tähdet

Elämälle tärkeää happea oli jo 500 miljoonan vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa

Ke, 05/16/2018 - 18:46 Markus Hotakainen

Happi on tuntemamme elämän kannalta keskeinen alkuaine. Se on syntynyt tähtien sisuksissa jylläävissä fuusioreaktioissa – uuden tutkimuksen mukaan jo maailmankaikkeuden vauvaiästä alkaen.

Vetyä, heliumia ja litiumia lukuun ottamatta kaikki universumin alkuaineet – myös elämän kannalta keskeiset hiili, happi ja typpi – ovat tulosta tähtien ydinfuusiosta. Ikääntyvien tähtien räjähtäessä alkuaineet leviävät avaruuteen ja niiden määrä kasvaa tähtisukupolvesta toiseen.

ALMA-teleskoopilla (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) tehtyjen havaintojen perusteella happea on esiintynyt maailmankaikkeudessa jo 13,28 miljardia vuotta sitten eli vain 500 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Universumin ikä oli tuolloin ainoastaan neljä prosenttia nykyisestä.

Jotta nuoreen galaksiin, joka tunnetaan luettelotunnuksella MACS1149-JD1, olisi ennättänyt kertyä havaittava määrä happea, sen tähtien on täytynyt syttyä loistamaan jo paljon aikaisemmin, vain 250 miljoonan vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa.

"Oli jännittävää nähdä kaikkein kaukaisimman hapen signaali", kertoo tutkimusta johtanut Takuya Hashimoto Osaka Sangyo -yliopistosta.

"Äärimmäisen kaukainen ja äärimmäisen nuori galaksi osoittaa hämmästyttävää kemiallista kypsyyttä", ihmettelee puolestaan Wei Zheng, jonka johdolla määritettiin galaksin etäisyys Hubble-avaruusteleskoopin avulla.

Supernovaräjähdysten seurauksena tähtienväliseen avaruuteen levinnyt happi kuumeni ja ionisoitui massiivisten tähtien voimakkaassa säteilyssä, ja alkoi hohtaa infrapunasäteilyn aallonpituuksilla.

Yli 13 miljardissa vuodessa maailmankaikkeuden laajeneminen on venyttänyt hapen lähettämän säteilyn aallonpituutta niin paljon, että nykyisin se on havaittavissa ALMA-teleskoopin rekisteröimällä millimetrialueella.

Itse asiassa hapen ja sitä sisältävän nuoren galaksin etäisyys määritettiin nimenomaan aallonpituudessa tapahtuneen muutoksen perusteella. Havainto varmistettiin Euroopan eteläisen observatorion VLT-teleskoopilla ja lisätietoa galaksista saatiin infrapuna-alueella toimivalla Spitzer-avaruusteleskoopilla.

Sen lisäksi, että happea ei ole koskaan aiemmin havaittu näin etäältä, MACS1149-JD1 on myös kaukaisin galaksi, jonka etäisyys on onnistuttu määrittämään tarkasti.

Tutkijat arvelevat, että galaksin tähdet syntyivät 250 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Niiden voimakas säteily ja tähtituuli puhalsivat ylijääneen kaasun galaksista ulos, jolloin uusia tähtiä ei syntynyt pitkiin aikoihin.

Vasta noin 250 miljoonaa vuotta myöhemmin galaksiin oli kertynyt riittävästi kaasua uutta tähtisukupolvea varten. Uusien tähtien säteily puolestaan ionisoi edellisen sukupolven tuottaman hapen.

"Nyt tehdyn löydön ansiosta olemme päässeet tarkastelemaan tähtien kehityshistorian varhaisinta vaihetta", Hashimoto toteaa.

Tutkimuksesta kerrottiin NRAOn (National Radio Astronomy Observatory) uutissivulla ja se on julkaistu Nature-tiedelehdessä (maksullinen).

Kuvat: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) / NASA/ESA Hubble Space Telescope / W. Zheng (JHU) / M. Postman (STScI) / the CLASH Team / Hashimoto et al. [otsikkokuva]; NRAO/AUI/NSF / S. Dagnello [taiteilijan näkemys]

Galaksien syntyä simuloitiin virtuaaliuniversumissa yhteensä lähes 4 000 vuoden ajan

Ke, 03/21/2018 - 11:51 Markus Hotakainen

Galaksien ja galaksijoukkojen synty on oleellinen koko maailmankaikkeuden kehityksen kannalta. Se on kuitenkin prosessina niin hidas, että suorien havaintojen tekeminen on turhauttavaa. Apu löytyy simulaatioista.

Galaksien varhaisvaiheiden simulointikaan ei ole yksinkertaista, sillä yhdessä ainoassa galaksissa voi olla satoja miljardeja tähtiä, kaasusta ja pölystä puhumattakaan. Ja mitä suurempaa avaruuden aluetta mallinnetaan, sitä enemmän siinä on yksittäisiä galakseja.

Tähän saakka massiivisin simulaatio tehtiin vuonna 2015. Nyt tuota "Illustris"-mallia on laajennettu ja uuden sukupolven simulaatiolle on annettu nimeksi "Illustris, The Next Generation".

Sekä tarkkuutta että tilavuutta on kasvatettu siten, että kolmesta uudesta mallista laajimmassa on laskentapisteitä 30 miljardia ja tarkasteltava avaruuden alue on yhdeltä kantiltaan melkein miljardi valovuotta.

Simuloidussa kuvassa kaasun lämpötilaa on kuvattu eri väreillä ja painetta kirkkauden vaihteluilla. Punainen väri suurten galaksijoukkojen keskusalueilla tarkoittaa 10 miljoonaa kelviniä. Kirkkaimmat rakenteet puolestaan kuvaavat galaksienvälistä kaasua, joka puristuu kasaan kosmisten onkaloiden ja säikeiden raja-alueilla.

