:: wikimiki.org ::

Rigil Kentaurus

Rigil Kentaurus

Alfa Centauri (α Centauri, α Cen )eli Rigil Centaurus (Rigil Kent) tai Toliman on tunnettu lähimpänä tähtenä ja hyvin kirkkaana kolmoistähtenä. Aurinkoa lähin tähti on Alfa Centaurin kolmas komponentti, Proxima Centauri on 4,22 valovuoden päässä. Itse Alfa Centauri on 4.395 valovuoden eli 1.33 parsekin päässä. Suomessa tähteä ei näy, koska se on syvällä eteläisellä taivaanpallolla. Alfa Centaurin näennäinen kirkkaus V on -0.01 ja se koostuu keltaisesta, oranssista ja punaisesta tähdestä. Kentaurin kirkkaimman tähden Alfa Centaurin nimi Rigil Kentaurus (usein lyhennettynä muotoon Rigil Kent), joka on peräisin arabiankielisestä sanonnasta "kentaurin jalka", mutta Johannes Bayerin antamaa nimeä Alfa Centauri käytetään useimmiten. Monet tähtikuviot, kuten Iso Karhu ja Orion, näyttäisivät Alfa Centaurista katsottuna suunnilleen samalta kuin täällä. Aurinko näyttäisi muodostavan yhden sakaran Kassiopeian tähdistöön sijoittuen vasemman puolen äärimmäisestä tähdestä vasemmalle alas. Tämä sijainti on Alfa Centaurin koordinaattien vastakohta, antipodi. Aurinko näkyisi 0,5 suuruusluokan tähtenä. Jotkut kirkkaat lähitähdet, kuten Sirius ja Procyon, siirtyisivät huomattavasti.

Alfa Centauri AB

Alfa Centauri on kolmoistähtijärjestelmä. Se koostuu kahdesta päätähdestä, Alfa Centauri A:sta ja B:stä, jotka yhdessä muodostavat kaksoistähden, ja joita kiertää himmeämpi punainen kääpiötähti nimeltään Proxima Centauri. Suurempi kaksoistähden osapuoli, Alfa Centauri A, on samankaltainen Auringon kanssa, mutta hivenen isompi ja kirkkaampi. Maahan Alfan keltainen A-tähti näkyy kirkkaudella -0,01 ja oranssi B-tähti 1.35. Keltainen ja oranssi tähti kiertävät toisiaan elliptisesti 79.90 vuoden jaksoissa keskietäisyyden ollessa 23.7 AU. Tämä on suurempi kuin matka Auringosta Uranukseen. Hyvin elliptisen radan soikeus e = 0.519 ja tähtien väli vaihtelee suuresti välillä 11.2 -- 35.6 AU. Yhden näkemyksen mukaan tähti olisi 200 miljoonaa vuotta Aurinkoa vanhempi. Toisen näkemyksen mukaan Alfa Centauri AB:n tähden ikä olisi 5-6 miljardia vuotta. Kolmansien teoreetikoiden mukaan tähti on 2,7 -- 7,6 miljardin vuoden ikäinen, jos Auringon ikä on 4.85 miljardia vuotta. Alfa Centauri AB:n metallipitoisuus on 1,3 -- 2,3 kertaa Auringon, eli jos Auringon metallipitoisuus Z on 1.81 niin Alfa Centaurin 2,74 -- 2,90.

Alfa Centauri A

Keltaisen Aurinkoa melko paljon muistuttavan Alfa Centauri A:n massa on 1.09 -- 1.10 Auringon massaa ja läpimitta 1.227 Auringon läpimittaa sekä kirkkaus on 1,519--1,60 Aurinkoa. Tämän hieman Aurinkoa suuremman pääsarjan tähden absoluuttinen kirkkaus on 4,34 -- 4.38 ja pintalämpötila 5790 kelviniä (jos Auringon 5770 kelviniä) sekä väri-indeksi B-V +0.60. Kuten Auringon, sen spektriluokitus on G2 V. Tähti on saman lämpöinen kuin Aurinko , 30 kelvinin tarkkuudella. Tähti on hitaasti pyörivä. Jotkut arvioivat tähden pyörähdysajaksi 27-29 vuorokautta, toiset 22. Auringonpilkkujaksoa vastaavaa aktiivisuusjaksoa ei ole tähdellä havaittu tutkimuksita huolimatta. Jos Alfa Centauria kiertäisi täsmälleen maankaltainen planeetta, se olisi noin 1,25 AU:n päässä. Tätä vastaava kiertoaika on 1,34 vuotta. Oranssi B-tähti loistaisi Kuuta kirkkaammin kuvitteellisella keltaista A-tähteä kiertävällä planeetalla kirkkaudella -18.1 to -20.6.

Alfa Centauri B

Keltaoranssin tai oranssin Alfa Centauri B:n spektri on K0-1 V, pintalämpötila 5260 kelviniä, väri-indeksi B-V +0.85. Oranssin tähden massa 0,907 Aurinkoa, säde 0,865 Aurinkoa, kirkkaus 0,45 --0,52 Aurinkoa sekä absoluuttinen kirkkaus 5,70 -- 5.74. Ei olla 100%:n varmoja, olisiko keltaoranssi Alfa Centauri B yhtä sopiva elokelpoisen planeetan keskustähti kuin mitä melko auringonkaltainen A on. Keltainen Aurinkoa kohtalaisen paljon muistuttava A-tähti näkyisi oranssia B:tä kiertävältä radalta hyvin kirkkaana, sen näennäinen kirkkaus olisi -21.9 -- -19.4 ja silloin se olisi huomattavasti täysikuuta kirkkaampi. 0.73 -- 0.74 AU:n etäisyydellä oranssista Alfa Centaurin B-komponentista lämpötila on sama kuin Maassa.

Arveluja Alfa Centaurin elokelpoisuudesta

Alfa Centaurilta ei ole löydetty planeettoja. Niiden havaitseminen oliskin mahdotonta jos ne olisivat Maan kokoisia. Jos nykyinen teoria planeettojen synnystä pitää paikkansa, Alfa Cantauri A:lla tai B:llä ei ole jättiläisplaneettoja, koska kaksoistähdet estävät painovoimallaan jättiläisplaneettojen synnyn Jupiteria ja Saturnusta vastaaville etäisyyksille. Maankaltaisia planeettoja tähdille voisi syntyä. Tämä edellyttäen, että nykyinen teoria kaasujättiläisten muodostumisesta on pätevä. Tiedetään kuitenkin joillain melko ahtailla kaksoistähdillä olevan eksoplaneettoja, mikä viittaisi jättiläisplaneettojen voivan syntyä varsin lähellä keskustähteään. Laskelmien mukaan Alfa Centaurilla voisi olla ekosfäärissä planeettoja, jotka olisivat kohtalaisen vakailla radoilla, mikäli niiden ratojen kaltevuus on sama kuin kaksoistähden ratakaltevuus. Jos planeetta sijaitsisi Alfa Centauri A:n ja B:n kiertoratojen tasossa, vakaita ratoja olisi 3 AU:n päähän asti jommasta kummasta komponentista. Taannehtivalla radalla voisi olla planeetta jopa 4 AU:n päässä A:sta tai B:stä. Mutta jos radan kaltevuus olisi 90 astetta A:n ja B:n ratoja vastaan, se voisi olla vakaa vain 0,23 AU:n päässä. Jos planeetta kiertäisi molempia tähtiä, sen tulisi olla 70 AU:n päässä. Toisen arvion mukaan kiertävä rata on vakaa, jos se on 1/5 päässä kaksoistähden komponnettien lähimmästä etäisyydestä joka on ehkä 11 AU. Tällöin vakaa vyöhyke olisi 2 AU:n sisään. Eräät ovat spekuloineet Alfa Centaurin maankaltaisten planeettojen olevan kuivia, sillä uskotaan että Jupiter ja Saturnus ovat näytelleet tärkeää osaa ohjatessaan komeettoja sisäplaneettoja kohti ja siten myötävaikuttaneet veden lähteen muodostumiseen.

Proxima Centauri (Alfa Centauri C)

4,22 valovuoden eli 1,295 parsekin päässä oleva punainen kääpiötähti Proxima Centauri on 270000 kertaa kauempana meitä kuin Aurinko. Alfa Centauri C eli Proxima vain 13 000 astronomisen yksikön päässä Alfa Centaurista (tämä on vain 0.21 valovuotta eli 1/20 Alfa Centaurin ja Auringon etäisyydestä ja 400 kertaa Auringon ja Neptunuksen välimatka) ja saattaa kiertää tätä 500 000 tai vielä useamman vuoden jaksossa. Maasta ketsoen Proxima on 2 asteen päässä Alfa AB:stä. Kuitenkaan ei ole varmaa että kiertääkö se kaksoistähteä, joskin mielleyhtymä muusta on epätodennäköisesti täysin tahatonta, sillä se jakaa suurin piirtein saman liikesuunnan avaruudessa kuin kaksoistähtikin. Tähden löysi etelä-afrikkalainen Robert Innes. Proxima Centaurin parallaksi on 772,33 ± 2,42 millikaarisekuntia. Säteisnopeus -20.3 km/s, ominaisliike rektaskension suunnassa -3.77564 kaarisekuntia vuodessa, deklinaation suunnassa 0.76816 kaarisekuntia vuodessa. Proxima Centauri eli V645 Centauri on punainen kääpiö, jossa tapahtuu leimahduksia, flareja. Tähden kirkkaus on vain 0.000138 Aurinkoa. Proximan näennäinen kirkkaus on 11.05 ja absoluuttinen kirkkaus 15.49. Koska tähti on 7000 -- 19000 kertaa Aurinkoa himmeämpi, sitä olisi vaikea havaita Maasta paljain silmin, jos se olisi Auringon paikalla. Tähden luminositeetti on 5-12
- 10^-5 aurinkoa. Tähden spektriluokka on M5.5Ve, väri-indeksi B-V 1,90 ja pintalämpötila 3040 kelviniä. Tähden massa 0,123 Auringon massaa ja läpimitta 0,145 Auringon läpimittaa. Tähden kromosfääri eli keskimmäinen kaasukehä on aktiivinen ja pyörähdysaika 31,5 +/- 1.5 päivää. Metallipitoisuus 0,1 Auringon metallipitoisuudesta. Proximan ikä lienee 5-6 miljardia vuotta tai toisen tiedon mukaan vain miljardi vuotta. Jotta tähteä kiertävä planeetta olisi elinkelpoinen eli ekokehässä, sen olisi oltava 0,02 -- 0,06 päässä keskustähdestään. Alfa centauri AB:stä Proxima näkyisi himmeänä 4,5 suuruusluokan tähtenä. Jotkut tutkijaryhmät ovat 1990-luvulla spekuloineet Proxima Centaurin planeetalla, mutta varmoja todisteita tästä ei ole. Jos Proxima centauriin matkattaisiin nopeimmalla ihmisen rakentamalla avaruuslaitteella Helios II-luotaimella nopeudella 70,2 km/s, matka veisi 18000 vuotta.

