Home About us Products Services Contact us Bookmark
:: wikimiki.org ::
Planetaarinen Sumu

Planetaarinen sumu

Planetaarinen sumu on tähtitieteessä hehkuva kaasukuori, joka on syntynyt normaalikokoisen tai pienen tähden elinkaaren lopussa tähden puhallettua ulkokuorensa avaruuteen. Planetaariset sumut ovat kaasusumuista pienimpiä – niiden koko on korkeintaan muutamia valovuosia ja elinikä joitakin tuhansia vuosia. Planetaaristen sumujen sukulaisia ovat supernovajäänteet, jotka ovat kuitenkin syntyneet varsin erilaisissa olosuhteissa ja poikkeavat yleensä myös ulkonäöltään planetaarisista sumuista.

Löytöhistoria

Planetaariset sumut ovat kaikki melko himmeitä, eikä niitä voi havaita paljain silmin. Ensimmäisen lajityypin edustajan, Nostopainosumun M27, löysikin vasta vuonna 1764 Charles Messier kaukoputkellaan. Ajan alkeellisilla havaintovälineillä sumut näyttivät pieniltä vihertäviltä kiekoilta – siten hyvin samanlaisilta kuin kaukaiset kaasuplaneetat Uranus ja Neptunus. William Herschel antoi niille yhä nykyisin käytössä olevan nimen, vaikka planetaarisilla sumuilla ei todellisuudessa olekaan juuri tekemistä planeettojen kanssa. Planetaaristen sumujen luonne säilyi arvoituksena aina spektroskopian keksimiseen saakka 1800-luvun puolivälissä. Silloin havaittiin, että tähdet sekä tietyt "tähtisumut" (jotka myöhemmin paljastuivat galakseiksi) synnyttivät jatkuvan spektrin, jossa oli tummia absorptioviivoja kertomassa eri alkuaineiden läsnäolosta. Kun William Huggins tutki Kissansilmäsumun spektriä, hän huomasi sen olevan tyystin erilainen tähtien spektreihin verrattuna. Se koostui vain muutamista emissioviivoista, joista kirkkaimman aallonpituus oli 500,7 nanometriä. Viiva ei vastannut mitään tunnettua alkuainetta, ja niinpä sen oletettiin olevan uusi alkuaine, jolle annettiin nimeksi nebulum. Samalla periaatteella oli vuonna 1868 löydetty helium Auringon spektristä. Nebulumia ei kuitenkaan koskaan löydetty planeetaltamme, toisin kuin heliumia, ja 1900-luvun alussa Henry Russell ehdotti, että outo emissioviiva saattaisikin olla poikkeuksellisissa olosuhteissa olevan tunnetun alkuaineen aiheuttama. 1920-luvulla keksittiin, että erittäin harvassa kaasussa elektronit voivat siirtyä metastaattisille korkeammille energiatasoille atomeissa ja ioneissa, mikä tiheämmässä kaasussa ei ole mahdollista, koska atomien törmäykset estävät kyseisten energiatasojen säilymisen. Spektrospooppisin mittauksin todettiin, että planetaariset sumut todella koostuvat hyvin harvasta kaasusta. 500,7 nanometrin emissioviivan aiheuttaa elektronien siirtyminen metastaattisille tasoille hapessa. Se sijaitsee näkyvän valon sinivihreällä alueella, mikä aiheuttaa sumuille niiden ominaisvärin. Valokuvaustekniikat eivät yleensä ole kovin herkkiä vihertäville väreille, joten sumun saaminen näkymään valokuvassa luonnollisen värisenä on hankalaa. Planetaaristen sumujen ymmärrettiin olevan osa tähtien kehityskaaren loppua, kun sumujen keskuksista löydettiin pieniä ja kuumia valkoisia kääpiötähtiä ja kun sumujen havaittiin laajenevan. 1900-luvun lopulla avaruusteleskoopit mahdollistivat muiden kohteiden ohella myös planetaaristen sumujen tutkimisen sellaisilla aallonpituuksilla, jotka eivät läpäise Maan ilmakehää, sekä sumujen tiheyden ja lämpötilan tarkemman mittauksen. Hubble-avaruusteleskooppi on paljastanut lukuisista sumuista aiemmin luultua paljon monimutkaisempia rakenteita. Planetaarisia sumuja on löydetty Linnunradasta yli 1 500 kappaletta, mutta todellisuudessa niitä arvellaan olevan galaksissamme noin 10 000. Ne ovat keskittyneet galaktisen tason lähettyville. Tähtijoukoissa planetaariset sumut ovat hyvin harvinaisia: vain neljä sumua on löydetty pallomaisista tähtijoukoista (muun muassa Pease 1 M15:ssä ja IRAS 18333-2357 M22:ssa) ja yksi vanhasta avoimesta tähtijoukosta (NGC 2818 tähtijoukossa NGC 2818A). Avoimet tähtijoukot hajaantuvat yleensä ennen kuin niiden tähdet pääsevät elinkaarensa loppuun, joten sumut eivät ehdi yleensä syntyä niiden aikana. Suurimmilla kaukoputkilla planetaarisia sumuja on kyetty löytämään myös paikallisryhmän galakseista: Suuresta ja Pienestä Magalhãesin pilvestä, Andromedan galaksista (M31), M32:sta, Kolmion galaksista (M33) ja NGC 6822:sta. Ne ovat siten mitä todennäköisimmin tavallisia kaikissa galakseissa.

Kehitys

Planetaarinen sumu on elinkaaren viimeinen vaihe valtaosalle tähdistä. Vain Aurinkoa vähintään 1,44 kertaa massiivisemmat tähdet (kyseinen suhde tunnetaan Chandrasekharin rajana) päättävät päivänsä supernovana, jolloin on usein seurauksena supernovajäänne. Tyypillinen auringonkaltainen tähti viettää suurimman osan useita miljardeja vuosia kestävästä elämästään varsin rauhallisesti muuttamalla fuusioreaktion avulla vetyä heliumiksi ytimessään. Energian virratessa kaasun mukana ulospäin syntyy painetta. Sen kumoaa tähden oma painovoima, joka puolestaan pyrkii luhistamaan tähden kasaan. Näin tähti pysyy tasapainossa. Kun tähden vetyvarastot alkavat loppua, paine ei enää riitä pitämään tähden osia kasassa, vaan sen ydin alkaa luhistua painovoiman vaikutuksesta. Samalla sen lämpötila nousee moninkertaiseksi – Auringolla noin 15 miljoonasta kelvinasteesta 100 miljoonaan asteeseen. Lämpötilan nousu aiheuttaa tähden ulkokerrosten nopean laajenemisen, ja ne puolestaan viilenevät. Tähdestä on tullut punainen jättiläinen. 100 miljoonassa asteessa ydin alkaa muuttaa heliumia hiileksi ja hapeksi, ja sen luhistuminen pysähtyy. Ytimen sisään muodostuu sisempi, hiilestä ja hapesta koostuva ydin, ja heliumkerros on sen pinnalla. Heliumin fuusioreaktio on erittäin herkkä lämpötilan vaihteluille: jo kahden prosentin kasvu lämpötilassa yli kaksinkertaistaa reaktion nopeuden. Tällöin vapautunut energia kuumentaa tähteä entisestään, jolloin heliumkerros ensin laajenee, viilenee ja lopulta viilentää koko ytimen hidastaen taas reaktion entiselle tasolleen. Tähdestä on tullut äärimmäisen epävakaa – pulssinomaisesti se vuoroin laajenee ja supistuu yhä voimakkaammin, kunnes se lopulta puhaltaa ulko-osansa kauas avaruuteen. Tällaisessa laajenemis-supistumisvaiheessa on muun muassa Valaan tähdistössä oleva kuuluisa muuttuva tähti Mira. Useilla planetaarisilla sumuilla on havaittavissa heikko halo, joka on peräisin kyseisen vaiheen ajalta ennen tähden lopullista tuhoa. Tähdestä irtoava kaasu muodostaa laajenevan pilven, ja paljastaa vähitellen tähden sisempiä ja yhä lämpimämpiä osia. Kun paljastuneen pinnan lämpötila on noussut noin 30 000 kelviniin, lähettää se runsaasti ultraviolettisäteilyä, jonka fotonit ionisoivat kaasupilven atomit ja kaasu alkaa hehkua. Pilvestä on syntynyt planetaarinen sumu. Lähekkäisille kaksoistähdille voi syntyä erikoisen muotoinen planeetaarinen sumu, kun kaksi tähden ydintä kiertää yhteisen harvahkon kaasuvaipan sisässä. kasuvaippa syntyy masiivisen tähden laajetessa nieleisten pienemmän pääsarjan tähden. Toisesta tähdestä tulee valkoinen kääpiö ja toisesta pääsarjan tähti. Yhteisen kaasuvaipan kitka aiheuttaa tähtien tiheiden ydinten kiertoratojen lähestymistä ajan mukana yhä nopeammin, kyse on "spiralloitumisesta sisään". Lopputulos on erikoisen muotoinen planetaarinen sumu, jonka sisässä on valkea kääpiö ja pääsarjan tähti. Koska auringonkaltaisia tähtiä on Linnunradassa ainakin sata miljardia ja planetaarisia sumuja taas vain 10 000, on sumujen eliniän oltava korkeintaan muutamia kymmeniä tuhansia vuosia. Tähden jäänne viilenee ajan myötä energian poistuessa siitä säteilynä, ja sen massa ei ole enää riittävä hiilen ja hapen fuusioimiseksi. UV-säteily heikkenee ja ionisoi yhä vähemmän yhä kauemmaksi laajentunutta kaasupilveä, kunnes tähti muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, sumun atomit rekombinoituvat ja sumu häviää avaruuteen toimien ehkä myöhemmin uusien tähtien raaka-aineena. Tyypillisen planetaarisen sumun elinkaari on noin 10 000 vuoden mittainen. fotoni

