:: wikimiki.org ::

Spiraaligalaksi

Spiraaligalaksi

Spiraaligalaksi on eräs Hubblen luokittelun mukainen galaksityyppi, jonka silmiinpistävin ominaisuus on spiraalimainen rakenne. Spiraaligalakseja arvellaan olevan noin 30 % kaikista galakseista. Kotigalaksimme Linnunrata on spiraaligalaksi.

Rakenne

Linnunrata Valtaosa spiraaligalaksin tähdistä kiertää galaksin keskusta samansuuntaisesti. Siten galaksi itsessäänkin kiertää – kiertoaika tosin on hyvin pitkä, esimerkiksi Linnunradalla 226 miljonaa vuotta (niin sanottu galaktinen vuosi). Tyypillinen spiraaligalaksi jakautuu seuraaviin osiin:
- Ydin on pullistuma galaksin keskuksessa, jossa sijaitsee lähinnä vanhoja toisen populaation tähtiä sekä usein myös mustia aukkoja.
- Kapea kiekko ympäröi ydintä, ja päältä katsottuna siinä näkyy kierteisrakenne. Kierteet noudattavat suunnilleen logaritmista spiraalia. Kiekossa on lähinnä nuoria ensimmäisen populaation tähtiä, runsaasti tähtienvälistä ainetta, kaasusumuja ja avoimia tähtijoukkoja.
- Koko galaksia ympäröi kehämäinen halo, jossa sijaitsevat pallomaiset tähtijoukot sekä yksittäisiä vanhoja tähtiä.

Luokittelu

Hubblen luokittelu jakaa spiraaligalaksit tavallisiin spiraaligalakseihin (S) ja sauvaspiraaligalakseihin (SB), joiden ydin on sauvan muotoinen ja kierteishaarat lähtevät "sauvan" päistä. Noin kolmasosa spiraaligalakseista on sauvaspiraaleja.
- Sa tai SBa: hallitsevan kirkas ydin, kierteishaarat tiiviit
- Sb tai SBb: kirkas ydin, kierteishaarat selkeät ja melko väljät
- Sc tai SBc: ydin ja väljät kierteishaarat yhtä hallitsevia
- Sd tai SBd: ydin ei erotu muuta galaksia kirkkaampana osana
- Sm: ei erityistä ydintä, epäsäännöllisyyksiä rakenteessa; spiraali- ja epäsäännöllisen galaksin välimuoto

Synty

Useimmat spiraaligalaksit ovat syntyneet hyvin varhaisessa vaiheessa maailmankaikkeuden ollessa vasta arviolta 500–1000 miljoonan vuoden ikäinen. Maailmankaikkeuden rakenteessa oli pieniä epätasaisuuksia, joista vähitellen kehittyi ainetiivistymiä. Tiivistymät alkoivat kiertää itsensä ympäri ja muuttuivat pyörimistasolla oleviksi kiekkomaisiksi rakenteiksi. Samalla myös kiekon sisällä aine alkoi tiivistyä vedystä ja heliumista koostuviksi palloiksi, joissa alkoi fuusioreaktio. Ensimmäiset galaksit ja tähdet olivat syntyneet. On syytä olettaa, että kaikki galaksit ovat olleet alun perin spiraaligalakseja. Elliptisten galaksien tähtien kaoottiset kiertoradat ja epäsäännöllisten galaksien häiriintynyt muoto viittaavat siihen, että ne ovat syntyneet kahden tai useamman galaksin vuorovaikutuksen seurauksena, jolloin tähtien tasaiset kiertoradat ovat peruuttamattomasti muuttuneet. Esimerkiksi Linnunrata ja Andromedan galaksi tulevat törmäämään noin 3 miljardin vuoden kuluttua, jolloin ne todennäköisesti muodostavat suuren elliptisen galaksin.

Spiraalirakenteen synty

Andromedan galaksi Spiraalirakenteen synnyn mekanismeja ei tunneta tarkasti, mutta useita teorioita on esitetty. Bertil Lindblad osoitti, etteivät kierteishaarat voi olla erillisiä rakenteita: mikäli näin olisi, haarat venyisivät pian tiiviiksi sykkyräksi ytimen ympärille, sillä kiekon kierrosnopeus on sitä hitaampi, mitä kauempana ytimestä kiekon osa sijaitsee. C. C. Lin ja Frank Shu esittivät vuonna 1964 teorian, jonka mukaan kierteishaarat ovat itse asiassa tähtien spiraalimaisia tiheysaaltoja. Se olettaa, että tähdet kiertävät galaksissa hiukan elliptisillä radoilla ja että kiertoratojen suunnat muuttuvat tasaisesti etäisyyden kasvaessa keskustasta. Tästä seuraa, että tietyillä alueilla tähdet ovat tiheämmässä ja tietyillä taas harvemmassa. Tiheät ja siten kirkkaammat alueet näyttävät spiraalihaaroilta. Tähdet eivät siis olisi sidoksissa tiettyyn haaraan, vaan matkaavat niiden halki galaksin kiertäessä.

