:: wikimiki.org ::

Kaksoistähti

Kaksoistähti

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

Kaksoistähtien havainnointimenetelmistä

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

Useampikertaiset tähdet

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

Kaksoistähtien luokittelu

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

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

Sirius

Sirius (α Canis Majoris, α CMa) Ison koiran tähtikuviossa on Maasta katsoen tähtitaivaan kirkkain tähti. Nimi tulee kreikan sanasta seirios, joka tarkoittaa kuumaa, polttavaa. Sirius tunnetaan myös Ison Koiran tähdistön nimestä johdetulla nimellä Koirantähti ja kansanperinteisellä nimellä Kalevan tähti. Siriuksen näennäinen kirkkaus on −1,42^m, todellinen valovoima +1,45^M. Sirius sijaitsee 8,7 valovuoden etäisyydellä Maasta. Se on kolmanneksi lähimpänä meitä oleva paljain silmin näkyvä tähti. Sitä lähempänä ovat vain Aurinko ja Rigil Kentaurus (α Centauri). Viimeksi mainittuun kuuluu kolme toisiaan kiertävää tähteä, jotka kuitenkin paljain silmin näkyvät yhtenä. Sirius on kaksoistähti, jossa kirkasta tähteä (Sirius A) kiertää pieni valkoinen kääpiö (Sirius B). Sirius A kuuluu spektriluokkaan A1V. Se on meidän Aurinkoamme jonkin verran suurempi, valovoimaisempi ja kuumempi tähti, jonka valo on väriltään valkoista. Saksalainen tähtitieteilijä Friedrich Bessel päätteli Siriuksen seuralaisen olemassaolon jo vuonna 1844 havaittuaan, että Siriuksen liikerata suhteessa kaukaisiin tähtiin oli aaltomainen. Alvan Clark onnistui havaitsemaan Sirius B:n 18 vuotta myöhemmin testatessaan juuri valmistamaansa linssikaukoputkea. Se on ensimmäinen löydetty valkoinen kääpiötähti. Muinaisessa Egyptissä Sirius, joka tunnettiin nimellä Sothis, toimi merkkinä maan maataloudelle elintärkeän Niilin tulvan alkamisesta. Kun Sothis heinä-elokuun vaihteessa nähtiin Memfisissä ensi kerran aamutaivaalla (heliakkinen nousu), tiedettiin että Niili alkaisi pian tulvia. Roomalaisen runoilijan Horatiuksen mukaan metsästäjä Orionin koira oli nimeltään Sirius. Nimitys Koirantähti juontunee tästä.

Havaitseminen

Suomessa Sirius näkyy talvitaivaalla matalalla etelässä, Ison Koiran tähdistössä. Pienen horisonttikorkeuden vuoksi tähti tuikkii voimakkaasti ja näyttää koko ajan vaihtavan väriään. Kaukoputki ei paljasta mitään uusia yksityiskohtia, tosin seuralaistähti on havaittavissa noin 30 cm:n kaukoputkella. Tulevaisuudessa tähdet näyttävät vielä lähentyvän toisiaan ja valkoisen kääpiön havaitseminen vaikeutuu entisestään. Sirius on aiheuttanut vilkkumisensa ja kirkkautensa johdosta monta turhaa ufohavaintoa.

Katso myös

- Siriuksen Kyberneettinen Kauppakomppania Luokka:Tähdet Luokka:Kirkkaimmat tähdet ja:シリウス

Interferometri

Interferometri on laite, joka yhdistää kahdesta eri lähteestä tulevat valoaallot tai muut aallot yhdeksi kuvaksi eli interferenssikuvioksi. Tietoa kohteesta saadaan vasta tätä interferenssikuviota tutkimalla. Tutkitaan myös interferenssikuvion muutoksia joita tulee kun interferometria säädetään. Näkyvän valon alueella interferometria vaatii yleensä suuria määriä valoa eli kirkkaita kohteita ja on siksi ennen harvoin käytetty, vaikka onkin tunnettu jo 1800-luvulta. Tähtitieteessä interferometri parantaa kohteen havaitsemisen tarkkuutta eli erotuskykyä. Se poistaa ilmakehän rauhattomuudesta aiheutuvaa kohteen leviämistä. Interferometri yhdistää kaksi tai useampaa kaukoputkea, esim laitteissa COAST, NPOI ja IOTA. Myös maailman suurimmalla Keck-kaukoputkiparilla on käytetty interferometriaa. Pian otetaan käyttöön VLT tai VLTI. Radioteleskoopeissa interferometriaa on käytetty pitkään.

Intensiteetti-interferometri

Interferometri perustuu ajatukseen, että saman vaiheiset (esim ylhäällä - ylhäällä) olevat valoaallot vahvistavat toisiaan. Interferometrissa käytetään aina suodatettua, tietyn väristä valoa eli tiettyä valon aallonpituutta. Jos samasta kohteesta tulevat eri raolla varustetulla levyllä peitettyyn kaukoputkiin valo yhdistetään, syntyy interferenssikuvio, jossa on viivoja. Näkyvän valon aallonpituudella interferometreilla on pitkään mitattu tähtien läpimittoja. Ns. intensitetti-interferometrilla on onnistuttu mittaamaan muutaman kymmenen kirkkaan tähden kulmaläpimitat. Tällä menetelmällä mitataan kapean raon läpi tähden tietystä kohdasta tuleva valo kahdella kaukoputkella, joiden etäisyyttä muunnellaan. Kun valoaallot vahvistavat toisensa eli yhdistetty kohteiden kuva on kirkkaimmillaan, kaukoputkien asentojen erosta saadaan kohteen kulmaläpimitta. Jos kaksi valonsädettä ovat samassa vaiheessa ja täsmälleen saman värisiä, valoaallot ovat koherentteja. Kaksi koherenttia valonsädettä tulevat täsmälleen samassa suunnassa (kulmassa) interferometriin. Nykyaikana kohenrenssiasteen mittaus suoritetaan elektronisesti. Ajatus on löytää koherenssipoikkeama eli samasta tähden osasta lähtevät valonsäteet on saatava inkoherenteiksi. Inkoherenssi saavutetaan, kun kaukoputkia siirretään kyllin kauas toisistaan kunnes tähdestä tulevien valokuvioiden interferenssiviivat häviävät. Menetelmä on kuitenkin erittäin vaativa ja sopii vain hyvin kirkkaille kohteille.

Täpläinterferometria

Täpläinterferometrialla otetaan tähdestä hyvin suurella suurennuksella 1/50 sekunnin vauhtia kuvia, jotka yhdistetään ja käsitellään tietokoneella. Näin saadaan näkyviin kuvaa levittävä ilmakehän rauhattomuus, joka myös poistetaan kuvasta tietokonekäsittelyllä. Luokka: Tähtitiede

Täpläinterferometria

Täpläinterferometria on tähtitieteessä menetelmä, jolla parannetaan kaukoputken tarkkuutta poistamalla ilmakehän aiheuttama häiriö pois. Kaukoputken tarkkuus kasvaa noin 30-kertaiseksi. Kohteesta otetaan peräkkäin satoja kuvia noin 10 -- 20 millisekunnin välein. Kuvat pistetään päällekkäin tietokoneella, siten, että niiden kirkkaimmat pisteet osuvat päällekkäin. Tämän jälkeen syntyneestä kuvasta häivytetään ylimääräinen informaatio tuottamalla siitä tietokoneella ns. keskimääräinen bispektri ja Fourierin spektri, josta tuotetaan lopullinen kuva. Matemaattinen käsittely suodattaa pois kuvan leviämisen ilmakehän väreillessä eli ns seeing-kiekon. Seeing-kiekko koostuu kirkkaista läiskistä. Näin päästään lähelle kaukoputken todellista erotuskykyä. Täpläinterferometrian keksi Antoine Labeyrie 1970. Infrapunakuvalle voidaan käyttää pidempää 100 millisekunnin valotusaikaa. Täpläinterferometrian ajatus on eliminoida pois valonlähteestä yhtä kuvapistettä vastaavan ns. Airyn kiekon leviäminen laajalle alueelle, samaan tapaan kuin väreilevästä tai aaltoilevasta vedestä heijastuva valonlähteen kuva täplittyy. Yhdessä alle 10 millisekunnin aikana otetussa kuvassa ilmakehän luontainen väreily on "jäätynyt" paikoilleen. Ilmakehä on silti levittänyt yksittäistä kuvaa eli aivan kaukoputken teoreettiseen erotuskykyyn ei tälläkään menetelmällä ylletä. Täpläinterferometrian käyttöä rajoitti aluksi pienten valotusaikojen tarve: menetelmä ei sovi himmeille kohteille, jotka vaativat suuria valotusaikoja. tarvitaan myös suuria suurennuksia. Toinen rajoittava tekijä oli suuren laskentetehon omaavien tietokoneiden harvinaisuus: menetelmä vaatii raskaita matemaattisia muunnoksia. Tietokoneiden laskentakapasiteetti on tehostunut sitten 1970-luvun ja tehokkaat supertietokoneet yleistyneet. Nykyään käytetään tähtitieteessä tavallisesti valokuvauslevyä 10 kertaa herkempiä CCD-kennoja, jotka ottavat talteen 70% tulevista valonsäteistä. Tekniikan edistymisen takia täpläinterferometria (speckle-interferometria) on käytössä nykyään laajalla alueella. Luokka: Tähtitiede