Rakenne

Planetaariset sumut ovat yleensä vain 1–3 valovuoden kokoisia – huomattavasti pienempiä kuin useimmat muut kaasusumut. Ne koostuvat erittäin harvasta kaasusta, jonka tiheys on noin 1024 kertaa pienempi kuin maan ilmakehän. Tyypillisesti yhdessä kuutiosenttimetrissä on vain 1 000 partikkelia – vähemmän kuin missään ihmisen keinotekoisesti luomassa "tyhjiössä". Keskustähden säteily kuumentaa sumun noin 10 000 kelviniin. Lämpötila nousee, kun sumu on laajentunut jonkin verran, sillä sumu absorboi ensin kaikkein vähiten energiset fotonit, jotka absorboituvat kaasuatomeihin kaikkein todennäköisemmin. Vasta myöhemmin korkeaenergiset fotonit absorboituvat, mikä johtaa sumun lämpötilan kasvuun. Jos sumussa on tarpeeksi materiaa, absorboi se kaikki tähden lähettämät UV-fotonit, ja näkyvän osan ulkopuolelle jää kerros ionisoitumatonta sumua. Tällöin sumun sanotaan olevan säteilyllisesti rajoittunut. Materiaalisesti rajoittuneessa sumussa UV-säteily riittää ionisoimaan koko sumun, ja säteilyä voi jäädä ylikin. Planetaariset sumut ovat yleensä muodoltaan melko symmetrisiä ja enemmän tai vähemmän pallomaisia. Noin 10 prosentilla sumuista on bipolaarinen (kaksiosainen) rakenne. Sumun muoto riippuu myös siitä, missä kulmassa näemme sen: suoraan sivulta päin katsottuna tietynlaiset sumut ovat tynnyrimäisiä (esimerkiksi Nostopainosumu M27), kun taas navan suunnalta katsottuna ne vaikuttavat rengasmaisilta (esimerkiksi Lyyran rengassumu M57 ja Helix-sumu). Planetaariset sumut ovat kuin lumihiutaleita: vaikka niissä toistuvat samat niille luonteenomaiset piirteet, ovat ne silti ällistyttävän monimuotoisia, eikä kahta samanlaista ole mahdollista löytää. Suurten teleskooppien kuvat ovat paljastaneet sumujen rakenteessa monimutkaisia kuvioita, joiden syntymekanismi on toistaiseksi epäselvä. Ne saattavat olla seurausta häiriötekijöistä, kuten kaksoistähden jäljelle jääneestä komponentista tai planeetoista. Uuden teorian (tammikuu 2005) mukaan sumujen rakenne on magneettikenttien synnyttämä. Vorontsovin–Veljaminovin jaottelun mukaan planetaariset sumut jaetaan seuraaviin tyyppeihin:
- 1 – tähtimäinen
- 2 – tasainen levy
  - 2a – kirkkaampi keskustaa kohden
  - 2b – tasaisen kirkas
  - 2c – jälkiä rengasrakenteesta
- 3 – epäsäännöllinen levy
  - 3a – hyvin epäsäännöllinen kirkkauden jakautuminen
  - 3b – jälkiä rengasrakenteesta
- 4 – rengasmainen
- 5 – epäsäänöllinen diffuusi sumu
- 6 – poikkeuksellinen muoto

Katso myös


- Kaasusumu
- Emissiosumu

Aiheesta muualla


- [http://www.seds.org/messier/planetar.html SEDSin sivu planetarisista sumuista]

Lähteet


- Englanninkielinen Wikipedia (osittain suora käännös)
- [http://www.seds.org/messier/planetar.html SEDS] Luokka:Tähtitiede ja:惑星状星雲

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

Kaasusumu

Kaasusumulla tarkoitetaan tähtitieteessä tähtienvälisessä avaruudessa olevaa kaasupilveä. Koska avaruus on lähes täydellinen tyhjiö, pienitiheyksinenkin kaasu voi siitä erottua. Yleensä sumut ovat myös useiden, jopa satojen valovuosien kokoisia. Kaasusumujen tiheydet ovat yleensä maassa aikaansaataviin tyhjiöihin verrattuina huomattavasti harvempia rakenteeltaan; maapallon kokoinen pilvi kaasusumua painaa vain muutaman kilogramman. Vedyn alfa-viivaa spektroskopisesti mittaamalla on saatu selville kaasusumujen koostumuksia. Ne sisältävät muun muassa vetyä, alkoholia ja metaania sekä myös pieniä määriä raskaampia aineita pölyn muodossa. Vety on niissä yleisin, kuten muuallakin maailmankaikkeudessa, ja se saa aikaan erityisesti valokuvissa näkyvän punaisen värin. Kaasusumut liittyvät usein tähtien syntyyn tai kuolemaan.

Kaasusumujen tyypit


- Emissiosumu, joka säteilee itse valoa tietyllä aallonpituudella lähitähtien antamalla energialla
- Heijastussumu, joka heijastaa lähitähtien valoa
- Pimeä sumu, joka ei valaise eikä heijasta tähtien valoa
- Planetaarinen sumu, normaalin tähden elinkaarensa lopussa puhaltamista ulkokerroksista koostuva pieni sumu
- Supernovajäänne, supernovana räjähtäneen tähden jäännöksistä koostuva sumu Diffuusisumu on yhteisnimitys kaikille valaiseville tai heijastaville sumuille.

Katso myös


- Tähtienvälinen aine
- Molekyylipilvi
- HI-alue
- Globuli Luokka:Tähtitiede ja:星雲

Nostopainosumu

Nostopainosumu eli M27 on planetaarinen sumu Ketun tähdistössä. Se oli ensimmäinen havaittu planetaarinen sumu, jonka löysi Charles Messier 12. heinäkuuta 1764. Hän kuvaili sitä tähdettömäksi ovaaliksi sumuksi. William Herschelin poika John antoi sumulle nimeksi Dumb-bell (nostopaino). Nostopainosumu on planeetaltamme katsottuna yksi laajimmista planetaarisista sumuista ja toiseksi kirkkain Helix-sumun jälkeen (Nostopainosumun pintakirkkaus on kuitenkin suurempi). Heikko halo mukaan lukien sen halkaisija on taivaalla puolet täysikuusta. Se näkyy Maahan suunnilleen sivulta päin. Jos jompi kumpi sen navoista näkyisi meitä kohti, olisi sumu todennäköisesti renkaan muotoinen ja muistuttaisi esimerkiksi Lyyran rengassumua M57. Venäläisen tähtitieteilijän O. N. Tšudovitšeran mukaan sumu laajenee noin 6,8 kaarisekuntia vuosisadassa, mikä merkitsisi sille noin 3 000–4 000 vuoden ikää. Sumun keskustähti on melko kirkas O7-luokan sinertävä kääpiö, jonka kirkkaus on 13,5 magnitudia. Sillä on ilmeisesti myös kirkkaudeltaan 17 magnitudin kellertävä seuralaistähti 6,5 kaarisekunnin päässä. Nostopainosumun etäisyyttä ei tunneta tarkasti. Arviot ovat vaihdelleet 490 ja 3 500 valovuoden välillä, mutta useimmin luvuksi on saatu noin 1 250 valovuotta. Tällä etäisyydellä sumun absoluuttinen kirkkaus on noin satakertainen Aurinkoon nähden ja keskustähden kirkkaus +6m (kolmannes Auringon kirkkaudesta). Suuri osa tähden säteilystä on korkeaenergistä ja näkyvän valon ulkopuolella; kaasusumu absorboi säteilyn ja emittoi sen uudelleen suureksi osaksi näkyvänä valona. Aurinko Vuonna 2001 Hubble-avaruusteleskooppi otti Nostopainosumusta tarkkoja kuvia, joista huomattiin lukuisia hehkuvia kaasuryppäitä sumun sisällä, kuuman ionisoituneen kaasun ja viileän neutraalin kaasun yhtymäkohdissa. Niiden koko ja muoto vaihtelee keskustähteen osoittavista hehkuvista sormimaisista muodostelmista yksittäisiin pilviin, joista osassa on kaasusta muodostuva häntä. Niiden koko on 17–56 miljardia kilometriä (vertaa Pluton radan säde 5,9 miljardia kilometriä) ja massaltaan kukin niistä vastaa noin kolmea maapalloa. Ne ovat muodostuneet sumun kehityksen alkuvaiheessa ja ne muuttavat muotoaan sumun laajetessa. Hubble-teleskooppi on löytänyt vastaavantapaisia muodostelmia myös Lyyran rengassumusta, Eskimosumusta (NGC 2392) ja "Verkkokalvosumusta" (IC 4406), joten ne saattavat olla planetaaristen sumujen tyypillinen piirre.