Tunnettuja spiraaligalakseja

- Linnunrata
- Andromedan galaksi (M31) Andromedassa
- Kolmion galaksi (M33) Kolmiossa
- Pyörregalaksi (M51) Ajokoirissa
- Auringonkukkagalaksi (M63) Ajokoirissa
- Mustasilmägalaksi (M64) Bereniken hiuksissa
- Messier 81 Isossa karhussa
- Tuulimyllygalaksi (M101) Isossa karhussa Luokka:Galaksit ja:渦巻銀河

Edwin Hubble

Edwin Powell Hubble syntyi Marshfieldissa Missourissa 20. marraskuuta 1889 ja kuoli 28. syyskuuta 1953 San Marinossa Kaliforniassa. Hänen perheensä muutti Chicagoon vuonna 1898. Oppikoulussa hän oli lupaava, mutta ei epätavallinen oppilas ja hän oli hyvä urheilussa, sillä hän rikkoi Illinoisin osavaltion korkeushypyn ennätyksen. Edwin sai ensimmäisen kosketukseen tähtitieteeseen kahdeksanvuotiaana katsoessaan kaukoputkella ensimmäistä kertaa. Tuolloin puhuttiin paljon Marsin kanavista ja asia kiinnosti Edwiniäkin. Hubblesta piti alun perin tulla lakimies, mutta hän itse tahtoi tähtitieteilijäksi. Hän piti myös englannin kielestä.

Katso myös:

- Hubblen laki Hubble, Edwin ja:エドウィン・ハッブル th:เอ็ดวิน ฮับเบิล

Linnunrata

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

Rakenne

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

Linnunradan havaitseminen

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

Linnunradan rakenteesta

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

Linnunradan keskus

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

Linnunradan galaksinaapurit

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

Musta aukko

Musta aukko on massakeskittymä, jonka painovoima on niin suuri, että sen pakonopeus ylittää valonnopeuden. Tällöin edes valo ei pääse pakenemaan sieltä, ja kohde näyttää mustalta.

Havaitseminen

Mustien aukkojen suora havaitseminen on vaikeaa. Ne voi havaita vain sen vaikutuksen perusteella, joka niillä on ympäristöönsä. Esimerkiksi valon taipuminen tai tähden kiertäminen ympäri pistettä, jossa ei näytä olevan mitään, antaa viitteen mustan aukon olemassaolosta. Koska materian syöksyessä mustaan aukkoon syntyy voimakasta röntgensäteilyä, on voimakas röntgenlähde myös potentiaalinen musta aukko.

Rakenne

Mustan aukon keskus on singulariteetti. Se on pistemäinen kohde, johon on keskittynyt kaikki mustan aukon massa; siis atomin, tähden tai jopa miljoonien tähtien massa. Mustan aukon näkyvä raja, jossa pakonopeus ylittää valonnopeuden, on nimetty tapahtumahorisontiksi. Pyörivällä mustalla aukolla on vielä toinenkin tapahtumahorisontti, ellipsin muotoinen stationaarisyysraja. Se on raja jonka sisäpuolella mikään kappale ei voi pysyä levossa, vaan musta aukko tempaisee kaiken sinne joutuvan vastustamattomaan pyörimisliikkeeseen. Stationaarisyysrajan ja tapahtumahorisontin välistä aluetta kutsutaan ergosfääriksi. Osa ergosfääriin joutuvasta aineesta sinkoutuu ulos mustan aukon vaikutuspiiristä. Teoreettisessa astrofysiikassa tunnetaan myös valkoinen aukko, mutta niiden olemassaolosta ei ole edes epäsuoraa havaintoa.

Syntymekanismi

Musta aukko syntyy raskaimmista tähdistä yleensä supernovaräjähdyksessä. Kappale luhistuu mustaksi aukoksi, jos sen säde alittaa Schwarzschildin säteenä tunnetun matkan. Tämän etäisyyden sisäpuolella aika-avaruus on niin vahvasti kaareutunut, että jokainen valonsäde pyrkii kohti keskustaa. Koska teoreettinen pakonopeus on mustalla aukolla valonnopeutta suurempi, kaikki materia Schwarzschildin säteen sisäpuolella luhistuu keskustaa kohti. Schwarzschildin säde voidaan laskea kaavasta: :

r_s =

jossa

G

on gravitaatiovakio (

6,67 \times 10^

M

on kohteen massa ja

c

on valon nopeus. Massaltaan Maan kokoisen kappaleen Schwarzschildin säde on noin

9 \mathrm

. Galaksien ytimissä uskotaan olevan supermassiivisia mustia aukkoja, jotka eivät ole syntyneet tähtien luhistumisesta. Niiden syntytapa on vielä tuntematon, mutta kaksi parasta selitystä ovat galaksin syntymisen yhteydessä tapahtunut materian kertyminen ja alkuräjähdyksen yhteydessä syntyminen. Näiden kahden yhdistelmää on myös tarjottu syntyteoriaksi. Mustien aukkojen tiedetään pystyvän menettämään massaansa Hawkingin säteilynä. Luokka:Astrofysiikka Luokka:Tähden kehitys ms:Lubang gelap ko:블랙홀 ja:ブラックホール simple:Black hole th:หลุมดำ

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

Avoin tähtijoukko

Avoin tähtijoukko on löyhä joukko tähtiä, jotka ovat syntyneet samalla alueella tähtienvälisestä kaasu- ja pölypilvestä. Tähdet ovat yleensä nuoria ja sinisiä, ja niiden lähettyvillä on usein vielä tähtienvälistä kaasua jäljellä. Avoimet joukot tiettävästi hajaantuvat muutaman sadan tuhannen vuoden kuluessa.

