1. No category

Näkyvä valo
N¨akyv¨
a¨a valoa sanotaan ”n¨
akyv¨
aksi”, koska se on n¨
aht¨
aviss¨a luonnollisella tavalla. Luonnonvalinta on muokannut silm¨
amme herkimmiksi s¨
ateilylle, jolla Aurinko on kirkkaimmillaan. Auringon tavoin monet muutkin t¨
ahdet s¨
ateilev¨
at suuren tai jopa suurimman osan
valostaan n¨
akyv¨
an¨
a valona.
Mitä valo kertoo tähdistä?
1) Paikka taivaanpallolla (suunta)
2) Et¨
aisyys
3) Liike
4) Massa (ep¨asuorasti edellisten perusteella)
5) L¨apimitta
6) Kemiallinen koostumus
7) Py¨
oriminen
8) Pinnan piirteet (t¨
ahdenpilkut)
9) Kirkkaus ja s¨
ateilyteho
10) V¨ari
11) L¨amp¨otila
12) Spetkriluokittelu
13) Kehitys
1 Tähtien paikat
Tarkkuutta rajoittavat:
1) Ilmakeh¨ast¨
a aiheutuva kuvan v¨
areily; ei haittaa satelliittihavaintoja. Satelliittihavainnot
(Hipparcos) tarkentaneet tietoja merkitt¨
av¨asti.
2) Valon aaltoluonne ⇒ t¨
ahden kuva ei ole aivan pistem¨ainen (erotuskyky radiaaneina on
valon aallonpituus jaettuna objektiivin halkaisijalla ).
Vaikuttaa kaikkiin havaintoihin, mutta mallinnettavissa matemaattisesti.
My¨
os apupeilin kannattimet aiheuttavat valon diffraktiota, kuten Hubble-avaruusteleskoopin kuvassa.
2 Tähtien etäisyydet
Parallaksi = kohteen suunnan muutos, kun sit¨a katsotaan eri paikoista. T¨ahtitieteess¨a tarkoittaa et¨
aisyytt¨a yleens¨a mittaustavasta riippumatta.
Trigonometrinen parallaksi. Sama periaate kuin maanp¨a¨allisess¨
a kolmiomittauksessa.
Havaitaan kohdetta vuoden eri aikoina, jolloin se n¨
akyy eri suunnissa taustat¨
ahtien suhteen.
Muutokset alle kaarisekunnin luokkaa.
Toimii vain l¨
ahimmille t¨
ahdille.
Fotometrinen parallaksi. Jollakin tavoin tiedet¨
a¨an t¨
ahden todellinen s¨
ateilyteho ja verrataan sit¨a havaittuun, jolloin et¨
aisyys voidaan laskea.
Sopivia kohteita esimerkiksi kefeidit, muuttuvat t¨
ahdet, joiden kirkkauden vaihtelun jakson
pituus riippuu todellisesta kirkkaudesta.
Viel¨
a suuremmille et¨
aisyyksille tarvitaan viel¨a kirkkaampia ”standardikynttil¨
oit¨
a”, kuten
tietyntyyppisi¨
a supernovia.
Kaukaisille galakseille et¨
a¨antymisnopeus v (saadaan suoraan spektriviivojen punasiirtym¨
ast¨a) on suoraan verrannollinen et¨
aisyyteen r Hubblen lain mukaan
v = Hr,
miss¨
a H on Hubblen vakio. Ongelmana on ollut Hubblen vakion m¨
a¨aritt¨
aminen jollakin
riippumattomalla menetelm¨
all¨
a.
Huom! Laajeneminen n¨
akyy vasta suurilla et¨
aisyyksill¨
a. Esimerkiksi Andromedan galaksi
l¨
ahestyy meit¨a. Se kuuluu paikalliseen galaksiryhm¨
a¨an, jonka liikkeit¨a hallitsevat galaksien
keskin¨
aiset painovoimat.
3 Tähtien liikkeet
T¨ahden ominaisliike kuvaa sen n¨
ak¨os¨
adett¨a vastaan kohtisuoraa liikett¨
a. Suurten et¨
aisyyksien vuoksi muutokset ovat hyvin hitaita ja vaativat tarkkoja havaintoja mahdollisimman
pitk¨
alt¨a aikav¨alilt¨
a.
