:: wikimiki.org ::

Tähti

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

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

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

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

Hiili

Hiili (lat. carboneum) on on yleinen epämetalli, neliarvoinen alkuaine, jolla on myös useita allotrooppisia muotoja. Sanaa hiili käytetään puheessa myös, kun tarkoitetaan kivi- tai puuhiiltä.

Ominaisuuksia

Ionisoitumisenergiat
1. ionisoitumisenergia	1086,5 kJ/mol
2. ionisoitumisenergia	2352,6 kJ/mol
3. ionisoitumisenergia	4620,5 kJ/mol
4. ionisoitumisenergia	6222,7 kJ/mol
5. ionisoitumisenergia	37831 kJ/mol
6. ionisoitumisenergia	47277 kJ/mol
7. ionisoitumisenergia	- kJ/mol
8. ionisoitumisenergia	- kJ/mol
9. ionisoitumisenergia	- kJ/mol
10. ionisoitumisenergia	- kJ/mol

Hiiltä esiintyy kaikkialla missä on elämää ja orgaanisia yhdisteitä. Hiilellä on myös kemiallisesti mielenkiintoinen kyky sitoutua itseensä ja laajoin eri muodoin muihin alkuaineisiin muodostaen lähes 10 miljoonaa tunnettua yhdistettä. Kun hiili yhdistyy happeen niin muodostaa hiilidioksidia, joka on äärimmäisen tärkää kasveille. Kun hiili yhdistyy vetyyn, saadaan hiilivetyjä, jotka ovat oleellisia teollisuudelle fossiilisten polttoaineiden muodossa. Kun hiili yhdistyy sekä happeen että vetyyn, saadaan monia yhdisteitä, kuten mm. rasvahappoja, jotka ovat oleellisia elämälle sekä estereitä, jotka antavat aromit monille hedelmille. Hiili siis muodostaa Maan elämän perustan. Hiiltä ei syntynyt alkuräjähdyksessä, koska sen synty tarvitsee kolmen alfahiukkasen (heliumytimen) törmäyksen, mikä on äärimmäisen epätodennäköistä ja universumi laajeni ja jäähtyi nopeasti. Sitä kuitenkin syntyy tähtien sisuksissa kolmi-alfa-prosessilla.

Hiili eri muodoissa

Hiilen eri muotoihin sisältyy yksi pehmeimmistä aineista (grafiitti) ja yksi kovimmista aineista (timantti). Timanteilla on kolmiulotteinen, maailman vahvin rakenne. Grafiitilla on levymäinen rakenne kuin kirjan lehdillä, joka saa aikaan grafiitin pehmeyden. Fullereenit ovat nanoluokan molekyylejä, yksinkertaisessa muodossaan 60 hiiliatomia muodostaa grafiittimaisen kerroksen taipuneena 3-ulotteiseksi jalkapallomaiseksi rakenteeksi. Lamppunoki koostuu pienistä grafiittimaisista osista. 'Lasimainen hiili' on isotrooppinen ja vahva kuin lasi. Toisinkuin normaali grafiitissa, kerrokset ovat rypistyneet kuin rypistynyt paperi. Hiilikuidut ovat samanlaisia kuin lasimainen hiili. Erikoiskäsittelyllä on mahdollista järjestää hiilitasot kuidun suuntaan. Tuloksena on terästä kestävämpi rakenne.

Varoituksia

Jotkut hiiliyhdisteet ovat hengenvaarallisia. Hiilimonoksidi (CO) eli häkä on jo pieninä annoksina tappava, ja henkiinjääneet kärsivät muistinmenetyksistä ja heikkoudesta. Syanidit (CN-) ovat äärimmäisen myrkyllisiä nisäkkäille. Eteeni, etyyni, metaani ovat vaarallisen herkkiä räjähtämään ja syttymään, kun ne sekoittuvat ilman kanssa.

Isotoopit

Hiilellä on kaksi pysyvää isotooppia, Hiili-12 (C-12) (98.89%) ja hiili-13 (C-13) (1.11%). Lisäksi on olemassa epävakaa C-14 isotooppi, joka on radioaktiivinen ja sitä esiintyy luonnossa vain hyvin pieniä määriä, koska sitä syntyy kosmisella säteilyllä typpiatomeista. C-14:n puoliintumisaika on n. 5700 vuotta.

