Susi (tähdistö)

Susi (Lat. Lupus, genetiivi Lupi, lyhenne Lup) on tähdistö suunnilleen Vaa'asta etelään. Se ei näy Suomessa, vasta leveyspiirillä +35. Tähtikuviossa ei ole aivan kirkkaita tähtiä, kirkkaimmat ovat 2. suuruusluokan tähtiä niin kuin alfa lupi 2,3 magnitudia. Lupus on ollut antiikissa Kentaurin tähtikuvion osa, jokin eläin, joka tappoi Kentaurin.

Tietoja Suden (Lupus) tähtikuviosta

- 334 neliöastetta
- deklinaatio -43 astetta

Kirkkaita tähtiä suden tähtikuviossa

:Stars with proper names: :
- (α Lup) 2.30 Men tai Kakkab :
- (β Lup) 2.68 Kekouan :
- : < 騎官 (Mandarin qíguān) Ratsuväen upseeri :Tähtiä Bayerin nimillä: :: γ Lup 2.80; δ Lup 3.22; ε Lup 3.37; ζ Lup 3.41; η Lup 3.42; θ Lup 4.22; ι Lup 3.55; κ¹ Lup 3.88; κ² Lup 5.70; λ Lup 4.07; μ Lup 4.27; ν¹ Lup 4.99; ν² Lup 5.65; ξ¹ Lup 5.14; ξ² Lup 5.59; ο Lup 4.32; π Lup – double 3.91, 4.82; ρ Lup 4.05; σ Lup 4.44; τ¹ Lup 4.56; τ² Lup 4.33; υ Lup 5.36; 5/χ Lup 3.97; φ¹ Lup 3.57; φ² Lup 4.54; 3/ψ¹ Lup 4.66; 4/ψ² Lup 4.75; ω Lup 4.34; a Lup 5.39; b Lup 5.22; c Lup 5.38; d Lup 4.55; e Lup 4.83; 2/f Lup 4.35; g Lup 4.64; h Lup 5.23; 1/i Lup 4.91; k Lup 4.60 Luokka:Tähdistöt ko:이리자리 ja:おおかみ座 th:กลุ่มดาวหมาป่า

Tähti

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

Luokittelu

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

Kehitys

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

Syntymä

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

Pääsarjavaihe

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

Jättiläisvaihe

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

Kuolema

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

Lähteet

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

Katso myös

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

Kentauri

:Taruolento: katso Kentauri (taruolento) Kentauri (latinaksi Centaurus, genetiivi Centauri) on kirkas ja laaja eteläisen taivaan tähdistö. Se sijaitsee Vesikäärmeen hännän alla, Suden ja Purjeen välissä, ja ympäröi kolmelta suunnalta Etelän ristiä. Tähdistön eteläosan halki kulkee Linnunrata, ja siinä sijaitsee muun muassa kirkas Auringon naapuritähti Rigil Kentaurus sekä kirkkain pallomainen tähtijoukko Oomega Centauri. Kentauri ei näy lainkaan Suomessa, sillä tähdistön pohjoisraja on deklinaatio −30, joka nousee eteläisimmässä Suomessa juuri horisontin tasolle.

Mytologia

Kentaurin tähtikuvio esittää Kreikan mytologian Chironia, kentauria, joka muista kaltaisistaan poiketen oli viisas ja hyväluonteinen. Hän opetti ihmissankareita, kuten Jasonia ja Heraklesta. Kerran Herakles ampui Chironia vahingossa myrkkynuolella, ja päästäkseen kivuistaan tämän oli luovuttava kuolemattomuudestaan. Zeus salli Chironin kuolla ja sijoitti hänet tähtitaivaalle. Myös Jousimiehen tähdistön on usein nähty esittävän Chironia, vaikkei hänen tunnusmerkkinsä ollutkaan jousi. Joskus Kentauri on yhdistetty Nuolen tähdistöön, jonka se ampuu kohti Kotkaa. Kotka kidutti Prometheusta, jonka Chiron pyrki pelastamaan. Kentauri näyttää jahtaavan Suden tähdistöä, joka kulkee sen edellä taivaan kiertyessä.

