:: wikimiki.org ::

Spektriluokka

Spektriluokka

Spektriluokka on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. Tähtien lämpötiloja voidaan määrittää karkeasti Wienin siirtymälain perusteella. Tarkempi lämpötilan määrittely voidaan tehdä spektroskopian avulla. Luokittelu pintalämpötilan perusteella on mielekästä, koska samanlämpöisillä pääsarjan tähdillä on muitakin yhteisiä ominaisuuksia, kuten massa, säde, absoluuttinen kirkkaus, väri ja pääsarjavaiheen kesto. Auringon spektriluokka on G2V. Tähdet jaetaan spektriluokkiin nykyisin tavallisesti Morganin–Keenanin spektriluokituksen mukaan seuraavasti:
Lisäksi kukin luokka jaetaan vielä kymmeneen alaluokkaan arabialaisilla numeroilla 0–9, joista 0 tarkoittaa luokan kuuminta ja 9 viileintä alaluokkaa. Esimerkiksi Auringon spektriluokka on G2 ja Polluxin K0. Spektriluokkien järjestyksen muistamiseksi on olemassa suosittu englanninkielinen muistisääntö "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me". Taulukossa mainittu väri ei ole tähden aito väri, vaan näennäinen väri, joka tähden säteilyllä on Maan ilmakehän läpäisyn jälkeen.

Spektriluokat

ilmakehä
- O-spektriluokan tähdet ovat kuumimpia ja valovoimaisimpia tähtiä. Ne ovat sinisiä massiivisia tähtiä, jotka polttavat nopeasti vedyn heliumiksi, viettävät pääsarjassa vain muutamia miljoonia vuosia ja päättävät päivänsä rajusti supernovina. Luokan tähdet ovat harvinaisia: vain yksi tähti sadasta tuhannesta kuuluu O-luokkaan. Eräs tunnettu luokan edustaja on Peräkeulan tähdistössä sijaitseva Naos.
- Myös luokan B tähdet ovat valovoimaisia ja kuumia. O-luokan tähtien tavoin ne kuluttavat vetyvarastonsa nopeasti loppuun eivätkä elinaikanaan ehdi liikkua kovin kauas synnyinseuduiltaan. Siksi O- ja B-luokan tähdet kerääntyvät tietyille alueille, niin sanottuihin OB1-assosiaatioihin, joista suurimmat muodostavat kokonaisia galaksin haaroja. Tunnettuja esimerkkejä B-luokan tähdistä ovat Orionissa sijaitseva ylijättiläinen Rigel ja pääsarjaan kuuluva Neitsyen päätähti Spica.
- A-luokan tähdet ovat väriltään valkeita ja massaltaan kaksi kolme kertaa Aurinkoa suurempia. Ne elävät noin miljardin vuoden verran. Ne kuuluvat monesti paljain silmin nähtäviin tähtiin. Esimerkiksi pääsarjaan kuuluvat Vega ja Sirius sekä ylijättiläinen Deneb ovat tätä spektriluokkaa.
- F-luokan tähtien väri heikosti kellertävä. Esimerkkejä luokan tähdistä ovat Fomalhaut ja Pohjantähti.
- G-luokkaan kuuluvat tähdet ovat niin sanotusti keskivertotähtiä, kuten Aurinkomme.
- K-luokan jättiläistähdet (esimerkiksi Aldebaran ovat jo elämänsä ehtoopuolella: niiden vetyvarastot on käytetty loppuun ja väri on muuttunut oranssiksi pinnan viiletessä ja laajetessa. K-luokan kääpiötähdet (esimerkiksi Alfa Centauri B sekä 61 Cygni A ja B) ovat puolestaan melko pieniä ja viileähköjä.
- M-luokan tähdet ovat viileitä ja punaisia. Tähän luokkaan kuuluvat kääpiöt ovat pieniä ja erittäin pitkäikäisiä. Niitä on arvioidan mukaan 80–90 prosenttia kaikista tähdistä, mutta himmeytensä vuoksi lähimmätkin niistä näkyvät vain kaukoputkilla, kuten Proxima Centauri. M-luokan jättiläiset ovat yleensä erittäin suurikokoisia ja massiivisia tähtiä, jotka ovat kehityksensä loppuvaiheissa. Esimerkiksi Betelgeuze ja Antares ovat punaisia ylijättiläistähtiä. Myöhemmin on lisätty uusia luokkia harvinaisemmille tähtityypeille, kun ne on löydetty:
- W on luokka Wolfin–Rayetin tähdille. Niiden pintalämpötila voi olla jopa 70 000 K. Luokanssa WN on typpeä ja luokassa WC hiiltä.
- L-luokan kohteet ovat ruskeita kääpiöitä, joiden lämpötila (1 500–2 000 K) ei ole riittänyt ydinreaktion käynnistämiseen. Näiden tähtien väri on hyvin tummanpunainen ja säteilevät enimmäkseen infrapunaa.
- T -luokan tähtien lämpötila on alle 1000 K, ne ovat ruskeita kääpiöitä tai mahdollisesti hyvin pienitiheyksisiä nuoria tähtiä. Nämä tähdet säteilevät infrapunaa eli ovat mustia.
- C on hiilitähtien luokka, joka on rinnakkainen luokite K ja M luokille. Luokkaan C kuuluvat aikaisemmat luokat R ja N yhdistettynä peräkkäin. R vastaa hiiletöntä luokkaa G5-K ja N vastaa luokkaa M. C6 vastaa aikaisempaa luokkaa N0.
- S-luokan tähdet ovat lähellä tyyppejä C ja M, mutta niissä on voimakkaita zirkoniumoksidin viivoja.
- Bariumtähdet muistuttavat tyyppiä S, mutta niissä näkyy spektrissä paljon bariumoksidia.
- D-luokkaan kuuluvat valkoiset kääpiöt.
- Q-luokan tähdet ovat novatähtiä.
- P tarkoittaa planetaarisia sumuja, jotka ovat kuolleiden tähtien jäännöksiä.

Spektriluokkien jako varhaisiin ja myöhäisiin

Spektriluokat jaetaan varhaisiin ja myöhäisiin. Jako on peräisin aikaisemmasta teoriasta, jonka mukaan tähdet kehittyvät jäähtymällä ja liukumalla pääsarjaa pitkin alas, mikä ei nykytiedon mukaan pidä paikkaansa. Varhaiset spektriluokat ovat yleensä luokkia O, B, A, F. Myöhäiset spektriluokat ovat G, K, M, C ja S sekä L ja T.

Tähtien värien pääasiallinen syy

Tähtien värien pääasiallinen syy on tähden lämpötila. Vertailukohde voidaan valita luonnosta. Esimerkiksi rauta jota aletaan kuumentaa niin että se säteilee valoa, on aluksi punainen, edelleen kuumennettaessa oranssi, keltainen ja kellanvalkoinen. Tämän jälkeen rauta sulaa.

Miksi M, S ja C eroavat toisistaan, vaikka ovatkin saman lämpöisiä

Vaikka M, S ja C ovat suunnilleen saman lämpöisiä, niin kylmiä, että niissä muodostuu häkäkaasua CO (hiili-happi), niissä on eri tavoin hiiltä ja happea spektrissä. Metallioksidit kertovat runsaasta happipitoisuudesta, ja hiili runsaasta hiilipitoisuudesta. Hiilitähdissä on hiiltä huomattavasti enemmän kuin happea, ja häkäkaasun muodostuessa hiiltä jää runsaasti yli. M-tähdissä ovat alkuaineiden runsaudet sellaisia, ettei hiiltä eikä happea jää ylen määrin yli häkää CO muodostuessa. S-tähdissä on runsaasti metallioksideja, koska häkäkaasun CO muodostuessa jää runsaasti happea oksideja varten.

