:: wikimiki.org ::

Linnunrata

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

Aurinkokunta

Aurinkokunta on Auringon ja sitä kiertävien planeettojen, kuiden, meteoroidien, asteroidien sekä komeettojen muodostama järjestelmä. Aurinkokunnan planeetat ovat Auringosta poispäin lukien Merkurius, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus ja Pluto. Aurinkokunnan ikä on noin 4,6 miljardia vuotta. Myös muilla tähdillä on havaittu omia eksoplaneettojen muodostamia aurinkokuntia.

Koko ja sijainti

Aurinkokunta sijaitsee Auringon vaikutusalueen, heliosfäärin sisäpuolella. Heliosfäärin arvellaan ulottuvan 150–200 AU:n etäisyydelle Auringosta. Uloimman planeetan Pluton kiertorata on kaukaisimmillaan 49 AU:n etäisyydellä. Aurinkokunnan mittasuhteita voidaan havainnollistaa kuvaamalla Aurinkoa 10 senttimetrin läpimittaisella appelsiinilla. Tällöin Maa olisi verrattavissa nuppineulan päähän, joka kiertää appelsiinia 11 metrin etäisyydellä. Pluto kiertäisi appelsiini-Aurinkoa keskimäärin yli 400 metrin etäisyydellä. Aurinkokuntamme sijaitsee 25 000–28 000 valovuoden päässä Linnunradan keskustasta galaksin kierteishaarojen välissä. Se kiertää keskustaa 220 kilometrin sekuntivauhdilla, ja yksi kierros kestää 226 miljoonaa vuotta. Kiertorata on poikkeuksellinen, sillä se on lähestulkoon ympyrän muotoinen ja sijaitsee sellaisella etäisyydellä, että Aurinkokunnan ratanopeus vastaa Linnunradan kierteishaarat muodostavan tiheysaallon nopeutta. Siten Aurinkokunta on pysynyt spiraalihaarojen ulkopuolella jopa useita miljardeja vuosia välttyen supernovien säteilyltä, jota tiheämmissä kierteishaaroissa tapahtuu useammin ja estää siten muun kuin pienimuotoisen elämän synnyn planeetoilla.

Aurinkokunnan kohteet

supernovien
- Aurinko, G2-spektriluokan tähti, joka sisältää 99,86 % koko Aurinkokunnan massasta
- yhdeksän planeettaa, jotka ovat Auringosta poispäin lukien Merkurius, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus ja Pluto
- planeettoja kiertävät kuut
- planeettoja kiertävä pöly ja muu pieni materiaali, josta muodostuvat kaasuplaneettojen renkaat
- asteroidit, jotka ovat pääasiassa asteroidivyöhykkeellä Marsin ja Jupiterin radan välissä kiertäviä planeettoja pienempiä kivisiä kappaleita
- asteroidikuut, jotka ovat kookkaampia asteroideja kiertäviä pieniä asteroideja
- meteoroidit, jotka ovat alle kymmenenen metrin kokoisia kappaleita ja joita putoaa maahan meteroriitteina ja nähdään tähdenlentoina eli meteoreina
- komeetat, jotka koostuvat etupäässä jäästä ja kiertävät Aurinkoa usein hyvin elliptisillä radoilla
- Neptunuksen takaiset kohteet
- Kuiperin vyöhyke
- Oortin pilvi
- 2003 UB₃₁₃, joka löydettiin tammikuussa 2005 ja joka on Plutoa 1,5 kertaa suurempi; kohteen luokittelu planeetaksi on toistaiseksi epävarma

Aurinkokunnan synty

2003 UB₃₁₃ Aurinkokunta syntyi noin 4,6 miljardia vuotta sitten tähtienvälisestä kaasusta ja pölystä tiivistymällä. Painovoiman vaikutuksesta aine alkoi hiljalleen kasaantua ja pyöriä keskipisteensä ympäri kuumentuen samalla. Pilvi ylitti kriittisen massan, jolloin pyörimisen keskipakoisvoima ja kaasun lämpöliike eivät pysäyttäneet kutistumista. Pyörimisen johdosta varhainen Aurinkokunta litistyi protoplanetaariseksi kiekoksi. Pyörimisakselin suunnassa alkujaan pallomainen pilvi vajosi nopeasti kasaan mutta pyörimisen aiheuttama keskihakuvoima jarrutti kutistumista päiväntasaajan suunnassa. Suurin osa materiasta tiivistyi keskelle. Pilven keskusta kuumeni voimakkaasti kaasuosasten putoamisliikkeen aiheuttamasta kitkasta ja kriittisen lämpötilan ja tiheyden ylittyessä siellä käynnistyi ydinreaktio, jolloin syntyi Aurinko. Auringon toiminnasta syntynyt aurinkotuuli puhalsi pois pölyä ja kaasua varsinkin napojen suunnassa. Aurinkoa ympäröivään kiekkoon putosi edelleen kaasua. Kaasukiekko oli lähellä syntynyttä aurinkoa kuumempi kuin kauempana, missä myös vesi ja hyvin kaukana jopa metaani esiintyi kiinteänä. Pölykiekossa hiukkaset sitoutuivat yhä kookkaammiksi kappaleiksi, joista suurimmat saavuttivat lopulta planeettojen mittasuhteet. Kasautuminen oli mahdollista silloin, jos kappaleet eivät törmänneet suurella nopeudella toistensa suhteen. Suurilla nopeuksilla tapahtuvat törmäykset taas pilkkoivat kappaleita ja synnyttävät pölyä. Aurinkoa lähimmät planeetat eivät kyenneet pitämään juurikaan kaasua ympärillään, sillä lämpötila oli siihen liian korkea. Kauempana kylmemmällä alueella muodostuneet jättiläisplaneetat Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus sen sijaan jäivät kaasukehän peittoon, joka kasvoi ajan myötä niin paksuksi, että alimmat kerrostumat nesteytyivät. Kaukana Auringosta myös jäästä saattoi syntyä kappaleita, kuten monet kaasuplaneettojen kuut, komeetat ja Kuiperin vyöhykkeen kappaleet. Syntyteoriaan sopii joukko havaintoja. Planeetat kiertävät Aurinkoa yhdessä tasossa ja kaikki samaan suuntaan. Myös useimmat kuut kiertävät emokappaleitaan samaan suuntaan; samoin Auringon ja lähes kaikkien planeettojen ja kuiden pyörimissuunta on sama. Asteroidien löyhä rakenne saattaa viitata kasautumiseen monesta kappaleesta. Kuun kraatteroituminen ja merien synty taas kertoo suurista törmäyksistä kasautumisen loppuvaiheessa. Myös itse Kuun arvellaan syntyneen Marsin kokoisen protoplaneetan törmättyä alku-Maahan. Tietokonelaskelmat tukevat tätä väitettä: niiden mukaan Kuun synty olisi verraten epätodennäköinen tapahtuma. Useiden tähtien ympärillä on havaittu kiekkomaisia pölyrenkaita, joissa spiraali- ja rengaskuviot viittavat planeettojen painovoiman aiheuttamiin häiriöihin. Pölykiekkotähtiä ovat esimerkiksi Vega, Beta Pictoris ja Orionin suuren kaasusumun syntymäisillään olevat tähdet. Aurinkokunnan ulkopuolelta on löydetty myös lukuisia planeettoja, mikä kertoo Aurinkokunnan kaltaisen kehityksen olevan yleinen. Useimmat löydetyt eksoplaneettajärjestelmät kuitenkin ovat kovin erilaisia verrattuna omaan Aurinkokuntaamme, mikä on saanut tutkijat pohtimaan, syntyvätkö kaikki planeettakunnat samalla tavalla. Eksoplaneetat on löydetty tutkimalla emotähden säteilyä tarkoilla mittareilla, jotka havaitsevat tähden liikkeitä Dopplerin ilmiön avulla: massiivinen planeetta pystyy heiluttamaan ratajaksonsa tahdissa keskustähteään. Dopplerin ilmiössä säteilyn aallonpituus muuttuu, kun kappale liikkuu havaitsijan suhteen. Joitain planeettoja on havaittu siten, että niiden kulkiessa keskustähtensä kiekon yli tähden valo himmenee hiukan säännöllisin väliajoin.

Titiuksen–Boden laki

Planeetat sijaitsevat melko säännöllisillä etäisyyksillä Auringosta. Säännön mukaan planeetan etäisyys on 0,4 AU:ta pienempi kuin kaksi kertaa edellisen sisemmän planeetan etäisyys. Planeettojen todelliset etäisyydet ja kaavasta lasketut etäisyydet tähtitieteellisinä yksiköinä 0,1 AU:n tarkkuudella: Merkuriuksen etäisyys poikkeaa suhteellisesti tarkastellen huomattavasti kaavan arvosta, mutta se on kuitenkin kaavan raja-arvo 0,4 AU. Neptunus ei sovi sarjaan lainkaan. Planeetat eivät voi kiertää mielivaltaisilla radoilla Aurinkoa, sillä muiden taivaankappaleiden painovoima voisi lingota planeetat ulkoavaruuteen. Säännönmukaisuus on havaittu vain empiirisesti, eikä kaavaa voida johtaa fysiikan lakien avulla. Kaava tunnetaan nimellä Titiuksen–Boden laki, ja se voidaan esittää myös muodossa :0,4 + 0,3 × 2ⁿ, n = -∞,0,1,2,...