Tunnetuimpia avoimia tähtijoukkoja

- Plejadit (Messier 45)
- Hyadit
- Praesepe (Messier 44)
- Perseuksen kaksoistähtijoukko

Katso myös

- pallomainen tähtijoukko Luokka:Avoimet tähtijoukot ja:散開星団

Sauvaspiraaligalaksi

Sauvaspiraaligalaksi eli tyypin SB galaksi on galaksi, jossa havaitaan spiraalihaarojen eli kierteishaarojen lisäksi sauvoja. Linnunradan uskotaan nykyisin olevan sauvaspiraaligalaksi tyyppiä SBbc. Esim NGC 1300 on litistyneen S:n muotoinen sauvaspiraaligalaksi. Sauvamainen rakenne ympäröi sauvaspiraaligalaksin elliptistä ydintä. sauvaspiraalit luokitellaan laajuutensa mukaan alaluokkiin SBa, SBb ja SBc. SBa on suppein, SBc on laajin. SBm-galaksit ovat kääpiösauvaspiraaligalakseja. Linnunrataa kiertävä Suuri Magellanin pilvi on epäsäännöllinen tai kääpiösauvaspiraaligalaksi. 2/3:lla spiraaligalakseista on sauva. Sauva kiihdyttää tähtien syntyä ja kanavoi kaasua ytimeen ruokkien siellä olevaa mustaa aukkoa, jonka ympäriltä kaasu säteilee energiaa valtavasti. Siksi monet aktiiviset galaksit ovat sauvaspiraaligalakseja, esim galaksissa M83. Sauvan synnyn uskotaan liittyvän galaksin ytimeen ja/tai lähigalaksien aiheuttamiin häiriöihin. Ytimestä lähtevä tiheysaalto synnyttää ehkä tähtien itseään ruokkivan syntyaallon. Uskotaan sauvojen heikkenevän ajan mukana ja sauvaspiraaligalaksien muuttuvan tavallisiksi spiraaligalakseiksi. Jos galaksin keskustan massa on suuri, syntyy lyhyitä ja lyhytikäisiä sauvoja.

Sauvaspiraaligalakseja

Examples

- Dwingeloo 1
- Suuri sauvaspiraaligalaksi
- Maffei 2
- Linnunrata
- NGC 1300
- Sculptor
- Eteläinen kärrynpyörägalaksi
- M58
- M91
- M95
- M109
- NGC 55 ja:棒渦巻銀河 Luokka: Galaksit

Fuusioreaktio

Fuusioreaktio on ydinreaktio, jossa kaksi kevyttä atomiydintä yhtyy yhdeksi raskaammaksi. Samalla vapautuu energiaa sekä usein yksi tai useampi uuden ytimen kannalta ”ylimääräinen” neutroni tai protoni. Auringon ja muiden tähtien energia on peräisin niiden sisäosissa tapahtuvista fuusioreaktioista; maan päällä fuusiota on yritetty valjastaa sähköntuotantoon vuosikymmenten ajan, mutta toistaiseksi sen ainoa toimiva sovellus on vetypommi. Fuusiolle vastakkainen reaktio on fissio, jossa raskas ydin hajoaa kahdeksi kevyemmäksi. Fuusiossa vapautuu erittäin paljon energiaa. Esimerkiksi, kun 1 kilogramma vetyä palaa eli yhtyy hapen kanssa vedeksi tavallisessa kemiallisessa reaktiossa, energiaa vapautuu 119 megajoulea. Mutta kun 1 kilogramma vetyä fuusioituu heliumiksi Auringon ytimessä, energiaa vapautuu noin 600 terajoulea eli viisimiljoonaa kertaa enemmän. Tämä johtuu siitä, että kemiallisessa palamisessa vapautuu ytimen ja elektronien välisen sähkömagneettisen sidoksen energiaa, kun taas fuusiossa vapautuu ydinhiukkasten eli nukleonien välisen vahvan ydinvoiman sidosenergiaa. Nukleonien sidosenergia on paljon suurempi, koska ne ovat paljon lähempänä toisiaan kuin ydin ja elektronit. Lisäksi vahva ydinvoima on sähkömagneettista voimaa vahvempi.