Tähtiä

Suden
- Alfa (α) Centauri tunnetaan myös arabiankielisellä nimellä Rigil Kentaurus, hepreankielisellä nimellä Toliman ja mahdollisesti latinasta peräisin olevalla nimellä Bungula. Se on taivaan neljänneksi kirkkain tähti (−0,03 magnitudia) ja samalla Auringon lähin naapuritähti 4,4 valovuoden etäisyydellään. Se on myös kaksoistähti, jonka komponentit kiertävät toisensa 80 vuodessa ja ovat tällä hetkellä Maasta katsottuna noin 20 kaarisekunnin päässä toisistaan. Alfa Centauri A on G2 V -spektriluokan keltainen kääpiö, samaan luokkaan kuuluvaa Aurinkoa hieman kirkkaampi ja suurempi. Alfa Centauri B on himmeämpi, ja sen spektriluokka on K1 V.
- Proxima Centauri ("lähin" latinaksi) löytyi vuonna 1915, kun Robert Innes mittasi tähtien ominaisliikkeitä Alfa Centaurin lähellä. Hän huomasi himmeän tähden, jolla oli samanlainen liike kuin Alfa Centaurilla. Tähdet ovat todennäköisesti jollain tavalla yhteydessä toisiinsa, ja usein järjestelmä luetaankin kolmoistähdeksi, jolloin Proxima saa tunnuksen Alfa Centauri C. Toistaiseksi ei olla kuitenkaan varmoja, kiertääkö se kahta muuta komponenttia. Proxima Centauri on punainen kääpiötähti, jonka näennäinen kirkkaus on vain +10,7 magnitudia ja absoluuttinen kirkkaus paljon sitäkin pienempi. Se on vielä hieman lähempänä Aurinkoa kuin Alfa Centauri A ja B. Se on mahdollista havaita keskikokoisella harrastajakaukoputkella, mutta vaikea löytää alueen lukuisten himmeiden tähtien seasta.
- Hadar (β Centauri) on tähdistön toiseksi kirkkain tähti (+0,61 magnitudia), ja koko taivaankin tähdistä se on vielä 11:nneksi kirkkain. Se on erittäin valovoimainen sinivalkoinen jättiläistähti ja sijaitsee 525 valovuoden päässä. Yhdessä Alfa Centaurin kanssa se toimii suunnannäyttäjänä Etelän ristiin.

Syvän taivaan kohteita

- Oomega (ω) Centauri (NGC 5139) on Linnunradan suurin ja taivaan kirkkain pallomainen tähtijoukko. Se on helppo havaita paljain silmin, ja niinpä Johannes Bayer antoi sille 1600-luvun alussa oman tähdille tarkoitetun designaation ω. Peilikaukoputkella, jonka objektiivin halkaisija on vähintään 15 senttimetriä, erottuu joukosta jo yksittäisiä tähtiä. Se on noin 17 000 valovuoden päässä ja sisältää useita miljoonia tähtiä.
- Centaurus A (NGC 5128) on epätavallinen galaksi 4,5 astetta Omega Centaurista pohjoiseen. Se on spiraaligalaksin ja elliptisen galaksin välimuoto, jonka halki kulkee tumma pölystä ja kaasusta koostuva vyöhyke, joka on havaittavissa pienehkölläkin kaukoputkella. Galaksi on aktiivinen ja se on Linnunrataa tuhat kertaa voimakkaampi radiosäteilyn lähde.
- NGC 3918 on melko laaja planetaarinen sumu.
- Linnunradan tähtipilvien alueella sijaitsee avonaisia tähtijoukkoja, kuten NGC 5617 ja NGC 5316. Luokka:Tähdistöt ko:켄타우루스자리 ja:ケンタウルス座 th:กลุ่มดาวคนครึ่งม้า

Kentauri (taruolento)