Spektroskooppinen kaksoistähti

Spektroskooppinen kaksoistähti ilmenee vain spektristä eli analysoitaessa spektroskoopilla tähden säteilemää valoa. Tähdet ovat niin lähekkäin, tavallisesti alle 0,01" :n päässä toisistaan, ettei niitä havaita kaukoputkella, täpläinterferometrialla tai tähdenpeiton avulla. Spektrissä on esim. kahden tähden spektrit päällekkäin tai vain toisen tähden spektriviivojen siirtymistä säännöllisesti. Spektrissä havaitaan tähtien rataliikkeestä johtuva Dopperin siirtymä jaksottain punaiseen tai siniseen päin. Tämä kertoo tähden etääntyvän ja lähestyvän meitä. Jos havaitaan toinen spektri, sen viivat siirtyvät aina vastakkaiseen suuntaan esim. jos päätähden spektriviivat siirtyvät punaiseen päin, sivutähden viivat siniseen. Jotkut spektroskooppiset kaksoistähdet ovat pimennysmuuttujia ja toiset spektroskooppiset kaksoistähdet on tarkemmilla teleskoopeilla todettu kaksoistähdiksi. Esimerkki kaksiviivaisesta spektroskooppisesta kaksoistähdestä on HD 80715. Spektroskooppisten kaksoistähtien ominaisuuksia ei yleensä tunneta tarkasti. Luokka: Tähdet Luokka: Kaksoistähdet

Spektri

Spektri tarkoittaa yleisesti taajuusjakaumaa. Signaalien voidaan ajatella koostuvan eri taajuisten osasten summasta. Spektri saadaan esim valosta tai muusta sähkämagneettisesta säteilystä. Spektrejä voidaan saada ääntä, hiukkassäteilyä tai mitä tahansa sinaalia, esim kuvasignaalia, analysoimalla. Spektritutkimusta sanotaan spektroskopiaksi.

Valon spektri

spektroskopia Valon spektri syntyy esimerkiksi valon kulkiessa prisman läpi. Valon eri aallonpituudet (taajuudet) taittuvat eri tavoin ja näkyvät eri värisinä. Näkyvän valon lyhytaaltoinen pää on violetti ja pitkäaaltoinen punainen. Se ulottuu aallonpituuksista 390 -- 720 nm, joskin jotkut näkevät 380 -- 780 nm. Ihmissilmän näkökyvyn huippu on keltaisessa 555 nanometrissä.

Jatkuva spektri

punainen Jos spektrissä on hyppäyksittä kaikkia aallonpituuksia sateenkaaren tavoin punaisesta oranssin, keltaisen, vihreän ja sinisen kautta violettiin, sitä kutsutaan jatkuvaksi spektriksi.

Viivaspektri

aallonpituuksia) emissioviivaspektri.]] Jos spektrissä on vain tiettyjä aallonpituuksia, sitä kutsutaan viivaspektriksi. Tietyt aallonpituudet ovat spektriviivoja. Fysiikan lakien mukaan tietty alkuaine tuottaa tietyssä lämpö- ym. tilassa vain tietyt viivat. Viivaspektri kertoo rajatusta alkuainekoostumuksesta. Kirkkaat spektriviivat ovat emissioviivoja. Esim loisteputki säteilee emissioviivoja. Jatkuvan spektrin päällä olevat tummat viivat ovat absorbtioviivoja tai imeytymisviivoja. Ne syntyvät tietyn taajuisten valonsäteiden imeytyessä tiettyihin atomeihin tai molekyyleihin. Spektriviivoista voi alkuainekoostumuksen lisäksi päätellä vaikkapa kappaleen liiketiloja. Luokka:Aaltoliike Luokka:Optiikka

Eksoplaneetta

Eksoplaneetaksi kutsutaan Aurinkokuntamme ulkopuolelta löydettyä, eli ekstrasolaarista planeettaa. Jupiterin kokoluokkaa olevia eksoplaneettoja on havaittu epäsuorilla keinoilla, mittaamalla eksoplaneettojen vaikutusta tähden liikkeeseen. On myös havaittu joidenkin tähtien valon himmenemistä eksoplaneetan kulkiessa tähden yli. Vielä vuonna 2005 joistain valokuvista joiden väitetään esittävän eksoplaneettoja kiistellään.

Eksoplaneettojen lyhyt historia

On väitetty pitkään joidenkin tähtien ympärillä olevan planeettoja. Esim van de Kamp on väittänyt, että Barnardin tähteä kiertää planeetta, joka aiheuttaa jaksollisia muutoksia Barnardin tähden paikkaan. Muut tutkijat eivät ole kyenneet väitettä todentamaan. 1980-luvulla varmistui, että joidenkin tähtien ympärillä on pölykiekkoja, mikä viittaa epäsuorasti planeettojen olemassaoloon. Jo 1989 väitettiin Gamma Cepheillä olevan planeetta, mutta tähän liittyvistä spektrihavainnoista kiistellään yhä. 1990-luvulla avaruusteleskooppi kuvasi orionin sumusta esiplanetaarisia kiekkoja, mikä myös vihjasi aurinkokunnan ulkopuolisten planeettojen olemassoloon. Ensimmäinen eksoplaneetta löydettiin vuonna 1992 erään neutronitähden ympäriltä radioteleskopian avulla. Planeetta aiheutti muutoksia neutronitähden paikkaan ja sitä kautta sieltä tulevien radiopulssien saapumisaikoihin. Massaltaan se oli todella pieni, vain 0,15 Jupiterin massaa. Saman pulsarin ympäriltä löydettiin myöhemmin myös kaksi muuta eksoplaneettaa: isompi ja pienempi Maan massainen. Seuraavaa eksoplaneetta löydettiin vuonna 1995 erään auringonkaltaisen tähden ympäriltä. Tämä oli jo vähän isompi, massaltaan jo puolet Jupiterin massasta ja sen kiertoaika päätähtensä ympäri on vain 4,2 vuorokautta ja lisäksi planeetta kiertää lähellä päätähteään: 0,05 AU:ta. Vuoden 1995 jälkeen on löydetty jo yhteensä yli sata eksoplaneettaa, niin ylikulku-, kuin paikanmittausmenetelmälläkin. 5 -- 7%:lla tähdistä on eksoplaneetta. Syyskuussa 2005 on löydetty 169 eksoplaneettaa, joisa 18 systeemillä on 2 tai enemmän eksoplaneettoja. 15 kaksoistähdellä on eksoplaneetta. 5 eksoplaneetoista on ns resonanssissa eli niiden kiertoaikojen suhde on vaikkapa 2:1. Eksoplaneettoja on myös kaksoistähdillä joilla ei yhteen aikaan uskottu olevan planeettoja. Eksoplaneettajahdissa ovat kunnostautuneet etenkin kalifornialaiset Geoffrey Marcy ja Paul Butler. Suoraa valokuvaa eksoplaneetasta ei ole vieläkään tosin saatu, spektrihavaintoja sen sijaan kyllä. Tähdestä 2M1207 otetussa valokuvassa arvellaan näkyvän eksoplaneetta, mutta tutkimukset jatkuvat vielä tiedon varmistamiseksi. Tietoa pidetään jo lähes varmana. Vuonna 2005 havaittiin ehkä planeetta, ehkä ruskea kääpiö GQ Lupin vierestä. Näin ollen 100%:sesti varmasti valokuvattua eksoplaneettaa ei ole löydetty. Kunhan eksoplaneettojen etsintämenetelmät kehittyvät on odotettavissa yhä vain enemmän ja pienempiä planeettoja ja yhä kauempaa omasta Aurinkokunnastamme. Nykyisten menetelmien rajana on etenkin huono erotustarkkuus.