Hankkeessa on ollut mukana useita yliopistoja ja tutkimuslaitoksia, ja varsinainen laskenta on tehty Stuttgartissa yhdessä Gauss-superlaskentakeskuksen kolmesta laitoksesta. Tutkijaryhmällä oli käytössä kaikkiaan 24 000 laskentaydintä, joilla tietokoneaikaa kertyi yhteensä 35 miljoonaa tuntia. Nyt julkaistun simulaation pyörittäminen aloitettiin jo kaksi vuotta sitten maaliskuussa 2016.

Galaksien synnyn simulointi ei ole pelkkää teoreettista numeroiden murskaamista, vaan se perustuu myös havaintoihin. Tietokoneeseen on syötettävä alkuehdot ja -arvot sekä esimerkiksi tähtien syntyä ja supermassiivisten mustien aukkojen kasvua kuvaavat algoritmit.

Simulaation mutkikkuutta lisää se, että siinä on otettu huomioon entistä tarkemmin myös galaktisten magneettikenttien vaikutus. Hanketta johtaneen Volker Springelin mukaan magneettikentät ovat mukana syntyprosessissa monella tavalla.

"Kosmiseen kaasuun kohdistuva magneettinen paine voi toisinaan olla yhtä suuri kuin lämpötilan aiheuttama terminen paine. Jos sen jättää huomiotta, siitä aiheutuvat ilmiöt jäävät pimentoon eivätkä tulokset ole luotettavia."

Uuden simulaation avulla saatiin tietoa myös mustien aukkojen fysiikasta. Havaintojen perusteella supermassiiviset mustat aukot sinkoavat kuumaa kaasua suurella nopeudella ympäröivään avaruuteen ja ulos galakseista.

Ilmiön on arveltu voivan "sammuttaa" tähtien synnyn kokonaan, jolloin suurimmat galaksit eivät voi kehittyä tiettyä rajaa kookkaammiksi.

Jo aiemman Illustris-simulaation perusteella näytti siltä, että mustien aukkojen ainesuihkut eivät pysty lopettamaan uusien tähtien syntyprosessia kokonaan. Kun laajennettua mallia muutettiin siltä osin hieman, saatiin teoria ja havainnot vastaamaan paremmin toisiaan.

Ennätyksellisestä simulaatiosta kerrottiin Gauss-superlaskentakeskuksen uutissivuilla ja tutkimus on ilmestynyt Monthly Notices of the Royal Astronomical Society -tiedejulkaisussa.

Kuvat: Illustris Team

Kosmisia karkotuspäätöksiä galaktisessa mitassa – Linnunrata lemppaa tähtiä ulos

Ti, 02/27/2018 - 10:04 Markus Hotakainen

Robert Heinlein julkaisi vuonna 1966 tieteisromaanin The Moon Is a Harsh Mistress, joka sittemmin suomennettiin nimellä Kuu on julma. Eipä ole Linnunratakaan erityisen lempeä.

Kotigalaksimme kierteistä kiekkoa ympäröi pallomainen halo, jossa on harvakseltaan tähtiä, kaasua ja pölyä. Max Planckin tähtitiedeinstituutin tutkijat ovat nyt selvittäneet, missä halosta löytyvät tähdet – tai ainakin jotkut niistä – ovat syntyneet.

Halon tähdet muodostavat ryppäitä, jotka kiertävät Linnunradan keskusta. Ne eivät ole kuitenkaan syntyneet siellä, missä ne nykyisin majailevat, vaan galaksin kiekossa. Sittemmin ne ovat saaneet häädön syntysijoiltaan.

Aiemmin arveltiin, että tähtiryhmittymät olisivat jäänteitä pienemmistä seuralaisgalakseista, jotka ovat sulautuneet Linnunrataan. Ilmeisesti tähdet ovat kuitenkin lähtöisin Linnunradasta, mutta kääpiögalakseilla on silti oma roolinsa näytelmässä.

"Kun massiivinen kääpiögalaksi kulkee galaksimme kiekon läpi, se tuuppaa tällaiset ryhmittymät pois Linnunradan tasosta. Ohikulku saa aikaan värähtelyitä, aaltoja, jotka sinkoavat tähtiä joko tason ylä- tai alapuolelle riippuen siitä, mihin suuntaan häiriöitä aiheuttava massa liikkuu", selventää tutkimuksessa mukana ollut Judy Cohen.

Värähtelyiden olemassaolo on ennustettu jo vuosikymmeniä sitten, mutta nyt niistä saatiin toistaiseksi vankin todiste. Oskillaatiot saavat Linnunradan "soimaan" ja samaan tapaan kuin maapallon tapauksessa, kotigalaksimme läpi kulkevista aalloista voidaan tehdä "galaktisen seismologian" keinoin päätelmiä sen rakenteesta.

Maria Bergemannin johtama ryhmä sai nyt ensimmäisen kerran määritettyä yksityiskohtaisesti halotähtien kemiallisen koostumuksen. Linnunradan kiekossa, halossa ja pallomaisissa tähtijoukoissa sekä lähiympäristön kääpiögalakseissa tähtien koostumus on hyvin erilainen.

Tutkijat tarkastelivat 14 tähteä kahdessa eri ryhmittymässä, joilla on nimet Triangulum-Andromeda (Tri-And) ja A13. Ne ovat vastakkaisilla puolilla Linnunrataa noin 14 000 valovuoden etäisyydellä kiekon tasosta.

Tutkijoiden verratessa kahden ryhmittymän kemiallista koostumusta paitsi toisiinsa myös Linnunradan kiekon tähtiin ne osoittautuivat lähes samanlaisiksi. Niinpä halosta löytyneiden tähtien täytyy olla peräisin Linnunradan kiekosta.