Aiheesta muualla

- [http://www.michaelschultz.de/index_en.html Solar System – interaktiivinen planeetta-animaatio] (useilla kielillä, ei suomeksi)
- [http://www.solarviews.com Views of the Solar System] (useilla kielillä, ei suomeksi)

Katso myös

- Aurinko
- Eksoplaneetta
- Esiplanetaarinen kiekko Luokka:Aurinkokunta ms:Sistem suria ko:태양계 ja:太陽系 simple:Solar system zh-cn:太阳系

Valovuosi

Valovuosi on välimatka, jonka valo kulkee yhdessä vuodessa, noin 9,46 biljoonaa kilometriä.

Valovuoden täsmällinen pituus

Täsmällisemmin ilmaisten valovuosi määritellään etäisyytenä, jonka yksi fotoni matkustaa syvässä avaruudessa kaukana painovoima- tai magneettikentistä yhden vuoden aikana (365,25 päivää, joista jokainen 86400 sekuntia). Koska valonnopeus on 299 792 458 m/s, yksi valovuosi on karkeasti 9,46 × 10¹⁵ m = 9,46 petametriä. Tarkemmin valovuosi 9 460 730 472 580 800 m.

Valovuosi ja parsek

Valovuotta käytetään pituuden yksikkönä lähinnä tieteen popularisoinnissa, tähtitieteessä tavallisempi etäisyydenyksikkö on parsek joka on noin 3,26 valovuotta. 1 valovuosi on noin 0,307 parsekia.

Valominuutti, AU ja muuta

Auringon etäisyys maasta eli 1 AU on vain 8,3 valominuuttia eli 1,58 × 10^-5 valovuotta. Toisaalta taas valovuosi on noin 63241 AU. Valominuutti on 17987547,480 kilometriä. Luokka:pituusyksiköt Luokka:Tähtitiede ms:Tahun cahaya ko:광년 ja:光年 simple:Light year th:ปีแสง

Suuri Magalhãesin pilvi

Suuri Magalhãesin pilvi (Suuri Magellanin pilvi, LMC) on Linnunradan suurin seuralaisgalaksi. Se sijaitsee suurimmaksi osaksi Kultakalan ja osin Pöytävuoren tähdistössä. Sen lähellä sijaitsee myös Pieni Magalhãesin pilvi. Molemmat galaksit on nimetty portugalilaisen löytöretkeilijän Fernão de Magalhãesin mukaan.

Perustietoa

Suuri Magalhãesin pilvi sijaitsee 179 000 valovuoden päässä meistä. Se on pieni epäsäännöllinen galaksi, jota joskus pidetään myös kääpiögalaksina. Sen suurin läpimitta on noin 20 000–30 000 valovuotta ja tähtien lukumäärä noin 30 miljardia. Massaltaan se on noin kymmenen kertaa Linnunrataa pienempi. Se on saattanut olla alun perin pieni sauvaspiraaligalaksi, jonka rakenne on tuhoutunut sen jouduttua Linnunradan painovoiman vaikutuksen alaiseksi. Siitä on jäänyt jäljelle vain tiivis pitkulainen ydin. Suuressa Magalhãesin pilvessä on Paikallisryhmän suurin tunnettu tähtien syntymisalue, Tarantellasumu. Lisäksi siellä on muita galakseille tyypillisiä kohteita, kuten planetaarisia sumuja sekä avoimia ja pallomaisia tähtijoukkoja.

Historia

Suuri Magalhãesin pilvi on varmasti ollut tunnettu eteläisen pallonpuoliskon asukkaille jo esihistoriallisina aikoina, mutta siitä on jäänyt vain vähän merkintöjä. Ensimmäinen kirjallinen maininta kohteesta on vuodelta 964, jolloin persialainen tähtitieteilijä Al-Sufi kirjoitti siitä kiintotähdistä kertovassa kirjassaan. Hän havaitsi myös, että kohde on nähtävissä ainoastaan Arabian eteläosissa, kuten Babd al Mandabin salmesta (12° 15' N), ei kuitenkaan niemimaan pohjoisosassa tai Bagdadissa. Amerigo Vespucci havaitsi ilmeisesti galaksin kolmannella merimatkallaan 1503–1504. Vasta vuonna 1519 kohde tuli länsimaiden tietoisuuteen, kun Fernão de Magalhães löysi uudelleen sekä suuren että pienen "pilven", jotka nimettiin hänen mukaansa. 24. helmikuuta 1987 Suuressa Magalhãesin pilvessä havaittiin supernova 1987A, joka oli lähin supernova sitten Keplerin supernovan vuonna 1604. Pitkään luultiin Suuren Magalhãesin pilven olevan läheisin naapurigalaksimme, kunnes vuonna 1994 löydettiin himmeä Jousimiehen elliptinen kääpiögalaksi, joka sijaitsee yli kaksi kertaa lähempänä (vuonna 2003 löydettiin vielä lähempänä oleva Ison koiran kääpiögalaksi).

Havaitseminen

Ison koiran kääpiögalaksi Suuri Magalhãesin pilvi sijaitsee vain noin 20 asteen päässä eteläisestä taivaannavasta, eikä se siten ole koskaan havaittavissa Euroopasta tai muilta pohjoisilta alueilta käsin. Parhaiten se näkyy eteläiseltä pallonpuoliskolta, kuten Australiasta ja Etelä-Amerikasta. Sen näennäinen suuruusluokka on +0,1 magnitudia, mikä tekee siitä selvästi kirkkaimman galaksin tähtitaivaalla ja Plejadien ohella kirkkaimman syvän taivaan kohteen. Kohteen pintakirkkaus ei ole kovin suuri, sillä se levittyy lähes 11 asteen kokoiselle alueelle ja näyttää paljain silmin utuiselta pilveltä, ikään kuin Linnunradan jatkeelta. Hyvissä olosuhteissa Tarantellasumu (NGC 2070, 30 Doradus) näkyy paljain silminkin. Kiikarilla se näkyy jo hyvin, ja lisäksi sillä voi havaita muutamia avoimia tähtijoukkoja, kuten NGC 1910. Luokka:Galaksit ja:大マゼラン銀河

Pieni Magalhãesin pilvi

Pieni Magalhãesin pilvi (Pieni Magellanin pilvi, SMC), josta käytetään myös tunnusta NGC 292, on Linnunradan seuralaisgalaksi. Se sijaitsee Tukaanin tähdistössä, lähellään Suuri Magalhãesin pilvi. Molemmat galaksit on nimetty portugalilaisen löytöretkeilijän Fernão de Magalhãesin mukaan. Ne ovat osa Linnunradan ja sen suurten naapurigalaksien muodostamaa Paikallista ryhmää. Niiden yhteisnimitys on Magalhãesin pilvet.

Perustietoa

Pieni Magalhãesin pilvi sijaitsee 210 000 valovuoden päässä meistä. Se on varsin pieni epäsäännöllinen galaksi jossa on kuitenkin vähintään 10 miljardia tähteä. Kääpiögalaksin läpimitta on useita tuhansia valovuosia, ja se on Linnunradan kolmanneksi lähin seuralainen. "Isoveljensä" Suuren Magalhãesin pilven tavoin se kiertää Linnunrataa, ja on arveltu, etteivät Magalhãesin pilvien radat ole toisistaan riippuvaisia.

Historia

Pienen Magalhãesin pilven löytöhistoria on samanlainen kuin Suurenkin, ovathan ne toisilleen lähekkäisiä ja helposti erottuvia eteläisen tähtitaivaan kohteita. Eteläisen pallonpuoliskon kansat ovat varmasti tunteneet galaksin jo esihistoriallisina aikoina, mutta eurooppalaisille se oli tuntematon ennen suurten löytöretkien aikaa. Amerigo Vespucci havaitsi ilmeisesti galaksin kolmannella merimatkallaan 1503–1504, mutta vasta vuonna 1519 kohde tuli länsimaiden tietoisuuteen, kun Fernão de Magalhães löysi uudelleen sekä suuren että pienen "pilven", jotka nimettiin hänen mukaansa.