Spektriviivat eri spektriluokissa

Tähtien spektrien luokittelu eri ryhmiin alkoi, kun huomattiin, että vedyn Balmerin viivat (Hα, Hβ, Hγ) ovat eri vahvuisina toisissa tähdissä puuttuen toisista kokonaan. Alussa spektriluokat menivät aakkosjärjestyksessä Balmerin viivan voimakkuuksien mukaan. Kuumempien tähtien spektrit ovat harvaviivaisempia kuin kylmempien. Ionisoituneita aineita esiintyy enemmän korkeammassa lämpötilassa ja aineet ionisoituvat enemmän. Lämpötilan kasvaessa molekyylit hajoavat ja sitten ionisoituvat. Kuumassa O-tyypissä monet atomit ovat ionisoituneet ja M-tyypissä näkyy molekyylejä. Spektriluokittelussa olennaisia viivoja ovat mm. vedyn (H) Balmerin sarjan viivat (alfa, beta, gamma ..), neutraalin heliumin viivat, raudan viivat, ionisoituneen kalsiumin (Ca II) viivat, ionisoituneen kalsiumin kaksoisviiva eli Ca II H- ja K-viivat 396,8 nm ja 393,3 nm, hiilivedyistä (CH) ja eräistä metalliviivoista aiheutuva G-vyö 431 nm:n kohdalla ja titaanioksidin TiO viivat sekä myös neutraalin kalsiumin Ca I viivat ja kaksi kertaa ionisoituneen hapen O III-viivat. Erityisen voimakkat on A-spektriluokassa vedyn viivat ja K-spektriluokassa ionisoituneen kalsiumin viivat sekä myöhäisen M-tyypin spektrissä titaanioksidin TiO viivat. Auringon tyyppisessä G2-spektriluokan tähdessä rauta Fe II on voimakkain.

Tähden spektriluokan määrittelyyn on kehitetty monia sääntöjä. Yksi vanha sääntö: Tähden spektrityyppi voidaan määritellä 0,2 spektriluokan tarkkuudella seuraavien sääntöjen mukaan
- B0 --> B8 Hδ ja 402,6 nm kirkkaussuhde kasvaa 1,5 --> 15,0
- A0 --> F0 viivojen K/Hdelta kirkkaussuhde kasvaa 0,1 --> 3,0
- F0 --> G0 G/Hγ 0,2 -- 10,0
- K0 --> M 422,7/G 0,2 --> 10,0

Spektriluokkien lisämääreet

Spektriluokka voidaan merkitä esim B8e.
- e - spektrissä emissioviivoja eli hehkuvaa kaasua tähden lähistöillä
- [e] - emissioviivat ovat harvassa kaasussa syntyviä kiellettyjä viivoja
- f - O-tähden spektrissä kolme kertaa ionisoituneen typen, NIII viivoja aallonpituuksilla 463,4 464,0 ja 464,1 nm.
- p - spektrissä poikkeavia eli pekuliaarisia piirteitä, jotka vaativat tarkempaa kuvailua.
- b - spektrissä terävä absorptioviiva, viittaa laajenevaan kaasukuoreen
- m - spektrissä voimakkaita metalliviivoja,
- n - absorbtioviivat sumumaisia "nebulous", jos hyvin sumumaisia nn, viittaa nopeaan pyörimiseen/suureen painovoimaan, käytetään luokkaan F0 asti
- s - absorptioviivat hyvin teräviä, sharp, käytetään vain luokkaan F0 saakka
- q - sekä sinisiirtyneitä että punasiirtyneitä viivoja, viittaa laajenevaan kaasukuoreen.
- g - jättiläistähti
- d - kääpiötähti tai pääsarjan tähti
- k - spektrissä esiintyy tähtienvälisen avaruuden lepäävä kalsiumviiva
- v spektri vaihtelee
- wk heikkoja spektriviivoja
- cont - jatkuva spektri, ei viivoja. Voidaan yhdistellä esim B5ep.

Kirkkausluokat eli luminositeettiluokat

Kirkkausluokka tarkoittaa myös tähden suuruusluokkaa eli magnitudia. Tämä on Yerkesin spektriluokittelu eli MMK-luokittelu.
- 0 hyperjättiläiset (myöhempi lisäys alkuperäiseen luokitteluun)
- Ia kirkkaimmat ylijättiläiset
- Ib vähemmän kirkkaat ylijättiläiset
- II kirkkaat jättiläiset
- III normaalit jättiläiset
- IV alijättiläiset
- V pääsarjan tähdet
- VI alikääpiöt (harvoin käytetty)
- VIIvalkoiset kääpiöt (harvoin käytetty) (voitaisiin lisätä neutronitähdet ja mustat aukot) Luminositeettiluokat määritellään tiettyjen spektriviivojen voimakkuukista. Nämä määritysviivat vaihtelevat eri spektriluokilla.

Valkoisten kääpiöitten luokittelu

- DA: vetyrikas ulompi ilmakehä, voimakkaat vedyn Balmerin viivat
- DB: heliumrikas, neutraalin heliumin viivoja
- DQ: Hiilirikas ilmakehä ja ulkokerros, atomaarista tai molekulaarista hiiltä.
- DZ: metallirikas ulompi ilmakehä, kalsium II-viivoja
- DC: Ei mikään yllä olevista DA, DB, DQ ja DZ.
- DX: Ei mikään yllä olevista DA, DB, DQ ja DZ sekä DC. Lämpötilat ovat välillä 37500 K - < 5500 k, eli luokat D1-D9.

Spektriluokan tulkinta

Tyypillinen spektriluokan merkintä on esim M5,5eV, mikä on suomennettuna punainen kääpiö, jossa on emissioviivoja ja jonka alatyyppi on 5,5. Toinen on vaikkapa A5IV-V, jossa on kyse valkeasta, tavallista pääsarjan tähteä hieman suuremmasta tähdestä. Aurinko on tyyppiä G2V tai dG2.

Katso myös

- HR-kaavio
- Spektrianalyysi
- Spektriviiva
- Painovoima tähden pinnalla Luokka:Tähtitiede ja:スペクトル分類

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

Spektri

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

Valon spektri

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

Jatkuva spektri

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

Viivaspektri

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

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 × 10³⁰kg
- valovoima (säteilyteho) 3,827 × 10²⁶W
- säde 6,96 × 10⁸m 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

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

Sininen

:Sininen on myös suomalainen musiikkitapahtumia järjestävä kollektiivi.

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

Vaaleansininen

Kirkkaansininen

Tummansininen

Sininen on väri. Sen aallonpituus on noin 460 millimetrin miljoonasosaa eli 460 nm. Värinäytöt muodostavat värit sekoittamalla värejä punainen, vihreä ja sininen (RGB).

Sinisen sävyjä

- IKB eli International Klein Blue on ultramariini pigmentti jonka Yves Klein rekisteröi itselleen, jotta hänen taideteokset säilyttäisivät käsitteellisen puhtautensa ja omaleimaisuutensa.
- Ultramariini on pääväri-sinisestä aivan hiuksenhienosti keltaisen suuntaan vivahtava sävy.

Käyttö ja symboliikka

- Sininen on taivaan ja meren väri. Se mielletään viileäksi ja etäiseksi, sekä myös rauhoittavaksi ja luottamusta herättäväksi. Siksi poliisit käyttävät sitä.
- Siniverisyys merkitsee aatelisuutta. Se on peräisin vaaleasta ihosta, jonka läpi verisuonet näkyvät selvemmin.
- Sininen kuuluu klassisiin heraldisiin väreihin, ja siitä käytetään nimitystä "azure".
- Karl Fazer on rekisteröinyt suklaalevyjen käärepaperissa käyttämänsä sinisen värin omaan yksityiseen käyttöönsä. Se on merkitty Patentti- ja rekisterihallituksen pitämään tavaramerkkirekisteriin 30.4.2001 ensimmäisenä Suomessa hyväksyttynä väritavaramerkkinä. Muut, esim. suklaantuottajat, eivät saa käyttää samaa sinistä väriä pakkauksissaan. Fazerin Sininen maitosuklaa tuli markkinoille v. 1922.

Värikoordinaatit

- RGB:
- R: 0
- G: 0
- B: 255
- (heksadesimaalimuodossa #0000FF)

Asiasta enemmän

- [http://www.coloria.net/varit/sininen.htm coloria.net - sininen]

Kirjallisuutta

Finlay, Victoria: Värimatka, Otava 2004 Luokka:Värit ms:Biru ja:青 simple:Blue

Vety

Vety (lat. hydrogenium) on maailmankaikkeuden yleisin alkuaine.

Ominaisuuksia

Vety on erittäin kevyt ja tulenarka väritön kaasu. Vety on myös erittäin herkästi syttyvä kaasu. Reagoidessaan hapen (O) kanssa kontrolloimattomasti vety palaa räjähtäen ja muodostaa vesimolekyylejä.