30 000 vuotta sitten
nykyisin
30 000 vuoden kuluttua
N¨ak¨os¨
ateen suuntainen nopeus saadaan yhdest¨a spektrihavainnosta Dopplerin ilmi¨on avulla.
4 Tähtien massat
Kaksoist¨ahti on j¨
arjestelm¨
a, jossa kaksi t¨
ahte¨a kiert¨
a¨a toisiaan. Kiertoaika riippuu t¨
ahtien
massoista ja radan koosta Keplerin ja Newtonin lakien mukaisesti.
1800-luvun kaksoist¨ahtihavainnot antoivat ensimm¨
aisen kerran tietoa t¨
ahtien massoista.
Havaitut t¨ahtien massat ovat suunnilleen v¨
alill¨
a 0,05 – 50 Auringon massaa. Pienemmiss¨
a
l¨
amp¨otila ei nouse riitt¨
av¨asti, jotta ydinreaktiot voisivat k¨
aynnisty¨
a.
Kuvassa Siriuksen seuralaisen Sirius B:n rata.
N
1980
1970
1990
E
1960
W
1995
5’’
2000
S
5 Tähtien läpimitat
Muutamien t¨ahtien kulmal¨apimittoja on voitu mitata interferometrisesti. Jos et¨
aisyydet
tunnetaan, n¨
aist¨
a saadaan my¨
os t¨
ahtien todelliset s¨
ateet.
S¨
ade voidaan mitata my¨
os, jos kyseess¨
a on kaksoist¨ahti, jonka komponentit peitt¨av¨at ajoittain toisensa (pimennysmuuttuja).
Muille t¨ahdille s¨
ade t¨
aytyy arvioida luminositeetin ja efektiivisen l¨
amp¨otilan avulla.
6 Tähtien kemiallinen koostumus
Kukin alkuaine tuottaa sille ominaiset spektriviivat. Viivat kertovat, mit¨a aineita t¨
ahdess¨a
on.
Syvemm¨
alt¨a tulevassa s¨
ateilyss¨
a on kaikkia aallonpituuksia. Spektriviivat syntyv¨
at viile¨ammiss¨
a pintakerroksissa, joiden kaasu absorboi osan l¨
api tulevasta s¨
ateilyst¨
a. Spektriviivat
kuvaavat siten pintaosien koostumusta.
T¨ahdet ovat p¨
a¨aasiassa vety¨
a ja heliumia. T¨ahden sis¨
all¨
a vety-ytimet liittyv¨
at heliumytimiksi. Heliumytimen massa on hieman pienempi kuin vety-ydinten yhteinen massa. Erotus
m muuttuu energiaksi suhteellisuusteorian kaavan E = mc2 mukaisesti.
S¨
ateily syntyy alunperin hyvin lyhytaaltoisena gammas¨ateilyn¨a. Auringossa kest¨a¨a kymmenisen miljoonaa vuotta ennen kuin s¨
ateily p¨
a¨asee pinnalle saakka. Samalla aallonpituus
pitenee, joten pinnalta l¨
ahtev¨a s¨
ateily on enimm¨akseen n¨
akyv¨
a¨a valoa.
7 Tähtien pyöriminen
T¨ahden py¨
oriess¨
a sen toinen reuna l¨
ahestyy havaitsijaa, jolloin spektriviivat siirtyv¨
at kohti
spektrin sinist¨
a p¨
a¨at¨a. Toinen reuna et¨
a¨antyy, ja sen viivat siirtyv¨
at kohti punaista. Havaittu spektriviiva on n¨
aiden viivojen summa.
Havaittu viiva on teoreettista viivaa leve¨
ampi. Leveneminen riippuu t¨
ahden py¨
orimisnopeudesta.
Leveneminen riippuu my¨
os havaitsijan ja py¨
orimisakselin suunnasta. T¨ahtien py¨
orimisnopeuksia voidaan kuitenkin tutkia tilastollisesti.
+
+
+
+
=
8 Tähtien pinnat
T¨ahden spektriviivojen profiilit muuttuvat t¨
ahden py¨
oriess¨
a. Viivaprofiilien muotojen avulla voidaan kartoittaa t¨
ahden pinnan l¨
amp¨otilajakaumaa.
9 Tähtien kirkkaudet
T¨ahden todellista kirkkautta kuvaava suure on magnitudi.
