Pölykiekko

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Au Microscopiin pölykiekko Hubblen kuvaamana. Itse tähti on peitetty.

Pölykiekko on litteähkö tähden ympärillä havaittu pölymuodostuma, joka kiertää tähteä. Se havaitaan muun muassa infrapuna-alueessa. Tutkijoiden mukaan pöly on peräisin planeettoja kiertävien pikkuplaneettojen törmäilyistä. Monet havaitut pölykiekot vastavaat lähinnä Aurinkokunnan Kuiperin vyöhykettä. Pölykiekkoja on havaittu muun muassa Vegalta, Fomalhautilta, Beta Pictorikselta ja Denebolalla.

Monet pölykiekot ovat havaintojen mukaan rengasmaisia tai niissä esiintyy monia renkaita. Pölykiekot tai renkaat voivat olla epäsymmetrisiä, esimerkiksi ylhäältä katsoen soikeita.

Sisällysluettelo

Tietoa pölykiekoista [muokkaa]

1980-luvun alussa infrapunasatelliitti IRAS kartoitti taivasta muun muassa pölyn ulossäteilyn infrapunaisella aallonpiuusalueella. Ensimmäiset pölykiekot havaittiin 1983[1] siitä että jotkut tähdet säteilivät huomattavan ylimäärän infrapunasäteilyä eli niillä on selvä IR-eksessi. Infrapunasäteily on keskustähden lämmittämän pölyhiukkasen ulossäteilyä. Monien pölykiekkojen rakenteissa on havaittu karkeilla teleskooppihavainnoilla ja tietokonelaskennalla piirteitä, jotka kertovat mahdollisten planeettojen aiheuttamista häiriöistä.

Näissä pölykiekoissa näkyy muun muassa rengasmaisia tihentymiä ja harventumia, jotka tuovat mieleen asteroidivyöhykkeessä olevat aukot ja tihentymät, jotka johtuvat jättiläisplaneetta Jupiterin häiriöistä.

Monestikaan itse planeettaa ei vielä nykyisillä keinoilla ole havaittu, paitsi varmuudella Fomalhautin tapauksessa.

Pölykiekot voivat olla joko lähellä tähteään olevia kuumia pölykiekkoja, ja kaukana olevia kylmiä kiekkoja. Kuumaa kiekkoa sanotaan monesti eksozodiakaaliseksi pölyksi eli Aurinkokunnan ulkopuoliseksi eläinradatavalopölyksi. Kuuma kiekko on esim Eta Corvilla, kylmä Fomalhautilla.

Vegan rengas [muokkaa]

Pääartikkeli: Vega

Vanhin tunnettu pölykiekko on "Vegan rengas". Se on melko kapea renkaanmuotoinen pölyalue suhteellisen kaukana Vegasta. Se säteilee lähinnä infrapuna-alueella. Rengas on tiheimmillään 11,3 miljardin kilometrin (76 AU) päässä keskustähdestään. Eräs tihentymä on myös 540 AU:n päässä. Vegan renkaan pöly on kerääntynyt pääosin kahteen suureen myökkyyn, joiden etäisyydet keskustähdestä ovat 60 ja 75 AU.

Vega on tyypillinen pölykiekkotähti, tähdeksi melko nuori. Vega on Aurinkoa kirkkaampi, painavampi ja kuumemmpi valkoinen pääsarjan tähti. Vegan spektrityyppi on A0V, ikä 350 miljoonaa vuotta ja massa 2,6–3,1 Auringon massaa. Vegan kirkkaus on 51–58 kertaa Auringon kirkkaus, minkä mukaan Maata vastaava etäisyys on noin 7,1 AU. Vegan metallirikkaus on erään arvion mukaan 1,16, toisen 1,63, jonkin arvion mukaan hieman Aurinkoa metalliköyhempi.

Vegan renkaan hiukkasten elinikä on laskujen mukaan vain noin 1000 vuotta. Tällöin on järkevää olettaa, että rankaan on tuottanut jokin uusiutuva prosessi, koska monilla muillakin tähdillä näyttää olevan pölyrenkaita. Tähtitieteilijöiden mukaan pölyrenkaan pöly syntyy pikkuplaneettojen keskinäisissä törmäykssissä. Ehkä rengas on syntynyt Pluton kokoisen pikkuplaneetan hajotessa osiin törmäyksessä. On oletettu Vegan renkaan muodon johtuvan planeetasta. Esimerkiksi Fomalhautilla on kapea rangas ja avaruusteleskoopilla on havaittu planeetta kiertämässä lähellä renkaan sisäreunaa.

Mutta planeetan massasta ja etäisyydestä on esitety hyvinkin poikkeavia arvioita. Erään arvion mukaan kiertää tähteä 40–65 AU:n tai 80 AU:n päässä. Tämän planeetan massa olisi Neptunuksen massan luokkaa. Toinen teoria olettaa kahden Jupiterin massaisen planeetan 50–60 AU:n päähän. Yksi teoria olettaa massiivisen planeetan 30 AU:n päähän. Toinen teoria olettaa Vegan renkaan olevan 95 AU:n päässä, alle Jupiterin massaisen planeetan 90–100 AU:n päähän sekä 50–60 AU:n päähän hyvin massiivisen planeetan, joka on puhdistanut Vegan lähiympäristön pölystä.