Fuusion edellytykset

Atomiydin koostuu protoneista ja neutroneista, joita yhdessä kutsutaan nukleoneiksi. Niiden välillä vaikuttaa vahva ydinvoima, joka pitää atomiytimen koossa. Lisäksi positiivisen sähkövarauksen omaavien protonien välillä on hylkivä sähkömagneettinen voima. Vahva ydinvoima on näistä vahvempi, mutta sen kantama on hyvin lyhyt, kun taas sähkömagneettisen voiman kantama on rajaton. Siksi vahva voima jaksaa pitää pienet ytimet koossa, mutta kun ydintä kasvatetaan lisäämällä siihen protoneja ja neutroneja, saavutetaan ennen pitkää raja, jolla vahva voima ei enää yllä ytimen laidalta toiselle. Jaksollisessa järjestelmässä tämä raja on raudan kohdalla. Mentäessä rautaa raskaampiin alkuaineisiin ytimet käyvät huterammiksi, ja liian raskaat ytimet hajoavat itsestään fissioreaktiossa, kun protonien välinen hylkimisvoima voittaa vahvan voiman. Kun kaksi kevyttä ydintä pääsee hyvin lähelle toisiaan, vahva ydinvoima vetäisee ne yhteen ja ne fuusioituvat. Mutta päästäkseen riittävän lähekkäin niiden on ensin ylitettävä niin sanottu Coulombin valli eli potentiaalienergiavalli, joka aiheutuu siitä, että vähänkin suuremmilla etäisyyksillä ytimet tuntevat ainoastaan hylkivän sähkömagneettisen voiman eli Coulombin voiman. Pystyäkseen ylittämään Coulombin vallin ytimet tarvitsevat suuren liike-energian. Hiukkasten keskimääräinen liike-energia on sama asia kuin niistä muodostuvan kaasun lämpötila, joten kaasun on oltava hyvin kuumaa, jotta siinä voisi tapahtua fuusioreaktioita. Lisäksi sen on oltava riittävän tiheää, jotta hiukkaset kohtaavat toisensa riittävän usein. Coulombin valli on pienin vety-ytimille, joissa on vain yksi protoni. Vahva ydinvoima ei pysty yhdistämään kahta yksinäistä protonia, vaan mukaan tarvitaan neutroneja, joten helpoimmin fuusioituvia ytimiä ovat vedyn raskaat isotoopit deuterium ja tritium. Niiden seoksessa, jota suunnitellaan käytettäväksi fuusiovoimalan polttoaineena, Coulombin valli on 0,1 MeV. Tämä vastaa noin miljardin kelvinin (tai celsiusasteen) lämpötilaa. Lämpötila on kuitenkin vain kaasun hiukkasten keskimääräinen liike-energia, ja osalla yksittäisistä ytimistä energiaa on aina enemmän, osalla vähemmän. Selvästi viileämmässäkin kaasussa voi siis tapahtua fuusioreaktioita, koska pienellä osalla ytimistä on riittävästi energiaa.

Fuusio Auringossa

kelvin Aurinko, kuten muutkin tavalliset tähdet, tuottaa energiansa fuusioimalla vetyä heliumiksi. (vanhoissa tähdissä, joiden ytimestä vety on loppunut, tapahtuu muitakin fuusioreaktioita, joissa syntyy raskaampia alkuaineita.) Vedyn muuttuminen heliumiksi voi tapahtua useita reittejä, joista tärkein Auringossa on niin sanottu protoni-protoniketju:

p + p \rightarrow D + e^+ + \nu_e

D + p \rightarrow ^3He + \gamma

^3He + ^3He \rightarrow p + p + ^4He

Tämän prosessin ensimmäisen vaiheen vaikutusala eli tapahtumistodennäköisyys on hyvin pieni, minkä ansiosta Aurinko kuluttaa vetypolttoainettaan sen verran hitaasti, että sitä riittää noin kymmeneksi miljardiksi vuodeksi. Näin siitä huolimatta, että Auringossa fuusioituu 600 miljoonaa tonnia vetyä sekunnissa 596 miljoonaksi tonniksi heliumia. Massasta neljä miljoonaa tonnia sekunnissa muuttuu energiaksi, joten kuuluisan Einsteinin kaavan E = mc² mukaan Auringon kokonaisteho on noin 3,86·10²⁶ W.

Fuusioreaktori

:Pääartikkeli: fuusioreaktori. Fuusioreaktorissa kaksi vedyn isotooppia (deuterium D eli ²H ja tritium T tai ³H) yhdistyvät heliumiksi (⁴He). Fuusioreaktio vaatii käynnistyäkseen erittäin korkean lämpötilan (10⁸ kelviniä), jotta ytimien liike-energia ylittäisi niiden sähköisen poistovoiman. Tämän ylittyessä sähköistä hylkimisvoimaa paljon voimakkaampi ydinvoima vetää ytimet yhteen, ja samalla vapautuu runsaasti lämpöenergiaa. Tarvittava lämpötila saadaan kuumentamalla vety plasmaksi. Reaktorin toimintaperiaate on siis sama kuin Auringon. Hallitun fuusioreaktion aikaansaaminen ratkaisisi energiaongelmat vuosituhansiksi, sillä deuteriumia saataisiin merivedestä ja tritiumia litiumista. Ongelmana on kuitenkin tarvittavan lämpötilan synnyttäminen ja näin suuressa lämpötilassa olevan plasman koossapito; sen on oltava riittävän tiheää jotta fuusioitumista tapahtuisi, ja myös pidettävä irti reaktorin seinämistä. Fuusion käyttö ydinvoiman tuotannossa toisi monia etuja suhteessa nykyisissä voimaloissa käytettyyn fissioreaktioon, kuten esimerkiksi suuremmat polttoainevarat ja käytetyn polttoaineen, joka on vaaratonta heliumia.