Magnitudi on sit¨a suurempi, mit¨a himme¨ampi t¨
ahti on. Himmeimpien paljain silmin n¨
akyvien t¨ahtien magnitudi on noin 6.
5 magnitudin ero vastaa 100-kertaista s¨
ateilytehoa.
Havainnoista saadaan n¨
aenn¨ainen magnitudi.
Jos et¨
aisyys tunnetaan, voidaan laskea t¨
ahden todellista s¨
ateilytehoa kuvaava absoluuttinen magnitudi.
Havaintojen mukaan t¨
ahden s¨
ateilyteho (luminositeetti) on suunnilleen verrannollinen massan M potenssiin 3,8:
L ∝ M 3,8 .
T¨am¨
a tunnetaan massa-luminositeetti-relaationa.
Esimerkiksi 10 M⊙ t¨
ahden luminositeetti on noin 6300 kertaa niin suuri kuin Auringolla.
T¨am¨
a vastaa 9,5 magnitudia.
5
4
log L /L ⊙
3
2
1
0
−1
0
0.5
log M/M ⊙
1.0
1.5
10 Tähtien värit
T¨ahdet ovat niin himmeit¨a, ettei niiden v¨
arej¨a juuri erota paljain silmin. Joidenkin t¨
ahtien
v¨
arit ovat kuitenkin selv¨
asti n¨
aht¨
aviss¨a. Esimerkiksi H¨ar¨
an t¨
ahdist¨
on Aldebaran on selv¨
asti punertava ja Orionin Rigel sinert¨
av¨a.
T¨ahden v¨
ari¨
a voidaan kuvata v¨
ari-indeksill¨a. Se saadaan mittaamalla t¨
ahden magnitudi
kahdella eri aallonpituudella sopivien suotimien l¨
api.
Tavallinen v¨
ari-indeksi on B − V , sinisen (Blue) ja visuaalisen (Visual, suunnilleen keltainen) magnitudin erotus. T¨am¨
a on sit¨a suurempi, mit¨a punaisempi t¨
ahti on.
11 Tähtien lämpötilat
T¨ahtien spektreiss¨
a on likimain mustan kappaleen spketri¨a muistuttava jatkuva spektri ja
siin¨a tummia spektriviivoja.
T¨ahden l¨
amp¨otila voidaan m¨
a¨aritt¨
a¨a useilla eri tavoilla.
V¨ari-indeksin avulla saadaan t¨
ahden pinnan l¨
amp¨otila (v¨
aril¨
amp¨otila). Siniset t¨
ahdet ovat
kuumempia kuin punaiset.
Jatkuva spektri riippuu l¨
amp¨otilasta Planckin lain mukaisesti.
Eri alkuaineiden spektriviivojen voimakkuudet riippuvat alkuaineiden runsauksista ja l¨
amp¨
otilasta. L¨amp¨otilasta riippuu, miten atomeja kiert¨av¨at elektronit ovat jakautuneet eri
viritystiloihin, ja ovatko atomit ionisoituneet eli menett¨aneet yhden tai useamman elektroneistaan.
12 Spektriluokat
T¨ahti¨
a on luokiteltu 1800-luvulta spektriluokkiin spektriss¨
a n¨
akyvien viivojen perusteella.
Kun kvanttimekaniikka tarjosi selityksen viivojen synnylle ja riippuvuudelle l¨
amp¨otilasta,
spektriluokat opittiin j¨
arjest¨
am¨
a¨an l¨
amp¨otilan mukaiseen j¨
arjestykseen.
Nykyisen luokittelun t¨
arkeimm¨
at luokat alenevan l¨
amp¨otilan mukaisessa j¨
arjestyksess¨a ovat:
O–B–A–F–G–K–M
Luokittelua voidaan tarkentaa kirjaimen per¨a¨an liitett¨av¨
all¨
a numerolla 0 .. 9. Esimerkiksi
Auringon spektriluokka on G2.
Observatorion
Bileet
Alkoivat
Fiaskolla
Ginin
Kaaduttua
Mittalaitteeseen
Eri spektriluokkien ominaisuuksia. I = neutraali atomi, II = yhden elektronin menett¨anyt
atomi (ioni), III = kahdesti ionisoitunut atomi, jne.
