläkin kiikareilla näkymä Linnunradasta muuttuu radikaalisti, kun valtava määrä himmeämpiä tähtiä paljastuu. Parhaiten Linnunradan rakenne paljastuu, kun sitä havaitaan infrapuna-aallonpituuksilla. Useimmat tähtienväliset pölypilvet läpäisevät tähtien lähettämän infrapunasäteilyn, joten infrapunateleskoopeilla ne voidaan havaita. Koska sijaitsemme suunnilleen Linnunradan tasossa, emme voi kuitenkaan nähdä suoraan galaksin spiraalirakennetta.

Linnunradan rakenteesta

Aurinko sijaitsee keskustaan päin olevan Sagittariuksen ja ulompana olevan Perseuksen spiraalihaaran välissä. Perseuksen haaran etäisyys on noin 6500 valovuotta. Sisempänä oleva Norman haara saattaa olla Perseuksen haaran jatkoa. Sagittariuksen haaraa sisempänä on Scutum-Cruxin haara. Aurinko on 27700 (8,5±0,5 parsekin) valovuoden päässä galaksin keskustasta. Lähimmillään Aurinko on kierroksensa aikana ~8,3 kiloparsekin päässä Linnunradasta. Aurinko kiertää Linnunradan keskustaa vauhdilla kerran 200-250 vuodessa , vauhdilla 217 km/s ja on kiertänyt 20-25 kierrosta elinikänsä aikana. Auringon kiertovauhti on 1 valovuosi 1400 vuodessa. Aurinko on ns. paikallisessa kuplassa Orionin haarassa. Linnunradan keskustan sauvan pituus on noin 27000 valovuotta ja se on 34-54 valovuoden päässä meistä. Spiraalihaarat lueteltuna
- 3 kiloparsekin ja Perseuksen haara
- Norman ja Cygnuksen haara
- Crux ja Scutum -haarat
- Carina ja Sagittarius -haara
- Orion Arm (paikallinen spiraalihaara) (pieni spiraalihaaran pätkä, jossa Aurinko on)

Linnunradan keskus

Linnunradan keskusta sijaitsee Jousimiehen eli Sagittariuksen tähtikuviossa. Siellä tähdet ovat hyvin tiheässä. Linnunradan keskustassa sijaitsee suuri musta aukko. Keskustassa sijaitsee voimakas radiolähde Sagittarius A. Koska Linnunradan keskuksen suunnassa on runsaasti tähtienvälisiä kaasu- ja pölypilviä, keskus ei näy näkyvässä valossa, ultravioletissa ja pehmeissä röntgensäteissä. Linnunradan keskustaa voi havaita pölyä läpäisevillä gammasäteilyn, kovan röntgensäteilyn, infrapunan, submillimetrialueen ja radioalueen aallonpituuksilla. Sagittarius A on monimutkainen radiolähde, jonka keskustassa on tiiviimpi radiolähde Jagittarius A
- , joka on miltei Linnunradan keskustassa. Siellä oletetaan olevan musta aukko, jota ympäröi kaasumainen kertymäkeikko, johon on saapunut kaasua muualta. Kuuma kaasu kiertää lähes ympyrämäistä spiraalia mustan aukon ympärillä ja säteilee eri aallonpituuksilla. Oletetaan suurten kaasumäärien aiheuttaneen menneisyydessä kertymäkeikossa purkauksia, joissa on lähtenyt Linnunradan keskustasta kahteen suuntiin valtavan nopeita jättiläismäisiä suihkuja. Oletetaan Linnunradassa tapahtuneen voimakasta tähtien muodostumista 200 miljoonaa vuotta sitten, samaan aikaan tähtienvälistä ainetta syöksyi keskustan mustaan aukkoon. Näitä "tähtiryöppyjä" tapahtunee Linnunradasa noin 500 miljoonan vuoden välein. Nuoruudessaan Linnunrata lieee ollut aktiivisempi suihkuttaja ja silloin sen on täytynyt olla kvasaari tai Seyfertin galaksi.

Linnunradan galaksinaapurit

Linnunrata liikkuu avaruuden halki nopeudella 130 --- 1000 km/s, nopeutta ei osata tarkkaan sanoa. Andromedan galaksi ja Kolmion galaksi muodostavat 35 kääpiögalaksin kanssa paikallisen galaksiryhmän, joka kuuluu Neitsyen superjoukkoon. Linnunrataa kiertää Suuri Magellanin pilvi jotka ovat noin 20000 valovuoden läpimittaisia. Linnunrataa kiertävät myös Pieni Magellanin pilvi ja Canis Majorin kääpiögalaksi. Pienimmät Linnunradan satelliittigalaksit Carina, Draco, ja Leo II ovat kääpiögalakseja joiden läpimitta on vain noin 500 valovuotta. Lähin meitä oleva kääpiösatelliittigalaksi lienee Sagittariuksen kääpiöellipsoidi. Aikaisemmin luultu lähimmäksi mm: Ursa Minor, Sculptor, Sextans, Fornax ja Leo I. Luokka:Tähtitiede Luokka:Galaksit ko:우리 은하 ja:銀河系 simple:Milky Way th:ทางช้างเผือก

Altair

Altair (α Aquilae, α Aq) on Kotkan tähdistön päätähti. Sen näennäinen kirkkaus on 0,77 ^m (12. kirkkain taivaalla) ja väriltään se on valkea. Se muodostaa Kesäkolmion yhdessä Joutsenen Denebin ja Lyyran Vegan kanssa. Koska tähti sijaitsee Maasta vain 17 valovuoden päässä, on Altair myös lähin kirkas tähti, joka on näkyvissä meille paljain silmin. Tähden nimi tulee arabiankielisistä sanoista al-nasr al-tair, joka tarkoittaa "lentävää kotkaa". Altair pyörii erittäin nopeasti akselinsa ympäri: spektriviivojen levenemisen perusteella on laskettu, että yksi kierros kestää vain 6,5 tuntia (joissain lähteissä tulokseksi on saatu 9 tuntia tai 10,4 tuntia). Spektriviivojen leveneminen kohtuu Dopplerin ilmiöstä: tähden eri suuntiin puolet levittävät viivoja punaiseen ja siniseen päin. Jonkinlaisen käsityksen pyörimisen nopeudesta saa vertailemalla sitä Aurinkomme vastaavaan aikaan, joka on hieman yli 25 vuorokautta. Nopeasta pyörimisestä johtuen Altair onkin ekvaattorilta noin 14 % paksumpi kuin pyörimisakselin suuntaan mitattuna. Altair muodostaa lähitähtiensä βn ja γn kanssa taivaalle silmiinpistävän selkeän tähtijonon Kotkan päähän.

Numerotietoja Altairista

Altairin tiedot eivät ole yhtä tarkkoja kuin lähempien tähtien.
- Alfa Aquilae eli α Aql
- Etäisyys aurinkokunnasta on 16,72 valovuotta eli 5,13 parsekia
- Parallaksi 0,19497" ± 0,00086 (kaarisekuntia)
- Tähden näennäinen kirkkaus 0,76.
- Absoluuttinen kirkkaus M_V 2,22.
- Altairia epäillään muuttuvaksi tähdeksi.
- Spektrityyppi A7 V-IV (aikaisemmin A5) ("valkea pääsarjan tähti")
- Väri-indeksi B-V 0,22 ja U-B 0,08 .
- Pintalämpötila 7550 kelviniä.
- Massa 1,7 auringon massaa.
- Säde 1,8 auringon massaa.
- Napasäde 14% (0,14) pienempi kuin päiväntasaajan, auringon vastaava 0,001 eli yksi promille.
- Luminositeetti 10,4 aurinkoa näkyvän valon alueella.
- Metallipitoisuus 2 aurinkoa.
- Pölyä havaittu Altairin ympäriltä, eläinratavaloa vastaavaa pölyä 1000 kertaa enemmän kuin Auringolla.
- Ikä alle 1000 miljoonaa vuotta.
- Pyörimisnopeus 210 -- 242 km/s, pyörähdysaika 9 tuntia. tarkkaa arviota ei ole, mutta tiedetään Altairin olevan nopea pyörijä. Arviot pyörähdysajasta vaihtelevat 6,5 –- 10,4 vuorokautta. (Auringon vastaavat 2 km/s ja noin 25 vuorokautta)
- Elokelpoisen planeetan etäisyys tälle tähdelle on 3,4 AU, kiertoaika 4,4 vuotta.