Miten eksoplaneetat on havaittu?

Eksoplaneetta on vaikea havaita

Maan kokoista eksoplaneetta olisi nykyisellä kaukoputkella mahdoton havaita. Maan heijastaa keskustähtensä, Aurinkonsa valoa. Aurinko on äärimmäisen kirkas, eksoplaneetta äärimmäisen himmeä ja vielä alle kaukoputken erotuskyvyn päässä keskustähdestä, jonka kuva leviää ilmekehän rauhattomuuden takia. Hubblen avaruusteleskooppikaan ei Maata havaitsisi keskustähden kirkkauden takia. Maa säteilee ulos infrapunasäteilyä, jota ei myöskään havaittaisi. Jupiterin Maata suuremman planeetan kirkkaus visuaalisella alueella olis noin 2 miljardisosaa keskustähden kirkkaudesta,, infrapuna-alueella 1/10000 Auringon infrapunasäteilystä. Helpointa planeetan havaitseminen on millimetrialueella , sillä planeetan kirkkaus on 3/1000 keksustähden millimetrialueen kirkkaudesta.

Ei valokuvia eksoplaneetoista?

Vuonna 2005 ei ole saatu suoraa kuvaa yhdestäkään eksoplaneetasta. Ainoat kuvat ovat taiteilijan näkemyksiä. Eksoplaneetta on yleensä hyvin lähellä kirkasta keskustähteä, joka hukuttaa sen valoonsa. Havaitsemista vaikeuttavat mm. ilmakehän rauhattomuus ja teleskooppien huono erotuskyky ts. ei voida havaita niin pieniä kohteita kuin mitä planeetat ovat. Väitetyt valokuvatut eksoplaneetat ovat olleen mm. ruskeita kääpiöitä tai muita tähtiä. Tähdiltä GQ Lupi ja 2M1207 on havaittu ehkä muutaman Jupiterin massaiset seuralaiset valokuvaamalla, muttei ole päätetty, ovatko ne ruskeita kääpiöitä vai planeettoja. GQ Lupi on alle miljoonan vuoden ikäinen nuori tähti 450 miljoonan valovuoden päässä Auringosta. tähdellä on esiplanetaarinen kiekko ja planeetan tai ruskean kääpiön etäisyys on 100 AU. Monet arvioivat GQ Lupi b:n, havaitun kohteen, massaksi muutaman Jupiterin massan, mutta arviot vaihtelevat välillä 1-42 Jupiterin massaa. Jos kohteen massa on yli 11 jupiterin massaa, on kyseessä ruskea kääpiö. Joistain "kuumista Jupitereista" kuten HD 209458b ja TrES-1 on havaittu lämpösäteilyä joka tulee tähden valon päälle.

Eksoplaneetta aiheuttaa muutoksia tähden nopeuteen ja spektriin

Useimmat eksoplaneetat on havaittu spektroskooppisella menetelmällä. Massiivinen eksoplaneetta huojuttaa vetovoimallaan keskustähteä. Jos planeetta on lähellä keskustähteä, planeetan vetovoimallaan aiheuttama tähden huojuminen tapahtuu lyhyissä jaksoissa planeetan kiertoajan mukaan. Keskustähden huojumisen nopeus mitataan. Tämä nopeus huomataan tähdestä tulevan valon aallonpituuden muutoksina. Kyse on Dopplerin ilmiöstä, jossa lähestyvästä kappaleesta tulevat valoaallot kutistuvat siniseen päin ja etääntyvästä kohteesta tulevat valoaallot laajenevat siniseen päin. Etääntyvä kappale vetää valolaaltoja laajemmiksi, lähestyvä painaa niitä kasaan. Lähestyvä kappale tuottaa sinisiirtymän ja etääntyvä punasiirtymän. Punasiirtymä näkyy spektriviivojen siirtymisenä punaiseen päin. Huomataan, että tähden spektriviivat huojahtelevat keskuspaikkansa yli säännöllisessä jaksossa eli havaitaan sekä punasiirtymä että sinisiirtymä. Keskustähden spektrissä näkyy ainoastaan tähden säteisnopeuden muutokset jotka tapahtuvat planeetan kiertoajan jaksoissa. Säteisnopeus on tähden nopeus kohtisuoreen havaitsijaa vastaan ts. joko havaitsijasta poispäin tai havaitsijaan päin. Siksi spektroskooppista menetelmää sanotaan myös säteisnopeudeksi. Voidaan havaita vain yli 3 m/s nopeuksia. Tämä tarkoittaa Auringon massaiselle tähdelle havaittua massaa 33
- Me
- sin
- i, missä me on Maan massa ja i kaltevuus. Spektroskooppinen menetelmä tuottaa siis vain massan ja kaltevuudesta riippuvan luvun tulon, ei esim suoraan eksoplaneetan massaa. Maan etäisyydellä olevaa Auringon massaista Maan kokoista planeetta ei menetelmällä pysty havaitsemaan. Spekroskooppinen menetelmä sopii spektriluokkien F5-M tähdille, F5:tä kuumemmat tähdet pyörivät nopeammin, sykkivät, ovat hyvin aktiivisia ja niiden spektrissä on vähemmän mittaukseen sopivia piirteitä.

Tähden yli kulkeva eksoplaneetta himmentää sen valoa

Joissain tapauksissa voidaan havaita tähden valon hienoista himmenemistä eksoplaneetan kulkiessa tähden yli. Jos siis jonkin tähden valo himmenee säännöllisesti hieman, sillä on eksoplaneetta. Jupiterin kokoinen eksoplaneetta himmentää tähden valoa vain 1%:n. Tämä tapa havaita eksoplaneetta on ns. ylikulkukeino. Tässäkään tapauksessa itse eksoplaneettaa ei nähdä suoraan. Tätä menetelmää rasittaa se, että sillä voidaan havaita vain sopivalla tavalla kaltevilla radoilla olevia eksoplaneettoja. Jos havaittavan eksoplaneetan kiertoaika on pitkä ts. se on kaukana keksustähdestä, vaaditaan pitkäaikaisia tarkkoja havaintoja.

Pulsarin pulssien ajat muuttuvat

Pulsarit ovat säännöllisesti pyöriviä tähtiä, joiden magneettikenttä katkoo radiosäteilyä säännöllisiksi pulsseiksi. Jos pulsaria kiertää planeetta, se muuttaa pulssien tuloaikoja. Pulsarit ovat kuolleita tähtiä, ja pulsarien planeetat myös kuolleita. Se, että pulsareilla yleensä on planeettoja, kertoo siitä että planeettojen syntyminen on tavallista ja sitä tapahtuu hyvinkin erilaisissa oloissa.

Tihentymiä ja harventumia pölykiekoissa

On myös havaittu mm. spiraalimaisia ja rengasmaisia tihentymiä ja harventumia tähtiä ympäröivissä pölykiekoissa. Nämä ovat syntyneet luultavasti eksoplaneettojen aiheuttamista häiriöistä. GM Aurigae on miljoonan vuoden ikäinen tähti, jonka ympärillä olevassa esiplanetaarisessa kiekossa on jättiläisplaneettoja vastaavalla etäisyydellä aukko. Tämä vihjaa jättiläisplaneettojen syntyvän hyvin nopeasti. Fomalhautin ympärillä olevan pölykiekon tähdestä poikkeava keskipiste selittynee planeetalla, joka kiertää tähteään 7,4 -- 10,5 miljardin kilometrin (50 -- 70 AU) päässä keskustähdestä. Renkaan keskipiste on noin 15 AU:n päässä keskustähdestä ja se ulottuu 133 AU:n päähän kohteestaan.