Katso myös :

- Aurinko
- Kirkkaimmat tähdet
- Lähimmät tähdet

Aiheesta muualla

- [http://cassfos02.ucsd.edu/public/nearest.html The nearest stars to Earth]
- [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap020715.html Photograph of Proxima Centauri]
- [http://www.solstation.com/stars/alp-cent3.htm Alpha Centauri system] Luokka:Tähdet Luokka:Kirkkaimmat tähdet Luokka:Lähimmät tähdet ja:ケンタウルス座アルファ星

Kolmoistähti

Kaksoistähdessä kaksi tähteä kiertää yhteisen painopisteen ympäri ellipsiradalla. Näitä tähtiä kutsutaan kaksoistähtien komponeteiksi. Yli puolet tähdistä kuuluu osana kaksoistähteen. Esimerkiksi taivaan kirkkain tähti Sirius on kaksoistähti. Kaksoistähtien komponentit nimetään siten, että kirkkaampi on A ja himmeämpi B. Esimerkiksi Sirius voidaan nimetä Sirius AB tai Sirius A+B. Kaksoistähtien kiertoajat vaihtelevat sadoista vuosista alle kymmeneen minuuttiin, ja komponentit voivat olla hyvin erilaisia. Tähtien liike mitataan spekroskoopilla tai valokuvasta. Tunnettuja kaksoistähtiluetteloja ovat Aitkenin ja Burnhamin luettelot.

Kaksoistähtien havainnointimenetelmistä

Monet kaksoistähdet havaitaan suoraan seuraamalla lähekkäisten tähtien liikkeitä taivaalla. Hyvin lähekkäisiä kaksoistähtiä ei suoraan havaita. Tähtien pitää olla yli 0,2 " (kaarisekunnin) päässä toisistaan. Joissain tapauksissa tähdet eivät näy erillisenä, mutta tähden kuva on soikea. Jos komponetit ovat hyvin kaukana toistaan, on joskus vaikea todistaa, kiertävätkö tähdet toisiaan vai eivät, koska liike on niin hidasta ja lähellä mittaustarkkuutta. Astrometrinen kaksoistähti havaitaan, kun vain toinen tähti havaitaan kieppuvan tähtien yhteisen painopisteen ympäri. Tällä tavoin on väitetty havaitun joittenkin kevyiden tähtien läheltä raskaita planeettoja, mutta tätä ei ole voitu todistaa. Interferometrinen kaksoistähti havaitaan monin keinoin: interferometrilla jopa 0,2 millikaarisekunnin (mas) päässä toisistaan olevat tähdet erottuvat. Interferometri vaatii aina melko kirkkaita kohteita havaittavaksi. Tarkkuus paranee kaukoputkien kehittyessä. Interferometri yhdistää kahden kaukoputken valovirrat. Täpläinterferometrialla nähdään jopa 0,03 " (30 mas, millikaarisekuntia) laikkuja, kohteiden on oltava kirkkaita. Kuun peittäessä kaksoistähden havaitaan jopa 3 mas yksityiskohtia peittyvän tähden lähiympäristössä. Spektroskooppinen kaksoistähti: tähtiä ei näy erillisenä millään keinolla, mutta havaitaan joko molempien tähtien spektrit päällekkäin tai Dopplerin siirtymä kiertoajan tahdissa. Monelta tähdeltä on havaittu planeetan massaisia seuralaisia, eksoplaneettoja spektroskooppisella keinolla. Fotometrinen kaksoistähti eli pimennysmuuttuja: Kaksi tähteä kiertävät toisiaan lähellä ja pimentävät toisiaan. Voidaan havaita myös toisen tähden kuumentevan toista jne. Tunnetuin pimennysmuuttuja on Algol.

Useampikertaiset tähdet

Mikäli tähtiä on useampia, puhutaan moninkertaisesta tähdestä. Tällöin lisätään komponentteja tähtien lukumäärän mukaan: C, D, E ... Voidaan lisätä myös komponentteja näin: Jos jonkin kaksoistähden A-komponentti paljastuu kaksoistähdeksi, lisätään Aa ja Ab. Usein moninkertaiset tähdet muodostuvat kaksoistähdistä, jolloin esimerkiksi kaksi lähekkäistä kaksoistähteä kiertää toisiaan. Tunnettuja moninkertaisa tähtiä ovat mm. kolmoistähti Zeta Cancri ja kuusinkertainen tähti Castor. Yleensä moninkertaiset kaksoistähdet ovat hierakkisia. Jos kaksi komponettia kiertää lähekkäin toisiaan, kolmas on kauempana. Nelostähden rakenne voi olla kaksi lähekkäistä kaksoistähteä kiertämässä toisiaan. Hierarkkisuuden arvellaan liittyvän tähtien syntytapoihin. Kolmen kappaleen probleemasta tiedetään, että kolme kovin lähekkäistä tähteä eivät viihdy pitkään vakailla radoilla: usein käy niin, että kaksi tähteä jää kiertämään toisiaan ja kolmas sinkoutuu pois suurella vauhdilla.

Kaksoistähtien luokittelu

Kaksoistähtiä on luokiteltu monella tavalla:
- Astrometriset kaksoistähdet ovat kaksoistähtiä, joissa komponenttien liike taivaan tasossa voidaan havaita. Tyypillisesti tähtien etäisyys toisistaan on melko suuri ja kiertoaika kymmeniä vuosia tai enemmän. Valokuvissa näkyvät 2-tähtiset kaksoistähdet ovat lähes aina astrometrisia kaksoistähtiä.
- Spektroskooppisissa kaksoistähdissä ainakin toisen komponentin liike voidaan havaita Dopplerin ilmiön aiheuttamasta spektriviivojen aallonpituuden muutoksista.
- Erillisissä kaksoistähdissä ei tapahdu massan siirtoa.
- Puoliksi erillisissä kaksoistähdissä yhdestä komponentista siirtyy massaa toiseen. Tyypillisesti kiertoajat ovat muutamia päiviä tai vähemmän.
- Kontaktikaksoistähdissä tähtien pintaosat ovat yhdistyneet, mutta ytimet erilliset.
- Optinen kaksoistähti ei ole todellinen kaksoistähti, vaan sen komponentit saattavat olla hyvinkin kaukana toisistaan. Maasta katsottuna tähdet näyttävät sattumalta olevan hyvin lähellä toisiaan, mutta todellisuudessa tähdet eivät vaikuta vetovoimallaan toisiinsa.
- Pimennysmuuttujat ovat kaksoistähtiä, jotka havaitaan tähden säteilemän valon muutoksista. Pimennysmuuttujat ovat samalla myös spektroskooppisia kaksoistähtiä. Luokka:Tähtitiede Luokka:Tähdet Luokka:Kaksoistähdet ko:쌍성 ja:連星

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

Parsek

Parsek (tunnus pc) eli parallaksisekunti on tähtitieteessä käytetty pituuden mittayksikkö. Parsek on etäisyys, jolta Maan rata näkyisi 1/3600 asteen eli yhden kaarisekunnin kulmassa. Hienosti sanottuna yhden parsekin kohteen päässä olevan tähden parallaksi on yksi sekunti, tästä lyhenne parsek. 1 parsek on 206265 maan radan sädettä (AU) ja 3,2616 valovuotta. Yksi valovuosi on noin 0,3066 parsekia. Kiloparsek (kpc) on 1000 parsekia, megaparsek (Mpc) on miljoona parsekia eli 1000 kpc. Gigaparsek (Gpc) on miljardi parsekia eli 1000 megaparsekia. Lähin tähti on 1,29 parsekin päässä.

Miksi parsekia käytetään

Parsekia käytetään, koska lähimpien tähtien etäisyyksiä mitataan kolmiomittauksella. Tähtien etäisyyttä mitattaessa kolmion kanta on Maan radan säde. Tähtien vuotuiset siirtymät ovat hyvin pieniä Maan tehdessä kierroksensa Auringon ympäri. Kun Maa liikkuu , tähdet tekevät ympyrää, ellipsiä tai suoraa viivaa tai jos ovat hyvin kaukana, näyttävät pysyvän paikallaan. Kun tähtien vuotuisten liikekuvioiden suurin mitta mitataan , saadaan tähden parallaksi. Yksikään tähti ei ole niin lähellä meitä, että sen parallaksi olisi yksi kaarisekunti. Lähimmän tähden, Proxima Centaurin, parallaksi on 0,772 kaarisekuntia eli 772 millikaarisekuntia. Näin ollen sen etäisyys on 1,29 parsekia eli 4,22 kaarisekuntia. Tarkkoja parallaksimittauksia suoritti Hipparcos-satelliitti. Hyvin kaukana olevien tähtien parallaksit tunnetaan epätarkasti.

Parsekin tarkka määritelmä

Parsek (pc) määritellään etäisyytenä, jolla Maan radan säde, eli yksi astronominen yksikkö (AU = 149 597 870,691 kilometriä), näkyy yhden kaarisekunnin (eli 1/3600 asteen) kulmassa. Yksi parsek on siis noin 206265 astronomista yksikköä, eli noin 3,086 × 10¹⁶ metriä. Näissä kaavoissa Maan rataa ES katsotaan kuvitteellisesta, täsmälleen yhden parsekin päässä olevasta kohteesta. :

1 pc =  = 206 265 \mbox

Koska Maan ja Auringon keskimääräinen välimatka 1 AU on 1,49598×10⁸ km, niin :

1 \mbox = 206 265 \times 1,49598 \times 10^ \mbox = 3,08568 \times 10^ \mbox \,

Parsekeina ilmoitettuja etäisyyksiä

Lähimmän tähden Proxima Centaurin etäisyys on 1,3 pc. Linnunradan keskus on noin 8 kiloparsekin päässä Maasta. Andromedan galaksin etäisyys on 900 kiloparsekia (900 kpc) eli 0,9 megaparsekia (0,9 Mpc). Kaukaisin tunnettu kvasaari on 5500 megaparsekin eli 5,5 gigaparsekin (5,5 Gpc) päässä. Luokka:pituusyksiköt Luokka:Tähtitiede ko:파섹 ja:パーセク th:พาร์เซก

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

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

Procyon

Procyon (Prokyon / α Canis Minoris /α CMi / α Canis Minoris / Alfa Canis Minoris, Alpha CMi/10 CMi/HR 2943/HD 61421 ) on kirkas tähti, joka on saanut nimensä siitä että se kulkee taivaalla Siriuksen edellä. Procyon kuuluu talvikolmioon jossa ovat myös Sirius ja Betelgeuze. Procyon on yksi lähimmistä tähdistä, sillä se on vain 11,4 valovuoden päässä meistä. Kuten Siriuskin, on myös Procyon kaksoistähti: seuralainen on himmeä valkoinen kääpiö Procyon B, joka kiertää päätähteään 16 AU:n päässä. Procyon A on Aurinkoa 7 kertaa kirkkaampi. Se luokitellaan alijättiläiseksi, eli se on jo lopettanut vedyn fuusioimisen heliumiksi ja on siis elinkaarensa loppupäässä. Vuonna 2004 kanadalainen MOST sai valmiiksi 32-päiväiset mittauksensa etsiessään tähden pinnalta niin sanottuja tähdenjäristyksiä, joita tavataan Auringon pinnalta jatkuvasti. Tutkijoiden suureksi yllätykseksi mitään ei kuitenkaan löytynyt.