Katso myös

Fuusiovoima Luokka:Fysiikka Luokka:Ydinfysiikka Luokka:Ydinvoima ja:原子核融合

Elliptinen galaksi

Elliptinen galaksi on nimensä mukaisesti ellipsoidin muotoinen galaksi. Se on yksi Hubblen luokittelun mukaisista galaksityypeistä. Pienet elliptiset galaksit muistuttavat pallomaisia tähtijoukkoja ja ovat vain vähän niitä isompia; suuret elliptiset galaksit ovat massiivisimpia tunnettuja kohteita. Noin 20 % havaituista galakseista on elliptisiä; todellisen määrän uskotaan olevan vain puolet siitä, sillä pieniä epäsäännöllisiä galakseja on enemmän kuin pystymme havaitsemaan.

Rakenne

Elliptisen galaksin tähdet ovat keskittyneet tiiviin ytimen ympärille, josta etäämmälle mentäessä tähtiä on vähitellen yhä harvemmin. Toisin kuin spiraaligalaksilla, elliptisen galaksin tähdet kiertävät ydintä enemmän tai vähemmän satunnaisilla radoilla toistensa suhteen, eikä galaksi siten itsessään pyöri juuri lainkaan. Galaksi sisältää hyvin vähän tähtienvälistä materiaa, nuoria tähtiä ja avoimia tähtijoukkoja. Sen sijaan pallomaisia tähtijoukkoja saattaa olla suuren galaksin ympärillä jopa tuhansia. Elliptisen galaksin tähdistä valtaosa on niin sanottuja toisen populaation tähtiä. Ne olivat ensimmäisiä pitkäikäisiä tähtiä maailmankaikkeuden synnyn jälkeen, ja sisältävät hyvin vähän metalleja (tähtitieteessä metalli on mikä tahansa heliumia raskaampi alkuaine). Toisen populaation tähdet ovat väriltään keskimäärin keltaisia, mikä aiheuttaa elliptisille galakseille niiden kellertävän värin. Elliptiset kääpiögalaksit ovat hyvin pieniä: niissä on vain satoja miljoonia tai muutamia miljardeja tähtiä, ja niiden koko saattaa olla vain 5000 valovuotta. Suurimmat jättiläisellipsigalaksit sen sijaan sisältävät jopa useita biljoonia (10¹²) tähtiä ja ovat yli puolen miljoonan valovuoden läpimittaisia. Vertailun vuoksi tyypillinen spiraaligalaksi Linnunrata on kiekon halkaisijaltaan 100 000 valovuoden kokoinen ja sisältää 200–400 miljardia tähteä.

Synty

Klassisen käsityksen mukaan elliptisten galaksien materia kului heti alussa kokonaan tähtiin, minkä takia niissä on nyt vain ikääntyneitä tähtiä. Muodostuneet tähdet olivat lähinnä keskikokoisia tai pieniä ja siten hyvin pitkäikäisiä, eikä uutta materiaa ole juuri ehtinyt syntyä supernovista tai tavallisista novista. Nykykäsityksen mukaan elliptiset galaksit ovat syntyneet kahden tai usean pienemmän galaksin törmättyä ja sulauduttua toisiinsa. Tämä selittää tähtien epäyhtenäiset kiertoradat galaksin keskustan ympäri ja sen, miksi galaksijoukkojen keskuksissa usein on jättiläismäisiä elliptisiä galakseja.

Tunnettuja elliptisiä galakseja

- Messier 32, Andromedan galaksin seuralainen
- Messier 49 Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 59 Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 60 Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 87, jättiläisellipsigalaksi Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 89 Coman–Virgon galaksijoukossa
- Messier 105, Leo I -galaksijoukon kirkkain elliptinen galaksi
- Messier 110, Andromedan galaksin seuralainen
- Centaurus A, aktiivinen galaksi (radiogalaksi) Kentaurin tähdistössä

Katso myös

- Linssimäinen galaksi, elliptisen ja spiraaligalaksin välimuoto Luokka:Galaksit ja:楕円銀河

Andromedan galaksi

Andromedan galaksi eli Messier 31 on Andromedan tähdistössä sijaitseva Sb-tyyppinen spiraaligalaksi. Se on meitä lähinnä oleva suuri galaksi ja samalla myös pohjoisen tähtitaivaan kirkkain. Se kuuluu yhdessä Linnunradan kanssa noin 30 galaksin muodostamaan Paikallisryhmään, jonka suurimmat jäsenet ovat juuri kyseiset kaksi galaksia.

