Esittely latautuu. Ole hyvä ja odota

Esittely latautuu. Ole hyvä ja odota

TÄHDET SYNTY: Tähdet syntyvät tiivistymällä kaasupilvestä. Kaasupilvet ovat pääasiassa vetyä ja heliumia, muita aineita on hyvin vähän. Aluksi pöly.

Samankaltaiset esitykset


Esitys aiheesta: "TÄHDET SYNTY: Tähdet syntyvät tiivistymällä kaasupilvestä. Kaasupilvet ovat pääasiassa vetyä ja heliumia, muita aineita on hyvin vähän. Aluksi pöly."— Esityksen transkriptio:

1 TÄHDET SYNTY: Tähdet syntyvät tiivistymällä kaasupilvestä. Kaasupilvet ovat pääasiassa vetyä ja heliumia, muita aineita on hyvin vähän. Aluksi pöly liikkuu minne sattuu pilven sisällä, mutta jossakin vaiheessa alkaa tiivistyminen. Alkupilven pitää kasassa magneettikenttä tai turbulenssi, kun jokin voima saa hiukkaset pilven keskustaan , tapahtuu romahdus (tunneli- ilmiö). Painovoima kutistaa materiaa keskustaan päin ja massan kasvaessa vetovoima vetää ainetta yhä kauempaa. Kutistumisen myötä tiheys ja paine kasvavat ja lämpötila alkaa nousta. Kaasupilven halkaisija pienenee murto- osaan alkuperäisestä. Pilvi alkaa säteillä infrapuna säteilyä.

2 Kutistumisen myötä tiheys ja paine kasvavat ja lämpötila alkaa nousta
Kutistumisen myötä tiheys ja paine kasvavat ja lämpötila alkaa nousta. Kaasupilven halkaisija pienenee murto- osaan alkuperäisestä. Pilvi alkaa säteillä infrapuna säteilyä. Se voidaan havaita teleskoopeilla joissa on infrapuna -ilmaisin. Tähteä sanotaan prototähdeksi. Kun lämpötila on noussut useisiin miljooniin asteisiin, alkaa ydinfuusio ja tähti tuottaa energiaa valtavasti. Se on syttynyt. Sisäosien kaasun paine kasvaa niin suureksi ,että se kumoaa painovoiman. Tähti on tasapainossa. Syntyvien tähtien massat sijoittuvat välille 0, Auringon massaa.

3 Laskelmat ovat teoreettisia, sillä pienemmillä massoilla ydinreaktiot eivät käynnisty ja liian suuri massa ei pysy kasassa vaan hajoaa. Suurin havaittu syttynyt tähti on 70 kertaa Auringon massainen.

4 LOISTAMINEN: Ydinreaktiot tapahtuvat tähden ytimessä, jossa vety muuttuu heliumiksi ns. protoni- protoni- reaktion kautta. ¹H+¹H→²H+eˉ missä yksi protoni on muuttunut neutroniksi ja elektroniksi. ²H+¹H→³He ³He+³He→ He+2¹H

5 Reaktion tapahtuessa vapautuu energiaa Einsteinin kaavan E = mc² mukaisesti, missä E on energia, m on massa ja c on valon nopeus. Tähti on pääsarjavaiheessa ja loistaa siinä massasta riippuen miljoonia vuosia. Suuri massaiset tähdet tuottavat energiaa nopeasti ja kuluttavat vetyvarastonsa nopeammin loppuun kuin pieni massaiset ja viileämmät tähdet. Niillä pääsarjavaihe voi kestää kymmeniä miljardeja vuosia.

6 Massaltaan Aurinkoon verrattuna kymmenkertainen tähti kuluttaa vetyä kertaa nopeammin kuin Aurinko. Pääsarjan yläpuolella olevat tähdet ovat ytimeltään niin kuumia, että niissä käynnistyy hiilisyklinä tunnettu ydinreaktio. Pääsarjan tähtien lämpötila ei riitä hiilisyklin ylläpitämiseen. Aurinko on tyypillinen pääsarjan tähti. Pääsarjan alapuolella on sammuneita tähtiä.