Havaitseminen

Nostopainosumu on kaikista planetaarisista sumuista helpoin havaita. Se näkyy jo tavallisella kiikarilla tai pienellä kaukoputkella sumumaisena levynä, ja suurehkolla harrastajalaitteella voi nähdä sumun keskustähden sekä sen nostopainomaisen muodon. Se sijaitsee noin kolme astetta pohjoiseen Nuolen kirkkaimmasta tähdestä γ Sagittaesta, neljän juuri paljain silmin havaittavan tähden muodostaman puolikaaren keskellä.

Katso myös


- Messierin luettelo
- Pieni nostopainosumu eli M76 Perseuksen tähdistössä

Lähteet


- [http://www.seds.org/messier/m/m027.html SEDS] Luokka:Messierin luettelo ja:亜鈴状星雲

1764

Tapahtumia


- Messier 3 löydettiin.
- Haukiputaan kirkko vihittiin käyttöön.

Syntyneitä


-

Kuolleita


- Luokka:1700-luku ko:1764년

Charles Messier

Charles Messier (26. kesäkuuta 1730–12. huhtikuuta 1817) oli ranskalainen tähtitieteilijä. Messier syntyi Badouvillier'ssa, Lorrainessa, mutta hänen nuoruutensa on hämärän peitossa aina vuoteen 1751 saakka, jolloin hän saapui Pariisiin ja pääsi töihin kuuluisalle tähtitieteilijälle Joseph Nicolas Delislelle. Messier'n mielenkiinto suuntautui ajan tyylin mukaisesti komeettoihin. Komeettojen etsimisen helpottamiseksi hän laati luettelon sumumaisista kohteista, joihin komeetan saattoi helposti sekoittaa silloisilla kaukoputkilla. Komeettojen löytämisen sijaa Messier'n nimen teki kuolemattomaksi tämä Messierin luettelo, jossa on 110 syvän taivaan kohdetta. Luettelonsa ensimmäisen kohteen, Rapusumun eli Messier 1:n, hän näki hieman Härän eteläisen sarven yläpuolella 28. elokuuta 1758. Messier kuoli 12. huhtikuuta 1817 ollessaan 86 vuoden ikäinen.

Linkkejä


- http://www.seds.org/messier/xtra/history/CMessier.html Messier, Charles Messier, Charles ja:シャルル・メシエ

Uranus

Uranus on aurinkokunnan seitsemäs planeetta Auringosta lukien. Se on kaasujättiläinen, kooltaan kolmanneksi suurin Saturnuksen jälkeen ja massaltaan neljänneksi suurin Neptunuksen jälkeen. Uranoksen mukaan nimetty planeetta on ainoa kreikkalaisen jumalan mukaan nimetty planeetta; kaikki muut on nimetty roomalaisten jumalien mukaan. Uranuksen tähtitieteellinen symboli on 10px. Planeetalla on himmeä rengasjärjestelmä ja 27 tunnettua kuuta.

Rakenne

10px
Uranus koostuu pääasiassa kivestä ja eri alkuaineiden muodostamasta jäästä; vetyä on vain 15 % ja heliumia vähän – toisin kuin Jupiter ja Saturnus, jotka koostuvat pääasiassa vedystä. Uranuksen 1–2 Maan massaa vastaava pintakerros koostuu lähinnä molekyylisestä vedystä, heliumista ja metaanista. Punaista valoa absorboiva metaani aiheuttaa planeetan vihertävän värin. Metaanipilvien yläpuolella leijuu savusumun tapainen kerros, joka peittää useimmat pilvimuodostumat näkyvistä ja joka on syntynyt todennäköisesti auringonvalon pilkkoessa metaania radikaaleiksi, jotka puolestaan muodostavat muun muassa asetyleeniä ja eteeniä. Savusumu aiheittaa planeetan pinnan voimakkaan reunatummenemisen, mikä hankaloittaa planeetan läpimitan määrittämistä. Pintakerroksen alla on todennäköisesti tuhansien kilometrien paksuinen, lähinnä vettä ja vähäisemmässä määrin metaania ja ammoniakkia sisältävä vaippa, jossa aineet ovat korkeassa lämpötilassa ja paineessa. Vesi on siksi hajonnut hydronium- ja hydroksidi-ioneiksi, ammoniakki ammoniumioneiksi ja metaani protoneiksi sekä hiiliatomeiksi. Seos käyttäytyy sulan suolan tavoin ja se johtaa hyvin sähköä. Uranuksen suuresta etäisyydestä Aurinkoon nähden johtuu, että sen vesipitoisuus on huomattavasti suurempi kuin Jupiterilla ja Saturnuksella. Vaipan massa vastaa noin 10–15 Maan massaa. Jäinen ja kivinen ydin on todennäköisesti korkeintaan Maan massainen, ja kivimateriaalin uskotaan olevan tasaisemmin jakautunut koko planeettaan kuin suuremmilla kaasujättiläisillä.

Akselin kallistuma

Yksi Uranuksen silmiinpistävimmistä piirteistä on sen pyörähdysakselin voimakas kallistuma. Planeetta vaikuttaa ikään kuin vierivän radallaan, ja useita kymmeniä Maan vuosia kerrallaan toinen navoista osoittaa jatkuvasti Aurinkoa kohti toisen jäädessä pimentoon. Akselin kallistuman voidaan ajatella olevan noin 98 astetta, jolloin planeetta kiertää itsensä ympäri samaan suuntaan kuin muutkin planeetat, tai 82 astetta, jolloin se kiertää retrogradisesti Venuksen ja Pluton tapaan. Vaikka Uranuksen napa-alueet saavat enemmän energiaa auringonvalosta kuin päiväntasaajan seutu, on päiväntasaaja toistaiseksi tuntemattomasta syystä napoja lämpimämpi. Voyager 2 -avaruusluotaimen ohittaessa planeetan sen pinnalla havaittiin vain hyvin heikkoja pilvimuodostumia; Hubble-avaruusteleskoopin havaitessa planeettaa 1990-luvulla Auringon lähestyessä päiväntasaajaa se havaitsi voimakkaampia vyöhykemäisiä pilvirakenteita. Vuonna 2007 aurinko on suoraan päiväntasaajan uläpuolella. Uranuksen kallistumisen syytä ei tunneta, mutta selitykseksi on epäilty törmäystä suuren protoplaneetan kanssa Aurinkokunnan syntyvaiheessa.

Magneettikenttä

Uranuksen magneettikenttä on voimakkaampi kuin Saturnuksella. Magneettikentän keskipiste ei sijaitse planeetan keskipisteessä, ja se on kallistunut 59° pyörähdysakselin suhteen. Poikkeaman on aiheuttanut todennäköisesti virtausliike melko matalalla pinnan alla. Myös Neptunuksen magneettikentässä on havaittavissa vastaavanlainen ilmiö. Uranuksen kierto itsensä ympäri aiheuttaa magneettikentän venymisen korkkiruuvimaiseksi kierteeksi planeetan taakse sen kiertäessä radallaan. Magneettikentän lähde on toistaiseksi tuntematon, sillä sähköä johtavan vesipitoisen vaipan olemassaolo on epävarma.

