:: wikimiki.org ::

Pallomainen Tähtijoukko

Pallomainen tähtijoukko

Pallomainen tähtijoukko on nimensä mukaisesti tähtien pallomainen keskittymä, joka kiertää galaksia kiertolaisena. Pallomaiset tähtijoukot muodostuvat erittäin tiiviistä ytimestä, jonka painovoima pitää joukkoa kasassa. Tästä voimasta johtuu myös joukon pyöreä muoto.

Yleistä

Pallomaiset tähtijoukot muodostuvat yleensä sadoista tuhansista vanhoista tähdistä. Joukko muistuttaa spiraaligalaksin ydintä, mutta on tilavuudeltaan vain muutaman kuutioparsekin. Pallomaisia tähtijoukkoja on suhteellisen paljon. Linnunradan kiertolaisina niitä tunnetaan noin 150 ja arvioidaan, että löytämättä on vielä 30–50 joukkoa. Suuremmilla galakseilla, kuten Andromedan galaksilla, niitä on enemmän, mahdollisesti jopa 500. Joillakin suurilla elliptisillä galakseilla (kuten Messier 87) arvioidaan olevan peräti 13 000–15 000 pallomaista tähtijoukkoa. Muutamaa poikkeusta lukuun ottamatta jokaisella joukolla näyttäisi olevan selkeä ikä. Tämä tarkoittaa sitä, että joukko muodostui suurin piirtein samaan aikaan. Tämän tiedon havaitseminen johti ensimmäisiin tuloksiin maailmankaikkeuden kehityksen ymmärtämisessä. Joillakin pallomaisilla tähtijoukoilla, kuten Linnunratamme Omega Centaurilla ja M31:n G1:llä on useita miljoonia kertoja Auringon massa. Nämä joukot ovat todella massiivisen suuria. Tällaiset joukot voivat olla entisiä galakseja, joista on jäljellä vain tiivis ydin. Muu osa galaksista on mahdollisesti liittynyt toiseen galaksiin, jota jäljelle jäänyt ydin nyt kiertää. Suurin osa pallomaisista tähtijoukoista on kuitenkin huomattavasti pienempiä, eli "vain" n. sadan tuhannen tähden joukkoja. Pallomaisten tähtijoukkojen katsotaan kuuluvan galaksin haloon. Galaksin halo kiertää galaksin ydintä jopa sadan tuhannen parsekin etäisyydellä. Toisin kuin suurin osa muista tähdistä, joukkojen liikerata ei ole rajoittunut galaksin kiekon akselille. Auringon sijainti Linnunradalla selvitettiin tutkimalla pallomaisia tähtijoukkoja. Aina 1930-luvulle saakka kuviteltiin Auringon sijaitsevan lähellä galaksin keskustaa, koska tähtien jakautuminen havaittavissa olevalla Linnunradalla näytti olevan tasainen. Pallomaisten tähtijoukkojen sijoittuminen oli kuitenkin huomattavan asymmetrinen. Jos oletetaan, että pallomaiset muodostavat suunnilleen pyöreän pallomaisen kehän galaksin keskustan ympärille, voidaan arvioida Auringon suunta galaksin keskustasta. Edelleen, arvioimalla joukkojen etäisyyksiä, voidaan arvioida myös Auringon etäisyys galaksin ytimestä. Tällöin havaittiin, että Linnunradasta voidaan havaita Maasta katsottuna vain pieni osa, ja suurin osa on peittynyt kaasuun ja pölyyn. Useimmat pallomaiset tähtijoukot ovat hyvin vanhoja, vanhimpia tunnettuja kappaleita. On arvioitu, että ne muodostuivat samaan aikaan isäntägalaksinsa kanssa. Joissakin galakseissa on havaittu sinisiä pallomaisia tähtijoukkoja. Sininen väri tarkoittaa kuumia, nuoria, melko vastikään syntyneitä tähtiä. Vielä ei tiedetä, voivatko pallomaiset tähtijoukot muodostua galaksin syntyä myöhemmin, mutta on todennäköistä, että niiden muodostuminen liittyy katastrofisiin tapahtumiin kuten galaksien törmäyksiin. Joistakin elliptisistä galakseista (joiden uskotaan syntyneen kahden spiraaligalaksin törmäyksestä ja yhteensulautumisesta) on löydetty sekä vanhoja että nuoria pallomaisia tähtijoukkoja. Vanhemmat ovat todennäköisesti tulleet spiraaligalaksien mukana ja nuoret syntyneet törmäyksessä. Pallomaisissa tähtijoukoissa tähtien esiintymistiheys on varsin suuri, ja siksi läheistä vuorovaikutusta (esimerkiksi tähdet lähes törmäävät toisiinsa) tähtien välillä esiintyy paljon. Jotkin eksoottisemmat tähtityypit ovat huomattavasti yleisempiä pallomaisissa joukoissa kuin muualla. Esimerkkeinä näistä ovat millisekuntipulsarit.