Havaitseminen

Koska Pieni Magalhãesin pilvi sijaitsee vain 18 asteen päässä eteläisestä taivaannavasta, ei sitä milloinkaan voida havaita Euroopasta eikä muiltakaan pohjoisilta alueilta. Sen sijaan eteläisellä pallonpuoliskolla ja päiväntasaajan molemmin puolin se on suhteellisen hyvä kohde. Se on myös yksi kaukaisimmista kohteista jotka voi nähdä paljain silmin. Galaksi on kuitenkin sekä Suurta Magalhãesin pilveä pienempi kooltaan, että sijaitsee sitä kauempana, joten se on selvästi himmeämpi, kirkkaudeltaan (magnitudiltaan) noin +2,7 eli näkyy hyvin ilman apuvälineitä valosaasteettomassa ympäristössä. Laajahkon koon takia sen pintakirkkaus on pieni ja se näyttää epämääräiseltä pilveltä. Luokka:Galaksit ja:小マゼラン銀河

Säteily

Säteilyllä tarkoitetaan fysiikassa hiukkasten tai energian siirtymistä säteilylähteestä ympäristöön tai kohteeseen. Erilaisia säteilyn lajeja:
- Sähkömagneettinen säteily, esim. valo
- Ionisoiva säteily: alfa-, beta- ja gammasäteily
- Hiukkassäteily, esim. neutronisäteily
- Kosminen säteily
- Tšerenkovin säteily
- Hawkingin säteily Luokka:Lämpöoppi Luokka:Fysiikka

Elliptinen galaksi

Elliptinen galaksi on nimensä mukaisesti ellipsoidin muotoinen galaksi. Se on yksi Hubblen luokittelun mukaisista galaksityypeistä. Pienet elliptiset galaksit muistuttavat pallomaisia tähtijoukkoja ja ovat vain vähän niitä isompia; suuret elliptiset galaksit ovat massiivisimpia tunnettuja kohteita. Noin 20 % havaituista galakseista on elliptisiä; todellisen määrän uskotaan olevan vain puolet siitä, sillä pieniä epäsäännöllisiä galakseja on enemmän kuin pystymme havaitsemaan.

Rakenne

Elliptisen galaksin tähdet ovat keskittyneet tiiviin ytimen ympärille, josta etäämmälle mentäessä tähtiä on vähitellen yhä harvemmin. Toisin kuin spiraaligalaksilla, elliptisen galaksin tähdet kiertävät ydintä enemmän tai vähemmän satunnaisilla radoilla toistensa suhteen, eikä galaksi siten itsessään pyöri juuri lainkaan. Galaksi sisältää hyvin vähän tähtienvälistä materiaa, nuoria tähtiä ja avoimia tähtijoukkoja. Sen sijaan pallomaisia tähtijoukkoja saattaa olla suuren galaksin ympärillä jopa tuhansia. Elliptisen galaksin tähdistä valtaosa on niin sanottuja toisen populaation tähtiä. Ne olivat ensimmäisiä pitkäikäisiä tähtiä maailmankaikkeuden synnyn jälkeen, ja sisältävät hyvin vähän metalleja (tähtitieteessä metalli on mikä tahansa heliumia raskaampi alkuaine). Toisen populaation tähdet ovat väriltään keskimäärin keltaisia, mikä aiheuttaa elliptisille galakseille niiden kellertävän värin. Elliptiset kääpiögalaksit ovat hyvin pieniä: niissä on vain satoja miljoonia tai muutamia miljardeja tähtiä, ja niiden koko saattaa olla vain 5000 valovuotta. Suurimmat jättiläisellipsigalaksit sen sijaan sisältävät jopa useita biljoonia (10¹²) tähtiä ja ovat yli puolen miljoonan valovuoden läpimittaisia. Vertailun vuoksi tyypillinen spiraaligalaksi Linnunrata on kiekon halkaisijaltaan 100 000 valovuoden kokoinen ja sisältää 200–400 miljardia tähteä.

Synty

Klassisen käsityksen mukaan elliptisten galaksien materia kului heti alussa kokonaan tähtiin, minkä takia niissä on nyt vain ikääntyneitä tähtiä. Muodostuneet tähdet olivat lähinnä keskikokoisia tai pieniä ja siten hyvin pitkäikäisiä, eikä uutta materiaa ole juuri ehtinyt syntyä supernovista tai tavallisista novista. Nykykäsityksen mukaan elliptiset galaksit ovat syntyneet kahden tai usean pienemmän galaksin törmättyä ja sulauduttua toisiinsa. Tämä selittää tähtien epäyhtenäiset kiertoradat galaksin keskustan ympäri ja sen, miksi galaksijoukkojen keskuksissa usein on jättiläismäisiä elliptisiä galakseja.

Tunnettuja elliptisiä galakseja

- Messier 32, Andromedan galaksin seuralainen
- Messier 49 Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 59 Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 60 Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 87, jättiläisellipsigalaksi Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 89 Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 105, Leo I -galaksijoukon kirkkain elliptinen galaksi
- Messier 110, Andromedan galaksin seuralainen
- Centaurus A, aktiivinen galaksi (radiogalaksi) Kentaurin tähdistössä

Katso myös

- Linssimäinen galaksi, elliptisen ja spiraaligalaksin välimuoto Luokka:Galaksit ja:楕円銀河

Aurinko

Aurinko on lähin tähti Maasta katsoen. Auringon ympärille syntyneet planeetat ja muut kappaleet muodostavat Aurinkokunnan. Aurinko on tyypillinen keskimassainen tähti, jolla ei ilmeisesti ole mitään poikkeuksellisia ominaisuuksia. Auringon perinteisiä suomalaisia nimiä ovat myös Päivyt ja Päivänkehrä.

Auringon elinkaari

Aurinko syntyi noin 5 miljardia vuotta sitten ja noin 5 miljardin vuoden kuluttua sen energiavarat loppuvat. Aurinko kirkastuu hitaasti ja 200 miljoonan vuoden kuluttua Maapallon meret kuivuvat. Tosin teoriassa ihmiskunta saattaisi rakentaa avaruuteen varjostimen Maapallon pitämiseksi elinkelpoisena 600 miljoonaa vuotta. Miljardin vuoden kuluttua lisääntynyt painovoiman puristus laajentaa fuusioreaktiot Auringon ulompia kerroksia kohden, jolloin Aurinko alkaa hitaasti laajentua ja muuttua punaiseksi. Neljän miljardin vuoden kuluttua sykkivä Aurinko nielaisee sisemmät planeetat eli Merkuriuksen ja Venuksen. Maapallo sulaa tulipalloksi ja osa sen kivikehästä höyrystyy avaruuteen. Lopulta Aurigon keskusta luhistuu Jupiterin kokoiseksi valkoiseksi kääpiöksi. Samalla Aurinko puhaltaa ulommat kerroksensa kauniiksi planetaariseksi sumuksi. Vielä silloinkin Aurinkoa kiertäneet planeetat, mukaan lukien Maapallon jo tässä vaiheessa jäähtynyt ydin, kiertävät sitä ikuisessa pimeydessä ja kylmyydessä.

Auringon ominaisuuksia

- pintalämpötila 5780 K
- massa 1,9891 × 10³⁰ kg
- valovoima (säteilyteho) 3,827 × 10²⁶ W
- säde 6,96 × 10⁸ m Auringon massaa, sädettä ja valovoimaa käytetään yleisesti yksikkönä muiden tähtien säteitä, massoja ja valovoimia käsiteltäessä.

Auringon aktiivisuus

Auringon keskustassa lämpöydinreaktiot muuttavat vetyä heliumiksi; 3.9 × 10⁴⁵ atomia fuusioituu joka sekunti. Näissä reaktioissa vapautuu energiaa, joka pakenee Auringon pinnasta valona ja lämpönä sekä muina sähkömagneettisen säteilyn lajeina. Tarkemmin tarkasteltaessa Auringon pinta muuttuu koko ajan. Auringon pinnan ilmiöistä tunnetuin on auringonpilkut. Muita Auringon pinnalla tapahtuvia ilmiöita ovat flaret eli roihut, protuberanssit, granulat ja nk. auringonjäristykset joita mm. ESAn SOHO -avaruusluotain havaitsi. Aurinko virittää mm. Maan lähiavaruuteen nk. avaruussään. Auringon aktiivisuuden huippukausina esiintyy nk. aurinkomyrskyjä. Nämä näkyvät Maassa mm. voimakkaina ja laaja-alaisina revontulina ja mm. Kanadan ja Yhdysvaltain itärannikon pitkien sähkön siirtolinjojen jakeluhäiriöinä. Aurinko saa säteilemänsä energian siten, että vety muuttuu heliumiksi auringon ytimessä tapahtuvassa ydinreaktiossa. Tämä energia kulkee röntgensäteilynä kohti auringon konvektiokerroksia, jossa energia kulkee konvektiovirtauksina noin 210 000 kilometrin syvyydestä alkaen kohti pintaa.

