:: wikimiki.org ::

Galaksi

Galaksi

Galaksi on tähtien, planeettojen, kaasu- ja pölypilvien sekä pimeän aineen muodostama järjestelmä, joka pysyy koossa painovoiman vaikutuksesta. Galaksit ovat eräänlaisia saarekkeita muuten lähes tyhjässä avaruudessa. Ne esiintyvät yleensä joukoissa, jotka muodostavat maailmankaikkeuden suurimmat rakenteet. Linnunrata on oma kotigalaksimme. Galaksi-sana tulee kreikankielisestä maitoa tarkoittavasta sanasta galaktos, joka viittaa Linnunradan maitovanaa muistuttavaan ulkonäköön yötaivaalla. Galaksien koko vaihtelee tuhannesta satoihin tuhansiin valovuosiin ja niiden tähtien määrä sadoista miljoonista muutamiin biljooniin. Galaksien määräksi maailmankaikkeudessamme on arvioitu noin 125 miljardia. Suurin osa niistä on elliptisiä kääpiögalakseja ja epäsäännöllisiä galakseja, noin 30 prosenttia spiraaligalakseja ja 10 prosenttia elliptisiä galakseja.

Etäisyydet

Galaksit täyttävät koko tunnetun maailmankaikkeuden. Paikallista galaksiryhmäämme lukuun ottamatta suurin osa galakseista etääntyy meistä sitä nopeammin, mitä kauempana ne ovat johtuen maailmankaikkeuden laajenemisesta. Kyseistä ilmiötä sanotaan punasiirtymäksi, ja sen avulla voidaan arvioida kaukaisten galaksien etäisyys. Kaukaisimmat tunnetut galaksit sijaitsevat yli 13 miljardin valovuoden päässä. Koska valo on matkannut yhtä monta vuotta kohteesta meidän havaittavaksemme, näemme sen sellaisena kuin se oli maailmankaikkeuden alkuaikoina. Toisin kuin tähdet, joiden suhteelliset etäisyydet ovat valtavia, galaksit sijaitsevat melko lähekkäin suhteessa niiden kokoon. Monilla suurilla galakseilla on pienempiä seuralaisgalakseja, jotka sijaitsevat lähes kiinni emägalakseissaan. Linnunradan ja lähimmän toisen suuren galaksin, Andromedan galaksin etäisyys on sekin vain 20–30-kertainen galaksien läpimittaan nähden. Galaksijoukot ja niiden muodostamat superjoukot ovat suurimpia tunnettuja rakenteita. Niiden väliin jää valtavia "kuplia", joissa ei ole juurikaan materiaa. Galaksienvälinen avaruus vastaa lähes täydellistä tyhjiötä: se sisältää keskimäärin alle yhden atomin kuutiometrillä. Siellä ajelehtii vain harvoja galaksienvälisiä kaasupilviä ja yksittäisiä tähtiä, jotka ovat joutuneet pois galaksin painovoimakentästä esimerkiksi kahden galaksin törmäyksen seurauksena.

Synty ja kehitys

Galakseja alkoi syntyä jo hyvin varhaisessa vaiheessa maailmankaikkeuden ollessa noin 470–600 miljoonan vuoden ikäinen. Niiden synnyn mahdollistivat todennäköisesti kosmisessa taustasäteilyssä näkyvät pienet epäsäännöllisyydet, jotka painovoiman vaikutuksesta voimistuivat ja tiivistyivät vähitellen erillisiksi kaasupilviksi, joissa tähdet puolestaan alkoivat muodostua. Useimmat galaksit ovat hyvin vanhoja, eikä uusia galakseja juuri enää muodostu lukuun ottamatta törmäyksissä syntyviä galakseja. Spiraaligalaksit ovat syntyneet, kun valtava kaasupilvi on alkanut pyöriä ja tiivistyä kiekkomaiseksi, jonka jälkeen tähdet ovat kehittyneet ja alkaneet kiertää galaksin keskusta. Tähtien kiertoaika on hyvin pitkä, jopa satoja miiljoonia vuosia; useimmat galaksit ovat siis ehtineet olemassaolonsa aikana kiertää itsensä ympäri vain muutamia kymmeniä kertoja. On mahdollista, että lähes kaikki galaksit ovat olleet alun perin spiraalimaisia. Elliptisissä galakseissa tähdet kiertävät galaksin keskusta satunnaisilla radoilla niin, että galaksi itsessään ei kierrä lainkaan. Tämä viittaa siihen, että ne sisältävät tähtiä kahdesta tai useammasta galaksista, jotka ovat törmänneet ja sulautuneet toisiinsa. Epäsäännölliset galaksit puolestaan ovat saattaneet olla alun perin spiraaligalakseja, joiden herkkä rakenne on kuitenkin tuhoutunut lähikontaktin seurauksena toisen galaksin kanssa, mutta jotka ovat ainakin toistaiseksi välttäneet sulautumisen. Galaksien törmäykset eivät ole tavattomia. Varsinaisesta törmäyksestä ei tässä tapauksessa ole kyse, sillä tähdet ovat galakseissa niin harvassa, että galaksit käytännössä liukuvat toistensa läpi ja alkavat mahdollisesti taas lähestyä toisiaan, kunnes lopulta yhdistyvät täysin. Niiden rakenne vääristyy ja lopulta muuttuu kokonaan toisenlaiseksi painovoiman vaikutuksesta. Usein toinen törmäyksen osapuoli on kääpiögalaksi, jolloin se sulautuu isompaan galaksiin aiheuttamatta siihen suuria häiriöitä. Myös Linnunrata on parhaillaan imemässä kääpiögalakseja itseensä, kuten Jousimiehen elliptisen kääpiogalaksin. Lisäksi Linnunrata ja Andromedan galaksi lähestyvät toisiaan noin 140 kilometrin sekuntinopeudella, ja noin kolmen miljardin vuoden kuluttua ne todennäköisesti muodostavat suuren elliptisen galaksin.