Toistaiseksi ei tiedetä, milloin kaukaiset tähdet joutuivat häädetyiksi Linnunradasta. Tutkijoiden tavoitteena on seuraavaksi määrittää näihin kahteen ryhmään kuuluvien tähtien massat ja iät, jolloin saataisiin tietoa myös ajankohdasta, jolloin Linnunrata heitti tähdet kylmästi pihalle.

Tutkimuksesta kerrottiin Keck-observatorion uutissivuilla ja se on julkaistu Nature-tiedelehdessä (maksullinen).

Kuva: T. Mueller/C. Lporte/NASA/JPL-CALTECH

Magneettikenttä paljastaa – musta aukko vispaa Linnunradan keskuksen kaasua ja pölyä

Ke, 02/21/2018 - 17:25 Markus Hotakainen

Kanarian saarilla voi tehdä muutakin kuin loikoilla ja ottaa aurinkoa. Siellä onnistuu esimerkiksi Linnunradan keskusalueiden tutkimus ennätyksellisen tarkasti.

Oxfordin yliopiston professorin Pat Rochen johdolla on laadittu huippuluokan "kartta" kotigalaksimme keskuksessa piileskelevän mustan aukon lähiympäristössä kieppuvista kaasu- ja pölypilvistä sekä tähdistä.

Linnunradan keskusalueilla tähtien on todettu kiitävän jopa 30 miljoonan kilometrin tuntinopeudella, mistä on pystytty laskemaan mustan aukon massan olevan yli miljoonakertainen Aurinkoon verrattuna.

Kartoitukseen käytettiin La Palman saarella sijaitsevaa 10,4-metristä GTC-kaukoputkea (Gran Telescopio Canarias) ja siihen kytkettyä CanariCam-infrapunakameraa. Sen toiminta-alue on 7,5–25 mikronin aallonpituuksilla ja sillä pystytään tutkimaan myös magneettikenttien ominaisuuksia säteilyn polarisaation perusteella.

Näkyvän valon alueella Linnunradan keskuksen tutkimus ei onnistu laisinkaan, sillä se on Maasta katsottuna tiheiden tähtienvälisten kaasu- ja pölypilvien takana. Infrapuna-alueella, samoin kuin radio- ja röntgenalueilla, havainnot kuitenkin onnistuvat.

Uusi infrapuna-alueen kartta kattaa alueen, joka ulottuu joka suunnassa noin valovuoden etäisyydelle mustasta aukosta. Kuvassa erottuvat siveltimenvetoja muistuttavat juovat syntyvät magneettikenttien myötäisesti liikkuvien lämpimien pölyhiukkasten ja kuuman kaasun säteilystä.

Valovuosien mittaiset säikeet kiertävät mustaa aukkoa, mikä kertoo kaasun ja pölyn liikkeistä sen lähiympäristössä. Magneettikenttä näyttää yhdistävän myös alueella olevia tähtiä.

Kentän voimakkuudesta on osoituksena se, että kaasun ja pölyn muodostamat säikeet säilyttävät muotonsa, vaikka niihin puhaltaa kaiken aikaa voimakas tähtituuli. Tosin osa aineesta päätyy ennen pitkää mustan aukon syövereihin.

Toistaiseksi ei tiedetä, mistä Linnunradan keskusalueen magneettikenttä saa alkunsa, mutta todennäköisesti sen ominaisuuksiin vaikuttaa vahvasti supermassiivinen musta aukko. Kun kenttä on kytkeytynyt kaasuun ja pölyyn sekä tähtiin, ja kaikkien niiden liikkeeseen vaikuttaa valtaisa gravitaatio, mustalla aukolla on oma osuutensa myös magneettikentän muotoutumisessa.

Kartoituksesta kerrottiin Royal Astronomical Societyn uutissivulla ja tutkimus on ilmestynyt Monthly Notices of the Royal Astronomical Society -tiedejulkaisussa.

Kuva: E. Lopez-Rodriguez/NASA Ames/University of Texas at San Antonio. 

Linnunrata on riistänyt tähtiä naapurigalaksilta

To, 01/12/2017 - 11:37 Jari Mäkinen

Oman galaksimme 11 kaukaisinta tähteä ovat kummallisia: selitys on todennäköisesti se, että ne ovat riistäytyneet mukaamme naapurigalaksista.

Nämä 11 kaukainta tähteä ovat noin 300 000 valovuoden päässä Maasta, selvästi litteän spiraalimaisen Linnunradan ulkopuolella.

Tuoreessa The Astrophysical Journal -lehdessä olleen julkaisun mukaan ne ovatkin osa pitkää tähtien rimpsua, joka on noin kymmenen kertaa oman galaksimme halkaisijan pituinen, ja johtaa lähes suoraan sylttytehtaalle: Linnunrataa kiertävään Jousimiehen kääpiögalaksiin.

Vasta vuonna 1994 löydetty Jousimiehen kääpiögalaksi on yksi noin kymmenestä Linnunrataa hitaasti kiertävästä minigalaksista, jotka ovat aikanaan kulkeneet useita kertoja hyvin läheltä meitä. Jokaisella ohituskerralla Linnunradan ja kääpiögalaksi tähdet lentelevät painovoimakenttien ohjaamana kauniissa kaarissa ja galaksit sekoittuvat osittain.

Se, että meillä on siis "yhteisiä" tähtiä, ei ole yllätys, mutta niiden yksilöiminen on kiinnostavaa.

Tähtirimpsua ei ole havaittu, mutta se on mallinnettu. Tämän simulaation perusteella tiedossa olevat 11 tähteä ovat juuri siellä, missä niiden pitäisi esitetyn teorian mukaan olla.

Mallinnuksen tekivät Harvardin yliopiston tutkijat Marion Dierickx ja Avi Loeb. Tietokoneen annettiin laskea tapahtumia viimeisen kahdeksan miljardin vuoden ajalta ja tulos on tällainen:

Simulointi ei ole aivan yksinkertaista, koska kaikkia alkuarvoja ei tiedetä. Siksi kaksikko teki laskelmansa eri arvoilla, joista he löysivät parhaiten nykyisiä havaintoja vastaavat.