Isotoopit

Luonnossa vety esiintyy kaksiatomisina H₂-molekyyleinä. Lisäksi luonnossa on vähäisiä määriä deuterium-isotooppia. Vedyn toista ja kolmatta isotooppia käytetään tulevaisuudessa muun muassa fuusioreaktoreissa. Tavallinen vetyatomin ydin muodostuu yhdestä protonista. Deuterium-isotoopissa on protonin lisäksi yksi neutroni, ja siitä käytetään epävirallista kemiallista merkkiä D. Vastaavasti tritiumissa on protonin lisäksi kaksi neutronia, ja sen epävirallinen kemiallinen merkki on T.

Historia

Henry Cavendish tunnisti vedyn erilliseksi aineeksi vuonna 1776 ja Antoine Lavoisier nimesi aineen. 1900-luvun alkupuolella kaasua käytettiin ilmalaivoissa, mutta ilmalaiva Hindenburgin räjähdyksen jälkeen siirryttiin turvallisempaan heliumiin.

Käyttö

Vetyä on käytetty muun muassa ilmapallojen täytteenä. Sitä käytettiin aikaisemmin heliumin rinnalla ilmalaivojen täyttökaasuna. Vedyn vaarallisuus tuli esille muun muassa ilmalaiva Hindenburgin tuhossa – tuolloin Yhdysvalloilla oli heliumin teollisen valmistuksen monopoli eikä se myynyt heliumia esim. Saksalle. Nykyään tosin vaikuttaa siltä, että onnettomuuden todellinen syy olikin ilmalaivan ulkokuoren erittäin tulenarka kyllästeaine. Nestevety on nestemäistä ajoainetta käyttävien kantorakettien tehokkaimpia polttoaineita. Hapettimena on yleensä nestehappi. Tällaisia ajoaineita kutsutaa kryogeenisiksi, koska niitä voidaan varastoida vain kylmänä ja siten vain rajallisen ajan ennen laukaisua.

Katso myös

- Vetytalous
- Vetypilleri

Aiheesta muualla

- [http://www.ttl.fi/internet/ova/vety.html Turvallisuusohje] Luokka:Alkuaineet ms:Hidrogen ko:수소 ja:水素 simple:Hydrogen th:ไฮโดรเจน

Miljoona

Miljoona on luonnollinen luku 1 000 000. Se tarkoittaa tuhatta tuhatta. Miljoona voidaan esittää kymmenpotenssimuodossa 10⁶. Binäärijärjestelmässä miljoona on 11110100001001000000 ja heksadesimaalijärjestelmässä F4240. SI-järjestelmässä miljoonaa vastaava kerrannaisyksikkö on mega. Esimerkiksi yksi megawatti MW tarkoittaa miljoonaa wattia. Miljoona tulee italian sanasta milione, joka periytyy latinan sanasta mílle, tuhat.

Miljoonan tulo suomen kieleen

Miljoona on pienin ja ensimmäinen suomalainen luvun nimitys, joka ei perustu kansankieleen, vaan joka on keinotekoisesti luotu kansainvälisen vastineen pohjalta suomen kirjakieleen. Vanhassa kansanperinteessä tunnetaan luvut sata ja tuhat. Sata on arjalainen laina, tuhat balttilainen, molemmat ilmeisesti jo tuhansia vuosia vanhoja. Luokka:Luonnolliset luvut ko:1000000 ja:1000000

Supernova

Supernova on tähden räjähdys, joka voi syntyä kahdella eri tavalla. Termin otti käyttöön tanskalainen Tyko Brahe.

Supernovatyyppejä

Tyypin II supernova

Raskaammat tähdet kehittyvät tavallisesti punaisen jättiläisvaiheen kautta tilaan, jossa keskustan rautaydin on ydinenergeettisessä energiakuopassa, kun raudasta raskaampiin alkuaineiden fuusioituminen ei enää tuo energiaa, vaan kuluttaa sitä. Salamannopeasti kehittyy tilanne, jossa rautaydin ei enää pysty vastustamaan ylempien kerrosten gravitaatiovoimien luomaa painetta, vaan tapahtuu luhistuminen. Keskusta hajoaa heliumytimiksi ja tähden keskus luhistuu samalla, kun ulkokerrokset räjähtävät ulospäin. Keskukseen syntyy musta aukko tai neutronitähti. Valon spektriviivoissa näkyvät vetyviivat. Tyypin II supernovia esiintyy yleisimmin galaksihaaroissa ja nuoremmissa tähtipopulaatioissa.

Tyypin I supernova

Toisiaan kiertävistä kaksoistähdistä toinen kehittyy laajeten punaiseksi jättiläiseksi, josta valuu kaasua kumppanin pinnalle. Jos tähtikumppani on valkoinen kääpiö ja jos sen massa näin kasvaa 40% suuremmaksi (ns. Chandrasekhar raja) kuin Auringon, niin siinä syttyy supernova. Tähden romahtaessa neutronitähdeksi ulompi kerros räjähtää hajalle. Valon spektriviivoista vetyviivat puuttuvat. Erityisesti supernovista kirkkainta Ia-tyypin supernovaa esiintyy vanhoissa elliptisissä galakseissa ja galaksihaloissa. Ne voivat saavuttaa absoluuttisen kirkkauden −19^m, joka vastaa yli 2 miljardin Auringon kirkkautta. Supernovan kirkkaus noudattaa tyypistä riippuen sille ominaista valokäyrää, jossa se nopeasti kirkastuen saavuttaa maksimikirkkauden muutamassa päivässä kunnes se alkaa hiipua hiljakseen himmeämmäksi. Monet paljain silmin havaitut supernovat ovat näkyneet jopa vuosien ajan. Räjähtävistä supernovista jää jäljelle supernovajäänne, joka hehkuu pitkään monilla eri aallonpituuksilla ja on nähtävissä tuhansiakin vuosia. Supernovissa muodostuu rautaa raskaampia alkuaineita kuten uraania, tinaa ja kultaa. Supernovien ajatellaan laukaisevan uusien tähtien ja aurinkokuntien synnyn. Voidaan sanoa, että maapallo ja me olemme koostuneet muinaisten supernovien ydinjätteistä. Viimeisin nähty oman galaksimme supernovaräjähdys oli Keplerin sekä kiinalaisten, japanilaisten ja korealaisten tähtitieteilijöiden havaitsema vuonna 1604. Käärmeenkantajan tähtikuviossa havaittu supernova oli kirkkaimmillaan jonkin verran Siriusta kirkkaampi, ja se pystyttiin näkemään yötaivaalla paljain silmin noin vuoden ajan. Tarkimmat muistiinpanot meidän galaksimme historiallisista supernovista on kiinalaisilla, jotka ovat merkinneet muistiin kaikkiaan seitsemän räjähdystä vuoden 0 jälkeen. Kaikkien näiden räjähdysten jäännökset ovat edelleen havaittavissa. Supernovia arvioidaan kuitenkin räjähtävän meidän galaksissamme keskimäärin yksi sadassa vuodessa.

Hypernova

Teorian mukaan hyvin suuri tähti saattaa päättää päivänsä hypernovana. Tähden ydin romahtaa suoraan mustaksi aukoksi ja samalla kaksi hyvin voimakasta energeettistä plasmasuihkua purkautuu pyöriviltä navoilta lähes valonnopeudella. Nämä suihkut lähettävät voimakasta gammasäteilyä napojen suuntaan. Hypernovia ehdotettu selitykseksi gammasädepurkauksille (GRB). Minuutin aikana tällaisessa purkauksessa voi (näennäisesti) vapautua miljoonan galaksin säteilyenergia.

Tunnettuja supernovia

Rapusumu (M1)

Rapusumu, Äyriäissumunakin tunnettu, kohde on supernovajäänne Härän tähtikuviossa, jossa räjähti tähti heinäkuun 4 päivänä vuonna 1054. Tuolloin kiinalaiset kirjasivat ylös nähneensä sen jopa keskellä päivää 23 päivän ajan, jonka jälkeen se alkoi hiipua näkyen kuitenkin yötaivaalla vielä parin vuoden ajan. Nyt paikalla nähdään äyriäistä muistuttava sumu, joka säteilee valoa, radioaaltoja, melkein kaikkia sähkömagneettisen säteilyn lajeja. Keskellä sumua on nopeasti pyörivä pulsari, neutronitähti, jonka kiertoaika akselinsa ympäri on edelleen huikeat 0,03 sekuntia. Sumu laajenee n. 1000 km/s nopeudella. 1900-luvun ensimmäisiin valokuviin verrattuna sumun havaitaan selvästi laajentuneen.