Linkkejä

- [http://www.seds.org/messier/glob.html Pallomaiset tähtijoukot], SEDSin Messier -sivut (englanniksi)
- [http://www.seds.org/~spider/spider/MWGC/mwgc.html Linnunradan pallomaiset tähtijoukot] (englanniksi)
- [http://physun.physics.mcmaster.ca/Globular.html Linnunradan pallomaisten tähtijoukkojen parametrit], William E. Harris, McMaster University, Ontario, Kanada (englanniksi)
- [http://www.mporzio.astro.it/~marco/gc/ Pallomaisten tähtijoukkojen tietokanta], Marco Castellani, Rooman Astronominen Observatorio, Italia (englanniksi) Luokka:Pallomaiset tähtijoukot ja:球状星団

Galaksi

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

Etäisyydet

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

Synty ja kehitys

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

Galaksien luokittelu

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

Aktiiviset galaksit

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

Historia

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

Painovoima

Gravitaatiovoima on gravitaatiovuorovaikutuksen aiheuttama voima, joka vetää kaikkia kappaleita toisiaan kohti. Gravitaatio on yksi luonnon neljästä vuorovaikutusvoimasta. Se on selkeästi heikoin vuorovaikutus. Painovoima eroaa gravitaatiosta siinä, että painovoima on pyörivän massakappaleen pinnalla toimiva gravitaation ja pyörähdysliikkeen aiheuttaman vastakkaissuuntaisen keskeisvoiman yhteisvaikutus. Esimerkiksi Maan ekvaattorilla olevan kappaleen paino on hiukan pienempi kuin Pohjoisnavalla olevan kappaleen. Navoilla paino=gravitaatiovoima. Gravitaatiovoiman suuruus riippuu kappaleiden massasta ja etäisyydestä. Gravitaatio on ihmisen yleisimmin havaitsema perusvuorovaikutus ja sähkömagneettisen voiman lisäksi ainoa paljaalla silmällä havaittava. Siksi siitä käytetään myös yleisempää nimeä vetovoima.

Newtonin laki vetovoimasta

F = G \frac

Gravitaation vaikutuksesta aiheutuva voima F on gravitaatiovakio G kertaa kappaleiden massojen tulo m₁·m₂ jaettuna kappaleiden keskipisteiden etäisyyden neliöllä r². G on yleinen gravitaatiovakio, sen suuruus on

G=(6,6742 \pm 0.0010)\cdot
10^ \frac

. Vakion G määrittäminen ei ole aivan yksinkertaista, koska kappaleet, joista lähtee merkittävää painovoimaa, ovat tavallisesti planeetan kokoisia ja niiden kokonaismassat eivät ole tarkasti tiedossa. Lordi Henry Cavendish onnistui ensimmäisenä, erittäin herkän torsiovaa'an avulla, mittaamaan tämä vakion.

Painovoima taivaankappaleen pinnalla

Maa vetää meitä puoleensa suunnilleen voimalla 9,80665 m/s². Tätä lukua kutsutaan nimellä g. Eri taivaankappaleille on erilaisia g:n arvoja, koska kappaleiden massat ja säteet poikkeavat suuresti toisistaan. Painovoima jonkin planeettamaisen kappaleen pinnalla on: :

g=\frac

- G = gravitaatiovakio
- M = keskuskappaleen, esim. Maan massa
- R = planeetan säde Painovoima ilmoittaa kappaleeseen putoavan kappaleen kiihtyvyyden. Puhutaankin "painovoiman kiihtyvyydestä g". Painovoimaan jossain paikassa vaikuttavat maan muodon ja tiheyden epäsäännölliset vaihtelut ja Maan litistyneisyys. Navoilla g on 9,789 m/s² ja päiväntasaajalla 9,823. :

g_=9,780 318 \left( 1+0,0053024 ^2 \phi-0,0000058 ^2 2\phi \right) - 3,086 \times 10^h