Löytöhistoria

Persialainen tähtitieteilijä Abd al-Rahman Al-Sufi kuvaili Andromedan galaksin "pieneksi pilveksi" kiintotähdistä kertovassa kirjassaan Kitab al-Kawakib al-Thabit al-Musawwar vuonna 964 jaa. Kohde oli kuitenkin persialaisten tutkijoiden tiedossa jo ainakin vuodesta 905 lähtien. Galaksi merkittiin erääseen vuodelta 1500 peräisin olevaan hollantilaiseen tähtikarttaan, ja seuraavan kerran se sai Euroopassa huomiota, kun Simon Marius havaitsi sitä alkeellisella kaukoputkellaan vuonna 1612, mutta ei ilmoittanut itseään uuden kohteen löytäjäksi. Giovanni Hodierna löysi kohteen uudelleen itsenäisesti vuonna 1654. Edmond Halley taas antoi tähtisumuista kertovassa teoksessaan 1716 kunnian kohteen löytämisestä ranskalaiselle tähtitieteilijälle Ismail Bouillaudille, joka havaitsi kohteen vuonna 1661, mutta joka oli itse maininnut kohteen löytäjäksi tuntemattoman astronomin 1500-luvun alussa. Charles Messier lisäsi kohteen luetteloonsa 3. elokuuta 1764, ja merkitsi sen löytäjäksi Mariuksen. William Herschel (1738–1822) arveli virheellisesti, että galaksin etäisyys olisi korkeintaan 2 000 kertaa Siriuksen etäisyys (noin 17 000 valovuotta), mutta aavisti aivan oikein, että kysymyksessä oli Linnunradan kaltainen siitä erillään oleva "saariuniversumi". Spektroskopian pioneeri William Huggins havaitsi vuonna 1864, että M31:n spektri oli tähden kaltainen jatkuva, eikä normaalin kaasusumun tapaan monokromaattinen. Andromedan galaksin ulkopuolisuutta meidän galaksistamme vahvisti Vesto Slipherin vuonna 1912 tekemä mittaus, jonka mukaan kohde läheni meitä ennenkuulumattoman suuruisella nopeudella – 300 kilometriä sekunnissa (nykyinen arvio 140 km/s). Viimein vuonna 1923 Edwin Hubble vahvisti käsityksen löytämällä galaksista kefeidejä, joiden avulla hän pystyi laskemaan kohteen suuren etäisyyden – tuolloin ei kuitenkaan tiedetty, että kefeidejä on olemassa kahta eri tyyppiä, ja niinpä Hubblen saama tulos oli yli kaksinkertainen todelliseen verrattuna. Vuonna 1887 Isaac Roberts otti ensimmäisen valokuvan galaksista. Siitä saatiin ensi kerran selville kohteen spiraalimainen rakenne. Nykyään Andromedan galaksi on yksi tutkituimmista galakseista sen läheisyyden vuoksi. Yhä edelleen kohteen tarkka etäisyys on epäselvä, mutta Hipparkos-satelliitin tekemien havaintojen perusteella sen etäisyys on todennäköisesti lähellä 2,9 miljoonaa valovuotta.

Yleistietoa

Andromedan galaksin halon kokonaismassaksi on vuonna 2000 arvioitu noin 1,23 biljoonaa auringon massaa. Tämä on vähemmän kuin Linnunradalla (1,9 biljoonaa), mikä kumoaa aiemman käsityksen Andromedan galaksin 1,5-kertaisesta suuremmuudesta Linnunradan suhteen. Andromedan näennäiseksi halkaisijaksi on raportoitu jopa 5,1° pituussuunnassa (Robert Jonckhere 1952–1953), mikä tarkoittaisi 250 000 valovuoden todellista läpimittaa (vertaa Linnunrata 100 000 valovuotta). Yleisimpien arvioiden mukaan läpimitta on 165 000–200 000 valovuotta. Andromeda olisi siten huomattavasti meidän galaksiamme harvempi. Andromedan galaksi ja Linnunrata lähestyvät toisiaan noin 140 kilometriä sekunnissa. Niiden arvellaan kohtaavan noin kolmen miljardin vuoden kuluttua, jolloin ne todennäköisesti muodostavat yhden suuren elliptisen galaksin. Andromeda on mahdollisesti jo aiemmin yhdistynyt toisen galaksin kanssa, sillä Hubble-avaruusteleskooppi on havainnut sillä kaksoisytimen. Kyse saattaa kuitenkin olla myös pöly- ja kaasupilvestä, joka peittää osittain ytimen näkyvistä. Hubble-avaruusteleskooppi Andromedalla on useita seuralaisgalakseja, joista kirkkaimmat ovat pienet elliptiset galaksit M32 ja M110. Niistä ensiksi mainittu on hyvin kiinteässä yhteydessä emägalaksiinsa ja aiheuttanut häiriöitä sen spiraalirakenteeseen. Muita himmeämpiä seuralaisgalakseja ovat Herschelin löytämä NGC 185, d'Arrestin löytämä NGC 147, hyvin himmeät kääpiögalaksit And I, And II, And III, And IV (epävarma), And V, And VI (Pegasuksen kääpiögalaksi), And VII (Kassiopeian kääpiögalaksi) ja And VIII. Lisäksi galaksilla on 350–550 pallomaista tähtijoukkoa. Niistä kirkkain, G1, on koko Paikallisen ryhmän kirkkain pallomainen joukko ja sen näennäinen kirkkaus Maasta katsottunakin vielä 13,72^m. Se sijaitsee 170 000 valovuoden päässä emägalaksistaan ja sen keskuksessa on arviolta noin 20 000 kertaa Aurinkoa massiivisempi musta aukko. Galaksin kirkkain tähtipilvi on saanut oman tunnuksensa NGC 206, sillä Herschel oli lisännyt sen omaan luetteloonsa löydettyään kohteen 17. lokakuuta 1786. Galaksissa on havaittu yksi supernova: S Andromedae vuonna 1885, jonka löysi 20. elokuuta Ernst Hartwig Dorpatin observatoriossa Virossa. Se oli kirkkaimmillaan 6 magnitudia ja siten hädin tuskin havaittavissa paljain silmin. Kyseessä oli samalla ensimmäinen Linnunradan ulkopuolella havaittu supernova, ja ensimmäinen ylipäänsä havaittu supernova 281 vuoteen.