Isotooppi	NA	p.aika	DM	DE MeV	DP
¹²C	98,9%	C on vakaa 6 neutronilla
¹³C	1,1%	C on vakaa 7 neutronilla
¹⁴C	synt. radioisotooppi	5730 vuotta	β^-	0,156	¹⁴N

Hiili-13-/hiili-12-isotooppisuhdetta voidaan käyttää hiilen lähteen tunnistamisessa. Eliöt eivät käytä hyväkseen molempia isotooppeja tasapuolisesti vaan suosivat voimakkaasti hiilen kevyempää isotooppia C-12. Tämä rikastuminen kevyemmän C-12:n suhteen on mitattavissa niin nykyisestä elävästä luonnosta kuin muinaisten sedimenttien joukkoon kerrostuneesta eloperäisestä materiaalista ja on voitu päätellä, että elämä ilmaantui maapallolle hyvin varhain hydrologisen kierron käynnistyttyä. Erikoistapauksessa, koska eroja myös kasvien ja eläinten välillä, tätä rikastumista voidaan käyttää myös yhdisteen kasvi- vastaan eläinalkuperän tunnistamiseen, johon sanotaan eräiden dopingvalvontatestien perustuvan (eräiden synteettisten hormonien hiilen lähde oli kasviperäinen ja erottui siten ihmisen normaalista luonnollisesta hormonista).

Sovellutuksia

hormoni Hiili on elintärkeä komponentti eläville olennoille, ilman sitä elämää ei olisi sellaisena kuin sen tunnemme. Ekonomisesti tärkein hiilen käyttö on hiilivetyjen, lähinnä fossiilipolttoaineiden muodossa, metaanikaasuna ja raakaöljynä. Jalostamalla saadaan synteettisiä materiaaleja kuten muoveja. Hiiltä käytetään myös:
- Isotooppina hiili-14 (C-14) iänmäärityksessä
- Grafiittia voiteluaineena ja lyijykynän "lyijynä"
- Timantteina hioma-aineena ja koruina
- Teräksen valmistuksessa raudasta kovuutta lisäämään
- Taidepiirustuksessa
- Hiilitabletteina imemään myrkkyjä
- Aktiivihiilen muodossa imemään hajuja ja puhdistamisessa

Lue myös

- fullereeni
- timantti
- grafiitti
- hiilivoima
- hiilikuitu
- kivihiili
- nanoputki Luokka:Alkuaineet ms:Karbon ko:탄소 ja:炭素 simple:Carbon th:คาร์บอน

Kelvin

Kelvin (symboli: K) on SI-järjestelmän yksikkö lämpötilalle. Kelvinasteikko on määritelty niin, että asteikon nollapisteessä (0 K) on absoluuttinen nollapiste, jossa aineen molekyläärinen liike lakkaa kokonaan. Yksi kelvin on 1/273,16 veden kolmoispisteen termodynaamisesta lämpötilasta. Astekoko kelvinasteikossa on sama kuin celsiusasteikossa. Yksikön nimi, kelvin, kirjoitetaan pienellä k-kirjaimella (paitsi virkkeen alussa), eikä sen yhteydessä käytetä aste-sanaa tai symbolia °, toisin kuin yksiköissä celsiusaste (tunnus °C) tai Fahrenheit-aste (tunnus °F).

Muunnoskaavat

kelvineistä celsiusasteiksi
:

K - 273,15

celsiusasteista kelvineiksi
:

C + 273,15

kelvineistä Fahrenheit-asteiksi
:

(1,8 \times K) - 459,67

Fahrenheit-asteista kelvineiksi
:

\frac

elektronivolteista kelvineiksi
:

\frac

kelvineistä elektronivolteiksi
:

K \times 11604

Luokka:lämpötilayksiköt ko:켈빈 ja:ケルビン simple:Kelvin th:เคลวิน

Ioni

Ioni on sähköisesti varautunut atomi tai atomiryhmä. Jos sähköisesti neutraalin atomin elektroniverho luovuttaa tai ottaa vastaan yhden tai useamman elektronin, niin atomi muuttuu positiiviseksi tai negatiiviseksi ioniksi. Jokainen siirtynyt elektroni muuttaa atomin varausta yhden alkeisvarauksen verran.Ionin sähkövaraus on siis jokin alkeisvarauksen kerrannainen. Alkuaineista metallit muodostavat enimmäkseen positiivia ja epämetallit negatiivisia ioneja. Positiivisia ioneja kutsutaan kationeiksi ja negatiivisia ioneja anioneiksi. Ionin muodostumista sanotaan ionisaatioksi tai ionisoitumiseksi. Esimerkiksi hopea-atomi ionisoituu: Ag → Ag⁺ + e⁻. Reaktioon tarvittavaa energiaa kutsutaan ionisoitumisenergiaksi. Sana ioni tulee kreikan kielen sanasta ion, joka tarkoittaa vaeltajaa. Ionisaatiota tapahtuu esimerkiksi korkeassa lämpötilassa. Luokka:Fysiikka Luokka:Kemialliset aineet ms:Ion ko:이온 ja:イオン simple:Ion

Kaksoistähti

Kaksoistähdessä kaksi tähteä kiertää yhteisen painopisteen ympäri ellipsiradalla. Näitä tähtiä kutsutaan kaksoistähtien komponeteiksi. Yli puolet tähdistä kuuluu osana kaksoistähteen. Esimerkiksi taivaan kirkkain tähti Sirius on kaksoistähti. Kaksoistähtien komponentit nimetään siten, että kirkkaampi on A ja himmeämpi B. Esimerkiksi Sirius voidaan nimetä Sirius AB tai Sirius A+B. Kaksoistähtien kiertoajat vaihtelevat sadoista vuosista alle kymmeneen minuuttiin, ja komponentit voivat olla hyvin erilaisia. Tähtien liike mitataan spekroskoopilla tai valokuvasta. Tunnettuja kaksoistähtiluetteloja ovat Aitkenin ja Burnhamin luettelot.

Kaksoistähtien havainnointimenetelmistä

Monet kaksoistähdet havaitaan suoraan seuraamalla lähekkäisten tähtien liikkeitä taivaalla. Hyvin lähekkäisiä kaksoistähtiä ei suoraan havaita. Tähtien pitää olla yli 0,2 " (kaarisekunnin) päässä toisistaan. Joissain tapauksissa tähdet eivät näy erillisenä, mutta tähden kuva on soikea. Jos komponetit ovat hyvin kaukana toistaan, on joskus vaikea todistaa, kiertävätkö tähdet toisiaan vai eivät, koska liike on niin hidasta ja lähellä mittaustarkkuutta. Astrometrinen kaksoistähti havaitaan, kun vain toinen tähti havaitaan kieppuvan tähtien yhteisen painopisteen ympäri. Tällä tavoin on väitetty havaitun joittenkin kevyiden tähtien läheltä raskaita planeettoja, mutta tätä ei ole voitu todistaa. Interferometrinen kaksoistähti havaitaan monin keinoin: interferometrilla jopa 0,2 millikaarisekunnin (mas) päässä toisistaan olevat tähdet erottuvat. Interferometri vaatii aina melko kirkkaita kohteita havaittavaksi. Tarkkuus paranee kaukoputkien kehittyessä. Interferometri yhdistää kahden kaukoputken valovirrat. Täpläinterferometrialla nähdään jopa 0,03 " (30 mas, millikaarisekuntia) laikkuja, kohteiden on oltava kirkkaita. Kuun peittäessä kaksoistähden havaitaan jopa 3 mas yksityiskohtia peittyvän tähden lähiympäristössä. Spektroskooppinen kaksoistähti: tähtiä ei näy erillisenä millään keinolla, mutta havaitaan joko molempien tähtien spektrit päällekkäin tai Dopplerin siirtymä kiertoajan tahdissa. Monelta tähdeltä on havaittu planeetan massaisia seuralaisia, eksoplaneettoja spektroskooppisella keinolla. Fotometrinen kaksoistähti eli pimennysmuuttuja: Kaksi tähteä kiertävät toisiaan lähellä ja pimentävät toisiaan. Voidaan havaita myös toisen tähden kuumentevan toista jne. Tunnetuin pimennysmuuttuja on Algol.