Löytö ja nimeäminen

Uranus oli ensimmäinen planeetta, jonka voidaan sanoa löytyneen. Vaikka se näkyy juuri ja juuri paljain silminkin, merkittiin kohde tähdeksi useilla ensimmäisillä havaintokerroilla. Varhaisin tällainen merkintä on vuodelta 1690, kun John Flamsteed luetteloi sen 34 Tauriksi. Flamsteed havaitsi Uranuksen myöhemmin vielä kaksi kertaa, vuosina 1712 ja 1715. James Bradley puolestaan näki planeetan 1748, 1750 sekä 1753 ja Mayer 1756. Pierre Charles Le Monnier oli oman järjestelmättömyytensä uhri, sillä havaittuaan kohteen neljästi 1750, kahdesti 1768, kuudesti 1769 ja vielä kerran 1771 ei hän osannut yhdistää tuloksia yhdestä ainoasta kohteesta tehdyiksi havainnoiksi. 1771 Lopulta maaliskuussa 1781 Sir William Herschel löysi planeetan käytyään läpi taivasta uudella kaukuputkellaan. Hän huomasi kohteen, joka näytti tähteä suuremmalta, mutta ilmoitti sen kuitenkin aluksi komeetaksi. Saman vuoden elokuussa kohteen liikuttua tähtien suhteen suomalainen tähtitieteilijä Anders Lexell laski kohteelle radan ja sai todeta Herschelin löytäneen uuden planeetan. Herschel nimesi sen Yrjön tähdeksi (Georgium sidus) silloisen Englannin kuninkaan Yrjö III:n kunniaksi muuttaen sen kuitenkin myöhemmin Yrjön planeetaksi. Nimestä ei koskaan tullut suosittua Englannin ulkopuolella; Jérôme Lalande ehdotti vuonna 1784 nimeä Herschel, jonka ranskalaiset tähtitieteilijät pian omaksuivat. Uppsalan yliopiston Erik Prosperin ehdotti nimiä Astraea, Cybele ja Neptunus, joista kaksi ensimmäistä ovat nykyisin asteroidien nimiä. Pietarilainen Anders Johan Lexell puolestaan ehdotti Yrjö III:n Neptunusta ja Ison-Britannian Neptunusta, Daniel Bernoulli Hypercroniusta ja Transaturnista ja eräät muut Austräata ja Minervaa. Johann Bode Berliner Astronomisches Jahrbuchin päätoimittajana päätyi tukemaan Uranusta planeetan nimeksi; Maximilian Hell yhtyi tähän käyttämällä nimeä ensimmäisessä efemeridissä, joka julkaistiin Wienissä. Nimen omaksuivat myös brittiläiset tähtitieteilijät; vuoden 1827 Royal Astronomical Societyn julkaisuissa Uranus oli jo selvästi yleisin planeetasta käytetty nimitys. Siitä huolimatta muutamat tahot Englannissa jatkoivat Georgium Sidus- tai the Georgian -nimen käyttöä; niistä viimeisimpänä kuninkaallinen merialmanakkatoimisto, joka siirtyi käyttämään Uranusta vasta vuonna 1850. Uranuksen löytöä edeltäneet lukuisat havainnot osoittautuivat pian hyödyllisiksi: niiden avulla planeetan rata voitiin laskea tarkasti. Radan huomattiin kuitenkin poikkeavan lasketusta, ja häiriön aiheuttajaksi epäiltiin toistaiseksi tuntematonta ulompaa planeettaa. Näin tapahtumat johtivat lopulta Neptunuksen löytämiseen vuonna 1846.

Tutkimus

Vain vähän tiedettiin Uranuksesta ennen Voyager 2:n, ainoan planeettaa lähietäisyydeltä tutkineen avaruusluotaimen, ohitusta vuonna 1986. Lähimmillään luotain oli planeettaa 24. tammikuuta. Se havaitsi Uranuksen magneettikentässä muutoksia, joista pystyttiin laskemaan planeetan kiertoaika. Aiemmin kiertoaikaa ei tunnettu lainkaan, sillä sen pinnalta ei maasta käsin ollut havaittu lainkaan yksityiskohtia. Luotaimen ottamien kuvien avulla löydettiin myös kymmenen uutta kuuta. Lisäksi Voyager 2 tutki planeetan ilmakehää ja rengasjärjestelmää. Hubble-avaruusteleskooppi havainnoi Uranusta ensimmäisen kerran vuonna 1994. Teleskoopin kuvien perusteella planeetan pilvivyöhykkeiden huomattiin voimistuneen; vuonna 1999 otetut kuvat paljastivat yhä kasvanutta aktiviteettia.

Havaitseminen

Uranuksen näennäinen kirkkaus on 5,5–6,0, joten se on mahdollista nähdä paljain silmin himmeänä tähtimäisenä kohteena hyvissä havainto-olosuhteissa pimeällä ja selkeällä taivaalla. Kiikarilla planeetta erottuu jo selvästi, ja pienellä kaukoputkella se näkyy neljän kaariminuutin laajuisena vihertävänä levynä. Lisää yksityiskohtia planeetan pinnasta paljastuu vain kaikkein tehokkaimmilla kaukoputkilla.

Kuut

kaukoputkella :Katso myös pääartikkeli Uranuksen kuut. Uranuksella on 27 tunnettua kuuta, joista 21 on varmistettu ja nimetty. Kaksi suurinta kuuta, Titanian ja Oberonin, löysi Herschel 13. maaliskuuta 1787. William Lassell löysi Arielin ja Umbrielin vuonna 1851. William Herschelin poika John nimesi vuotta myöhemmin silloin tunnetut neljä kuuta. Seuraavan kuun, Mirandan, löysi Gerard Kuiper vuonna 1948. Voyager 2:n ohitus lisäsi tunnettujen kuiden määrää kymmenellä, ja myöhemmin löydettiin vielä yksi kuu lisää luotaimen vanhoja kuvia tutkimalla. Sen jälkeen lisää kuita on löydetty Maasta käsin kaukoputkilla: kaksi vuonna 1997, kolme vuonna 1999, kolme vuonna 2001 ja kolme vuonna 2003. 1990-luvulla löytyneet kuut ovat pienikokoisia, ja osa niistä on todennäköisesti planeetan kiertoradalleen kaappaamia pikkuplaneettoja, sillä ne kiertävät emäplaneettaansa kaukaisilla ja epäsäännöllisillä sekä retrogradisilla radoilla. On todennäköistä, että Uranuksella on lisää pieniä kuita yhä löytämättä. Kuiden tiheys on noin 1,5–1,7 g/cm³, joten ne koostuvat puoliksi kivestä ja puoliksi jäästä. Useimmat kuista ovat hyvin tummia, erityisesti Umbriel, joka on yksi Aurinkokunnan tummimmista kappaleista. Mirandassa on dramaattisia jälkiä geologisesta aktiivisuudesta, kuten valtavia kanjoneita ja jyrkänteitä, jotka ovat syntyneet törmäysten tai vuorovesivoimien seurauksena. Suurin kuista on Titania, joka lähes 1600 kilometrin läpimitallaan on Aurinkokunnan kahdeksanneksi suurin kuu. Uranuksen kaikki kuut on nimetty William Shakespearen ja Alexander Popen teoksissa esiintyvien henkilöhahmojen mukaan.

Renkaat

Alexander Pope Uranuksen rengasjärjestelmä löydettiin sattumalta vuonna 1977, kun James L. Elliot, Edward W. Dunham ja Douglas J. Mink tutkivat tähdenpeiton avulla Uranuksen ilmakehää Kuiperin ilmakuljetusobservatoriosta käsin. Käsitellessään havaintojensa tuloksia he huomasivat, että tähti oli kadonnut lyhyeksi aikaa viisi kertaa sekä ennen peittymistään Uranuksen taakse että sen jälkeen. Tuloksista pääteltiin renkaiden olemassaolo, joka varmistettiin visuaalisesti Voyagerin kuvista. Päärenkaita on yhteensä yhdeksän, ja lisäksi Voyager löysi kaksi himmeämpää rengasta. Uloin ε-rengas on noin 40 kilometrin levyinen ja hyvin selvärajainen, sillä sen molemmin puolin kiertää kaksi paimenkuuta, Cordelia ja Ofelia. Kaikkien renkaiden paksuus on noin 100 metriä ja albedo vain noin 0,03. Renkaan kappaleet ovat pääasiassa useiden metrien kokoisia, ja hienojakoista pölyä ei juurikaan ole.
Luokka:Uranus ms:Uranus ko:천왕성 ja:天王星 simple:Uranus (planet) th:ดาวยูเรนัส

William Herschel

Sir Frederick William Herschel (Friedrich Wilhelm, 15. marraskuuta 1738–25. elokuuta 1822) oli saksalaissyntyinen englantilainen amatööritähtitieteilijä ja säveltäjä. Hänet tunnetaan parhaiten Uranuksen, useiden kuiden sekä infrapunasäteilyn löytäjänä sekä useista muista merkittävistä tähtitieteellisistä havainnoistaan.

