:: wikimiki.org ::

Muuttuva Tähti

Muuttuva tähti

Muttuvat tähdet eli muuttujat ovat tähtiä, joiden kirkkaus muuttuu joko säännöllisesti tai epäsäännöllisesti. Muuttuvia tähtiä alkoi tutkia tähtitieteilijä Friedrich W. Argelander 1800-luvulla. Muuttuvan tähden valonvaihtelu voi olla hyvinkin loivaa tai räjähdysmaäisesti kasvavaa. Säännöllisiä muuttuvia tähtiä ovat muun muuassa pimennysmuuttujat ja kefeidit. Epäsäännöllisiä muuttujia ovat ainakin novat ja puolisäännöllisiä vanhat, elinkaarensa lopussa olevat sykkivät tähdet. Muuttuva tähti merkitään tähden kirkkauteen esim 3,56v tai 3,56var. Muuttuvat tähdet ryhmitellään sen mukaan, mikä kirkkauden muuttumisen aiheuttaa:
- Sykkivät muuttujat
- Purkautuvat muuttujat
- Pimennysmuuttujat
- Pyörivät muuttujat

Muuttuvista tähdistä yleisesti

Muuttuvalle tähdelle voidaan laatia valokäyrä jossa vaaka-akselilla on aika ja pystyakselilla kirkkaus. Muuttuvien tähtien valo vaihtelee säännöllisesti (jaksollisesti), puolisäännöllisesti (ajan mukana vaihteleva jonkinnäköinen jakso) tai epäsäännöllistä. Muuttuvan tähden valonvaihtelun suuruutta sanotaan amplitudiksi ja jaksoa periodiksi. Muuttujien valonvaihtelut voivat olla hyvinkin erilaista eri aaltoalueilla, esim. punaisessa ja sinisessä valossa. Muuttuvat tähdet jaetaan optisiin ja todellisiin. Optisia muuttujia ovat mm pimennysmuuttujat ja todellisia sykkivät muuttujat. Sykkiviä muuttujia on 90% todellisista muuttujista.

Havainnointi

Muuttuvia tähtiä havainnoitaessa on ensiarvoisen tärkeää, että taivas on pilvetön ja suhteellisen rauhallinen ja että silmä on levännyt ja tottunut pimeään. Muuttuvan tähden kirkkauden määrittäminen tapahtuu vertaamalla sitä viereisiin kirkkaudeltaan muuttumattomiin tähtiin, joiden kirkkaus tunnetaan melko tarkasti ja jotka ovat suurin piirtein vakaita. Kirkkausvertailun voi tehdä joko silmämääräisesti tai valokuvan avulla. Nykyään on entistä vaikeampaa löytää tähtiä, joiden kirkkaus ei vaihtele: mittausmenetelmät ovat tarkentuneet.

Muuttujan ja vertailutähden kirkkausero

Muuttujan kirkkautta määritetään silmämääräisesti ilman mittalaitteita vertaamalla sitä kahden tai useamman tähtiparin kirkkauteen. Magnitudiasteikko on himmeään päin positiivinen eli esim 6 on himmeämpi kuin 5. Toinen vertailutähdistä on kirkkaampi, toinen himmeämpi. Silmämääräiset menetelmät ovat aina jossain määrin epätarkkoja mutta kirkkaus voidaan niillä arvioida 0,1 magnitudin tarkkuudella oikein, jos havaitsija on kokenut. Mittalaitteilla voidaan arvoida ainakin tyypillisesti 0,01 magnitudin kirkkauksia. Monestikin muuttujan valokäyrä joudutaan laksemaan (interpoloimaan) havainnoista esim tietokoneella.

Pickeringin menetelmä

Pickeringin menetelmää ovat monet suomalaiset tähtiharrastajat suosineet. Pickeringin menetelmä vaatii monia tähtiä, jotka ovat kirkkaampia ja himmeämpiä kuin vertailutähti V. Yhdessä vertailussa tarvitaan tähdet a, V ja b. a on V:tä himmeeämpi ja b V:tä kirkkaampi. a:n ja B:n kirkkausväli jaetaan 2, 3, 4, 5, tai 6 osaan. Jakoa kovin moneen osaan, esim 10 osaan ei pidetä hyvänä, koska ihmisen on vaikea arviooida kirkkauseroja näin tarkasti. Karkeasti sanoen Pickeringin menetelmä menee näin: vertailutähti a:n kirkkaus on 2 ja b:n 4. Tähtien välinen kirkkausero on 2,0. V on himmeämpi kuin a, mutta kirkkaampi kuin b eli aVb. V:n kirkkaus on silloin noin 2,66, jos oletetaan kirkkauserojen suhteeksi 1:2 ja a:n kirkkaus on tietenkin 2,0. Tällöin a:n ja b:n 2,0 magnitudin kirkkausero jakautuu kolmeen portaaseen, joista kunkin arvo on 2,0/3 eli 0,667. Jos otetaan kirkkauden jako neljään osaan (2,0/4), eli 0,5:n välein huomataan, että ei pidä paikkaansa, että tähtien kirkkauksien suhde olisi 1:3 ja tähden kirkkaus 2,5. Tarkka kirkkauden arvio saavutetaan tätä menettelyä toistamalla eri tähtiparien a ja b kanssa.