Useampikertaiset tähdet

Mikäli tähtiä on useampia, puhutaan moninkertaisesta tähdestä. Tällöin lisätään komponentteja tähtien lukumäärän mukaan: C, D, E ... Voidaan lisätä myös komponentteja näin: Jos jonkin kaksoistähden A-komponentti paljastuu kaksoistähdeksi, lisätään Aa ja Ab. Usein moninkertaiset tähdet muodostuvat kaksoistähdistä, jolloin esimerkiksi kaksi lähekkäistä kaksoistähteä kiertää toisiaan. Tunnettuja moninkertaisa tähtiä ovat mm. kolmoistähti Zeta Cancri ja kuusinkertainen tähti Castor. Yleensä moninkertaiset kaksoistähdet ovat hierakkisia. Jos kaksi komponettia kiertää lähekkäin toisiaan, kolmas on kauempana. Nelostähden rakenne voi olla kaksi lähekkäistä kaksoistähteä kiertämässä toisiaan. Hierarkkisuuden arvellaan liittyvän tähtien syntytapoihin. Kolmen kappaleen probleemasta tiedetään, että kolme kovin lähekkäistä tähteä eivät viihdy pitkään vakailla radoilla: usein käy niin, että kaksi tähteä jää kiertämään toisiaan ja kolmas sinkoutuu pois suurella vauhdilla.

Kaksoistähtien luokittelu

Kaksoistähtiä on luokiteltu monella tavalla:
- Astrometriset kaksoistähdet ovat kaksoistähtiä, joissa komponenttien liike taivaan tasossa voidaan havaita. Tyypillisesti tähtien etäisyys toisistaan on melko suuri ja kiertoaika kymmeniä vuosia tai enemmän. Valokuvissa näkyvät 2-tähtiset kaksoistähdet ovat lähes aina astrometrisia kaksoistähtiä.
- Spektroskooppisissa kaksoistähdissä ainakin toisen komponentin liike voidaan havaita Dopplerin ilmiön aiheuttamasta spektriviivojen aallonpituuden muutoksista.
- Erillisissä kaksoistähdissä ei tapahdu massan siirtoa.
- Puoliksi erillisissä kaksoistähdissä yhdestä komponentista siirtyy massaa toiseen. Tyypillisesti kiertoajat ovat muutamia päiviä tai vähemmän.
- Kontaktikaksoistähdissä tähtien pintaosat ovat yhdistyneet, mutta ytimet erilliset.
- Optinen kaksoistähti ei ole todellinen kaksoistähti, vaan sen komponentit saattavat olla hyvinkin kaukana toisistaan. Maasta katsottuna tähdet näyttävät sattumalta olevan hyvin lähellä toisiaan, mutta todellisuudessa tähdet eivät vaikuta vetovoimallaan toisiinsa.
- Pimennysmuuttujat ovat kaksoistähtiä, jotka havaitaan tähden säteilemän valon muutoksista. Pimennysmuuttujat ovat samalla myös spektroskooppisia kaksoistähtiä. Luokka:Tähtitiede Luokka:Tähdet Luokka:Kaksoistähdet ko:쌍성 ja:連星

Planeetta

Planeetta on painovoiman koossapitämä kappale, jonka painovoima on riittävä pakottamaan sen melko lähelle pallon muotoa. Lämpötila planeetan keskustassa ei kuitenkaan ole riittävä käynnistämään ydinfuusiota. Aurinkoa kiertävät planeetat sekä muut kappaleet muodostavat Aurinkokunnan.

Planeettojen luokittelu

Kaasuplaneetat (esim. Jupiter), esim. koostuvat pääsääntöisesti kaasuista. Kaasukehän suunnaton paine aiheuttaa kaasujen muuttumisen nesteeksi syvemmällä ilmakehässä, ja paksun nestekerroksen alla on pieni kiinteä ydin. Yleensä kaasuplaneetat ovat hyvin massiivisia. Kiviplaneetat (esim. Maa) koostuvat lähinnä piioksidin ja metallien muodostamista yhdisteistä. Ne ovat yleensä melko pienimassaisia kaasuplaneettoihin verrattuna. Kiviplaneetalla voi olla sula ydin. Lisäksi välillä omaksi luokakseen lasketaan jääplaneetat, esim. Pluto — samaan kategoriaan tosin kuuluu myös joitain kuita, kuten Titan.