- Jossa :h = korkeus merenpinnasta :φ (fii) leveysaste Meren pinna yllä lisätään joskus vaakasuorassa suunnassa maasta tuleva painovoima "Bouguerin korrektio". Ihminen kestää tyypillisesti ilman erikoisvarusteita 5 g:n voimia, mutta jo 2 - 3 g on hyvin epämukava. 10 g:n kestää lentäjä gee-puvuissa. 100 g tappaa varmasti.
- Kuun pinnalla vallitsee painovoima, joka on noin kuudesosa maan vastaavasta: 1,622 m/s², (0,1654 g)
- Marsin pinnalla vallitsee painovoima 3,69 m/s² (eli 0,376g)
- Jupiterin pinnalla vallitsee 23,12 m/s² (eli 2,358 g:n painovoima)
- Auringon pinnalla on 273,95 m s^-2 (27,9 g) Tähtien pinnalla vallitsee valtavia painovoimia, joita on mitattu spektroskoopilla spektriviivojen levenemisestä.

Yleinen suhteellisuusteoria

Albert Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria selittää painovoiman aika-avaruuden kaareutumisella massiivisten kappaleiden lähellä: kentän potentiaalia kuvaa teorian mukaan aika-avaruuden metrinen tensori (kun sähkömagnetismilla on vektoripotentiaali). Einsteinin teoriassa metrisen tensorin toisten paikkaderivaattojen yhdistelmä, ns. Ricci:n kaarevuustensori, on yksinkertaisessa yhteydessä aineen energia-impulssitensorin kanssa. Gravitaatiota ei ole kyetty selvittämään kvanteilla, eikä se kuulu standardimalliin, mutta sen välittäjähiukkaselle on annettu nimi gravitoni, ns. tensorihiukkanen. Gravitoneja ei toistaiseksi ole havaittu.

Ekvivalenssiperiaate

Yllä oleva Newtonin lain kaava yhdessä mekaniikan peruskaavan

F=ma

kanssa voidaan helposti todistaa, että kappaleen liike gravitaatiokentässä ei riipu kappaleen massasta. Tämä ns. ekvivalenssiperiaaate formuloi ja todisti ensimmäisenä Galileo Galilei. Se sopii loogisesti yhteen yleisen suhteellisuusteorian kanssa, --- tai itse asiassa jokaisen "geometrisluonteisen" painovoimateorian, kuten myös suomalaisen [http://www.helsinki.fi/~eisaksso/nordstrom/gunnar.html Gunnar Nordströmin], kanssa. Myöhemmin unkarilainen paroni Roland Eötvös ja amerikkalainen Robert H. Dicke todistivat ekvivalenssiperiaatteen paikansapitävyyttä erittäin suurella tarkkuudella.

Katso myös

- Antigravitaatio
- Aristoteleen painovoimateoria Luokka:Fysiikka

Linnunrata

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

Rakenne

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

Linnunradan havaitseminen

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

Linnunradan rakenteesta

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

Linnunradan keskus

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

Linnunradan galaksinaapurit

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

Messier 31

:Andromedan galaksi

Omega Centauri

Omega Centauri tai NGC 5139 on tunnettu pallomainen tähtijoukko, joka kiertää Linnunrataa. Tähtijoukko on eteläisellä tähtitaivaalla Kentaurin tähtikuviossa, niin etelässä, ettei se näy Suomessa vaan eteläisen deklinaationsa, -47°29' takia aivan Etelä-Euroopassa. Tämä tähtijoukko on pallomaisista tähtijoukoista kaikkein kirkkain. Tässä tähtijoukossa on muutama miljoona vanhaa tähteä, ja se on 17.000 valovuoden päässä maasta. Tähtijoukko peittää taivaasta 36,3' ja sen näennäinen kirkkaus on 3,68, se näkyy paljain silmin tähtenä ja on siksi saanut tähdelle tarkoitetun Bayerin nimen. oletetaan, että tämäkin pallomainen tähtijoukko on entisen kääpiögalaksin ydin. Luokka: Pallomaiset tähtijoukot

Aurinko

Aurinko on lähin tähti Maasta katsoen. Auringon ympärille syntyneet planeetat ja muut kappaleet muodostavat Aurinkokunnan. Aurinko on tyypillinen keskimassainen tähti, jolla ei ilmeisesti ole mitään poikkeuksellisia ominaisuuksia. Auringon perinteisiä suomalaisia nimiä ovat myös Päivyt ja Päivänkehrä.