Etenkin simulaation alussa Linnunradan ja kääpiögalaksin nopeus ja kohtaussuunta ovat olennaisia.

Toinen tärkeä, mutta epävarma arvo on Jousimiehen kääpiögalaksin massa simulaation alussa. Tässä on käytetty arvoa 10 miljardia Auringon massaa, eli noin prosentin verran Linnunradan massasta.

Ajan kuluessa kääpiögalaksi on menettänyt joka kolmanneksen tähdistään – siis näkyvästä aineesta – ja jopa 90 % pimeästä aineestaan. 

Simulaatiossa näkyy myös hyvin se, että tuloksena törmäyksistä on kolme selvää tähtijonoa, joihin kuuluvia tähtiä voidaan nyt alkaa etsiä. Käynnissä on useita taivaan kartoitushankkeita, joiden tuloksena saadaan nykyistä parempia ja himmeämpiä kohteita sisältäviä karttoja, joista saatetaan löytää enemmän kuin nämä tiedossa olevat 11 intergalaktista seikkailijaa.

Ikivanhat tähdet kertovat nuoresta kosmoksesta

Pe, 05/29/2015 - 08:19 Markus Hotakainen

Kun maailmankaikkeus syntyi noin 13,8 miljardia vuotta sitten, se oli pelkkää kuumaa hiukkaspuuroa. Avaruuden laajeneminen alkuräjähdyksen jäljiltä sai lämpötilan laskemaan ja kosmokseen laskeutui pimeys.

Valot saatiin uudestaan päälle vasta kun maailmankaikkeudella oli ikää "jo" 400 miljoonaa vuotta eli alle kolme prosenttia nykyisestä. Silloin syttyivät ensimmäiset tähdet. 

Tähtien rakennusmateriaaliksi oli tarjolla vain vetyä ja heliumia sekä vähäisiä määriä litiumia. Tähtitieteilijät ovat olleet siinä käsityksessä, että näin ankeasta alkuainevalikoimasta muodostuneet tähdet olisivat olleet hyvin suuria ja massiivisia, ja loistaneet hyvin kirkkaasti.

Tuoreen tutkimuksen mukaan näin ei kuitenkaan välttämättä ollut. Tähtitieteilijät ovat nyt löytäneet kolme "kosmista metusalemia", ikivanhaa tähteä, joilla on ikää noin 13 miljardia vuotta. Ne kuuluisivat siten maailmankaikkeuden ensimmäisiin tähtisukupolviin.

Jotta tähtikolmikko voisi olla yhä olemassa, ne eivät voi olla kovin massiivisia. Mitä suurempi tähti, sitä kiivaammin se kuluttaa ydinpolttoaineensa, ja räjähtää elämänsä ehtoolla supernovana. Ensimmäisten tähtien on ajateltu olleen niin suuria, että niiden elinkaarella olisi ollut mittaa ehkä vain joitakin miljoonia vuosia.

Tähtien sisuksissa vedystä ja heliumista oli fuusioitunut raskaampia alkuaineita ja supernovaräjähdykset levittivät niitä ympäröivään avaruuteen uusien tähtien raaka-aineeksi. Seuraavat tähtisukupolvet olivat selvästi rikkaampia ja niissä oli vedyn, heliumin ja litiumin lisäksi myös raskaampia alkuaineita, kaikkia niitä, joista myös elämä sittemmin kehittyi.

Nyt löytyneissä "ikitähdissä" alkuainekoostumus on hyvin köyhä. Tutkijoiden yllätykseksi niissä on kuitenkin yllättävä määrä hiiltä. Ja juuri siinä saattaa olla avain tähtien pieneen kokoon ja pitkäikäisyyteen.

Tähdistä tehtyjen havaintojen ja niiden kaasukehien koostumusta mallintavien tietokonesimulaatioiden perusteella on päätelty, että hiili toimi hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa jäähdytysaineena. Avaruuden kaasupilvien lämpötila oli aiemmin arveltua alhaisempi, jolloin niistä saattoi tiivistyä oletettua pienempiä ja pidempään loistavia tähtiä.

Ne muodostivat ehkä kokonaan uuden tähtien luokan varhaisessa maailmankaikkeudessa. Kun ihkaensimmäiset, hyvin suuret tähdet räjähtivät jo muutamassa miljoonassa vuodessa, niiden sisuksissa muodostunut hiili ehti mukaan kevyempien tähtien syntyprosessiin ja teki mahdolliseksi niiden muodostumisen. 

Laskelmien mukaan näiden pienempienkin tähtien olisi pitänyt olla vähintään kymmenen kertaa massiivisempia kuin tutkimuksen kohteena ollut kolmikko. Tutkijat arvelevatkin, että hiilen ohella lämpötilaa laski pöly, jota tuolloin jo esiintyi avaruuden kaasupilvissä.  

Vielä suurempi arvoitus on kuitenkin kolmen tähtinestorin litiumin määrä: sitä ei ole ollenkaan. Seuraavaksi tutkijoiden tavoitteena on selvittää, miten se on mahdollista, vaikka litiumia oli maailmankaikkeudessa jo ennen ensimmäistenkään tähtien syntyä.

Tutkimus on julkaistu Astronomy & Astrophysics -lehdessä (maksullinen) ja siitä kerrottiin Heidelbergin yliopiston uutissivuilla.

Kuva: NASA/WMAP Science Team​

Tähtiä tulee ja menee

Ke, 02/18/2015 - 04:14 Jarmo Korteniemi
Kuva: ESO

Kerroimme aiemmassa jutussamme kuinka Scholzin tähti ohitti 70 000 vuotta sitten Auringon vain 0,8 valovuoden etäisyydeltä.