7 AURINKO Aurinko on meitä lähin tähti. Sinne on matkaa Maasta noin 150 miljoonaa kilometriä. Matkasta käytetään lyhennettä AU (astronomical unit). Auringon ikä on arviolta 5 miljardia vuotta ja saman verran sillä on elinaikaa jäljellä. Se on keltainen pääsarjan tähti, spektriluokka on G2, pintalämpötila 6000 K Aurinko on melko kirkas kokoonsa nähden, vain n. joka 20 Linnunradan tähti on kirkkaampi. Keskustan lämpötila on K. Ydinfuusiot tapahtuvat km:n säteellä Auringon ytimestä.

8 Auringon massa on , 340000 kertaa Maan massa
Auringon massa on , kertaa Maan massa. Keskustan tiheys on arvailujen mukaan noin 150g/cm3 (150kg/dm3), yli kymmenkertainen lyijyyn verrattuna. Keskitiheys on 1,4g/cm3. Halkaisija on km, 109 kertaa Maan halkaisija. Aurinko pyörii akselinsa ympäri vuorokaudessa. Koska se on kaasua, sen eri alueet voivat pyöriä eri nopeudella, napa- alueet hitaammin n. 35 vrk, ekvaattori nopeammin n. 25 vrk.

9 Aurinko koostuu vedystä, jota on 73%, heliumista 25% ja raskaammista alkuaineista, joita on 2%. Arvot vaihtelevat eri tietolähteissä 2-3%. Auringon säteilyteho on wattia, josta Maa vastaanottaa 4 kymmenesmiljardisosaa. Ilmakehän yläpuolella Maahan saapuu 1370 wattia neliömetrille. Neljä miljoonaa tonnia ainetta muuttuu energiaksi joka sekunti. Auringon energiantuotto perustuu protoni- protoni-reaktiona tunnettuun tapahtumaan. Aluksi kaksi protonia törmää toisiinsa. Toinen protoni muuttuu neutroniksi, jolloin syntyy vedyn raskas isotooppi, deuterium.

10 Deuteriumiin törmää kolmas protoni, jolloin syntyy kevyttä heliumia, helium-3:a. Kaksi tällaista ydintä yhtyy muodostaen tavallista heliumia ja kaksi protonia. Koko reaktioketjun lopputuloksena on neljän protonin katoaminen ja yhden heliumatomin ytimen syntyminen. Jos neljän protonin massat ynnätään, on lopputulos suurempi kuin yhden heliumatomin ytimen massa. Erotus, noin 0,7% massasta on muuttunut energiaksi. Grammasta vetyä tulee energiaa noin 600 miljardia joulea . Tämä määrä riittäisi sadan watin lampulle parinsadan vuoden ajaksi.

11 Massan muuttumisen energiaksi oivalsi Einstein kuuluisassa kaavassaan E=mc2. Koko vetyvarastostaan Aurinko on muuttanut heliumiksi noin 5%. Koska massa vähenee, Aurinko pienenee.

12 Auringon atmosfääri koostuu fotosfääristä ja kromosfääristä
Auringon atmosfääri koostuu fotosfääristä ja kromosfääristä. Fotosfääri on atmosfäärin sisin kerros. Se muodostaa Auringon näkyvän pinnan ja sen tiheys kasvaa nopeasti syvemmälle mentäessä estäen näkemisen. Jatkuva spektri ja absorptioviivat syntyvät fotosfäärissä. Konvektio, johtumalla kulkeutuminen, joka tapahtuu fotosfäärissä, aiheuttaa Auringon pinnalle epätasaisen rakenteen. Se on kuin puurokattila, joka poreilee. Kuuma kaasu nousee ylös ja viileämpi painuu alas. Fotosfäärin paksuus on vain km.

13 Sen ulkopuolella oleva kromosfääri on paksuudeltaan noin 500 km
Sen ulkopuolella oleva kromosfääri on paksuudeltaan noin 500 km. Kromosfäärin lämpötila on astetta. Sitä ei voi nähdä heikon säteilyn vuoksi paitsi Auringonpimennyksen aikana. Silloin se näkyy vaaleanpunaisena. Kromosfääri vaihtuu ulospäin mentäessä koronaksi ilman selvää rajaa. Korona on hyvin kuuma, jopa miljoona astetta. Se on selvinnyt spektritutkimuksissa, joissa näkyy moneen kertaan ionisoituneita atomeja. Näin ei tapahdu kuin korkeissa lämpötiloissa. Koronan kaasu virtaa ulospäin ja muuttuu aurinkotuuleksi ilman selvää rajaa kuljettaen hiukkasia pois Auringosta.

