Huom! Lisään termejä tälle sivulle aina silloin
tällöin, päivitän vanhoja termejä tarpeen mukaan ja
lisään kuvia, kun ehdin. Siispä olet tervetullut palailemaan
tänne, vaikka olisitkin jo joitakin termejä tarkistanut - jotain
uutta on saattanut ilmaantua. Jos etsimääsi termiä ei
löydy täältä, lähetä sähköpostia ja
kysy sitä minulta suoraan.
Seuraavassa termien selityksiä aakkosjärjestyksessä.
Termien perässä on sulkeissa ko. termin lyhenne, jos sellainen on
olemassa. Lyhenteeksi olen pyrkinyt kirjaamaan vain yleisesti käytetyt
lyhenteet. Kursivoidut sanat selitetään sanan mukaisessa
kohdassa listassa. Kreikkalaiset aakkoset on merkitty [ ]-suluilla (eli esim.
[omega]). Tällä sivulla on käytössä
kansainvälinen desimaalisysteemi (joka nykyäaän
hyväksytään teknisessä ja tieteellisessä
tekstissä suomenkin kielessä) eli desimaalit erotetaan
pisteellä ja tuhannet, miljoonat ja miljardit pilkulla.
-A- -B- -C-
-D- -E- -F-
-G- -H- -I-
-J- -K- -L-
-M- -N- -O-
-P- -Q- -R-
-S- -T- -U-
-V- -W- -X-
-Y- -Z- -Å-
-Ä- -Ö-
-Numerot ja erikoismerkit
Aallonpituus ([lambda])
Peräkkäisten aaltojen huippujen välimatka.
Aste (° tai deg)
Ks. Kulmamitat
Astronominen yksikkö (AU)
Maapallon keskietäisyys auringosta. Pituus noin 149,597,870
kilometriä eli noin 150 miljoonaa km.
AU
Ks. Astronominen yksikkö
CCD-kamera
Kamera, joka käyttää CCD:tä valokuvattavasta kohteesta
tulevan valon keräämiseen ja siirtämiseen digitaalisessa
muodossa tietokoneelle.
CCD: Tähtitieteellisissä laitteissa paljon käytetty
elektroniikkalaite. CCD (charge-coupled device) koostuu puolijohdepiistä;
kun valon fotonit osuvat CCD:iin vapaita elektroneja irtautuu. CCD:iin
tulevan valon jakauman säilyttämiseksi fotonit
kerätään elektodien muodostamaan matriisiin, joka on tehty
CCD:n pinnalle. Jokaisen matriisin pikselin sähkävaraus
siirretään pikselirivien päihin jännitemuutoksilla siten,
että varaus siirtyy kuten liukuhihnalla. Lopulta yksittäisten
pikselien varaus lasketaan ja muunnetaan digitaaliseen muotoon, joka voidaan
lähettää tietokoneelle tai kuvaputkelle. (Mitton, 1993,
Dictionary of Astronomy, London: Penguin Books)
Ekstinktio
Valon intensiteetin väheneminen sen kulkiessa absorboivan tai hajottavan
väliaineen läpi (esim. planeetan kaasukehän tai tähtien
tai galaksien välisen pölyn tai kaasun).
Etäisyydenmittausmenetelmät
Ks.
erillinen sivu.
Fotoni
Sähkömagneettisen säteilyn kvantti.
Sähkömagneettisella säteilyllä on sekä aalto-
että hiukkasluonne ja fotonia voidaan kuvata erilliseksi aaltopaketiksi.
Fotonin energia riippuu säteilyn aallonpituudesta, [lambda],
kaavan E = h*c/[lambda] = h*[nyy], missä h on Plankin vakio, c on
valon nopeus ja [nyy] on taajuus.
Galaksi
Tulossa...