Elämä

Herschel syntyi Hannoverissa muusikkoisän kymmenlapsiseen perheeseen. Hänet ristittiin Friedrich Wilhelmiksi. Hannoverilainen vartijarykmentti, jonka soittokunnassa Wilhelm veljensä Jacobin kanssa oli mukana, määrättiin Englantiin vuonna 1755. Hän oppi siellä nopeasti englannin kielen ja muutti nimensä Frederick Williamiksi vuonna 1757. Herschelistä kehittyi musiikinopettaja ja orkesterinjohtaja, ja hän johti muun muassa julkisia konsertteja Bathissa. Hän soitti urkuja ja oboeta sekä sävelsi useita teoksia, jotka nykyisin on lähes unohdettu. Vapaa-aikanaan hän opiskeli muun muassa matematiikkaa ja tähtitiedettä. Vuonna 1773 Herschel alkoi kiinnostua kasvavassa määrin tähtitieteestä ostettuaan alaa käsittelevän kirjan. Hän rakensi omia kaukoputkiaan kunnollisten havaintovälineiden puuttuessa ja tutustui silloiseen Greenwichin observatorion kuninkaalliseen tähtitieteilijään Nevil Maskelyneen. Hän havainnoi Kuuta ja mittasi sen vuorien korkeuksia sekä valmisteli luetteloa kaksoistähdistä. Vähitellen Herschelistä tuli yksi aikansa taitavimmista optikoista kaukoputkien peilien hiomisen avulla. 13. maaliskuuta 1781 tutkiessaan taivasta juuri valmistamallaan uudella kaukoputkella hän löysi sattumalta Kaksosten tähdistöstä kohteen, "joka näytti suuremmalta kuin muut näkyvissä olevat". Jonkin ajan kuluttua hän huomasi kohteen liikkuneen hieman tähtien suhteen, ja oletti sen olevan komeetta. Saman vuoden elokuussa, laskettuaan kohteen radan, suomalainen tähtitieteilijä Anders Lexell ilmoitti, että Herschel oli löytänyt uuden planeetan. Löytö teki Herschelistä kuuluisan, ja hän pystyi nyt keskittymään tähtitieteeseen kokopäiväisesti. Hänestä tuli Royal Societyn jäsen ja hän myi valmistamiaan kaukoputkia muille tähtitieteilijöille. Herschelin sisko Caroline, joka oli tullut Englantiin veljesten mukana, alkoi tehdä itsekin havaintoja ja toimia veljensä kokoaikaisena avustajana. Uransa aikana Herschel valmisti yli 400 kaukoputkea, joista suurin oli polttoväliltään 12 metriä ja objektiivin halkaisijaltaan 1,26 metriä. Käyttäessään kyseistä kaukoputkea ensimmäistä kertaa 28. elokuuta 1789 hän löysi Saturnukselta uuden kuun, joka nimettiin Enceladusiksi. 17. syyskuuta hän löysi vielä Mimasin saman planeetan ympäriltä. Herschel lyöriin ritariksi vuonna 1816. Hän kuoli kotonaan Observatory Housessa Slough'ssa lähellä Lontoota vuonna 1822.

Muut löydöt

Herschel löysi Saturnuksen kuiden ohella Uranukselta kaksi ensimmäistä kuuta, Titanian ja Oberonin, vuonna 1787. Hän ei nimennyt löytämiään neljää kuuta itse, vaan hänen poikansa nimesi ne isänsä kuoleman jälkeen; Enceladusin ja Mimasin vuonna 1847 sekä Titanian ja Oberonin 1852. Hän löysi ja luetteloi noin 2 900 sumumaista kohdetta, kuten galakseja ja kaasusumuja, joista useimpien hän aluksi oletti olevan Linnunradan kaltaisia tähtijärjestelmiä mutta joiden hän myöhemmin katsoi kuuluvan osaksi Linnunrataa. Herschel havaitsi ensimmäisenä, että useimmat kaksoistähdet eivät ole optisia kaksoistähtia, vaan ne kiertävät fyysisesti toisiaan. Tähän hän päätyi koittaessaan monien aikalaistensa tavoin löytää keinon tähtien etäisyyden mittaamiseksi. Parallaksi oli yksi lupaavimmista keinoista, ja niinpä hän ryhtyi mittaamaan sitä kaksoistähtien komponenteista, sillä komponenttien oletettiin sijaitsevan täysin eri etäisyyksillä niiden näennäisestä kirkkaudesta riippuen, jolloin lähempänä sijaitsevan kirkkaamman tähden tulisi Maan rataliikkeen vaikutuksesta liikkua himmeämmän tähden suhteen. Hän ei kuitenkaan havainnut tällaista tapahtuvan, vaan sen sijaan hän huomasi kaksoistähtiä olevan huomattavasti enemmän kuin olisi todennäköistä tähtien satunnaisen jakautumisen perusteella. Siten hän saattoi päätellä tähtien olevan todellisia pareja. Havainnoissa käytetyt 269 kaksoistähteä julkaistiin luettelona vuonna 1782. Tutkittuaan samoja tähtiä noin kahden vuosikymmenen kuluttua hän totesi eräissä tapauksissa komponenttien keskinäisen aseman muuttuneen tähtien kiertäessä toisiaan. Herschel löysi yhteensä noin tuhat uutta kaksoistähteä. Tutkiessaan muidenkin tähtien liikkeitä Herschel huomasi, että eräässä taivaankannen pisteessä Herkuleen tähdistössä oli apeksi, josta tähdet näyttivät liikkuvan poispäin. Vastaavasti vastakkaisella puolella taivasta tähdet liikkuivat antiapeksia kohden. Havainnoistaan Herschel päätteli, että Aurinkokunta liikkui tähtienvälisessä avaruudessa kohti kyseistä apeksia ja oletti aivan oikein, että myös muut kiintotähdet liikkuivat avaruudessa toistensa suhteen. Hän julkaisi tuloksensa vuonna 1783 nimellä On the Motion of the Solar system in Space. Hän oivalsi myös ensimmäisten joukossa, että Aurinko kuului muiden näkyvien tähtien tavoin kiekkomaiseen Linnunrataan, jonka koon mittaamiseksi hän käytti tähtiluotausmenetelmää. Hän katsoi kaukoputkella tiettyyn kohtaan taivasta ja laski näkökentässä olevat tähdet. Mitä enemmän tähtiä oli, sitä kauemmaksi hän oletti tähtijärjestelmän ulottuvan kyseisessä suunnassa. Hänen saamansa tulos 800 parsekia oli kuitenkin 15 kertaa todellista pienempi johtuen tähtienvälisen aineen olemassaolosta ja siitä virheellisestä lähtöolettamuksesta, että kaikkien tähtien todellinen kirkkaus on sama. Herschel löysi infrapunasäteilyn noin vuonna 1800. Hän antoi auringonvalon kulkea prisman läpi, jolloin muodostuneen spektrin punaisen pään alle hän asetti lämpömittarin. Mittarin ilmoittamasta lämpötilan noususta hän päätteli, että on olemassa näkymätöntä valon kaltaista säteilyä. Herschel keksi termin asteroidi (kreikaksi: aster = tähti, -eidos = muotoinen, kaltainen) kuvaamaan pikkuplaneettoja sekä myös jättiläisplaneettojen pieniä kuita vuonna 1802 sen jälkeen, kun toinen asteroidi Pallas oli löydetty. Muita saavutuksia tähtitieteen alalla olivat tutkimukset Mira Ceti -tähden kirkkaudenvaihteluista sekä planeettojen ja niiden kuiden liikkeistä. Hän löysi Marsilta napajäätiköt ja päätteli niiden sekä akselin kaltevuuden perusteella, että Marsissa täytyi olla jokseenkin samanlainen vuodenaikojen vaihtelu kuin Maassa. Herschel, William ko:윌리엄 허셜 ja:ウィリアム・ハーシェル th:วิลเลียม เฮอร์เชล

Spektroskopia

n spektri (Fraunhoferin viivat)]] Spektroskopia on menetelmä, jolla tutkitaan jostain kohteesta lähtevää aaltoliikettä, joka on yleensä valoa. Säteily hajotetaan eri aallonpituus- tai taajuusalueisiin spektroskoopilla, jolla tuotettua säteilyn hajotelmaa sanotaan spektriksi eli kirjoksi. Tutkittava säteily voi olla infrapuna- eli lämpösäteilyä, radioaaltoja, ultraviolettia tai vaikkapa hiukkassäteilyä tai ääniaaltoja. Jonkin kappaleen lähettämän tai haijastaman säteilyn voimakkuudesta eri aallonpituusalueilla voidaan päätellä, mitä alkuaineita kappaleessa on. Spektri voidaan esittää joko kirkkaina ja tummina nauhoina tai käyränä tai lukusarjana.