Supernova SN1987A

Viime aikojen kuuluisin ja yksi tutkituimmista oli 23. helmikuuta 1987 vajaat 170 000 valovuoden päässä Suuressa Magellanin pilvessä (LMC) räjähtänyt supernova, joka näkyi eteläisellä pallonpuoliskolla paljain silmin. Alun perin Auringon tarkkailuun rakennetut neutriinoilmaisimet eri puolilla maapalloa havaitsivat jo noin 3 tuntia ennen visuaalista supernovan havaintoa noin parikymmenen neutriinon ryöpyn iskeytyneen lyhyessä ajassa, mikä oli ensimmäinen kerta, kun kaukaa aurinkokunnan ulkopuolelta ja vieläpä supernovasta havaittiin neutriinoja. Tähtitaivaamme tähdistä tuleviksi supernovakandidaateiksi ovat ehdolla mm. jättiläistähdet Rho Cassiopeiae, Eta Carinae ja Orionin Betelgeuze, joilla ei ole enää kovin paljon elinikää jäljellä. Käytännössä kuitenkin ennen näitä seuraava oman galaksimme supernova saattaa olla joku muu miljardeista eri galaksimme tähdistä. Luokka:Tähden kehitys ko:초신성 ja:超新星 th:ซูเปอร์โนวา

Naos

Zeta Puppis (ζ Pup / ζ Puppis) eli Naos tai Suhail Hadar on Suomessa näkymätön, eteläisellä tähtitaivaalla Peräkeulan tähtikuviossa sijaitseva kuuma, kirkas sininen tähti. Naosin näennäinnen kirkkaus on 2.21 ja etäisyys arviolta 1400 valovuotta. Tähti on yksi tunnetuista todellisuudessa kirkkaimmista tähdistä, joskaan ei aivan kirkkaimpia. Tähden absoluuttinen kirkkaus noin -6,1 (-6,0 -- -6,2). Tähden kirkkaus on himmentynyt 1400±300 valovuoden matkalla pölyn takia noin 1 suuruusluokan verran. Tätä himmenemistä kutsutaan interstellaariseksi ekstinktioksi. Tähti on yksi kuumimmista tunnetuista ja yksi harvoista paljain silmin näkemistä spektriluokan O tähdistä. Tämän kirkkaan sinisen ylijättiläistähden spektrityyppi on O4I(n)f (tai O5Iaf). Väri-indeksi B-V on -0.26 ja pintalämpötila 42,400K +-100 kelviniä. Tähti säteilee suurimman osan energiastaan ultravioletissa kaikkiaan noin 740000 -- 790000 Auringon todellisella luminositeetilla. Tätä vastaa absoluuttinen bolometrinen kirkkaus -7,3. Luminositeetti näkyvän valon alueella noin 20000 aurinkoa? Tähden säde on "vain" noin 20 aurinkoa ja massa 50 Auringon massaa. Naos puhaltaa ulos 2300 km/s nopeudella rajua tähtituulta menettäen massastaan yli miljoonasosan vuodessa (yli 10 miljoonaa kertaa niin paljon kuin aurinko). Massakadon logaritmi on laskujen mukaan log delta m = -5.57 ± 0.15 auringon massaa vuodessa. Tähti on muodostunut Purjeen tähtien muodostusalueella ja matkannut sieltä noin 400 valovuotta. Noin 100 km/s nopeudella liikkuvan tähden edessä on luultavasti ionisaatiorintama, "edustashokki". Tähti pyörii yli 220 km/s ja pyörähdysaika ~4.8 – 5.2 päivää. Tähden ikä on 1 -- 2 ( 3 -- 6) miljoonaa vuotta. Luokka: Tähdet ja:ナオス

Orion (tähdistö)

Orion on tähdistö, joka sijaitsee taivaanekvaattorin molemmin puolin Härän, Ison koiran ja Kaksosten välissä. Orionin seitsemän kirkkaintä tähteä muodostavat selkeän tiimalasin muotoisen kuvion, jonka muinaiset kreikkalaiset näkivät metsästäjän hahmona. Orion metsästää härkää ison ja pienen koiransa kanssa. Vanhat egyptiläiset tunsivat Orionin Osiriksena. Suomessa Orionin vyötä on kutsuttu myös nimillä Väinämöisen viikate, Väinämöisen vyö tai Kalevan miekka. Tähdistön kirkkaimpiin tähtiin kuuluvat Rigel (β Orionis, arabiaksi rijl = jalka) ja Betelgeuze (α Orionis, arabiaksi bet-al-dzauza = metsästäjän olkapää). Orionin keskellä samalla suoralla olevaa kolmea kirkasta tähteä (Mintaka, Alnilam [vaihtoehtoisesti Alnitam tai Alnihan] ja Alnitak) kutsutaan Orionin vyöksi. Tähdistön alueella on myös runsaasti syvän taivaan kohteita. Tunnetuin näistä on Orionin suuri kaasusumu M42, jonka voi nähdä jopa paljain silmin Orionin vyön alla olevan kolmen tähden muodostaman jonon keskimmäisen jäsenen ympäriltä heikkona utuna. Toinen tunnettu ja valokuvauksellinen kohde on Hevosenpääsumu IC 434, pimeän sumun muodostama kieleke taka-alan emissiosumun edessä. Lisäksi tähdistön alueelle levittäytyy useita muita himmeitä ja laajoja kaasusumuja.

Orion kansanperinteissä

Orioniin ovat monet kansat yhdistäneet elinkeinonsa. Norjalaiset näkevät siinä kalastajan tai koukun, monet metsästäjäkansat riistaeläimen, eräät brasilian intiaanit maniokin kuivaustelineen. Suomalainen nimitys Väinämöisen viikate tuli ilmeisesti siitä, että tähtikuvio tuli näkyviin taivaalle syyskesällä, jolloin oli heinänteon aika. Kalevan miekaksi nimitetyn Orionin kolmen keskimmäisen tähden on uskottu iskeneen kalevantulia. Sekä Kalevan miekka, että kalevantulet nimittäin ilmaantuivat taivaalle vasta öiden pimettyä. kalevantuli Luokka:Tähdistöt ko:오리온자리 ja:オリオン座 th:กลุ่มดาวนายพราน

Neitsyt (tähdistö)

:Neitsyt on myös horoskooppimerkki. horoskooppimerkki horoskooppimerkki Neitsyt (latinaksi Virgo, genetiivi Virginis) on ekvaattorin molemmin puolin ulottuva suurehko tähdistö, jonka läpi kulkee eläinrata. Spica, Alfa (α) Virginis, on tähdistön kirkkain tähti, joka sijaitsee 220 valovuoden päässä ja on 2000 kertaa Aurinkoa kirkkaampi. Porrima, Gamma (γ) Virginis, on tunnetuimpia kaksoistähtiä. Komponenttien väli on 3,7 kaarisekuntia, ja ne erottuvat toisistaan keskikokoisella harrastajateleskoopilla. Tähdistön alueella on runsaasti galakseja, joista erityisesti Messierin kohteet näkyvät harrastajan kaukoputkellakin. Merkittävin galaksijoukko on Virgon galaksijoukko, jonka kirkkain jäsen on Sombrerogalaksi M104. 3C 273 on Maasta katsottuna kirkkain kvasaari, jonka harrastajakin voi nähdä kaukoputkellaan. Se on 3 miljardin valovuoden päässä. Kirkkaus vaihtelee, mutta se on tavallisesti noin +13 mag. Luokka:Tähdistöt ko:처녀자리 ja:おとめ座 th:กลุ่มดาวหญิงสาว

Miljardi

Miljardi tarkoittaa tuhattamiljoonaa, eli lukua 1000000000=10⁹. SI-järjestelmässä sitä vastaava kerrannaisyksikkö on giga. Amerikanenglannissa miljardi on billion, vaikka useimmissa muissa kielissä se on johdettu sanasta milliard. Luokka:Luonnolliset luvut

Sirius

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

Havaitseminen

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

Katso myös

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

Deneb

Deneb (α Cygni, Arided, Aridif, HR 7924, HD 197345) on Joutsenen tähdistön kirkkain tähti, vaikka se onkin noin 30 kertaa tähdistön muita kirkkaita tähtiä kauempana. Sen näennäinen kirkkaus on 1,25, joten se on taivaan 12. kirkkain tähti. Denebin arvioitu absoluuttinen magnitudi on −7,2, joka tekee siitä yhden valovoimaisimmasta tunnetuista tähdistä. Kolmen asteen päässä Denebistä on tunnettu Pohjois-Amerikka-sumu. On esitetty, että juuri Deneb saa sumun loistamaan. Tähden ja sumun keskinäinen välimatka on 70 valovuotta, mutta sumunkin koko on noin 45 valovuotta. Deneb näkyy Suomessa ympäri vuoden eli se on sirkumpolaarinen ja se on yksi Kesäkolmion kärkipisteistä yhdessä Altairin ja Vegan kanssa.