Aiheesta muualla

- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA04204 NASAn sivuilla] on erittäin tarkka valokuva tähdestä. Luokka:Tähdet ja:アルタイル

Joutsen (tähdistö)

Joutsen (lat. Cygnus, gen. Cygni) on pohjoisen taivaan tähdistö, jonka poikki kulkee Linnunrata. Tähdistössä on varsin runsaasti linnunradan sumuja, tähtijoukkoja ja mustia pölypilviä sekä kiinnostavia tähtiä. Deneb (Alfa (α) Cygni) on paitsi Joutsenen myös koko tähtitaivaan absoluuttisesti kirkkaimpia tähtiä, 60 000 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko. Kesällä Deneb muodostaa Lyyran Vegan ja Kotkan Altairin kanssa Kesäkolmion. Albireo (Beta (β) Cygni) on yksi kauneimmista kaksoistähdistä, jonka tähdet ovat 34 kaarisekunnin päässä toisistaan ja silmiinpistävän erivärisiä: toinen on kullankeltainen, toinen syaaninsininen. Värit erottuvat parhaiten isommalla teleskoopilla. Todellisuudessa tähtien värit eivät ole mitenkään poikkeuksellisen silmiinpistäviä, mutta niiden sijaitessa lähekkäin ihmissilmä korostaa niiden välistä kontrastia. 61 Cygni on nopea tähtitaivaan vaeltaja ja samalla kaksoistähti. Tähti liikkuu useita kaarisekunteja vuodessa taustatähtiin nähden, ja se on harrastajienkin havaittavissa. Khii ( χ ) Cygni on pitkäjaksoinen muuttuva Mira-luokan tähti, joka kirkkaimmillaan näkyy paljain silmin (+4—5 mag) ja himmeimmillään karkaa monien pienten teleskooppienkin ulottumattomiin (+13 mag) noin 13 kuukauden jaksoissa. Messierin kohteista Joutsenessa ovat tähtijoukot M29 ja M39. Merkittävimpiä NGC-kohteita tähdistössä ovat muun muassa Pohjois-Amerikka-sumu (NGC 7000), supernovajäänne Cirrus-sumu (NGC 6960, 6992 ja 6995), sekä Vilkkusumu (NGC 6826). Linnunrata pyörii siten, että aurinkomme lähitähtineen liikkuu Joutsenen suuntaan. Luokka:Tähdistöt ko:고니자리 ja:はくちょう座

Deneb

Deneb (α Cygni, Arided, Aridif, HR 7924, HD 197345) on Joutsenen tähdistön kirkkain tähti, vaikka se onkin noin 30 kertaa tähdistön muita kirkkaita tähtiä kauempana. Sen näennäinen kirkkaus on 1,25, joten se on taivaan 12. kirkkain tähti. Denebin arvioitu absoluuttinen magnitudi on −7,2, joka tekee siitä yhden valovoimaisimmasta tunnetuista tähdistä. Kolmen asteen päässä Denebistä on tunnettu Pohjois-Amerikka-sumu. On esitetty, että juuri Deneb saa sumun loistamaan. Tähden ja sumun keskinäinen välimatka on 70 valovuotta, mutta sumunkin koko on noin 45 valovuotta. Deneb näkyy Suomessa ympäri vuoden eli se on sirkumpolaarinen ja se on yksi Kesäkolmion kärkipisteistä yhdessä Altairin ja Vegan kanssa.

Tähden ominaisuuksia

Tähden etäisyys on kiistanalainen, sillä hyviä vertailukohtia ei enää näin kaukana ole ja parallaksimenetelmä antaa jo tällä etäisyydellä epätarkkoja arvoja. On kuitenkin arvioitu, että etäisyys olisi noin 1600–3200 valovuotta. Koska etäisyyttä ei tiedetä aivan tarkasti, on melkein mahdotonta esittää arvioita Denebin absoluuttisesta kirkkaudesta. Arviot vaihtelevat 60 000 -kertaisesta (etäisyydeksi oletettu 1600 vv) Auringon kirkkaudesta aina neljännesmiljoonaiseen (3200 vv etäisyysarviona) Auringon kirkkauteen. Jos Deneb sijoitettaisiin Aurinkokuntamme keskelle Auringon paikalle, olisi siitä Maahan tuleva valovuo voimakkaampi kuin useimmissa teollisuuden käyttämissä lasereissa. Se säteileekin enemmän valoa yhdessä päivässä kuin Aurinko ehtii säteilemään 140 vuodessa. Tähden halkaisijaksi on arvioitu noin 160–200 kertaa Auringon halkaisija. Omassa Aurinkokunnassamme tähden pinta ulottuisi Maahan asti. Spektriluokaltaan tähti on A2Ia pintalämpötilan ollessa 8 400 K.

Nimi

Tähden nimi tulee arabiankielisestä sanasta Al Dhanab, joka tarkoittaa 'häntää'. Melkein sama nimi on annettu viidelle muullekin tähdelle; näistä tunnetuimpina Deneb Kaitos Valaassa ja Denebola Leijonassa.

Aiheesta muualla

- [http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/deneb.html Deneb] Luokka:Tähdet ja:デネブ

Vega

Vega (Wega, α Lyr, Alfa Lyrae) on Lyyran tähdistön päätähti. Tämä kirkas sinertävänvalkea tähti on melko lähellä meitä, vain 25,3 valovuoden päässä. Vega on 3. kirkkain meille Suomeen näkyvä kiintotähti, vain Arcturus ja Sirius ovat kirkkaampia. Vega on niin sanotun Kesäkolmion kärkitähti. Kesäkolmioon kuuluvat myös Joutsenen Deneb ja Kotkan Altair. Vega on myös viidenneksi kirkkain tähti pohjoisella taivaanpallonpuoliskolla. Suomessa Vega näkyy aina (on horisontin yläpuolella), sillä kyseinen tähti on sirkumpolaarinen eli sen deklinaatio on enemmän kuin Suomen leveysaste Maan päällä.

Tarkempi kuvaus Vegasta

Spektriluokaltaan Vega on luokkaa A0V ja sijoittuu HR-diagrammissa pääsarjaan. Vegan elinikä on vain 10% Auringon eliniästä eli noin miljardi vuotta. Vega on Aurinkoa lyhytikäisempi, koska se on aurinkoa masisivisempi. Aurinkoa masiivisempien tähtien keskustassa lämpötila ja tiheys nousevat suuremmaksi ja ne polttavat vetypolttoainetta fuusioissa Aurinkoa huomattavasti nopeammin, hyvin kiivaasti. Noin 12 000 vuoden kuluttua Vegasta tulee uusi pohjantähti, kun Maan prekessio eli akselin kiertyminen ajan mukana liikuttaa pohjoisnapaa taivaalla. Vega määriteltiin alussa luokan 0,00 tähdeksi, mutta korjatun magnitudimäärityksen mukaan tähden kirkkaus on 0,03. Vega oli ensimmäinen valokuvattu tähti vuonna 1853, myös ensimmäinen valokuvattu spektri vuonna 1872 otettiin Vegasta. Luultavasti Vegan parallaksi mitattiin ensimmäisenä, Struve mittasi Struve 1837, julkaistu 1840. Parallaksista saadaan laskettua tähden etäisyys. Sinertävänvalkean Vegan väriä kuvaava luku väri-indeksi B-V on 0,00 ja tähteä käytetään väri-indeksimittareiden säätämiseen. Vega säteilee näkyvän valon alueella 350 – 850 nanometrin alueella 2000 - 4000 janskyä, mikä korkeintaan kaksinkertainen poikkeama eri valon aaltoalueilla on tähdelle tasainen. Eniten valoa tulee spektrin keskimmäisessä, vihreässä alueessa, vähiten punaisessa ja violetissa.