Havaitseminen

Kirkkautensa ansiosta Andromedan galaksi on yksi helpoimmin havaittavista syvän taivaan kohteista. Se on myös kaukaisin kohde, jonka pystyy vaivattomasti näkemään paljain silmin pimeällä taivaalla. Se on sopiva kohde aloittelevalle tähtivalokuvaajalle, sillä siitä on varsin pienellä kokemuksella saatavissa näyttäviä valokuvia. Kiikarilla tai pienellä kaukoputkella kohde näyttää pistemäistä ja kirkasta ydintä ympäröivältä ellipsimäiseltä sumulta, ja myös M32 ja M110 ovat melko helposti havaittavissa. Suomessa galaksi näkyy kaikkina vuoden pimeinä aikoina, parhaiten aivan alku- ja loppuvuodesta.

Katso myös

- Messierin luettelo
- New General Catalogue

Aiheesta muualla

- [http://www.seds.org/messier/m/m031.html SEDSin M31-sivu]

Lähteet

- [http://en.wikipedia.org/wiki/Andromeda_Galaxy Englanninkielisen wikipedian vastaava artikkeli]
- [http://www.seds.org/messier/m/m031.html SEDS] Luokka:Messierin luettelo Luokka:Galaksit ko:안드로메다 은하 ja:アンドロメダ銀河

Linnunrata

Rakenne

Linnunradan havaitseminen

Linnunradan rakenteesta

Linnunradan keskus

Linnunradan galaksinaapurit

Andromeda (tähdistö)

Andromeda (lat. Andromeda, gen. Andromedae) on vanhimpia tähdistöjen nimiä pohjoisella taivaalla. Tähdistö on tunnettu erityisesti sen keskellä olevasta Andromedan galaksista M31, meitä lähinnä olevasta suuresta galaksista, joka on nähtävissä paljain silmin. M31:n seuralaisgalakseja ovat M31 ja M110 (NGC 205), jotka näkyvät kaukoputkella tai isolla kiikarilla. Gamma (γ) Andromedae on kaunis kaksoistähti, toinen komponentti on keltainen, toinen sinertävä. Luokka:Tähdistöt ko:안드로메다자리 ja:アンドロメダ座 th:กลุ่มดาวแอนดรอเมดา

Kolmio (tähdistö)

Kolmio (latinaksi Triangulum, genetiiviTrianguli) on pohjoisen taivaan pieni tähdistö Andromedan eteläpuolella. Se on melko himmeä, mutta helposti tunnistettavissa selkeän muotonsa ansiosta. Tähdistön varhainen nimi oli Sicilia, koska Roomalaisen taruston mukaan Ceres pyysi Jupiteria sijoittamaan Sisilian saaren taivaalle. Tähdistön kirkkain tähti on β, jonka kirkkaus on +3,00 magnitudia. Kuvion muodostavat kaksi muuta tähteä ovat α (+3,41^m) ja γ. Merkittävin syvän taivaan kohde on Kolmion galaksi M33, joka on Paikallisryhmän kolmanneksi suurin galaksi Andromedan galaksin ja Linnunradan jälkeen. Luokka:Tähdistöt ko:삼각형자리 ja:さんかく座 th:กลุ่มดาวสามเหลี่ยม

Ajokoirat

Ajokoirat on tähdistö, jonka latinankielinen nimi on Canes Venatici ja nimen genetiivi Canum Venaticorum ja lyhenne CVn. Itse tähdistö koostuu lähinnä himmeistä tähdistä, joista kirkkain on muuttuja Cor Caroli eli Kaarlen Sydän. Taivaalla tähdistö sijaitsee Otavan 'kauhan' vastakkaisella puolella kuin Pohjantähti. Ajokoirissa on viisi Messierin kohdetta: Pallomainen joukko M3 sekä galaksit M51 (pyörregalaksi), M64, M94, M106.

Huomattavia piirteitä

Ajokoirat on yksi kolmesta tähdistöstä, Ison koiran ja Pikku koiran lisäksi, jotka esittävät koiria. Tähdistön kirkkain tähti on α CVn, jonka oikea nimi on Cor Caroli Edmund Halleyn nimeämä Englannin Kuninkaan Kaarle I:n mukaan. Sen magnitudi on 2.90. Y CVn, toisinaan myös "La Superba":na tunnettu, on muuttuva tähti jonka magnitudi muuttuu välillä 4.7 - 6.2 158 päivän jaksossa. Se on erittäin punainen tähti.