Aurinkokunnan planeetat

right # Merkurius # Venus # Maa # Mars # Jupiter # Saturnus # Uranus # Neptunus # Pluto Lisäksi on vuoden 2003 marraskuussa löydetty Sedna, joka kiertää aurinkoa 2 miljardia kilometriä Pluton rataa kauempana. NASA on kutsunut Sednaa planeetaksi, mutta jää nähtäväksi hyväksytäänkö tämä määritelmä yleisesti, sillä myöskään Pluton asema planeettana ei olisi niin varma ellei sitä olisi löydetty jo vuonna 1930. Sedna on jonkin verran Plutoa isompi planeetta/asteroidi.

Aurinkokunnan ulkopuoliset planeetat

Auringon lisäksi monilla muillakin tähdillä on ilmeisesti planeettoja. Muilta tähdiltä löydettyjä planeettoja kutsutaan eksoplaneetoiksi. Tällä hetkellä tunnetaan yli sata eksoplaneettaa, ja niitä löytyy kymmeniä lisää vuosittain. Luokka:Planeetat Luokka:Tähtitiede als:Planet ms:Planet zh-min-nan:He̍k-chheⁿ ko:행성 ja:惑星 simple:Planet th:ดาวเคราะห์

Ruskea kääpiö

Ruskea kääpiö on kaasumainen taivaankappale, joka on liian pieni ollakseen oikea tähti mutta liian suuri, jotta sen voisi luokitella planeetaksi. Sen massa on 13–70 Jupiterin massaa ja läpimitta samaa luokkaa kuin Jupiterilla, mikä ei vielä riitä tavallisen vedyn ydinfuusion synnyttämiseen. Ensimmäisten joukossa löydetty ja ensimmäisenä varmistettu ruskea kääpiö oli Gliese 229B, joka löydettiin lokakuussa 2004 kiertämästä 15 valovuoden etäisyydellä olevaa Gliese 229 -tähteä ja joka varmistettiin vuonna 1995. Sillä arvioidaan olevan 20–50-kertainen Jupiterin massa. Sen jälkeen ruskeita kääpiöitä on löydetty useita satoja. On arveltu, että jopa yli 75 % universumimme näkyvästä massasta koostuisi ruskeista ja valkoisista kääpiöistä. Ruskeiden kääpiöiden säteilemä vähäinen energiamäärä on peräisin tiivistymisvaiheessa syntyneestä lämmöstä sekä kehityksen alkuvaiheessa tapahtuneesta deuteriumin fuusiosta. Ruskean kääpiön pintalämpötilaksi on arvioitu 700 °C ja sillä saattaa olla samanlainen metaanikaasukehä kuin Jupiterilla. Rakenteeltaan ruskeat kääpiöt ovat täysin konvektiivisia ja tasa-aineisia, eikä siitä ole erotettavissa oikeille tähdille tyypillisiä kerrosrakenteita.

Ruskean kääpiön massarajat

Ruskea kääpiö käy yleensä lyhyen deuteriumin tai litiumin palamisvaiheen, kevyt vety ei syty niin kuin tähdissä. Jupiterin massa on 0,001 Auringon massaa. Jos ruskean kääpiön massa on alle 13 Jupiterin massaa, se ei polta edes helposti syttyvää deuteriumia, joka riittää vain lyhyen aikaa. Jos tätä ei hyväksytä ruskean kääpiön massan alarajaksi, mikä se on? Jopa 5 tai 1-10 Jupiterin massaista kohdetta pidetään joskusruskeana kääpiönä, ei eksoplaneettana. Toiset ovat ehdottaneet ruskean kääpiön ja planeetan massarajaksi 10 Jupiterin massaa. Ruskean kääpiön massan yläraja on 60-90 Jupiterin massaa. Massan ollessa alle 60 Jupiterin massaa, tähden ydinreaktiot lakkaavat 10 miljoonassa vuodessa. 65-80 massainne tähti polttaa litiuminsa alle 500 miljoonassa vuodessa. Jatkuva vedyn palaminen vaatii noin 84 Jupiterin massaa, tällöin on jo kyseessä M-tyypin punainen kääpiötähti.