Vegan pölykiekko

1983 infrapuna-alueella taivasta kuvaava IRAS-satelliitti löysi Vegalta pölykiekon, joka nähdään suunnilleen päältä eli Maahan päin eli kiekon kaltevuus on 0. Pöly säteilee runsaasti infrapunavaloa, jota itse tähti Vega ei juurikaan säteile. Pölykiekon olemassaolo viittaa mahdollisiin planeettoihin tai niiden muodostumisvaiheeseen. Pölyä muodostuu esim kahden pikkuplaneetan törmätessä suurella nopeudella toisiinsa tai irtoamalla komeetoista. Pölykiekko ulottuu ensimmäisten löytöjen mukaan vain 140 AU:n päähän tähdestä, myöhempien mukaan 815 AU:n päähän. On oletettu kiekon syntyneen noin 90 AU:n päässä olevien kahden jopa 2000 km läpimittaisen pikkuplaneetan hajottavasta törmäyksestä. Pölykiekossa on 20 AU:n tarkkuisten mittausten mukaan solmuja 60 ja 75 AU:n päässä Vegasta. 95 AU:n päässä on tiheä kaari. Tyypillisen pölyhiukkasen läpimitaksi on arvioitu säteilystä 200 mikrometriä. Erään arvion mukaan Vegalla olisi kahden Jupiterin massainen planeetta 50 – 60 AU:n päässä keskustähdestä. Uudempi arvio viittaa alle 30 Jupiterin massaiseen planeettaan 30 AU:n päässä Vegasta. Kolmas arvio tuottaa 90 – 100 AU:n päähän alle Jupiterin massaisen ja 50 – 60 AU:n päähän hyvin suuren planeetan. Erään mallin mukaan Neptunusta ja Jupiteria muistuttavat planeetat olisivat vuorovaikuttaneet ja siirtyneet radoillaan. Alkujaan 5 AU:n päässä oleva Jupiteria muistuttanut planeetta olisi painovoimallaan siirtänyt 40 AU:n päässä olevaa Neptunuksen massaista planeettaa 56 miljoonassa vuodessa 80 AU:n päähän keskuskappaleestaan. Siirtyminen olisi johtunut planeetan vuorovaikutuksesta kaasu- ja pölykiekon kanssa sekä planeetojen keskinäisestä vuorovaikutuksesta.

Numerotietoja Vegasta

- Alfa Lyrae (α Lyr) eli 3 Lyrae
- Etäisyys aurinkokunnasta on 25,27 valovuotta eli 7,751 parsekia
- parallaksi 128,930 millikaarisekuntia
- Tähden näennäinen kirkkaus V 0,03
- Tähden kirkkaus vaihtelee välillä -0,02 -- 0,07 33,6 minuuttia
- Absoluuttinen kirkkaus M_V 0,58
- Vega on Delta Scuti-tyypin kirkkaudeltaan muuttuva tähti, jakso 0,1903 päivää
- Spektrityyppi A0Vvar A0 Va ("kirkas valkea pääsarjan tähti")
- Tähden spektrissä on metalliköyhien Lambda Bootis-tähtien piirteitä, jotka viittavat Vegan olevan vanha Lambda Bootis-tähti.Lambda Bootis-tähdet ovat metalliköyhiä Populaatio I:n tähtiä, joiden metalliviivojen voimakkus riippuu pyörimisnopeudesta.
- Väri-indeksi B-V 0,00 ja U-B -0,01
- Pintalämpötila 9.600 – 9.700 kelviniä.
- Massa 2,6 – 3,1 aurinkoa.
- Säde >3,1 aurinkoa.
- Luminositeetti 51 – 55 aurinkoa.
- Metallipitoisuus 0.63 aurinkoa (0,04 – 1,15).
- Ikä 350 miljoonaa vuotta, pääsarja-aikaa 650 miljoonaa vuotta.
- Pyörimisnopeus v sin i = 21,8 päivää.
- Elokelpoisen planeetan etäisyys tälle tähdelle on 7.1 AU, kiertoaika 10,3 v. Luokka:Tähdet ja:ベガ

Tähti

tähdistön alueelta, jonka suunnalla sijaitsee Linnunradan keskus.]] Tähti on painovoiman koossa pitämä kaasupallo, jonka jossain kehitysvaiheessa tapahtuu ydinfuusiota. Useimmat tähdet loistavat kirkasta valoa. Yleensä tähtien ytimissä tapahtuu vedyn fuusiota, joskus myös raskaampien alkuaineiden kuten heliumin tai hiilen tai piin fuusiota. Tähtien ydin on tuhansia kertoja vettä tiheämpää ja siellä vallitsee miljoonien kelvinien lämpötila. Lähes kaikki aine on ionisoitunutta, eli atomin ytymiä ja elektroneja on erillään. Merkittävä ionisoitumine alkaa noin 10000 kelvinissä. Tähdet syntyvät tähtienvälisestä pilvestä kutistumalla. Tähtienvälinen aihe koostuu kaasusta lähinnä vedystä ja heliumista sekä pölystä. Usein samalla alueella syntyy paljon tähtiä, joista osa muodostaa kaksin- tai useampikertaisia tähtiä. Monien tähtien ympärille muodostuu planeettoja. Ruskeat kääpiöt ovat tähtiä, joissa on tapahtunut deuteriumin eli raskaan vedyn fuusiota, mutta lämpötila ei ole noussut riittävän korkeaksi tavallisen vedyn fuusion käynnistämiseksi. Tähdet muodostavat tähtijoukkoja ja galakseja. Tähtijoukossa voi olla tuhansia ja galaksissa satoja miljardeja tähtiä. Eräiden arvioiden mukaan koko tunnetussa maailmankaikkeudessa on noin 70 sekstiljoonaa tähteä (7 x 10²²). Tähden ydinreaktioissaan tuottama suuri määrä energiaa vapautuu tähdestä säteilynä, niin näkyvänä valona kuin lämpö- ja hiukkassäteilynäkin. Tähdet ovat siis omaa valoa lähettäviä taivaankappaleita, toisin kuin planeetat ja muut taivaankappaleet, jotka heijastavat tähtien lähettämää valoa takaisin avaruuteen. Ydinreaktioissa syntyy energian ohella uusia alkuaineita rautaan asti. Sitä raskaampien aineiden muodostuminen vaatii enemmän energiaa kuin reaktio tuottaa. Rautaa raskaammiksi atomiytimet voivat kasvaa sieppaamalla neutroneita. Myöhemmin neutroni voi muuttua protoniksi esimerkiksi betahajoamisessa. Heliumia raskaammat alkuaineet ovat syntyneet lähes yksinomaan tähdissä. Ydinreaktioiden lakattua tähdestä jää jäljelle kompakti tähti eli valkoinen kääpiö, neutronitähti tai musta aukko. Raskailla tähdillä loppukehitys on raju supernovaräjähdys. Maata lähin tähti on Aurinko. Seuraavaksi lähin tähti, Proxima Centauri, sijaitsee yli 250 000 kertaa kauempana. Tähtien suhteelliset etäisyydet ovat tavallisesti hyvin suuria. Useimmat tähdet näkyvät pistemäisinä tehokkaimmillakin kaukoputkilla. Joissakin vanhoissa teoksissa tähteä kutsutaan kiintotähdeksi, planeettaa kiertotähdeksi ja komeettaa pyrstötähdeksi; näitä vääriä mielikuvia antavia nimityksiä ei enää käytetä tieteellisissä yhteyksissä.

Luokittelu

Tähdet luokitellaan spektriluokan mukaan. Yleisimmät luokat ovat O, B, A, F, G, K ja M, jossa O on erittäin suuri ja kirkas ja M on juuri niin massiivinen, että vedyn fuusio voi vielä käynnistyä. Jokaisella kirjaimella on kymmenen alaluokkaa. Oma Aurinkomme on G2-tyypin tähti, joka on varsin lähellä havaittujen ääripäiden keskikohtaa.