Luettavaa

- Leon Golub ja Jay M. Pasachoff: Nearest Star - The Surprising Science of Our Sun, suomennettuna: Lähin tähtemme, ISBN 952-5329-37-2, Ursa 2004

Auringolta suojautuminen

- Aurinkoa ei kannata katsoa suoraan, sillä se voi vahingoittaa näkökykyä. Jopa auringonpimennyksen yhteydessä auringon suora katsominen voi helposti vahingoittaa silmiä. Aurinkoa ei kannata katsoa myöskään aurinkolasien tai muun tummentavan suojan läpi. Auringonpimennystä katsottaessa tulee käyttää tähän tarkoitettuja laseja tai hitsaajan suojalaseja.
- Auringonvalo vanhentaa ihoa, ja voi aiheuttaa ihosyöpää. On kuitenkin terveellisempää liikkua ulkona aurinkoisellakin säällä, kuin oleskella sisällä. Voimakkaaseen auringonpaisteeseen joutuvat ihonkohdat tulisi kuitenkin suojata aurinkovoiteella. Ihon palaminen on merkki liiallisesta altistuksesta tai puutteellisesta suojauksesta, ja myös syöpävaaran kasvusta.
- Liiallinen kuumuudessa ja auringonpaisteessa oleskelu voi aiheuttaa auringonpistoksen, joka ilmenee päänsärkynä ja pahoinvointina. Paha auringonpistos voi vahingoittaa muun muassa aivoja.

Aiheesta muualla

- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html SOHO-luotaimen viimeisimmät kuvat Auringosta]
- [http://soi.stanford.edu/data/farside/index.html Auringon magneettikentän karttoja]
- [http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html Nasan pimennyksiä käsittelevä sivusto]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) satellite][http://sohowww.nascom.nasa.gov/explore/faq/sun.html FAQ]
- [http://soi.stanford.edu/results/sounds.html Auringon ääniä]
- [http://www.spaceweather.com Spaceweather.com - avaruussääpalvelu]
- [http://www.avaruusmgz.info/vol11/heinakuu/hiukkaspilvet.html Auringon hiukkaspilvet]
Luokka:Tähdet Luokka:Aurinko Luokka:Turvallisuusohjeet als:Sonne ms:Matahari zh-min-nan:Ji̍t-thâu ko:태양 ja:太陽 simple:Sun th:ดวงอาทิตย์

Populaatio I

Linnunradan tähdet jaetaan iän mukaan tähtipopulaatioihin. Nuorempi populaatio on "Populaatio I" ja vanhempi "Populaatio II". Nuoremmat tähdet ovat metallirikkaampia mikä näkyy tähden sääteilemeän valon spektrissä. Aurinko ja muut Linnunradan kiekon tähdet kuuluvat Populaatio I:een ja Populaatio II:ta on mm. pallomaisissa tähtijoukoissa, joissa tähtien metallipitoisuus on noin 32% Auringon metallipitoisuudesta. On oletettu, että olisi joskus ollut hyvin vanha Populaatio III, muttei näin vanhoja tähtiä ole läydetty, oletettavasti siksi, että nämä tähdet olivat hyvin lyhytikäisiä jättiläistähtiä. Näiden tähtien metallipitoisuus olisi alle -6 eli metalleja olisi alle miljoonasosa Auringon metallipitoisuudesta. Käytetään myös nimityksiä "halopopulaatio" ja "kiekkopopulaatio".

Vanhimpia tähtiä

HE0107-5240-nimisen tähden etäisyys on 36 000 valovuotta Tähden massa on 80% Auringon massasta ja metallipitoisuus 1/200000 Auringon metallipitoisuudesta. Tähden on joissain yhteyksissä arveltu olevan 14 miljardia vuotta vanha Populaatio III:n tähti. HE1327-2326:n metallipitoisuus [Fe/H] = -5.6 eli tähden metallipitoisuus on 300000 kertaa alhaisempi kuin Auringon. Luokka: Tähdet

Pallomainen tähtijoukko

Pallomainen tähtijoukko on nimensä mukaisesti tähtien pallomainen keskittymä, joka kiertää galaksia kiertolaisena. Pallomaiset tähtijoukot muodostuvat erittäin tiiviistä ytimestä, jonka painovoima pitää joukkoa kasassa. Tästä voimasta johtuu myös joukon pyöreä muoto.

Yleistä

Pallomaiset tähtijoukot muodostuvat yleensä sadoista tuhansista vanhoista tähdistä. Joukko muistuttaa spiraaligalaksin ydintä, mutta on tilavuudeltaan vain muutaman kuutioparsekin. Pallomaisia tähtijoukkoja on suhteellisen paljon. Linnunradan kiertolaisina niitä tunnetaan noin 150 ja arvioidaan, että löytämättä on vielä 30–50 joukkoa. Suuremmilla galakseilla, kuten Andromedan galaksilla, niitä on enemmän, mahdollisesti jopa 500. Joillakin suurilla elliptisillä galakseilla (kuten Messier 87) arvioidaan olevan peräti 13 000–15 000 pallomaista tähtijoukkoa. Muutamaa poikkeusta lukuun ottamatta jokaisella joukolla näyttäisi olevan selkeä ikä. Tämä tarkoittaa sitä, että joukko muodostui suurin piirtein samaan aikaan. Tämän tiedon havaitseminen johti ensimmäisiin tuloksiin maailmankaikkeuden kehityksen ymmärtämisessä. Joillakin pallomaisilla tähtijoukoilla, kuten Linnunratamme Omega Centaurilla ja M31:n G1:llä on useita miljoonia kertoja Auringon massa. Nämä joukot ovat todella massiivisen suuria. Tällaiset joukot voivat olla entisiä galakseja, joista on jäljellä vain tiivis ydin. Muu osa galaksista on mahdollisesti liittynyt toiseen galaksiin, jota jäljelle jäänyt ydin nyt kiertää. Suurin osa pallomaisista tähtijoukoista on kuitenkin huomattavasti pienempiä, eli "vain" n. sadan tuhannen tähden joukkoja. Pallomaisten tähtijoukkojen katsotaan kuuluvan galaksin haloon. Galaksin halo kiertää galaksin ydintä jopa sadan tuhannen parsekin etäisyydellä. Toisin kuin suurin osa muista tähdistä, joukkojen liikerata ei ole rajoittunut galaksin kiekon akselille. Auringon sijainti Linnunradalla selvitettiin tutkimalla pallomaisia tähtijoukkoja. Aina 1930-luvulle saakka kuviteltiin Auringon sijaitsevan lähellä galaksin keskustaa, koska tähtien jakautuminen havaittavissa olevalla Linnunradalla näytti olevan tasainen. Pallomaisten tähtijoukkojen sijoittuminen oli kuitenkin huomattavan asymmetrinen. Jos oletetaan, että pallomaiset muodostavat suunnilleen pyöreän pallomaisen kehän galaksin keskustan ympärille, voidaan arvioida Auringon suunta galaksin keskustasta. Edelleen, arvioimalla joukkojen etäisyyksiä, voidaan arvioida myös Auringon etäisyys galaksin ytimestä. Tällöin havaittiin, että Linnunradasta voidaan havaita Maasta katsottuna vain pieni osa, ja suurin osa on peittynyt kaasuun ja pölyyn. Useimmat pallomaiset tähtijoukot ovat hyvin vanhoja, vanhimpia tunnettuja kappaleita. On arvioitu, että ne muodostuivat samaan aikaan isäntägalaksinsa kanssa. Joissakin galakseissa on havaittu sinisiä pallomaisia tähtijoukkoja. Sininen väri tarkoittaa kuumia, nuoria, melko vastikään syntyneitä tähtiä. Vielä ei tiedetä, voivatko pallomaiset tähtijoukot muodostua galaksin syntyä myöhemmin, mutta on todennäköistä, että niiden muodostuminen liittyy katastrofisiin tapahtumiin kuten galaksien törmäyksiin. Joistakin elliptisistä galakseista (joiden uskotaan syntyneen kahden spiraaligalaksin törmäyksestä ja yhteensulautumisesta) on löydetty sekä vanhoja että nuoria pallomaisia tähtijoukkoja. Vanhemmat ovat todennäköisesti tulleet spiraaligalaksien mukana ja nuoret syntyneet törmäyksessä. Pallomaisissa tähtijoukoissa tähtien esiintymistiheys on varsin suuri, ja siksi läheistä vuorovaikutusta (esimerkiksi tähdet lähes törmäävät toisiinsa) tähtien välillä esiintyy paljon. Jotkin eksoottisemmat tähtityypit ovat huomattavasti yleisempiä pallomaisissa joukoissa kuin muualla. Esimerkkeinä näistä ovat millisekuntipulsarit.

