docNäkyvä maailmankaikkeus
download 
Report Transcription
Näkyvä maailmankaikkeus
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.