Numerotietoja

- Sijainti taivaalla
- Rektaskensio RA 7h 39m 18.1s
- Deklinaatio dekl. +5° 13' 30"
- Etäisyys Maasta: 11,41 vv (nykyisin arvioitu 11,5) (valovuotta])
- Etäisyys 3,496 pc (parsekia)
- Parallaksi 0,28605" ± 0,00081"
- Liike avaruudessa
- Ominaisliike (μ, "myy")
- RA: -0,71657" vuodessa
- Dekl.: -1,03458" vuodessa
- Etäisyys -4,1 km/s

Procyon A

- kellanvalkea alijättiläinen
- BY-Draconis-tyypin muuttuja (luultavasti kirkkaus vaihtelee) nimeltä NVS 3672
- Näennäinen kirkkaus: 0,40
- Absoluuttinen kirkkaus: 2,68
- Väri-indeksi B-V 0,42 U-B 0,02
- Spektrityyppi F5 IV
- Luminositeetti 7,6 aurinkoa
- Massa 1,77 (1,50?) Auringon massaa
- Säde 1,7 (1,86?) Auringon sädettä, arviot vaihtelevat välillä ( 1,4 -- 2,3 )
- Pintalämpötila 6600 kelviniä
- Metallipitoisuus 1,4 kertaa Auringon
- Ikä 1,7+/-0,3 miljardia vuotta
- Elokelpoinen vyöhyke 2,7 AU ja kiertoaika Maata muistuttavalle planeetalle 3,4 vuotta, vakaat planeettaradat 3 AU?

Procyon B

- Valkea kääpiö
- Näennäinen kirkkaus: 10,75
- Absoluuttinen kirkkaus: 13,04
- Väri-indeksi B-V
- Pintalämpötila 9700 kelviniä
- Spektrityyppi wdF8 tai DA
- Luminositeetti 0,00055 aurinkoa
- Massa 0,63 (0,602, 0,50?) Auringon massaa
- Säde 0,01 (0,02?) Auringon sädettä
- Säde korkeintaan 17000 km jos massa 0,602 aurinkoa

Kaksoistähti Procyon AB:n rata-arvoja

- Kiertoaika (P) 40,82 years
- Radan isoakselin puolikas (a) 1,18"
- a (AU) = 14,9
- väli vaihtelee 8,9 -- 21,0 AU
- Eksentrisyys (e) 0,36 (0,407?) (soikeus)
- Inklinaatio (i) 31,9° (kaltavuus)
- Solmu (tähtitiede) (Ω) 284,8° (radan suunta)
- Periastronin eepokki (T) 1967,86 (milloin tähdet ovat lähimpänä toisiaan) Luokka:Tähdet ja:プロキオン

Proxima Centauri

Alfa Centauri#Proxima Centauri

AU

AU tai Au voi olla:
- AU eli astronominen yksikkö, jonka suuruus on Maan keskimääräinen etäisyys Auringosta.
- kullan kemiallinen merkki, oik. Au
- aliupseerin lyhennys ja:AU

Spektriluokka

Spektriluokka on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. Tähtien lämpötiloja voidaan määrittää karkeasti Wienin siirtymälain perusteella. Tarkempi lämpötilan määrittely voidaan tehdä spektroskopian avulla. Luokittelu pintalämpötilan perusteella on mielekästä, koska samanlämpöisillä pääsarjan tähdillä on muitakin yhteisiä ominaisuuksia, kuten massa, säde, absoluuttinen kirkkaus, väri ja pääsarjavaiheen kesto. Auringon spektriluokka on G2V. Tähdet jaetaan spektriluokkiin nykyisin tavallisesti Morganin–Keenanin spektriluokituksen mukaan seuraavasti:
Lisäksi kukin luokka jaetaan vielä kymmeneen alaluokkaan arabialaisilla numeroilla 0–9, joista 0 tarkoittaa luokan kuuminta ja 9 viileintä alaluokkaa. Esimerkiksi Auringon spektriluokka on G2 ja Polluxin K0. Spektriluokkien järjestyksen muistamiseksi on olemassa suosittu englanninkielinen muistisääntö "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me". Taulukossa mainittu väri ei ole tähden aito väri, vaan näennäinen väri, joka tähden säteilyllä on Maan ilmakehän läpäisyn jälkeen.

Spektriluokat

ilmakehä
- O-spektriluokan tähdet ovat kuumimpia ja valovoimaisimpia tähtiä. Ne ovat sinisiä massiivisia tähtiä, jotka polttavat nopeasti vedyn heliumiksi, viettävät pääsarjassa vain muutamia miljoonia vuosia ja päättävät päivänsä rajusti supernovina. Luokan tähdet ovat harvinaisia: vain yksi tähti sadasta tuhannesta kuuluu O-luokkaan. Eräs tunnettu luokan edustaja on Peräkeulan tähdistössä sijaitseva Naos.
- Myös luokan B tähdet ovat valovoimaisia ja kuumia. O-luokan tähtien tavoin ne kuluttavat vetyvarastonsa nopeasti loppuun eivätkä elinaikanaan ehdi liikkua kovin kauas synnyinseuduiltaan. Siksi O- ja B-luokan tähdet kerääntyvät tietyille alueille, niin sanottuihin OB1-assosiaatioihin, joista suurimmat muodostavat kokonaisia galaksin haaroja. Tunnettuja esimerkkejä B-luokan tähdistä ovat Orionissa sijaitseva ylijättiläinen Rigel ja pääsarjaan kuuluva Neitsyen päätähti Spica.
- A-luokan tähdet ovat väriltään valkeita ja massaltaan kaksi kolme kertaa Aurinkoa suurempia. Ne elävät noin miljardin vuoden verran. Ne kuuluvat monesti paljain silmin nähtäviin tähtiin. Esimerkiksi pääsarjaan kuuluvat Vega ja Sirius sekä ylijättiläinen Deneb ovat tätä spektriluokkaa.
- F-luokan tähtien väri heikosti kellertävä. Esimerkkejä luokan tähdistä ovat Fomalhaut ja Pohjantähti.
- G-luokkaan kuuluvat tähdet ovat niin sanotusti keskivertotähtiä, kuten Aurinkomme.
- K-luokan jättiläistähdet (esimerkiksi Aldebaran ovat jo elämänsä ehtoopuolella: niiden vetyvarastot on käytetty loppuun ja väri on muuttunut oranssiksi pinnan viiletessä ja laajetessa. K-luokan kääpiötähdet (esimerkiksi Alfa Centauri B sekä 61 Cygni A ja B) ovat puolestaan melko pieniä ja viileähköjä.
- M-luokan tähdet ovat viileitä ja punaisia. Tähän luokkaan kuuluvat kääpiöt ovat pieniä ja erittäin pitkäikäisiä. Niitä on arvioidan mukaan 80–90 prosenttia kaikista tähdistä, mutta himmeytensä vuoksi lähimmätkin niistä näkyvät vain kaukoputkilla, kuten Proxima Centauri. M-luokan jättiläiset ovat yleensä erittäin suurikokoisia ja massiivisia tähtiä, jotka ovat kehityksensä loppuvaiheissa. Esimerkiksi Betelgeuze ja Antares ovat punaisia ylijättiläistähtiä. Myöhemmin on lisätty uusia luokkia harvinaisemmille tähtityypeille, kun ne on löydetty:
- W on luokka Wolfin–Rayetin tähdille. Niiden pintalämpötila voi olla jopa 70 000 K. Luokanssa WN on typpeä ja luokassa WC hiiltä.
- L-luokan kohteet ovat ruskeita kääpiöitä, joiden lämpötila (1 500–2 000 K) ei ole riittänyt ydinreaktion käynnistämiseen. Näiden tähtien väri on hyvin tummanpunainen ja säteilevät enimmäkseen infrapunaa.
- T -luokan tähtien lämpötila on alle 1000 K, ne ovat ruskeita kääpiöitä tai mahdollisesti hyvin pienitiheyksisiä nuoria tähtiä. Nämä tähdet säteilevät infrapunaa eli ovat mustia.
- C on hiilitähtien luokka, joka on rinnakkainen luokite K ja M luokille. Luokkaan C kuuluvat aikaisemmat luokat R ja N yhdistettynä peräkkäin. R vastaa hiiletöntä luokkaa G5-K ja N vastaa luokkaa M. C6 vastaa aikaisempaa luokkaa N0.
- S-luokan tähdet ovat lähellä tyyppejä C ja M, mutta niissä on voimakkaita zirkoniumoksidin viivoja.
- Bariumtähdet muistuttavat tyyppiä S, mutta niissä näkyy spektrissä paljon bariumoksidia.
- D-luokkaan kuuluvat valkoiset kääpiöt.
- Q-luokan tähdet ovat novatähtiä.
- P tarkoittaa planetaarisia sumuja, jotka ovat kuolleiden tähtien jäännöksiä.

Spektriluokkien jako varhaisiin ja myöhäisiin

Spektriluokat jaetaan varhaisiin ja myöhäisiin. Jako on peräisin aikaisemmasta teoriasta, jonka mukaan tähdet kehittyvät jäähtymällä ja liukumalla pääsarjaa pitkin alas, mikä ei nykytiedon mukaan pidä paikkaansa. Varhaiset spektriluokat ovat yleensä luokkia O, B, A, F. Myöhäiset spektriluokat ovat G, K, M, C ja S sekä L ja T.

Tähtien värien pääasiallinen syy

Tähtien värien pääasiallinen syy on tähden lämpötila. Vertailukohde voidaan valita luonnosta. Esimerkiksi rauta jota aletaan kuumentaa niin että se säteilee valoa, on aluksi punainen, edelleen kuumennettaessa oranssi, keltainen ja kellanvalkoinen. Tämän jälkeen rauta sulaa.

Miksi M, S ja C eroavat toisistaan, vaikka ovatkin saman lämpöisiä

Vaikka M, S ja C ovat suunnilleen saman lämpöisiä, niin kylmiä, että niissä muodostuu häkäkaasua CO (hiili-happi), niissä on eri tavoin hiiltä ja happea spektrissä. Metallioksidit kertovat runsaasta happipitoisuudesta, ja hiili runsaasta hiilipitoisuudesta. Hiilitähdissä on hiiltä huomattavasti enemmän kuin happea, ja häkäkaasun muodostuessa hiiltä jää runsaasti yli. M-tähdissä ovat alkuaineiden runsaudet sellaisia, ettei hiiltä eikä happea jää ylen määrin yli häkää CO muodostuessa. S-tähdissä on runsaasti metallioksideja, koska häkäkaasun CO muodostuessa jää runsaasti happea oksideja varten.