Auringon elinkaari

Aurinko syntyi noin 5 miljardia vuotta sitten ja noin 5 miljardin vuoden kuluttua sen energiavarat loppuvat. Aurinko kirkastuu hitaasti ja 200 miljoonan vuoden kuluttua Maapallon meret kuivuvat. Tosin teoriassa ihmiskunta saattaisi rakentaa avaruuteen varjostimen Maapallon pitämiseksi elinkelpoisena 600 miljoonaa vuotta. Miljardin vuoden kuluttua lisääntynyt painovoiman puristus laajentaa fuusioreaktiot Auringon ulompia kerroksia kohden, jolloin Aurinko alkaa hitaasti laajentua ja muuttua punaiseksi. Neljän miljardin vuoden kuluttua sykkivä Aurinko nielaisee sisemmät planeetat eli Merkuriuksen ja Venuksen. Maapallo sulaa tulipalloksi ja osa sen kivikehästä höyrystyy avaruuteen. Lopulta Aurigon keskusta luhistuu Jupiterin kokoiseksi valkoiseksi kääpiöksi. Samalla Aurinko puhaltaa ulommat kerroksensa kauniiksi planetaariseksi sumuksi. Vielä silloinkin Aurinkoa kiertäneet planeetat, mukaan lukien Maapallon jo tässä vaiheessa jäähtynyt ydin, kiertävät sitä ikuisessa pimeydessä ja kylmyydessä.

Auringon ominaisuuksia

- pintalämpötila 5780 K
- massa 1,9891 × 10³⁰ kg
- valovoima (säteilyteho) 3,827 × 10²⁶ W
- säde 6,96 × 10⁸ m Auringon massaa, sädettä ja valovoimaa käytetään yleisesti yksikkönä muiden tähtien säteitä, massoja ja valovoimia käsiteltäessä.

Auringon aktiivisuus

Auringon keskustassa lämpöydinreaktiot muuttavat vetyä heliumiksi; 3.9 × 10⁴⁵ atomia fuusioituu joka sekunti. Näissä reaktioissa vapautuu energiaa, joka pakenee Auringon pinnasta valona ja lämpönä sekä muina sähkömagneettisen säteilyn lajeina. Tarkemmin tarkasteltaessa Auringon pinta muuttuu koko ajan. Auringon pinnan ilmiöistä tunnetuin on auringonpilkut. Muita Auringon pinnalla tapahtuvia ilmiöita ovat flaret eli roihut, protuberanssit, granulat ja nk. auringonjäristykset joita mm. ESAn SOHO -avaruusluotain havaitsi. Aurinko virittää mm. Maan lähiavaruuteen nk. avaruussään. Auringon aktiivisuuden huippukausina esiintyy nk. aurinkomyrskyjä. Nämä näkyvät Maassa mm. voimakkaina ja laaja-alaisina revontulina ja mm. Kanadan ja Yhdysvaltain itärannikon pitkien sähkön siirtolinjojen jakeluhäiriöinä. Aurinko saa säteilemänsä energian siten, että vety muuttuu heliumiksi auringon ytimessä tapahtuvassa ydinreaktiossa. Tämä energia kulkee röntgensäteilynä kohti auringon konvektiokerroksia, jossa energia kulkee konvektiovirtauksina noin 210 000 kilometrin syvyydestä alkaen kohti pintaa.

Luettavaa

- Leon Golub ja Jay M. Pasachoff: Nearest Star - The Surprising Science of Our Sun, suomennettuna: Lähin tähtemme, ISBN 952-5329-37-2, Ursa 2004

Auringolta suojautuminen

- Aurinkoa ei kannata katsoa suoraan, sillä se voi vahingoittaa näkökykyä. Jopa auringonpimennyksen yhteydessä auringon suora katsominen voi helposti vahingoittaa silmiä. Aurinkoa ei kannata katsoa myöskään aurinkolasien tai muun tummentavan suojan läpi. Auringonpimennystä katsottaessa tulee käyttää tähän tarkoitettuja laseja tai hitsaajan suojalaseja.
- Auringonvalo vanhentaa ihoa, ja voi aiheuttaa ihosyöpää. On kuitenkin terveellisempää liikkua ulkona aurinkoisellakin säällä, kuin oleskella sisällä. Voimakkaaseen auringonpaisteeseen joutuvat ihonkohdat tulisi kuitenkin suojata aurinkovoiteella. Ihon palaminen on merkki liiallisesta altistuksesta tai puutteellisesta suojauksesta, ja myös syöpävaaran kasvusta.
- Liiallinen kuumuudessa ja auringonpaisteessa oleskelu voi aiheuttaa auringonpistoksen, joka ilmenee päänsärkynä ja pahoinvointina. Paha auringonpistos voi vahingoittaa muun muassa aivoja.