Ruskean kääpiön säde, kirkkaus ja lämpötila

Ruskeiden kääpiöiden säde vaihtelee korkeintaan 10-15% laajalla massa-alueella. Vanhahkojen ruskeiden kääpiöiden kirkkaus on noin 10^-5 Auringon kirkkautta mikä vastaa absoliittista kirkkautta +17, nuorten kirkkaus yli 10^-5 Auringon kirkkautta. Sisustan lämpötila on alle 3 miljoonaa astetta, niin ettei vety syty. Litiumin palaminen vaatii 2 miljoonaa astetta. Ruskeiden kääpiöiden pintalämpötilat vaihtelevat välillä 300-3000 K, hyvin laajalla alueella, joka ulottuu planeettojen lämpötiloista tähtien lämpötiloihin. Noin 4000 K on tähdelle tyypillinen pintalämpötila ja 1000 K jo kuuman planeetan lämpötilaa. Noin 1700 asteen lämpötilassa rauta tiivistyy ja sopivan lämpöisen ruskean kääpiön pinnalla tapahtuu rautasateita.

Ruskeiden kääpiöiden tyypit L ja T

L-kääpiön pintalämpötila on noin 1200/1350-2000/2200 K. T-kääpiön pintalämpötilat ovat alle 1200/1350 K, monesti noin 1000 K. L-kääpiön väri-indeksi V-I on yli 4,5 ja absoluuttinen kirkkaus alle +18. T-kääpiöissä on metaanin absorbtioviivoja 1200-1300 K:ta viileämpänä. Niiden massa on ehkä alle 50 Jupiterin massaa. Väitetään himmeimmän havaitun ruskean kääpiön olevan massaltaan vain 3 Jupiterin massaa.

Muutamia T-kääpiöitä

Tunnettu ruskea kääpiö Gliese 229B on "hyvin kylmä" T6.5 - spektriluokan kääpiö noin 900 K lämpötiloineen. Sen massa on 30-40 Jupiterin massaa , säde 0.9 Jupiterin sädettä ja ikä 2-4 miljardia vuotta. Kylmempiäkin on havaittu, esim. 2MASS 0415-0935 on T8-kääpiö, jonka lämpötila on 700 K ja kirkkaus 10^-6 Auringon kirkkautta. Siten se on himmeimpiä ruskeita kääpiöitä. Kylmin on erään tiedon mukaan GJ 570D, T8-kääpiö, jonka lämpötila on noin 500 K. Orionin sumussa kelluu monia hyvin pienimassaisia ruskeita kääpiöitä, melkein kuin planeettoja, joista erään S Ori 70:n massa lienee 2-8 Jupiterin massaa. Nämä lukeutuvat tietenkin T-kääpiöiksi, jos niitä ei lasketa kelluviksi eksoplaneetoiksi. Esimerkiksi Jupiterin lämpötila on noin 100 K.

L-kääpiö esim.

Teide 1 on Pleijadeissa sijaitseva kirkas ruskea "L"-kääpiö, jonka lämpötila on 2350 K, massa 55 Jupiterin massaa ja säde 2,1 Jupiterin sädettä. Spektri on M8, ei "L". Sen ikä on arviolta 100 miljoonaa vuotta +-30% eli se on tähtitieteellisesti katsoen nuori. Pleijadeissa on myös Teide 1:n kanssa samaan aikaan 1995 löydetyt Calar 3 ja PPL 15. Luokka: Tähden kehitys ja:褐色矮星

Deuterium

Deuterium (D tai ²H) on vedyn isotooppi. Deuteriumytimessä (deuteroni) on yksi protoni ja yksi neutroni. Deuteriumia on noin 0,015% kaikesta vedystä. Ydinaseteknologiassa käytetty raskas vesi (D₂0) koostuu kahdesta deuterium-atomista ja yhdestä happiatomista. Deuteriumista käytetään joskus nimitystä raskas vety.