Tulevaisuudessa tähtien ohituksia on luvassa lisää. Ja paljon lähempää.

Kosmisen hiuksen verran ohi

Coryn Bailer-Jones on laskenut tähtien liikkeitä Astronomy & Astrophysics -lehden artikkelissaan.

Bailer-Jonesin mukaan parin tulevan lähiohituksen aikana tähdet viilettävät suoraan Oortin pilven läpi. Se on Auringon uloin vaikutusalue, joka ulottuu muutamasta tuhannesta tähtitieteellisestä yksiköstä (AU eli Maan ja Auringon keskietäisyys) yli 50 000 AU:n päähän. Eli vähintäänkin niille main, mistä Scholzin tähti taannoin kulki.

Lähiohitusten kaikkien aikojen ennätys - tunnettujen tähtien osalta siis - tehdään muutaman sadantuhannen vuoden kuluttua. Silloin HIP 85605 -tunnuksen saanut tähti kulkee lähempää kuin yksikään toinen tähti tunnetussa historiassa tai tulevaisuudessa. Lähin etäisyys saattaa jäädä vain 0,13 valovuoteen, eli vaivaiseen 8 000 AU:öön. Seuraavaksi lähin tähtivierailu tapahtuu miljoona vuotta tuon jälkeen, kun Gliese 710 käy vain 0,33 valovuoden päässä.

Kummatkin tähdet ovat pieniä kääpiötähtiä, eikä niiden ratoja tunneta tarkasti. Etenkin lähin ohitus voi hyvinkin perustua virhearvioihin. Vaikka tähdet kulkisivatkin yllä kerrottua kauempaa, ne käyvät kuitenkin erittäin lähellä.

Suurempien tähtien ohitukset on helpompi laskea. Alfa Centaurin kolmoistähtijärjestelmä lähestyy meitä vielä 30 000 vuoden ajan. Sen ohitus tapahtuu vajaan kolmen valovuoden etäisyydeltä. Koko järjestelmän massa vastaa noin kahta Aurinkoa.

Entä sitten?

Tähtien lähiohitukset voivat olla ongelmallisia. Oortin pilven läpi kulkeva tähti voi muuttaa ainakin muutamien Aurinkoa kiertävien kappaleiden ratoja, ainakin vähän. Osa sinkoutuu lähemmäs Aurinkoa, osa taas poistuu pysyvästi Aurinkokunnasta.

Oortin pilvestä tehdyt mallit kertovat, että alueella kiertää jopa tuhansia miljardeja kappaleita, joiden läpimitta on vähintään kilometrin. Suurimmat lienevät kymmeniä tai satoja kertoja isompia. Arvioita parempaan ei pystytä, sillä nykyiset teleskoopit eivät yksinkertaisesti ole riittävän tehokkaita havaitakseen Aurinkoa kiertäviä pienkappaleita tuollaisilta etäisyyksiltä. (Tunnetut kaukaiset kappaleet huomataan yleensä ratansa Aurinkoa lähimmissä pisteissä. Loppurata lasketaan. Pisimmällä käyvä tunnettu kappale sijaitseekin nyt vain runsaan 20 AU:n päässä Auringosta: 2005 VX3 on hyvin elliptisellä radalla kulkeva komeetta, joka käy noin 3 000 AU:n päässä. Sen yksi kierros kestää arviolta 60 000 vuotta.)

Mainittujen kääpiötähtien massat ovat vain joitain prosentteja Auringosta. Niiden vaikutukset Oortin pilvessä jäänevätkin varsin huomaamattomiksi. Alfa Centaurin tähdet taas eivät kulje Oortin pilven läpi, eikä niidenkään painovoimavaikutus montaa pienkappaleita heilauta. Suurempiakin häiriötekijöitä on nähty.

Keltainen jättiläistähti gamma Microscopii oli eri luokkaa. Sen läpimitta on kymmenen kertaa suurempi kuin Auringon, ja massa 2,5 Aurinkoa. Tämä raskaahko tähti kulki 3,8 miljoonaa vuotta sitten ehkä vain valovuoden päästä meistä, ja luultavasti onnistui sekoittamaan Aurinkokunnan ulko-osia edes jonkin verran.

Ainakin esi-isämme, jo tuossa vaiheessa kahdella jalalla kulkeneet etelänapinat, näkivät sen taivaalla hieman Venusta kirkkaampana pisteenä vuosituhansien ajan.

Nykyisin näkemämme komeetat (ja osa törmäyskraattereista) saattavat olla gamma Microscopiin lähiohituksen aikaansaannoksia. Tai yhtä hyvin jonkin jonkin aiemman lähitähden. Varmasti emme kuitenkaan voi tietää. Emme ainakaan ennen kuin erotamme miten paljon tavaraa Oortin pilvessä todella lymyää. Tai ennen kuin pystymme laskemaan tähtien radat monin verroin nykyistä tarkemmin.

Päivitys 18.2. n. klo 13: Tarkennettu "ennätystä" tarkoittamaan vain tunnettujen tähtien lähiohituksia. Aurinko on historiansa aikana kulkenut nykyistä tiheämminkin 'tähditettyjen' alueiden läpi, joten lähempiäkin ohituksia on todennäköisesti tapahtunut. Sellaisista ei kuitenkaan ole muuta kuin simulaatioihin perustuvia tilastollisia arvioita.