Spektroskoopista ja Auringon spektristä

Spektroskooppi on laite, joka hajottaa esim. Auringon valon prisman avulla sateenkaaren väreihin eli spektriksi. Prisman sijasta valon hajottamiseen voidaan käyttää ohuilta hyvin lähekkäisiä yhdensuuntaisia lasiin tms tehtyjä uurteita, hilaa. Sateenkaaren väreihin hajotetussa Auringon valossa huomataan tummia viivoja, jotka ovat peräisin eri alkuaineista. Näitä tutkimalla kyetään päättelemään, mitä alkuaineita Auringossa on. Tietty alkuaine aiheuttaa tietylle aallonpituudelle oman viivansa. Sama alkuaine aiheuttaa monia viivoja spektriin. Auringon spektrissä havaitut tummat spektriviivat ovat absorbtioviivoja, jotka syntyvät Auringon kaasukehän kaasun imiessä alla olevan Auringon pinnan lähettämää valoa. Kirkkaat emissioviivat syntyvät hehkuvien kaasujen säteillessä itse tietyillä aallonpituuksilla. Auringon absorbtioviivojen alla olevat sateenkaaren värit ovat jatkuva spektri. Tähtien spektrejä tutkimalla saadaan selville myös tähtien liikenopeuksia, koska spektriviivat siirtyvät kappaleen liikkuessa Dopplerin ilmiön takia. Tähden liikenopeus katsojaa kohti tai katsojasta poispäin on säteisnopeus. Spektroskoopilla voidaan myös mitata painovoima Auringon pinnalla. Myös taivaankappaleesta heijastunutta valoa voidaan analysoida ja näin päätellä esim planeettojen kaasukehien, komeettojen ytimien ja asteroidien koostumuksia. asteroidi

Yleistä spektroskopiasta

Spektroskopiassa monesti tutkittava kohde säteilee tai heijastaa saamaansa säteilyä. Kohteeseen saapuva säteily aiheuttaa tai kohteessa itsessään tapahtuu muutoksia, jotka näkyvät spektrissä. Nämä muutokset ovat esim. elektronien ja kemiallisten sidosten siirtymiä. Ne näkyvät spektrissä. Aine joko varaa energiaa (absorptio) tai luovuttaa sitä (emissio). Tutkittavasta aineesta heijastuneesta (kiinteät näytteet), aineen läpi päässeestä (nestemäiset, liukoiset sekä kaasumaiset näytteet) tai aineen tuottamasta säteilystä (esim. auringon spektri) pystytään spektroskopian menetelmillä päättelemään hyvin paljon tutkittavan aineen ominaisuuksista. Muun muassa tutkittavan kohteen alkuainekoostumus saadaan spektroskooppisilla menetelmillä selville.

Spektroskopian osa-alueita

Spektroskopia jaetaan osa-alueisiin tutkimuksessa käytettävien sähkömagneettisen säteilyn taajuuksien suhteen, ja eri taajuuksia varten on kehitetty erillisiä laitteita. Näitä osa-alueita ovat mm. röntgen-, ultravioletti- ja IR(infrapuna)-spektroskopia. Ultravioletti- ja infrapunaspektroskopiaa käytetään laajalti kemian alan tutkimuksessa, sillä käytettävä säteily ei ole liian voimakasta ja monet tutkittavat aineet pysyvät entisellään. Liian voimakasta, korkeataajuuksista sähkömagneettista säteilyä käytettäessä yhdisteen sisäiset voimat eivät enää pidä yhdistettä vakaana vaan se hajoaa. Ultraviolettispektroskopialla kyetään mm. selvittämään aromaattisten ja syklisten yhdisteiden ominaisuuksia, ja IR-spektroskopialla voidaan usein selvittää koko molekyylin rakenne, mikäli tutkittava aine on riittävän yksinkertainen. Yhdessä muiden menetelmien kanssa, näitä molempia menetelmiä on käytetty mm. Human Genome Project'ssa. Massaspektroskopialla hiukkassäteilyä lajitellaan eri massaisten hiukkasten ryhmiin.

Optinen spektroskooppi

Optisessa eli näkyvän valon alueen spektroskoopissa Auringosta tulevan valon hajotaa prisma tai hila. Spektometriä luonnehtii sen kyky erotella aallonpituuskia erilleen. Tämä on erotuskyky. Himmeille kohteille käytetään alhaisempaa erotuskykyä. Hilaspektroskoopissa keskisiä elementtejä ovat rako, jonka läpi kohteen valo pääsee ja hila, jossa on uurteita. Uurretiheys on 100 - 1000 viivaa/mm.

Katso myös:


- Prisma
- Spektri
- Spektriviiva
- Spektriluokka
- Mustan kappaleen säteily Luokka:Fysiikka Luokka:Kemia ja:分光法

1800-luku

Tärkeitä tapahtumia


- 1803–1815: Napoleonin sodat, Napoleon valloittaa suuren osan Eurooppaa.
  - 1809: Aleksanteri I liittää Suomen Venäjään.
- 1815: Wienin kongressi
- Orjuus päättyy Britannian siirtomaissa ja Amerikassa.
- Viktoriaaninen aika 1837–1901: Yhdistynyt Kuningaskunta on Euroopan johtava mahti.
- Kiinan oopiumsodat (ensimmäinen 1840 ja toinen 1856) johtivat Kiinan heikentymiseen
- 1848: Hullu vuosi Euroopassa. Vallankumouksia lähes joka maassa. Karl Marx kirjoittaa Kommunistisen manifestin
- 1854–1856, Krimin sota.
- 1859 Charles Darwin julkaisee teoksensa Lajien synty evoluutiosta.
- 1861–1865 Yhdysvaltain sisällissota
- 1866: Meiji-restauraatio Japanissa
- 1866: Itävalta-Unkari muodostetaan.
- 1869: Suezin kanava avataan.
- 1870–1871: Saksan-Ranskan sota, Saksa yhdistyy Preussin johdolla.
- Italia yhdistyy
- 1877 Belgian kuningas Leopold II ostaa suuren alueen Afrikkaa, josta muodostetaan Kongon vapaavaltio.
- 1898: Yhdysvaltain-Espanjan sota lopettaa Espanjan suurvalta-ajan ja korostaa Yhdysvaltain sotilaallista mahtia Amerikoissa.
- Teollinen vallankumous jatkuu: käyttöön rautatiet, lennätin ja puhelin.
- Muuttoliike Euroopasta Yhdysvaltoihin. Australiasta ja Yhdysvalloista löydetään kultaa.

Merkittäviä henkilöitä

Hallitsijoita


- Aleksanteri I
- Napoleon Bonaparte
- Otto von Bismarck, saksalainen poliitikko
- Giuseppe Garibaldi, Italian yhdistäjä
- Viktoria
- Mutsuhito, Japanin keisari

Kirjailijoita


- Charles Dickens
- Victor Hugo
- Edgar Allan Poe
- Mark Twain
- Leo Tolstoi
- Fjodor Dostojevski
- Johann Wolfgang von Goethe
- Jules Verne
- Elias Lönnrot
- Johan Ludvig Runeberg
- Sakari Topelius

Taiteilijoita


- Ludwig van Beethoven
- Johannes Brahms
- Giuseppe Verdi
- Richard Wagner
- Antonín Dvořák
- Vincent van Gogh
- Frédéric Chopin

Filosofeja


- Friedrich Nietzsche

Poliittisia henkilöitä


- Karl Marx, poliittinen filosofi
- Benjamin Disraeli
- J. V. Snellman

Yhteiskuntatieteilijöitä


- Alfred Marshall, kansantaloustieteilijä
- John Stuart Mill, taloustieteilijä ja filosofi

Tiedemiehiä


- Charles Darwin, biologi
- Gregor Mendel, biologi
- Thomas Alva Edison, keksijä
- Louis Pasteur, biologi
- Henri Becquerel

Keksintöjä


- Auto
- Elokuva
- Höyryveturi ja rautatie
- Lennätin
- Puhelin
- Sähkövalo
- Valokuvaus
- Radio Luokka:1800-luku als:19. Jahrhundert zh-min-nan:19 sè-kí ko:19세기 ja:19世紀 simple:19th century th:คริสต์ศตวรรษที่ 19

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

1868

Tapahtumia


- Syyskuu: Japanin pääkaupunki siirtyi Kiotosta Tokioon.
- Meji-restauraatio. Japani haluttiin modernisoida ja uusia lakeja perustettiin.