Jättiläistähti
Tähti laajasta valikoimasta tähtiä, joiden luminositeetit ovat
10 - 1000 -kertaiset Aurinkoon verrattuna ja säteet tyypillisesti 10 -
100 -kertaiset Aurinkoon verrattuna. Tähdestä tulee
jättiläistähti, kun sen ytimen fuusioreaktioiden vaatima vety
loppuu ja sopeutuminen uuteen energiatasapainoon laajentaa voimakkaasti
tähden ulompia kerroksia. Pintalämpötila putoaa, mutta
kokonaiskirkkaus kasvaa pinta-alan suuren kasvun vuoksi. (Mitton, 1993,
Dictionary of Astronomy, London: Penguin Books)
Kaariminuutti (')
Ks. Kulmamitat
Kaarisekunti ('')
Ks. Kulmamitat
Kefeidi
Sykkivä, muuttuvakirkkauksinen tähtityyppi, joka on saanut
nimensä tyypin ensimmäiseksi löydetyltä
tähdeltä, Delta Cephei'ltä, jonka magnitudi muuttuu
välillä 3.6 ja 4.3 jaksonaan 5.4 päivää.
Kefeideillä on epästabiili rakenne, joka saa ne paisumaan ja
kutistumaan. Niiden koko saattaa muuttua peräti 10% jakson aikana ja
myös niiden lämpötila muuttuu. Paineen kasvaessa tähden
sisällä se laajenee, kunnes paine purkautuu. Sitten tähti
kutistuu ja jakso alkaa alusta uudelleen. Kefeidit ovat keltaisia
jättiläistähtiä, jotka säteilevät 10,000
kertaa enemmän energiaa kuin Aurinko, joten ne voi nähdä
hyvinkin kauas. Niiden jakso (tyypillisesti 3 - 50 päivää) ja
keskimääräinen näennäinen kirkkaus riippuvat
toisistaan siten, että mitä kirkkaampi tähti on sitä
pidempi sen jakso. Tätä kutsutaan periodi-luminositeetti
-relaatioksi. Relaation merkitys on se, että sen avulla kefeidejä
voidaan käyttää etäisyysmittauksissa (ks.
etäisyysmittausmenetelmät). Kefeidejä on havaittu kahta
eri luokkaa: klassisia kefeidejä ja populaation II kefeidejä. Niiden
periodi-luminositeetti -relaatio eroaa toisistaan: tietyllä jaksonajalla
klassiset kefeidit ovat noin kaksi magnitudia kirkkaampia kuin
populaation II kefeidit. Tämä on seurausta niiden massan ja
kemiallisen koostumuksen eroavuuksista. On
välttämätöntä selvittää kumpaan luokkaan
kefeidi kuuluu ennen kuin sen etäisyys voidaan laskea. Tämä
voidaan tehdä määrittämällä tähden
metallipitoisuus sen spektristä. (Mitton, 1993, Dictionary of
Astronomy, London: Penguin Books)
Koordinaatistot tähtitieteessä
Tulossa...
Kulmamitat
Kulmien mittaamiseen käytetään joko aste- tai
radiaanisysteemiä. Radiaanisysteemin perusyksikkö on radiaani (rad),
jonka suuruus on 1 / (2 * Pii) täydestä ympyrästä eli
asteina noin 57.296 (Pii = 3.141592 jne.). Aste (°) puolestaan on 1 / 360
täydestä ympyrästä. Aste jaetaan kuudeskymmenesosiin,
joita nimitetään kaariminuuteiksi (') ja kaariminuutit edelleen
kaarisekunneiksi (''), joita menee 60 yhteen kaariminuuttiin (ja siten 3600
asteeseen). Harrastajatähtitieteilijöiden
nyrkkisäännön mukaan kulmia voi taivaalla arvioida
pitämällä kättään nyrkissä käsivarsi
ojennettuna suoraksi eteenpäin--tällöin nyrkki
näyttää noin 7 tai 8 astetta leveältä.