Alla taulukko lähiohituksista. Muista myös muut jutut lähitähdistä: • (1) Proxima Centaurilla on kiertolainen?(2) Millainen Proxima Centauri on?(3) Tähti käväisi lähempänä kuin Proxima(4) Monet tähdet tekevät lähiohituksia

Tulevat ohitukset:
Tähti              vuosiluku               etäisyys
Hip 85605           n. 240 000-470 000 jaa. 0,13-0,65 vv = 8 200-41 000 AU
Gliese 710          n. 1 300 000 jaa.       0,33-1,44 vv = 21 000-91 000 AU
Proxima Centauri       n. 29 400 jaa.       2,90 vv = 183 000 AU
Alfa Centauri A+B      n. 30 400 jaa.       2,97 vv = 184 000 AU

Menneet ohitukset:
Tähti               vuosiluku               etäisyys
Scholzin tähti          n. 70 000 eaa.      0,59-1,17 vv = 37 000-74 000 AU
gamma Microscopii   n. 3 800 000 eaa.       1,14-4,37 vv = 72 000-273 000 AU

jaa. = jälkeen ajanlaskun alun ; eaa. = ennen ajanlaskun alkua ; vv = valovuosi ; AU = astronominen yksikkö eli 149 597 871 km

”Tuiki, tuiki tähtönen…”

Ma, 12/23/2013 - 10:23 Markus Hotakainen
Tähtitaivasta

Joulun aikaan ehtii hyvin tähyillä tähtitaivaalle – jos vain pilvet suvaitsevat väistyä edes hetkeksi. Yötaivasta katsellessa syntyy vahva mielikuva muuttumattomuudesta. Tähdet pysyvät toistensa suhteen samoilla sijoilla ja vain Maan pyöriminen saa taivaankannella aikaan muutoksia: iltayöstä näkyy eri tähtiä ja tähdistöjä kuin aamuyöstä. Liike on kuitenkin niin hidasta, että ainoastaan jonkin kirkkaan tähden sattuessa lähelle pihakuusen latvaa, tv-antennia tai lyhtypylvästä sen vähittäisen siirtymisen huomaa.

Vielä hitaammin tähtitaivas muuttuu Maan kiertäessä Aurinkoa. Keväisellä yötaivaalla näkyy eri tähtiä ja tähdistöjä kuin syksyisellä ja talvisella. Vuodesta, vuosikymmenestä ja vuosisadasta toiseen tähdistöjen ulkonäkö pysyy kuitenkin samana ja niinpä monien tähtikuvioiden nimet ovat peräisin tuhansien vuosien takaa. Vasta kymmenien tai satojen tuhansien vuosien kuluessa tähtitaivaan ulkonäkö muuttuu huomattavasti.

Tarkemmin katsottuna tähtitaivaalla tapahtuu kuitenkin muutoksia, jopa hyvinkin nopeita. Joidenkin tähtien kirkkaus vaihtelee tuntien, päivien, viikkojen tai kuukausien jaksoissa; joko epäsäännöllisesti tai tarkan säntillisesti. Yleensä kirkkaus muuttuu kuitenkin niin vähän tai niin hitaasti, että sen huomaa ainoastaan seuraamalla tähteä hyvin tarkkaan ja säännöllisesti pitkiä aikoja.

Jos jokin kirkas tähti sattuu näkymään lähellä taivaanrantaa, sen kirkkaus näyttää kuitenkin muuttuvan kaiken aikaa: tähti tuikkii. Tiuhaan tahtiin tähti himmenee ja kirkastuu, ja vieläpä täysin epäsäännöllisesti. Tähden värikin näyttää vaihtelevan. Välillä se voi näyttää siniseltä, välillä punaiselta, välillä puhtaan valkoiselta. Miten tähden ulkonäkö voi vaihdella niin nopeasti?

Ei mitenkään. Tähtien tuikkiminen johtuu pelkästään Maan ilmakehästä. Tähden vakaa valo on saattanut matkata avaruuden tyhjyydessä vuosien, vuosikymmenien tai vuosisatojen ajan, ja taittaa tuhansien ja taas tuhansien miljardien kilometrien matkan. Kohtalokkaaksi osoittautuvat pitkän taipaleen viimeiset kymmenet kilometrit, kun tähdestä tuleva valo kulkee Maan ilmakehän tiheiden osien läpi.

Maan ilmakehä on jatkuvassa myllerryksessä. Tuulet ja ilmavirtaukset pitävät ilmakehän kaiken aikaa liikkeessä ja lämpötilaerot saavat aikaan tiheyden vaihtelua. Kun avaruudesta tuleva tähden valo kulkee tällaisen ”kiehuvan puuron” läpi, sen kulkusuunta vaihtelee hivenen hyvin nopeaan tahtiin. Paljaalla silmällä tämä vaihtelu näkyy kirkkauden jatkuvana muuttumisena – tuikkimisena.

Tähtien värejä on paljain silmin yleensä vaikea erottaa. Silmän verkkokalvon solut vaativat väriaistimuksen synnyttämiseen enemmän valoa kuin useimmista tähdistä silmiin lankeaa. Vain kaikkein kirkkaimpien tähtien värit voi erottaa öiseltä taivaalta. Sama pätee tähtien tuikkimisen aiheuttamaan värien vaihteluun.

Samalla kuin tähden valon kulkusuunta Maan ilmakehässä vaihtelee, se hajoaa erilämpöisten ja -tiheyksisten ilmakerrosten rajapinnoilla väreihin – samaan tapaan kuin prismassa tai sadepisaroissa, jotka voivat leimauttaa taivaalle upean sateenkaaren. Värien vaihtelu ei kuitenkaan erotu, jos tähti on liian himmeä.

Koko taivaan kirkkain tähti on Ison koiran tähdistön Sirius. Se näkyy talvisella taivaalla matalalla eteläisessä horisontissa. Satunnaisetkin taivaalle tähyäjät huomaavat usein Siriuksen kimaltelevan kaikissa sateenkaaren väreissä. Samalla sen kirkkaus vaihtelee. Kumpikin ilmiö erottuu selvästi, koska Sirius on niin kirkas.