Galaksien luokittelu

kosmisessa taustasäteilyssä Galaksit voidaan jakaa rakenteen mukaan karkeasti kolmeen tyyppiin: kiekkomaiset kierteis- eli spiraaligalaksit, elliptiset galaksit ja epäsäännölliset galaksit. Edwin Hubblen vuonna 1936 esittelemä Hubblen luokittelu on yhä käytössä. Se jakaa galaksit seuraavalla tavalla: Elliptiset galaksit (E)
- ellipsoidin muotoisia galakseja, jotka koostuvat lähes yksinomaan vanhoista niin sanotun toisen populaation tähdistä
- jaetaan litistymisasteen mukaan luokkiin E0–E7, jossa E0 on täysin pallomainen ja E7 kaikkein littein ellipsoidi
- luokittelu perustuu näennäiseen muotoon; todellisuudessa useimmat elliptiset galaksit ovat litteämpiä, mutta emme näe niitä suoraan sivultapäin, jolloin ne vaikuttavat pallomaisemmilta Linssimäiset galaksit (S0 tai SB0)
- elliptisen ja spiraaligalaksin välimuotoja, jotka ovat kiekkomaisia mutta joilta puuttuvat spiraalihaarat Tavalliset spiraaligalaksit (S)
- kiekkomaisia galakseja, joilla on lähinnä vanhoista tähdistä koostuva kirkas keskuspullistuma ja nuoremmista tähdistä koostuvat spiraalihaarat
- jaetaan keskuspullistuman suhteellisen koon ja haarojen tiiviyden mukaan luokkiin Sa–Sd: Sa-galaksin keskuspullistuma on kirkas suhteessa kierteishaaroihin ja haarat sijoittuvat hyvin tiiviisti; Sd-galaksilla ei ole selkeästi erottuvaa keskuspullistumaa ja sen haarat ovat hyvin väljät Sauvaspiraaligalaksit (SB)
- spiraaligalakseja, joiden keskuspullistuman on sauvan muotoinen ja kierteishaarat alkavat "sauvan" molemmista päistä
- jaetaan luokkiin SBa–SBd samoin perustein kuin tavalliset spiraaligalaksitkin Epäsäännölliset galaksit (Irr)
- galakseja, joiden rakenne on häiriintynyt esimerkiksi vuorovaikutuksen seurauksena jonkin toisen galaksin kanssa
- jaetaan luokkiin Irr-I (jälkiä spiraalirakenteesta) ja Irr-II (täysin epäsäännöllinen)
- kaikki edellisiin luokkiin kuulumattomat galaksit Tämän lisäksi on joukko erilaisia galaksityyppejä, jotka eivät kuulu Hubblen luokitteluun ja jotka saattavat erota toisistaan myös esimerkiksi niiden lähettämän säteilyn perusteella. Kääpiögalaksit Kääpiögalaksit muodostavat merkittävän osan galaksien kokonaismäärästä. Ne ovat usein suurten galaksien seuralaisgalakseja, jolloin niitä saattaa olla jopa kymmeniä yhden emägalaksin ympärillä. Niiden tähtien lukumäärä vaihtelee muutamista sadoista miljoonista kymmeneen miljardiin.

Aktiiviset galaksit

Radiogalaksit Radiogalaksit ovat poikkeuksellisen aktiivisia galakseja. Ne lähettävät voimakasta radiosäteilyä. Säteilyn alkuperä on todennäköisesti galaksin ytimessä olevan mustan aukon ympäristössä. Seyfertin galaksit Seydertin galaksit ovat epäsäännöllisiä tai spiraaligalakseja. Niillä on poikkeuksellisen kirkas ydin, joka saattaa peittää koko muun galaksin loistollaan. Kvasaarit Kvasaarien arvellaan olevan aktiivisten galaksien kirkkaita ytimiä, joissa mustaan aukkoon imeytyvä materia kuumenee ja alkaa hehkua. Kaikki havaitsemamme kvasaarit ovat hyvin kaukaisia, mikä viittaa siihen, ettei niitä ole ollut olemassa enää useisiin miljardeihin vuosiin. Blasaarit ovat kvasaarien kaltaisia kohteita.

Historia

Linnunradan vaalea juova taivaalla on varmasti ollut tunnettu jo esihistoriallisella ajalla. Magalhãesin pilvet ovat myös hyvin nähätävissä paljain silmin eteläisellä pallonpuoliskolla. Ensimmäiset muistiin merkityt havainnot muista galakseista ovat peräisin Persiasta, jossa tähtitieteilijä Al-Sufi merkitsi luetteloonsa Andromedan galaksin ja Suuren Magalhãesin pilven. Vuonna 1521 portugalilainen Fernão de Magalhães havaitsi ensimmäisellä maailmanympäripurjehduksella Suuren ja Pienen Magalhãesin pilven, jotka nimettiin hänen mukaansa. Kaukoputken keksimisen aikoihin vuonna 1610 Galileo Galilei havaitsi, että Linnunrata koostuu lukemattomista himmeistä tähdistä. Vuonna 1755 filosofi Immanuel Kant esitti Thomas Wrightin ajatusten pohjalta, että eräät sumumaiset kohteet taivaalla olivat "saariuniversumeja", Linnunradan kaltaisia pyöriviä tähtikiekkoja. Ajatus sai sitä tukevat todisteet vasta paljon myöhemmin. Vuonna 1855 lordi Rosse havaitsi suurella kaukoputkellaan spiraalirakenteen Messier 51:llä, jota nykyäänkin kutsutaan Pyörregalaksiksi. Vuonna 1918 Harlow Shapley havaitsi, että pallomaiset tähtijoukot sijaitsevat Linnunradan halossa, jonka keskus oli kaukana Aurinkokunnan sijainnista. Siten ymmärrettiin, ettemme sijaitse galaksimme keskuksessa. Vuonna 1923 Hubble löysi Andromedan galaksista kefeidejä, joiden perusteella hän sai galaksille niin suuren etäisyyden, ettei se voinut sijaita Linnunradan sisällä. Galaksien todellinen luonne alkoi vihdoin selvitä. 1900-luvun kuluessa kaukoputkien kehittyessä havaittiin yhä kaukaisempia galakseja ja valtavia galaksijoukkoja.
- ms:Galaksi ko:은하 ja:銀河 simple:Galaxy th:กาแล็กซี

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

Kaasu

Kaasu on aineen olomuoto. Kaasut, kuten nesteetkin, ovat fluideja eli ne virtaavat eivätkä vastusta muodonmuutoksia. Toisin kuin nesteet, kaasut eivät pysy vakiotilavuudessa vaan pyrkivät täyttämään kokonaan sen tilan, jossa ne ovat. Kaasujen käyttäytymistä lasketaan usein ideaalikaasumallilla. Katso myös: Biokaasu Luokka:Fysiikka Luokka:Kemia ms:Gas ko:기체 ja:気体 simple:Gas th:แก๊ส

Pimeä aine

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

Ehdokkaita pimeäksi aineeksi

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

Galaksijoukko

Galaksit eivät ole levittäytyneet avaruuteen tasaisesti, vaan ovat kerääntyneet erilaisiksi ryhmittymiksi. Mikäli ryhmittymässä on kymmeniä kirkkaita galakseja, kutsutaan sitä galaksijoukoksi (esim. Neitsyen galaksijoukko). Pienempiä ryhmittymiä kutsutaan galaksiryhmiksi. Jotkin galaksit muodostavat galaksipareja. Ryhmiä, joiden galaksit sijaitsevat hyvin lähellä toisiaan, kutsutaan kompakteiksi galaksijoukoiksi. Galaksijoukot ryhmitellään usein vielä superjoukoiksi, mutta ne ovat enemmän tai vähemmän keinotekoisesti määriteltyjä muodostelmia, eivätkä ole niin selkeästi painovoiman koossapitämiä kuin galaksiryhmittymät. Meidän galaksimme, Linnunrata, kuuluu pieneen ryhmään nimeltä Paikallinen ryhmä, jonka arvoidaan sisältävän kolmen kirkkaan galaksin lisäksi yli 40 kääpiögalaksia. Paikallinen ryhmä kuuluu Neitsyen supergalaksijoukkoon. Luokka:Galaksit ja:銀河団