Spektriviivat eri spektriluokissa

Tähtien spektrien luokittelu eri ryhmiin alkoi, kun huomattiin, että vedyn Balmerin viivat (Hα, Hβ, Hγ) ovat eri vahvuisina toisissa tähdissä puuttuen toisista kokonaan. Alussa spektriluokat menivät aakkosjärjestyksessä Balmerin viivan voimakkuuksien mukaan. Kuumempien tähtien spektrit ovat harvaviivaisempia kuin kylmempien. Ionisoituneita aineita esiintyy enemmän korkeammassa lämpötilassa ja aineet ionisoituvat enemmän. Lämpötilan kasvaessa molekyylit hajoavat ja sitten ionisoituvat. Kuumassa O-tyypissä monet atomit ovat ionisoituneet ja M-tyypissä näkyy molekyylejä. Spektriluokittelussa olennaisia viivoja ovat mm. vedyn (H) Balmerin sarjan viivat (alfa, beta, gamma ..), neutraalin heliumin viivat, raudan viivat, ionisoituneen kalsiumin (Ca II) viivat, ionisoituneen kalsiumin kaksoisviiva eli Ca II H- ja K-viivat 396,8 nm ja 393,3 nm, hiilivedyistä (CH) ja eräistä metalliviivoista aiheutuva G-vyö 431 nm:n kohdalla ja titaanioksidin TiO viivat sekä myös neutraalin kalsiumin Ca I viivat ja kaksi kertaa ionisoituneen hapen O III-viivat. Erityisen voimakkat on A-spektriluokassa vedyn viivat ja K-spektriluokassa ionisoituneen kalsiumin viivat sekä myöhäisen M-tyypin spektrissä titaanioksidin TiO viivat. Auringon tyyppisessä G2-spektriluokan tähdessä rauta Fe II on voimakkain.

Tähden spektriluokan määrittelyyn on kehitetty monia sääntöjä. Yksi vanha sääntö: Tähden spektrityyppi voidaan määritellä 0,2 spektriluokan tarkkuudella seuraavien sääntöjen mukaan
- B0 --> B8 Hδ ja 402,6 nm kirkkaussuhde kasvaa 1,5 --> 15,0
- A0 --> F0 viivojen K/Hdelta kirkkaussuhde kasvaa 0,1 --> 3,0
- F0 --> G0 G/Hγ 0,2 -- 10,0
- K0 --> M 422,7/G 0,2 --> 10,0

Spektriluokkien lisämääreet

Spektriluokka voidaan merkitä esim B8e.
- e - spektrissä emissioviivoja eli hehkuvaa kaasua tähden lähistöillä
- [e] - emissioviivat ovat harvassa kaasussa syntyviä kiellettyjä viivoja
- f - O-tähden spektrissä kolme kertaa ionisoituneen typen, NIII viivoja aallonpituuksilla 463,4 464,0 ja 464,1 nm.
- p - spektrissä poikkeavia eli pekuliaarisia piirteitä, jotka vaativat tarkempaa kuvailua.
- b - spektrissä terävä absorptioviiva, viittaa laajenevaan kaasukuoreen
- m - spektrissä voimakkaita metalliviivoja,
- n - absorbtioviivat sumumaisia "nebulous", jos hyvin sumumaisia nn, viittaa nopeaan pyörimiseen/suureen painovoimaan, käytetään luokkaan F0 asti
- s - absorptioviivat hyvin teräviä, sharp, käytetään vain luokkaan F0 saakka
- q - sekä sinisiirtyneitä että punasiirtyneitä viivoja, viittaa laajenevaan kaasukuoreen.
- g - jättiläistähti
- d - kääpiötähti tai pääsarjan tähti
- k - spektrissä esiintyy tähtienvälisen avaruuden lepäävä kalsiumviiva
- v spektri vaihtelee
- wk heikkoja spektriviivoja
- cont - jatkuva spektri, ei viivoja. Voidaan yhdistellä esim B5ep.

Kirkkausluokat eli luminositeettiluokat

Kirkkausluokka tarkoittaa myös tähden suuruusluokkaa eli magnitudia. Tämä on Yerkesin spektriluokittelu eli MMK-luokittelu.
- 0 hyperjättiläiset (myöhempi lisäys alkuperäiseen luokitteluun)
- Ia kirkkaimmat ylijättiläiset
- Ib vähemmän kirkkaat ylijättiläiset
- II kirkkaat jättiläiset
- III normaalit jättiläiset
- IV alijättiläiset
- V pääsarjan tähdet
- VI alikääpiöt (harvoin käytetty)
- VIIvalkoiset kääpiöt (harvoin käytetty) (voitaisiin lisätä neutronitähdet ja mustat aukot) Luminositeettiluokat määritellään tiettyjen spektriviivojen voimakkuukista. Nämä määritysviivat vaihtelevat eri spektriluokilla.

Valkoisten kääpiöitten luokittelu

- DA: vetyrikas ulompi ilmakehä, voimakkaat vedyn Balmerin viivat
- DB: heliumrikas, neutraalin heliumin viivoja
- DQ: Hiilirikas ilmakehä ja ulkokerros, atomaarista tai molekulaarista hiiltä.
- DZ: metallirikas ulompi ilmakehä, kalsium II-viivoja
- DC: Ei mikään yllä olevista DA, DB, DQ ja DZ.
- DX: Ei mikään yllä olevista DA, DB, DQ ja DZ sekä DC. Lämpötilat ovat välillä 37500 K - < 5500 k, eli luokat D1-D9.

Spektriluokan tulkinta

Tyypillinen spektriluokan merkintä on esim M5,5eV, mikä on suomennettuna punainen kääpiö, jossa on emissioviivoja ja jonka alatyyppi on 5,5. Toinen on vaikkapa A5IV-V, jossa on kyse valkeasta, tavallista pääsarjan tähteä hieman suuremmasta tähdestä. Aurinko on tyyppiä G2V tai dG2.

Katso myös

- HR-kaavio
- Spektrianalyysi
- Spektriviiva
- Painovoima tähden pinnalla Luokka:Tähtitiede ja:スペクトル分類

Elokelpoinen planeetta

Elinkelpoinen planeetta on planeetta, jolla voi esiintyä Maan kaltaista elämää. Yleisesti elinkelpoisena pidetään Maata muistuttavaa planeettaa, joka on suunnilleen samalla etäisyydellä keskustähdestään kuin Maa, sekä karkeasti ottaen Maan massainen. Planeetalla on oltava huomattavia määriä happea ja vettä sekä mieluiten melko vakaa, kiinteä kuori. Lisäksi planeetalla on oltava magneettikenttä ja laattatektoniikka, joka kierrättää hiilidioksidia sitomalla sitä kiveen. Jos planeetta asutetaan tai sinne tuodaan bakteereita muualta, sen ominaisuuksien ei tarvitse olla yhtä tarkkaan Maan tyyppisiä kuin planeetoilla, joilla elämä kehittyy Maan tapaan.

Elinkelpoisen planeetan kuvailua

Kaasukehä

Elinkelpoisella planeetalla on oltava kaasukehä. Jos planeetta on maata huomattavasti kevyempi, happi karkaa pois sitä helpommin, mitä lämpimämpi planeetta on. Toisaalta jos planeetta on massiivinen, sillä voi olla hyvin tiheä kaasukehä, joka on jättiläisplaneettojen tapauksessa muuttunut alaosaltaan valtavaksi vety- ja helium-mereksi. Suurelle ja tiheällä planeetalla on suuri pakonopeus

V_p = \sqrt

, missä
-

V_p

= pakonopeus
- G = gravitaatiovakio
- M = massa
- R = säde Jos massat ja säteet ilmoitetaan Maan massoina ja säteinä, saadaan likiarvoksi:

V_p=11186 \sqrt(\frac)

Kuulla on hyvin pieni pakonopeus maahan verrattuna, koska se on maata kevyempi ja eikä niin tiheä kuin Maa. Jos kaasu liikkuu ilmakehässä pakonopeutta suuremmilla nopeuksilla, se karkaa avaruuteen. Lämpimämmiltä planeetoilta karkaa enemmän kaasua pois ilmakehästä avaruuteen kuin kylmemmiltä, koska suuremmassa lämpötilassa kaasuosasten lämpöliike on voimakkaampaa. Auringon lämmittäessä kaasukehän kaasua sen osaset saavuttavat tietyn nopeusjakauman. Jotkin kaasuhiukkaset saattavat liikkua auringon säteilyn kiihdyttämänä jopa 5 kertaa kaasumolekyylien keskimääräistä nopeutta nopeammin. Kevyet kaasut kuten vety liikkuvat raskaampia kaasuja, esim happea ja hiilidioksidia vikkelämmin. Ideaalisen kaasumolekyylin keskinopeus voidaan laskea seuraavasti:

V_k=\sqrt

, missä
- k=Boltzmannin vakio
-

T_k

=keskilämpötila kelvineissä
- m=kaasumolekyylin keskimääräinen massa Kaavasta voidaan kehittää likiarvo molekyylipainon funktiona:

V_k=157,93 \sqrt(\frac)

, missä

mm

on molekyylipaino. Esimerkiksi vetymolekyylille

H_2

se on 2. Jos nopeusjakauman keskiarvo

V_k

on sama kuin planeetan pakonopeus, kaasukehä karkaa hyvin nopeasti. Koska kaasumolekyylien nopeusjakauma on liukuva, ei osata sanoa tarkkaa rajaa sille, missä ajassa ja miten suurelta planeetalta tietyistä kaasuista, esim. hapesta ja typestä koostuva kaasukehä karkaa. Käytännössä voidaan sanoa, että puolet kaasukehästä pysyy planeetan pinnalla 1000 miljoonaa vuotta jos

Vk < 0,2 V_p

eli kaasuhiukkausten keskinopeus on alle viidesosa pakonopeudesta. Mutta jos kaasumolekyylit liikkuvat neljäsosan nopeudella, kaasu pysyy ilmakehässä vain muutamie tuhansia vuosia, ja kolmasosan nopeudella pakonopeudesta vain muutaman viikon. Maalle näyttää olevan ominaista, että se heliumin liikenopeus on suurempi kuin maan pakonopeuden kuudesosa eli

V_ > \frac V_p

. Happi liikkuu Maan ilmakehässä suunnilleen nopeudella 0,46 km/s 0 asteessa ja vety nopeudella 1,84 km/s. Maan pakonopeus on 11,2 km/s. Jos siis planeetta on huomattavasti kevyempi kuin Maa, sen pinnalta karkaa suuri osa kaasusta pois kuten Marsissa on käynyt. Marsin massa on noin 0,15 Maan massaa. Pakonopeus on siellä noin 5 km/s. Keskilämpötila on 210 kelviniä. Näissä oloissa Marsilla on vain ohut ilmakehä, jonka paine on alle prosentin maan ilmanpaineesta eli 0,7 -- 0,9 kPa. Jos ilmanpaine on 0,1 Maan ilmakehää, tarvitaan hengityslaitetta niin kuin korkealla vuoristossa. Elinkelpoisen planeetan alaraja olisi silloin noin 0,4 Maan massaa. Planeetan läpimitta olisi silloin 0,73 maan läpimittaa eli 9300 km. Teoriassa happi ja typpi pysyisivät 0,07 -- 0,12 maan massaisen planeetan pinnalla. Tällaisen planeetan säde olisi puolet maan säteestä, jos tiheys olisi sama kuin maalla. Jos planeetta toisaalta on kovin raskas, sen ilmakehässä voi olla myrkyllisiä kaasuja jota saattaisi kertyä runsaasti. Vedyn täytyisi päästä karkaamaan planeetan pinnalta. Näin elinkelpoisen planeetan yläraja voisi olla noin kolme Maan massaa. Toisaalta jokin alkeellinen elämänmuoto voi neutraloida nämä kaasut pois. Luultavasti alussa Maan kaasukehässä oli runsaasti hiilidioksidia. Jos planeetan ilmakehässä olisi hiilidioksidia 10% nykyisen Maan ilmakehän 0,04%:n sijasta, niin se vaatisi hengityskoneistolta 10 kertaa nykyistä suurempaa tehoa, ellei suurempaakin. Luultavasti tämä rajoittaa ilmakehän koostumusta. Kaasunpaine vaikuttaa myös kaasumaisten aineiden sulamis- ja kiehumispisteisiin, nämä taas planeetan ilmastoon ja lämpötilaan. Kaasunpaine riippuu planeetan ilmakehässä olevan kaasun määrästä ja pakonopeudesta ja lämpötilasta.