Argelanderin menetelmä

Muuttuja on V ja vertailutähti a. Kirkkauseroa merkitään luvulla 0 -- 4. Tätä menetelmää sanotaan Argelanderin porraskeinoksi. Nämä mitta-arvot ovat havaitsijasta riippuvia eli subjektiivisia. Kirkkauseroille voidaan siis laatia seuraava portaikko:
- a0V tähdet näyttävät yhtä kirkkailta
- a1V vertailutähti tuskin havaittavasti kirkkaampi
- a2V pieni, varmuudella havaittu kirkkausero
- a3V kirkkausero on selvä
- a4V huomattava kirkkausero Oletetaan, että vertailutähden a kirkkaus on 2,61 ja b:n kirkkaus 3,09. Näiden tähtien kirkkausero on 3,09-2,61 = 0,48 ja kunkin kirkkausportaan (1-4) leveys arviolta 0,48/4= 0,12 m. Jostain vertailuhavainnosta saadaan esimerkiksi a3V1b, mikä tarkoittaa sitä että muuttuva tähti on 3 porrasta tähteä a kirkkaampi ja 1 portaan verran tähteä b himmeämpi. Näin saadaan muuttujan kirkaudeksi b-1 eli 3,09-0,12 =2,97 magnitudia. Käytännössö tarkan tuloksen saamiseksi kannataa käyttää monia vartailutähtipareja.

Pogsonin menetelmä

Pogsonin menetelmä perustuu siihen, että silmä on harjaannutettu havaitsemaan kirkkauseroja 0,1, 0,2 jne magnitudia. Esim. Pleijadit ovat tässä hyvä harjoituskohde. Kirkkaampi vertailutähti on b, himmeämpi a ja mitattava muuttuva tähti V. Kunkin kirkkausportaan ero on tässä menetelmässä aina 0,1 magnitudia. Oletetaan, että a: 5,0 ja b=5,5 sekä muuttujan v kirkkaus ilmoitetaan tässä muodossa a-2 ja b+4. - on himmeämpään piäin, minne suuruusluokan arvo kasvaa. Tällöin v on 5,2 (5,0-(-0,2) ja 5,1 (5,5-(+0,4)). 5,1:stä ja 5,2:sta lasketaan kirkkauksien keskiarvo tai otetaan luotettavampi arvio esim 5,1. vertailutähdet valitaan useimmiten siten että niiden arvot ovat 0,5 magnitudin välein esim 5,5 ja 5,0. Jos saadaan ristiriitainen havainto a-2, b+4 niin pyritään tekemään toinen havaintokierros, jolla saadaan ehkä d-2, e+3. Tällöin voidaan ristiriidatta väittää, että tähden kirkkaus on 5,2.

Muuttuvien tähtien nimeäminen

Muuttuvat tähdet nimetään monesti näin : Esim. Z Monocerotis tai Z Mon, RR Lyrae eli RR Lyr. Kirjainyhdistelmiä käytetään erinäisin rajoittavin säännöin niin että niillä voi kuvata 334 eri tähteä. Muuttuvien tähtien nimeämisjärjestys on historiallisista syistä tämä: #R .... Z #RR ... RZ, sitten SS...SZ, TT...TZ ja ZZ:ään asti #AA...AZ, BB...BZ, CC...CZ ja niin edespäin, kunnes QZ, J:tä ei käytetä. #Näin saadaan 334 yhdistelmää, jonka jälkeen muuttuja nimetään tyliin V335, V336, ... Esim. V603 Aquilae, V1500 Cygni. Joissain tapauksissa käytetään tähden "oikeaa" nimeä esim Delta Cephei (δ Cep), Alfa Canum Venaticiorum (α CVn), Mira.

Linkkejä

- [http://www.ursa.fi/ursa/jaostot/muuttujat/ Ursan Muuttuvat tähdet -jaoston sivut]
- [http://www.aavso.org/ AAVSO] Luokka:Muuttuvat tähdet ja:変光星 th:ดาวแปรแสง

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

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

Nova

Nova ("uusi tähti") on räjähtävä tähti. Novapurkauksen aiheuttaa valkoisen kääpiötähden pinnalla räjähdysmäisesti fuusioreaktiossa palava vety, joka räjäyttää tähden ulkokerroksen avaruuteen. Vetykaasu virtaa läheisestä tähdestä. Ns tavalliset novat ovatkin aina kaksoistähtiä. Nova kirkastuu päivässä tai parissa. Nova kirkastuu 7-16 magnitudia. Tavallisten novien purkauset toistuvat tuhansien tai miljoonien vuosien välein.