Tähden ominaisuuksia

Tähden etäisyys on kiistanalainen, sillä hyviä vertailukohtia ei enää näin kaukana ole ja parallaksimenetelmä antaa jo tällä etäisyydellä epätarkkoja arvoja. On kuitenkin arvioitu, että etäisyys olisi noin 1600–3200 valovuotta. Koska etäisyyttä ei tiedetä aivan tarkasti, on melkein mahdotonta esittää arvioita Denebin absoluuttisesta kirkkaudesta. Arviot vaihtelevat 60 000 -kertaisesta (etäisyydeksi oletettu 1600 vv) Auringon kirkkaudesta aina neljännesmiljoonaiseen (3200 vv etäisyysarviona) Auringon kirkkauteen. Jos Deneb sijoitettaisiin Aurinkokuntamme keskelle Auringon paikalle, olisi siitä Maahan tuleva valovuo voimakkaampi kuin useimmissa teollisuuden käyttämissä lasereissa. Se säteileekin enemmän valoa yhdessä päivässä kuin Aurinko ehtii säteilemään 140 vuodessa. Tähden halkaisijaksi on arvioitu noin 160–200 kertaa Auringon halkaisija. Omassa Aurinkokunnassamme tähden pinta ulottuisi Maahan asti. Spektriluokaltaan tähti on A2Ia pintalämpötilan ollessa 8 400 K.

Nimi

Tähden nimi tulee arabiankielisestä sanasta Al Dhanab, joka tarkoittaa 'häntää'. Melkein sama nimi on annettu viidelle muullekin tähdelle; näistä tunnetuimpina Deneb Kaitos Valaassa ja Denebola Leijonassa.

Aiheesta muualla

- [http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/deneb.html Deneb] Luokka:Tähdet ja:デネブ

Pohjantähti

Pohjantähti eli Polaris, α UMi , Pienen Karhun kirkkain tähti. Pohjantähti on nykyään "taivaannapana", jota tähtien sanotaan kiertävän. Tosiasiassa oikea taivaannapa on hiukan sivussa pohjantähdestä. Perinteisesti pohjantähteä on kutsuttu myös pohjannaulaksi, sillä se näyttää kiinnittyneen taivaankanteen, ja jopa toimivan taivaankannen kiinnikkeenä. Pohjantähti, jonka kirkkaus on +2.02 m, on keltainen superjättiläinen ja mielenkiintoinen tähti. Se on myös kefeidi, muuttuva tähti, jonka värähtely on lähes päättymässä, koska tähden evoluutiossa se on siirtymässä ns. epävakausvyöhykkeeltä vakaampaan tilaan. Aiemmin sen kirkkaus vaihteli magnitudin kymmenyksiä, viime aikoina tuskin korkeintaan magnitudin tuhannesosia. Aikoinaan se oli kirkkauden perusstandardina, mutta kun värähtely huomattiin, niin perustaksi vaihdettiin lambda (λ) UMi. Pohjantähteä kiertää renkaan muotoinen asterismi, jota kutsutaan timanttikaulakoruksi, kirkkaimpana timanttina Pohjantähti itse. Näkyy kaukoputkella ja valovoimaisella kiikarilla. Luokka:Tähdet ja:こぐま座アルファ星

Aldebaran

Aldebaran (α Tauri, α Tau) on Härän tähdistön kirkkain tähti ja yötaivaan 13. kirkkain. Sen nimi on peräisin arabiankielisestä sanasta Al Dabaran, "seuraaja", joka viittaa sijaintiin avoimen tähtijoukon Plejadien jäljessä. Aldebaran itsessään ei ole näennäisesti tähden ympärille levinneen, meitä lähinnä sijaitsevan Hyadien tähtijoukon jäsen – vaikka niin helposti erehtyisikin kuvittelemaan. Itse asiassa Aldebaran sijaitsee Maan ja Hyadien välissä. Spektriluokaltaan Aldebaran kuuluu luokkaan K5, joka näkyy meille tähden oranssina värinä. Lähempi tarkastelu osoittaa, että se jo alkanut laajeta, koska sen ytimen vetyvarat on jo käytetty loppuun ja ydinfuusiossa on siirrytty polttamaan heliumia. Sillä on myös pienempi seuralaistähti, himmeä M2-spektriluokan kääpiötähti, joka kiertää päätähteään monen sadan astronomisen yksikön etäisyydellä. Aldebaran on laajentunut noin 5,3 × 10⁷ kilometrin kokoiseksi eli 38 kertaa omaa Aurinkoamme suuremmaksi. Hipparcos-satelliitti on mitannut sen etäisyydeksi 65,1 valovuotta, jolloin sen absoluuttisen kirkkauden on oltava 150 kertaa Auringon vastaavaa kirkkautta suurempi. Tähden kirkkaus myös muuttuu hiukan: noin 0,2 magnitudin verran. Vuonna 1997 havaittiin Aldebaranin mahdollinen toinen seuralainen, jonka massaksi määritettiin 11 kertaa Jupiterin massa ja kiertoetäisyydeksi tähden ympäri noin 1,35 AU. Luokka:Tähdet ja:アルデバラン

Oranssi

Oranssi eli punakeltainen sijoittuu värispektrissä punaisen ja keltaisen väliin aallonpituuden ollessa n. 620-585 nanometriä. Psykologisia päävärejä sekoitettaessa saadaan väliväri oranssi punaisesta ja keltaisesta. Valoja sekoitettaessa oranssin ja violetin sekoituksesta tulee punaista, oranssin ja vihreän sekoituksesta keltaista. Sinistä pidetään oranssin vastavärinä. Oranssia pidetään luonteeltaan lämpimänä värinä. Oranssin vivahteita on monia. Räikeimpiä käytetään varoitusväreinä tietöissä herättämään autoilijoiden huomion liikenteessä. Vähennettäessä valööria tullaan samoilla aallonpituuksilla maltilliseen ruskeaan väriin, joka käy suojavärinä metsässäkin. Sana oranssi viittaa monissa kielissä appelsiinin hedelmään, joka on kyseisen värinen. Sanan alkuperä juontunee kuitenkin Indonesiaan, jossa orankeja kutsutaan orang-utangeiksi eli metsäihmisiksi. Suomessa eräillä alueilla oranssia on aiemmin kutsuttu oljaaniksi; nimitys on peräisin samalla nimellä tunnetusta punakeltaisesta väriaineesta.

Oransseja symboleita

- Hollannin kuninkaalliset pitävät oranssia värinään, samoin maan urheilujoukkueet
- Oranialaisveljeskunta on Pohjois-Irlannin protestanttien tätä väriä suosiva kansalaisjärjestö
- Ukrainan presidentinvaaleissa oranssi oli länsimielisen presidenttiehdokkaan Viktor Juštšenkon kannattajien tunnus

Katso myös

- Clockwork Orange, elokuva
- Agent Orange, myrkky
- Oranssi ry, kansalaisjärjestö

Linkkejä

- [http://www.coloria.net/varit/oranssi.htm coloria.net - oranssi] Luokka:Värit ja:オレンジ色

Alfa Centauri

Alfa Centauri (α Centauri, α Cen )eli Rigil Centaurus (Rigil Kent) tai Toliman on tunnettu lähimpänä tähtenä ja hyvin kirkkaana kolmoistähtenä. Aurinkoa lähin tähti on Alfa Centaurin kolmas komponentti, Proxima Centauri on 4,22 valovuoden päässä. Itse Alfa Centauri on 4.395 valovuoden eli 1.33 parsekin päässä. Suomessa tähteä ei näy, koska se on syvällä eteläisellä taivaanpallolla. Alfa Centaurin näennäinen kirkkaus V on -0.01 ja se koostuu keltaisesta, oranssista ja punaisesta tähdestä. Kentaurin kirkkaimman tähden Alfa Centaurin nimi Rigil Kentaurus (usein lyhennettynä muotoon Rigil Kent), joka on peräisin arabiankielisestä sanonnasta "kentaurin jalka", mutta Johannes Bayerin antamaa nimeä Alfa Centauri käytetään useimmiten. Monet tähtikuviot, kuten Iso Karhu ja Orion, näyttäisivät Alfa Centaurista katsottuna suunnilleen samalta kuin täällä. Aurinko näyttäisi muodostavan yhden sakaran Kassiopeian tähdistöön sijoittuen vasemman puolen äärimmäisestä tähdestä vasemmalle alas. Tämä sijainti on Alfa Centaurin koordinaattien vastakohta, antipodi. Aurinko näkyisi 0,5 suuruusluokan tähtenä. Jotkut kirkkaat lähitähdet, kuten Sirius ja Procyon, siirtyisivät huomattavasti.