Magneettikenttä

Elinkelpoisella planeetalla on oltava kosmiselta hiukkassäteilyltä suojaava magneettikenttä. Magneettikentän syntyminen edellyttää runsaasti radioaktiivisia aineita planeetan sisustassa, koska magneettikenttä syntyy radioaktiivisuuden lämmityksestä johtuvissa virtauksissa Maan sisällä. Planeetan on pyörittävä nopeasti että magneettikentän synnyttävä dynamo toimisi. Esim. Venuksella ei ole voimakasta, suojaavaa magneettikenttää.

Laattatektoniikka

Planeetalla on oltava mannerliikuntoja. Mannerliikunnat vaativat planeetalta mehdollisesti nopeaa pyörimistä ja riittävän suurta kokoa. Mannerliikunnat saavat voimansa sisäisestä lämmöstä, jonka on säilyttävä Aurinkokunnan iän eli 4,5 miljardia vuotta. Tämä vaatii 0,23 Maan massaista planeettaa eli noin 2 kertaa Marsin massaista planeettaa. Marsissahan on ollut jonkinlaista geologista liikehtimistä, mutta se on pysähtynyt melkein alkuunsa. Mannerliikunnat auttavat sitomaan hiilidioksidia ja myrkyllisiä kaasuja koska ne kierrättävät kalkkikiveä johon kaasu sitoutuu. Vesi on mannerliikuntojen edellytys: vesi muuttaa merellistä laattaa raskaammaksi imeytyessään ohueen basalttilaattaan ja muodostaessaan raskaita hydraatteja kiveen. Näin laatta painuu helpommin mantereen alla. Tulivuorenpurkaukset vapauttavat hiilidioksidia. Maan keskilämpötila on vaihdellut -5 -- 25 C rajoissa, ollen huipussaan 30 C. Tällöin hiilidioksidipitoisuus on ollut jopa 20 kertaa nykyistä suurempi. Erään arvion mukaan 3,8 miljardia vuotta sitten keskilämpötila maan pinnalla oli 80, 3,0 miljardia vuotta sitten 70 C ja 2,0 miljardia vuotta sitten 60 C ja 1,5 miljardia vuotta sitten 40 C.

Asutuskelpoinen planeetta

Asutuskelpoinen planeetta on terrestrinen planeetta, jonka massa on yli 0,4 Maan massaa ja ilmanpaine alle 0,05 –- 8 atm. Planeetan pintalämpötilan olisi oltava yli -45°C. Planeetan etäisyys Auringon tyyppisestä keskustähdestä saattaisi olla vapaamielisesti katsoen 0,65 –- 1,35 AU. Tällaisen planeetan saattaisi jokin muualta tullut sivilisaatio helpostikin asuttaa.

Elinkelpoinen planeetta

Elinkelpoinen Maata läheisesti muistuttava planeetta vaatii keskustähden, joka pysyy vakaana vähintään 2,7 miljardia vuotta. Jos aurinko olisi hyvin epävakaa ja sen kirkkaus vaihtelisi, Maa vuoroin paistuisi ja vuoroin pakastuisi. Planeetan pitäisi sijaita ekosfäärissä 0,95 -- 1,05 AU:n päässä aurinkoa muistuttavasta tähdestä. Päivän pituuden olisi oltava yli 96 tuntia, ettei lämpötila putoaisi liikaa yön aikana. Planeetan pinnan keskilämpötilan olisi oltava veden jäätymispisteen ja 30 asteen välillä. Ilmanpaineen olisi oltava 0,35 -- 2,6 atm, painovoima päästää heliumin pakoon, mutta pitää typen. Pinnalla on oltava sekä jää- että vesialueita.

Kiertoradan ja kuiden vaikutus

Jos Maan rata olisi kovin soikea, planeetallamme olisi pitkin vuotta vuoroin liian kuuma tai liian kylmä. Jos Maan pyörähdysaika olisi lukkiutunut samaksi kuin kiertoaika Auringon ympäri, ilmakehä saattaisi jäätyä Maan toiselle, pimeälle puolelle. Väitetään myös, että jos Kuu ei vakauttaisi Maan pyörimistä, Maan akselin holtiton kieppuminen tekisi Maasta elinkelvottoman. Aurinko saattaisi olla kuuttomalla Maalla muutaman kymmenen tuhannen vuoden välein pohjoisnavan yllä. Eräiden mukaan Maa saattaisi silloin helpommin jäätyä lumen ja jään peittämäksi palloksi. Jotkut sanovat että näin tapahtuisi vain, jos olisi yksi suuri supermanner.

Suojaavat jättiplaneetat

Jupiterin tapaiset jättiläiskaasuplaneetat, jotka kiertävät tähteä ympyräradalla tarpeeksi kaukana elinkelpoisesta ekosfäärivyöhykkeestä etteivät häiritse sitä, mutta kyllin lähellä ”suojellakseen” sisempiä planeettoja, ovat kahdella tavalla tärkeitä elinkelpoisille planeetoille. Ensinnäkin ne auttavat vakaannuttamaan sisempien planeettojen kiertoratoja, ja sitä kautta niitten ilmastoa, toiseksi ne pitävät sisemmät planeetat suhteellisen suojassa komeetoilta ja asteroideilta, jotka saattaisivat aiheuttaa elämän kannalta kohtalokkaita törmäyksiä. Jupiter kiertää Aurinkoa suunnilleen kuusi kertaa Maata kauempana, mitä voi pitää sopivana etäisyytenä jättiplaneetoille muissakin aurinkokunnissa. Aurinkokuntamme varhaishistoriassa Jupiterilla oli jossain määrin vastakkainen rooli: se lisäsi asteroidivyön kappaleitten kiertoradan epävakautta, saaden monet niistä törmäämään Maahan lisäten siten planeetan koostumukselle tärkeitten rakennusaineitten määrää. Ennen kuin Maa oli saavuttanut puolet nykyisestä massastaan, Jupiterin-Saturnuksen alueen ja asteroidivyön jääkasaumat toimittivat Maahan vettä suistuttuaan radoiltaan Jupiterin ja vähäisemmässä määrin Saturnuksen vaikutuksesta. Joten vaikka kaasujättiläiset ovat nyt hyödyllisiä suojelijoita, ne aikaisemmin auttoivat Maata saamaan elämän synnylle tärkeitä rakennusaineita.

Elämä sietää äärioloja

Varsinkin alkeellinen elämä sietää äärioloja. Jotkut bakteerit kestävät 113°C lämpötilan, yli 100 astetta pakkasta ja 1000 ilmakehän paineen. Tiedetään että elämän rakenneosaset hajoavat peruuttamattomasti 125 °C:ssa. Halofiilibakteeri elää 33%:ssa suolaliuoksessa. Mikrobit sietävät hyvin emäksistä ja hapanta, pH-aluetta 1 -- 13.

Varmasti elinkelvoton planeetta

Kuun ja Merkuriuksen kokoisella kappaleella ei ole kunnollista kaasukehää. Jos planeetan massa on alle 0,07 Maan massaa, sen on varmasti elinkelvoton. Jos planeetan lämpötila on 374 °C, ei vettä enää ole.

Katso myös

- Ekosfääri Luokka:Tähtitiede Luokka:Maanulkoinen elämä

Terrestrinen planeetta

Kiviplaneetta eli terrestrinen planeetta on Maan, Venuksen, Marsin ja Merkuriuksen tyyppinen planeetta, jolla on rautainen sydän ja kivinen vaippa sekä kuori. Osuva suomennus terrestriselle planeetalle on mieluummin kiviplaneetta kuin maankaltainen planeetta, sillä maankaltaisilla viitataan toisinaan vielä suppeampaan ryhmään maata muistuttavia planeettoja, jopa sellaisiin, joilla on elämää. Suurin osa terrestristen planeettojen aineesta on yleensä silikaattikiveä. Terrestriset planeetat kiertävät melko lähellä Aurinkoa, meidän aurinkokunnassamme alle 2 AU:n päässä siitä. Kolmella terrestrisellä planeetalla on kaasukehä, ja Venus muistuttaa kooltaan Maata. Terrestristen planeettojen lisäksi aurinkokunnassamme on myös vetyä sisältäviä jättiläisplaneettoja sekä jäisiä kuita.

Onko olemassa hiilipitoisia terrestrisiä planeettoja ?

Meidän tuntemamme terrestriset planeetat ovat silikaattipohjaisia. On myös teoreettisesti mahdollista, että olisi planeettoja, joissa on runsaasti hiiltä, kuten eräissä meteoriiteissa, hiilikondriiteissa. Hiilipitoisia kappaleita esiintyy runsaasti asteroidivyöhykkeellä, tämä on päätelty mm. tutkimalla asteroideista haijastunutta valoa ja arvioimalla maahan syöksyneiden meteoriittien kiertoratoja. Hiilipitosia planeettoja voisi kutsua myös karbidiplaneetoikei tai peräti timanttiplaneetoiksi. Timanttihan on tietyllä tavoin kiteytynyttä hiiltä. Hyvin hiilipitoisen planeetan suurpaineiset sisäosat olisivat timanttia, jos planetan massa on kyllin suuri. Muuten hiili on grafiittina. Planeetan ydin on rautaydin. Hiiliplaneetoissa ei ole happea runsaasti niin kuin silikaattiplaneetoissa. ja:地球型惑星 Luokka: Tähtitiede

Valovuosi

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

Valovuoden täsmällinen pituus

Valovuosi ja parsek

Valominuutti, AU ja muuta

Parsek

Miksi parsekia käytetään

Parsekin tarkka määritelmä

1 pc =  = 206 265 \mbox

Koska Maan ja Auringon keskimääräinen välimatka 1 AU on 1,49598×10⁸ km, niin :

1 \mbox = 206 265 \times 1,49598 \times 10^ \mbox = 3,08568 \times 10^ \mbox \,

Parsekeina ilmoitettuja etäisyyksiä

Astronominen yksikkö

Astronominen yksikkö eli tähtitieteellinen yksikkö (lyhenne AU, englannista: Astronomical Unit) maapallon keskietäisyys Auringosta eli noin 149,6 miljoonaa kilometriä. Maapallo kiertää siis Aurinkoa keskimäärin 1 AU:n etäisyydellä. Tähtienvälisiä etäisyyksiä mitataan valovuosina tai parsekeina.