Maailmankaikkeus

Maailmankaikkeus (kreik. kosmos, lat. universum) eli kaikkeus tarkoittaa kaikkea sitä, mitä voidaan tutkia tieteellisin, lähinnä fysiikan menetelmin. Tähtitieteessä tätä havaintojen piirissä olevaa osaa luonnosta nimitetään usein metagalaksiksi, arkikielessä avaruudeksi. Kaikkeuden syntyä, rakennetta ja kehitystä tutkii kosmologia. Varhain julkaistut tieteelliset teoriat pitivät Aurinkokuntaamme kaikkeuden keskuksena. Sen jälkeen kun kaukoputket keksittiin, vakiintui käsitys, että tähdet ovat Aurinkoon verrattavia taivaankappaleita, ja vähä vähältä selkeni myös näkemys Linnunradasta ja muista tähtijärjestelmistä eli galakseista. Suurin osa galakseista on ryhmittynyt galaksijoukoiksi, jotka puolestaan muodostavat superjoukkoja. Newtonin fysiikan mukaan kaikkeuden ajateltiin olevan äärettömässä euklidisessa avaruudessa sijaitseva järjestelmä, jonka massapisteet (galaksit tai galaksijoukot) vaikuttavat toisiinsa vetovoimalain mukaisesti. Galakseilla on havaittu spektriviivojen punasiirtymää, joka tulkitaan etääntyvän liikkeen aiheuttamaksi Dopplerin ilmiöksi, joten on tulkittu että avaruus laajenee. Suhteellisuusteoria on ollut perustana sekä ajallisesti muuttumattomille (staattisille) että muuttuville kaikkeuden malleille, joista yleisimmin hyväksytyn niin sanotun standardimallin mukaan kaikkeus on tilavuudeltaan äärellinen, geometriselta rakenteeltaan kaareva, pistemäisestä alkutilasta alkuräjähdyksessä noin 13,7 miljardia vuotta sitten laajenemaan lähtenyt avaruus. Kosmisen taustasäteilyn löytymisen on katsottu tukevan standardimallin mukaista alkuräjähdysteoriaa. Kaikkeuden aineesta arvioidaan noin 75 % olevan vetyä, 25 % heliumia ja alle 1 % muita alkuaineita. Vety ja helium muodostuivat jo kaikkeuden varhaisessa alkutilassa, mutta raskaammat alkuaineet rautaan saakka syntyvät tähtien sisäosien ydinreaktioissa, rautaa raskaammat alkuaineet supernovaräjähdyksissä. Jos kaikkeuden aineen keskimääräinen tiheys ylittää niin sanotun kriittisen tiheyden, noin 1,1 x 10^-26 kg/m³, avaruus on äärellinen ja ennen pitkää sen laajeneminen pysähtyy. Tähänastisten havaintojen mukaan aineen tiheys on vain muutama sadasosa kriittisestä, ja sen mukaan avaruus olisi ääretön. Ainetta saattaa kuitenkin olla näkymättömissä muodoissa, kuten mustina aukkoina tai neutriinosäteilynä. Kaikkeuden alkuhetkien tutkimuksen kannalta ovat muodostuneet yhä tärkeämmiksi luonnon perusvoimat: sähkömagneettinen voima, heikkovoima, vahva- eli värivoima ja gravitaatio eli vetovoima. Kaikkeuden ensimmäisten sekunnin murto-osien aikana olosuhteet olivat lämpötilan ja energiatiheyden kannalta sellaiset, että gravitaatiota lukuun ottamatta kaikki perusvoimat olivat yksi ja sama voima. Näitä kolmea perusvoimaa kuvaamaan on pyritty kehittämään niin sanottua suurta yhtenäisteoriaa, ja siksi tuota kaikkeuden varhaishistorian lyhyttä ajanjaksoa sanotaan suureksi yhtenäiskaudeksi. Suuri yhtenäiskausi päättyi, kun kaikkeuden lämpötila laski alle 10²⁸ kelvinin. Tuolloin sähkömagneettinen voima, heikkovoima ja värivoima erottuivat toisistaan. Vapautunut valtava energia synnytti hiukkasten välille voimakkaan poistovoiman. Kaikkeus laajeni 10^-32 sekunnissa 10²⁰-kertaiseksi. Kun vapautunut energia oli muuttunut säteilyksi ja hiukkasiksi, lämpötila jälleen nousi ja kaikkeuden laajeneminen hidastui nykyiseksi, standardimallin mukaiseksi. Tämän inflatorisen laajenemisen seurauksena kaikkeus on moninkertaisesti suurempi kuin aikaisemmin on arveltu ja vain pieni osa siitä on havaintolaitteiden tavoitettavissa. Suuren yhtenäiskauden päättyessä on kaikkeuteen voinut syntyä hyvin erikoisia rakenteita: pistemäisiä magneettisia monopoleja, yksiulotteisia kosmisia jänteitä ja kaksiulotteisia seinämiä. On mahdollista, että kaikkeuden varhaisvaiheissa jänteet olisivat hyvin massiivisina rakenteina kasanneet ympärilleen ainetta, josta myöhemmin syntyivät galaksit ja galaksijoukot. Sittemmin jänteet olisivat säteilleet valtavan massansa gravitaatioaaltoina avaruuteen ja kadonneet. 1990-luvun lopulla hyvin etäisten supernovien kirkkausmittaukset ja taustasäteilykartoitukset yllättäen viittasivat, että avaruuden laajeneminen ei hidastuisikaan vaan kiihtyisi. Aivan viime vuosina uudemmat luotain- (WMAP) ja galaksikartoitukset (SDSS) ovatkin vahvistaneet, että avaruus laajenee kiihtyvällä vauhdilla. Malleihin on pitänyt lisätä uusi käsite, pimeä energia, joka muodostaa peräti 70% koko maailmankaikkeuden massaenergiasta.

Uusia teorioita

#Kosmologi Andrei Lindean mielestä kaikkeuksia on useita ja ne silmikoituvat keskenään. Jokainen osa kypsyy omaksi kokonaisuudekseen. #Yhdysvaltalainen Lee Smolin olettaa, että mustat aukot luovat uusia kaikkeuksia, jotka ovat emätilaan yhteydessä madonreikien kautta. #Arhur C. Clarken yli 50 vuotta vanhaa ajatusta, että kaikkeudet ovat vain kuplia, pitävät nykyään mahdollisena useat tutkijat. Eri kuplissa olisivat eri luonnonlait, ja ulottuvuuksien ja aikojen määrä poikkeaisi omastamme. #COBE-satelliitin antamien tietojen perusteella jotkut tukijat ovat muodostaneet tietokoneilla satulan muotoisen kaikkeuden, joka jatkaa kasvuaan ikuisesti. #Professori Paul Steinhardt katsoo, että on olemassa viides ulottuvuus, jota emme aisti emmekä ymmärrä. Sen voima kuitenkin pitää nykyisen kaikkeuden toiminnassa eräänlaisen kalvomaisen ilmiön avulla. #Mustien aukkojen tutkimisen perusteella otaksutaan, että kaikkeus olisi kaksiulotteinen hologrammi, koska muuten tiedon häviämättömyyden teoriaa ei voida selittää. #Otaksutaan, että voisi olla lukemattomia kaikkeuksia vierekkäin, joissa on jokaisessa eri todellisuus ja mahdollisesti eri luonnonlait, mutta jossain saattaisi olla myös tämän kaikkeuden lähes täydellinen kopio ihmisineen päivineen ja ainoa tapa millä nämä voisivat vaikuttaa keskenään olisi gravitaatio. #Vuonna 2002 suomalainen Pekka Teerikorpi ja venäläinen Juri Baryshev julkaisivat kirjan Discovery of Cosmic Fractals. Kaikkeuden laajamittaisten alirakenteiden syntyä on tutkittu supertietokoneilla. Mallit antavat fraktaalisia rakenteita alle 10 megaparsekin kokoluokassa.