Alfa Centauri AB

Alfa Centauri on kolmoistähtijärjestelmä. Se koostuu kahdesta päätähdestä, Alfa Centauri A:sta ja B:stä, jotka yhdessä muodostavat kaksoistähden, ja joita kiertää himmeämpi punainen kääpiötähti nimeltään Proxima Centauri. Suurempi kaksoistähden osapuoli, Alfa Centauri A, on samankaltainen Auringon kanssa, mutta hivenen isompi ja kirkkaampi. Maahan Alfan keltainen A-tähti näkyy kirkkaudella -0,01 ja oranssi B-tähti 1.35. Keltainen ja oranssi tähti kiertävät toisiaan elliptisesti 79.90 vuoden jaksoissa keskietäisyyden ollessa 23.7 AU. Tämä on suurempi kuin matka Auringosta Uranukseen. Hyvin elliptisen radan soikeus e = 0.519 ja tähtien väli vaihtelee suuresti välillä 11.2 -- 35.6 AU. Yhden näkemyksen mukaan tähti olisi 200 miljoonaa vuotta Aurinkoa vanhempi. Toisen näkemyksen mukaan Alfa Centauri AB:n tähden ikä olisi 5-6 miljardia vuotta. Kolmansien teoreetikoiden mukaan tähti on 2,7 -- 7,6 miljardin vuoden ikäinen, jos Auringon ikä on 4.85 miljardia vuotta. Alfa Centauri AB:n metallipitoisuus on 1,3 -- 2,3 kertaa Auringon, eli jos Auringon metallipitoisuus Z on 1.81 niin Alfa Centaurin 2,74 -- 2,90.

Alfa Centauri A

Keltaisen Aurinkoa melko paljon muistuttavan Alfa Centauri A:n massa on 1.09 -- 1.10 Auringon massaa ja läpimitta 1.227 Auringon läpimittaa sekä kirkkaus on 1,519--1,60 Aurinkoa. Tämän hieman Aurinkoa suuremman pääsarjan tähden absoluuttinen kirkkaus on 4,34 -- 4.38 ja pintalämpötila 5790 kelviniä (jos Auringon 5770 kelviniä) sekä väri-indeksi B-V +0.60. Kuten Auringon, sen spektriluokitus on G2 V. Tähti on saman lämpöinen kuin Aurinko , 30 kelvinin tarkkuudella. Tähti on hitaasti pyörivä. Jotkut arvioivat tähden pyörähdysajaksi 27-29 vuorokautta, toiset 22. Auringonpilkkujaksoa vastaavaa aktiivisuusjaksoa ei ole tähdellä havaittu tutkimuksita huolimatta. Jos Alfa Centauria kiertäisi täsmälleen maankaltainen planeetta, se olisi noin 1,25 AU:n päässä. Tätä vastaava kiertoaika on 1,34 vuotta. Oranssi B-tähti loistaisi Kuuta kirkkaammin kuvitteellisella keltaista A-tähteä kiertävällä planeetalla kirkkaudella -18.1 to -20.6.

Alfa Centauri B

Keltaoranssin tai oranssin Alfa Centauri B:n spektri on K0-1 V, pintalämpötila 5260 kelviniä, väri-indeksi B-V +0.85. Oranssin tähden massa 0,907 Aurinkoa, säde 0,865 Aurinkoa, kirkkaus 0,45 --0,52 Aurinkoa sekä absoluuttinen kirkkaus 5,70 -- 5.74. Ei olla 100%:n varmoja, olisiko keltaoranssi Alfa Centauri B yhtä sopiva elokelpoisen planeetan keskustähti kuin mitä melko auringonkaltainen A on. Keltainen Aurinkoa kohtalaisen paljon muistuttava A-tähti näkyisi oranssia B:tä kiertävältä radalta hyvin kirkkaana, sen näennäinen kirkkaus olisi -21.9 -- -19.4 ja silloin se olisi huomattavasti täysikuuta kirkkaampi. 0.73 -- 0.74 AU:n etäisyydellä oranssista Alfa Centaurin B-komponentista lämpötila on sama kuin Maassa.

Arveluja Alfa Centaurin elokelpoisuudesta

Alfa Centaurilta ei ole löydetty planeettoja. Niiden havaitseminen oliskin mahdotonta jos ne olisivat Maan kokoisia. Jos nykyinen teoria planeettojen synnystä pitää paikkansa, Alfa Cantauri A:lla tai B:llä ei ole jättiläisplaneettoja, koska kaksoistähdet estävät painovoimallaan jättiläisplaneettojen synnyn Jupiteria ja Saturnusta vastaaville etäisyyksille. Maankaltaisia planeettoja tähdille voisi syntyä. Tämä edellyttäen, että nykyinen teoria kaasujättiläisten muodostumisesta on pätevä. Tiedetään kuitenkin joillain melko ahtailla kaksoistähdillä olevan eksoplaneettoja, mikä viittaisi jättiläisplaneettojen voivan syntyä varsin lähellä keskustähteään. Laskelmien mukaan Alfa Centaurilla voisi olla ekosfäärissä planeettoja, jotka olisivat kohtalaisen vakailla radoilla, mikäli niiden ratojen kaltevuus on sama kuin kaksoistähden ratakaltevuus. Jos planeetta sijaitsisi Alfa Centauri A:n ja B:n kiertoratojen tasossa, vakaita ratoja olisi 3 AU:n päähän asti jommasta kummasta komponentista. Taannehtivalla radalla voisi olla planeetta jopa 4 AU:n päässä A:sta tai B:stä. Mutta jos radan kaltevuus olisi 90 astetta A:n ja B:n ratoja vastaan, se voisi olla vakaa vain 0,23 AU:n päässä. Jos planeetta kiertäisi molempia tähtiä, sen tulisi olla 70 AU:n päässä. Toisen arvion mukaan kiertävä rata on vakaa, jos se on 1/5 päässä kaksoistähden komponnettien lähimmästä etäisyydestä joka on ehkä 11 AU. Tällöin vakaa vyöhyke olisi 2 AU:n sisään. Eräät ovat spekuloineet Alfa Centaurin maankaltaisten planeettojen olevan kuivia, sillä uskotaan että Jupiter ja Saturnus ovat näytelleet tärkeää osaa ohjatessaan komeettoja sisäplaneettoja kohti ja siten myötävaikuttaneet veden lähteen muodostumiseen.

Proxima Centauri (Alfa Centauri C)