:Tähdistö: katso Kentauri Kentauri on kreikkalaisen mytologian olento, joka on puoliksi ihminen, puoliksi hevonen. Kentaurilla on hevosen ruumis, mutta pään tilalla on ihmisen ylävartalo vyötäröstä ylöspäin. Kentaureja kuvataan usein villeiksi ja epäystävällisiksi luonteeltaan. Kreikkalaisessa mytologiassa ne ovat Ixionin pojan Kentauroksen jälkeläisiä. Luokka:Taruolennot Luokka:Kreikkalainen mytologia ja:ケンタウロス th:เซนทอร์

Deklinaatio

Deklinaatio ja rektaskensio muodostavat tähtitieteessä käytetyn ekvatoriaalisen koordinaattijärjestelmän koordinaatit. Jos ajatellaan pallo, jonka pyörimisakseli on Maan akselin suuntainen ja jaetaan se akseliin nähden kohtisuoralla tasolla kahteen yhtä suureen puolipalloon, nimitetään tasoa ekvaattoritasoksi. Deklinaatio kertoo kohteen kulmaetäisyyden taivaanpallolla ekvaattoritasosta. Pohjoisen taivaannavan deklinaatio on 90° ja eteläisen taivaannavan vastaavasti -90°. Pohjantähden deklinaatio on siis myös n. 90°. Deklinaatiosta käytetään usein symbolia δ. Luokka:Tähtitiede ja:赤緯 th:เดคลิเนชัน

Hughes Bay

Hughes Bay () is a bay lying between Cape Sterneck and Cape Murray along the west coast of the Antarctic Peninsula. The name has appeared on maps for over 100 years, and commemorates Edward Hughes, master of the Sprightly, an Enderby Brothers sealing vessel which explored in this area in 1824-25. Category:Bays of Antarctica

dieta spalacze t�uszczu prace magisterskie hotel kiev best online casino

:: RELATED NEWS ::

Klassisismen
Klassisismen eller også Nyklassisimen er betegnelsen på en periode i kunst, arkitektur og litteratur på 1700-tallet. Klassisismen plasseres gjerne i opplysningstiden, men strekker seg egentlig fra den engelske revolusj

Sider
Sider er en lett musserende fruktvin. Sider er som oftest laga av gjæra råsaft fra epler, men pærer kan også brukes. Det blir produsert sider i mellom annet Sverige og Irland. Den irske sideren er sterkere enn den svenske og har en tydelig gjærsmak. Ordet sider, gjerne feilstava cider, blir iblant misvisende brukt som produktnavn på

Deisme
Deisme er en filosofi som hevder at det fins en gud som har skapt alt, men at han ikke styrer verden eller åpenbarer seg. Dette førte til at hvert enkelt menneske fikk muligheten til å utvikle seg selv og tilegne seg kunnskap. Ved å benytte denne formen for opplysningsfilosofi ble folket mer opplyst. De mente at det opplyste menneske er et mer fritt menneske. Klassisismen førte i tillegg til at tea

Epigram
Et epigram (av gr. epigramma, innskrift, påskrift) er et kort, fyndig og ofte satirisk dikt som ofte gir utrykk for en tanke eller beskriver en person. I antikken besto epigrammet av ett heksameter og ett pentameter. Det ble ofte brukt i gravskrifter, men også i andre sammenhenger. Epigrammet kan ses som den eldste skriftlige litterære sjangeren, i og med at det verken var ment å synges eller resiteres. I nyere tid bestod epigrammet gjerne av en

Kaaseri
Kåseri er en humoristisk, ironisk og ofte kritisk tekst. Et kåseri er en sakprosatekst. Ordet kommer av fransk causer, som betyr å prate. Dette er en veldig sammensatt, og for noen en litt komplisert måte å skrive på. Det er regler for dette som i alle andre sjangre. Denne har en veldig muntlig skrivemåte. Det som er viktig å huske på med et kåseri er at det er et tema som skal tas opp, og dette temae

Klassisisme
Klassisismen eller også Nyklassisimen er betegnelsen på en periode i kunst, arkitektur og litteratur på 1700-tallet. Klassisismen plasseres gjerne i opplysningstiden, men strekker seg egentlig fra den engelske revolusj