Novan rakenne

, joka on poikkileikkauksena silmukka. Kaasuvirta osuu kiekkoon valkean kääpiön yumpärillä ns. kuumassa pisteessä (engl "hot spot") joka värähtelee kaasuvirran tahdissa. Kiekon sisäosista putoaa kassua hiljalleen valkean kääpiön pinnalle, jossa se ajoittain räjähtää vetyfuusiossa.]] Novassa virtaa jättiläistähdestä tietyllä nopeudella kaasua valkoisen kääpiön ympärillä olevaan kiekkoon. Kiekko syntyy, koska virtaavalla kaasulla on aina niin paljon nopeutta, ettei se putoa suoraan tähteen. Tämä johtuu siitä, että suuremmalla tähdellä on aina jonkin varran kiertonopeutta valkeaan kääpiöön nähden. Kaasu putoaa kiekosta valkoisen kääpiön pinnalle ja putoamisen tuottama kitka ja törmäysenergia tuottaa säteilyä, jonka paine määrää suurimman massavirran valkoisen kääpiön pinnalle. Valkoista kääpiötä kiertävästä tähdestä virtaava aine osuu kaasukiekkoon ja synnyttää ns "kuuman pisteen" joka värähtelee massavirran muutosten mukana. kuuman pisteen säteily johtuu kiekon kaasun ja massavirran törmäämisestä syntyvästä valtavasta kitkasta. Kiekko itse säteilee kuumaa valoa kaasun sisäisen kitkan takia. Kun valkea kääpiö syö kumppaniaan, se kutistuu lopulta muutaman kymmenen Jupiterin massan suuruiseksi ruskeaksi kääpiöksi.

Toistuvat novat

Toistuvien novien kirkkaus kasvaa 10 magnitudiin asti. Purkausten väli on vain kymmeniä vuosia.

Symbioottiset tähdet

Symbioottisessa tähdessä eli novamaisessa muuttujassa on novameinen kaksoistähti, jossa jättiläistähdestä virtaa kaasua valkoiseen kääpiöön. Kiekko ja kuuman pisteen aiheuttamat kirkkaudenmuutokset ovat, ei silti havaita novapurkauksia. Symbioottinen tähti on siis novapurkauksen tuottamaan kykenevä tähti, jossa novapurkausta ei ole havaittu. Luokka:Tähdet ja:新星

Sykkivä muuttuja

Sykkivät muuttujat ovat kirkkaudeltaan muuttuvia tähtiä, joissa tapahtuu säännöllistä, puolisäännöllistä tai epäsäännöllistä kirkkauden vaihtelua. Tunnetuimpia sykkiviä muuttujia ovat kefeidit ja Mira-tyyppiset muuttujat. Kirkkauden vaihtelu johtuu tähden koon muutoksista, joihin liittyy myös pintalämpötilojen muutoksia. Sykkimistaajuus riippuu monesti tähden tiheydestä. Mira-tyyppisillä tähdillä tähteä himmentää kirkkausminimissä "viileämmästä" kaasusta tiivistyvät hiukkaset.

Sykkivien muuttujien luokittelu

- Kefeidit
- W Virginis-tähdet
- Delta Scuti-tähdet (δ Scuti)
- RR Lyrae-tähdet
- Delta Scuti-tähdet pääsarjassa
- RS Canum Venaticorum-tähdet
- RV Tauri-tähdet
- Alfa Cygni-tähdet
- Beta Cephei-tähdet
- Mira-tähdet
- Puolisäännölliset muuttujat
- Epäsäännölliset muuttujat
- Gamma Doradus-muuttujat
- SBP-muuttuja esim V530 Ara, pääsarjassa
- roAp-tähti, pääsarjassa
- auringonkaltainen muuttuja, pääsarjassa

Sykkivistä muuttujista yleisesti

Sykkivien muuttujien läpimitan vaihtelu voi olla säännöllistä, epäsäännöllistä tai valejaksollista eli "melkein jaksollista". Sykinnässä voi esimerkiksi joka toinen kirkkausmaksimi olla heikompi kuin edellinen. Sykkiminen perustuu siihen, että tähdessä on kerros, johon voi varastoitua energiaa. Kun tähden pinta kutistuu tarpeeksi, se ponnahtaa jousen tavoin ylös. Uutta energiaa sykkimiseen tulee ydinreaktioista. Luokka: Muuttuvat tähdet

Purkautuva muuttuja

Purkautuvat muuttujat muuttuvien tähtien ryhmä, joissa tapahtuu leimahduksen, räjähdyksen tai himmenemisen omaisia kirkkauden muutoksia. Tunnetuimpia purkautuvia muuttujia ovat räjähtävät novat ja supernovat, jotka kuuluvat räjähtäviin muuttujiin. Novamaisia kutsutaan myös kataklysmisiksi muuttujiksi. Purkautuvia muuttujia sanotaan joskus eruptiivisiksi muuttujiksi.

Purkautuvien muuttujien jako

- Supernovat - räjähtävät tähdet
- Novat - räjähtävät tähdet, purkaukset toistuvat hyvin harvoin, liittyvät kaksoistähtiin
- Kääpiönovat liittyvät kaksoistähtiin
- R Coronae Borealis-tähdet
- Flare-tähdet eli leimahdustähdet