4,22 valovuoden eli 1,295 parsekin päässä oleva punainen kääpiötähti Proxima Centauri on 270000 kertaa kauempana meitä kuin Aurinko. Alfa Centauri C eli Proxima vain 13 000 astronomisen yksikön päässä Alfa Centaurista (tämä on vain 0.21 valovuotta eli 1/20 Alfa Centaurin ja Auringon etäisyydestä ja 400 kertaa Auringon ja Neptunuksen välimatka) ja saattaa kiertää tätä 500 000 tai vielä useamman vuoden jaksossa. Maasta ketsoen Proxima on 2 asteen päässä Alfa AB:stä. Kuitenkaan ei ole varmaa että kiertääkö se kaksoistähteä, joskin mielleyhtymä muusta on epätodennäköisesti täysin tahatonta, sillä se jakaa suurin piirtein saman liikesuunnan avaruudessa kuin kaksoistähtikin. Tähden löysi etelä-afrikkalainen Robert Innes. Proxima Centaurin parallaksi on 772,33 ± 2,42 millikaarisekuntia. Säteisnopeus -20.3 km/s, ominaisliike rektaskension suunnassa -3.77564 kaarisekuntia vuodessa, deklinaation suunnassa 0.76816 kaarisekuntia vuodessa. Proxima Centauri eli V645 Centauri on punainen kääpiö, jossa tapahtuu leimahduksia, flareja. Tähden kirkkaus on vain 0.000138 Aurinkoa. Proximan näennäinen kirkkaus on 11.05 ja absoluuttinen kirkkaus 15.49. Koska tähti on 7000 -- 19000 kertaa Aurinkoa himmeämpi, sitä olisi vaikea havaita Maasta paljain silmin, jos se olisi Auringon paikalla. Tähden luminositeetti on 5-12
- 10^-5 aurinkoa. Tähden spektriluokka on M5.5Ve, väri-indeksi B-V 1,90 ja pintalämpötila 3040 kelviniä. Tähden massa 0,123 Auringon massaa ja läpimitta 0,145 Auringon läpimittaa. Tähden kromosfääri eli keskimmäinen kaasukehä on aktiivinen ja pyörähdysaika 31,5 +/- 1.5 päivää. Metallipitoisuus 0,1 Auringon metallipitoisuudesta. Proximan ikä lienee 5-6 miljardia vuotta tai toisen tiedon mukaan vain miljardi vuotta. Jotta tähteä kiertävä planeetta olisi elinkelpoinen eli ekokehässä, sen olisi oltava 0,02 -- 0,06 päässä keskustähdestään. Alfa centauri AB:stä Proxima näkyisi himmeänä 4,5 suuruusluokan tähtenä. Jotkut tutkijaryhmät ovat 1990-luvulla spekuloineet Proxima Centaurin planeetalla, mutta varmoja todisteita tästä ei ole. Jos Proxima centauriin matkattaisiin nopeimmalla ihmisen rakentamalla avaruuslaitteella Helios II-luotaimella nopeudella 70,2 km/s, matka veisi 18000 vuotta.

Katso myös :

- Aurinko
- Kirkkaimmat tähdet
- Lähimmät tähdet

Aiheesta muualla

- [http://cassfos02.ucsd.edu/public/nearest.html The nearest stars to Earth]
- [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap020715.html Photograph of Proxima Centauri]
- [http://www.solstation.com/stars/alp-cent3.htm Alpha Centauri system] Luokka:Tähdet Luokka:Kirkkaimmat tähdet Luokka:Lähimmät tähdet ja:ケンタウルス座アルファ星

Punainen

Punainen on näkyvän valon väri. Sen aallonpituus on noin 700 millimetrin miljoonasosaa eli 700 nm. Punainen on yksi kolmesta perusväristä sinisen ja keltaisen ohella. Näitä värejä eri suhteissa yhdistelemällä saadaan aikaan kaikki mahdolliset värisävyt. Värinäytöt muodostavat värit sekoittamalla värejä punainen, vihreä ja sininen (RGB).

Käyttö ja symboliikka

- Erityisesti länsimaisessa symboliikassa punainen on synnin väri, josta johtuen puhutaan punaisten lyhtyjen kaduista, kun viitataan prostituutioon keskittyviin kaupunginosiin. Samasta syystä punaista mekkoa pidetään erityisen epäsopivana esimerkiksi häämekoksi tai nuoren tytön debytanttimekoksi. Kuitenkin mm. Kiinassa punainen on ilon väri ja häämekot ovat nimenomaan punaisia.
- Kristillisessä symboliikassa punainen on eräs liturgisista väreistä. Tässä yhteydessä se symboloi mm. pyhää henkeä, tulta ja verta. Väri liittyy helluntaihin ja marttyyrien muistopäiviin.
- Vanhan uskomuksen mukaan härkä menettäisi malttinsa nähdessään jotain punaista. Tämä ei kuitenkaan pidä paikkaansa, koska härkä on värisokea.
- Punaisella ilmaistaan usein myös vaaraa tai varoitusta. Liikenteessä sitä käytetään kielto- ja varoitusmerkeissä sekä liikennevalojen pysähdysmerkkinä.
- Punainen väri yhdistetään myös sosialismiin ja kommunismiin.
- Punainen kuuluu klassisiin heraldisiin väreihin, ja siitä käytetään nimitystä "gules".

Värikoordinaatit

- RGB:
- R: 255
- G: 0
- B: 0
- (heksadesimaalimuodossa #FF0000)

Linkkejä

- [http://www.coloria.net/varit/punainen.htm coloria.net - punainen] Luokka:Värit ja:赤 simple:Red th:สีแดง

Proxima Centauri

Alfa Centauri#Proxima Centauri

Betelgeuze

Betelgeuze (α Orionis) on punainen jättiläistähti, joka sijaitsee maasta katsoen Orionin, tiimalasin muotoisen tähtikuvion vasemmassa yläkulmassa. Betelgeuze on helposti nähtävissä paljain silminkin, sillä tähti on Orionin tähdistön toiseksi kirkkain tähti ja koko tähtitaivaankin 10. kirkkain tähti. Sen suhteellinen kirkkaus on +0,45^m mikä vaihtelee välillä 0,0 -- 1,3. Tähden absoluuttinen kirkkaus on -5.12 ja se säteilee 60 000 Auringon voimalla. Vaikka tähti on saanut nimekseen α Orionis, on Orionin tähtikuvion kirkkain tähti kuitenkin Rigel, β Orionis. Koska Betelgeuze on punainen tähti ja Rigel sininen, Betelgeuze on kirkkaampi infrapuna-aallonpituuksilla, muttei näkyvän valon aallonpituuksilla. Tähti sijaitsee noin 427 ± 92 valovuoden päässä Maasta, ja sen massaksi arvioidaan 40 × 10³⁰ kg eli noin 15 -- 17 Auringon massaa. Tähden säde on 630 auringon sädettä ja spektrityyppi M2Iab ja pintalämpötila 3100 K. Betelgeuze on yksi suurimmistä tunnetuista jättiläistähdistä. Jos se sijoitettaisiin Auringon paikalle, Maa olisi sen sisäpuolella. Tähden koko vaihtelee melkoisesti, ja tähtitieteilijät pitävät tätä merkkinä lähestyvästä tähden räjähtämisestä tyypin II supernovana. Arviot supernovan ajankohdasta vaihtelevat suuresti; tähden arvioidaan voivan räjähtää jo seuraavan tuhannen vuoden kuluessa. Toiset taas arvioivat tähden kestävän paljon kauemmin. Yhtä mieltä ollaan kuitenkin siitä, että supernova olisi huikaiseva näky taivaalla, mutta ei muodostaisi merkittävää uhkaa elämälle Maan päällä, koska tähti on riittävän kaukana. Mahdollisessa supernovassa tähden arvellaan kirkastuvan vähintään kymmentuhatkertaisesti, eli puolikuun kirkkauteen saakka. Toiset arvelevat tähden kirkastuvan jopa täysikuun veroiseksi (−12,5^m). Supernova näkyisi kuitenkin pienenä pisteenä, ja olisi helppo havaita myös päivänvalossa. Tämä vaihe kestäisi muutamia kuukausia, ja viimeistään muutamien vuosien jälkeen tähti katoaisi kokonaan. Betelgeuzella on kaksi läheistä komponenttia, joista lähempi on 5 AU:n ulompi 40-50 AU:n päässä keskustähdestä. Luokka:Tähdet ja:ベテルギウス

Antares

Antares eli α Scorpionis (α Sco) on Skorpionin tähdistön kirkkain tähti. Nimi Antares on kreikaksi "Marsinkaltainen", viittaa tähden punaiseen väriin. Antares on M1.5Iab-Ib-spektriluokan punainen jättiläinen, jonka halkaisijaksi on mitattu 530 Auringon sädettä ja massaksi 15 -- 18 AU. Antares sijaitsee meitä suhteellisen lähellä, 604 valovuoden päässä. Antares on kaksoistähti, suuri punainen ylijättiläistähti on kaksoistähden A-komponetti. Punaisen jättiläisen pintalämpötila on 3400 K ja kirkkaus 40000 Aurinkoa. Koko tähden säteily eli todellinen luminositeetti on noin 65000 Aurinkoa. Näennäinen kirkkaus on keskimäärin 0,96 , vaihdellen välillä 0,9 -- 1,1 ja absoluuttinen -5,28. Väri-indeksi B-V on 1,83. Antares A on puolisäännöllinen muuttuja, joka vaihtelee kirkkauttaan noin kuuden vuoden jaksoissa. Anatres A tulee räjähtämään supernovana. Antareksen toinen komponentti Antares B on noin 3 kaarisekunin päässä oleva sininen tähti, jonka näennäinen kirkkaus on 6.5 ja kiertoaika arviolta 878 vuotta. Tämän tähden massa on 7-8 Auringon massaa, mikä viittaa kehittymiseen planetaariseksi sumuksi ja valkeaksi kääpiöksi. Etäisyys Antares A:han on 550 AU. Radan eksentrisyys on 0,1. Se näyttää vihrealtä punaista komponenttia vastaan, vaikka onkin spektriltään B4Ve. Antares A puhaltaa voimakasta tähtituulta, josta on syntynyt pilvi tähden ympärille.