Linkkejä

- [http://www.seds.org/messier/glob.html Pallomaiset tähtijoukot], SEDSin Messier -sivut (englanniksi)
- [http://www.seds.org/~spider/spider/MWGC/mwgc.html Linnunradan pallomaiset tähtijoukot] (englanniksi)
- [http://physun.physics.mcmaster.ca/Globular.html Linnunradan pallomaisten tähtijoukkojen parametrit], William E. Harris, McMaster University, Ontario, Kanada (englanniksi)
- [http://www.mporzio.astro.it/~marco/gc/ Pallomaisten tähtijoukkojen tietokanta], Marco Castellani, Rooman Astronominen Observatorio, Italia (englanniksi) Luokka:Pallomaiset tähtijoukot ja:球状星団

Supernova

Supernova on tähden räjähdys, joka voi syntyä kahdella eri tavalla. Termin otti käyttöön tanskalainen Tyko Brahe.

Supernovatyyppejä

Tyypin II supernova

Raskaammat tähdet kehittyvät tavallisesti punaisen jättiläisvaiheen kautta tilaan, jossa keskustan rautaydin on ydinenergeettisessä energiakuopassa, kun raudasta raskaampiin alkuaineiden fuusioituminen ei enää tuo energiaa, vaan kuluttaa sitä. Salamannopeasti kehittyy tilanne, jossa rautaydin ei enää pysty vastustamaan ylempien kerrosten gravitaatiovoimien luomaa painetta, vaan tapahtuu luhistuminen. Keskusta hajoaa heliumytimiksi ja tähden keskus luhistuu samalla, kun ulkokerrokset räjähtävät ulospäin. Keskukseen syntyy musta aukko tai neutronitähti. Valon spektriviivoissa näkyvät vetyviivat. Tyypin II supernovia esiintyy yleisimmin galaksihaaroissa ja nuoremmissa tähtipopulaatioissa.

Tyypin I supernova

Toisiaan kiertävistä kaksoistähdistä toinen kehittyy laajeten punaiseksi jättiläiseksi, josta valuu kaasua kumppanin pinnalle. Jos tähtikumppani on valkoinen kääpiö ja jos sen massa näin kasvaa 40% suuremmaksi (ns. Chandrasekhar raja) kuin Auringon, niin siinä syttyy supernova. Tähden romahtaessa neutronitähdeksi ulompi kerros räjähtää hajalle. Valon spektriviivoista vetyviivat puuttuvat. Erityisesti supernovista kirkkainta Ia-tyypin supernovaa esiintyy vanhoissa elliptisissä galakseissa ja galaksihaloissa. Ne voivat saavuttaa absoluuttisen kirkkauden −19^m, joka vastaa yli 2 miljardin Auringon kirkkautta. Supernovan kirkkaus noudattaa tyypistä riippuen sille ominaista valokäyrää, jossa se nopeasti kirkastuen saavuttaa maksimikirkkauden muutamassa päivässä kunnes se alkaa hiipua hiljakseen himmeämmäksi. Monet paljain silmin havaitut supernovat ovat näkyneet jopa vuosien ajan. Räjähtävistä supernovista jää jäljelle supernovajäänne, joka hehkuu pitkään monilla eri aallonpituuksilla ja on nähtävissä tuhansiakin vuosia. Supernovissa muodostuu rautaa raskaampia alkuaineita kuten uraania, tinaa ja kultaa. Supernovien ajatellaan laukaisevan uusien tähtien ja aurinkokuntien synnyn. Voidaan sanoa, että maapallo ja me olemme koostuneet muinaisten supernovien ydinjätteistä. Viimeisin nähty oman galaksimme supernovaräjähdys oli Keplerin sekä kiinalaisten, japanilaisten ja korealaisten tähtitieteilijöiden havaitsema vuonna 1604. Käärmeenkantajan tähtikuviossa havaittu supernova oli kirkkaimmillaan jonkin verran Siriusta kirkkaampi, ja se pystyttiin näkemään yötaivaalla paljain silmin noin vuoden ajan. Tarkimmat muistiinpanot meidän galaksimme historiallisista supernovista on kiinalaisilla, jotka ovat merkinneet muistiin kaikkiaan seitsemän räjähdystä vuoden 0 jälkeen. Kaikkien näiden räjähdysten jäännökset ovat edelleen havaittavissa. Supernovia arvioidaan kuitenkin räjähtävän meidän galaksissamme keskimäärin yksi sadassa vuodessa.

Hypernova

Teorian mukaan hyvin suuri tähti saattaa päättää päivänsä hypernovana. Tähden ydin romahtaa suoraan mustaksi aukoksi ja samalla kaksi hyvin voimakasta energeettistä plasmasuihkua purkautuu pyöriviltä navoilta lähes valonnopeudella. Nämä suihkut lähettävät voimakasta gammasäteilyä napojen suuntaan. Hypernovia ehdotettu selitykseksi gammasädepurkauksille (GRB). Minuutin aikana tällaisessa purkauksessa voi (näennäisesti) vapautua miljoonan galaksin säteilyenergia.

Tunnettuja supernovia

Rapusumu (M1)

Rapusumu, Äyriäissumunakin tunnettu, kohde on supernovajäänne Härän tähtikuviossa, jossa räjähti tähti heinäkuun 4 päivänä vuonna 1054. Tuolloin kiinalaiset kirjasivat ylös nähneensä sen jopa keskellä päivää 23 päivän ajan, jonka jälkeen se alkoi hiipua näkyen kuitenkin yötaivaalla vielä parin vuoden ajan. Nyt paikalla nähdään äyriäistä muistuttava sumu, joka säteilee valoa, radioaaltoja, melkein kaikkia sähkömagneettisen säteilyn lajeja. Keskellä sumua on nopeasti pyörivä pulsari, neutronitähti, jonka kiertoaika akselinsa ympäri on edelleen huikeat 0,03 sekuntia. Sumu laajenee n. 1000 km/s nopeudella. 1900-luvun ensimmäisiin valokuviin verrattuna sumun havaitaan selvästi laajentuneen.

Supernova SN1987A

Viime aikojen kuuluisin ja yksi tutkituimmista oli 23. helmikuuta 1987 vajaat 170 000 valovuoden päässä Suuressa Magellanin pilvessä (LMC) räjähtänyt supernova, joka näkyi eteläisellä pallonpuoliskolla paljain silmin. Alun perin Auringon tarkkailuun rakennetut neutriinoilmaisimet eri puolilla maapalloa havaitsivat jo noin 3 tuntia ennen visuaalista supernovan havaintoa noin parikymmenen neutriinon ryöpyn iskeytyneen lyhyessä ajassa, mikä oli ensimmäinen kerta, kun kaukaa aurinkokunnan ulkopuolelta ja vieläpä supernovasta havaittiin neutriinoja. Tähtitaivaamme tähdistä tuleviksi supernovakandidaateiksi ovat ehdolla mm. jättiläistähdet Rho Cassiopeiae, Eta Carinae ja Orionin Betelgeuze, joilla ei ole enää kovin paljon elinikää jäljellä. Käytännössä kuitenkin ennen näitä seuraava oman galaksimme supernova saattaa olla joku muu miljardeista eri galaksimme tähdistä. Luokka:Tähden kehitys ko:초신성 ja:超新星 th:ซูเปอร์โนวา

Pimeä aine

Kaikkeus on muodostunut paljolti pimeästä aineesta ja pimeästä energiasta. Nykykäsityksen mukaan pimeä aine on jotakin, joka vaikuttaa tavalliseen aineeseen vain painovoimallaan. Siksi sitä ei voi nähdä. Pimeä energia puolestaan liittyy tyhjiön toistaiseksi tuntemattomiin ominaisuuksiin, jotka saattavat nopeuttaa avaruuden laajenemista. Tähtitieteilijät päättelevät näkyvän aineen eli tähtien ja galaksien liikkeistä, että kosmoksessa on myös niin sanottua pimeää ainetta, joka on toistaiseksi vältellyt mittalaitteita. Esimerkiksi Linnunradan tähdet liikkuvat niin nopeasti, ettei galaksin näkyvän aineen vetovoima riittäisi pitämään tähtiä radoillaan. Tarvitaan siis pimeän aineen vetovoimaa. Pimeän aineen tarve seuraa myös alkuräjähdykseen liittyvistä teorioista. Vaikka pimeä aine koostuisi eksoottisista, vielä tuntemattomistakin hiukkasista, se vaikuttaa näkyvien taivaankappaleiden kanssa vetovoiman välityksellä: sillä on vetovoimaa, ja muiden vetovoima vaikuttaa siihen. Mustan aukon vetovoima riippuu sen massasta. Mitä suurempi aukko on, sitä kauempaa se kahmii itselleen purtavaa, sekä loistavaa että pimeää.