Kehitys

Tähti käy miljoonien tai miljardien vuosien aikana läpi eri kehitysvaiheita säteillen valoa ja lämpöä ja lopulta tuhoutuen. Kehityskaari on liian hidas, jotta voisimme tutkia sitä yhdellä tähdellä; sen sijaan on tarkasteltava useita tähtiä kehityksensä eri vaiheissa. Myös tietokonesimulaatioilla on mahdollista jäljitellä tähtien rakennetta ja sitä kautta kehitystä. Kehityskaaresta voidaan erottaa kolme vaihetta, joissa kehityksen etenemisnopeus vaihtelee: ydinaikaskaala on se aika, jonka tähti viettää niin sanotussa pääsarjassa säteillen energia, jota se vapauttaa ydinreaktioissa. Terminen aikaskaala tarkoittaa tähden energiantuotannon loppumisesta säteilyn loppumiseen kuluvaa aikaa, kun tähden keskustasta lähtenyt säteilykin ehtii pinnalle. Dynaaminen aikaskaala määrittää tähden luhistumisajan, kun säteilyn ja samalla ulospäin suuntautuneen paineen loputtua kaikki materia aloittaa vapaan putoamisen kohti tähden keskustaa.

Syntymä

Dynaaminen aikaskaala Tähtiä syntyy jättiläismäisissä tähtienvälisissä molekyylipilvissä, jotka ovat ympäristöään huomattavasti tiheämpiä. Galaksin sisällä tähtienvälinen avaruus sisältää tavallisesti 0,1–1 kaasuhiukkasta (atomia, isompaa hiukkasta) kuutiosenttimetriä kohden, kun tiheys pienen ja hyvin tiheän pimeän sumun, globulin sisällä voi olla useita miljoonia hiukkasta kuutiosenttimetrissä. Jättiläismolekyylipilven koko on 50–300 valovuotta ja massa 100 000–10 miljoonaa Auringon massaa. Massa riittää siten kokonaisen tähtijoukon syntymiseen samalla kertaa. Kiertäessään Linnunradan ympäri molekyylipilvet saattavat törmätä toisiinsa, kulkea tiheiden spiraalihaarojen läpi tai joutua supernovan šokkiaallon läpäisemäksi. Galaksien törmätessä toisiinsa niiden tähtienväliset pilvet sekoittuvat toisiinsa. Jokin näistä tekijöistä saattaa aloittaa molekyylipilven tiivistymisen oman painovoimansa vaikutuksesta. Esim supernovaräjähdyksen aikaansaama kuuma kaasukupla puristaa molekyylipilven osasia kokoon globuleiksi, joiden sisälle synty tähtiä. Vähitellen kaasupilvi hajaantuu yhä pienempiin erillisiin osiin, jotka samoin jatkavat tiivistymistä. Kokoon kerääntyvä kaasu alkaa lämmetä, koska kaasun potentiaalienergiaa vapautuu. Lopulta pilven keskelle syntyy pyörivä kaasupallo, prototähti, jonka lämpötila ei ole kuitenkaan vielä noussut riittävän korkeaksi fuusioreaktion aikaansaamiseksi. Prototähtivaihe on sitä ympäröivän tiheän kaasu- ja pölykiekon peittämä, jolloin se on havaittavissa vain siluettina sijaitessaan esimerkiksi kirkaan emissiosumun edessä, kuten Orionin suuressa kaasusumussa. Orionin suuressa kaasusumussa Mikäli prototähden massa on yli 0,1 Auringon massaa, sen ytimen lämpötila saavuttaa lopulta 10 miljoonan kelvinasteen rajan, jolloin vety alkaa fuusioitua heliumiksi. Tähti alkaa tuottaa suuria määriä säteilyä, jonka paine saa aikaan hydrostaattisen tasapainon, jolloin tähden romahtaminen painovoiman vaikutuksesta lakkaa. Vastasyntynyt tähti on saavuttanut vakaan tilan. Mikäli prototähden massa jää alle 0,1 Auringon massan, se alkaa vähitellen jäähtyä ennen kuin on saavuttanut kriittisen lämpötilan ja muuttuu ruskeaksi kääpiöksi tai tähteä kiertäväksi kaasuplaneetaksi. Kaasupilven luhistuminen prototähdeksi kestää tavallisesti vain muutamia satoja vuosia, mutta prototähdestä pääsarjaan kehittyminen vie tähden koosta riippuen muutamia kymmeniä tai satoja tuhansia vuosia suurimassaisilta tähdiltä ja jopa satoja miljoonia huomattavasti Aurinkoa kevyemmiltä tähdiltä. Vähitellen tähtituuli saa aikaan ympäröivän tähtienvälisen aineen kaikkoamisen ja mahdollisesti myös hehkumisen, jolloin tähti tulee näkyville myös Maasta katsottuna. Tunnettuja tällaisia tähtiä ovat T Tauri -tähdet, jotka sisältävät yhä runsaasti litiumia lämpötilan ollessa riittämätön sen hajottamiseen. Niiden lähellä on usein pieniä sumuja, joita kutsutaan Herbig-Haro-kohteiksi. T tauri-tähtiä kutsutaan sumumuuttujoksi, koska ne ovat yteydessä tähtienvälsiin sumumaisiin kaasu- ja pölypilviin. Koska tähtienvälisen kaasupilven massa riittää usein useamman kuin yhden tähden raaka-aineeksi, esiintyvät nuoret tähdet usein avoimissa tähtijoukoissa. Esimerkiksi Plejadit ovat ryhmä kuumia sinisiä tähtiä, joiden seassa on yhä havaittavissa voimakkaan tähtituulen riepottelemia haituvia aiemmin paikalla sijainneesta pilvestä. Suhteellisen lyhyessä ajassa tähdet ylittävät kuitenkin yksi toisensa jälkeen joukon pakonopeuden, ja tähdet ajautuvat erilleen toisistaan. Suurimassaiset tähdet eivät elinaikanaan ehdi kovin kauaksi synnyinsijoiltaan, ja ne muodostavat selkeästi erottuvia OB-assosiaatioita.

Pääsarjavaihe

Pääsarjaksi kutsutaan Hertzsprungin–Russellin kaaviossa sen lävistäjän suuntaista vyöhykettä, jossa valtaosa tähdistä sijaitsee, koska ne viettävät valtaosan kehityskaarestaan siellä. Tänä aikana tähti saa energiansa yksinomaan vedyn fuusiosta ja sen tila pysyy vakaana. Ainoa muutos tapahtuu hyvin hitaasti tähden rakenteessa ja kirkkaudessa, kun ydinreaktiot kasvattavat heliumin suhteellista osuutta tähdessä ja kirkkaus kasvaa muutamia kymmeniä prosentteja. Pääsarjavaihe kestää 15 kertaa Aurinkoa massiivisemmalla tähdellä vain 10 miljoonaa vuotta, Auringolla 10 miljardia vuotta ja neljä kertaa Aurinkoa kevyemmällä tähdellä noin 70 miljardia vuotta. Aurinko on tällä hetkellä pääsarjavaiheensa puolessavälissä, joten sillä on yhä viisi miljardia vuotta aikaa vakaata hiljaiseloa; kirkkauden kasvusta kuitenkin johtuu, että elämä maapallolla alkaa käydä mahdottomaksi jo miljardin vuoden kuluessa valtamerten alkaessa kiehua pois. Yli 1,5 kertaa Aurinkoa massiivisemmat tähdet kuuluvat ylempään pääsarjaan, jossa niiden ytimien lämpötila ylittää 18 miljoonaa astetta sallien energian tuoton suurimmaksi osaksi niin sanotussa hiilisyklissä, jossa hiili, typpi ja happi toimivat palamisreaktion katalyytteina. Hiilisykli on keskittynyt tähden kuumaan ytimeen, jossa syntyvän energiavuon määrä on niin suuri, ettei säteily riitä siirtämään kaikkea energiaa sieltä poispäin. Ytimessä tapahtuukin konvektiovirtauksia sekoittaen samalla ytimen ainetta. Ytimen ulkopuolella on vetykerros, jossa ei tapahdu lainkaan ydinreaktioita pääsarjavaiheen aikana. Massaltaan alle 1,5 kertaa Auringon suuruiset tähdet kuuluvat alempaan pääsarjaan, jossa energiaa tuotetaan niin sanotulla protoni-protoni-ketjulla. Koska ketju ei vaadi niin suurta lämpötilaa kuin hiilisykli, tapahtuvat ydinreaktiot suuremmalla alueella tähden sisuksissa, eikä konvektioita siellä pääse syntymään. Sen sijaan tähden ulko-osien alhaisen lämpötilan seurauksena kaasu on siellä siinä määrin läpinäkymätöntä, että säteily ei enää kykene kuljettamaan kaikkea energiaa ja ulko-osissa tapahtuu siten konvektiota. Tästä seuraa, että ylemmän ja alemman pääsarjan tähtien rakenteet ovat päinvastaiset. Tähdet, joiden massa on 0,08–0,26 Auringon massaa, ovat kauttaaltaan konvektiivisia. Niissä aine sekoittuu koko ajan ja vetyvarasto on käytettävissä kokonaisuudessaan. Tästä seuraa, että vetyvarastojen loppuessa tähti kutistuu rauhallisesti valkoiseksi kääpiöksi. Kaikki kyseisen kokoluokan tähdet ovat yhä niin nuoria, etteivät ne tule vielä kymmeniin miljardeihin vuosiin poistumaan pääsarjasta.