Katso myös

- Tritium Luokka:Kemia ms:Deuterium ja:重水素 ko:중수소 th:ดิวเทอเรียม

Galaksi

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

Etäisyydet

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

Synty ja kehitys

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

Galaksien luokittelu

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

Aktiiviset galaksit

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

Historia

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

Valo

Valo on sähkömagneettisen spektrin ihmissilmällä nähtävä osa. Näkyvä valo asettuu noin aallonpituuksille 350-700 nanometriä (nm) ja taajuuksille 380 --750 THz). Ihmissilmä näkee parheiten keltaista tai kellanvihreää valoa aallonpituudella 555 nm. Valoa lyhytaaltoisempaa säteilyä kutsutaan ultravioletiksi, ja pitempiaaltoista infrapunaiseksi. Valon kolme perusulottuvuutta ovat kirkkaus (eli amplitudi), väri (eli aallonpituus) ja polarisaatio (eli värähtelykulma). Aalto-hiukkasdualismin vuoksi valolla on samanaikaisesti sekä hiukkasten että aaltojen ominaisuudet. Valoa käytetään tiedonsiirtoon valokuiduissa.

Teorioita valon luonteesta

- Hiukkasteoria
- Isaac Newton esitti ensimmäisenä 1600-luvulla
- Teorian mukaan valo etenee ainoastaan hiukkasina
- Oletus on osoitettu virheelliseksi
- Aaltoteoria
- Christian Huygens esitti ensimmäisenä 1600-luvulla
- Teorian mukaan valo etenee ainoastaan aaltoina ja tarvitsee väliaineen edetäkseen
- Oletus on osoitettu virheelliseksi
- Sähkömagneettinen teoria
- James Clerk Maxwell esitti 1800-luvulla
- Teorian mukaan valoaallot ovat sähkömagneettisia, eivätkä tarvitse väliainetta edetäkseen
- Kvanttiteoria (eli hiukkas-aaltoteoria)
- Yhdistää kolme edellistä teoriaa
- Max Planck esitti 1900, että valoaallot muodostuvat fotoneiksi kutsutuista energiapaketeista
- Valo käyttäytyy samanaikaisesti sekä hiukkasten että aaltojen tavoin

Valon nopeus

Valon nopeuden kaava

v=\lambda f

, jossa λ on aallonpituus, f on taajuus ja v on valon nopeus. Jos valo kulkee tyhjiössä, niin v = c, joten :

c=\lambda f

, jossa c on valon nopeus. v voidaan ilmaista myös kaavalla :

v = \frac

jossa n on vakio (taitekerroin), joka riippuu läpäistävän aineen ominaisuuksista sekä aineesta riippuen valon aallonpituudesta ja polarisaatiosta.

Valon mitattavia ominaisuuksia

- Kirkkaus
- Väri tai värilämpötila
- Luminanssi tai valaistus (SI-yksikkö: luksi lux)
- Valovirta (SI-yksikkö : lumen)
- Valon intensiteetti (SI-yksikkö: candela)

Katso myös

- Bioluminesenssi
- Loisteputki
- Valotikku
- Värilämpötila

Aiheesta muualla

- http://www.cc.jyu.fi/~mamina/valo/index.htm Luokka:Fysiikka Luokka:Sähkömagnetismi Luokka:Optiikka Luokka:Värioppi ms:Cahaya ko:빛 ja:光 simple:Light th:แสง

Neutroni

Neutroni on sähkövaraukseton alkeishiukkanen, jonka massa on 940 MeV ja spin 1/2. Useimpien atomien ydin muodostuu protoneista ja neutroneista. Neutronit ovat ytimen ulkopuolella epävakaita, jolloin niiden puoliintumisaika on noin 15 minuuttia. Hajoamistuotteena syntyy protoni, elektroni ja antineutriino. Neutroni on eräs baryoneista, ja muodostuu kahdesta alas-kvarkista ja yhdestä ylös-kvarkista. Atomien isotoopit johtuvat neutronien määrän vaihtelusta muuten samanlaisissa atomeissa. Luokka:Fysiikka Luokka:Alkeishiukkaset Luokka:Kemia ko:중성자 ja:中性子 th:นิวตรอน

Helium

Helium on alkuaine, joka on väritön ja hajuton jalokaasu.