Huomattavia syväntaivaankohteita

Ajokoirat sisältää viisi Messierin kohdetta, sisältäen viisi galaksia. Yksi huomattavimmista galakseista ajokoirissa on Pyörregalaksi, M51 (NGC 5194 ja NGC 5195), spiraaligalaksi joka on päälipuoli maan suuntaan. Tämä oli ensimmäinen galaksi jonka huomattiin olevan spiraalin muotoinen, jonka huomasi Jaarli Rosse vuonna 1845. M51:n lähellä oleva galaksi on M51:n gravitaatiovoimien revittävänä. Muita Ajokoiran tähdistössä olevia galakseja ovat Auringonkukkagalaksi (M63 tai NGC 5055), Spiraaligalaksi M94 ja Spiraaligalaksi M106, Messier 3 (M3 tai NGC 5272) on pallomainen joukko. Se on 18′ halkaisijaltaan ja magnitudiltaan 6.3, joten sen voi helposti nähdä kiikareilla. Luokka:Tähdistöt ko:사냥개자리 ja:りょうけん座 th:กลุ่มดาวหมาล่าเนื้อ

Bereniken hiukset

Bereniken hiukset (lat. Coma Berenices) on Otavan alla oleva pohjoisen taivaan himmeätähtinen tähdistö. Sitä rajoittaa Ajokoirat, Leijona, Neitsyt ja Karhunvartija. Berenike oli Egyptin kuningas Ptolemaios III:n puoliso, joka lupasi uhrata hiuksensa Afroditelle, jos hänen miehensä palaisi turvallisesti taistelusta. Bereniken hiukset pantiin temppeliin, mutta ne katosivat. Temppelin vartijat olivat jo saamassa kuolemantuomion, kun hoviastronomi ilmoitti kuninkaalle, että hiukset ovatkin löytyneet taivaalta Afroditen lahjoittamana, jotta kaikki saisivat niitä ihailla. Tähdistön alueella on kolmen kaariminuutin kokoinen pallomainen tähtijoukko M53. Myös joitakin Neitsyen galaksijoukon galakseja on tähdistön alueella, kuten Messierin kohteet M64 (Mustasilmägalaksi), M85, M88, M91, M98 ja M99. Samoin tähdistössä sijaitsee Coman galaksijoukko, joka on tähtiharrastajille liian himmeä. Galaktinen pohjoisnapa sijaitsee Bereniken hiuksissa. Galaktinen pohjoisnapa] Luokka:Tähdistöt ko:머리털자리 ja:かみのけ座 th:กลุ่มดาวผมเบเรนิซ

Iso karhu

Iso karhu (latinaksi Ursa Major (UMa), genetiivi Ursae Majoris) on yksi taivaan laajimmista tähdistöistä. Sen naapureita ovat Ajokoirat, Bereniken hiukset, Ilves, Karhunvartija, Kirahvi, Leijona, Lohikäärme ja Pieni leijona. Ison karhun näkyvin osa on seitsemän kirkkaan tähden muodostama kauhaa muistuttava Otava. Otavan tähdet tunnetaan arabialaisperäisillä nimillä ("kauhan" kulhosta kahvaan päin lukien) Dubhe, Merak, Phekda, Megrez, Aliot, Mizar ja Alkaid. Mizarin lähellä on pieni himmeä tähti Alcor, joka tunnetaan nimellä "Silmänkoittaja". Perinteen mukaan ihmisen näköaisti on vielä hyvä, jos hän kykenee erottamaan Silmänkoittajan. Tosin nämä tähdet on kyllä tervesilmäisen ihmisen erittäin helppoa erottaa toisistaan. Muun muassa galaksit M81, M82 ja M101 sijaitsevat Ison karhun tähdistön alueella. Vuonna 1993 galaksissa M81 räjähti supernova, joka nähtiin pienilläkin teleskoopeilla, kun kirkkaus kohosi +11 magnitudiin. M97 eli Pöllösumu puolestaan on kuuluisa planetaarinen sumu. planetaarinen sumu Luokka:Tähdistöt ko:큰곰자리 ja:おおぐま座 th:กลุ่มดาวหมีใหญ่

Iso karhu

Luokka:Galaksit

Pääartikkeli: Galaksi Luokka:Tähtitiede

Skoazell:Contents

category:Sikour Les pages d'aide ne sont pas encore traduites en breton. Vous pouvez les consulter en français ou en anglais. Help pages are not yet translated into Breton. You may read them in English or in French. Meurzh 2005 : Kroget eo bet gant treiñ ar pajennoù sikour : Amañ e kavi ar pennadoù savet evit reiñ sikour d'ar skridaozerien. Goulennoù Graet Alies
Sevel ur bajenn nevez

tablice witaminy jastrz�bia g�ra pensjonat oty�o�� spielautomaten

:: RELATED NEWS ::

Mzabites
Mzabites, or Beni-Mzab (not a misspelling for Moab), a confederation of Berber tribes. Of all the Berber peoples the Mzabites have remained freest from foreign admixture. Their own country is a region of the Algerian Sahara, about 100 m. south of El-Aghuat. It consists of five oases close together, namely,