Jättiläisvaihe

Kun ytimen vetyvarasto on palanut loppuun ja muuttunut heliumiksi, alkaa tähti polttaa kuoressa sijaitsevaa vetyä, jolloin ulko-osat alkavat laajentua ja heliumytimen massa kasvaa. Aluksi pintalämpötila laskee, ja tähti muuttuu punaisemmaksi. Lopulta tähden valovoima alkaa kasvaa, ja se kohoaa HR-kaaviossa ylöspäin. Tähti on nyt punainen jättiläinen. Siirtymävaihe jättiläistähdeksi kestää keveillä tähdillä huomattavasti pidempään kuin suurimassaisilla tähdillä. Alle 1,5 kertaa Auringon massaisen tähden ytimessä tiheys kasvaa siihen pisteeseen, että aine degeneroituu. Lämpötila puolestaan kasvaa siellä lopulta sataan miljoonaan asteeseen, jolloin helium alkaa fuusioitua hiileksi kolmialfaprosessissa. Lämpötilan noususta huolimatta degeneroitunut kaasu ei laajene, vaan ainoastaan palamisreaktio kiihtyy. Lämpötilan noustessa edelleen aine ei enää pysy degeneroituneena ja muuttuu ionisoituneeksi ideaalikaasuksi, joka pyrkii nopeasti laajenemaan aiheuttaen räjähdyksen, heliumleimahduksen. Heliumin fuusioitumisen alkamisesta heliumleimahdukseen kuluu vain muutamia sekunteja. Tähden ulko-osat vaimentavat räjähdyksen, ja lopulta tähden rakenne muuttuu vastaamaan uutta tasapainotilaa. Heliumin loppuessa ytimestä tähdessä on kaksi kuorta, joista ulommassa tapahtuu vedyn fuusioituminen ja sisemmässä puolestaan heliumin. Rakenne on epävakaa ja saattaa aiheuttaa aineen sekoittumisen tai osan massasta purkautumiseen avaruuteen. Raskaiden jättiläistähtien ytimessä lämpötila on suurempi ja aine harvempaa, joten degeneroitumista ei tapahdu. Helium alkaa fuusioitumaan ytimessä hiileksi rauhallisesti, kunnes heliumin loputtua ytimen tiivistyminen ja siitä aiheutuva lämpötilan nousu saavat aikaan vuoroin hiilen, hapen ja piin fuusioitumisen raskaammaksi alkuaineeksi aina rautaan asti. Lopulta tähdessä on kerroksittain eri alkuaineita, kevyimmät uloimpana ja raskaimmat ytimessä.

Kuolema

rauta Alle kolmen auringon massaisilla tähdillä ytimen lämpötila ei nouse riittävän korkeaksi hiilen fuusioitumisen alkamiseksi. Lopulta säteilypaine puhaltaa tähden ulko-osat avaruuteen laajenevaksi kaasupilveksi, josta muodostuu planetaarinen sumu. Tähdestä jää jäljelle kuuma ydin, valkoinen kääpiö. Ydinreaktiot ovat lakanneet, joten valkoinen kääpiö tiivistyy ja viilenee vähitellen. Se saavuttaa lopulta tasapainotilan, kun sen aine on kokonaisuudessaan degeneroitunut ja lämpö siirtynyt avaruuteen. Jäljelle on jäänyt musta kääpiö, kuollut tähti, joka voidaan havaita vain sen mahdollisesti muihin taivaankappaleisiin aiheuttaman painovoiman välityksellä. 3–15 Auringon massaisilla tähdillä tapahtuu lopulta heliumleimahduksen kaltainen hiili- tai happileimahdus, joka on paljon voimakkaampi. Tähti räjähtää supernovana, eikä ytimestäkään jää todennäköisesti mitään jäljelle. Yli 15 Auringon massaisilla tähdillä sisimmissä kerroksissa fuusioituminen jatkuu rautaan saakka, jonka jälkeen raskaampien alkuaineiden fuusio ei enää tuota energiaa, kuten ei myöskään raudan hajottaminen fissiossa kevyemmiksi alkuaineiksi. Ydinreaktiot lakkaavat, ja tähti alkaa luhistua kokoon hyvin nopeasti. Luhistumisessa vapautuva energia kasvattaa tähden kerrosten lämpötilaa huomattavasti, ja ulommissa osissa yhä olevat kevyemmät alkuaineet alkavat fuusioitua räjähdysmäisesti. Tähden ulko-osat räjähtävät muutamassa sekunnissa supernovana. Räjähdyskään ei pysty keskeyttämään tähden sisimpien osien nopeaa luhistumista. Tiheyden kasvaessa protonit yhdistyvät elektroneihin ja muodostavat yhä tiiviimmin pakkautuvia neutroneita, jotka alkavat degeneroitua. Mikäli luhistuvan ytimen massa on alle 1,5–2 Auringon massaa, saa degeneroituneiden neutronien aiheuttama degeneraatiopaine aikaan luhistumisen lakkaamisen. Tuloksena syntyy äärimmäisen tiivis neutronitähti. Mikäli massa kuitenkin ylittää edellä mainitun rajan, jota kutsutaan Oppenheimerin–Volkoffin massaksi, ei mikään voi enää estää ytimen luhistumista äärettömän pieneen ja tiheään tilaan, mustaksi aukoksi.

Lähteet

- Karttunen, Donner, Kröger, Oja, Poutanen: Tähtitieteen perusteet, neljäs laitos (2003)

Katso myös

- Luettelo lähimmistä tähdistä Luokka:Tähtitiede Luokka:Tähdet ms:Bintang ko:항성 ja:恒星 simple:Star th:ดาวฤกษ์

Kefeidi

Kefeidi on eräs sykkivien muuttuvien tähtien ryhmä, jolle on ominaista tähtien muuttumisjakson ja luminositeetin välinen verrannollisuus. Kefeidit löysi amerikkalainen tähtitieteilijä Henrietta Leavitt vuonna 1912. Ne on nimetty tyypin edustajaksi ensimmäisenä määritetyn tähden, δ Cephein mukaan. Varsinaiset kefeidit ovat "klassisia kefeidejä" tai "tyypin I kefeidejä". Kefeidi on usein ensimmäisen populaation metallirikas keltainen jättiläistähti, joka vuoroin laajenee ja supistuu sykkien. Kefeidien luminositeetti vaihtelee tuhatkertaisesta kymmentuhatkertaiseen Auringon suhteen ja jakso 1 -- 135 päivää. Useimmiten jakso on 5 -- 10 päivää. Kirkkauden vaihtelu on keskimäärin 0,1-2,5 m. 3 päivän jaksoisen kefeidin kirkkaus on noin 800 Aurinkoa , ja 13 päivän kefeidin kirkkaus 10000 aurinkoa. Kefeidin massa on 5 -- 20 aurinkoa ja ne ovat heliumin polttamista aloittavia tähtiä. Spektriluokka on tyypillisesti F-K I eli kefeidit ovat kirkkaita ylijättiläistähtiä. Pohjantähti on yksi tunnetuimmista kefeideistä. Sen kirkkauden muutokset ovat kuitenkin viime vuosikymmenien kuluessa vähentyneet, ja tähti on nyt lähes stabiili. Tunnettu kefeidi on myös Eta Aquilae.