Beta Pictoriksen kiekko [muokkaa]

Beta Pictoriksen pölykiekko ja mahdollinne planaatta.
Pääartikkeli: Beta Pictoris

Beta Pictoris muistuttaa hieman Vegaa ollen sitä viileämpi ja himmeämpi. Beta Pictoris on nuori valkea pääsarjan tähti, joka on 8,7 kertaa Aurinkoa kirkkaampi. Tämä A5V-spektrityypin tähti on 1,75 kertaa Aurinkoa massiivisempi. Tähden iäksi arvioidaan noin 20–200 miljoonaa vuotta. Maan lämpötilaa vastaava etäisyys on noin 3 AU

Taivasta infrapuna-alueella kuvaava satelliitti IRAS löysi infrapuna-ylijäämän Beta Pictorikselta. Vuonna 1984 Smith ja Terrile ottivat kuvan Beta Pictoriksen pölykiekosta koronagrafilla. Pölykiekko ulottuu nykyarvion mukaan 25–550, jopa noin 1400 AU:n päähän tähdestä. Arvellaan pölykiekon liittyvän pikkuplaneetta- tai komeettavyöhykkeeseen. Pikkuplaneettojen keskinäiset törmäilyt tuottavat pölyä, joka kuluu muun muassa Beta Pictoriksen säteilyn puhaltaessa pölyä pois.

Beta Pictoriksen pölykiekko on selvästi epäsäännöllinen. Ulommassa kiekossa on elliptisiä renkaita ja eräältä puolelta kiekko on 20 % pidempi ja ohuempi. Tämä saattaa johtua punaisen kääpiötähden lähiohituksesta. Kiekon hiukkasten läpimitat ovat 2-10 mikronia ja kiekon elinikä 10 miljoonaa vuotta. Uusien havaintojen mukaan Beta Pictoriksen kiekko koostuu kolmasta osasta: uloin kiekko, kalteva toinen ulkokiekko ja sisempi kiekko, joka koostuu monesta eri asteroidivyöhykkeestä.

Sisemmän kiekon säde on 5–30 AU ja se on 14±4 astetta ulompaan kallellaan. Ulomman kiekon kirkas sisäreuna on 40 AU:n päässä. Sisemmässä kiekossa on tihentymiä 6,4 AU:n, 16 AU:n ja 30 AU:n etäisyydellä. Piipitoine pöly puuttuu noin 6,5–16 AU:n etäisyydeltä. Tämä viittaa planeettaan 12 AU:n etäisyydellä.

On väitetty että Beta Pictoriksen valon muutokset johtuisivat yli kulkevien pikkuplaneettojen aiheuttamista osittaisista pimennyksistä. Beta Pictoriksen spektrimuutoksia on selitetty tähteen törmäävillä komeetoilla. Tämän pohjalta on oletettu, että 0,03–20 Jupiterin massainen planeetta kiertäisi noin 10–20 AU:n päässä tähdestä hieman soikealla radalla, jonka soikeus e=0,1 ja kaltevuus 3 astetta. Toinen planeetta olis 70 AU:n etäisyydellä. Sisempi alle 20 AU:n etäisyydellä kiertävä planeetta olisi Beta Pictorikseen törmäävien asteroidien kanssa ehkä 4:1 tai 3:1 resonanssissa. Vuoden 2008 marraskuussa havaittiin Beta Pictoriksen lähdeltä valopiste, jota epäillään 8 Jupiterin massaiseksi paneetaksi 8 AU:n päässä Beta Pictoriksesta.

Tunnettuja pölykiekkoja [muokkaa]

Tähti Spektriluokka
luokka[2]		 Etäisyys
Maasta
(vv.)		 Rataetäisyys
keskustähdestä
(AU)
Epsilon Eridani[3] K2V 10.5 35–75
Tau Ceti[4] G8V 11.9 35–50
Vega[5][6] A0V 25 86–200
Fomalhaut[5] A3V 25 133-158
AU Microscopii[7] M1Ve 33 50–150
HD 69830[8] K0V 41 <1
55 Cancri A[9] G8V 41 27–50
Pi1 Ursae Majoris[10] G1.5Vb 46.5  ?
HD 139664[11] F5IV-V 57 60–109
Eta Corvi[12] F2V 59 100–150
HD 53143[11] K1V 60  ?
Beta Pictoris[6] A6V 63 25–550
Zeta Leporis[13] A2Vann 70 2–8
HD 92945[14] K1V 72 45–175
HD 107146[15] G2V 88 130
HR 8799[16] A5V 129 75
HD 12039[17] G3-5V 137 5
HD 98800[18] unknown 150 1
HD 15115[19] F2V 150 315–550
HR 4796 A[20][21] A0V 220 200
HD 141569[21] B9.5e 320 400
HD 113766 A[22] F4V 430 0.35–5.8

Viitteet [muokkaa]