14 Uutta ainetta tulee Auringon sisäosista karanneen tilalle
Uutta ainetta tulee Auringon sisäosista karanneen tilalle. Koronan kuumuus johtuu magneettikentästä, joka pyörii sekaisin Auringon erilaisesta pyörimisestä johtuen. Se on kuin dynamo, joka tuottaa pyöriessään sähköä ja aiheuttaa lämpenemisen. Aurinkotuuli aiheuttaa Maan ilmakehässä revontuli- ilmiön. Se koostuu pääasiassa elektroneista ja protoneista, joiden nopeus Maan lähellä on km/s.

15 Kiinalaisilla on muistiinpanoja pilkuista vuodelta 28 eKr
Kiinalaisilla on muistiinpanoja pilkuista vuodelta 28 eKr. Niitä ei osattu selittää. Galilei vahvisti pilkkujen olemassaolon luvulla. Kahdesti on havaittu pilkkujen puuttuvan kokonaan, mutta muulloin niitä on aina ollut, milloin vähemmän , milloin enemmän. Niillä on oletettavasti vaikutusta Maan olosuhteisiin. Euroopan kylmä jakso luvulla osui aikaan, jolloin pilkkuja ei juuri esiintynyt. Se on voitu päätellä C-14 tutkimuksissa. C-14 tulee Maahan kosmisesta säteilystä. Normaalisti aurinkotuuli estää sen saapumisen.

16 Auringonpilkut ovat magneettisia häiriöitä Auringon pinnalla
Auringonpilkut ovat magneettisia häiriöitä Auringon pinnalla. Ne näkyvät tummina alueina, joiden ympärillä on vaaleampi reunus, numbra ja penumbra. Pilkkuja esiintyy runsaasti 11 vuoden välein. Magneettisuuden lisäksi niihin vaikuttaa lämpötilaero ympäröivän aineen kanssa. Magneettikenttä estää pinnan normaalin kiehumisen, jolloin se jäähtyy ja näkyy tummana. Pilkkujen lämpötila lienee noin 4500 astetta. Ne esiintyvät yleensä pareittain. Ne kiertävät Auringon ympäri ja niistä on voitu selvittää Auringon pyöriminen. Yleinen pilkun ikä on pari viikkoa, mutta paljon pitempi ikäisiäkin on. Seuraava pilkkujen maksimi on vuoden 2012 paikkeilla. Pilkkujen halkaisija vaihtelee km.

17 Auringon sisältä syöksyy joskus sen pinnalle energiaa suuria määriä saaden aikaan näyttäviä purkauksia. Niitä ovat protuberanssit, jotka kohoavat kymmenientuhansien kilometrien korkeuteen, ja vielä voimakkaammat roihut eli flaret. Niissä purkautuu energiaa räjähdyksenomaisesti. Näkyvän valon lisäksi Aurinko lähettää säteilyä muillakin aallonpituuksilla: mm. UV-, radio ja röntgensäteilyä.

18 TÄHDEN LOPPU Kun vety tähden ytimessä on muuttunut heliumiksi, ydin alkaa kutistua ulospäin vaikuttavan voiman pienentyessä. Vedyn ydinreaktiot siirtyvät ydintä ympäröivään kerrokseen. Tähti laajenee ja jäähtyy, syntyy punainen jättiläinen. Aurinko laajenee Maan radan ulkopuolelle. Tähden loppu riippuu sen massasta. Punainen vaihe kestää suhteellisen lyhyen ajan, miljoonaa vuotta. Useimmat tähdet polttavat keskustassaan heliumin edelleen hiileksi, massiiviset tähdet aina raudaksi saakka.

19 Lopuksi tähti romahtaa, Auringon massainen tähti valkoiseksi kääpiöksi, kooltaan ehkä Maan kokoseksi. Tiheys on n. miljoona kg/dm³. Sen pinta on aluksi hyvin kuuma, siksi valkea. Ne eivät näy koostaan johtuen kauaksi. Vähitellen ne jäähtyvät ja muuttuvat mustiksi kääpiöiksi. Valkoiseksi kääpiöksi arvellaan päätyvän alle 1,5 kertaa Auringon massaisen tähden.

