Tähti

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Tämä artikkeli kertoo taivaankappaleesta. Katso muita merkityksiä täsmennyssivulta.

Tähti on painovoimansa koossa pitämä ja kasaan puristama plasmapallo, jonka jossain kehitysvaiheessa tapahtuu ydinfuusiota. Useimmat pääsarjan tähdet loistavat vakaasti kirkasta valoa. Tähdet ovat Aurinkomme kaltaisia kappaleita, ja Aurinko on maapalloa lähinnä oleva tähti. Auringon jälkeen lähin tähti on Proxima Centauri, joka on noin neljän valovuoden päässä.

Kaikki taivaalla paljain silmin näkyvät yksittäiset tähdet ovat Linnunrata-nimisen kotigalaksimme tähtiä.

Yleistä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hubble-avaruusteleskoopin kuva Jousimiehen tähdistön alueelta, jonka suunnalla sijaitsee Linnunradan keskus.

Tähdet ovat kuumia plasmapalloja, jotka saavat säteilemänsä energian ydinreaktioissa. Auringossa tapahtuu ydinfuusiota, jossa vety muuttuu heliumiksi. Muunlaisissa tähdissä voi tapahtua myös muita ydinreaktioita.

Etäisyydet ja määrä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Useimmat tähdet näkyvät pistemäisinä tehokkaimmillakin kaukoputkilla. Kaikki taivaalla paljain silmin näkyvät tähdet ovat oman Linnunrata-galaksimme tähtiä[1]. Tähtitaivaalta on paljain silmin havaittavissa noin 2 500 tähteä jos tarkkailijan näkökyky on virheetön ja havainto-olosuhteet ovat täydellisiä[1]. Maata lähin tähti on Aurinko, jonka etäisyys on 150 milj. km eli 8 valominuuttia. Seuraavaksi lähin tähti, Proxima Centauri, sijaitsee n. 270 000 kertaa kauempana, yli 4 valovuoden etäisyydellä maasta. Tähtien suhteelliset etäisyydet ovat tavallisesti hyvin suuria.

Tähdet muodostavat tähtijoukkoja ja galakseja. Tähtijoukossa voi olla tuhansia ja galaksissa satoja miljardeja tähtiä. Eräiden arvioiden mukaan koko tunnetussa maailmankaikkeudessa on noin 70 000 triljoonaa tähteä.

Nimitys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Joissakin vanhoissa teoksissa tähteä kutsutaan kiintotähdeksi, planeettaa kiertotähdeksi ja komeettaa pyrstötähdeksi; näitä vääriä mielikuvia antavia nimityksiä ei enää käytetä tieteellisissä yhteyksissä.

Luokittelu[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähdet voidaan luokitella erilaisten spektriluokitusten mukaan. Harvardin spektriluokittelussa tähdet jaetaan yleisesti luokkiin O, B, A, F, G, K ja M, jotka voidaan vielä jakaa alaluokkiin lisäämällä kirjaimen perään numero 0–9. Nämä luokat määräytyvät pääosin tähden pintalämpötilan mukaan niin, että O0 on kuumin ja M9 kylmin. Lisäksi on oma luokka esimerkiksi noville Q ja planetaarisille sumuille P. Yerkesin spektriluokittelussa taas määritellään tähden luminositeettiluokka. Näitä luokkia ovat:

Esimerkiksi oman Aurinkomme luokka on G2 V.

Kehitys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Tähden kehitys
Aurinko tulee miljardien vuosien päästä muuttumaan punaiseksi jättiläiseksi, kun vety loppuu sen ytimestä.

Tähdet syntyvät tiivistymällä kylmistä kaasupilvistä oman painovoimansa ansioista. Lopulta syntyvä tähti asettuu vakaaseen tilaan, niin sanottuun pääsarjavaiheeseen. Pääsarjavaiheessa tähti saa energiaa ydinreaktioista fuusioimalla vetyä. Kun fuusioitava vety alkaa loppua tähden keskustassa, siirtyy tähti fuusioimaan heliumia samalla auringon sisus kutistuu ja kuumenee, mutta ulko-osat laajenevat ja viilenevät. Näin tähdestä tulee punainen jättiläinen. Tämän jälkeen suunnilleen auringon massaisesta tähdestä tulee planetaarinen sumu, jonka keskustähti on tiivis valkoinen kääpiö. Sumu häviää, ja kylmenevä valkoinen kääpiö jää jäljelle. Aurinkoa raskaampi tähti kehittyy huomattavasti nopeammin punaiseksi jättiläiseksi kuin Aurinko, koska sen tiiviimpi kuuma ydin polttaa nopeasti ydinpolttoainetta. Aurinkoa noin 10 kertaa raskaamman tähden kohtalona on II-luokan supernovaräjähdys, jossa syntyy kaasupilven lisäksi joko neutronitähti tai musta aukko. Heliumia raskaammat alkuaineet ovat syntyneet lähes yksinomaan tähdissä. Rautaa raskaampien aineiden muodostuminen vaatii energiaa. Rautaa raskaammiksi atomiytimet voivat kasvaa sieppaamalla neutroneita. Myöhemmin neutroni voi muuttua protoniksi esimerkiksi beetahajoamisessa. Varsinkin raskaat tähdet synnyttävät kehityskaarensa aikana ydinreaktioissaan monia vetyä ja heliumia raskaampia alkuaineita. Kaksoistähtien kehitys saattaa poiketa hyvinkin paljon yksittäisten tähtien kehityksestä tähtien välisten massasiirtymisten takia, ja kehittyvä lähekkäinen kaksoistähti havaitaan monesti alussa pimennysmuuttujana ja myöhemmin novamaisena tähtenä.

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Karttunen, Hannu, Karl Johan Donner, Pekka Kröger, Heikki Oja & Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet. Neljäs laitos. Helsinki: Ursa, 2003. ISBN 952-5329-30-5.
  • www.ursa.fi/kosmos/

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b Our Tiny Universe: What's Really Visible at Night SPACE.com. Viitattu 2007-8-26.

Kirjallisuutta[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Adams, Fred & Greg Laughlin: Maailmankaikkeuden elämäkerta: Ikuisuuden fysiikkaa. (Alkuteos: Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity, 1999.) Suomentanut J. Pekka Mäkelä. Helsinki: HLike, 2002. ISBN 952-471-018-8.
  • Krauss, Lawrence M.: Atomi: Matka maailmankaikkeuden alusta elämän syntyyn ja siitä edelleen. (Alkuteos: Atom: An Odyssey from the Big Bang to Life on Earth...and Beyond, 2001.) Suomentanut Juha Pietiläinen. Helsinki: Terra Cognita, 2002. ISBN 952-5202-51-8.
  • Maalampi, Jukka (toim.): Minne menet, maailmankaikkeus?: Kirjoituksia kosmoksesta. Helsinki: Fysiikan kustannus, 2001. ISBN 951-97790-0-0.
  • Valtonen, Mauri: Kvasaareja ja mustia aukkoja. Helsinki: Ursa, 1992. ISBN 951-9269-63-0.