Tähden paikan muutos valokuvauslevyllä

Varsinkin raskas, kaukana oleva eksoplaneetta siirtelee tähteä ratajaksonsa aikana, koska sekä tähti että planeetat kiertävät toisiaan yhteisen painopisteen ympäri. Tämä menetelmä vaatii tarkkoja havaintoja tähden paikasta pitkältä aikaväliltä. Nykyisten kaukoputkien tarkkuus on jopa 20 mikrokaarisekunta jolla voitaisi havaita 66 maan massainen jättiläisplaneetta , joka on 1 AU:n päässä Auringon massaisesta keskustähdestä. Tällä menetelmällä ei ole havaittu yhtään eksoplaneettaa. On joskus väitetty joillain tähdillä, esim 61 Cygni ja Barnardin tähti, olevan astrometrisesti havaittavia planeettoja, mutta tätä ei ole kyetty todistamaan.

Eksoplaneettojen ominaisuuksista

Havaittujen eksoplaneettojen muodostamat "Aurinkokunnat" eivät ole yleensä saman tyyppisiä kuin omamme. Monet eksoplaneetat kiertävät lähellä keskustähteään ja soikeilla radoilla. Monet löydetyt eksoplaneetat ovat "kuumia Jupitereita", karkeasti Jupiterin massaisia jättiläisplaneettoja, jotka kiertävät emotähteään hyvin lähellä, noin 0,05 AU:n päässä. Spektroskooppiselle menetelmällä onkin helpointa havaita hyvin massiivinen "kuuma jupiter". Monet kauempana olevat eksoplaneetat ovat soikeilla radoilla. Monien eksoplaneettojen tarkkaa massaa ei tunneta, johtuen mittausmenetelmästä joka kertoo vain planeetan liikenopeuden yhdessä suunnassa. Itse eksoplaneettojahan ei nähdä, ainostaan niiden keskustähteä heiluttava vaikutus. Eräästä "kuumasta Jupiterista" haihtuu kaasua komeettamaiseen pyrstöön. Monet kauempana olevat eksoplaneetat kiertävät emotähteään hyvin soikeilla radoilla, ne ovat siis "eksentrisiä jupitereita". On esitetty teoria, jonka mukaan Jupiterin massan tai alle olevilla planeetoilla ratojen soikeus tasaantuu esiplanetaarisen kiekon kehittyessä, mutta suurimassaisen kappaleen soikeus kasvaa. 3,2 -- 10 Jupiterin massaiset planeetat olisivat soikeilla radoille, joiden soikeus e on 0,31 +- 0,08. Ns. normaaleilta tähdiltä ei ole toistaiseksi löydetty Maan massan luokkaa olevia kohteita, pienimmät eksoplaneetat ovat Neptunuksen kokoluokkaa. Poikkeuksena ovat pulsarien eksoplaneetat. Ei osata sanoa, miksi eksoplaneetta-aurinkokunnat poikkeavat niin paljon omastamme, jossa jättiläisplaneetat ovat ympyrämäisellä radalla kaukana keskustähdestään Auringosta. Toistaiseksi eksoplaneettojen löytömenetelmät ovat valikoivia, helpointa on havaita lähellä tähtiä olevia hyvin massiivisia kohteita. Eksoplaneettojen massajakauma noudattaa kaavaa dN/dM=M^-1,25. Jos kahden Jupiterin massaisia eksoplaneettoja on 10 kappaletta, yhden Jupiterin massaisia on 23,5 kappaletta ja neljän Jupiterin massaisia 4,5 kappaletta. Kuuden Jupiterin massaisia on 3 ja kahdeksan Jupiterin massaisia 8 kappaletta ja 14 Jupiterin massaisia 1 kappale.

Eksoplaneetta kiertää usein metallirikasta tähteä

Eksoplaneetan löytötodennäköisyys näyttää riippuvan keskustähden metallipitoisuudesta. Mitä metallipitoisempi tähti on, sitä todennäköisemmin sillä on eksoplaneettoja. Jos metallipitoisuus on 1/3 Auringon metallipitoisuudesta, eksoplaneettaa ei löydy lainkaan. Aurinkoa metallirikkaammilta tähdiltä löytyy todennäköisemmin eksoplaneettoja kuin suunnilleen Auringon tyyppiseltä. Jos tähden metallipitoisuus on 1,5 kertaa Auringon metallipitoisuus, tähdellä on 2-kartaisella todennäköisyydellä eksoplaneettoja, ja jos metallipitoisuus on kaksinkertainen, eksoplaneettoja on 4,5 kertaisella todennäköisyydellä ja jos metallipitoisuus on 3x auringon, eksoplaneetta löytyy 11-kertaisella todennäköisyydellä metallipitoisuuudeltaan Auringon tyyppiseen tähteen verrattuna. Metallirikkaus viittaa vetyä ja heliumia raskaampien aineiden yleisyyteen. Raskaat aineethan ovat planeettojen raaka-ainetta. Oletetaan, että matalliköyhillä tähdillä on vain komettapilvi ympärillään.

Kuumien Jupiterien synty ja migraatio

:Pääartikkeli:Migraatioteoria Oletetaan "kuumien jupiterien" vaeltaneen kasvunsa aikana kaasukiekossa lähelle emotähteään. On nimittäin hyvin vaikea selittää jättiläisplaneetan synty hyvin lähellä, alle 0,1 AU:n päässä keskustähdestään. Vaeltaminen eli migraatio selitetään mm. vuorovesivoimilla ns Lindbladin resonanssien kanssa. Yleensä tämän tyyppisessä tapauksessa Jupiter ajautuisi Aurinkoon noin 10000 vuodessa, jos Jupiter liikkuisi planetesimaalien ja kaasun muodostamassa kiekossa. Toisen tyyppisessä migraatiossa planeetta avaa aukon kiekkoon vetovoimallaan. Tällöin vaikuttavat viskoosit vuorovaikutukset, joissa planeetta on laskennallisesti ikään kuin mikä tahansa kiekon hiukkanen. Tällöin Jupiter ajautuisi Aurinkoon 1000 -- 100000 vuodessa. Tällöin herää kysymys, miksei aurinkokunnassamme tapahtunut huomattavaa migraatiota kuin ehkä Uranuksen ja Neptunuksen ajautuminen ulospäin. On luultavaa, että planeettakuntien syntyessä eri puolilla eri aikoina oli ominaisuuksiltaan hyvin erilaisia kiekkoja, jotka tuottivat erilaisia planeettakuntia. Muun muassa esiplanetaaristen kaasu- ja pölykiekkojen tiheydet ja viskositeetit poikkesivat toisistaan. Koska eksoplaneettoja on kahdenlaisa, lähellä keskustähteään olevia ympyrärataa kiertävä ja kaukana olevia soikeilla radoille kiertäviä, on ilmeisesti kaksi migraatiomekanismia.

Haasteita migraatioteorialle

Migraatioteorian haastoi 2005 havainto, jossa kolmoistähden komponenttia HD 188753 A kiertää ainakin 1,14 jupiterin massainen planeetta etäisyydellä 1/12 AU keskustähdestään 3.3 päivässä. 25.7 AU:n päässä kiertää kaksi tähteä toisiaan kerran 156 päivässä. Nämä tähdet estävät tutkijoiden mahdollisuuden, että jättiläisplaneettoja olisi muodostunut kaukana keskustähdestä ja ajautunut lähemmäs, niin kuin nykyinen kuumat jupiterit selittävä migraatioteoria olettaa.

Planeettakuntien syntyteoriat

Planeettakuntien synnystä on esitetty kaksi vastakkaista teoriaa: Kasautumisteorian mukaan planeetat syntyvät kaasusta tiivistyneistä hiukkasista törmäilemällä ensin kiven, sitten asteroidin ja lopulta planeetan kokoisiksi kappaleiksi. Jupiterin tyyppiset jättiläisplaneetat syntyvät siten, että aluksi syntynyt kivinen ja jäinen alkuplaneetta kerää ympärilleen ensin kaasukehän ja lopulta raskaan kaasuvaipan. Kiekkoepävakaisuusteorian mukaan esiplanetaariseen kiekkoon syntyy kiekon kaasun oman painovoiman ansiosta tiivistymiä pienistä häiriöistä. Tiivistymät kutistuvat planeetoiksi, koska niiden tiheys ylittää kriittisen tiheyden ja massa Jeansin massan. Tämä tuottaa suoraan Jupiterin tyyppisiä jättiläisplaneettoja, joista voi haihtua kaasua pois esim Auringon kuumentavan vaikutuksen tai auringosta tulevan hiukkastuulen ansiosta. Nykyään monet tutkijat suosivat kasautumisteoriaa. Ei osata silti sanoa, onko planeettojen muodostuminen esiplanetaarisen kiekon epävakaisuuksista silti mahdollista esim. tietyn tyyppisissä esiplanetaarisissa kiekoissa. Kasautumisteoriaa suosii eksoplaneettojen syntymekanismiksi esim. se, että metallipitoisilla tähdillä on havaittu eniten planeettoja ja se, että pulsareilla on planeettoja. Kasautumisteoria vaatii mieluummin suuren määrän raskaita alkuaineita eli metalleja.