Purkautuvista muuttujista yleisesti

Flare-tähdet Supernovat ovat todellisia, valtavia tähtien räjähdyksiä joissa tähti joko hajoaa tai muuttuu neutronitähdeksi tai jopa mustaksi aukoksi. Novamaiset muuttujat ovat kaksoistähtiä, joissa virtaa vetypitoista ainetta valkoisen kääpiön lähellä olevasta tähdestä valkoisen kääpiön pinnalle. Kun ainetta on virrannut tarpeeksi, vety syttyy ja palaa hetkessä räjäyttäen tähden pinnan ulos avaruuteen. Mitä harvinaisempia purkaukset ovat, sitä voimakkaampia ne ovat. Purkausten toistumistiheys ja voima riippuvat mm valkoisen kääpiön massasta ja viereisestä tähdestä tulevasta massavirrasta. Joissain kataklysmisissä muuttujissa tapahtuu purkauksia valkoista kääpiötä ympäroivässä materiakiekossa. Näitä ovat U Geminorum-tähdet. R Coronae Borealis-tähdissä tapahtuu himmenemisiä, jotka johtuvat ajoittaisesta pölyn muodostumisesta tähden kaasukehään. Flare-tähdissä tapahtuu magneettikenttiin liittyviä valtavia purkauksia, flareja, jollaisia tapahtuu myös Auringossa. Luokka: Muuttuvat tähdet

Pyörivä muuttuja

Pyörivät muuttujat ovat muuttuvien tähtien ryhmä, joissa suuret tähdenpilkut aiheuttavat tähden kirkkauden vaihteluja. Esim. Alfa Canum Venaticiorum-tyypissä havaitaan voimakkaita magneettikenttiä ja säteilyn polarisaatiota sekä alkuaineiden lajittumista tähden pinnalla magneettikentissä.

Pyöriviä muuttujia ovat mm.

- Alfa Canum Venaticorum-muuttuja
- BY Draconis-muuttuja
- FK Comae Berenices-muuttuja
- Gamma Cassiopeiae-muuttuja
- SX Arietis-muuttuja

Ellipsoidimuuttuja

Ellipsoidimuuttuja on lähekkäinen kaksoistähti, jossa ei tapahdu pimennyksiä. Näiden muuttujien lyhenne on Ell. Valonvaihtelu on alle 0,2 magnitudin luokkaa. Ellipsoidimuuttujan komponentit ovat venyneet, mutteivat kosketa toisiaan. Myös ellipsoidimuuttujat luetaan pyöriviin muuttujiin vaikka ovatkin pimennysmuuttujia muistuttavia geometrisia muuttujia. Niiden valonvahtelu johtuu niiden pyörimisestä ja soikeasta tai pisaramaisesta muodosta. Esimerkkejä ellipsoidimuuttujasta ovat tähdet Zeta Andromedae, Pii-5 Orionis (π₅ Ori, b₁ Persei ("bee" Persei, ei "beta") ja Y Aquilae. Luokka: Muuttuvat tähdet

Amplitudi

Amplitudi tarkoittaa jonkin suureen, esim jännitteen vaihtelun suuruutta. Jos jännite vaihtelee vaikka välillä 200 -- 300 volttia, sen amplitudi on ylemmän ja alemman jännitteen erotus, 100 volttia. Ääni on sitä voimakaampi mitä suurempi ääniaaltojen amplitudi on.

Amplitudi tähtitieteeessä

Tähtitieteessä amplitudi on kirkkaudeltaan muuttuvan tähden valonvaihtelun suuruus. Jos esim tähden kirkkaus vaihtelee välillä 4 -- 11^m, sen valonvaihtelun amplitudi on 7 magnitudia. Luokka: Fysiikka

Pimennysmuuttuja

Pimennysmuuttujat ...

Magnitudiasteikko

Magnitudi eli tähden suuruusluokka tai kirkkausluokka ("kirkkaus") on tähtitieteessä luku, joka ilmaisee tähden tai muun taivaankappaleen kirkkauden. Yhden magnitudin ero kahden tähden kirkkaudessa merkitsee tähdestä tulevien valomäärien suhdetta 2,512. Näennäinen kirkkaus on logaritminen luku, joka kertoo miten kirkas tähti on havaitsijalle. Absoluuttien kirkkaus eli absoluuttinen magnitudi kertoo tähden todellisen kirkkauden. Se ilmaistaan lukuna, joka kertoo tähden magnitudin tietyltä etäisyydeltä katsoen. Taivaan kirkkaimman kiintotähden, Siriuksen näennäinen kirkkaus on -1,47.

Magnitudiasteikko on logaritminen

Magnitudiasteikossa on yhden magnitudin hyppy alaspäin merkitsee kirkkauden muuttumista kertoimella 2,512. Kirkkaus on tässä tähdestä tulevan valon määrä eli intensiteetti. Jos hypätään yksi magnitudi ylöspäin, muutos on 0,4-kertainen eli 1/2,512-kertainen Kahden magnitudin hyppy eli vaikka 0:sta -2:een tai 5:sta 2:een muuttaa kirkkautta 6,310-kertaiseksi. Kymmenkertainen muutos tapahtuu, jos magnitudihyppy on noin 2,5 magnitudia. 100-kertainen muutos tapahtuu magnitudihypyllä 5, ja 10000-kertainen muutos magnitudin muuttuessa 10. Jos magnitudi A on 3 ja magnitudi B on 4 ja magnitudi C on 5, niin C/B=B/A=2,512 eli peräkkäisten suuruusluokkien suhde on aina sama. Sanotaan, että magnitudijärjestelmä on logaritminen siten, että logaritmijärjestelmän kantaluku on juuri tuo yhden suuruusluokan hyppyä vastaava kahden kirkkauden suhdeluku 2,512. Magnitudiasteikko perustuu siihen, että myös ihmissilmä havaitsee valon logaritmisesti. Tämä tasoittaa ympäristöstä tulevan valomäärän muutoksia. Kahta magnitudia ei voi laskea suoraan yhteen, sillä koska magnitudiasteikko on logaritminen. Jos lasketaan kaksi 1 suuruusluokkaa yhteen, saadaan tulokseksi 0,49. Tämä vaatii magnitudien purkua intensiteeiksi kaavoilla I= 10^(-0,4
- m) ja intensiteettien yhteenlaskua I3=I1+I2. Lopuksi lasketaan magnitudi intensiteetistä m=-2,5
- log F.