20 Aurinkoa suuremmat, mutta alle kolme kertaa Auringon massaiset tähdet puhaltavat lopuksi ulko-osat avaruuteen planetaariseksi sumuksi. Keskuksesta tulee valkea kääpiö kertaa Auringon massaiset tähdet räjähtävät supernovina. Räjähdys johtuu hiilen syttymisestä. Keskustasta ei jää mitään, vaan koko tähti hajoaa. Viimeisin havaittu supernova on Isossa Magellanin pilvessä vuodelta 1987, helmikuun 24 päivä. Sitä edelliset olivat vuodelta 1572 (Tyko Brahe) ja 1604 (Johannes Kepler). Kiinalaiset havaitsivat hyvin kirkkaan supernovan vuonna 1054 Härän tähdistössä, Rapusumu.

21 Yli 15 kertaa Auringon massaiset tähdet polttavat vuorotellen ainetta aina rautaan asti. Sitten ne sinkoavat tähden ulko- osat avaruuteen ja keskus luhistuu neutronitähdeksi. Niiden läpimitta on kymmeniä kilometrejä ja tiheys kg/dm³. Elektronit ja protonit ovat painuneet neutroneiksi. Niillä on voimakas magneettikenttä ja ne pyörivät nopeasti, jopa kymmeniä kertoja sekunnissa. Pyöriessään ne lähettävät kiilamaisesti säteilyä. Mikäli säteily on radioaaltojen pituudella , puhtaan pulsareista. Vuonna 1983 löydettiin pulsari, joka pyörii 642 kertaa sekunnissa akselinsa ympäri. Se on Ketun tähdistössä. Nopeampiakin lienee. Ensimmäinen pulsari löydettiin vuonna 1967.

22 Suuret tähdet voivat luhistua mustiksi aukoiksi
Suuret tähdet voivat luhistua mustiksi aukoiksi. Mustaksi aukoksi sanotaan kohdetta mistä ei saada minkäänlaista tietoa, ei edes valoa. Se imaisee kaiken sisäänsä, siksi siellä vallitseva fysiikka on tuntematonta. Epäilty musta aukko löytyi vuonna Sitä seurattiin 7 vuotta ja löydös varmistui 1994.

23 MUUTUVAT TÄHDET Osa tähdistä näyttää vaihtavan kirkkauttaan. Niitä sanotaan muuttujiksi. Niistä käytetään nimitystä Mira- tähdet, koska tunnetuin muuttuja on Mira Ceti Valaan tähdistössä. Ne ovat punaisia jättiläisiä, jaksot ovat satoja päiviä ja ne sykkivät epäsäännöllisesti. Niitä tunnetaan tuhansia. Kirkkaus voi vaihdella jopa 10 magnitudia, mutta koko alle 50%. Kirkkaina ne näkyvät hyvin, mutta katoavat sitten näkyvistä.

24 Jos kirkkauden muutos on jaksollista, puhutaan sykkivistä muuttujista
Jos kirkkauden muutos on jaksollista, puhutaan sykkivistä muuttujista. Niistä käytetään nimitystä Kefeidit, ensimmäisenä löydetyn Delta Cepheidin mukaan. Se on Kefeuksen tähdistössä. Mira- tähtien tavoin kefeidien muuttuminen johtuu tähden koon jaksollisesta muuttumisesta. Tähden laajetessa sen kirkkaus heikkenee ja tähden supistuessa sen kirkkaus kasvaa. Tämä tapahtuu hyvin tarkasti, siksi kefeidejä käytetään suurien välimatkojen mittaamiseen, esim. Linnunradan koko. Mitä pitempi on kefeidin jakso sitä kirkkaampi se on. Jos kahdella kefeidillä on sama jakso, kirkkaampi on lähempänä. Pohjantähti on kefeidi, jonka sykkiminen on heikkoa ja loppumassa. Siitä voi päätellä, että muuttuvuus ei ole pysyvää vaan se on epävakaa vaihe tähden kehityksessä.