Katso myös

- Maailmanloppu
- Pysyvän tilan teoria Luokka:Kosmologia ms:Alam Semesta ko:우주 ja:宇宙 simple:Universe

Linnunrata

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

Rakenne

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

Linnunradan havaitseminen

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

Linnunradan rakenteesta

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

Linnunradan keskus

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

Linnunradan galaksinaapurit

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

Maito

Maito on nisäkkäiden nisistään eli maitorauhasistaan erittämä neste, jonka tarkoitus on ruokkia pienokaista. Maitorauhaset eli mammaalit ovat kehittyneet evoluution seurauksena muuntuneista hikirauhasista. Maitorauhaset ovat nokkaeläimillä, pussieläimillä ja aidoilla nisäkkäillä, joihin myös ihminen kuuluu. Suomessa maidolla tarkoitetaan puhekielessä yleisimmin lehmän maitoa. Ihmisen maitoa kutsutaan äidinmaidoksi. Maailmanlaajuisesti myös vuohen ja vesipuhvelin maito ovat taloudellisesti ja ravitsemuksellisesti merkittäviä. Tamman, kamelin ja aasin maitoa käytetään myös laajasti ihmisravintona.

Maidon ravintosisältö

Maidon koostumus muuttuu voimakkaasti pitkin laktaatiokautta (lehmillä lypsykausi) ja vaihtelee huomattavasti myös yksilöstä toiseen. Esimerkiksi heti ensimmäisten synnytyksen jälkeisten päivien aikana eritettyä maitoa kutsutaan ternimaidoksi. Se poikkeaa koostumukseltaan voimakkaasti normaalista maidosta. Yksi litra normaalia lehmän raakamaitoa (käsittelemätöntä) sisältää keskimäärin noin 32-40 g proteiineja, joista kaseiineja (juustoproteiinit) on noin 30 g, alfa-laktalbumiinia 1,4 g, beta-laktoglobuliinia 3,3 g immunoglobuliineja 0,7 g, glykomakropeptidiä n. 1 g ja laktoferriiniä 0,1 g. Maitoproteiineihin sisältyy myös mikrobeja tuhoavia entsyymejä, kuten laktoperoksidaasia ja lysotsyymejä, sekä kasvutekijöitä. Lehmän raakamaidon rasvapitoisuus on noin 4 g/litra, sokeripitoisuus 5 g/litra ja mineraaleja n. 0,8 g/litra. Litra äidinmaitoa sisältää keskimäärin noin 6-7 g proteiineja, joista kaseiineja on 2-3 g, alfa-laktalbumiinia 3,5 g, immunoglobuliineja 0,4-1,8 g ja laktoferriiniä 0,1 g. Beta-laktoglobuliinia ei ole äidinmaidossa. Myös äidinmaito sisältää lisäksi entsyymejä, hormoneja ja kasvutekijöitä. Sekä äidin- että lehmänmaidon rasvakoostumus vaihtelee enemmän kuin proteiinikoostumus. Muutokset emon ravinnon rasvoissa vaikuttavat maidon rasvahappoprofiiliin. Lehmänmaidon kolesterolimäärät ovat korkeammat kuin ihmisen maidossa. Lehmänmaito sisältää varsin runsaasti niin sanottuja tyydyttyneitä rasvahappoja, jonka vuoksi sitä ei suositella käytettäväksi runsaasti silloin, kun kuluttajalla on korkea veren kolesteroli, ylipainoa tai 2-tyypin diabetes. Toisaalta lehmän maitorasvan sisältämällä konjugoidulla linolihapolla (CLA)on todettu myönteisiä terveysvaikutuksia, muun muassa pienentynyt syöpäriski. Joissakin uusimmissa tutkimuksissa on toisaalta CLA:ta syöttämällä lisätty koe-eläinten riskiä sairastua 2-tyypin diabetekseen, joten kohtuus lienee maitorasvojen kohdalla paikallaan. Rasvattomia tai vähärasvaisia maitotuotteita on nykyisin runsaasti tarjolla. Maitotuotteita suositellaan mm. lapsille ja ikääntyvälle väestölle riittävän kalsiumin saannin varmistamiseksi.

Maitoallergia

Maitoallergisille oireita aiheuttavat yleisimmin lehmän maidon beta-laktoglobuliini ja immunoglobuliinit. Osalle lehmänmaitoallergikkoja sopii vuohen, poron tai tamman maito, joissa edellä mainittujen proteiinien rakenne poikkeaa lehmänmaidosta. Ongelmana Suomessa on kuitenkin huono saatavuus. Saatavissa on muun muassa pikkulapsille suunnattuja melko kalliita erikoistuotteita, joissa proteiinit on pilkottu entsymaattisesti peptideiksi.

Laktoosi-intoleranssi

Maitosokeri eli laktoosi pilkkoutuu imeväisikäisen lapsen suolistossa laktoosia hajottavan entsyymin avulla pienemmiksi sokereiksi, glukoosiksi ja galaktoosiksi, jotka imeytyvät hyvin suolistosta. Osalla aikuisväestöstä tämän entsyymin tuotanto on luonnollisesti heikentynyt tai loppunut kokonaan, jolloin pilkkomaton maitosokeri jää suolistoon aiheuttaen vatsavaivoja. Oireyhtymää kutsutaan laktoosi-intoleranssiksi. Suomessa kaupoissa on saatavissa sekä vähälaktoosisisa että laktoosittomia maitotuotteita. Apteekeissa myydään myös laktoosia pilkkovaa entsyymiä sisältäviä kapseleita. Yleensäkin sokerin kulkeutuessa paksusuoleen, siellä K-vitamiinia käsittelevät entsyymit siirtyvät tuottamaan metaania sokerista, joka sitten näkyy ja tuntuu piereskelynä.

Maidon tuotanto

Apteekeissa Lehmän maitoa aletaan ottaa meijeriin vasta seitsemän päivän jälkeen lehmän poikimisesta. Syntynyt vasikka on maidontuotannossa sivutuote. Se eristetäänkin emästään pian syntymänsä jälkeen, jotta se ei kuluttaisi ihmisille myytävää maitoa. Urosvasikkaa kasvatetaan hieman, kunnes se on taloudellisesti kannattavaa teurastaa lihakarjana. Naarasvasikka saattaa päätyä emänsä tavoin ensin lypsykarjaksi, jolloin se teurastetaan vasta sitten, kun sen maidontuotantoa ei pystytä enää käynnistämään poikimisin tai sen teurastaminen lihakarjana on taloudellisesti kannattavampaa. Suomessa suurin osa kauppojen kotimaisesta naudanlihasta onkin maitotiloilta peräisin.

Maidon prosessointi

Maidon teollinen prosessointi tapahtuu meijereissä. Eri maitotiloilta tuleva maito sekoitetaan keskenään, lämpökäsitellään bakteerien vähentämiseksi (pastörointi) tai steriloidaan (UHT-käsittely). Rasva erotetaan separaattorin avulla. Osa rasvasta kirnutaan voiksi, osaa käytetään juustojen valmistuksessa ja osa palautetaan nestemäisiin maitotuotteisiin. Suomessa kerman rasvapallomembraanit hajotetaan pienemmiksi rasvapallosiksi (homogenointi). Kaikissa maissa homogenointia ei suoriteta, jolloin kerma kelluun maidon pinnalla. Osa kermasta palautetaan maitoon. Nykyisin maitoon lisätään D-vitamiinia sen saannin parantamiseksi.