Näennäinen magnitudi (m)

Näennäinen magnitudi (näennäinen eli suhteellinen kirkkaus) kertoo, miten kirkas kohde on havaitsijasta katsottuna. Esimerkiksi Auringon näennäinen kirkkaus on -26,7 ja himmeimpien näkyvien tähtien kirkkaus 5 -- 6. Mitä kirkkaampi kohde on, sitä pienempi kirkkautta kuvaava luku, suuruusluokka eli magnitudi on. Näennäistä kirkkautta merkitään esim. kirjaimella m , m_v tai V. Tähtikartoissa kirkkaudet ovat tavallisesti näennäisiä V-magnitudeja (m_V). Näennäisen magnitudin suuruuteen vaikuttaa kohteen todellinen kirkkaus (absoluuttinen kirkkaus) ja etäisyys: kirkkaus on käänteisesti verrannollinen etäisyyden neliöön, eli esimerkiksi etäisyyden kasvaessa kolminkertaiseksi kohde näkyy noin yhdeksän kertaa himmeämpänä ja näennäinen magnitudi kasvaa noin 2,39 yksikköä. Erittäin suurilla etäisyyksillä avaruuden kaareutuminen vaikuttaa suhteeseen.

Absoluuttinen magnitudi (M)

Absoluuttinen magnitudi (todellinen eli absoluuttinen kirkkaus) M tai M^V kuvaa taivaankappaleen kirkkautta tietyltä etäisyydeltä. Tähtienvälisesti käytetään kymmenen parsekin etäisyyttä (32,616 valovuotta eli noin 308,57·10¹⁵ metriä). Auringon absoluuttinen kirkkaus M^V on 4,8. Magnitudin suuruus voidaan määrittää esimerkiksi silmämääräisesti, valokuvaamalla tai fotometrillä. Monissa tapauksissa magnitudin mittaustarkkuus on 0,01. Absoluuttista magnitudia käytetään lähinnä tähtien ja galaksien yhteydessä. Koska etäisyys on vakio, voidaan absoluuttisia magnitudeja vertaamalla todeta kohteiden todellisten kirkkauksien eroja. Mitä pienempi absoluuttinen magnitudi on, sitä suurempi on tähden tai galaksin luminositeetti. Jos säteily lasketaan kaikilla aallonpituuksilla, kutsutaan sitä silloin bolometriseksi magnitudiksi.

Bolometrinen magnitudi

Bolometrinen magnitudi ilmoitetaan tähdelle harvoin. Bolometrinen näennäinen magnitudi voidaan saada selville laskemalla tähden väristä ja magnitudista.

Väri ja magnitudi

Magnitudin mittaamista vaikeuttaa se, ettei valo ole monokromaattista, ja siten eri aallonpituuksilla taivaankappaleiden kirkkaus on erilainen. Havaitun kirkkauden suuruus riippuu myös havaintolaitteen tai havaitsijan herkkyydestä aallonpituuksien suhteen. Esimerkiksi ihmisen silmä on päivänvalossa herkin noin 555 nanometrin säteilylle (kellertävän vihreä) ja yöllä taas noin 500 nanometrin aallonpituudelle (sinertävän vihreä). Tätä varten on kehitetty UBV-järjestelmä, jossa magnitudi määritetään kolmella tietyllä aallonpituudella: U (350 nm, ultraviolet eli ultravioletti), B (435 nm, blue eli sininen) ja V (555 nm, visual eli visuaalinen). V-magnitudia käytetään useimmin sen sopiessa erityisesti paljain silmin tehtäviä havaintoja varten, ja se merkitään m_V tai M_V. Jos erityistä tunnusta magnitudin perässä ei ole, on kyse yleensä nimenomaan visuaalisesta magnitudista. Jotkut viileät tähdet, kuten punaiset jättiläiset ja punaiset kääpiöt, lähettävät merkittävän osan säteilystään infrapuna-aaltoina, jolloin niiden todellinen kirkkaus jää UBV-järjestelmässä aliarvioiduksi.