Tulevia eksoplaneettahankkeita

- Ranskan avaruusjärjestön CNESin COROT, joka löytää jopa Maan kokoluokan planeettoja ylikulkumenetelmällä. Se laukaistaan vuonna 2005.
- Euroopan avaruusjärjestön ESAn GAIA, jonka toivotaan löytävän kymmeniätuhansia eksoplaneettoja käyttäen havaitsemiensa planeettojen kaasukehän spektrometriaa. Sen laukaisu on suunniteltu tapahtuvan vuonna 2010.
- NASAn KEPLER, joka etsii Maan kokoluokan planeettoja ylikulkumenetelmällä. Laukaistaan 2007

Katso myös

- Pölykiekko
- Esiplanetaarinen kiekko

Aiheesta muualla

- [http://www.extrasolar.net/ Extrasolar Net]
- [http://cfa-www.harvard.edu/planets/ Extrasolar planets Encyclopedia]
- [http://isi9.mtwilson.edu/~david/planets.html Extrasolar planets detection]
- [http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_stars_with_confirmed_extrasolar_planets Wikipedia eng list of exoplanets]
- [http://exoplanets.org/ Exoplanets]
- [http://planetquest.jpl.nasa.gov/index.cfm NASA Planetquest]
- [http://www.public.asu.edu/~sciref/exoplnt.htm Extrasolar planets]
- [http://www.extrasolar.net/ Extrasolar Visions - An Extrasolar Planets Guide] Etsintäprojekteja:
- [http://exoplanets.org/ University of California Planet Search Project]
- [http://obswww.unige.ch/~udry/planet/planet.html The Geneva Extrasolar Planet Search Programmes]
- [http://www.planetquest.org/ PlanetQuest] ;Resursseja:
- [http://www.exoplanet.de/ German Center for Exo-Planet Research Jena/Tautenburg]
- [http://www.astro.uni-jena.de/ Astrophysical Institute & University Observatory Jena (AIU)]
- [http://cfa-www.harvard.edu/planets/ The Extrasolar Planets Encyclopaedia]
- [http://www.princeton.edu/~willman/planetary_systems/ Table of known planetary systems]
- [http://astro.nickshanks.com/library/extrasolar.xml Extrasolar Planet XML Database]
- Andrew Collier Cameron, Extrasolar planets, Physics World (January 2001). (See the [http://physicsweb.org/article/world/14/1/7/2 online version].)
- [http://astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/Staff/perryman/planet-figure.pdf Diagram of planet detection methods - PDF]
- [http://www.exoplanets.info searchable dynamic database of extrasolar planets and their parent stars]
- [http://jumk.de/astronomie/exoplanets/index.shtml List of important exoplanets]
- [http://www.ucm.es/info/Astrof/recopilaciones/planetas_ext.html Extrasolar Planets] - D. Montes, UCM ;Uutisia:
- [http://exoplanets.org/index_gl.html 6-8 Earth-Mass Planet Discovered orbiting Gliese 876]
- [http://www.space.com/scienceastronomy/exoplanet_new_0404015.html Newfound World Shatters Distance Record] from space.com
- [http://www.space.com/scienceastronomy/oldest_planet_030710-1.html Oldest Known World] from space.com
- [http://www.space.com/scienceastronomy/aas_earthsize_020329.html Earth Sized Planets Confirmed] from space.com
- [http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3856401.stm Hubble telescope "discovers 100 new planets"]: BBC news story ;Planeettojen löytöraportteja
- [http://uk.arxiv.org/abs/astro-ph/0404309 A planetary microlensing event] and [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0505451 A Jovian-mass Planet in Microlensing Event OGLE-2005-BLG-071] , the first extrasolar planet detections using gravitational microlensing.

Katso myös

- Luettelo eksoplaneetoista Luokka:Planeetat ko:외계 행성 ja:太陽系外惑星 th:ดาวเคราะห์นอกระบบ

Spektroskooppinen kaksoistähti

Spektri

Valon spektri

Väri	Aallonpituus nanometriä (nm)	Taajuus
violetti	~ 380 -- 430 nm	~ 790 -- 700 THz
sininen	~ 430 -- 500 nm	~ 700 -- 600 THz
syaani	~ 500 -- 520 nm	~ 600 -- 580 THz
vihreä	~ 520 -- 565 nm	~ 580 -- 530 THz
keltainen	~ 565 -- 590 nm	~ 530 -- 510 THz
oranssi	~ 590 -- 625 nm	~ 510 -- 480 THz
punainen	~ 625 -- 740 nm	~ 480 -- 405 THz

Jatkuva spektri

punainen Jos spektrissä on hyppäyksittä kaikkia aallonpituuksia sateenkaaren tavoin punaisesta oranssin, keltaisen, vihreän ja sinisen kautta violettiin, sitä kutsutaan jatkuvaksi spektriksi.

Viivaspektri

Massa

Massa (tunnus m) kuvaa aineen määrää, se on kappaleen tietynlaista suuruutta kuvaava perussuure. Massa tarkoittaa kappaleen hitautta. Arkikielen ilmaisuna käytetään myös "kappaleen painoa". Massan SI-järjestelmän mukainen perusyksikkö on kilogramma. Toinen suurissa massoissa käytetty yksikkö on tonni. Atomimassoja mitattaessa käytetään atomimassayksikköä. Kappaleen massaa voidaan mitata vaa'alla - sanotaan että kappale punnitaan. Vaaka mittaa kappaleen painoa, jota on kuitenkin korjattava kappaleen kelluvuuden ja paikallisen painovoiman mukaan. Ilman painovoimaa massaa voi mitata kiihdyttämällä sitä tunnetulla voimalla. Kappaleen massa kuvaa kappaleen hitautta muuttaa liiketilaansa ja toisaaltaan se kuvaa kappaleen käyttäytymistä painovoimakentässä. Tarvitaan voima muuttamaan massallisen kappaleen liiketilaa. Suhteellisuusteorian mukaan massa on sama asia kuin energia ja toisinpäin, mikä kirjoitetaan E = m, jos nopeuden yksikkö on valonnopeus. Ilmiö havaitaan niin, että jos kappaletta kiihdyttää, sen liike-energian lisäys tarkoittaa myös massan lisääntymistä. Massiivisemman kappaleen kiihdyttäminen vaatii enemmän energiaa, ja siksi kiihdytettäessä lähelle valonnopeutta massa kasvaa rajattomasti, tehden valonnopeuden saavuttamisen mahdottomaksi. Toinen esimerkki massan ja energian yhtenevyydestä on se, kun voimakenttään putoaminen sitoo energiaa, on se havaittavissa massan muutoksena. Vain vahva ydinvoima on niin voimakas, että tämä voidaan havaita suoraan: atomiytimen massa ei ole sama kuin sen osanukleonien massan summa. Edelleen, yksittäisen nukleonin sisäinen vahvan ydinvoiman kenttään sitoutunut energia selittää 90-prosenttisesti¹ havaitun massan. Ei ole kuitenkaan saatu tyhjentävää vastausta siitä, mitä energiaa jäljellejäävä massa vastaa. "Massattoman massan" (mass without mass) teoriaa ei siis ole saatu luotua.