Syntyneitä


-

Kuolleita


- Luokka:1800-luku ms:1868 ko:1868년 simple:1868 th:พ.ศ. 2411

Helium

Helium on alkuaine, joka on väritön ja hajuton jalokaasu.

Ominaisuuksia

Heliumin kiehumispiste on alkuaineista alhaisin. Tämän takia nestehelium on erittäin tärkeä alhaisen lämpötilan tutkimuksessa, koska tutkittava näyte saadaan riittävän kylmäksi yksinkertaisesti saattamalla se kosketuksiin nesteheliumin kanssa.

Käyttö

Huoneenlämpötilassa ilmaa kevyempää heliumia käytetään koristeilmapallojen täyttämiseen. Pilailumielessä ilmapallojen täyttämiseen tarkoitettua heliumia voi käyttää vetämällä sitä henkeen ja puhumalla sen jälkeen. Heliumin ilmasta eroavasta äänenkulusta johtuen puhujan ääni muuttuu korkeammaksi, "mikkihiirimäiseksi". Tämä voi kuitenkin ylen määrin harrastettuna vahingoittaa äänihuulia ja keuhkoja jopa pysyvästi. Tulevaisuuden käyttötarkoituksina on suunniteltu puhtaasti heliumilla toimivan ilmalaivan rakentamista lähinnä turistilennätyksiä varten.

Historia

Helium on siitä poikkeuksellinen alkuaine, että se löydettiin alun perin maapallon ulkopuolelta, kun tähtitieteilijä Joseph Lockyer havaitsi vuonna 1868 Auringon spektrissä toistaiseksi tuntemattoman alkuaineen spektriviivoja. Heliumin nimi tulee kreikan Aurinkoa tarkoittavasta sanasta helios. Maapallolta aineen löysivät ensimmäisinä Sir William Ramsay, Nils A. Langley ja Per Teodor Cleve kaikki itsenäisesti vuonna 1895.

Alfahiukkanen

Paljasta heliumydintä eli kaksi kertaa ionisoitunutta heliumatomia (He III) sanotaan alfahiukkaseksi ja alfahiukkasten nopeaa virtaa alfasäteilyksi. Ionisoiva alfasäteily ei ole kovin läpitunkevaa. Luokka:Alkuaineet ms:Helium ko:헬륨 ja:ヘリウム simple:Helium th:ฮีเลียม

1900-luku

20. vuosisata oli merkittävä huomattavien teknologisten, ideologisten, yhteiskunnallisten ja lääketieteellisten edistysaskeleiden vuoksi. Tämän lisäksi sodat ja kansanmurhat saavuttivat ennennäkemättömät mittasuhteet. Lähes jokainen elämän osa-alue muuttui peruuttamattomasti 1900-luvulla. Maailma muuttui niin paljon, ettei vuosisadan alun ja lopun vertaaminen toisiinsa ole edes mielekästä.

Tärkeitä tapahtumia


- 1903: Wrightin veljekset rakensivat ensimmäisen lentokoneen.
- 1905: Albert Einstein julkaisi erityisen suhteellisuusteoriansa ja 1915 yleisen suhteellisuusteoriansa.
- 1912: Matkustajalaiva RMS Titanic upposi Atlantilla, Kiinan keisarivalta kukistui ja tasavalta perustettiin.
- 1914–1918: Ensimmäinen maailmansota.
- 1917: Bolševikkien Lokakuun vallankumous Venäjällä, Suomi itsenäistyi.
- 1919: Versaillesin rauhansopimukset
- 1922: Neuvostoliitto perustettiin.
- 1928: Alexander Fleming keksi penisiliinin.
- 1934: Adolf Hitlerin valtaannousu, kansallissosialistinen Saksa
- 1939–1945: Toinen maailmansota
- 1944: Ensimmäinen elektroninen tietokone rakennettiin, Normandian maihinnousu
- 1945 Adolf Hitler teki itsemurhan, atomipommit tuhosivat Hiroshiman ja Nagasakin kaupungit, toinen maailmansota loppui.
- 1949: Kiinan kansantasavalta perustettiin.
- 1950–1953: Korean sota.
- 1953: DNA:n rakenne selvitettiin.
- 1957: Sputnik 1, ensimmäinen satelliitti
- 1962: Kuuban ohjuskriisi.
- 1963: Yhdysvaltain presidentti John F. Kennedy murhattiin.
- 1964–1975: Vietnamin sota
- 1969: Ensimmäinen kuulento.
- 1973: Öljykriisi
- 1986: Tšernobylin ydinvoimalaonnettomuus
- 1990: Länsi-Saksa ja Itä-Saksa yhdistyivät Saksaksi
- 1991: Persianlahden sota
- 1991: Neuvostoliitto hajosi.
- 1992: Tšekkoslovakia hajosi.
- 1994: Estonia-autolautta upposi Itämerellä.
- 1997: Walesin prinsessa Diana menehtyi auto-onnettomuudessa Ranskassa
- Euroopan yhdentyminen 1990-luvulla.

Merkittäviä henkilöitä

Hallitsijoita


- Adolf Hitler, Saksa
- Charles de Gaulle, Ranska
- C. G. E. Mannerheim, Suomi
- Hirohito, Japani
- Edvard VII, Yhdistynyt Kuningaskunta
- Josif Stalin, Neuvostoliitto
- Kim Il-Sung, Pohjois-Korea
- Konstantin Päts, Viro
- Mahatma Gandhi, Intia
- Mao Zedong, Kiina
- Nicolae Ceauşescu, Romania
- Saddam Hussein, Irak
- Theodore Roosevelt, Yhdysvallat
- Jiang Jieshi (Tšiang Kai-šek), Kiinan tasavalta
- Urho Kekkonen, Suomi
- V. I. Lenin, Neuvostoliitto
- Winston Churchill, Yhdistynyt kuningaskunta

Tiede


- Albert Einstein
- Sigmund Freud
- Werner Karl Heisenberg

Uskonto


- Grigori Rasputin
- Paavi Johannes XXIII
- Paavi Johannes Paavali II
- Mahatma Gandhi
- Äiti Teresa
- Dalai-lama
- Martin Luther King
- Ajatolla Khomeini

Talous ja liike-elämä


- John Maynard Keynes
- Bill Gates
- Henry Ford

Taide


- Salvador Dalí
- Pablo Picasso
- Helene Schjerfbeck

Kirjallisuus


- Juhani Aho
- Saima Harmaja
- Jari Tervo
- J. R. R. Tolkien
- C. S. Lewis
- Astrid Lindgren
- Tove Jansson

Viihde


- Frank Sinatra
- Glenn Miller
- Louis Armstrong
- Bing Crosby
- Dean Martin
- Katharine Hepburn
- Cary Grant
- Audrey Hepburn
- James Stewart
- Gary Cooper
- Grace Kelly
- Charlie Chaplin
- Groucho Marx
- Marilyn Monroe
- Madonna
- Elvis Presley
- The Beatles
- Monty Python
- Jimi Hendrix
- Michael Jackson
- ABBA
- Kirka
- Annikki Tähti
- Laila Kinnunen

Keksintöjä


- televisio
- tietokone ja Internet vuosisadan loppupuolella Luokka:1900-luku ko:20세기 ja:20世紀 simple:20th century

Atomi

Atomi on alkuaineen kemiallisesti pienin osa. Sana tulee alun perin kreikan sanasta atomos, joka tarkoittaa jakamatonta. Suurin osa atomista on tyhjää. Atomin keskellä on pieni positiivinen ydin, joka muodostuu nukleoneista: positiivisesti varautuneista protoneista (p+) ja varauksettomista neutroneista (n0). Ytimen hiukkasten lukumäärä on atomin massaluku. Ytimen ympärillä on negatiivisesti varautuneista elektroneista koostuva elektroniverho. Perustilassaan atomit ovat sähköisesti neutraaleja, jolloin protoneja ja elektroneja on yhtä paljon. Atomit luokitellaan tavallisesti järjestysluvun mukaan, joka vastaa protonien lukumäärää. Eri alkuaineet löytyvät jaksollisesta järjestelmästä. Saman alkuaineen atomeja, joiden järjestysluku on siis sama mutta joilla on erilainen massaluku, kutsutaan isotoopeiksi. Isotooppien kemialliset ominaisuudet ovat samanlaisia, mutta ne voivat erota esimerkiksi radioaktiivisuutensa puolesta. Atomin ydin määrää alkuaineen, mutta elektroniverho sen, millaisia ioneja ja yhdisteitä voi syntyä. Elektroniverhossa ovat mahdollisia vain tietyt muutokset, jotka määräytyvät elektronien energiatilan mukaan. Yksinkertaisin atomi on vetyatomi, jonka järjestysluku on 1 ja jossa on yksi protoni ja yksi elektroni. Ioneja muodostuu, kun atomi tai kemiallinen yhdiste luovuttaa tai ottaa vastaan yhden tai useamman elektronin.