25 Jos kirkkaus nousee äkillisesti ja laskee taas, on kyseessä purkautuva muuttuja. Ne ovat yllättäviä äkillisten energiapurkausten vuoksi. Osassa tapahtuu roihupurkauksia kuten Auringossa, osa on voimakkaampia muuttujia, novia. Niiden luultiin olevan uusia tähtiä, koska ne ilmestyivät taivaalle, paikalle missä ei ennen ollut nähty tähtiä. Nova voi loistaa muutaman viikon ja katoaa. Ne ovat kaikki kaksoistähtiä. Toinen osa on valkoinen kääpiö ja toinen suuri paisumassa oleva pääsarjan tähti. Ne kiertävät lähellä toisiaan. Valkoinen kääpiö saa suurelta tähdeltä ainetta pinnalleen, jossa ydinreaktiot alkavat äkillisesti aiheuttaen räjähdyksen. Kirkkaus voi kasvaa 10 mag. Tähti ei hajoa vaan näytelmä saattaa toistua satojen tai tuhansien vuosien kuluttua.

26 Pimennysmuuttujat ovat toisiaan lähellä olevia tähtiä
Pimennysmuuttujat ovat toisiaan lähellä olevia tähtiä. Niiden kirkkaus muuttuu tähtien peittäessä toisiaan. Moninkertaisissa tähdissä voi olla useita toisiaan kiertäviä tähtiä. Esim. Kaksosten ylempi tähti, Kastor on kuusinkertainen. Se nähdään kuitenkin yhtenä suuresta etäisyydestä johtuen. Ne ovat fyysisiä kaksoistähtiä, joita kolme on paria. Fyysiset kaksoistähdet kiertävät toisiaan, optiset kaksoistähdet näyttävät meistä olevan lähellä toisiaan, vaikka todellisuudessa ovat hyvin kaukana toisistaan.

27 Linnunradan tähdet: Superjättiläiset alle 0,1 % Jättiläiset alle 1 % Keltaiset kääpiöt n. 20 % Punaiset ---”--- n. 74 % Muut n % Kirkkaan yönä voi nähdä tähteä. Ne kuuluvat kaikki Linnunrataan, suurin osa alle 500 vv:n etäisyydellä, Sillä etäisyydellä on ehkä 20 miljoonaa tähteä, useimmat himmeitä ja punaisia kääpiöitä. Vain kirkkaimmat ja suurimmat näkyvät.

28 Tähdillä on usein seuralaisia yksi tai useampi.
TÄHTI SÄTEILEE, PLANEETAT HEIJASTAVAT TÄHDEELTÄ NIIHIN TULEVAA VALOA.

29 TÄHTIJOUKOT Tähtijoukkojen tähdet muodostuvat suurista kaasupilvistä, joissa voi olla ainetta tuhansia kertoja niin paljon kuin Auringossa. Tiivistyessään pilvi jakautuu pienempiin osiin, joista muodostuu monta tähteä. Tähtijoukkoja on kahta tyyppiä: avoimia ja pallomaisia. Kaksin- ja kolminkertaisia tähdet eivät ole harvinaisia, jopa kahdeksankertaisia tähtiä on löydetty. Kun tähtien määrä on kymmenestä jopa tuhansiin tähtiin pienellä alueella, puhutaan avoimesta tähtijoukosta. Ne ovat alueella hujan hajan.

30 Niitä esiintyy Linninradan tason alueella, jossa niitä on arviolta Niiden halkaisija on valovuotta, suurin osa on halkaisijaltaan 5-20 valovuotta. Tähtitiheys esim. Härän tähdistön Hyadeilla on 30 kertainen ja Kilven M 11 jopa kertainen Auringon ympäristöön verrattuna. Avoimet joukon tähdet ovat syntyneet suunnilleen samaan aikaan ja ne ovat samankaltaisia. Ikää niillä on 3 miljoonaa - 6 miljardia vuotta, suhteellisen nuoria. Joukossa saattaa olla lisäksi tähtien välistä ainetta, jota joukon tähdet valaisevat, esim. Pleijadit.

31 Pallomaiset tähtijoukot koostuvat paljon suuremmasta määrästä tähtiä kuin avoimet joukot. Niissä saattaa olla miljoonaa tähteä melko pienellä alueella. Tähdet sijaitsevat lähes pallomaisesti tiheyden kasvaessa keskustaan päin. Pienillä kaukoputkilla ne näkyvät sumuläikkinä, suurillakaan ei pystytä laskemaan yksittäisiä tähtiä. Tähtitiheys on reunoilla 10 kertainen ja keskialueella kertainen Auringon ympäristöön verrattuna. Halkaisijat vaihtelevat valovuoteen. Niiden ikä on miljardia vuotta, siis hyvin vanhoja, Linnunradan vanhimpia jäseniä. Linnunradassa niitä tunnetaan 126 kappaletta. Ne sijaitsevat Linnunradan keskustan ympärillä lähes pallosymmetrisesti tiheyden kasvaessa keskustaa kohden. Andromedan galaksista on löydetty 250 pallomaista tähtijoukkoa.

