Kaasupilven halkaisija pienenee murto- osaan alkuperäisestä.

Esitys aiheesta: "Kaasupilven halkaisija pienenee murto- osaan alkuperäisestä."— Esityksen transkriptio:

1 Kaasupilven halkaisija pienenee murto- osaan alkuperäisestä.
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. Painovoima kutistaa materiaa kohti keskustaa ja massan kasvaessa vetovoima vetää ainetta yhä kauempaa. Kutistumisen myötä tiheys ja paine kasvavat ja lämpötila alkaa nousta. Kaasupilven halkaisija pienenee murto- osaan alkuperäisestä.

2 Pilvi alkaa säteillä infrapunasäteilyä
Pilvi alkaa säteillä infrapunasäteilyä. 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.

3 Kotkasumu: Pylvään muotoiset viileät kaasukertymät työntyvät läheisiin nuorten tähtien alueeseen.

4 Pölypilarin takaa tuleva säteily saa pilarin loistamaan.

5 LOISTAMINEN: Ydinreaktiot tapahtuvat tähden ytimessä, jossa vety muuttuu heliumiksi.
Reaktion tapahtuessa vapautuu energiaa Einsteinin kaavan E = mc² mukaisesti, missä E on energia, m on massa ja c on valon nopeus. 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 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.

7 Lopuksi tähti romahtaa, Auringon massainen tähti valkoiseksi kääpiöksi, kooltaan ehkä Maan kokoiseksi. 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. Aurinkoa suuremmat, mutta alle kolme kertaa Auringon massaiset tähdet puhaltavat lopuksi ulko-osat avaruuteen planetaariseksi sumuksi. Keskuksesta tulee valkea kääpiö.

8 Kissasilmäsumu: Planetaarinen sumu, joka syntyi, kun tähti työnsi uloimmat kaasukuorensa avaruuteen. Keskelle jäänyt ydin lähettää UV- säteilyä ja saa kaasun loistamaan.

9 Planetaarinen sumu. Auringon kaltainen tähti on puhaltanut ulko- osansa avaruuteen. Keskellä on valkea kääpiö.

10 3- 15 kertaa Auringon massaiset tähdet räjähtävät supernovina
3- 15 kertaa Auringon massaiset tähdet räjähtävät supernovina. Räjähdys johtuu hiilen tai hapen syttymisestä, leimahtamisesta. 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.

11 Yli 15 kertaa Auringon massaiset tähdet polttavat vuorotellen ainetta aina rautaan asti. Ydinreaktioiden päättyessä ytimessä paine pienenee ja ydin luhistuu. Vapautuva energia hajottaa rautaytimet ensin heliumytimiksi. Ne hajoavat edelleen protoneiksi ja neutroneiksi. Myös ulko-osat luhistuvat. Lämpötila kasvaa kerroksissa, joissa on palamatonta polttoainetta. Ydinreaktiot tapahtuvat räjähdysmäisesti. Tähden ulko-osat lentävät avaruuteen supernovana. Keskus luhistuu ja tiivistyy neutronitähdeksi protonien ja elektronien yhtyessä neutroneiksi. Neutronitähden läpimitta on kymmeniä kilometrejä ja tiheys 10^12- 10^15 kg/dm³. 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.

12 Rapusumu: Kiinalaisten vuonna 1054 havaitsema supernova, jonka keskellä on pulsari. Pulsari antaa energiaa ympäröivälle kaasulla ja keskellä kiitäville elektroneille.

13 Jos sisäosien massa on riittävän suuri, tähti voi 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. Ensimmäinen epäilty musta aukko löytyi vuonna Sitä seurattiin 7 vuotta ja löydös varmistui TÄHTI SÄTEILEE, PLANEETAT HEIJASTAVAT TÄHDELTÄ NIIHIN TULEVAA VALOA.

14 TÄHTIEN VÄRI Tähden väri määräytyy tähden lämpötilasta.
Tähdet luokitellaan spetriluokkiin lämpötilan mukaan. O – B – A – F – G – K – M O : Sinisiä, – K B : Sinertävänvalkeita, K A : Valkeita, 9000 K F : Kellanvalkeita, 7000 K G : Keltaisia, 5500 K, Auringon kaltaisia K : Oranssin värisiä, 4000 K M : Punaisia, 3000 K Silmä erottaa parhaiten alhaisemman lämpötilan tähtien värit. Kirkkaimmat tähdet ovat kymmeniä tuhansia kertoja kirkkaampia kuin Aurinko. Suurimmat tähdet ovat halkaisijaltaan satoja kertoja suurempia kuin Aurinko. Kaukaisimmat paljain silmin näkyvät tähdet ovat noin 2000 valovuoden etäisyydellä. Valovuosi on valon vuodessa kulkema matka 9,46 miljardia kilometriä. Auringosta valo tulee Maahan 500 sekunnissa.

15 Valopulssi kulkee räjähtäneen tähden kaasun läpi ja edetessään kaasun loistamaan.

16