Tähtien tuikkiminen on voimakkainta lähellä horisonttia. Silloin tähden valo joutuu kulkemaan pisimmän matkan Maan ilmakehässä ja sen kulkureitille ehtii osua paljon ilman pyörteilyä ja erilämpöisiä kerroksia. Mitä korkeammalla tähti on, sitä vähäisempää on sen tuikkiminen ja suoraan pään yläpuolella tuikkimista on käytännössä mahdoton havaita.

Jos matalalla olevaa kirkasta tähteä katselee kiikarilla tai kaukoputkella, tuikkiminen ja värien vaihtelu voimistuu entisestään. Jos ilmakehä on erityisen levoton, tähti voi näyttää jopa hyppelehtivän ja huojuvan edestakaisin havaintolaitteen näkökentässä.

Kyse ei siis ole tähden kirkkauden, värin tai paikan todellisesta vaihtelusta, vaan syypäänä on Maan oma ilmakehä. Tähtien tarkkailun kannalta siitä onkin pelkkää riesaa, erityisesti pilvisellä säällä. Muuten ilmakehä on toki ihmisten ja kaikkien muidenkin elollisten olentojen kannalta hyvä asia.

Kuva: ESO/Y. Beletsky

 

Katie Patersonin taide, osa 3: Leikkikenttänä avaruus

Su, 11/10/2013 - 14:59 Helena Sederholm

Taide ja universumi ovat monien mielestä käsittämättömiä kumpikin. Katie Patersonin tuotannossa taiteen ja maailmankaikkeuden käsittämättömyys kohtaavat.

Aloitetaanpa alusta – aina ajasta ennen tähtien ja galaksien syntymää. Paterson on jo useiden vuosien ajan kerännyt valokuvia universumin historian pimeydestä. Maailmankaikkeuden tyhjä pimeys on talletettu 35 mm:n diakuviksi, joista jokainen on numeroitu ja joihin on merkitty tyhjyyden etäisyys Maasta valovuosina. ”Pimeyden historia” (History of Darkness, 2011) on taiteilijan elinikäinen projekti.

Tuhannet diat ovat laatikoissa, joista katsoja voi ottaa käteensä dian ja nostaa sen valoa vasten nähdäkseen mitä kuvassa on. Mutta hän ei näe mitään, vain pimeyttä. Tyhjyys mahdottomalta tuntuvien etäisyyksien päässä tarvitsisi valoa tullakseen havaituksi. Mutta valoa ei ollut siinä pimeydessä, jota ne kuvaavat. Tiedemaallikko alkaa leikkiä ajatuksella valon nopeudesta suhteessa pimeyden hitauteen.

Taiteen kannalta kiinnostavaa on, että aivan viime aikoihin asti diakuvat ovat olleet taidehistorian tallennusmenetelmä, harvemmin taiteen väline. Paterson leikittelee myös visuaalisen taiteen perusasioilla: kuvataiteessahan pitäisi aina olla jotakin näkemistä. Kuvataide ikuistaa nähtyä, koettua, ohimenevää ja katoavaa, harvemmin sellaista mitä ei ole koskaan ollutkaan mahdollista nähdä.

Paterson on siis kuvannut universumin aikaa, vuosimiljardeja, joiden kuluessa tähtiä on syntynyt. Mutta hän on myös tehnyt taidetta niiden kuolemasta. Teoksessaan ”Kaikki kuolleet tähdet” (All the Dead Stars, 2010) hän kartoitti kaikki noin 27000 kuollutta tähteä, joiden sijainnit on havaittu ja paikallistettu.

Taiteilija on päässyt tutkijoiden sähköpostilistalle, jonka kautta hän saa ilmoituksen aina, kun tähti kuolee. Kun Paterson kuulee tähden kuolleen, hän postittaa kuolemasta kertovan pahoittelukirjeen jonnekin, esimerkiksi galleriaan, missä hänellä on näyttely. Vastaanottaja voi saada kirjeen, jossa lukee: "Minun on ikäväkseni ilmoitettava teille tähden SN 2011kd kuolemasta."

Tähdet säteilevät valoaaltoja: kuumimmat väreilevät sinisimpinä, kylmimmät punaisimpina. Ja joskus tähti räjähtää! Ensimmäisen tunnetun kosmisen gammasäteilyhavainnon teki amerikkalainen vakoilusatelliitti heinäkuussa 1967. Gammasäteilypurkaukset kertovat erittäin voimakkaista räjähdyksistä etäisissä galakseissa. Tyypillinen gammapurkaus vapauttaa yhtä paljon energiaa kuin Aurinko 10 miljardin elinvuotensa aikana eli gammapurkaukset ovat maailmankaikkeuden kirkkaimpia tapahtumia.

Vuoteen 2011 mennessä tutkijat olivat tallentaneet 3216 gammapurkausta. Paterson halusi toistaa nämä valtavat räjähdykset yhtenä suurena purkauksena inhimillisesti käsitettävässä muodossa. Hän käytti häistä ja perhejuhlista tuttuja konfettikanuunoita, joista jokaisessa oli 3216 konfettia. Jokainen konfetti vastasi väriltään yhtä tunnettua gammapurkauksen lähdettä. ”Sata miljardia aurinkoa” (100 Billion Suns, 2011) esitettiin neljän päivän aikana Venetsian biennaalissa: lähes sata konfettikanuunaa paukautettiin satunnaisesti eri puolilla kaupunkia, kaduilla, kujilla ja piazzoilla.

Gallerianjohtaja Ben Tufnell on kiinnittänyt huomiota siihen, että konfettikanuunan väriryöpyt ovat naurettavan kotikutoisia verrattuna valtaviin kosmisiin välähdyksiin. Mutta toistamalla mittasuhteiltaan käsittämättömän suuret, valtavat, tapahtumat ihmisenkokoisena versiona taiteilija tuo maailmankaikkeuden monumentaaliset ulottuvuudet käsiteltävään muotoon. Kun universumi muutetaan ihmisenkokoiseksi, huomaamme heti kuinka pieni oma leikkikenttämme on.