Rajamagnitudi

Rajamagnitudi on suurin (himmein) magnitudi, jonka kohteet on merkitty tähtikarttaan, tai suurin magnitudi, jonka jollakin havaintolaitteella, esimerkiksi kaukoputkella, pystyy havaitsemaan. Ihmissilmän rajamagnitudi on noin +7, mitä himmeämpiä kohteita ei siis voi nähdä paljain silmin. Monissa tähtikartoissa rajamagnitudi on usein vain +4...+5. Kokeneelle harrastajalle käyttökelpoisessa kartassa kohteiden tulee näkyä vähintään magnitudiin +7 saakka. Jo 1950-luvulla valokuvauslevyille laaditussa Palomar Sky Surveyssä rajamagnitudi on peräti +22; se oli pitkään paras saatavilla oleva tähtikartta, vaikkei se katakaan eteläisimpiä deklinaatioita. Jos kaukoputken tai kiikarin suurimman peilin tai linssin (objektiivin) läpimitta on 5 cm, rajamagnitudi on 12,0 magnitudia. Jos kaukoputken objektiivin läpimitta on 10 cm, rajamagnitudi on 13,5. Rajamagnitudi on liukuva käsite, sillä kyse on kohteen erottumistodennäköisyydestä. Kohteen erottuminen vaihtelee ilmakehän aaltoilun mukana. Esimerkiksi jos kaukoputken läpimitta on 4 tuumaa eli 10,16 cm. kohde erottuu 98% todennäköisyydellä jos sen kirkkaus on 12,7 ja 50% todennäköisyydellä jos kirkkaus on 13,7 magnitudia. Jos erottumistodennäköisyys on 20% eli kohde erottuu viidesosan varmuudella, sen kirkkaus on 14,2. Kohde erottuu 2% todennäköisyydellä, jos sen kirkkaus on 16,2. Näin ollen rajamagnitudi on yleensä sama kuin kohteen erottuminen 50%:n todennäköisyydellä. Melko suurella 50 cm:n putkella rajamagnitudi on 17,5. Kohde erottuu 98%:n todennäköisyydellä jos sen kirkkaus on 16,2.

Kuinka kirkas kynttilä on eri etäisyyksillä

- 1 m V=-14,2 magnitudia
- 1 km V=0,8 mag
- 1000 km V=15,8 mag

Laskukaavoja

Magnitudin muutoksen likiarvon laskeminen kirkkauden muutoskertoimesta :

\Delta m = - \log_ x\!\,

, jossa

x\!\,

on kirkkauden muutoksen kerroin Absoluuttisen magnitudin laskeminen näennäisen magnitudin ja etäisyyden perusteella :

M = m + 5 \log_\frac\!\,

, jossa

d\!\,

on kohteen etäisyys ja

d_0\!\,

10 parsekia

Magnitudijärjestelmän historia

Hipparkoksen uskotaan kehittäneen magnitudin periaatteet jo 100-luvulla eaa., ja myös Ptolemaios kirjoitti siitä Almagestissä 140-luvulla jaa. Tällöin tähdet jaettiin kuuteen kirkkausluokkaan: kirkkaimmat olivat magnitudiltaan +1 ja himmeimmät paljain silmin havaittavat +6. Jokaisen magnitudin katsottiin olevan kaksinkertainen seuraavaan luokkaan verrattuna. Vuonna 1856 Norman Pogson standardisoi järjestelmän määrittämällä magnitudin 1 tasan sata kertaa magnitudia 6 kirkkaammaksi. Yhden magnitudin muutoksen suhde kirkkauden muutokseen saadaan ottamalla viides juuri luvusta sata: tuloksena on irrationaaliluku 2,512..., jota kutsutaan myös Pogsonin suhteeksi kehittäjänsä mukaan. 2,512 on 10^-0,4 Alun perin magnitudin referenssipisteeksi valittiin Pohjantähti (Polaris), jonka kirkkaudeksi määriteltiin tasan +2. Myöhemmin havaittiin kuitenkin, että tähden kirkaus vaihtelee hieman, ja niinpä uudeksi vertailukohdaksi valittiin Vega (kirkkaus 0 magnitudia). Pogsonin skaala mahdollisti myös kirkkaampien kohteiden kirkkauden ilmaisemisen magnitudeina, jotka saavat negatiivisen arvon (esimerkiksi kirkkain tähti Sirius on kirkkaudeltaan −1,46 magnitudia).

Katso myös

- Luminositeetti
- Väri-indeksi
- Seeing Luokka:Tähtitiede

Magnitudi

Magnitudilla (lat. magnitudo,suuruus tai koko) tarkoitetaan jonkin suureen suuruusluokkaa. Tarkemmin:
- Tähtitieteessä magnitudilla tarkoitetaan taivaankappaleiden absoluuttista tai näennäistä kirkkautta, katso Magnitudi (Tähtitiede)
- Matematiikassa objektin magnitudi on ei-negatiivinen reaaliluku, joka yksinkertaisesti on sen pituus.
- Seismologiassa magnitudi tarkoittaa maanjäristyksessä vapautunutta energiamäärää. Katso Richter ja momenttimagnitudi

Pleijadit

Seulaset eli Plejadit (Messierin luettelon kohteena M45) on taivaan kirkkain avoin tähtijoukko, joka sijaitsee Härän tähdistössä.