O Sinisi¨
a t¨ahti¨
a, joiden pintal¨amp¨otila on noin 20 000–35 000 K. Spektriss¨a n¨
akyy useaan
kertaan ionisoituneiden atomien aiheuttamia absorptioviivoja, mm. HeII, CIII, NIII,
OIII, SiIV. HeI n¨
akyviss¨
a, HI-viivat heikkoja.
B Sinert¨
av¨anvalkeita t¨
ahti¨
a, pintal¨amp¨otila noin 15 000 K. HeII-absorptioviivat ovat kadonneet, HeI-viivat maksimissaan B2:ssa. HeI (403 nm) heikkenee siit¨a alkaen ja on
kadonnut luokassa B9. CaII:n K-viiva tulee n¨
akyviin luokassa B3. Vahvistuvia HI-viivoja. Spektriss¨a n¨
akyy absorptioviivoja, joita aiheuttavat mm. OII, SiII, MgII.
A Valkeita t¨ahti¨
a, pintal¨amp¨otila noin 9000 K. HI-viivat ovat voimakkaimmillaan luokassa A0 ja hallitsevat koko spektri¨a, sen j¨
alkeen ne heikkenev¨
at. CaII:n H- ja K-viiva
vahvistuvat. HeI ei en¨a¨a n¨
ay. Neutraalien metallien viivat tulevat n¨
akyviin.
F Kellanvalkeita t¨
ahti¨
a, pintal¨amp¨otila noin 7000 K. HI-viivat heikkenev¨
at edelleen, mutta CaII:n H- ja K-viivat voimistuvat. Monet muut metalliviivat, mm. FeI, FeII, CrII,
TiII, ovat selvi¨
a ja ne vahvistuvat my¨
ohemmiss¨
a luokissa.
G Auringon kaltaisia keltaisia t¨
ahti¨
a, pintal¨amp¨otila noin 5500 K. HI-viivat heikkenev¨
at
jatkuvasti. H- ja K-viivat hyvin vahvoja, maksimissa G0:ssa. Vahvistuvia metalliviivoja. G-vy¨
o (CH- ja metalliviivoja 430–431.5 nm) n¨
akyy hyvin. CN-viivat n¨
akyviss¨
a
erityisesti j¨
attil¨
aist¨
ahdiss¨
a.
K Oranssinv¨arisi¨a t¨
ahti¨
a, pintal¨amp¨otila noin 4000 K. Metallien aiheuttamat viivat hallitsevat spektri¨a. HI-viivat ovat merkityksett¨
omi¨
a. CaI:n viiva 422.7 nm n¨
akyy selv¨
asti. H- ja K-viivat sek¨a G-vy¨
o ovat voimakkaita. TiO-vy¨
ot ilmestyv¨
at n¨
akyviin luokan
K5 kohdalla.
M Punaisia t¨ahti¨
a, pintal¨amp¨otila noin 3000 K. TiO-vy¨
ot voimistuvat. CaI 422.7 nm hyvin voimakas. Monien neutraalien metallien viivoja.
Luminositeettiluokat
Spektriluokka riippuu vain l¨
amp¨otilasta. T¨ahdet voivat olla ym¨
os hyvin eri kokoisia. Kokoa kuvaa luminositeettiluokka:
Ia Kirkkaat ylij¨attil¨
aiset
Ib Heikot ylij¨attil¨
aiset
II Kirkkaat j¨
attil¨
aiset
III Normaalit j¨
attil¨
aiset
IV Alij¨
attil¨
aiset
V P¨
a¨asarjan t¨ahdet (k¨
a¨api¨
ot)
Luminositeettiluokka merkit¨
a¨an roomalaisella numerolla spektriluokan per¨a¨an. Esimerkiksi
Auringon luokka on G2 V.
Hertzsprungin-Russellin diagramma
Vuoden 1910 paikkeilla tanskalainen Ejnar Hertzsprung ja amerikkalainen Henry Norris
Russell esittiv¨
at kaavion, joka kuvaa t¨
ahtien v¨
arin ja todellisen kirkkauden (eli luminositeetin) v¨
alist¨a riippuvuutta. Kaaviota kutsutaan heid¨
an mukaansa Hertzsprungin-Russellin
diagrammaksi (tai vain HR-diagrammaksi).