Ehdokkaita pimeäksi aineeksi

- Neutriino
- MACHO
- WIMP
- Vetykaasu johon ei osu valo
- Musta aukko Luokka:Kosmologia ko:암흑물질 ja:暗黒物質

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

Kassiopeia

Kassiopeia (latinaksi Cassiopeia, genetiivi Cassiopeiae) on pohjoinen huomiota herättävä W:n muotoinen tähtikuvio ja lisäksi se on helppo havaita, sillä se on lähestulkoon kohtisuoraan pään yläpuolella. Se näkyy Suomessa ympäri vuoden, talvisin usein lähellä zeniittiä. Linnunrata kulkee Kassiopeian halki. Kassiopeiassa on kaksi Messierin kohdetta: avonaiset tähtijoukot M52 ja M103. Gamma (γ) Cassiopeiae on epäsäännöllinen muuttuja, joka 1930-luvulla oli yhtä kirkas kuin Joutsenen Deneb. Se on tunnettu kuoritähti. Eta (η) Cassiopeiae on puolestaan tunnettu kaksoistähti. Rho (ρ) Cassiopeiae on jättiläistähti ja muuttuva tähti, jonka kirkkauden ja värin muutoksia voi seurata paljain silminkin. Se on nykyarvioiden mukaan jopa 10 000 valovuoden päässä, joten se on ehkä kaukaisin paljain silmin havaittava tähti. Tämän levottoman tähden lasketaan olevan kosmisesti lyhytikäinen ja sen arvellaan suhteellisen pian räjähtävän supernovana. Vuonna 1572 Kassiopeiassa räjähti Tyko Brahen havaitsema supernova. Lisäksi tähdistössä on supernovajäänne Cassiopeia A, joka on Auringon ohella taivaan suurin radioaaltojen lähde. Sen lasketaan räjähtäneen noin vuonna 1667, mutta tapauksesta ei ole ainakaan säilynyt mitään havaintoja. Luokka:Tähdistöt ko:카시오페이아자리 ja:カシオペヤ座 th:กลุ่มดาวแคสซิโอเปีย

Ajomies

Ajomies (lat. Auriga, gen. Aurigae) on pohjoisen taivaan tähdistö, joka rajoittuu Härkään, Kaksosiin, Ilvekseen, Kirahviin ja Perseukseen. Tähdistön kirkkain tähti on auringonkaltainen Capella. Capella, Alfa (α) Aurigae on taivaan kirkkaimpia tähtiä, auringonkaltainen ja kaksoistähti. Epsilon (ε) Aurigae on ylijättiläistähti, muuttuja, joka pimentää kumppaninsa joka 27. vuosi yhden vuoden ajaksi. Zeta (ζ) Aurigae on myös pimennysmuuttuja, pimentyy 970 päivän välein muutaman magnitudin kymmenyksen. AE Aurigae on paitsi muuttuva tähti ja kaasupilven ympäröimä, niin myös siitä erikoinen, että se kuuluu ns. karkulaistähtiin, jolla on aika suuri vauhti - 100 km/s. Se on karannut yhdessä Kyyhkysen kuviossa olevan Mu (μ) Columbae-tähden kanssa Orionista 2,5 miljoonaa vuotta sitten, jolloin kaksi kaksoistähteä kohtasivat Orionissa tähtien syntyalueella toisensa läheltä ja kaaottisten liikkeiden jälkeen em. pakolaiset hajosivat osiinsa kukin omille lentoradoilleen. Ainoastaan Iota (&iota) Orionis säilyi kaksoistähtenä. (Astrophysical Journal 544, L133 - L136 (2000)). Tähdistön läpi kulkee Linnunrata ja siitä löytyy useita näyttäviä avonaisia tähtijoukkoja mm. M36, M37 ja M38, jotka näkyvät kiikareilla komeasti. Luokka:Tähdistöt ko:마차부자리 ja:ぎょしゃ座 th:กลุ่มดาวสารถี

Yksisarvinen (tähdistö)

Yksisarvinen (latinaksi Monoceros, genetiivi Monocerotis) on ekvaattorin molemmin puolin sijaitseva heikko tähdistö Orionin itäpuolella. Linnunrata kulkee yksisarvisen läpi. Messierin kohteista Yksisarvisessa on avoin tähtijoukko M50. Tämän lisäksi tähdistön alueelta löytyy Kartiosumu ja Joulukuusijoukko (yhdessä NGC 2264) sekä Rosette-sumu (NGC 2237), johon sisältyy avoin tähtijoukko NGC 2244. Luokka:Tähdistöt ko:외뿔소자리 ja:いっかくじゅう座 th:กลุ่มดาวยูนิคอร์น

Jousimies

:Jousimies on myös horoskooppimerkki. horoskooppimerkki Jousimies (latinaksi Sagittarius, genetiivi Sagittarii, lyhenne Sgr, merkki 20px ) on eteläinen eläinradan tähdistö. Tämä tähtirikas, laaja eteläisen taivaan tähdistö, näkyy huonosti Suomessa. Linnunradan keskus sijaitsee Jousimiehessä ja on sen alueella leveimmillään, minkä ansiosta tähdistössä on erityisen runsaasti tähtijoukkoja ja kaasusumuja. Jousimiehen kirkkain tähti on Kaus Australis eli Epsilon Sagittarii. Jousimiehestä on löydetty juuri Linnunradan ulkopuolella sijaitseva Jousimiehen kääpiögalaksi. Jousimiestä, Sagittarius, ei saa sotkea Nuolen (Sagitta) pieneen tähtikuvioon, jonka lyhenne on Sag, Jousimiehen Sgr.

Tietoja Jousimiehen tähdistöstä

- Tähdistö näkyy leveysasteilla +55° -- −90°
- Rektaskensio 19 h
- Deklinaatio −25°
- Ala 867 neliöastetta, 15:s suurin tähdistö

Jousimiehen Teepannu

Jousimiehen τ, ζ, σ, φ, λ, ε, δ, η ja γ² muodostavat tunnetun "epävirallisen tähtikuvion", eli asterismin, Teepannun. Tähdet δ Sgr (Kaus Media), ε Sgr (Kaus Australis), ζ Sgr (Ascella), ja φ Sgr muodostevat teepannun säiliön, kansi on λ Sgr (Kaus Borealis):n kohdalla ja γ² (Alnasl) on kaatonokan kärki sekä σ Sgr (Nunki) ja τ Sgr muodostavat kahvan.

Muuta Jousimiehen tähdistä

α Sgr (Rukbat) ei ole suinkaan Jousimiehen kirkkain tähti, sillä se melko himmeä 3,96.

Jousimiehen tähdistön kohteita

Tähdistön alueella sijaitsevat Messierin kohteet M8 (Laguunisumu), M17 (Omegasumu), M18, M20 (Trifidsumu), M21, M22, M23, M24 (Jousimiehen tähtipilvi), M25, M28, M54, M55, M69, M70 ja M75. Linnunradan keskuksen suunnassa sijaitsee radiosäteilijä Sagittarius A jonka sisässä on tiiviimpi Sagittarius A
- (lue: Sagittarius A tähti), musta aukko, jonka ympärillä on kuuma kaasukiekko.

Skorpionin tähtiä

Luokka:Tähdistöt ko:궁수자리 ja:いて座 th:กลุ่มดาวคนยิงธนู

Kiikarit

Kiikari on suurentava optinen laite, jossa on yhdistetty kaksi kaukoputkea, jotta saataisiin aikaan stereoefekti.

Toimintaperiaate

Kiikari koostuu objektiivista (se linssi, josta valo tulee sisään), prismoista sekä okulaarista (se linssi, josta valo tulee katsojan silmään). Objektiivi kerää valon ja tarkentaa kuvan, joka on kääntynyt ylösalaisin objektiivissa sen kuperuuden takia. Tämän takia kiikareissa on prismat, jotka kääntävät kuvan takaisin oikein päin. Prismoista kuva kulkee okulaariin, joka suurentaa kuvan ihmissilmälle sopivan kokoiseksi.

Prismojen tyypeistä

Nykyään on olemassa kahdenlaisia eri prismoja - Porro-prismoja (nimetty keksijänsä, italialaisen Porron mukaan) sekä Roof-prismoja. 1960-luvulla Zeissin ja Leitzin kehittämä Roof-prisma vaatii parempaa optista tarkkuutta ja ovat siksi hieman kalliimpia kuin 1800-luvun puolivälissä kehitetty Porro-prisma. Roof-prismat sallivat kuitenkin objektiivin ja okulaarin sijaita suorassa linjassa toisiaan kohden. Porro-prismoilla varustetuilla kiikareilla on tunnuksenomainen mutkainen muoto.

Pinnoituksista

Kiikareiden antaman kuvan laatua parannetaan optisten pintojen erilaisilla pinnoituksilla. Merkintä coated on alin taso. Se tarkoittaa että ainakin yksi pinta on pinnoitettu yksikerroksisesti. Fully-Coated tarkoittaa, että kaikki pinnat on pinnoitettu yksikerroksisesti. Multi-Coated tarkoittaa, että ainakin yksi linssi on pinnoitettu monikerroksisesti. Fully Multi-Coated kiikareissa kaikki pinnat, myös prisma on pinnoitettu monikerroksisesti.