Viite

# Frank Wilczek. Mass without Mass I: Most of Matter. Physics Today on the Web [http://www.aip.org/pt/nov99/wilczek.html]

Katso myös

- Lepomassa
- Liikemassa
- Massaprosentti Luokka:Suureet Luokka:Klassinen mekaniikka ja:質量 simple:Mass

Kontaktikaksoistähti

Kosketuskaksoistähti eli kontaktikaksoistähti on kaksoistähti, jossa lähellä toisiaan kiertävät tähdet ovat niin lähekkäin, että tähden pinnat koskettavat toisiaan. Molemmat tähdet täyttävät Rochen pinnan. Tunnetuin kontaktikaksoistähti on W Ursae Majoris, joka on myös spektroskooppinen kaksoistähti ja pimennysmuuttuja. Kosketuskaksoistähdessä tähtien kaasukehät yhdistyvät toisiinsa. Luokka: Kaksoistähdet

Maa

:Yleisnimenä maa tarkoittaa maaperää tai valtiota. Maa on Aurinkokunnan kolmas planeetta Auringosta lukien. Maan keskietäisyys Auringosta on noin 150 miljoonaa kilometriä, eli määritelmän mukaisesti 1 AU. Maan kiertoaika Auringon ympäri on 365 vuorokautta 6 tuntia ja pyörähdysaika oman akselinsa ympäri on n. yksi vuorokausi eli 23 tuntia 56 minuuttia ja 4,10 sekuntia. Maapallon pyörähdysaika saattaa hieman muuttua luonnonilmiöiden, asteroidi-iskujen yms tapahtumien johdosta. Muutos on silti hyvin vähäistä. Esimerkiksi Joulukuussa 2004 tapahtuneen maanjäristyksen ja tsunamin johdosta maapallon pyörähdysaika pieneni 3 mikrosekunnilla (lähde: tähdet ja avaruus -lehti 1/2005 sivu 4) Maan ikä on noin 4500 miljoonaa vuotta. Maalla on yksi kiertolainen: Kuu. Se on emoplaneettaansa verrattuna suhteellisesti suurempi kuin yksikään toinen Aurinkokunnan kuu (pois lukien Pluton kuu Kharon). Paria voi pitää lähes kaksoisplaneettana. Maan kiertorata Auringon ympäri ei ole täysin ympyrämäinen, vaan tarkkaan ottaen ellipsi, jonka toisessa polttopisteessä on Aurinko tai oikeastaan tämän massakeskipiste. Maa on lähinnä Aurinkoa, kun pohjoisella pallonpuoliskolla on talvi, ja vastaavasti kauimpana, kun pohjoisella pallonpuoliskolla on kesä. Vuodenaikojen vaihtelu johtuu kuitenkin siitä, että Maan akseli on 23,44 astetta kallellaan ratatason normaaliin nähden. Maan akseli on sen napojen kautta kulkevaksi kuviteltu suora. Tällä hetkellä akseli osoittaa lähelle Pohjantähteä. Auringon ja Kuun vaikutuksesta akseli kuitenkin kiertyy hitaasti, ja esimerkiksi 12000 vuoden kuluttua pohjoinen taivaannapa sijaitsee Vegan lähistöllä. Ilmiötä kutsutaan prekessioksi. Täyteen prekessiokierrokseen kuluu noin 26000 vuotta.

Maan ilmakehä ja vesivaippa

Maa on ainoa Aurinkokunnan planeetta, jonka pinnalla on nestemäistä vettä; se peittää noin 70 % koko pallon pinnasta. Tästä se onkin saanut kutsumanimen "sininen planeetta". Maapallon kuivan maan pinta-ala onkin lähes täsmälleen sama kuin puolet pienemmän Marsin koko ala. Maan ilmakehä koostuu pääasiassa typestä (78 %) ja hapesta (21 %). Ihmiselämän kannalta tärkeää on että hiilidioksidia ilmassa on alle prosentti. Planeetan ja ilmakehän paksuuksien suhde on samaa luokkaa kuin omenan ja sen kuoren. Pinnalta katsottuna ilmakehän näkyvin ominaisuus on sen sinisyys, joka syntyy, kun valo siroaa kaasumolekyyleistä (Rayleigh-sironta). Valon spektrin sinisen pään aallonpituudet siroavat eniten. Ilman sirontaa taivas näyttäisi mustalta. Samasta ilmiöstä johtuen Aurinko näyttää keltaiselta tai punaiselta riippuen valon ilmakehässä kulkeman matkan pituudesta. Ilmakehä päästää lävitseen vain osan Auringon säteilystä, ja esimerkiksi haitallinen ultraviolettisäteily kilpistyy suurelta osin monen kymmenen kilometrin korkeudella sijaitsevaan otsonikerrokseen. Maa on nykytietämyksen mukaan maailmankaikkeuden ainoa planeetta, jolla varmasti on elämää. Elämän esiintymisen mahdollistavat mm. nestemäinen vesi ja Auringon jatkuva valoenergiavirta. Ilmakehässä oleva suurehko happimäärä sen sijaan on Maan kasviston aikaansaama ja on taas eläinten, myös ihmisten, elinehto.

Maan kuori ja vaippa

elämä Maan kiinteä kuorikerros koostuu paristakymmenestä mannerlaatasta, jotka "kelluvat" vaipan raskaamman kiviaineksen päällä. Laatat liikkuvat alituisesti toistensa suhteen, aiheuttaen maanjäristyksiä ja tulivuoritoimintaa, lähinnä laattojen reunoilla, jossa ne törmäävät tai työntävät toisensa alle. Toisaalta uutta laattamateriaalia eli merenpohjaa muodostuu valtamerten keskellä, esim. Islannissa, jossa kiviaines tupruttaa esiin Maan vaipasta. Laattaliikkeen energianlähde on sama radioaktiivinen hajoaminen josta enempää myöhemmin.

Maan ydin

Maan sisäinen koostumus on meille elintärkeä. Planeetalla on nimittäin jatkuvan radioaktiivisen hajoamisen ansiosta sula rauta-nikkeli-ydin, joka saa aikaan voimakkaan magneettikentän, mikä suojaa elämää vaaralliselta säteilyltä sekä Auringosta tulevalta suurienergiseltä hiukkaspommitukselta. Lähellä napa-alueita hiukkaspommitus voidaan nähdä paljain silmin öiseen aikaan värikkäinä revontulina. Magneettikentän vangitsemat Auringosta tulevat hiukkaset koostavat van Allenin vyöhykkeet. Maan magneettikenttä jonka voimakkuus on 0,000025 - 0,00005 teslaa, heikkenee aika-ajoin ja vaihtaa napaisuuttaan. Sama napaisuus kestää yleensä satojatuhansia vuosia.

Maan ytimen tutkiminen

Porauksilla on päästy 10 kilometrin syvyyteen maankuoren sisälle, mutta Maan vaippa kuoren alla on yhä koskematon. Epäsuoraa tietoa Maan sisäosista saadaan tutkimalla maanjäristysten ja ydinräjäytysten yhteydessä syntyviä seismisiä aaltoja. Ydin ei kuitenkaan ole aivan saavuttamaton, koska Kalifornian teknisessä korkeakoulussa planeettoja tutkiva David Stevenson on keksinyt erikoisen keinon vaipan tutkimiseen. Ensin räjäytetään maankuoreen syvä halkeama muutaman megatonnin vetypommilla. Halkeamaan kaadetaan samalla kertaa 100 000 tonnia sulaa rautaa, joka omalla painollaan painuu syvemmälle 400 km/vrk. Mukana pitäisi olla myös nyrkinkokoinen luotain, joka lähettää tietoja vaipan lämpötilasta, sähkönjohtavuudesta ja kemiallisesta koostumuksesta. Tietä raivaava sula rauta voi tosin sotkea mittauksia jonkin verran. Tutkimuksen raportit välitetään maanpinnalle ääniaaltoina, sillä radioaallot pysähtyvät paksuihin maakerroksiin. Vaippa ulottuu 3000 km syvyyteen, jonka jälkeen sula rauta viimeistään pysähtyy Maan metalliytimen tullessa vastaan. Stevenson itse sanoo hämmästyvänsä paljon, jos suunnitelma joskus toteutuu.