spektriluokka
O
B
A
F
G
K
M
sä
10
00
–10
1 000 000
Au
rin
Deneb
ylijättiläiset
go
ns
äd
100 000
ett
ä
Betelgeuze
–5
Antares
10 000
absoluuttinen magnitudi
1000
jättiläiset
100
0
punaiset
jättiläiset
pä
äs
ar
5
0,1
10
0
1
Aurinko
10
10
10
ja
0,1
pä
äs
0,0
ar
1
0,01
ja
1
valkeat
kääpiöt
kääpiöt
0,001
0,0001
15
10000 K
5000 K
pintalämpötila
3000 K
säteilyteho suhteessa Aurinkoon
de
T¨ahtijoukkojen HR-diagrammoissa on selv¨
a p¨
a¨asarja. Sen yl¨
ap¨
a¨a k¨
a¨antyy oikealle j¨
attil¨
aishaaraan. K¨a¨ann¨
oskohta on sit¨a alempana, mit¨a vanhempia joukon t¨
ahdet ovat.
Pleiadit
Hyadit
Aurinko
13 Tähtien kehitys
HR-diagramman tihentym¨
at vastaavat alueita, joissa t¨
ahdet viipyv¨
at kauan.
T¨ahdet syntyv¨
at tiivistym¨
all¨
a t¨
ahtienv¨
alisest¨
a aineesta. Meit¨a l¨
ahin t¨
ahtien syntyalue on
Orionin kaasusumu M42.
Syntyv¨
at t¨ahdet ovat kaasun ja p¨
olyn sis¨
all¨
a, kuten kuvan Kotkasumussa. Lopulta t¨
ahden
s¨
ateily puhaltaa ymp¨ar¨
oiv¨
an aineen pois.
Aineen puristuessa oman painovoimansa vaikutuksesta l¨
amp¨otila ja paine kohoavat, kunnes
ydinreaktiot alkavat tuottaa energiaa. Juuri syntyneet t¨
ahdet asettuvat l¨
avist¨
aj¨
an suuntaiseen p¨
a¨asarjaan. P¨
a¨asarjan t¨
ahdiss¨
a energiaa syntyy vedyn fuusioituessa heliumiksi.
P¨
a¨asarjavaiheen j¨
alkeen (katkoviiva) kehitys riippuu t¨
ahden massasta.
100 000
M = 15
ylijättiläiset
10 000
1000
jättiläiset
100
ar
äs
pä
10
ja
1
M=1
0,1
5000
10000
M = 0,5
20000
säteilyteho [Aurinko = 1]
M=5
pintalämpötila [K]
Pienimm¨at t¨ahdet (m < 0,26M⊙ ) j¨
a¨ahtyv¨
at ja hiipuvat hitaasti pieniksi valkeiksi k¨
a¨api¨
oiksi ja edelleen pimeiksi mustiksi k¨
a¨api¨
oiksi.
Jos massa on 0,26M⊙ < m < 8M⊙ , t¨
ahti laajenee j¨
attil¨
aiseksi ja puhaltaa lopulta ulko-osat
avaruuteen planetaarisena sumuna. Sis¨aosista j¨
a¨a j¨
aljelle valkea k¨
a¨api¨
o. Nostopainosumu
M27 on tyypillinen planetaarinen sumu.
Kaikkein massiivisimmat t¨
ahdet luhistuvat j¨
attil¨
aisvaiheen j¨
alkeen ja r¨
aj¨
aht¨
av¨at supernovana. Sis¨aosista j¨
a¨a j¨
aljelle jokin pieni ja tihe¨a kohde, valkea k¨
a¨api¨
o, neutronit¨
ahti tai musta aukko. Tunnetuin supernova on M1 eli Rapusumu H¨at¨an t¨
ahdist¨
oss¨a.
Aikanaan t¨ahdest¨
a levi¨av¨a aine sekoittuu muuhun t¨
ahtienv¨
aliseen aineeseen seuraavien t¨
ahtisukupolvien rakennusaineeksi. Kuvassa Harsosumu.
14 Näkymätön näkyväksi
Avaruusteleskooppi Hubblen Deep Field on koostettu 800 valotuksesta, joiden valotusaika
on yhteens¨a yli 11 vuorokautta. Kuvassa on kaukaisimpia havaittuja kohteita.
Suuri et¨
aisyys ⇒ suuri punasiirtym¨
a ⇒ alkuper¨ainen ultraviolettis¨ateily on siirtynyt n¨
akyv¨
an valon, kaukaisimpien kohteiden tapauksessa jopa infrapunaisen alueelle.