Kefeidit etäisyyksien laskemisessa

Kefeidien luminositeetin ja jakson suhde on siinä määrin tarkka, että tähtien avulla voidaan määrittää suhteellisen lähellä olevien galaksien sekä pallomaisten tähtijoukkojen etäisyyksiä. Pieni, mutta usein merkityksetön virhe syntyy siitä, ettei kefeidin tarkkaa sijaintia galaksissa tiedetä, jos galaksi sijaitsee enemmän sivuttain kuin kohtisuoraan havaitsijan suhteen. Edwin Hubble löysi ensimmäisenä kefeidejä toisesta galaksista, Andromedan galaksista, jonka etäisyyden hän siten pystyi määrittämään ja samalla todistamaan kohteen ulkopuolisuuden Linnunradasta. Hubble-avaruusteleskooppi on havainnut kaukaisimmat kefeidit Virgon galaksijoukosta 60 miljoonan valovuoden päästä. Sitä kaukaisempien kohteiden etäisyys pystytään usein määrittämään punasiirtymän avulla.

Jakso-kirkkausuhteen syy

Jakso-kirkkaussuhteessa pitkäjaksoiset kefeidit ovat hieman kirkkaampia kuin mitä pelkästä jakso - kirkkaussuhteesta olettaisi. Sinisemmät kefeidit ovat hieman kirkkaampia kuin punaisemmat verrattuna yksinkertaisen jakso-kirkkaus-suhteen mukaan laskettuihin arvoihin. Jakso-kirkkaussuhteen mukaanhan kuumemmat kefeidit sykkivät nopeammin. Säteen muutos on kääntäen verrannollinen tähden tiheyden neliöjuureen. Tähden sykkiminen tapahtuu tähden ominaistaajuudella, joka on riippuvainen tähden tiheydestä samaan tapaan kuin säteen muutos. Näin ollen tähden säteen muutoksella ja sykkimisjaksolla on yhteys. Tähden säteellä ja kirkkaudella on suora yhteys.

Tähden sykkimisen syistä

Sykkiminen joka on monesti 10% tähden säteestä, näkyy tähden säteessä, kirkkaudessa ja lämpötilassa. Tähden läpimitta voi kasvaa jopa kaksinkertaiseksi ja nopeus on 40-200 km/s, tyypillisesti kymmeniä km/s. Sykkiminen tapahtuu tähden ominaistaajuudella, jossa on myös "yliääniä" eli muista poikkeavia sykkimisjaksoja. Sykkimisen jakso riippuu saman kaavan mukaan keskitiheydestä kuin amplitudikin. Normaalisti tähti on tasapainossa, jossa tähden lämpötilasta johtuva atomien liike pitää jokaista tähden kerrosta painovoiman kanssa tasapainossa. Läpinäkymätön kaasu voi varastoida energiaa. Sykkiminen johtuu ns ionosaatiovyöhykkeistä, joissa kaasun kokoonpuristuminen aiheuttaa säteilyläpäisemättömyyden laskua. Näihin kerroksiin varastoituva säteilyenergia aiheuttaa tähden ulko-osien laajenemista. Ionisaatiovyöhykkeitä on sopivilla syvyyksillä tähdissä, joiden pintalämpötila on 6000-9000 K. Näissä vety ja helium ovat osittain ionisoituneet. Kun tähden ulko-osat laajenevat, kaasu harvenee ja lämpötila laskee. Käy lopulta niin, että tähden ulko-osien lämpötilasta johtuva kaasun paine ei enää voi vastustaa painovoimaa, ja kaasu alkaa kutistua. Kaasu tihenee kutistuessaan, ja sen lämpötila nousee. Silloin ionisaatiovyöhykkeeseen varastoituu entistä enemmän energiaa. Ionosaatiovyöhykkeessähän kaasun kutistuminen merkitsee säteilyn läpäisemättömyyden kasvun takia energien varastoitumista. Lopulta varastoitunut energia vapauttaa ja ponnauttaa tähden ulko-osat taas avaruuteen. Tähden sisällä tapahtuvat fuusioreaktiot syöttävät lisäenergiaa sykkimiseen. Tähti on kirkkaimmillaan kun tähden säde on pienin, koska silloin tähti on kuumempi. Pienentyneen, kuumentuneen tähden huomattavasti suurempi pintakirkkaus kasvattaa tähden absoluuttista kirkkautta koska pieni muutos tähden pintalämpötilassa muuttaa huomattavasti tähden kirkkautta. Tähden säde on pienimmillään 1/4 jakson ajan ennen valominimiä. Kirkastuminen on himmentymistä nopeampi eli valokäyrän nouseva osa on jyrkempi kuin laskeva osa.

Kefeidien ominaisuuksia

- Sykkimisjakso 2 -- 70 päivää
- Valonvahhtelun korkeus visuaalisessa alueessa 0,1-1,5 aurinkoa, suuremmilla aallonpituuksilla pienempi
- Massa 5 -- 15 Auringon massaa
- Säde 15 - 200 Auringon sädettä
- Spektriluokka: F -- G-tyypin ylijättiläinen
- Pintalämpötila 6500 - 5500 kelviniä
- Jakso 1 päivä, luminositeetti 300 aurinkoa jakso 60 päivää, luminositeetti 30000 aurinkoa.
- Jakso-kirkkaus-relaatio = -2,81 log P - 1,43
- Jakso-kirkkausrelaatio kefeidilaueen siniselle reunalle sininen> =-2,573 + 1,270 log P
- Jakso-kirkkausrelaatio kefeidilaueen punaiselle reunalle sininen> =-2,326 + 1,244 log P
- Sykkimisvakio Q(päivää) 3,47
- ^-2 +5,2
- 10^-3+2,8
- 10^-3(log P(päivää))²
- Säde aurinkoina: log (R/R_O) = 1,17 + 0,70 log P (päivinä)
- Lämpötila T_eff=-0,036 log L/LO +3,925
- Kemiallisen koostumuksen vaikutus lämpötilaan 0,04 ΔY - 0,49 ΔZ kun log L/L_O=3,5
- Tähden ikä: log t_e = 8,16 - 0,651
- log P
- Vaihesiirto säteisnopeuden ja kirkkauden vaihtelujen välillä 90 astetta
- Linnunradssa 800, tunnetaan myös lähigalakseista LMC, Virgo-joukosta

Kefeidejä muistuttavia tähtiä

- W Virginis-tähdet - toisen populaation kefeidit
- RR Lyrae-tähdet - vakiokynttilät
- Kääpiökefeidit Luokka:Muuttuvat tähdet ja:セファイド変光星

Planetaarinen sumu

Planetaarinen sumu on tähtitieteessä hehkuva kaasukuori, joka on syntynyt normaalikokoisen tai pienen tähden elinkaaren lopussa tähden puhallettua ulkokuorensa avaruuteen. Planetaariset sumut ovat kaasusumuista pienimpiä – niiden koko on korkeintaan muutamia valovuosia ja elinikä joitakin tuhansia vuosia. Planetaaristen sumujen sukulaisia ovat supernovajäänteet, jotka ovat kuitenkin syntyneet varsin erilaisissa olosuhteissa ja poikkeavat yleensä myös ulkonäöltään planetaarisista sumuista.