32 SUMUT Tähtienvälisessä avaruudessa on kaasua, pääasiassa vetyä ja heliumia, jota on noin 30%. Raskaita atomeja ja kiinteitä hiukkasia, pölyä, on noin 1%. Tiheissä sumuissa esiintyy molekyylejä mm. vettä, ammoniakkia, asetyleeniä ja alkoholeja. Linnunradassa kaasua on noin 1 vetyatomi/cm3. Maapallon kokoiselta alueelta saisi vetyä noin 2 kg. Pöly on hyvin hienojakoista, suunnilleen tupakan savun kaltaista. Sitä on yksi gramma sataa kaasu grammaa kohti. Kaasu ja pöly esiintyvät aina yhdessä, pilviin kasaantuneina. Pilvien välissä tiheys on pienempi.

33 Emissiosumut ovat värikkäimpiä sumuja. Niissä on sekä kaasua että pölyä. Ne saavat energiansa niiden sisällä olevilta tähdiltä. Jos keskellä on hyvin kuuma tähti, lähettävät ne paljon röntgen- ja ultraviolettisäteilyä. Nämä saavat sumun kaasun loistamaan. Pöly sen sijaan vain heijastaa valoa. Suuri Orionin sumu, M42, on helpoin löytää. Se saattaa näkyä paljain silmin, kiikarilla se näkyy hyvin. Toinen kuuluisa sumu on Rosette- sumu. Se näkemiseen tarvitaan 250 mm kaukoputki.

34 Heijastussumut ovat kylmempien tähtien ympärillä, jolloin kaasuatomit eivät ionisoidu. Tällöin sumun pöly heijastaa lähi tähtien valoa. Usein sumut ovat sekä emissio- että heijastussumuja. Halkaisija voi olla valovuotta ja tiheys vetyatomia/cm3. Pimeät sumut ovat tiheitä ja himmentävät takaa tulevan säteilyn. Esim Orionin tähdistössä oleva Hevosenpääsumu himmentää takana olevan emissiosumun. Edellä olleissa sumuissa muodostuu uusia tähtiä.

35 Planetaariset sumut ovat säännöllisen muotoisia, planeetan näköisiä
Planetaariset sumut ovat säännöllisen muotoisia, planeetan näköisiä. Planeetan kanssa niillä ei ole mitään tekemistä, vaan ne muodostuvat Auringon kaltaisen tähden muuttuessa jättiläisvaiheeseen ja puhaltaessa uloimman kerroksensa pois. Lopulta nämä kaasukerrokset tulevat näkyviin kaasukuorena tähden ympärillä. Ne laajenevat km/s nopeudella. Todelliset koot ovat 0,1 valovuoden luokkaa. Tällainen sumu on esim. Lyyran rengassumu, M57.

36 Supernovajäänteet muistuttavat planetaarisia sumuja
Supernovajäänteet muistuttavat planetaarisia sumuja. Ne syntyvät Aurinkoa suuremman tähden räjähtäessä. Niiden spektriviivat ovat erilaisia kuin planetaarisilla sumuilla johtuen suuresta laajenemisnopeudesta. Nopeus voi olla 1000 km/s, kuten Härän tähdistön Rapusumulla, joka räjähti vuonna Kaasun tiheys on hiukkasta/cm3. Keskustähdet ovat suunnattoman kuumia O- spektriluokan valkoisia kääpiöitä, joiden pintalämpötila on Kelviniä. Ne säteilevät pääasiassa UV- säteilyä. Sitä ei pysty näkemään silmin, mutta sumussa oleva kaasu muuttaa säteilyn silmille näkyväksi. Jotkin supernovajäänteet ovat riekaleisia. Tähdestä jäänyt pulsari lähettää ympärilleen ainetta ja säteilyä, joka saa räjähdyspilven kaasut hehkumaan.


Lataa ppt "TÄHDET SYNTY: Tähdet syntyvät tiivistymällä kaasupilvestä. Kaasupilvet ovat pääasiassa vetyä ja heliumia, muita aineita on hyvin vähän. Aluksi pöly."

Samankaltaiset esitykset


Iklan oleh Google