Ominaisuuksia

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

Käyttö

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

Historia

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

Alfahiukkanen

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

Neutronitähti

Neutronitähti on painovoiman vaikutuksesta kokoon luhistunut tähti, joka koostuu pääasiassa neutroneista. Neutronitähtien läpimitta on yleensä muutamien kymmenien kilometrien luokkaa ja massa on enemmän kuin 1,4 Auringon massaa. Massan ylärajaa ei tiedetä kovin tarkkaan, mutta sen on oltava 2–3 Auringon massaa. Jos massa olisi tätä suurempi, tähti luhistuisi mustaksi aukoksi. Neutronitähti syntyy raskaan tähden kehityksen loppuvaiheissa, kun tähden ydin romahtaa kokoon ja tähden kuorikerrokset sinkoutuvat avaruuteen muodostaen kaasusumun tähden lähistölle. Maahan tapahtuma havaitaan supernovana. Pulsarit ovat nopeasti pyöriviä neutronitähtiä, joiden pyörähdysaika on tyypillisesti muutamia sekunteja. Joissakin tapauksissa pyörähdysaika voi olla vain muutamia milli sekunteja. Tällaista pulsaria kutsutaan millisekuntipulsariksi.

Rakenne

Neutronitähdillä on muutaman senttimetrin paksuinen "kaasukehä", jonka tiheys vastaa Maapallomme rautaa. Kaasukehä muodostuu raskaista atomeista. Tämän alla on kiinteä vaippa, joka paljon tiheämpää ja kovempaa kuin mikään tunnettu aine Maassa. Sen alla on ydin, jonka koostumusta ei vielä ole voitu selvittää. On tosin arveltu, että ydin koostuisi jonkinlaisesta erittäin hyvin sähköä johtavasta neutronimassasta, eli niin sanotusta supranesteestä, joka on täysin kitkatonta. Neutronitähdet muodostavat yleensä ympärilleen voimakkaan magneettikentän, joka aiheutuu tähden erittäin nopeasta pyörimisestä. Magneettikenttä hidastaa pikkuhiljaa tähden pyörimistä, mistä tähtitieteilijät Maan pinnalla voivat laskea neutronitähden iän. Luokka:Tähden kehitys ja:中性子星 th:ดาวนิวตรอน

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

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

Aurinko

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

Auringon elinkaari

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

Auringon ominaisuuksia

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

Auringon aktiivisuus

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

Luettavaa

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

Auringolta suojautuminen

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

Aiheesta muualla

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

Komeetta

Komeetta eli pyrstötähti on pienehkö Aurinkokunnan kappale, joka muistuttaa asteroidia mutta koostuu pääasiassa jäästä ja jonka ympärillä on Auringon säteilyn irrottaman kaasun ja pölyn muodostama koma. Komeettojen radat ovat usein hyvin elliptisiä, ja saapuessaan lähelle Aurinkoa niiden taakse muodostuu miljoonien kilometrien mittainen pyrstö.

Rakenne

Aurinko

Ydin

Komeetan ydin on yleensä halkaisijaltaan muutamia kilometrejä, korkeintaan 50 kilometriä. Se on rakenteeltaan varsin löyhä ja koostuu keskimäärin 75-prosenttisesti hiilidioksidi-, metaani- ja vesijäästä. Vettä on näistä suhteellisesti eniten. Loput 25 prosenttia koostuvat erilaisten mineraalien muodostamasta sorasta ja pölystä, jota on jään seassa. Ytimen pinta on mahdollisesti orgaanisten yhdisteiden peitossa, jotka raskaampina ovat jääneet jäljelle jään haihduttua pois muodostaen tervamaisen kerroksen. Orgaaniset yhdisteet ovat hyvin tummia, ja niinpä komeettaytimet ovat yllättäen eräitä Aurinkokunnan tummimmista kappaleista. Esimerkiksi Halleyn komeetan albedo on 0,04 ja Barrellyn komeetan vain 0,024–0,03, kun asfaltilla se on 0,07. Fred Whipple on kuvannut komeetan ydintä ”likaiseksi lumipalloksi”. Ytimen koossapitävät voimat ovat siinä määrin heikot, että kaasun ja pölyn irtoaminen, valtavat lämpötilanvaihtelut komeetan kulkiessa radallaan ja planeettojen aiheuttamat vuorovesivoimat saavat ytimen usein hajoamaan pienempiin osiin komeetan saapuessa lähelle periheliään. Esimerkiksi