Löytöhistoria

Planetaariset sumut ovat kaikki melko himmeitä, eikä niitä voi havaita paljain silmin. Ensimmäisen lajityypin edustajan, Nostopainosumun M27, löysikin vasta vuonna 1764 Charles Messier kaukoputkellaan. Ajan alkeellisilla havaintovälineillä sumut näyttivät pieniltä vihertäviltä kiekoilta – siten hyvin samanlaisilta kuin kaukaiset kaasuplaneetat Uranus ja Neptunus. William Herschel antoi niille yhä nykyisin käytössä olevan nimen, vaikka planetaarisilla sumuilla ei todellisuudessa olekaan juuri tekemistä planeettojen kanssa. Planetaaristen sumujen luonne säilyi arvoituksena aina spektroskopian keksimiseen saakka 1800-luvun puolivälissä. Silloin havaittiin, että tähdet sekä tietyt "tähtisumut" (jotka myöhemmin paljastuivat galakseiksi) synnyttivät jatkuvan spektrin, jossa oli tummia absorptioviivoja kertomassa eri alkuaineiden läsnäolosta. Kun William Huggins tutki Kissansilmäsumun spektriä, hän huomasi sen olevan tyystin erilainen tähtien spektreihin verrattuna. Se koostui vain muutamista emissioviivoista, joista kirkkaimman aallonpituus oli 500,7 nanometriä. Viiva ei vastannut mitään tunnettua alkuainetta, ja niinpä sen oletettiin olevan uusi alkuaine, jolle annettiin nimeksi nebulum. Samalla periaatteella oli vuonna 1868 löydetty helium Auringon spektristä. Nebulumia ei kuitenkaan koskaan löydetty planeetaltamme, toisin kuin heliumia, ja 1900-luvun alussa Henry Russell ehdotti, että outo emissioviiva saattaisikin olla poikkeuksellisissa olosuhteissa olevan tunnetun alkuaineen aiheuttama. 1920-luvulla keksittiin, että erittäin harvassa kaasussa elektronit voivat siirtyä metastaattisille korkeammille energiatasoille atomeissa ja ioneissa, mikä tiheämmässä kaasussa ei ole mahdollista, koska atomien törmäykset estävät kyseisten energiatasojen säilymisen. Spektrospooppisin mittauksin todettiin, että planetaariset sumut todella koostuvat hyvin harvasta kaasusta. 500,7 nanometrin emissioviivan aiheuttaa elektronien siirtyminen metastaattisille tasoille hapessa. Se sijaitsee näkyvän valon sinivihreällä alueella, mikä aiheuttaa sumuille niiden ominaisvärin. Valokuvaustekniikat eivät yleensä ole kovin herkkiä vihertäville väreille, joten sumun saaminen näkymään valokuvassa luonnollisen värisenä on hankalaa. Planetaaristen sumujen ymmärrettiin olevan osa tähtien kehityskaaren loppua, kun sumujen keskuksista löydettiin pieniä ja kuumia valkoisia kääpiötähtiä ja kun sumujen havaittiin laajenevan. 1900-luvun lopulla avaruusteleskoopit mahdollistivat muiden kohteiden ohella myös planetaaristen sumujen tutkimisen sellaisilla aallonpituuksilla, jotka eivät läpäise Maan ilmakehää, sekä sumujen tiheyden ja lämpötilan tarkemman mittauksen. Hubble-avaruusteleskooppi on paljastanut lukuisista sumuista aiemmin luultua paljon monimutkaisempia rakenteita. Planetaarisia sumuja on löydetty Linnunradasta yli 1 500 kappaletta, mutta todellisuudessa niitä arvellaan olevan galaksissamme noin 10 000. Ne ovat keskittyneet galaktisen tason lähettyville. Tähtijoukoissa planetaariset sumut ovat hyvin harvinaisia: vain neljä sumua on löydetty pallomaisista tähtijoukoista (muun muassa Pease 1 M15:ssä ja IRAS 18333-2357 M22:ssa) ja yksi vanhasta avoimesta tähtijoukosta (NGC 2818 tähtijoukossa NGC 2818A). Avoimet tähtijoukot hajaantuvat yleensä ennen kuin niiden tähdet pääsevät elinkaarensa loppuun, joten sumut eivät ehdi yleensä syntyä niiden aikana. Suurimmilla kaukoputkilla planetaarisia sumuja on kyetty löytämään myös paikallisryhmän galakseista: Suuresta ja Pienestä Magalhãesin pilvestä, Andromedan galaksista (M31), M32:sta, Kolmion galaksista (M33) ja NGC 6822:sta. Ne ovat siten mitä todennäköisimmin tavallisia kaikissa galakseissa.

Kehitys

Planetaarinen sumu on elinkaaren viimeinen vaihe valtaosalle tähdistä. Vain Aurinkoa vähintään 1,44 kertaa massiivisemmat tähdet (kyseinen suhde tunnetaan Chandrasekharin rajana) päättävät päivänsä supernovana, jolloin on usein seurauksena supernovajäänne. Tyypillinen auringonkaltainen tähti viettää suurimman osan useita miljardeja vuosia kestävästä elämästään varsin rauhallisesti muuttamalla fuusioreaktion avulla vetyä heliumiksi ytimessään. Energian virratessa kaasun mukana ulospäin syntyy painetta. Sen kumoaa tähden oma painovoima, joka puolestaan pyrkii luhistamaan tähden kasaan. Näin tähti pysyy tasapainossa. Kun tähden vetyvarastot alkavat loppua, paine ei enää riitä pitämään tähden osia kasassa, vaan sen ydin alkaa luhistua painovoiman vaikutuksesta. Samalla sen lämpötila nousee moninkertaiseksi – Auringolla noin 15 miljoonasta kelvinasteesta 100 miljoonaan asteeseen. Lämpötilan nousu aiheuttaa tähden ulkokerrosten nopean laajenemisen, ja ne puolestaan viilenevät. Tähdestä on tullut punainen jättiläinen. 100 miljoonassa asteessa ydin alkaa muuttaa heliumia hiileksi ja hapeksi, ja sen luhistuminen pysähtyy. Ytimen sisään muodostuu sisempi, hiilestä ja hapesta koostuva ydin, ja heliumkerros on sen pinnalla. Heliumin fuusioreaktio on erittäin herkkä lämpötilan vaihteluille: jo kahden prosentin kasvu lämpötilassa yli kaksinkertaistaa reaktion nopeuden. Tällöin vapautunut energia kuumentaa tähteä entisestään, jolloin heliumkerros ensin laajenee, viilenee ja lopulta viilentää koko ytimen hidastaen taas reaktion entiselle tasolleen. Tähdestä on tullut äärimmäisen epävakaa – pulssinomaisesti se vuoroin laajenee ja supistuu yhä voimakkaammin, kunnes se lopulta puhaltaa ulko-osansa kauas avaruuteen. Tällaisessa laajenemis-supistumisvaiheessa on muun muassa Valaan tähdistössä oleva kuuluisa muuttuva tähti Mira. Useilla planetaarisilla sumuilla on havaittavissa heikko halo, joka on peräisin kyseisen vaiheen ajalta ennen tähden lopullista tuhoa. Tähdestä irtoava kaasu muodostaa laajenevan pilven, ja paljastaa vähitellen tähden sisempiä ja yhä lämpimämpiä osia. Kun paljastuneen pinnan lämpötila on noussut noin 30 000 kelviniin, lähettää se runsaasti ultraviolettisäteilyä, jonka fotonit ionisoivat kaasupilven atomit ja kaasu alkaa hehkua. Pilvestä on syntynyt planetaarinen sumu. Lähekkäisille kaksoistähdille voi syntyä erikoisen muotoinen planeetaarinen sumu, kun kaksi tähden ydintä kiertää yhteisen harvahkon kaasuvaipan sisässä. kasuvaippa syntyy masiivisen tähden laajetessa nieleisten pienemmän pääsarjan tähden. Toisesta tähdestä tulee valkoinen kääpiö ja toisesta pääsarjan tähti. Yhteisen kaasuvaipan kitka aiheuttaa tähtien tiheiden ydinten kiertoratojen lähestymistä ajan mukana yhä nopeammin, kyse on "spiralloitumisesta sisään". Lopputulos on erikoisen muotoinen planetaarinen sumu, jonka sisässä on valkea kääpiö ja pääsarjan tähti. Koska auringonkaltaisia tähtiä on Linnunradassa ainakin sata miljardia ja planetaarisia sumuja taas vain 10 000, on sumujen eliniän oltava korkeintaan muutamia kymmeniä tuhansia vuosia. Tähden jäänne viilenee ajan myötä energian poistuessa siitä säteilynä, ja sen massa ei ole enää riittävä hiilen ja hapen fuusioimiseksi. UV-säteily heikkenee ja ionisoi yhä vähemmän yhä kauemmaksi laajentunutta kaasupilveä, kunnes tähti muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, sumun atomit rekombinoituvat ja sumu häviää avaruuteen toimien ehkä myöhemmin uusien tähtien raaka-aineena. Tyypillisen planetaarisen sumun elinkaari on noin 10 000 vuoden mittainen. fotoni