Taiteessa leikitellään usein tekemällä pienestä tolkuttoman suurta tai palauttamalla valtavan suuri asia ihmisenkokoisiin mittasuhteisiin. Siinä välissä on paljon mistä voimme ammentaa: runoutta, romantiikkaa, tietoa ja huumoria.

Mukana on myös melankoliaa. Kun vierailija pari vuotta sitten työnsi auki Katie Patersonin näyttelyyn johtavan oven, hän saattoi kuulla oudon vaimean suhahtavan humahduksen – kauan kauan sitten jossakin kaukana kuolevan tähden viimeisen huokauksen.

Avaruus on taas vähän tyhjempi, mutta ihmisillä enemmän ajateltavaa.

Kuvat © Katie Paterson, BALTIC Centre of Contemporary Art, Martin John Callanan

Värikkäitä tähtiä

Ti, 02/05/2013 - 15:16 Markus Hotakainen

Tähdet ovat erivärisiä ja tarkkaan katsoen sen huomaa jo paljain silmin. Tähden väri kertoo sen lämpötilan, mutta toisin kuin vesihanasta tuttu värikoodi: kylmimmät tähdet ovat punaisia ja kuumimmat sinisiä.

Todellisuudessa kaikki tähdet säteilevät kaikkia spektrin värejä, mutta tähden pinnan lämpötila määrää, millä aallonpituuksilla se säteilee voimakkaimmin. Siksi tähden väri riippuu sen lämpötilasta.

Syvänpunaisten tähtien pinnalla lämpötila kipuaa hädin tuskin 2 000 celsiusasteeseen. Punaiset tähdet ovat joko hyvin pieniä kääpiötähtiä tai valtavan suuria, kymmenien tai satojen miljoonien kilometrien läpimittaisia jättiläistähtiä. Niiden sisuksissa ydinreaktiot ovat hiipuneet ja ulko-osat ovat laajentuneet harvaksi kaasukerrokseksi.

Punainen jättiläistähti löytyy esimerkiksi Orionin tähdistöstä. Betelgeuze on elinkaarensa loppuvaiheissa oleva tähti, joka voi räjähtää supernovana milloin tahansa. Betelgeuze on läpimitaltaan satoja kertoja Aurinkoa suurempi: jos se olisi Aurinkokunnan keskustähti, sen viileä pinta olisi Marsin radan tuolla puolen.

Oranssi väri kertoo hieman kuumemmista oloista, noin 4 000 asteen pintalämpötilasta. Myös oransseja tähtiä löytyy kokoskaalan kummastakin päästä, sekä paljon Aurinkoa pienemmistä kääpiötähdistä että paljon Aurinkoa suuremmista jättiläisistä.

Oranssia tähteä voi katsella esimerkiksi Härän tähdistössä. Sen kirkkain tähti Aldebaran on läpimitaltaan ”vain” nelisenkymmentä kertaa Aurinkoa suurempi jättiläistähti.

Keltaiset tähdet, joiden pintalämpötila on noin 6 000 astetta, ovat tutuimpia, sillä Aurinko on yksi niistä. Ajomiehen kirkkain tähti Capella on puolestaan kahden kaksoistähden muodostama järjestelmä. Kirkkaampi kaksoistähdistä muodostuu kahdesta keltaisesta jättiläistähdestä, jotka ovat kooltaan noin kymmenen kertaa Aurinkoa suurempia.

Aurinkoa kuumempien, noin 7 500-asteisten tähtien väri on kellanvalkoinen tai vaaleankeltainen. Ne ovat kooltaan usein samaa luokkaa kuin Aurinko, mutta matkalla kohti jättiläisvaihetta. Vaaleankeltainen tähti on esimerkiksi Pienen koiran Procyon. Se on noin kaksi kertaa Aurinko suurempi, mutta useita kertoja kirkkaampi.

Tähdet, joiden pintalämpötila on noin 10 000 astetta, ovat valkoisia. Huomattava osa paljain silmin näkyvistä tähdistä kuuluu tähän ryhmään. Syynä on niiden kirkkaus: kirkkaat, valkohehkuiset tähdet näkyvät kauempaa avaruudesta kuin himmeät, punaiset kääpiötähdet, jotka ovat Auringon lähiympäristön tyypillisimpiä tähtiä.

Koko taivaan kirkkain tähti, Sirius, on väriltään valkoinen. Se ei ole poikkeuksellisen kirkas, ainoastaan noin 25 kertaa Aurinkoa kirkkaampi, mutta se on viidenneksi lähin tähti ja loistaa siksi kirkkaasti öisellä talvitaivaalla.

Vielä kuumemmat tähdet hehkuvat sinertävänvalkoista valoa. Niiden pintalämpötila on peräti 20 000 astetta. Esimerkiksi Orionin tähdistön Rigel on superjättiläinen, jonka kirkkaus on noin 40 000 kertaa suurempi kuin Auringon.

Toisaalta sinertävänvalkoisia, voimakkaasti säteileviä tähtiä on myös nuorissa, vain kymmenien tai satojen miljoonien vuosien ikäisissä tähtijoukoissa. Esimerkiksi Härän tähdistössä sijaitsevassa Plejadien tähtijoukossa on sinertävänvalkoisia tähtiä.

Kaikkein kuumimmat tähdet on väriltään sinisiä. Ne ovat niin ikään superjättiläisiä, jotka voivat säteillä miljoona kertaa voimakkaammin kuin Aurinko. Korkean lämpötilan takia suuri osa säteilystä on silmille näkymätöntä ultraviolettisäteilyä. Orionin tähdistössä on useita jättiläistähtiä ja siitä löytyy myös sinisenä loistava tähti: Alnitak on Orionin ”vyön” vasemmanpuoleinen tähti.