Homogenisointi

Suomalainen maidontuotanto on 1960-luvulta asti käyttänyt maitorasvan pilkkomiseen paljon tutkimusrahoitusta. Ensimmäiset homogenisoidut maitopurkit sisälsivätkin tekstin "Vähärasvaista, homogenisoitua maitoa".

Homogenisoinnin terveydelliset ongelmat

Moni väittää, että luomumaito ei aiheuta heille ainakaan niin pahoja oireita kuin "tavallinen maito". Luomumaito-nimikkeen käyttö kieltää maitorasvan pilkkomisen. Prosessissa pilkotun rasvan on jo pitkään tiedetty hajoavan niin pieniksi palleroiksi, ettei elimistö voi estää LDL/HDL-kolesterolien pääsyä verisuonistoon. Näiden on todettu aiheuttavan mm. verisuonien kalkkeutumista.

Homogenisoinnin taloudelliset hyödyt

Rasvojen pilkkominen auttaa pidempäänkin kylmävarastossa seisseen tuotteen myymisessä, sillä sen pinnalle ei ole kerrostunut "iljettävää" rasvakerrosta. Rasva on myös hyvä haitta-aine bakteereja, sieniä ja leviä vastaan, jolloin tuotteelle saadaan muutama ylimääräinen myyntipäivä, jolloin logistiikan kustannusten osuus tuotteen hinnassa vähenee.

Valmistajien lobbaus homogenisoinnin puolesta

Jo 1960-lta asti on suomen suurimmat meijerit julkaisseet vastatutkimuksia, joissa homogenisoinnin ja muiden prosessissa itse maidolle tehdyt muutokset todetaan vain hyväksi kuluttajan kannalta.

Kulutus

Suomalaiset joivat vuonna 2003 keskimäärin 136 litraa lehmän maitoa, mikä on maailmanlaajuisesti varsin suuri määrä.

Historia

LDL/HDL-kolesterolien Maitoa on historiallisista ajoista lähtien säilötty hapattamalla maitohappobakteerien tai hiivojen aikaansaaman käymisen avulla piimäksi, viileiksi jogurteiksi yms. Mongoliassa valmistetaan tammanmaidosta käymisen avulla alkoholipitoista kumassia. Juustonvalmistus tapahtuu saostamalla maidon kaseiini kymosiinientsyymin avulla. Nykyisin entsyymi tuotetaan hiivassa, aiemmin se saatiin vasikan pullomahasta. Kaseiinin kovetuttua se leikataan kokkareiksi ja saostumaton osa, hera, puristetaan pois. Kaseiinimassa on ns. tuorejuustoa, jota voidaan maustaa tai käsitellä edelleen kypsytetyiksi juustoiksi. Heraa käytetään jonkin verran erilaisten herajuomien raaka-aineena, mutta osa menee eläinten rehuksi.

Kasveista saatavat maitotyyppiset tuotteet

Joitakin kasveista tehtyjä juomia ja muita nestemäisiä proteiinivalmisteita saatetaan puhekielessä kutsua myös maidoiksi. Kasvimaitoja ovat mm. soija-, riisi-, herne- ja kauramaidot, ja jollakin niistä voi aina korvata eläinperäisen maidon ruoanlaitossa. Kasvimaitojen tuotenimissä on kuitenkin kiellettyä käyttää sanaa maito. Kasvimaitojen saatavuus on parantunut eläinperäisten maitojen tuotantoon liittyvien eettisten ongelmien tiedostamisen sekä lasten lehmänmaitoallergioiden yleistymisen vanavedessä. Kasvimaitoja saa sekä lisäravintein että ilman; tyypillisesti niihin on lisätty B12-vitamiinia, D-vitamiinia ja/tai kalsiumia.

Muuta

Kansainvälistä maitopäivää on vietetty vuodesta 1954 asti alkukesäisin ympäri maailmaa. Teeman juhlistamiseen on Suomessa liittynyt vuodesta 1973 alkaen Maitotytön valinta. Sen esikuva on brittien Dairy Queen -kilpailussa. Viime vuosina on vietetty myös Kansainvälistä koulumaitopäivää YK:n elintarvike- ja maatalousjärjestö FAO:n suosituksesta. Maitopäivien vietto ja tarkka ajankohta vaihtelee eri maissa - toisissa maissa maidolle saatetaan omistaa kokonainen kuukausikin.

Katso myös

- Maitotuotteet Luokka:Juomat Luokka:Fysiologia ja:乳 simple:Milk

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

Spiraaligalaksi

Spiraaligalaksi on eräs Hubblen luokittelun mukainen galaksityyppi, jonka silmiinpistävin ominaisuus on spiraalimainen rakenne. Spiraaligalakseja arvellaan olevan noin 30 % kaikista galakseista. Kotigalaksimme Linnunrata on spiraaligalaksi.

Rakenne

Linnunrata Valtaosa spiraaligalaksin tähdistä kiertää galaksin keskusta samansuuntaisesti. Siten galaksi itsessäänkin kiertää – kiertoaika tosin on hyvin pitkä, esimerkiksi Linnunradalla 226 miljonaa vuotta (niin sanottu galaktinen vuosi). Tyypillinen spiraaligalaksi jakautuu seuraaviin osiin:
- Ydin on pullistuma galaksin keskuksessa, jossa sijaitsee lähinnä vanhoja toisen populaation tähtiä sekä usein myös mustia aukkoja.
- Kapea kiekko ympäröi ydintä, ja päältä katsottuna siinä näkyy kierteisrakenne. Kierteet noudattavat suunnilleen logaritmista spiraalia. Kiekossa on lähinnä nuoria ensimmäisen populaation tähtiä, runsaasti tähtienvälistä ainetta, kaasusumuja ja avoimia tähtijoukkoja.
- Koko galaksia ympäröi kehämäinen halo, jossa sijaitsevat pallomaiset tähtijoukot sekä yksittäisiä vanhoja tähtiä.

Luokittelu

Hubblen luokittelu jakaa spiraaligalaksit tavallisiin spiraaligalakseihin (S) ja sauvaspiraaligalakseihin (SB), joiden ydin on sauvan muotoinen ja kierteishaarat lähtevät "sauvan" päistä. Noin kolmasosa spiraaligalakseista on sauvaspiraaleja.
- Sa tai SBa: hallitsevan kirkas ydin, kierteishaarat tiiviit
- Sb tai SBb: kirkas ydin, kierteishaarat selkeät ja melko väljät
- Sc tai SBc: ydin ja väljät kierteishaarat yhtä hallitsevia
- Sd tai SBd: ydin ei erotu muuta galaksia kirkkaampana osana
- Sm: ei erityistä ydintä, epäsäännöllisyyksiä rakenteessa; spiraali- ja epäsäännöllisen galaksin välimuoto

Synty

Useimmat spiraaligalaksit ovat syntyneet hyvin varhaisessa vaiheessa maailmankaikkeuden ollessa vasta arviolta 500–1000 miljoonan vuoden ikäinen. Maailmankaikkeuden rakenteessa oli pieniä epätasaisuuksia, joista vähitellen kehittyi ainetiivistymiä. Tiivistymät alkoivat kiertää itsensä ympäri ja muuttuivat pyörimistasolla oleviksi kiekkomaisiksi rakenteiksi. Samalla myös kiekon sisällä aine alkoi tiivistyä vedystä ja heliumista koostuviksi palloiksi, joissa alkoi fuusioreaktio. Ensimmäiset galaksit ja tähdet olivat syntyneet. On syytä olettaa, että kaikki galaksit ovat olleet alun perin spiraaligalakseja. Elliptisten galaksien tähtien kaoottiset kiertoradat ja epäsäännöllisten galaksien häiriintynyt muoto viittaavat siihen, että ne ovat syntyneet kahden tai useamman galaksin vuorovaikutuksen seurauksena, jolloin tähtien tasaiset kiertoradat ovat peruuttamattomasti muuttuneet. Esimerkiksi Linnunrata ja Andromedan galaksi tulevat törmäämään noin 3 miljardin vuoden kuluttua, jolloin ne todennäköisesti muodostavat suuren elliptisen galaksin.