Miksi AU:ta käytetään

Astronominen yksikkö on lähinnä tähtitieteessä käytetty metripohjaiseen SI-järjestelmään kuulumaton pituuden mittayksikkö. Kun mitattavat pituudet kasvavat niin suuriksi, ettei metrien käyttö ole enää järkevää, voidaan siirtyä astronomisiin yksiköihin. AU-luvut on yleensä helpompi musitaa kuin luvut kilometreinä tai metreinä. Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni (IAU) määritteli vuonna 1976 astronomisen yksikön siksi etäisyydeksi Auringosta, jolla hiukkanen kiertäisi häiriöttä 365,2568983 päivässä. Näin ollen yksi astronominen yksikkö on tarkoin

1 AU = 149 597 870,691 km

Tähtitieteessä käytetään astronomista yksikköä myös siksi, että käytettäessä suureita AU pituudelle, sideeristä vuotta ajalle ja auringon massaa massalle, gravitaatiovakio G saa arvon 1. Koska gravitaatiovakio on yksi epätarkimmin tunnetuista luonnonvakioista, saadaan laskentatarkkuutta taivaanmekaniikkaan liittyvissä laskutoimituksissa parannettua.

1 AU Auringon säteinä

1 AU on noin 215 Auringon sädettä. Luokka:Pituusyksiköt Luokka:Tähtitiede zh-min-nan:Thian-bûn tan-ūi ko:천문 단위 ja:天文単位 th:หน่วยดาราศาสตร์

Parallaksi

Parallaksi (kreikaksi παραλλαγή, parallage = vaihtelu) on liikkumattoman kohteen näennäisen siirtymän määrä liikkumattoman taustan suhteen havaitsijan liikkuessa. Parallaksista voidaan trigonometrian avulla laskea kohteen etäisyys silloin, kun havaitsijan liikkuma etäisyys tunnetaan. Mitä pienempi parallaksi on, sitä suurempi on etäisyys.

Tähtitiede

trigonometria Parallaksia käytetään tähtitieteessä tähden etäisyyden mittaukseen. Kun Maa liikkuu puolen vuoden aikana toiselle puolelle kiertorataansa, näkyy lähellä oleva tähti hieman eri kohdassa kaukaisempien tähtien suhteen. Tällöin tähden parallaksiksi eli niin sanotuksi vuotuiseksi parallaksiksi on määritelty on Maan kiertoradan säteen (yhden astronomisen yksikön) aiheuttama kulman muutos tähden näennäisessä sijainnissa eli puolet tähden koko siirtymästä kiertoradan eri puolilta havaittuna. Parallaksia voidaan käyttää etäisyydenmittauskeinona vain sellaisille tähdille, jotka sijaitsevat korkeintaan muutamien satojen valovuosien päässä. Tuhansien valovuosien päässä sijaitsevien tähtien parallaksi on niin pieni, että se ei enää erotu. Koska kaikilla tähdillä on myös pieni ominaisliike (todellinen liike avaruuden halki toistensa suhteen), ei täsmällistä liikkumatonta pistettä taustataivaalle voida määrittää. Parsek on määritelty siksi etäisyydeksi, jossa parallaksi näkyy yhden kaarisekunnin suuruisena. Yksi parsek on noin 3,26 valovuotta. Lähimmän tähden Proxima Centaurin parallaksi on 0,77233 kaarisekuntia, jolloin sen etäisyydeksi saadaan 1,29 parsekia eli 4,22 valovuotta. Tähtien ohella parallaksi on huomattavasti selvemmin havaittavissa Kuulla tähtitaivaan suhteen, kun sitä havainnoidaan eri puolilta maapalloa.

Laskeminen

Parallaksin suuruus kaarisekunteina saadaan kaavalla :

p

= \frac \cdot 180 \cdot \frac , jossa au = yksi astronominen yksikkö ja d = mitattavan kohteen etäisyys astronomisina yksiköinä. Yksinkertaistetussa muodossa parallaksi voidaan laskea kaavalla : $p$ = \frac , jossa d on etäisyys parsekeina. Luokka:Geometria Luokka:Tähtitiede ja:両眼視差

Säteisnopeus

Säteisliike (myös säteittäisliike) on tähtitieteessä taivaankappaleen liikkeen komponentti, jonka suunta on joko Maata kohti tai siitä poispäin. Tähden säteisnopeus voidaan mitata vertaamalla tähden tunnettuja spektriviivoja laboratorio-olosuhteissa mitattuihin tuloksiin. Jos tähti etääntyy, ovat spektriviivat siirtyneet punasiirtymän vaikutuksesta nopeudesta riippuvaisen määrän kohti spektrin punaista päätä. Jos tähti puolestaan lähestyy Maassa olevaa havaitsijaa, siirtyvät spektriviivat vastaavasti kohti spektrin sinistä päätä. Kun myös tähden ominaisliike tunnetaan, voidaan määrittää tähden todellisen liikkeen nopeus ja suunta avaruudessa. Spektroskooppiset kaksoistähdet ovat kaksoistähtiä, jotka on havaittu epäsuorasti niiden säteisnopeuksien säännöllisten vaihtelujen perusteella komponenttien kiertäessä toisiaan. Vaihtelut ovat tavallisesti useita kilometrejä sekunnissa. Säteisnopeuksista voidaan arvioida komponenttien massat sekä niiden kiertoratojen säde ja eksentrisyys. Samalla menetelmällä on myös mahdollista havaita eksoplaneettoja muilta tähdiltä. Luokka:Tähtitiede ja:視線速度

Ominaisliike

Ominaisliike on tähden todellinen havaittu liike taivaankannella, johon ei ole otettu huomioon Maan pyörimisliikkeestä johtuvaa taivaan näennäistä kiertymistä, parallaksia, prekessiota, nutaatiota eikä valon aberraatiota. Tähden ominaisliike kertoo vain sen kulman muutosnopeuden havaitsijan suhteen, ei tähden todellista nopeutta avaruudessa, joka saadaan yhdistämällä ominaisliike säteisnopeuteen, joka puolestaan kertoo kohteen todellisen etääntymis- tai lähestymisnopeuden Aurinkokunnan suhteen. Suurin tunnettu ominaisliike on Barnardin tähdellä: 10,3 kaarisekuntia vuodessa. Se on on toiseksi lähin tähti Aurinkokunnan suhteen ja sijaitsee vain 6 valovuoden päässä. Useimmiten suuri ominaisliike kertookin tähden läheisyydestä. Ominaisliikkeen löysi Edmund Halley vuonna 1718 huomattuaan, että Siriuksen, Arcturuksen ja Aldebaranin sijainnit olivat muuttuneet yli puoli astetta Hipparkhoksen 1 850 vuotta aiemmin tekemistä merkinnöistä. Luokka:Tähtitiede ja:固有運動

Luminositeetti

Luminositeetti tarkoittaa tähtitieteessä tähden säteilemää energiamäärää aikayksikköä kohti. Tähti voi säteillä esim 10 kertaa niin paljon energiaa kuin Aurinko, joka säteilee 3.827
- 10²⁶ W. Tätä merkitään L_s tai L_O. Visuaalisessa alueessa tähti säteilee myös tietyn energiamäärän, joka mitataan aurinkoina. On varsin tavallista sotkea toisiinsa tähden säteilemä energiamäärä ja tähden säteilemä näkyvä valo eli kokonaisluminositeetti ja kirkkaus aurinkoina eli visuaalinen luminositeetti. Molemmista käytetään monesti nimitystä luminositeetti ja monesti ei osaa sanoa kummasta on kysymys.

Visuaalinen ja bolometrinen luminositeetti

Luminositeettia voidaan kuvata SI-järjestelmän watteina tai cgs-yksikköinä ergeinä/sekunti. Tähden todellinen säteilymäärä eli todellinen luminositeetti L on hieman saivarrellen bolometrinen luminositeetti L_bol. Luminositeetti voi merkitä myös tähden kirkkautta keltaisessa valossa eli visuaalisella alueella, joka on silmän herkimmin havaitsema alue. Tätä tulisi merkitä L_V. On muuten aika tavallista käyttää termiä luminositeetti sekä bolometrisestä että visuaalisesta luminositeetista. Auringolla bolometrinen ja visuaalinen luminositeetti ovat samoja (L=L_V=L_O) jos ne ilmoitetaan Aurinkoina mutta ei esim. Siriukselle.

Luminositeettiin liittyviä merkintöjä ja lainalaisuuksia

Luminositeetin logaritmi log L

Luminositettia voidaan merkitä myös aurinkoina logaritmisesti, esim jos tähden luminositetti on 1000, sen log L/L_O on +3.0.

Absoluuttinen kirkkaus ja luminositeetti

Tähden säteilemä energiamäärä riippuu tähden säteestä R ja lämpötilasta T kaavan

L = 4\pi\R^2\sigma T^4

mukaan, missä lämpötila T ilmaistaan kelvineinä [K] ja säde R metreinä [m]. Samoin , kun Ls on Auringon luminositeetti ja Ts Auringon pintalämpötila.

\frac = ^2 ^4

. Näin mielivaltaisen tähden (bolometrinen) luminositeetti on R²T⁴ kertaa suurempi kuin Auringon. Jos tähden absoluuttinen bolometrinen magnitudi M_bol on -10 , tähden luminositeetti on 10⁶ Ls. Bolometrinen magnitudi mittaa tähden säteilemää energiamäärää, normaali magnitudi esim tähden säteilyä keltaisessa eli visuaalisessa alueessa. Tähden luminositeetti riippuu pääsarjan tähdelle massasta seuraavalla tavoin. M = tähden massa, Ms Auringon massa, Ls Auringon kirkkaus, L luminositeetti.

\frac \sim ^

Luokka: Tähdet ja:光度 (天文学)

Väri-indeksi

Väri-indeksi on luku, joka ilmaisee tähtitieteessä tähden värin. Tähden väri-indeksin perusteella saadaan selville tähden likimääräinen pintalämpötila. Väri-indeksi saadaan mittaamalla tähden kirkkaus kahdella erivärisellä suotimella ja laskemalla saatujen kirkkauksien erotus. Tavallisin menetelmä on käyttää sinistä (B) ja kellanvihreää (V) suodinta, joista saatavaa väri-indeksiä kutsutaan B–V-indeksiksi. B–V-indeksi on negatiivinen (0...−0,5) sinertävillä erittäin kuumilla tähdillä ja positiivinen (0...+2,5) kellertävillä sekä punaisilla viileämmillä tähdillä. Erityisen kuumille tähdille voidaan myös käyttää ultraviolettisäteilylle herkkää suodinta (U) sinisen suotimen kanssa, jolloin tuloksena saadaan U–B- tai UBV-indeksi. Punaista (R) ja infrapunasuodinta (I) käyttämällä saadaan puolestaan R–I-indeksi, joka soveltuu viileille punertaville tähdille.