Havaintohistoria

Seulaset on kirkkain syvän taivaan kohde, ja se näkyy paljain silminkin selkeästi taivaalla. Siksi se on tunnettu jo esihistoriallisista ajoista lähtien. Ensimmäiset kirjalliset maininnat tähtijoukosta ovat peräisin antiikin Kreikasta, jossa siitä mainitsi muun muassa Homeros teoksissaan Ilias (noin 750 eaa.) ja Odysseia (noin 720 eaa.) sekä Hesiodos noin 700 eaa. Raamatussa joukko mainitaan kolme kertaa. Jo kauan on tiedetty, että Seulasten tähdet muodostavat oikean tähtijoukon. John Michell laski vuonna 1767, että todennäköisyys kirkkaiden tähtien sijoittumiselle sattumanvaraisesti Seulasten tapaiseksi ryhmäksi oli vain 1:496 000, ja oletti siten oikein, että joukon tähtien täytyy liittyä fyysisesti toisiinsa. Charles Messier liitti tähtijoukon luetteloonsa, vaikka useimmat luettelon kohteista ovat himmeämpiä ja sumumaisempia – Messierin luettelon alkuperäinen tarkoitus oli välttää sekaannuksia komeettojen ja niitä muistuttavien "pysyvien" sumumaisten kohteiden välillä. On arveltu, että lisäämällä luetteloonsa alkuperäisten 42 kohteen jälkeen kirkkaita kohteita, kuten Orionin suuri kaasusumu (M42), avoin tähtijoukko Praesepe (M44) ja Plejadit (M45), Messier halusi suuremman ja suositumman luettelon kuin hänen kilpailijansa Nicolas Louis de Lacaille, jonka luettelossa samoin oli 42 kohdetta.

Mytologia

Kreikan mytologiassa Plejadit olivat seitsemän sisarusta, joita Orion jahtasi. He pyysivät apua Zeukselta, joka muutti heidät kyyhkyiksi ja sijoitti taivaalle. Sisarusten (Alcyone, Asterope, Celaeno, Electra, Maia, Merope ja Taygeta) lisäksi heidän vanhempansa Atlas (isä) ja Pleione (äiti) ovat tähtijoukossa sen itäisellä reunalla. Amerikan intiaanien tarustossa Seulasten kirkkaimmat tähdet olivat seitsemän poikaa, jotka kävellessään taivaalla eksyivät sinne ikiajoiksi ja jäivät lähelle toisiaan. Monilla kansoilla Seulaset ovat olleet osa ajanlaskua, ja niiden vuosittainen heliakkinen nousu (hetki, jolloin kohde ensimmäistä kertaa nousee taivaanrannasta juuri auringonlaskun jälkeen) merkitsi vuoden tai vuodenajan alkua. Antiikin Kreikassa Plejadit liitettiin maanviljelyn kausiin. Japanissa tähtijoukko tunnetaan nimellä Subaru. Samanniminen japanilainen autovalmistaja käyttää tähtijoukkoa myös logossaan. Suomalaiset tunsivat nimen Seulaset lisäksi monia muitakin nimityksiä tähtijoukosta. Niitä olivat muun muassa Väinämöisen virsu ja Väinämöiset.

Rakenne

Seulaset koostuvat lähinnä nuorista ja kuumista sinisistä tähdistä, jotka selvimmin näkyvät Maahan asti. Arviolta jopa 25 % joukon tähdistä on ruskeita kääpiöitä, tosin ne muodostavat vain 2 % joukon kokonaismassasta, joka vastaa noin 800 Auringon massaa. Tähtijoukko on syntynyt noin 100 miljoonaa vuotta sitten. Sen tähdet tulevat pysymään ryhmänä vielä noin 150 miljoonaa vuotta, jonka jälkeen se vähitellen hajaantuu tähtien nopeuden ylittäessä tähtijoukon pakonopeuden.

Heijastussumu

Erityisesti valokuvissa on nähtävissä heijastussumu Seulasten kirkkaimpien tähtien ympärillä. Se koostuu tähtien synnyn jälkeen yli jääneestä kaasusta ja pölystä. Se heijastaa tähtien sinertävää valoa, mistä johtuu sumun oma sininen väri. Se on liian kaukana tähdistä, jotta sen atomit voisivat ionisoitua tähtien säteilyn vaikutuksesta, jolloin se olisi emissiosumu. Sumun rakenne ei ole tasainen, vaan se koostuu kahdesta kuorimaisesta kerroksesta, jotka ovat tähtijoukon edessä Maasta katsottuna. Kuorimainen rakenne on ilmeisesti syntynyt, kun tähtien säteilypaine on työntänyt sumun materiaalia kauemmas avaruuteen. Kirkkaimmillaan sumu on Meropen ja Maian ympärillä. Merope-sumun (NGC 1435) löysi 19. lokakuuta 1859 Wilhelm Tempel 12-senttisellä peilikaukoputkella. Sumua kutsutaan löytäjänsä mukaan myös Tempelin sumuksi. Sumun eri tähtiä ympäröivät osat ovat saaneet omat tunnuksensa, katso yllä oleva taulukko. 1859

Havainnointi

Seulasista on paljain silmin erotettavissa ainakin 6–9 tähteä säästä ja havaitsijan näkökyvystä riippuen. Jo ennen kaukoputken keksimistä 11–14 tähden paikat tunnettiin. Parhaiten tähtijoukko näkyy kiikarilla, ja hyvissä havainto-olosuhteissa on valovoimaisella välineellä erotettavissa myös häivähdys heijastussumusta ainakin Meropen ympärillä. Kaukoputkella voi nähdä useampia joukon tähtiä, mutta tällöin kohde ei enää mahdu näkökenttään pienelläkään suurennuksella.