Spiraalirakenteen synty

Andromedan galaksi Spiraalirakenteen synnyn mekanismeja ei tunneta tarkasti, mutta useita teorioita on esitetty. Bertil Lindblad osoitti, etteivät kierteishaarat voi olla erillisiä rakenteita: mikäli näin olisi, haarat venyisivät pian tiiviiksi sykkyräksi ytimen ympärille, sillä kiekon kierrosnopeus on sitä hitaampi, mitä kauempana ytimestä kiekon osa sijaitsee. C. C. Lin ja Frank Shu esittivät vuonna 1964 teorian, jonka mukaan kierteishaarat ovat itse asiassa tähtien spiraalimaisia tiheysaaltoja. Se olettaa, että tähdet kiertävät galaksissa hiukan elliptisillä radoilla ja että kiertoratojen suunnat muuttuvat tasaisesti etäisyyden kasvaessa keskustasta. Tästä seuraa, että tietyillä alueilla tähdet ovat tiheämmässä ja tietyillä taas harvemmassa. Tiheät ja siten kirkkaammat alueet näyttävät spiraalihaaroilta. Tähdet eivät siis olisi sidoksissa tiettyyn haaraan, vaan matkaavat niiden halki galaksin kiertäessä.

Tunnettuja spiraaligalakseja

- Linnunrata
- Andromedan galaksi (M31) Andromedassa
- Kolmion galaksi (M33) Kolmiossa
- Pyörregalaksi (M51) Ajokoirissa
- Auringonkukkagalaksi (M63) Ajokoirissa
- Mustasilmägalaksi (M64) Bereniken hiuksissa
- Messier 81 Isossa karhussa
- Tuulimyllygalaksi (M101) Isossa karhussa Luokka:Galaksit ja:渦巻銀河

Paikallisryhmä

Paikallinen ryhmä on sen galaksijoukon nimi, johon Linnunrata kuuluu. Ryhmä muodostuu yli 30 galaksista, joiden painovoimakeskipiste on jossain Linnunradan ja Andromedan galaksin välissä. Paikallisryhmän galakseista kolme on spiraaleja; nämä ovat myös Paikallisryhmän suurimmat galaksit. Muutamat ovat epäsäännöllisiä ja loput elliptisiä kääpiögalakseja, joiden koko on alle 5000 valovuotta. Kaikkein suurin on Andromedan galaksi (M31), joka on 1,5 kertaa suurempi kuin meidän galaksimme. Linnunrata on toiseksi suurin. Kolmanneksi suurin on Kolmion galaksi (M33), joka on kooltaan puolet omasta galaksistamme.

Paikallisen ryhmän galaksit

Andromedan galaksi

Andromedan galaksi eli Messier 31 on Andromedan tähdistössä sijaitseva Sb-tyyppinen spiraaligalaksi. Se on meitä lähinnä oleva suuri galaksi ja samalla myös pohjoisen tähtitaivaan kirkkain. Se kuuluu yhdessä Linnunradan kanssa noin 30 galaksin muodostamaan Paikallisryhmään, jonka suurimmat jäsenet ovat juuri kyseiset kaksi galaksia.

Löytöhistoria

Persialainen tähtitieteilijä Abd al-Rahman Al-Sufi kuvaili Andromedan galaksin "pieneksi pilveksi" kiintotähdistä kertovassa kirjassaan Kitab al-Kawakib al-Thabit al-Musawwar vuonna 964 jaa. Kohde oli kuitenkin persialaisten tutkijoiden tiedossa jo ainakin vuodesta 905 lähtien. Galaksi merkittiin erääseen vuodelta 1500 peräisin olevaan hollantilaiseen tähtikarttaan, ja seuraavan kerran se sai Euroopassa huomiota, kun Simon Marius havaitsi sitä alkeellisella kaukoputkellaan vuonna 1612, mutta ei ilmoittanut itseään uuden kohteen löytäjäksi. Giovanni Hodierna löysi kohteen uudelleen itsenäisesti vuonna 1654. Edmond Halley taas antoi tähtisumuista kertovassa teoksessaan 1716 kunnian kohteen löytämisestä ranskalaiselle tähtitieteilijälle Ismail Bouillaudille, joka havaitsi kohteen vuonna 1661, mutta joka oli itse maininnut kohteen löytäjäksi tuntemattoman astronomin 1500-luvun alussa. Charles Messier lisäsi kohteen luetteloonsa 3. elokuuta 1764, ja merkitsi sen löytäjäksi Mariuksen. William Herschel (1738–1822) arveli virheellisesti, että galaksin etäisyys olisi korkeintaan 2 000 kertaa Siriuksen etäisyys (noin 17 000 valovuotta), mutta aavisti aivan oikein, että kysymyksessä oli Linnunradan kaltainen siitä erillään oleva "saariuniversumi". Spektroskopian pioneeri William Huggins havaitsi vuonna 1864, että M31:n spektri oli tähden kaltainen jatkuva, eikä normaalin kaasusumun tapaan monokromaattinen. Andromedan galaksin ulkopuolisuutta meidän galaksistamme vahvisti Vesto Slipherin vuonna 1912 tekemä mittaus, jonka mukaan kohde läheni meitä ennenkuulumattoman suuruisella nopeudella – 300 kilometriä sekunnissa (nykyinen arvio 140 km/s). Viimein vuonna 1923 Edwin Hubble vahvisti käsityksen löytämällä galaksista kefeidejä, joiden avulla hän pystyi laskemaan kohteen suuren etäisyyden – tuolloin ei kuitenkaan tiedetty, että kefeidejä on olemassa kahta eri tyyppiä, ja niinpä Hubblen saama tulos oli yli kaksinkertainen todelliseen verrattuna. Vuonna 1887 Isaac Roberts otti ensimmäisen valokuvan galaksista. Siitä saatiin ensi kerran selville kohteen spiraalimainen rakenne. Nykyään Andromedan galaksi on yksi tutkituimmista galakseista sen läheisyyden vuoksi. Yhä edelleen kohteen tarkka etäisyys on epäselvä, mutta Hipparkos-satelliitin tekemien havaintojen perusteella sen etäisyys on todennäköisesti lähellä 2,9 miljoonaa valovuotta.