Maailmankartta

Maailmankartta on kartta maapallon pinnasta. Topografinen maailmankartta
Valitse haluamasi karttaruutu suurennettavaksi
kartta kartta kartta

Linkkejä

- [http://www.space.com/scienceastronomy/nasa_core_030514.html Space.com. NASA Meets Hollywood: Real Mission Proposed to Earth's Core]

Katso myös

- Maantiede Luokka:Planeetat Luokka:Maa zh-min-nan:Tē-kiû ko:지구 ms:Bumi ja:地球 simple:Earth th:โลก

Pimennysmuuttuja

Pimennysmuuttujat ovat muuttuvia tähtiä ja kaksoistähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee komponenttien vuoroin peittäessä toisensa Maasta katsottuna. Merkittävämpi minimi kirkkaudessa tapahtuu, kun himmeämpi tähti peittää taakseen kirkkaamman. Lisäksi kirkkaus vähenee hieman kirkkaamman tähden peittäessä himmeämmän. Pimennysmuuttujat jaetaan niiden valokäyrän perusteella Algol-, Beta Lyrae- ja W Ursae Majoris -tyyppisiin muuttujiin. Algol-tyypin muuttujissa kirkkaus pimennyksen ulkopuolella on melkein vakio. Beta Lyrae -tyyppisissä muuttujissa kirkkaus muuttuu koko ajan. W Ursae Majoris -tyyppiset eroavat edellisistä siinä, että niissä valon minimit ovat suunnilleen yhtä syvät.

Pimennysmuuttujat ...

Pimennysmuuttuja on monesti myös spektroskooppinen kaksoistähti eli tähtien liikkeitä voi havaita spektristä Dopplerin ilmiön avulla. Algol-tyyppisessä muuttujassa tähtien lämpötilat saattavat erota huomattavastikin, mikä lisää valonvaihteluja, punertavampi tähti on usein himmeämpi. Beta Lyrae-tyyppisessä muuttujassa tähdet ovat litistyneet huomattavasti, koska ovat niin lähekkäin. W Ursae Majoris-tyyppisessä tähdessä tähdet koskettavat toisiaan, ne täyttävät Rochen silmukan joka on kaksoistähden ympärillä oleva kahdeksikon muotoinen painovoimaraja. Tähden elliptinen tai munamainen muoto muuttaa valonvaihtelun jatkuvaksi ja liukuvaksi. On varsin tavallista, että pimennysmuuttujassa ainakin toinen tähdistä venyy munan tai ilmapallon muotoiseksi täyttäessään Rochen silmukan. Tällöin siitä virtaa kaasua toiseen tähteen. Pimennysmuuttujia ympäröi monesti kaasurengas tai esim. spiraalimaisia kaasusuihkuja, jotka syntyvät massavirrasta kahden tähden välillä. Nämä näkyvät tähden spektrissä emissioviivoina, jotka ovat hehkuvan kaasun säteilemiä yksittäisiä aallonpituuksia. Algolin tyyppisessä pimennysmuuttujassa tapahtuu mielenkiintoisia ilmiöitä, kun kuumempi tähti nähdään pimennyksen alkaessa tai päättyessä punaisemman tähden kaasukehän läpi. Tällöin voidaan koettaa mitata kaasukehän rakennetta. Hyvin pitkäjaksoisia pimennysmuuttujia ovat mm. VV Cephei, Epsilon Aurigae ja Zeta Aurigae. Jos pimennysmuuttujan toinen komponentti on punainen jättiläistähti, siinä tapahtuu valonvaihteluja, ja monesti myös kuumemmassa valkeassa ja sinisessä komponentissakin. Kaikki pimennysmuuttujat ovat geometrisia muuttujia, joihin luetaan myös ellipsoidimuuttujat. Luokka:Muuttuvat tähdet ja:食変光星

Luokka:Tähdet

Artikkeleja erilaisista tähtityypeistä sekä yksittäisistä tähdistä. Luokka:Tähtitiede

That Regis Philbin Show!

Regis Francis Xavier Philbin (born August 25, 1931), is an experienced American talk show host whose career has included stints as a game show host and all-purpose television personality. Appearing on television since at least the 1960s, and confirmed by his Guinness World Record, he is consistently called "the hardest working man in show business." Regis' nicknames include Reege or Reeg, and Big Daddy [http://www.pr.com/article/1020].

Biography

Early life and career

Philbin was named after his father's alma materRegis High School, a Manhattan Jesuit private school. Philbin grew up as an only child in an Irish/Italian household in the Van Nest/Morris Park section of the Bronx. He graduated from Notre Dame in 1953, served in the Navy, then went through a few behind-the-scenes jobs in television and radio before moving into broadcasting. His first talk show was The Regis Philbin Show, on KGTV in San Diego, California. For budgetary reasons he had no writing staff, leading him to begin each show with what has become his hallmark, the "host chat" segment, where he engages his audience (and later on, his cohost) in discussions about his life and the events of the day. Philbin gained his first national exposure in 1967 as Joey Bishop's sidekick on The Joey Bishop Show (1967-1969). Bishop liked to tease Philbin, but the teasing stopped after Philbin walked off the set during a live broadcast, and stayed away for several days.

Talk and game show success

He continued in several hosting and other television roles; by 1983 he joined Cyndy Garvey on The Morning Show on WABC-TV in New York City. The show became a hit after Garvey was replaced by Kathie Lee Gifford in 1985; it became nationally syndicated in 1988 as Live with Regis and Kathie Lee. In the 1980s, Philbin hosted Lifestyles with Regis Philbin on the Lifetime television network. When Gifford departed in 2000, the show was named Live with Regis. Philbin would always have a guest co-host until an official replacement was found. It should be noted that officially as a solo talk show host, Philbin won a Daytime Emmy Award for Outstanding Talk Show Host, in 2001. This marks the only time that Philbin would receive such an award (thus far), with or without a cohost. When Kelly Ripa was chosen as the permanent co-host in 2001, the show was renamed Live with Regis and Kelly. Philbin's and Ripa's chemistry has been proven successful, as the show continues today and enjoys high ratings. Philbin set a Guinness World Record on his August 20 2004 show, which gave him a total of 15,188 hours on television. The previous record holder for Most Hours on Camera was Hugh Downs. In July 2005, rumors circulated on the cover of The National Enquirer that Philbin was fired from his talk show because he was asked to be let out of his contract. It would be difficult for him to be fired because of his extensive involvement with the show (as one of the executive producers, the other being Michael Gelman) and of possible backlash from his fans. However, if he decides to retire, it would be when he feels it's time to do so. Philbin was also host of the U.S. network (ABC) version of the game show Who Wants to Be a Millionaire (now in syndication and hosted by Meredith Vieira) and the special Super Millionaire series. His popularity and exposure were cemented with that show (see below). Should ABC produce more Super Millionaire specials in the future (presumably during sweeps periods), Philbin is expected to remain as its host. He also won a Daytime Emmy for Outstanding Game Show Host in 2001. In November 2005, ABC announced that Regis will host the network's revival of This Is Your Life, the announcement coming days before the death of its original host, Ralph Edwards.

Other notable appearances on television and film

Ralph EdwardsPhilbin makes regular guest appearances on The Late Show with David Letterman where he gives David Letterman no great help in controlling the show, being at the same time his usual urbane self and the "guest from hell" (being a fellow TV host), as they show a heartfelt respect for each other. On December 31 2004, Regis filled in for Dick Clark on ABC's Dick Clark's New Year's Rockin Eve, as Clark was recovering from a minor stroke. Philbin said he interrupted his previously planned vacation to perform his hosting duties. In November 2005, FOX announced that Philbin will host that network's New Year's Eve Live special, directly competing with Dick Clark. Philbin hosted The Apprentice 2 finale (December 16, 2004), and has co-hosted the Walt Disney World Christmas Day Parade with Kelly Ripa (2002—) and Kathie Lee (much of the 1990s) On film, more often than not, Philbin appears as himself with few exceptions (see below). Here are a few movies where Regis appears as himself:
- Everything You Always Wanted to Know About Sex (But Were Afraid to Ask) (film), 1972
- Little Nicky, 2000
- Cheaper by the Dozen, 2003
- Miss Congeniality 2: Armed and Fabulous, 2005

Written and musical works

In addition to being a television personality, Philbin is also an author and a singer, drawing on the success of his talk show. Philbin's two autobiographies (with co-author Bill Zehme), I'm Only One Man! (1995) and Who Wants To Be Me? (2000), are written in the style of his host chats: conversational and anecdotal. The former follows a year (1994-1995) in his life, recalling, among other things: his personal life, his memories with celebrities, and work on Live with Regis and Kathie Lee. The latter is a response to the success of Who Wants to Be a Millionaire and deals with more antics about the show and his life. As for his musical career, Philbin's style can be best described as a crooner, with the likes of Frank Sinatra and Dean Martin. He tested the musical waters with his 1968 pop vocal release, It's Time For Regis! After receiving poor reviews, Philbin was reluctant to record another studio album. But he occasionally sang on Live, usually in a duet with another person. After 36 years, he recorded When You're Smiling (2004), a more mature-sounding pop standards album. The Regis Philbin Christmas Album was released September 2005 according to Amazon.com but was made widely available in November in time for the holiday season. This album features several duets, with close friend Donald Trump ("Rudolph the Red-Nosed Reindeer"), Steve Tyrell ("Marshmallow World"), and wife Joy ("Baby It's Cold Outside" and "Winter Wonderland"). A special edition of the album was produced with tracks recorded with the Notre Dame Glee Club.[http://www.warnermarketing.org/LIVEstorefront.html] He is said to enjoy the music recording experience more now than with his first time.