Havaitseminen Suomessa

Suomessa Antares voi näkyä vain matalalla etelätaivaalla. Tammikuun alussa se on siirtynyt sinne noin kello 9 aamulla, ja kevään kuluessa se nousee esille yhä aikaisemmin yöllä, kunnes kesäkuussa se on etelässä keskiyöllä. Silloin on tosin liian valoisaa tähtien tarkkailuun, joten parhaiten Antareksen näkee keväällä sydänyöllä. Tähden tunnistaa sen voimakkaasta punaisesta väristä. Luokka:Tähdet ja:アンタレス

Wolfin–Rayetin tähti

Wolfin–Rayetin tähti eli WR-tähti tai heliumtähti on erittäin massiivisten tähtien kehityskaaren vaihe, jossa tähti menettää nopeasti massaansa aurinkotuulen muodossa ja sen pintalämpötila on kohoaa jopa 70 000 celsiusasteeseen. Wolfin–Rayetin tähtiä tunnetaan Linnunradassa 227, Suuressa Magalhãesin pilvessä satakunta ja Pienessä Magalhãesin pilvessä 12, mikä kertoo tähtien harvinaisuudesta ja kehitysvaiheen lyhyestä kestosta. Tähtityypin löysivät ranskalaiset tähtitieteilijät Charles Wolf (1827–1918) ja Georges Rayet (1839–1906) tekemiensä spektroskooppisten mittausten perusteella vuonna 1867. Tähdille on annettu oma spektriluokka W niiden poikkeuksellisen spektrin johdosta.

Rakenne

Wolfin–Rayetin tähdet ovat menettäneet tai parhaillaan menettämässä vetykuorensa, jolloin sen alta on paljastunut kuuma heliumydin. Siksi näitä tähtiä sanotaan heliumtähdiksi. Nämä tähdet muistuttavat omalla tavallaan planetaarisen sumun synnyn alkuvaihetta. Valtavan säteilypaineen seurauksena tähdistä irtautuu jatkuvasti materiaa kasvavaksi kaasukuoreksi, joka itsessään säteilee voimakkaasti aiheuttaen selkeitä ja leveitä emissioviivoja tähden spektriin. Emissioviivat esiintyvät vedyn, heliumin, typen ja hiilen kohdalla, ja ne kertovat myös, että alkuaineet esiintyvät ionisoituneina. Tähdestä irtaantuvan aurinkotuulen nopeudeksi on saatu noin 2 000 kilometriä sekunnissa, mikä vastaa purkautuvan novan laajenemisnopeutta sillä erotuksella, että laajeneminen tapahtuu tässä tapauksessa koko kehitysvaiheen ajan. Eräistä tähdistä on havaittu irtaantuvan jopa suuria yksittäisiä kaasupaakkuja kaikkiin suuntiin, jotka ovat mahdollisesti seurausta aurinkotuulen epäsäännöllisyyksistä. Lisäksi tähden ympärille on usein syntynyt havaittava kaasusumu. Wolfin–Rayetin tähdet voidaan jakaa alatyyppeihin pinnan koostumuksen mukaan: WN-tyyppisissä tähdissä typpi on hiiltä yleisempi alkuaine ja ne ovat kaikkein massiivisimpia sekä kirkkaimpia WR-tähtiä; pisimmälle kehittyneessä WC-tyypissä pinta koostuu heliumin ja hapen ohella jopa 40-prosenttisesti hiilestä ja tähdet ovat vähemmän valovoimaisia mutta vastaavasti kaikkein kuumimpia. WN-tyyppi on jaettu edelleen myöhäisvaiheen WNL-tähtiin, joissa vetyä esiintyy yhä jossain määrin ja varhaisvaiheen WNE-tähtiin, joissa vetyä ei havaita lainkaan ja jotka ovat WNL-tähtiä tiiviimpiä ja kuumempia. Joskus erotetaan omaksi ryhmäkseen myös harvinaiswet WO-tähdet, joissa happea on enemmän kuin hiiltä. Muiden spektriluokkien tavoin W-luokan tähdet voidaan jakaa myös numerolla ilmaistaviin alaluokkiin siten, että suurempi numero merkitsee kirkkaampaa, punaisempaa, viileämpää ja kehitystasoltaan myöhäisempää tähteä. Esimerkiksi WC5-tähden absoluuttinen magnitudi on −3,5...−4, WC9-tähden −5...−5,5 ja WN9-tähden jopa alle −7. Tähtien massa vaihtelee välillä 5–48 Auringon massaa; keskimäärin se on 16–18 kertaa Aurinkoa suurempi. Sädettä on erityisen hankala arvioida, koska tähdestä irtaantuva kaasu tekee pinnan määrittämisen vaikeaksi. Eräällä myöhäisen tyypin WNL-tähdellä säteeksi saatiin 11 Auringon sädettä ja varhaisen tyypin WNE-tähdellä kolme Auringon sädettä. Wolfin–Rayetin tähtien valovoima on keskimäärin 100 000–1 000 000 kertaa Aurinkoa suurempi. Siten niitä on kyetty havaitsemaan myös muilta lähigalakseilta, kun lisäksi tähtien spektri on helposti erotettavissa muista.

Synty

Auringon On arveltu, että useat 40–120 kertaa Aurinkoa massiivisemmat O-spektriluokan tähdet siirtyvät pääsarjasta Wolfin–Rayetin tähdiksi ennen räjähtämistään supernovana. Tähdet esiintyvät usein kaksoistähdissä, joissa toinen komponentti on erittäin massiivinen O-luokan tähti. Tarkka syntymekanismi on yhä epäselvä, mutta selitykseksi on ehdotettu tähden sisä- ja ulkokerrosten voimakasta sekoittumista massiivisten tähtien pyöriessä nopeasti itsensä ympäri tai tähden ulko-osien irtaantumista esimerkiksi lähekkäisessä kaksoistähtijärjestelmässä massiivisen komponentin vetovoiman vaikutuksesta. Jälkimmäinen syy selittäisi sen, miksi monella Wolfin–Rayetin tähdellä on kumppanina O-luokan tähti, jonka massa saattaa olla jopa tätä suurempi. Wolfin–Rayetin vaihe kestää keskimäärin 500 000 vuotta, jonka aikana tähti menettää jopa 20 kertaa Aurinkoa vastaavan massan ympäröivään avaruuteen. Vuositasolla tämä tarkoittaa noin 10–15 Maan massan suuruista menetystä. Vaiheen edetessä tähdet ovat ensin muuttujia, minkä jälkeen ne siirtyvät vakaampaan tilaan. Massan vähetessä tähdet kuumenevat, himmenevät ja pienenevät, kunnes kaiken fuusioitavan aineen loppuessa ne räjähtävät lopulta tyypin Ib supernovana. Wolfin–Rayetin vaiheen on havaittu olevan käynnissä myös eräissä planetaaristen sumujen keskustähdissä, tuoreissa valkoisissa kääpiöissä, joiden ulko-osat ovat puhaltuneet ulos jättiläisvaiheen jälkeen paljastaen erittäin kuuman ytimen. Tällaisia tähtiä kutsutaan Wolfin–Rayetin tyyppisiksi tähdiksi erotukseksi luokan tavanomaisista edustajista. Lisäksi on löydetty kokonaisia galakseja, joiden spektrit vastaavat Wolfin–Rayetin tähden tyypillistä spektriä; galakseja kutsutaan Wolfin–Rayetin galakseiksi. Taivaan kirkkain ja samalla todennäköisesti läheisin Wolfin–Rayetin tähti on Purjeen tähdistössä sijaitseva WC8-luokan Al Suhail (γ² Velorum), jonka näennäinen kirkkaus on +1,75 magnitudia. Sen seuralaisena on O7,5III-luokan sininen tähti. Muut ryhmän edustajat eivät yllä viittä magnitudia kirkkaammiksi. Luokka:Tähden kehitys ja:ウォルフ・ライエ星

Catégorie:Lacertidae

Catégorie:Lézard

niusy Venezia alberghi Nieruchomo�ci ��d� luxury hotel prague download sitemap