Yleistietoa

Andromedan galaksin halon kokonaismassaksi on vuonna 2000 arvioitu noin 1,23 biljoonaa auringon massaa. Tämä on vähemmän kuin Linnunradalla (1,9 biljoonaa), mikä kumoaa aiemman käsityksen Andromedan galaksin 1,5-kertaisesta suuremmuudesta Linnunradan suhteen. Andromedan näennäiseksi halkaisijaksi on raportoitu jopa 5,1° pituussuunnassa (Robert Jonckhere 1952–1953), mikä tarkoittaisi 250 000 valovuoden todellista läpimittaa (vertaa Linnunrata 100 000 valovuotta). Yleisimpien arvioiden mukaan läpimitta on 165 000–200 000 valovuotta. Andromeda olisi siten huomattavasti meidän galaksiamme harvempi. Andromedan galaksi ja Linnunrata lähestyvät toisiaan noin 140 kilometriä sekunnissa. Niiden arvellaan kohtaavan noin kolmen miljardin vuoden kuluttua, jolloin ne todennäköisesti muodostavat yhden suuren elliptisen galaksin. Andromeda on mahdollisesti jo aiemmin yhdistynyt toisen galaksin kanssa, sillä Hubble-avaruusteleskooppi on havainnut sillä kaksoisytimen. Kyse saattaa kuitenkin olla myös pöly- ja kaasupilvestä, joka peittää osittain ytimen näkyvistä. Hubble-avaruusteleskooppi Andromedalla on useita seuralaisgalakseja, joista kirkkaimmat ovat pienet elliptiset galaksit M32 ja M110. Niistä ensiksi mainittu on hyvin kiinteässä yhteydessä emägalaksiinsa ja aiheuttanut häiriöitä sen spiraalirakenteeseen. Muita himmeämpiä seuralaisgalakseja ovat Herschelin löytämä NGC 185, d'Arrestin löytämä NGC 147, hyvin himmeät kääpiögalaksit And I, And II, And III, And IV (epävarma), And V, And VI (Pegasuksen kääpiögalaksi), And VII (Kassiopeian kääpiögalaksi) ja And VIII. Lisäksi galaksilla on 350–550 pallomaista tähtijoukkoa. Niistä kirkkain, G1, on koko Paikallisen ryhmän kirkkain pallomainen joukko ja sen näennäinen kirkkaus Maasta katsottunakin vielä 13,72^m. Se sijaitsee 170 000 valovuoden päässä emägalaksistaan ja sen keskuksessa on arviolta noin 20 000 kertaa Aurinkoa massiivisempi musta aukko. Galaksin kirkkain tähtipilvi on saanut oman tunnuksensa NGC 206, sillä Herschel oli lisännyt sen omaan luetteloonsa löydettyään kohteen 17. lokakuuta 1786. Galaksissa on havaittu yksi supernova: S Andromedae vuonna 1885, jonka löysi 20. elokuuta Ernst Hartwig Dorpatin observatoriossa Virossa. Se oli kirkkaimmillaan 6 magnitudia ja siten hädin tuskin havaittavissa paljain silmin. Kyseessä oli samalla ensimmäinen Linnunradan ulkopuolella havaittu supernova, ja ensimmäinen ylipäänsä havaittu supernova 281 vuoteen.

Havaitseminen

Kirkkautensa ansiosta Andromedan galaksi on yksi helpoimmin havaittavista syvän taivaan kohteista. Se on myös kaukaisin kohde, jonka pystyy vaivattomasti näkemään paljain silmin pimeällä taivaalla. Se on sopiva kohde aloittelevalle tähtivalokuvaajalle, sillä siitä on varsin pienellä kokemuksella saatavissa näyttäviä valokuvia. Kiikarilla tai pienellä kaukoputkella kohde näyttää pistemäistä ja kirkasta ydintä ympäröivältä ellipsimäiseltä sumulta, ja myös M32 ja M110 ovat melko helposti havaittavissa. Suomessa galaksi näkyy kaikkina vuoden pimeinä aikoina, parhaiten aivan alku- ja loppuvuodesta.

Katso myös

- Messierin luettelo
- New General Catalogue

Aiheesta muualla

- [http://www.seds.org/messier/m/m031.html SEDSin M31-sivu]

Lähteet

- [http://en.wikipedia.org/wiki/Andromeda_Galaxy Englanninkielisen wikipedian vastaava artikkeli]
- [http://www.seds.org/messier/m/m031.html SEDS] Luokka:Messierin luettelo Luokka:Galaksit ko:안드로메다 은하 ja:アンドロメダ銀河

Kosminen taustasäteily

Kosminen taustasäteily eli kolmen kelvinin säteily on kaikkalta avaruudesta tulevaa mikroaaltosäteilyä. Se vastaa aallonpituudeltaan sellaista säteilyä, joka tulee noin 2,725 kelvinasteen lämpöisestä mustasta kappaleesta. Kosminen taustasäteily syntyi maailmankaikkeuden ollessa noin 380 000 vuoden ikäinen, jolloin 2900 kelvinin lämpötilassa ensimmäiset atomit syntyivät ytimistä ja elektroneista muuttaen universumin läpinäkyväksi ja mahdollistaen näin säteilyn kulun. Tätä kutsutaan irtikytkemistapahtumaksi. Säteily, joka alun perin lähti punertavana hohtona, koostuen infrapunasäteilystä ja näkyvästä valosta, on punasiirtymän takia muuttunut havaitsemaksemme lyhytaaltoiseksi radiosäteilyksi. Aallonpituus on sinä aikana ehtinyt kasvaa yli tuhatkertaiseksi, eli taustasäteilyn punasiirtymä on

z=1000

. Tässä aaltojen venymisprosessissa säilyi kuitenkin säteilyn "mustan kappaleen säteilyn" luonne, mikä teoreettisesti voidaan näyttää toteen. Säteilyn spektri on niin sanottu Max Planckin spektraalikäyrä. Kosmisen taustasäteilyn olemassaolo ennustettiin 1940-luvulla (George Gamow), ja sattuman kautta sen löysivät radioteleskoopilla amerikkalaiset fyysikot Arno Penzias ja Robert Wilson vuonna 1965. He saivat löydöstään fysiikan Nobelin palkinnon vuonna 1978. Tähän asti vakaan maailmankaikkeuden hypoteesilla (niin sanottu Steady State) oli ollut vankka puolustajajoukkonsa (muun muassa Sir Fred Hoyle), mutta säteilyn olemassaolon paljastuminen oli merkittävä todiste alkuräjähdyksen puolesta. Taustasätelyn nimellislämpötila on hieman epäsymmetrisesti jakautunut taivaanpallolla; tämä johtuu paikallisen galaksiryhmän ominaisliikkeestä, joka on noin 600 kilometriä sekunnissa. Doppler-ilmiön seurauksena taivas on hieman lämpimämpi liikkeen suunnassa ja hieman kylmempi vastakkaisessa suunnassa. Kun tätä systemaattisuutta poistetaan, on taustasäteilyn jakauma taivaanpallolla erittäin tasainen eli isotrooppinen. Huomattava edistysaskel taustasäteilyn tutkimuksessa tapahtui, kun 1989–1996 toiminnassa ollut COBE-satelliitti havaitsi siinä pieniä, noin 0,0005 %:n suuruisia epätasaisuuksia. Ne kertovat aineen tiheysvaihteluista varhaisessa maailmankaikkeudessa, ja niistä arvellaan kasvaneen ne ainetiivistymät, joista gravitaation vaikutuksesta syntyivät galaksit ja suuret galaksirakenteet. NASAn vuonna 2001 lähettämä WMAP-satelliitti on lähettänyt kymmeniä kertoja COBEa tarkempia tuloksia suuren mittakaavan epätasaisuuksista taustasäteilyssä. NASA ja ESA aikovat lähettää vuonna 2008 yhteistyössä Planck Surveyor -satelliitin, jonka tarkoituksena on havaita myös pienen mittakaavan vaihteluja. Tähän asti niitä on voitu tutkia vain maanpäällisillä interferometreillä (esimerkiksi Andeilla ja Etelämantereella) sekä säähavaintopallojen bolometreillä. Pinnalta tehtävien havaintojen ongelmina ovat rajattu näkyvyys, ilmakehän oma lämpösäteily sekä vesi, joka absorboi mikroaaltoja (tähän perustuu mikroaaltouunin toiminta). Suomessa tätä kosmologiaan liittyvää tutkimusta tekee muun muassa professori Kari Enqvist Helsingin yliopistossa. Suomi osallistuu LFI-instrumentin rakentamiseen ESAn Planck-luotaimeen.