Personal life

Philbin has been married twice and has four children. He was married to Kay Faylan from 1955 to 1968, and remarried to interior designer Joy Senese in 1970. His children are Amy, Daniel (both with Kay), Joanna, and Jennifer ("J.J.") (both with Joy). Joy Philbin occasionally cohosts with Regis. On his show, he frequently brings up stories involving Joy, Joanna, J.J., or Danny; his ex-wife and Amy are rarely or never mentioned.

Regis Philbin in popular culture and other trivia

Voice

Philbin has a distinctive and excitable voice that is often imitated by others, usually in parodies involving him. Notable impersonators include: Darrell Hammond, Dana Carvey (both of whom have impersonated him on Saturday Night Live), Conan O'Brien, Tom Hanks, Jimmy Fallon, Frank Caliendo, and even Kelly Ripa. He was cast as a car salesman on Hope and Faith, in part, because of his voice. He was chosen as the voice of a minor character in Shrek 3: Mabel, the sister of the Ugly Stepsister (played by Larry King).

Who Wants To Be A Millionaire

During the successful first run of the first American version of Who Wants to Be a Millionaire?, Philbin started a fashion fad when he wore dark shirts with dark ties—both in the same color—and dark suits, in a darker color, usually black. He even had a short-lived clothing line based on this look, called Regis. In Millionaire, the phrase, "Is that your final answer?" is said repeatedly by the host, as it is required to verify a contestant's answer. As a result, that phrase has become Philbin's catch phrase which he adopted from Chris Tarrant.

Miscellaneous

Philbin follows the professional sports world extensively, especially baseball and football. He is an avid fan of the New York Yankees and a proud supporter of his alma mater, the Notre Dame Fighting Irish. So proud, in fact, that Philbin narrated the two audio CDs that came with Joe Garner's book, Echoes of Notre Dame Football: Great and Memorable Moments of the Fighting Irish. He is known to have trouble handling new technologies. He doesn't own a cell phone, use computers, and is frequently confused with operating electronics like remote controls and DVD players. It is often noted, however, that Regis doesn't completely reject the technology; he simply has Joy make calls and send e-mails for him. The Philbin family had a cat named Ashley, who was blind in her final years.

Awards and recognition

- May 2001: Daytime Emmy Award winner: Outstanding Game Show Host, Who Wants to Be a Millionaire
- May 2001: Daytime Emmy Award winner: Outstanding Talk Show Host, Live with Regis (tie with Rosie O'Donnell)
- 2001: TV Guide Personality of the Year
- January 1, 2002: Grand Marshal of Tournament of Roses Parade
- February 2003: Walter Camp's "Distinguished American Award" winner
- April 10, 2003: Receives Star on Hollywood Walk of Fame
- August 20, 2004: Sets Guinness World Record for "Most Hours on Camera"--15,188 hours
- July 2005: PR.com "Best Celebrity Nickname" winner

External links

-
- [http://www.forgotten-ny.com/STREET%20SCENES/Regis/regis.html "Regis Philbin Avenue" at Forgotten NY]
- [http://www.livewithregisandkelly.com. "Offical Show Website"] Philbin, Regis Philbin, Regis Philbin, Regis Philbin, Regis Philbin, Regis Philbin, Regis Philbin, Regis

Granada accommodation suplementy online blackjack jednor�ki bandyta BIELIZNA

Väri	Aallonpituus nanometriä (nm)	Taajuus
violetti	~ 380 -- 430 nm	~ 790 -- 700 THz
sininen	~ 430 -- 500 nm	~ 700 -- 600 THz
syaani	~ 500 -- 520 nm	~ 600 -- 580 THz
vihreä	~ 520 -- 565 nm	~ 580 -- 530 THz
keltainen	~ 565 -- 590 nm	~ 530 -- 510 THz
oranssi	~ 590 -- 625 nm	~ 510 -- 480 THz
punainen	~ 625 -- 740 nm	~ 480 -- 405 THz

:: RELATED NEWS ::

Der Prinz aus Zamunda
Der Prinz aus Zamunda ist ein US-amerikanischer Spielfilm aus dem Jahr 1988. Die Geschichte zum Film wurde von Eddie Murphy geschrieben, der auch die Hauptrolle spielt.

Handlung

Prinz Akeem ist der Sohn des Königs von Zamunda, einem imaginären Staat in Afrika. Er lebt in Luxus und wird von zahlreichen Bediensteten rundum bedient. Nach alter Tradition will ihn sein Vater an seinem 21. Geburtstag mit ein

St. Marienkirche (Bernau bei Berlin)
Die St. Marienkirche ist die evangelische Stadtpfarrkirche von Bernau bei Berlin (Brandenburg). Der spätgotische Kirchenbau ist das dominierende Bauwerk der historischen Altstadt von Bernau. Die Marienkirche entstand vermutlich um das Jahr 1240 als romanische Basilika. Ein zweiter Ki

Max Huber
Max Huber (
- 28. Dezember 1874 in Zürich; † 1. Januar 1960 in Zürich) war ein schweizerischer Jurist, Politiker sowie Diplomat und vertrat die Schweiz bei einer Reihe von internationalen Konferenzen und Institutionen. Darüber hinaus wirkte er unter anderem als Mitglied und Präsident des Ständigen Internationalen Gerichtshofs in Den Haag. Von 1928 bis 1944 war er Präsident des Pilsner Bier) in Duisburg-Beeck.

Überblick

Die Brauerei wurde 1858 von Theodor König in der damals noch nicht zu Duisburg gehörenden Landgemeinde Beeck gegründet. König braute damit schon zu einer Zeit Pilsener, als diese untergärige Brauart noch we

TV-Out
Eine Grafikkarte steuert in einem Personal-Computer die Bildschirmanzeige. Grafikkarten werden entweder als PC-Erweiterungskarten (über ISA, VLB, PCI, AGP oder Achim Großmann, Politiker
- Anke Grossmann
- Carl Großmann, Krimineller
- Dave Grossmann, Militärhistoriker und Psychologe
- David Grossmann Schriftsteller
- Evelyn Großmann, Eiskunstläuferin

Buchholz-Orgel Stralsund
Die Buchholz-Orgel in Stralsund wurde in den Jahren 1839 bis 1841 vom Berliner Orgelbauer Carl August Buchholz für die Stralsunder Nikolaikirche gebaut. Am 14. Februar 1829 hatte Buchholz bereits eine Disposition zur Orgel eingereicht, wobei die Pläne aufgrund der als zu hoch angesehenen Kost

Albert Gottfried Dietrich
Albert Gottfried Dietrich (
- 8. November 1795 in Danzig; † 22. Mai 1856 in Berlin) war ein deutscher Botaniker. Er war Kustos am Botanischen Garten Berlin und Lehrer an der Gärtner-Lehranstalt Berlin-Schöneberg. Zusam

Haus Lütkenbeck
Haus Lütkenbeck ist eine ehemalige Wasserburg im westfälischen Münster.

Lage

Die Gebäude, im Südosten der Stadt nahe des Hafens am Lütkenbecker Weg gelegen, sind der Rest einer in den Jahren 1695-1720 errichtete barocken Anlage. Die Kapelle des Hauses wird noch für Gottesdienste und Konzerte genutzt. Ursprünglich vor den Toren

Wolfgang (Pfalz-Zweibrücken)
Wolfgang von Pfalz-Zweibrücken (
- 26. September 1526; † 11. Juni 1569) war ab dem Jahre 1532 Pfalzgraf und Herzog von Pfalz-Zweibrücken. Sein Vater war Ludwig II. von Pfalz-Zweibrücken-Neuburg und seine Mutter