Ominaisuudet

Kiikareiden ominaisuuksista puhuttaessa niistä mainitaan usein kiikarin suurentava vaikutus ja objektiivin halkaisija millimetreissä. Esimerkiksi kiikari, jonka yhteydessä mainitaan 8x35 tarkoittaa sitä, että se suurentaa 8-kertaisesti ja sen objektiivin halkaisija on 35 millimteriä.

Uusia ominaisuuksia

Tärinänestojärjestelmä on yksi uusimmista ominaisuuksista kiikareihin. Tällaisissa kiikareissa on kaksi gyrosensoria, jotka toimivat paristojen voimalla. Niistä riittää muutamaksi tunniksi virtaa. Luokka:Optiikka ja:双眼鏡 th:กล้องสองตา

Infrapunasäteily

Infrapunasäteily on sähkömagneettista säteilyä, jonka aallonpituus on suurempi kuin näkyvän valon mutta pienempi kuin mikroaaltojen. Infrapunasäteilyn aallonpituus on siis väliltä 700 nm...1 mm. Auringosta Maan ilmakehään saapuvasta lyhytaaltoisesta säteilystä yli puolet on infrapunasäteilyä (53 % kokonaisenergiasta). Ultraviolettisäteilyä on 8 % ja näkyvää valoa 39 %. Infrapunasäteilyä kutsutaan myös lämpösäteilyksi, koska huoneenlämpöiset kappaleet säteilevät infrapuna-alueella sitä voimakkaammin, mitä lämpimämpiä ne ovat. Takka, keittolevy, Aurinko ja muut kuumat kappaleet ovat voimakkaita infrapunalähteitä.

Historia

Infrapunasäteilyn löysi William Herschel vuonna 1800. Hän antoi Auringon valon kulkea prisman läpi, jolloin se hajosi aallonpituuden mukaan spektriksi. Hän piti lämpömittaria spektrin eri kohdissa ja mittasi siten säteilyn tehoa. Mitä punaisempi väri, sitä voimakkaammin valo lämmitti mittaria. Mittari kuumeni näkyvän valon alueen ulkopuolellakin. Tästä voitiin päätellä, että Aurinko säteilee myös ihmissilmälle näkymätöntä valoa. Infrapunasätelyn kulkemista ja yhteyttä kappaleen lämpötilaan tutki Wilhelm Wien ("Wienin siirtymälaki") joka sai asiasta Nobelin fysiikanpalkinnon 1911.

Sovelluksia

CD-soittimissa CD-levyn alapintaa lukee lasersäde, joka on silmälle näkymättömällä infrapuna-alueella. Samanlaista tekniikkaa käytetään myös tietokoneiden CD-ROM-asemissa. Suljetun rakenteen ansiosta lasersäde ei pääse laitteista ulos, ja siten nämä laitteet luokitellaan vaarattomiksi. Laitteissa käytettävät laserit voivat periaatteessa olla haitallisia silmälle, mutta säteen saaminen silmään vaatii suurta teknistä taitoa. Erilaisten viihde-elektroniikkalaitteiden kauko-ohjaimet lähettävät infrapunasäteilypulsseja, joilla ohjataan laitteiden toimintoja. Säteilylähteenä on infrapunadiodi, jonka teho on niin pieni ja säteilykeila niin leveä, ettei säteily missään tilanteessa aiheuta silmävaurioita. Esim. kadonneiden ihmisten etsimiseen helikopterista käsin, sotilaallisissa tähtäin ja maailinetsinlaitteissa, talojen lämpövuodon määrityksessä jne. käytetään infrapunasäteilyn mittaamista.

Katso myös

- IrDA
- ultraviolettisäteily Luokka:Fysiikka ja:赤外線

Sagittarius

Tietoja Jousimiehen tähdistöstä

- Tähdistö näkyy leveysasteilla +55° -- −90°
- Rektaskensio 19 h
- Deklinaatio −25°
- Ala 867 neliöastetta, 15:s suurin tähdistö

Jousimiehen Teepannu

Muuta Jousimiehen tähdistä

α Sgr (Rukbat) ei ole suinkaan Jousimiehen kirkkain tähti, sillä se melko himmeä 3,96.

Jousimiehen tähdistön kohteita

Skorpionin tähtiä

Luokka:Tähdistöt ko:궁수자리 ja:いて座 th:กลุ่มดาวคนยิงธนู

Musta aukko

Musta aukko on massakeskittymä, jonka painovoima on niin suuri, että sen pakonopeus ylittää valonnopeuden. Tällöin edes valo ei pääse pakenemaan sieltä, ja kohde näyttää mustalta.

Havaitseminen

Mustien aukkojen suora havaitseminen on vaikeaa. Ne voi havaita vain sen vaikutuksen perusteella, joka niillä on ympäristöönsä. Esimerkiksi valon taipuminen tai tähden kiertäminen ympäri pistettä, jossa ei näytä olevan mitään, antaa viitteen mustan aukon olemassaolosta. Koska materian syöksyessä mustaan aukkoon syntyy voimakasta röntgensäteilyä, on voimakas röntgenlähde myös potentiaalinen musta aukko.

Rakenne

Mustan aukon keskus on singulariteetti. Se on pistemäinen kohde, johon on keskittynyt kaikki mustan aukon massa; siis atomin, tähden tai jopa miljoonien tähtien massa. Mustan aukon näkyvä raja, jossa pakonopeus ylittää valonnopeuden, on nimetty tapahtumahorisontiksi. Pyörivällä mustalla aukolla on vielä toinenkin tapahtumahorisontti, ellipsin muotoinen stationaarisyysraja. Se on raja jonka sisäpuolella mikään kappale ei voi pysyä levossa, vaan musta aukko tempaisee kaiken sinne joutuvan vastustamattomaan pyörimisliikkeeseen. Stationaarisyysrajan ja tapahtumahorisontin välistä aluetta kutsutaan ergosfääriksi. Osa ergosfääriin joutuvasta aineesta sinkoutuu ulos mustan aukon vaikutuspiiristä. Teoreettisessa astrofysiikassa tunnetaan myös valkoinen aukko, mutta niiden olemassaolosta ei ole edes epäsuoraa havaintoa.

Syntymekanismi

Musta aukko syntyy raskaimmista tähdistä yleensä supernovaräjähdyksessä. Kappale luhistuu mustaksi aukoksi, jos sen säde alittaa Schwarzschildin säteenä tunnetun matkan. Tämän etäisyyden sisäpuolella aika-avaruus on niin vahvasti kaareutunut, että jokainen valonsäde pyrkii kohti keskustaa. Koska teoreettinen pakonopeus on mustalla aukolla valonnopeutta suurempi, kaikki materia Schwarzschildin säteen sisäpuolella luhistuu keskustaa kohti. Schwarzschildin säde voidaan laskea kaavasta: :

r_s =

jossa

G

on gravitaatiovakio (

6,67 \times 10^

M

on kohteen massa ja

c

on valon nopeus. Massaltaan Maan kokoisen kappaleen Schwarzschildin säde on noin

9 \mathrm

. Galaksien ytimissä uskotaan olevan supermassiivisia mustia aukkoja, jotka eivät ole syntyneet tähtien luhistumisesta. Niiden syntytapa on vielä tuntematon, mutta kaksi parasta selitystä ovat galaksin syntymisen yhteydessä tapahtunut materian kertyminen ja alkuräjähdyksen yhteydessä syntyminen. Näiden kahden yhdistelmää on myös tarjottu syntyteoriaksi. Mustien aukkojen tiedetään pystyvän menettämään massaansa Hawkingin säteilynä. Luokka:Astrofysiikka Luokka:Tähden kehitys ms:Lubang gelap ko:블랙홀 ja:ブラックホール simple:Black hole th:หลุมดำ

Kvasaari

Nimitys kvasaari on lyhenne sanoista kvasistellaarinen objekti (engl. quasi-stellar object, QSO). Kvasaarit ovat optisen kaukoputken kuvassa pistemäisiä kuten tähdet, mutta niillä on erittäin voimakas punasiirtymä. Yleisen tulkinnan mukaan tämä johtuu Hubblen laista ja merkitsee sitä, että kvasaarit ovat hyvin kaukaisia kohteita ja täten liikkuvat meistä nopeasti poispäin. Koska pystymme havaitsemaan kvasaarit valtavasta etäisyydestä huolimatta, niiden täytyy säteillä enemmän energiaa kuin kymmenet tavalliset galaksit. Joidenkin kvasaarien kirkkaus vaihtelee erittäin nopeasti, mikä näyttäisi viittaavan niiden pieneen kokoon. Kvasaarit näyttävät olevan aktiivisten galaksien erikoistapaus ja yleisen mielipiteen mukaan monissa tapauksissa pelkkä katselukulma erottaa ne muista galakseista, kuten blasaareista ja radiogalakseista. Suurin osa kvasaareista säteilee hyvin voimakkaasti radioalueella. Kvasaarien valtavan kirkkauden arvellaan syntyvän, kun kvasaarin keskustassa olevaan mustaan aukkoon putoaa materiaa ympäröivästä galaksista. Mustan aukon ympäristössä materia kuumenee ja säteilee sen tähden paljon voimakkaammin kuin koko muu galaksi yhteensä. Luokka:Tähtitiede ja:クエーサー