Lähteet

- Englanninkielinen Wikipedia
- CD-Fakta 2004
- [http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/dmr_image.cfm NASA] Luokka:Kosmologia ja:宇宙背景放射

1936

Tapahtumia

- 20. tammikuuta - Edward VIII nousi Yhdistyneen kuningaskunnan ja Irlannin kuninkaaksi ja Intian keisariksi isänsä, Yrjö V:n kuoleman jälkeen.
- 23. tammikuuta - Suomessa sisäministeriö kielsi nuorisojärjestö Sinimustien toiminnan.
- 6. - 16. helmikuuta talviolympialaiset Garmisch-Partenkirchenissä, Saksassa
- 26. helmikuuta - 1400 sotilasta valtasi hallintorakennukset Tokiossa. He vaativat kenraali Kazushige Ugakin pidätystä ja Sadao Arakin nimitystä Kwantungin armeijan johtoon. Hirohito määräsi 123 salaliittolaista pidätettäviksi. 19 teloitettiin heinäkuussa.
- 7. maaliskuuta - Versaillesin rauhan vastaisesti Saksan miehittää Reininmaan.
- 1. huhtikuuta - Itävaltaan yleinen asevelvollisuus.
- 5. huhtikuuta ja 6. huhtikuuta - Kaksi eri tornadoa iskee Tupeloon, Mississippiin ja Gainesvilleen, Georgiaan surmaten 233 ja 203 ihmistä.
- 7. huhtikuuta - Cortes erottaa Espanjan presidentin Alcala Zamoran.
- 20. huhtikuuta - Abessinia evakuoi Addis Abeban
- 2. toukokuuta - Keisari Haile Selassie pakeni Adeniin.
- 5. toukokuuta - Italia valloitti Addis Abeban.
- 9. toukokuuta - Italia liitti virallisesti Etiopian itseensä.
- 28. toukokuuta - Alan Turing lähetti On Computable Numbersin julkaistavaksi
- 17. heinäkuuta - Espanjan sisällissota: Kapina Marokossa. Francisco Franco ja muut kenraalit liittyvät vallankaappaukseen vasemmistohallitusta vastaan.
- 18. heinäkuuta - Francon joukot nousevat maihin Marokossa ja Barcelonassa.
- 5. elokuuta - Sotilasvallankaappaus Kreikassa, Ioannis Metaxas valtaan.
- 1. lokakuuta - Franco nimitettiin Jefe del Estadoksi Burgosissa.
- 25. lokakuuta - Italian ja Saksan ystävyyssopimus, "Rooman-Berliinin akseli"
- 13. lokakuuta - Säännöllinen lauttaliikenne alkoi Doverin ja Calaisin välillä.
- 23. lokakuuta - Saksan Legion Condor liittyy Espanjan falangisteihin.
- 3. marraskuuta - Franklin D. Roosevelt valitaan uudelle kaudelle USA:n presidentiksi Alf Landonia vastaan.
- 16. marraskuuta - Edward VIII ilmoitti pääministerille aikovansa naida Wallis Simpsonin.
- 25. marraskuuta - Saksa ja Japani solmivat anti-komintern-sopimuksen Neuvostoliittoa vastaan. Italia liittyi sopimukseen 1937.
- 10. joulukuuta - Edward VIII luopui kruunusta.
- 12. joulukuuta - Yrjö VI kruunattiin Yhdistyneen kuningaskunnan kuninkaaksi
- 12. joulukuuta - Xi'anin tapaus: Kenraalit kaappaavat Chiang Kai-shekin pakottaakseen hänet liittoon kommunistien kanssa Japania vastaan.

Syntyneitä

- 10. tammikuuta - Stephen Ambrose, historioitsija (k. 2002)
- 10. tammikuuta - Robert Wilson, fyysikko, radioastronomi, Nobel-voittaja 1978
- 11. helmikuuta - Burt Reynolds, näyttelijä
- 18. maaliskuuta - Frederik Willem de Klerk, Etelä-Afrikan presidentti
- 19. maaliskuuta - Ursula Andress, näyttelijä
- 23. huhtikuuta - Roy Orbison, laulaja (k. 1988)
- 17. toukokuuta - Dennis Hopper, näyttelijä
- 17. toukokuuta - Lars Gustafsson, ruotsalainen kirjailija
- 26. kesäkuuta - Robert Maclennan, brittipolitiikko
- 2. heinäkuuta - Erkko Kivikoski, suomalainen elokuvaohjaaja.
- 31. elokuuta - Matti Klinge, historioitsija, professori
- 2. syyskuuta - Andrew Grove, Intelin perustaja
- 7. syyskuuta - Buddy Holly, laulaja, Rock'n'Roll-pioneeri (k. 1959)
- 29. syyskuuta - Silvio Berlusconi
- 5. lokakuuta - Václav Havel, tšekkiläinen kirjailija ja poliitikko

Kuolleita

- 18. tammikuuta - Rudyard Kipling, kirjailija
- 20. tammikuuta - Yrjö V, Yhdistyneen kuningaskunnan ja Irlannin kuningas, Intian keisari
- 4. helmikuuta - Wilhelm Gustloff, Sveitsin natsipuolueen johtaja, salamurha
- 19. helmikuuta - Billy Mitchell, ilmailupioneeri
- 27. helmikuuta - Ivan Pavlov, fysiologi ja psykologi
- 11. kesäkuuta - Robert E. Howard, fantasiakirjailija
- 18. kesäkuuta - Maksim Gorki, kirjailija
- 20. heinäkuuta - Kenraali José Sanjurjo, nationalistikapinallinen, lento-onnettomuus
- 2. elokuuta - Louis Blériot, ilmailupioneeri
- 19. elokuuta - Federico García Lorca, kirjailija, pidättiin ja teloitettiin
- 2. lokakuuta - Juho Sunila, poliitikko
- 20. marraskuuta - José Antonio Primo de Rivera, falangistien perustaja ja marttyyri.
- 9. joulukuuta - Arvid Lindman, Ruotsin pääministeri 1906–1911 ja 1928–1930
- 14. joulukuuta - Vihtori Kosola, Lapuan liikkeen ja Isänmaallisen kansanliikkeen puheenjohtaja. Luokka:1930-luku ms:1936 ko:1936년 ja:1936年 simple:1936 th:พ.ศ. 2479

Elliptinen galaksi

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

Rakenne

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

Synty

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

Tunnettuja elliptisiä galakseja

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

Katso myös

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

Spiraaligalaksi

Rakenne

Luokittelu

Hubblen luokittelu jakaa spiraaligalaksit tavallisiin spiraaligalakseihin (S) ja