UBV- ja UBVRI-järjestelmä

Nykyinen laajalti käytetty tähtien värijärjestelmä UBV on kehittynyt vanhasta järjestelmästä, joka oli kaksikanavainen: M_pv (fotovisuaalinen) ja M_pg (fotografinen, valokuvauksellinen) aaltoalue. Näiden aallonpituudet ovat 540 ja 430 nanometriä. Fotovisuaalinen tarkoittaa valokuvauksellista menetelmää, jossa kirkkausmittaus on säädetty vastaamaan suunnilleen silmän näkemää aluetta valitsemalla sopiva suodin ja valokuvauslevy. Vanha väri-indeksi M_pg - M_pv oli CI tai C.I. Uudessa UBV-järjestelmässä V = M_pv ja B = M_pg + 0,11. Viisikanavaisessa UBVRI-järjestelmässä on pohjana alkuperäinen UBV-järjestelmä, johon on lisätty kanavat R ja I sekä myöhemmin pitkäaaltoiset infrapunakanavat J, H, K, L, ja M. UBV-järjestelmän kanavat ovat
- U = 365 ± 68 nm
- B = 440 ± 98 nm
- V = 550 ± 89 nm Jos tähden pintalämpötila T_eff on tiedossa, karkea arvio väri-indeksille saadaan lasketuksi. B-V = 7000 K/T_eff - 0,56 Luokka:Tähtitiede

Kelvin

Kelvin (symboli: K) on SI-järjestelmän yksikkö lämpötilalle. Kelvinasteikko on määritelty niin, että asteikon nollapisteessä (0 K) on absoluuttinen nollapiste, jossa aineen molekyläärinen liike lakkaa kokonaan. Yksi kelvin on 1/273,16 veden kolmoispisteen termodynaamisesta lämpötilasta. Astekoko kelvinasteikossa on sama kuin celsiusasteikossa. Yksikön nimi, kelvin, kirjoitetaan pienellä k-kirjaimella (paitsi virkkeen alussa), eikä sen yhteydessä käytetä aste-sanaa tai symbolia °, toisin kuin yksiköissä celsiusaste (tunnus °C) tai Fahrenheit-aste (tunnus °F).

Muunnoskaavat

kelvineistä celsiusasteiksi
:

K - 273,15

celsiusasteista kelvineiksi
:

C + 273,15

kelvineistä Fahrenheit-asteiksi
:

(1,8 \times K) - 459,67

Fahrenheit-asteista kelvineiksi
:

\frac

elektronivolteista kelvineiksi
:

\frac

kelvineistä elektronivolteiksi
:

K \times 11604

Luokka:lämpötilayksiköt ko:켈빈 ja:ケルビン simple:Kelvin th:เคลวิน

Ekokehä

Ekosfääri (ekokehä, elinkelpoinen vyöhyke, engl. habitable zone HZ) on tähden ympärillä oleva vyöhyke, jolla olevalla planeetalla voi esiintyä elämää. Maan tyyppistä, elämää ylläpitävää planeettaa kutsutaan elinkelpoiseksi planeetaksi. Planeetan lämpötila riippuu monesta tekijästä: sen etäisyydestä keskustähdestään, kasvihuoneilmiöstä ja valonheijastuskyvystä. Näillä on erilaisia monimutkaisia syy-yhteyksiä.

Ekosfäärin rajat

Eräiden arvioiden mukaan ekosfäärin rajat olisivat veden jäätymispisteen ja orgaanisten molekyylien hajoamispisteen välinen raja, eli 0–60°C :tä vastaavat etäisyydet eli noin 0,8–1,2 AU. Toisen arvion mukaan ekosfääri olisi vain 0,96–1,1 AU etäisyydellä Auringosta. Jos tähden säteilyntuotto on 0,25 Aurinkoa, elinkelpoisen planeetan etäisyys on 0,5 Aurinkoa.

Elämän vaatimukset

Jotkut bakteerit selviävät 120 asteen lämpötilassa. Monimutkainen elämä vaatii alle 52°C eli alle 325 K lämpötilan. Näistä voidaan johtaa eläinten asuttava ekokehä AHZ, jolla lämpötila on 0–52 °C, ja mikrobien asuttava ekokehä MHZ. Maan organismit eivät kuitenkaan kestä pitkiä aikoja yli 45°C asteen lämpötiloja.

Maa, planeetta joka on ekosfäärissä

Maata voidaan tarkastella teoreettisena kappaleena, jonka lämpötiloja voi laskea Auringon säteilyn perusteella. Maa on planeetta ekosfäärissä. Se heijastaa auringolta saamastaan valosta 39 % pois. Maata voidaan teoreettisesti tarkastella mustana kappaleena, joka ei heijasta yhtään valoa pois. Voidaan myös laskea lämpötila kuvitteelliselle kappaleelle, joka heijastaa yhtä paljon säteilyä kuin Maa. Maalle voidaan laskea teoreettisia lämpötiloja: # Hitaasti pyörivä "Musta maa" joka ei heijasta yhtään säteilyä pois: Lämpötila riippuu vain Auringon säteilytehosta, 394 K eli noin 120 °C astetta. # Todellinen maksimilämpötila 313 K eli noin 40°C. # Lämpötila kun sen albedo on 0,39 342 K eli 69°C. # Nopeasti pyörivälle Maalle musta lämpötila 279 K, heijastuslämpötila 249 K eli -27 Celsius-astetta. Todellinen keskilämpötila 288 K eli 15°C. Maa on suhteellisen nopeasti pyörivä kappale. Kasvihuoneilmiö on Maassa noin 40 astetta.

Ekosfäärin laskeminen on monimutkaista

Eniten ekosfäärin mittoja määräävä tekijä on tähden kirkkaus eli luminositeetti. Jos keskustähti olisi 100 kertaa aurinkoa kirkkaampi, silloin Maata vastaava etäisyys olis 10 AU eli Saturnuksen radan tienoilla. Ekosfääriä laskettaessa on otettava huomioon planeettojen erilaiset säteilynheijastusominaisuudet sekä kaasukehät ja näiden muutokset lämpötilan muuttuessa.

Ekosfäärin ulkoraja

Kasvihuoneilmiö leventää ekokehää tutkija Kastingin mukaan. Jos kasvihuoneilmiön vaikutus on suuri, elokelpoinen vyöhyke voi ulottua hyvinkin kauas auringosta. Elinkelpoinen vyöhyke vaihtelee tähden ympärillä ajan kuluessa. Maapallo jäätyisi kokonaan, jos sen keskilämpötila laskisi pitkäksi aikaa alle -45 °C:n. Väitetään tietyn lämpötilarajan alla käyvän niin, että lämpötilan laskun takia lisääntynyt jäämäärä heijastaa ulos maapalloa lämmittävää auringon säteilyä, joka aiheuttaa viilenemistä, joka jäätiköitymistä, joka viilenemistä ... kunnes koko maapallo on jäässä. Kylmemmässä silikaateissa tapahtuva hiilidioksidin tuhoutuminen heikkenee mikä leventää ekokehää. Aikaisemmin eräs tutkija väitti kylmässä syntyvien hiilidioksidipilvien vaikuttavan jäähdyttävästi, vaikka ne lämmittävät. Tämäkin leventää ekokehää ulospäin. Ekosfäärin viimeinen ulkoraja on hiilidioksidin jäätymispiste, joka johtaa hallitsemattomaan jäätiköitymiseen.

Ekosfäärin sisäraja

Kasvihuoneilmiö

Maapallon kuumentuessa voimakkaasti ilmakehään vapautuu meristä vesihöyryä, joka on kasvihuonekaasu. Maapallon keskilämpötila on nyt 14,5 °C. Lämpötilan noustessa 60 °C:een useimat eläimet kuolevat ja ilmakehän vesihöyrypitoisuus on 20% ja troposfäärin, alemman ilmakehän raja nousee yli 100 km:iin nykyisen 15 km:n sijasta. Kun on tarpeeksi kuumaa, mineraaleista alkaa irrota kasvihuonekaasuja, joka kuumentaa maapallon Venuksen kaltaiseksi pätsiksi. Vesihöyryä saattaisi kohota ylempään ilmakehään ja hajaantua säteilyn vaikutuksesta vedyksi ja hapeksi. Näin vesihöyry voisi karata Maan ilmakehästä muutamassa sadassa miljoonassa vuodessa. Vesihöyry rajoittuu pääosin alempaan ilmakehään troposfääriin, jonka yllä on kylmä stratosfääri, johon vesihöyry ei pääse rajakerroksen tropopaussin läpi. Maata kuumemmalla planeetalla kylmää stratosfääriä ei olisi, jolloin vesihöyry pääsisi karkamaan avaruuteen. Tämän jälkeen tulivuoret työntäisivät ilmakehään aikojen kuluessa valtavat määrät hiilidioksidia, jonka takia hiilidioksidia ja muita kasvihuonekaasuja alkaisia irrota mineraaleistakin. Noin 225 (210?) Celsius-asteen lämpötilassa kasvihuoneilmiö alkaa kiihdyttää itseään, kun kasvihuonakaasua alkaa vapautua kuumuudessa karbonaattikivistä. Tämä vaatisi auringon kirkkautta, joka on 1,4 kertaa nykyistä suurempi eli etäisyyttä joka on 0,845 AU. Maan kallioperässä tapahtuisi ns. karbonaatti-silikaatti-kierto. Prosessin lopputulos olisi Venuksen kaltainen planeetta, missä on 100 kertaa enemmän hiilidioksidia kuin Maassa ja satojen asteiden kuumuus. Tämän mukaan ekokehän sisempi raja on 0,95 AU jolloin Maahan saapuisi 10% nykyistä enemmän säteilyä. Tällöin Maan keskilämpötila olisi 70 C (tai yhden arvion mukaan 87 C). Sisimmät arviot työntävät ekokehän jopa 0,85 AU:n päähän auringosta.

Himmeitten tähtien voimakkaat vuorovesivoimat ekokehässä

Jos planeetta on hyvin lähellä keskustähteä, tähden vuorovesivoimat hidastavat sen pyörimistä ja lopulta lukitsevat pyörimisen esim. 2/3 planeetan kiertoajasta tai niin että planeetta kääntää aina tietyn puolen emotähteään kohti. Yleensä tämän katsotaan merkitsevän, että vesi haihtuu toiselta puolelta avaruuteen ja jäätyy hyvin kylmällä toisella puolella. Esim. Merkurius on liian lähellä Aurinkoa, sen pyörimisnopeus on 2/3 sen kiertoajasta. Tämä näyttää viittaavan siihen, että hyvin himmeän punaisen kääpiön eli M-spektriluokan tähden ympärillä ei voisi olla elokelpoisia planeettoja. Uusien tutkimusten mukaan ohutkin hiilidioksidia sisältävä ilmakehä voisi tasata lämpöä niin että elämä kävisi mahdolliseksi.

Jatkuvasti elinkelpoinen vyöhyke CHZ

Elinkelpoinen vyöhyke on vaeltanut Auringon kirkkauden kasvaessa elinikänsä aikana 1,43 kertaiseksi leviten ulospäöin Auringosta. Jatkuvasti elinkelpoinen vyöhyke (engl. continously habitable zone CHZ) on kapeampi kuin ekosfääri HZ. Kyse on vyöhykkeestä, jossa planeetan pintalämpötila pysyy nestemäiselle vedelle sopivana pitkiä aikoja. Kasting arvioi CHZ:n leveydeksi noin 0,2 AU. Uudemmat arviot viittaavat siihen että CHZ olisi 0,95–1,7 AU. Jos ekosfääri on näin leveä, elokelpoiset planeetat ovat melko tavallisia. On spekuloitu että silloin kun Auringon kirkkaus oli 70% nykyisestä, Venuksella olisi ollut Maan tyyppinen ilmakehä ja ehkä mikroskooppista elämää.