Rakenne

Planetaariset sumut ovat yleensä vain 1–3 valovuoden kokoisia – huomattavasti pienempiä kuin useimmat muut kaasusumut. Ne koostuvat erittäin harvasta kaasusta, jonka tiheys on noin 10²⁴ kertaa pienempi kuin maan ilmakehän. Tyypillisesti yhdessä kuutiosenttimetrissä on vain 1 000 partikkelia – vähemmän kuin missään ihmisen keinotekoisesti luomassa "tyhjiössä". Keskustähden säteily kuumentaa sumun noin 10 000 kelviniin. Lämpötila nousee, kun sumu on laajentunut jonkin verran, sillä sumu absorboi ensin kaikkein vähiten energiset fotonit, jotka absorboituvat kaasuatomeihin kaikkein todennäköisemmin. Vasta myöhemmin korkeaenergiset fotonit absorboituvat, mikä johtaa sumun lämpötilan kasvuun. Jos sumussa on tarpeeksi materiaa, absorboi se kaikki tähden lähettämät UV-fotonit, ja näkyvän osan ulkopuolelle jää kerros ionisoitumatonta sumua. Tällöin sumun sanotaan olevan säteilyllisesti rajoittunut. Materiaalisesti rajoittuneessa sumussa UV-säteily riittää ionisoimaan koko sumun, ja säteilyä voi jäädä ylikin. Planetaariset sumut ovat yleensä muodoltaan melko symmetrisiä ja enemmän tai vähemmän pallomaisia. Noin 10 prosentilla sumuista on bipolaarinen (kaksiosainen) rakenne. Sumun muoto riippuu myös siitä, missä kulmassa näemme sen: suoraan sivulta päin katsottuna tietynlaiset sumut ovat tynnyrimäisiä (esimerkiksi Nostopainosumu M27), kun taas navan suunnalta katsottuna ne vaikuttavat rengasmaisilta (esimerkiksi Lyyran rengassumu M57 ja Helix-sumu). Planetaariset sumut ovat kuin lumihiutaleita: vaikka niissä toistuvat samat niille luonteenomaiset piirteet, ovat ne silti ällistyttävän monimuotoisia, eikä kahta samanlaista ole mahdollista löytää. Suurten teleskooppien kuvat ovat paljastaneet sumujen rakenteessa monimutkaisia kuvioita, joiden syntymekanismi on toistaiseksi epäselvä. Ne saattavat olla seurausta häiriötekijöistä, kuten kaksoistähden jäljelle jääneestä komponentista tai planeetoista. Uuden teorian (tammikuu 2005) mukaan sumujen rakenne on magneettikenttien synnyttämä. Vorontsovin–Veljaminovin jaottelun mukaan planetaariset sumut jaetaan seuraaviin tyyppeihin:
- 1 – tähtimäinen
- 2 – tasainen levy
- 2a – kirkkaampi keskustaa kohden
- 2b – tasaisen kirkas
- 2c – jälkiä rengasrakenteesta
- 3 – epäsäännöllinen levy
- 3a – hyvin epäsäännöllinen kirkkauden jakautuminen
- 3b – jälkiä rengasrakenteesta
- 4 – rengasmainen
- 5 – epäsäänöllinen diffuusi sumu
- 6 – poikkeuksellinen muoto

Katso myös

- Kaasusumu
- Emissiosumu

Aiheesta muualla

- [http://www.seds.org/messier/planetar.html SEDSin sivu planetarisista sumuista]

Lähteet

- Englanninkielinen Wikipedia (osittain suora käännös)
- [http://www.seds.org/messier/planetar.html SEDS] Luokka:Tähtitiede ja:惑星状星雲

Iso karhu

Iso karhu (latinaksi Ursa Major (UMa), genetiivi Ursae Majoris) on yksi taivaan laajimmista tähdistöistä. Sen naapureita ovat Ajokoirat, Bereniken hiukset, Ilves, Karhunvartija, Kirahvi, Leijona, Lohikäärme ja Pieni leijona. Ison karhun näkyvin osa on seitsemän kirkkaan tähden muodostama kauhaa muistuttava Otava. Otavan tähdet tunnetaan arabialaisperäisillä nimillä ("kauhan" kulhosta kahvaan päin lukien) Dubhe, Merak, Phekda, Megrez, Aliot, Mizar ja Alkaid. Mizarin lähellä on pieni himmeä tähti Alcor, joka tunnetaan nimellä "Silmänkoittaja". Perinteen mukaan ihmisen näköaisti on vielä hyvä, jos hän kykenee erottamaan Silmänkoittajan. Tosin nämä tähdet on kyllä tervesilmäisen ihmisen erittäin helppoa erottaa toisistaan. Muun muassa galaksit M81, M82 ja M101 sijaitsevat Ison karhun tähdistön alueella. Vuonna 1993 galaksissa M81 räjähti supernova, joka nähtiin pienilläkin teleskoopeilla, kun kirkkaus kohosi +11 magnitudiin. M97 eli Pöllösumu puolestaan on kuuluisa planetaarinen sumu. planetaarinen sumu Luokka:Tähdistöt ko:큰곰자리 ja:おおぐま座 th:กลุ่มดาวหมีใหญ่

Fashion hotel

]] A love hotel (ラブホテル rabu hoteru) is an originally Japanese type of hotel offering privacy for a couple to have sex. Alternative names include romance hotel, fashion hotel and boutique hotel. Love hotels are often used by young couples, since many young Japanese people live with their parents. They are also commonly used for prostitution. The areas around love hotels are often littered with posters advertising "delivery health" (an euphemism for call girls). Love hotels usually offer a room rate for a "rest", as well as a night stay. The period of a "rest" is usually three hours. Very cheap daytime (off-peak) rates are also common. In general, reservations are not possible, leaving the hotel will forfeit access to the room, and overnight stay rates only become available after 10pm. Entrances are discreet and interaction with staff is minimized, with rooms often selected from a panel of buttons and the bill settled by pneumatic tube, or a pair of hands behind a pane of frosted glass. While cheaper love hotels are utilitarian, higher-end hotels may feature fanciful rooms decorated with cartoon characters, equipped with vibrating beds, or decked out like dungeons complete with S&M gear. Love hotels are typically either concentrated in certain city districts like in Shibuya, Tokyo, near highways on the city outskirts, or in industrial districts. Very few Japanese people wish to have a love hotel in their neighbourhood, and often oppose construction in residential areas. Love hotel architecture is sometimes garish, with buildings shaped like castles, boats or UFOs and lit up with lurid pink and purple neon lighting. However, many love hotels are very ordinary looking buildings, distinguished mainly by having small or covered windows.

History

In Japan, love hotels developed from tea rooms , mostly used by prostitutes and their clients, but also by lovers. After World War II, the name , literally "bring-along inn" was adopted, originally for simple lodgings run by families with a few rooms to spare. These establishments appeared first around Ueno, Tokyo (partly due to demand from Occupation forces) and boomed after 1958 when prostitution was abolished and the trade moved underground. The introduction of the automobile in the 1960s brought with it the motel and further spread the concept. The name "love hotel" may originate from an establishment in Osaka called Hotel Love, which had a revolving advertisement on the roof. The sign was thus easy to misread as "love hotel", which was adopted for the entire concept. In Japan, however, the original term has fallen into disuse thanks to the euphemism treadmill and an ever-changing palette of terms is used by hotel operators keen on representing themselves as more fashionable than the competition.

Other countries

In South Korea, many modern yeogwan (여관), also locally known as "motels", are effectively identical to Japanese love hotels. In other countries such as Brazil or the Philippines, cheap hotels intended primary for sex are known as short-time hotels or motels (even if they are actually meant mostly for pedestrian access). In Singapore, cheap hotels often offer a slightly more euphemistic "transit" stay for short-time visitors. In Manila, a campaign against the hotels, believed by religious conservatives to contribute to social decay in the predominantly Roman Catholic country, ended with the city banning hotels from offering stays of very short duration. See also: List of types of lodging Category:Hotels in Japan Category:Sex businesses Category:Sexuality in Japan ja:ラブホテル

metal programy programy praca za granic� Kabarety

:: RELATED NEWS ::

College of Architecture, Art, and Planning
The College of Architecture, Art and Planning (AAP) at Cornell University was established in 1871 as the School of Architecture, offering the first four-year course of study in architecture in the United States. It is currently the smallest of the seven undergraduate colleges and schools, with an undergraduate enrollment of 547 [http://dpb.cornell.edu/