Suuri Magellanin pilvi

Perustietoa

Historia

Havaitseminen

Smithdiagramm

Das Smith-Diagramm (Synonym: smithsches Kreisdiagramm) ist ein Hilfsmittel der komplexen Wechselstromrechnung, mit dem Berechnungen komplexer Widerstände auf eine geometrische Konstruktion zurückgeführt werden können. Das Diagramm ist kreisförmig und ist mit einem komplexen Koordinatensystem versehen. Das Smith-Diagramm wird ebenfalls in der Leitungstheorie zur einfachen Widerstandstransformation verwendet. Das dort verwendete Smith-Diagramm unterscheidet sich lediglich durch die Interpretation der Achsen bzw. die Achsenbeschriftung von dem hier gezeigten. Das Smith-Diagram ist von Phillip Smith (1905-1987) 1937 entwickelt worden. bild:Smithdiagramm0.PNG Es beruht auf der konformen Abbildung :

w(z) =

der komplexen Ebene auf sich selbst. Bei dieser Abbildung wird die rechte Halbebene auf einen Kreis vom Radius 0,5 um den Mittelpunkt 0,5 abgebildet.Die linke Halbebene ist dabei ohne Bedeutung, da sie negativen ohmschen Widerständen entspricht, welche bei passiven Bauteilen nicht auftreten. In der Mathematik ist diese Transformation einer Ebene in eine andere auch unter der Möbiustransformation bekannt.Sie gehorcht der allgemeinen Form :

f(z) =

. bild:Smithdiagramm_Abbildung.PNG Die Abbildung besitzt die besondere Eigenschaft, dass das Bild einer Zahl z (z.B. z=2+j) und ihres Kehrwertes (z.B. 1/z=1/(2+j)=0,4-0,2j) spiegelsymmetrisch zum Kreismittelpunkt liegen (In der Wechselstromlehre wird j für die imaginäre Einheit verwendet, da das in der Mathematik hierfür übliche i mit dem Symbol für die Stromstärke verwechselt werden könnte). Bei der Berechnung einer Parallelschaltung ergibt sich der Kehrwert des Gesamtwiderstandes als Summe der Kehrwerte der Teilwiderstände. Diese Kehrwertbildung (im Komplexen) wird also im Smith-Diagramm geometrisch durch eine Spiegelung ersetzt. Beispiel Ein ohmscher Widerstand R = 150 Ω und ein Kondensator C = 10 μF sind in Reihe geschaltet, parallel hierzu liegt eine Spule L = 0,5 H. Die Schaltung ist an einen Generator angeschlossen, dessen Frequenz f = 79,6 Hz beträgt. Die Kreisfrequenz ist dann ω = 2 π f = 500 s^-1. Für den komplexen Widerstand (die Impedanz) des Kondensators folgt :

X_ =  = - 200 \mathrm \Omega

, für die Impedanz der Spule errechnet man :

X_ = \mathrm \omega L = 250 \mathrm \Omega

. Bei der Reihenschaltung aus Widerstand und Kondensator werden die Werte einfach addiert und ergeben :

X_1 = 150 \Omega - 200 \mathrm \Omega

. Um die Werte ins Smith-Diagramm eintragen zu können, in dem sich große Zahlen nicht mehr darstellen lassen, normiert man mit einem geeigneten Bezugswiderstand, z.B. Z₀=100Ω, indem man alle Werte durch ihn dividiert. Dann wird :

X_1 = 1,5 - 2 \mathrm

(Widerstand und Kondensator) und :

X_2 = 2,5 \mathrm

(Spule). bild:Smithdiagramm1.PNG Diese beiden Widerstände sind parallel geschaltet. Für die Gesamtimpedanz X ist also :

=  +

. Diese Kehrwerte werden im Smith-Diagramm durch Spiegelung am Kreismittelpunkt gewonnen. bild:Smithdiagramm2.PNG Sie betragen :

= 0,24 + 0,32 \mathrm

und

= - 0,4 \mathrm

. Die Addition der beiden Kehrwerte erfolgt rechnerisch oder im Smithdiagramm durch "Abzählen" am Koordinatengitter. bild:Smithdiagramm3.PNG Man erhält :

= 0,24 - 0,08 \mathrm

Um die Gesamtimpedanz X zu bestimmen, ist hiervon wieder der Kehrwert zu bilden. Man spiegelt also den soeben erhaltenen Punkt wieder am Kreismittelpunkt. bild:Smithdiagramm4.PNG Als Ergebnis findet man :X = 3,75 + 1,25j . Da man zuvor durch 100 Ω dividiert hat, muss man nun wieder damit multiplizieren. Endgültig beträgt die Impedanz der Gesamtschaltung somit :X = 375 Ω + 125 j Ω . Sie kann daher ersatzweise durch eine Reihenschaltung aus einem Widerstand von 375 Ω und einer Spule von 125 j Ω dargestellt werden (bei ω = 500 s^-1 entspricht das einer Induktivität von 0,25 H).

Siehe auch

- komplexe Zahlen
- komplexe Wechselstromrechnung
- Zeigerdiagramm

Weblinks

- [http://www.uwe-siart.de/lehre/sheets.html#smithdiagramm Smith-Diagramm als PDF], in Deutschland weit verbreitet
- [http://www.uwe-siart.de/lehre/tutorien.html#smishort Kurzanleitung zum Smith-Diagramm]
- [http://www.eecircle.com/applets/006/smithchart.pdf Englisches Smith-Diagramm] Kategorie:Theoretische Elektrotechnik Kategorie:Nachrichtentechnik Kategorie:Diagramm ja:スミスチャート

last minute egipt Parkiet poker narty francja online casinos

:: RELATED NEWS ::

Blackbox
Blackbox es un entorno de escritorio minimalista para sistemas de tipo UNIX. Su principal ventaja son sus bajos requerimientos de hardware, por lo cual es una de las mejores alternativas para sistemas de pocos recursos o de poca memoria (de 1.5 a 2MB RAM, contra casi 100 de KDE). Es ideal para máquinas de escasos recursos o servidores en los que solo se necesita un entorno gráfico reducido para las operaciones diarias de mantenimiento. A pesar de tan escaso consumo es bastante configurable,

San Germán (Puerto Rico)

San Germán, Puerto Rico


Bandera de San Germán	Escudo de San Germán

Bernardino de Rebolledo
Bernardino de Rebolledo y Villamizar, poeta, traductor y diplomático español (León, 1597 - Madrid, 1676).

Biografía

Señor de Irián, su destino primero fue el militar ya a los catorce años (1611, como declara una inscripción en la lápida de su sepulcro en la Catedral de León) en Italia, como alférez de una compañía de marina en las galeras de Nápoles y Sicilia contra los turcos, a

Guánica (Puerto Rico)

Guánica, Puerto Rico

Image:Guánica_bandera.jpg

Image:Guánica_escudo.jpg

Bandera de G

Hormigueros (Puerto Rico)

Hormigueros, Puerto Rico


Bandera de Hormigueros	Escudo de Hormigueros

Cabo Rojo (Puerto Rico)

Cabo Rojo, Puerto Rico

Bandera de Cabo Rojo

Senecio Kleinia
El Senecio kleinia llamado "Verode" es una planta incluida en el género Senecio. Es una planta perenne que puede alcanzar los 150 centímetros de altura, se desarrolla abundantemente en las islas Canarias a pleno sol y tolera media sombra.

Etimología

Basónimo: Senecio kleinia Less
Sinonimia: Kleinia neriifolia Haw.
Nombre Tajinaste rojo" ( Echium wildpretii Pears. ex Hook. fil.) es una planta incluida en el género Echium. Es una planta herbácea bienal que puede alcanzar los 3 metros de altura que se desarrolla en Las Cañadas del Teide a pleno sol y tolera bien periodos prolongados de sequía.
Etimología
Basónimo<

Read More...

Aguada (Puerto Rico)

Aguada, Puerto Rico


Bandera de Aguada	Escudo de Aguada

Aguas Buenas (Puerto Rico)

Historia

Fundación

El Pueblo de Aguas Buenas fue originalmente un sector del Municipio de Caguas, al cual se le conocía como Aguabuena. Este territorio contaba con manantiales que tenían aguas puras y cristalinas. Para el 1798, un grupo de vecinos comenzaron a establecer sus casas cerca de uno de los manantiales y decidieron llamar al sector Aguas Claras. La cantidad de vecinos (residentes de la zona) fue aumentando con el pasar de los años. El 25 de julio de 1832 estos celebraron una asamblea y comision