Magnitudi (mag)
Tähden tai muun tähtitieteellisen kohteen kirkkaus ja sen
yksikkö. Magnitudiluokituksessa pienimmät arvot tarkoittavat
suurinta kirkkautta. Viiden magnitudin ero kirkkaudessa tarkoittaa
kirkkaussuhdetta 100:1. Siten, jos kahden tähden kirkkaus eroaa
yhdellä magnitudilla on niiden kirkkauksien suhde 100:n viides juuri eli
2.512. Maasta havaittujen tähtien kirkkaus (näennäinen
magnitudi) riippuu täden varsinaisesta kirkkaudesta, sen
etäisyydestä meistä ja sen ekstinktiosta. Absoluuttinen
magnitudi kuvaa arvoa, jonka tähden varsinainen kirkkaus saisi, jos sen
mittaisi kymmenen parsekin etäisyydellä tähdestä.
Paikallinen galaksiryhmä (LG)
Ks.
erillinen sivu.
Parsek (pc)
Ammattitähtitieteilijöiden käyttämä
pituusyksikkö, joka määritellään etäisyydeksi,
jolta maapallon etäisyys auringosta (1 AU) näkyisi yhden
kaarisekunnin suuruisessa kulmassa. Parsek on noin 31000 miljardia
kilometriä eli 3.2616 valovuotta eli 206,265 AU.
Plankin vakio (h)
Fotonin energian ja sen taajuuden suhde,
h = 6.626076 * 10-34 Js.
Polarisaatio
Sähkömagneettinen säteily on poikittaista aaltoliikettä,
jossa sähkökenttä ja magneettikenttä
värähtelevät toisiaan ja säteilyn etenemissuuntaa vastaan.
Tavallisessa valossa on yhtä paljon kuhunkin suuntaan
värähteleviä sähkökenttiä. Jos
sähkökentät eivät jakaudu tasaisesti etenemissuuntaa
vastaan kohtisuorassa tasossa, säteily on polarisoitunutta. Säteily
voidaan yleisesti esittää polarisoitumattoman ja polarisoituneen
komponentin summana. Polarisoituneen intensiteetin suhde
kokonaisintensiteettiin on polarisaatioaste. Säteilyn etenemissuuntaa
vastaan kohtisuorassa tasossa polarisoituneen säteilyn
sähkövektori piirtää yleisessä tapauksessa ellipsin.
Jos ellipsi redusoituu janaksi, säteily on lineaarisesti polarisoitunutta
ja polarisaatiosuunta on tämän janan suunta. Jos
sähkökenttävektori piirtää ympyrää,
säteily on ympyräpolarisoitunutta vasen- tai oikeakätisesti
riippuen kenttävektorin kiertosuunnsta. (Karttunen et al., 1995,
Tähtitieteen perusteet, Helsinki: Ursa)
Spektri
Sähkömagneettisen säteilyn hajaantuminen siten, että eri
aallonpituudet hajaantuvat eri suuntiin. Tutuin esimerkki spektristä on
sateenkaari, joka syntyy auringonvalon taittuessa sadepisaroista, jotka
toimivat prisman tavoin. Näkyvän valon eri värien lisäksi
sähkömagneettisen säteilyn spektrissä on muitakin
komponentteja, jotka on lueteltu seuraavassa suurimmasta aallonpituudesta
pienimpään: radiosäteily, mikroaaltosäteily,
infrapunasäteily, näkyvä valo, ultraviolettisäteily,
röntgensäteily ja gammasäteily. (Mitton, 1993, Dictionary of
Astronomy, London: Penguin Books)
Spektriluokat
Tulossa...
Supergalaktinen taso
Tulossa...
Valon nopeus (c)
299,792,458 metriä sekunnissa eli noin 300,000 km/s.
Valovuosi (ly)
Valovuosi on matka, jonka valo kulkee vuodessa. Valon nopeus on noin 300,000
kilometriä sekunnissa, joten vuoden aikana matkaa kertyy kaikkiaan noin
9500 miljardia kilometriä. Tämän matkan kulkemiseksi
pitäisi kiertää maapallo 236 miljoonaa kertaa
päiväntasaajaa pitkin.
Created by Rami T. F. Rekola