Aiheesta muualla

- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html SOHO-luotaimen viimeisimmät kuvat Auringosta]
- [http://soi.stanford.edu/data/farside/index.html Auringon magneettikentän karttoja]
- [http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html Nasan pimennyksiä käsittelevä sivusto]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) satellite][http://sohowww.nascom.nasa.gov/explore/faq/sun.html FAQ]
- [http://soi.stanford.edu/results/sounds.html Auringon ääniä]
- [http://www.spaceweather.com Spaceweather.com - avaruussääpalvelu]
- [http://www.avaruusmgz.info/vol11/heinakuu/hiukkaspilvet.html Auringon hiukkaspilvet]
Luokka:Tähdet Luokka:Aurinko Luokka:Turvallisuusohjeet als:Sonne ms:Matahari zh-min-nan:Ji̍t-thâu ko:태양 ja:太陽 simple:Sun th:ดวงอาทิตย์

Parsek

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

Miksi parsekia käytetään

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

Parsekin tarkka määritelmä

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

1 pc =  = 206 265 \mbox

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

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

Parsekeina ilmoitettuja etäisyyksiä

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

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

Pulsari

Pulsari on neutronitähti, joka pyörii nopeasti. Se lähettää sähkömagneettista säteilyä avaruuteen majakan tavoin kartiomaisina keiloina, mikä havaitaan maapallolla hyvin säännöllisesti toistuvina pulsseina. Pulsareita syntyy supernovaräjähdyksien seurauksena. Ensimmäinen pulsari PSR 1919+21 löydettiin Ketun tähdistöstä vuonna 1967. Luokka:Tähden kehitys ja:パルサー

Luokka:Pallomaiset tähtijoukot

Pallomaisista tähtijoukoista kertovia artikkeleja. Luokka:Tähdet

Cricetulus

catégorie:Mammifère (noms scientifiques) Ce Genre est celui des hamsters nains à queue longue (2 à 3 cm).Il comprend les espèces suivantes:
- Cricetulus alticola
- Cricetulus barabensis - hamster de Chine.
- Cricetulus kamensis
- Cricetulus longicaudatus
- Cricetulus migratorius - hamster migrateur
- Cricetulus sokolovi Catégorie:Rongeur

tanie latanie, tanie loty appartamenti bruxelles samsung true tone hotels Berlin online slots

:: RELATED NEWS ::

Cuvillers
Cuvillers to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwało 191 osób, a gęstość zaludnienia wynosiła 67 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Cuvillers plasuje się na 1020. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na miejscu 85

Cysoing
Cysoing to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwało 3 699 osób, a gęstość zaludnienia wynosiła 272 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Cysoing plasuje się na 238. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na miejscu

Damousies
Damousies to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwały 252 osoby, a gęstość zaludnienia wynosiła 50 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Damousies plasuje się na 968. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na miejscu 677

Dechy
Dechy to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwały 5 464 osoby, a gęstość zaludnienia wynosiła 589 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Dechy plasuje się na 159. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na miejscu 368

Dehéries
Dehéries to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwały 33 osoby, a gęstość zaludnienia wynosiła 18 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Dehéries plasuje się na 1130. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na miejscu 917

Denain
Denain to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwały 19 544 osoby, a gęstość zaludnienia wynosiła 1,697 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Denain plasuje się na 32. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na miejscu

Deûlémont
Deûlémont to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwało 1 368 osób, a gęstość zaludnienia wynosiła 138 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Deûlémont plasuje się na 463. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na

Dimechaux
Dimechaux to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwało 280 osób, a gęstość zaludnienia wynosiła 58 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Dimechaux plasuje się na 945. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na miejscu 694

Dimont
Dimont to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwały 373 osoby, a gęstość zaludnienia wynosiła 50 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Dimont plasuje się na 870. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na miejscu 488.). <

Doignies
Doignies to miejscowość i gmina we Francji, w regionie Nord-Pas-de-Calais, w departamencie Nord. Według danych na rok 1990 gminę zamieszkiwało 225 osób, a gęstość zaludnienia wynosiła 30 osób/km² (wśród 1549 gmin regionu Nord-Pas-de-Calais Doignies plasuje się na 992. miejscu pod względem liczby ludności, natomiast pod względem powierzchni na miejscu 485.)