Broom icon.svg
 Tämän artikkelin tai sen osan viitteitä on pyydetty muotoiltavaksi.
Voit auttaa Wikipediaa muotoilemalla viitteet ohjeen mukaisiksi, esimerkiksi siirtämällä linkit viitemallineille.
Tarkennus: kaikkia ei löydy (väärä ref name)
  1. ↑ Maailmankaikkeus 2009-2010, Ursa 2010, keuruu otava 2008, ISBN 978-952-5329-67-4, ISSN 1456-381, s 76
  2. ↑ SIMBAD: Query by identifiers Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Viitattu 2007-07-17.
  3. ↑ Viittausvirhe: Virheellinen <ref>-elementti; viitettä greavesepseri05 ei löytynyt
  4. ↑ Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S.; Dent, W. R. F. (2004). "The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351 (3): L54–L58. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x. Viitattu 2007-08-14. 
  5. ↑ Viittausvirhe: Virheellinen <ref>-elementti; viitettä vega_fomalhaut ei löytynyt
  6. ↑ a b Backman, D. E. (1996). "Dust in beta PIC / VEGA Main Sequence Systems". Bulletin of the American Astronomical Society 28: 1056. Viitattu 2007-06-17. 
  7. ↑ Sanders, Robert. "Dust around nearby star like powder snow", UC Berkeley News, 2007-01-08. Luettu 2007-01-11. 
  8. ↑ Lisse, C. M.; Beichman, C. A.; Bryden, G.; Wyatt, M. C. (1999). "On the Nature of the Dust in the Debris Disk around HD 69830". The Astrophysical Journal 658 (1): 584–592. doi:10.1086/511001. Viitattu 2007-05-25. 
  9. ↑ Viittausvirhe: Virheellinen <ref>-elementti; viitettä 55_cancri ei löytynyt
  10. ↑ Beichman, C. A.; Tanner, A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, K. R.; Werner, M. W.; Rieke, G. H.; Trilling, D. E.; Lawler, S.; Gautier, T. N. (2006). "IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs". The Astrophysical Journal 639: 1166–1176. doi:10.1086/499424. 
  11. ↑ a b Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P. (2006). "First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664". The Astrophysical Journal 637 (1): L57–L60. doi:10.1086/500305. Viitattu 2007-05-25. 
  12. ↑ Wyatt, M. C.; Greaves, J. S.; Dent, W. R. F.; Coulson, I. M. (2005). "Submillimeter Images of a Dusty Kuiper Belt around Corvi". The Astrophysical Journal 620: 492–500. doi:10.1086/426929. Viitattu 2007-07-17. 
  13. ↑ Moerchen, M. M.; Telesco, C. M.; Packham, C.; Kehoe, T. J. J. (2006). "Mid-infrared resolution of a 3 AU-radius debris disk around Zeta Leporis". Astrophysical Journal Letters. 
  14. ↑ Golimowski, D. et al: Observations and Models of the Debris Disk around K Dwarf HD 92945 (PDF) University of California, Berkeley Astronomy Department. Viitattu 2007-07-17.
  15. ↑ Williams, Jonathan P. et al (2004). "Detection of cool dust around the G2V star HD 107146". Astrophysical Journal 604: 414–419. doi:10.1086/381721. Viitattu 2007-06-17. 
  16. ↑ Marois, Christian; et al. (November 2008). "Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799". Science Forthcoming. doi:10.1126/science.1166585.  (Preprint at exoplanet.eu)
  17. ↑ Hines, Dean C. et al (2006). "The Formation and Evolution of Planetary Systems (FEPS): Discovery of an Unusual Debris System Associated with HD 12039". The Astrophysical Journal 638 (2): 1070–1079. doi:10.1086/498929. Viitattu 2007-07-17. 
  18. ↑ HD 98800: A 10-Myr-Old Transition Disk Cornell University. 2007-05-02. arXiv. Viitattu 2008-06-20.
  19. ↑ Kalas, Paul; Fitzgerald, Michael P.; Graham, James R. (2007). "Discovery of Extreme Asymmetry in the Debris Disk Surrounding HD 15115". The Astrophysical Journal 661 (1): L85–L88. doi:10.1086/518652. Viitattu 2007-07-23. 
  20. ↑ Koerner, D. W.; Ressler, M. E.; Werner, M. W.; Backman, D. E. (1998). "Mid-Infrared Imaging of a Circumstellar Disk around HR 4796: Mapping the Debris of Planetary Formation". Astrophysical Journal Letters 503: L83. doi:10.1086/311525. Viitattu 2007-06-17. 
  21. ↑ a b Villard, Ray; Weinberger, Alycia; Smith, Brad: Hubble Views of Dust Disks and Rings Surrounding Young Stars Yield Clues 1999-01-08. HubbleSite. Viitattu 2007-06-17.
  22. ↑ Meyer, M. R.; Backman, D.. "Belt of Material Around Star May Be First Step in Terrestrial Planet Formation", University of Arizona, NASA, 2002-01-08. Luettu 2007-07-17. 

Katso myös [muokkaa]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Pölykiekko.
Haettu osoitteesta http://fi.wikipedia.org/w/index.php?title=Pölykiekko&oldid=13134311