Ekosfäärin laskentaa kasvihuoneilmiön pohjalta

70-luvulla yhdysvaltalainen tutkija Hart laski, että jos Maa olisi ollut 0,96 AU:n päässä, se olisi ajautunut kasvihuoneilmiöön ja jos se olisi ollut 1,01 AU:n päässä, eli 1% kauempana Auringosta kuin nyt, Maa olisi jäätynyt kokonaan jossain vaiheessa. Tätä synkkää käsitystä on myöhemmin Kasting tutkinut ja arvellut ekokehän ulottuvan 1,45–1,64 AU:n päähän Auringosta. Saattaa olla mahdollista, että nestemäisiä meriä voisi esiintyä jopa asteroidivyöhykkeellä 2 AU:n päässä Auringosta. Eräs arvio sanoo ekokehän sisärajan olevan 0,85–0,95 AU. On selvää, ettei Venuksen etäisyys noin 0,7 AU ole elokelpoinen.

Millaisella tähdellä voi olla elinkelpoisia planeettoja

Eri arvioiden mukaan elokelpoisia planeettoja on 7 -– 89%:lla kaikista tähdistä. Auringon tyyppisiä G-spektriluokan pääsarjan tähtiä lienee kaikista tähdistä noin 10%, ja 30 valovuoden sisään mahtuu monta auringon tyyppistä spektriluokan G tähteä. Elinkelpoisia planeettoja voi olla väljän arvion mukaan tähdillä, joiden spetriluokka on F, G, K ja M ja massa 1,5–0,5 Auringon massaa. F-luokan tähtiä kirkkaammat valkeat A-spektriluokan tähdet ovat melko lyhyikäisiä, elämä ei ehdi kehittyä niille. Aurinkoa kuumemmat tähdet säteilevät enemmän elämälle vaarallista ultraviolettisäteilyä. Kirkkaimmat F-tähdet elävät vain noin 2 miljardia vuotta. Elokelpoisen raja on tämän mukaan jossain F3:n tienoilla, mieluiten F5:n, jonka elinikä on noin 3,4 miljardia vuotta. Jos vaaditaan 5 miljardia vuotta, keskustähden massan olisi oltava alle 1,25 (1,2?) ja spektriluokan suunnilleen F7. Himmeillä punaisilla M-tähdillä saattaa planeettojen elokelpoisuutta haitata keskustähden vuorovesijarrutus, joka hidastaa pyörimistä niin, että se lukkiutuu. Tämä johtuu siitä, että himmeän, pienimassaisen tähden painovoima on suurempi saman lämpötilan alueella verrattuna Aurinkoon. Tämä taas johtuu siitä, että tähden säteilemä energia alenee hyvin jyrkästi sen massan pienetessä. Parhaat tähdet elämälle ovat G- ja K-aurinkoa muistuttavia spektriluokan tähtiä, erään arvion mukaan G0-tyypin ekokehä on levein. Koko ekosfääri on varmasti vuorovesirajan sisällä, kun keskustähden massa on alle 0,3 auringon massaa ja spektrityyppi M4. Tämän tyyppisellä tähdellä Maata vastaava planeetta kiertää vain 0,13 AU:n päässä keskuksestaan. Ekosfääri alkaa siirtyä vuorovesirajalla massalla 0,7 auringon massaa mikä vastannee spektrityyppiä K4. Tämän tyyppisellä pääsarjan tähdellä Maata vastaava etäisyys on noin 0,43 AU. Karkeasti "elinkelpoiseksi" voidaan sanoa tähteä, jonka massa on yli 0,5 auringon massaa eli spektri ennen M0:aa. Vuorovesilukkiutuminen ei ehkä vaikuta, jos ilmakehän lämpötila on yli 0,1 ilmakehän painetta. Erään pessimistisen arvion mukaan spektriluokan K1 tähdellä ei voi olla ekosfääriä lainkaan. Tällaisen tähden massa on 0,82 Auringon massaa. Synkän arvion mukaan elinkelpoisiksi jäävät vain spektriluokan G tähdet. Aurinko on epätavallisen metallirikas, ja havaitut eksoplaneetat näyttävät kiertävän metallirikkaita tähtiä. "Elinkelpoinen tähti" on todennäköisimmin Populaatio I:n ns. metallirikas tähti. Sen kaasussa on runsaasti raskaita alkuaineita. Kun tähti ja planeetat syntyvät kaasusta, ns. kasautumisteorian mukaan todennäköisimmin raskaita alkuaineita enemmän sisältävälle tähdelle syntyy suuri planeettakunta. Kaksoistähtiä kaikista 0,5–1,5 auringon massaisista tähdistä on noin 65 %. Suurin osa kaikista auringon tyyppisistä tähdistä on kaksoistähtien komponentteja. Kaksoistähdissä kaksi tähteä kiertää toisiaan. Aikaisemmin väitettiin, ettei kaksoistähdille voi syntyä planeettoja. Nykyisten tutkimusten mukaan voi ja planeettojen radat pysyvät kohtalaisen vakaina, jos tähdet ovat joko aivan lähekkäin tai kohtuullisen kaukana toisistaan. Vakaa vyöhyke tähden ympärillä ulottuu siinä 1/5–1/7 päähän tähtien välimatkoista, tai ulkopuolelle 5x–7x päähän. Nämä kriteerit täyttäviä tähtiä on noin 2/3 kaksoistähdistä. Erään toisen arvion mukaan 5%:ssa kaksoistähdistä voisi molempia tähtiä kiertää yhtäaikaa elinkelpoisessa vyöhykkeessä planeetta. Yksittäisiä tähtiä voisi kiertää planeetta 50%:ssa tapauksista. Paras ympäristö planeettojen syntymiseen saattaa olla spiraaligalaksi. Pallomaiset tähtijoukot ovat metalliköyhiä ja tähtitiheitä. Tämän takia niissä ei ole planeettoja, ja jos on, tähtien väliset törmäykset häiritsevät planeettakuntien kehitystä ja vakautta ainakin ulkoplaneettojen osalta. Elliptiset galaksit ja pienet galaksit ovat metalliköyhiä. Magellanin pilvissä metallipitoisuus on 10–40 %. Elliptisissä galakseissa ja pallomaisissa tähtijoukoissa auringon massaiset tähdet ovat kehittyneet suuriksi jättiläistähdiksi ja elämä on tuhoutunut alkuperäisestä ekosfääristä. Kuumia jupitereita sisältävillä tähdillä on tuskin elinkelpoisia planeettoja, sillä ne ovat ajautuneet näiden aurinkokuntien syntyvaiheessa teorian mukaan keskustähteen. Jos planeettojen radat ovat soikeita, niin esim. iso soikealla radalla oleva jättiläisplaneetta häiritsee pienempien planeettojen rataa, niin että pienemmän planeetan ilmastosta tulee liian vaihteleva.

Elinkelpoinen vyöhyke galaksissa GHZ

On väitetty, että galaksin keskusosissa missä on suurempi tähtitiheys ja nopeampi tähtien syntytahti, tapahtuisi väkivaltaisia purkauksia enemmän kuin muualla. Tämä johtuu mm. tähtikuolemien tavallisuudesta. Tapahtuu suuria supernovaräjähdyksiä ja magnetarien purkauksia. Suuri tähtitiheys aiheuttaa planeettakuntia rikkovia tähtien törmäyksiä ja lähiohituksia usein. Galaksin ulkolaidoilla keskustähtien metallipitoisuus on Aurinkoa pienempi. Koska metallit ja raskaat alkuaineet, jotka liittyvät metalleihin ovat terrestristen, elinkelpoisten planeettojen rakennusaineita, alhainen metallipitoisuus tietää pienikokoisia planeettoja tai asteroidi- ja komeettavyöhykkeitä tähtien ympärille. Jos planeetat ovat kyllin pienikokoisia, niillä ei ole kaasukehää tai vain hyvin ohut kaasukehä. Esim. pallomaisessa tähtijoukossa on korkea tähtitiheys, joka aiheuttaa planeettakuntia häiritseviä tähtien lähiohituksia, ja tähtien metallipitoisuus on alhainen.

Katso myös:

- Elinkelpoinen planeetta Luokka: Tähtitiede Luokka: Maanulkoinen elämä

Иран

Ислам Республика Иран. Категория:Кунъёс но шаеръёс ms:Iran zh-min-nan:Iran ko:이란 ja:イラン simple:Iran th:ประเทศอิหร่าน

Granada accommodation dating ads site Kabarety seo ruletka

:: RELATED NEWS ::

Kleiner Strahlensame
Der Kleine Strahlensame (Silene pusilla) ist eine Pflanze aus der Familie der Nelkengewächse. Der kleine Strahlensame ist ähnlich dem Felsen-Leimkraut (Silene rupestris) welches jedoch Silikatböden bevorzugt.

Beschreibung

Die Pflanze bildet einen rasenartigen bis lockeren Polster mit höchstens 12 cm Durchmesser und 10-20 Blühtrieben. Die Blütenfarbe ist weiß. Die Wuchshöhe kann etwa 8-16 cm erreichen. Bl�

Verwaltungsgemeinschaft Allershausen
Die Verwaltungsgemeinschaft Allershausen liegt im oberbayrischen Landkreis Freising und wird von folgenden Gemeinden gebildet:

- Allershausen, 4.726 Einwohner, 26,56 km²
- Paunzhausen, 1.517 Einwohner, 12,73 km²

Wayne Ferreira
Wayne Ferreira (
- 15. September 1971 in Johannesburg) ist ein ehemaliger südafrikanischer Tennisprofi. Seit seinem Einstieg als Profi 1989 konnte er 15 Einzeltitel gewinnen. Bei den Olympischen Sommerspielen 1992 gewann er im Doppel zusammen mit

Semjon Iljitsch Bogdanow
Semjon Iljitsch Bogdanow (russisch Семён Ильич Богданов, wiss. Transliteration Semën Il'ič Bogdanov;
- 17./29. August 1894 in St. Petersburg; † 12. März 1960 in Moskau) war nach 1945 Chef der

Goscinny
René Goscinny [] (
- 14. August 1926 in Paris; † 5. November 1977 in Paris) war einer der bekanntesten Comic-Autoren des 20. Jahrhunderts. Er kreierte die Figur des unbeugsamen Galliers As

Georgi Timofejewitsch Dobrowolski
Georgi Timofejewitsch Dobrowolski (russisch Георгий Тимофеевич Добровольский;
- 1. Juni 1928 in Odessa, Ukrainische SSR; † 29. Juni

Uderzo
Albert Uderzo (gesprochen: ) (
- 25. April 1927 in Fismes bei Reims, Frankreich; Taufname: Alberto Uderzo) ist der Zeichner und Mit-Autor der bekannten Sozialgesetzbuch VII.[http://bundesrecht.juris.de/bundesrecht/sgb_7/__8.html §8].(2) steht als ein Fixpunkt für den versicherten Weg nur der Ort der versicherten Tätigkeit fest. Von wo aus bzw. nach welchem Ort der Weg führt, ist im Gesetz offen gelassen, so dass als Ausgangs- bzw. Endpunkt auch jeder beliebige Ort in Frage kommt (sog. "Dr