Katso myös

- Messierin luettelo
- Hyadit

Aiheesta muualla

- [http://www.seds.org/messier/m/m045.html SEDSin sivu Plejadeista] Luokka:Messierin luettelo Luokka:Avoimet tähtijoukot ko:플라이아데스 성단 ja:プレアデス星団

Delta Cephei

Delta Cephei on Kefeuksen tähtikuviossa oleva kirkkaudeltaan muuttuva, sykkivä tähti. Se on kefeidien prototyyppi. Delta Cephein kirkkaus vaihtelee välillä 3.6 -- 4.3, Tähden sykkimisjakso on 5.36634 päivää. Koska tähden pintalämpötila muuttuu, sen spektriluokka muuttuu välillä F5 -- G3. Luokka: Muuttuvat tähdet

Mira

Mira (Omikron Ceti /ο Cet /ο Ceti) on Valaan tähdistössä sijaitseva kirkkaudeltaan muuttuva tähti, joka on myös kaksoistähti. Punainen jättiläistähti Mira on luultavasti vanhin tunnettu muuttuja joka ei ole supernova. Mira näkyy välillä keskimääräisen kirkkaana tähtenä, välillä tähden kirkkaus painuu kiikarien näkymättömiin. Tähteä ei näy paljaalla silmällä suuren osan sen sykkimisjaksosta. Mira on pitkäjaksoisten Mira-tyyppisten tähtien prototyyppi. Tähti on 420 valovuoden päässä Maasta.

Miran rakenne

Mira on kaksoistähti jossa on sykkivä muuttuja Mira A ja valkoinen kääpiö Mira B eli VZ Ceti. Sykkivä Mira A on hyvin punainen jättiläistähti. Miran suurin kirkkaus on maksimissa 3,5. Maksimin kirkkaus on vaihdellut välillä 2,9 ja 4,9. Minimin kirkkaus vaihtelee välillä 8.6 -- 10.1, sykkimisjakso keskimäärin 331.96 päivää. Minimit ja maksimit nousevat ja laskevat jonkin laisen järjestyksen mukaan. Kirkkauden kokonaismuutos absoluuttisesta minimistä absoluuttiseen maksimiin (ei tapahdu saman jakson aikana) on 1700-kertainen. Miran himmenemisestä huomattava osa johtuu eräiden hiukkasten tiivistymisestä kylmenevän tähden kaasukehään. Tähden pintalämpötila on keskimäärin 2300 K ja spektriluokka M5.5-9IIIe. Väri-indeksi B-V 1.42, U-B 1.09. Miran absoluuttinen kirkkaus vaihtelee noin välillä -2.5 ja +4.7. Minimissään tähti on yhtä kirkas kuin Aurinko, maksimissaan 700, jopa 1500 kertaa Aurinkoa kirkkaampi. Hubble-avaruusteleskoopin mukaan Mira on 700 auringon läpimittainen tai erään mittauksen mukaan säde 3,5 AU. Miran absoluuttinen bolometrinen kirkkaus on maksimissa -5. Miran pintalämpötila vaihtelee 2000 -- 2600 K ja kirkkaus erään arvion mukaan 5,1 magnitudia. Kun tähti on kuumimmillaan, se kuuluu luokkaan M6III ja kylmimmillään M9III. Miran massa on 15.7 Auringon massaa. Sykkivästä Mira A:sta virtaa ainetta Mira B:hen. Mira on A venynyt pisaranmuotoiseksi. Tähtien väli on 0.6 kaarisekuntia eli 70 AU. Kiertoaika on 400 vuotta. Massa on 4 Auringon massaa. Kaukaisimmillaan väli on 1,7 kaarisekuntia, lähimmillään 0,1 kaarisekuntia. Mira B:n spektriluokka on Bep. Mira B on luultavimmin valkea kääpiö, jota ympäroi kertymäkiekko joka koostuu sykkivästä punaisesta jättiläisestä virranneesta aineesta. Kertymäkiekko on huomattavasti emotähteään kirkkaampi. Mira B on myös muuttuja VZ Ceti, ja sen kirkkaus vaihtelee 9.33 -- 12. Hidas 13 vuoden jakso+ minuuttien kirkkausvaihtelut mm. flareista. Kun Mira A on lähimmillään Mira B:tä, kaksoistähti voidaan luokitella symbioottiseksi tähdeksi niin kuin R Aquarii. Kaasuvirta näkyy parhaiten ultravioletissa koukkumaisena Hubble-teleskoopin kuvassa. Luokka: Muuttuvat tähdet ja:ミラ

Luokka:Muuttuvat tähdet

Muuttuvista tähdistä kertovia artikkeleja. Luokka:Tähdet

Autan

Autan - silny, bardzo ciepły wiatr typu fenowego wiejący w kierunku południowo-wschodnim w południowo-zachodniej Francji. Kategoria:Wiatry

Kabarety Malaga accommodation nadwaga diety best online casino

:: RELATED NEWS ::