Atomimalleja

Käsitteenä atomi on hyvin vanha. Jo Demokritos ehdotti, että kaikki koostuu atomeista ja tyhjyydestä, ja, koska atomeissa ei ole tyhjyyttä, ne ovat jakamattomia, sillä ainoastaan tyhjyys voi erottaa kappaleet toisistaan. Atomit eivät kuitenkaan ole nykytiedon mukaan jakamattomia vaan koostuvat pienemmistä alkeishiukkasista. Nykyisistä, tieteellisiin havaintoihin perustuvista atomimalleista ensimmäinen on Joseph Thomsonin rusinapullamalli. Atomin oli havaittu olevan sähköisesti neutraali mutta koostuvan erimerkkisesti varatuista hiukkasista. Klassisen teorian mukaan ainoa mahdollinen pysyvä atomimalli oli sellainen, jossa positiiviset ja negatiiviset hiukkaset ovat tasaisesti levittyneet atomiin kuin rusinat pullaan. Ernest Rutherford teki kuitenkin kokeen, jossa hän pommitti ohutta kultakalvoa alfahiukkasilla. Suureksi yllätyksekseen hän havaitsi, että pieni osa hiukkasista kimposi kalvosta takaisin muiden mennessä läpi, ikään kuin suurin osa atomista olisi tyhjää täynnä ja vain pieni ydin sisältäisi kaiken massan. Rutherford päätyi aurinkokuntamalliin, jossa elektronit kiertävät positiivista ydintä. Tämä malli ei klassisessa fysiikassa voi kuitenkaan olla vakaa, sillä liikkuvat elektronit säteilisivät energiansa pian pois. Niels Bohr ratkaisi ongelman esittämällä, että elektronit kiertävät ydintä vain tietyillä pysyvillä, stationaarisilla radoilla. Bohrin mallissa elektronit säteilevät vain siirtyessään radalta toiselle absorboimalla tai emittomalla fotonin. Mallin heikkoudet liittyvät siihen, että se ei mitenkään selitä tätä kvantittumista. Lopulta fyysikot kuten Erwin Schrödinger saivat kehitettyä kvanttimekaanisen atomimallin, jossa elektronit muodostavat ytimen ympärille todennäköisyyspilviä: koskaan ei voi tietää varmasti missä elektroni on, vaan se on ikään kuin levittäytynyt koko avaruuteen. Kvanttimekaniikan monimutkaisuuden ja järjenvastaisuuden vuoksi Rutherfordin ja Bohrin yksinkertaisia malleja käytetään edelleen opetuksessa, ja useimmat ihmiset ajattelevatkin atomeja edelleen pieninä aurinkokuntina. Kvanttimekaaninen atomimalli on kuitenkin todistettu päteväksi useilla äärimmäisen tarkoilla kokeilla.

Linkkejä


- Hiukkasseikkailu: http://physics.joensuu.fi/ope/materiaali/hiukkasfysiikka/ Luokka:Fysiikka Luokka:Kemia ms:Atom ko:원자 ja:原子 simple:Atom th:อะตอม

Happi

Happi (lat. oxygenium) on alkuaine, jonka kemiallinen merkki on O ja järjestysluku 8. Se esiintyy yleensä kaasuna ja reagoi herkästi monien aineiden kanssa. Happi on useimpien eliöiden elämälle välttämätöntä. Sitä vapautuu kasvien yhteyttämisessä ja kuluu eläinten soluhengityksessä.

Ominaisuudet

Happimolekyyli (O2) muodostuu kahden happiatomin liitoksesta, ja esiintyy kaasumaisena huoneenlämpötilassa. Happi on tärkeä ainesosa ilmakehässä, jossa sitä on 21 %. Nestehappi ja kiinteä happi ovat vaaleansinisiä, ja molemmat ovat hyvin paramagneettisia aineita. Otsoni (O3) on hapen ns. allotrooppinen muoto, jossa yhdessä molekyylissä on kolme happiatomia kahden sijasta. Korkealla ilmakehässä otsonikerros on välttämätön elämän säilymiseksi maapallolla, mutta alempana ilmakehässä esiintyessään otsoni on erittäin paha ympäristömyrkky ja suurina pitoisuuksina tappava. Äskettäin on löytynyt neljäs allotrooppinen muoto O4, syvänpunainen yhdiste, joka syntyy paineistamalla O2 20 GPa:n paineeseen. Sitä tutkitaan rakettipolttoainekäyttöä varten, koska se on voimakkaampi hapetin kuin O2tai O3. Avaruudessa happea esiintyy Maan lähiavaruudessa suhteellisen runsaasti myös atomaarisena (O). Atomaarinen happi on aina 900 km korkeille satelliittien kiertoradoille asti ongelma, koska se reagoidessaan satelliitin pintamateriaalien kanssa muuttaa niiden säteily- ja absorptio-ominaisuuksia, ja sitä kautta satelliitin lämpötilaa. Happea voidaan valmistetaan laboratoriossa vetyperoksidista (H2O2). Teollisuus valmistaa happea myös ilmakehästä alhaisessa lämpötilassa tislaamalla. Suuremmissa paineissa happi voi olla myrkyllistä. Tietyt johdokset ja yhdisteet kuten otsoni, vetyperoksidi, hydroksyyliradikaalit ovat myös hyvin myrkyllisiä. Korkea happipitoisuus muodostaa tulipalo- ja räjähdysvaaran palavien aineiden kanssa. Esimerkiksi nestehappeen sekoitettuna hieno sahajauho muodostaa räjähdysaineen.

Käyttö

Teollisuudessa hapella on käyttöä voimakkaana hapettimena. Nestehappea käytetään raketeissa polttoaineena. Hapella on myös lääketieteellistä käyttöä sairaaloissa. Lisäksi happea käytetään hitsaamisessa sekä teräksen ja metanolin valmistuksessa.

Historia

Hapen löysi ruotsalainen Carl Wilhelm Scheele vuonna 1771, mutta tätä löytöä ei heti tunnustettu. Itsenäisesti sen löysi Joseph Priestley vuonna 1774. Kansainvälisen nimen oxygenium antoi Antoine Lavoisier 1774.

Linkkejä

Kokeita nestemäisellä hapella: http://koti.mbnet.fi/antitz/dime. Luokka:Alkuaineet als:Sauerstoff ms:Oksigen ko:산소 ja:酸素 simple:Oxygen th:ออกซิเจน

Valokuvaus

Valokuvaus on menetelmä, jossa talletetaan kuva jostakin kohteesta valoherkälle materiaalille, yleensä valokuvafilmille. Yleensä valokuvia otetaan kameralla, jonka sisällä filmi on. Valokuvausta käytetään keinona mm. tiedonvälityksessä, journalismissa, markkinointiviestinnässä, dokumentoinnissa ja taiteessa. 1990-luvulta alkaen ovat yleistyneet digitaalikamerat, joissa kuva filmin sijaan ohjataan valoherkkään puolijohdekennoon, ja sen avulla tallennetaan digitaalisessa muodossa muistiin. Yleisimmät digikameroissa käytetyt tekniikat ovat CCD-kenno ja CMOS-kenno.

Historiaa

CMOS Valokuvauksessa yhdistyi kaksi aiempaa keksintöä: camera obscura ja valoherkkä paperi. Näistä camera obscuralla on hyvin pitkä historia, ja sitä käytettiin varsinkin