perjantai 24. helmikuuta 2017

AVARUUDEN HEHKUVAT SUMUPILVET

Madonreiässä kurkistetaan tällä kertaa kaasusumujen maailmaan. Nämä värikkäät syvän taivaan kohteet ovat juuri niitä, joita esimerkiksi lehdet käyttävät etusivuillaan houkutellakseen lukijoita. Ei siis ihme, että erilaiset kaasusumut ovat tänä päivänä myös useiden tähtikuvaajien suosikkiaihe. Nämä monipuoliset ja värikkäät kohteet tarjoavat mahdollisuuksia visuaaliseen leikittelyyn ja internetiä selaamalla löytää helposti mitä upeampia taideteoksia erilaisista sumupilvistä. Kauneuden lisäksi sumuilla on toki myös tärkeä rooli maailmankaikkeuden, galaksien ja aurinkokuntien kehityksen ymmärtämisessä. Tämän lyhyen alutuksen jälkeen voidaankin siirtyä suoraan kaasusumujen ihmeelliseen maailmaan.

Rosettesumu on malliesimerkki näyttävästä kaasusumusta. Kevola, Paimio, 21.2.2017.
Avaruuden tyhjiöstä puhuttaessa tulee helposti mieleen ääretön olemattomuus, joka ei koostu oikeastaan mistään. Tähtienvälinen avaruus ei kuitenkaan ole aivan tyhjä, vaan se sisältää erilaisia kaasuja (lähinnä vetyä) ja pölyä. Toisaalla kaasumolekyylit ovat hyvin harvassa, kun taas toisaalla ne voivat muodostaa tiheämpiäkin kokonaisuuksia, molekyylipilviä. Nämä molekyylipilvet voivat olla helposti satojenkin valovuosien kokoisia ja massaltaan satoja tuhansia kertoja Auringon massaisia. Molekyylipilvien lämpötila on noin 10-20 astetta absoluuttisen nollapisteen yläpuolella. Suurin osa pilvien aineesta on vetyä, mutta myös muita molekyylejä pilvistä löytyy. Maasta katsottuna molekyylipilvet sijaitsevat Linnunradan tason suunnassa. Valtavasta koostaan huolimatta ne ovat kuitenkin niin himmeitä, että paljain silmin niitä ei voi havaita. Useimmat molekyylipilvet ovat varsin vakaita, mutta aina silloin tällöin jonkin pilven läheisyydessä voi esimerkiksi jokin tähti päättää päivänsä supernovana ja käynnistää mullistuksen kaasun käyttäytymisessä. Tällöin osa pilvestä voi alkaa tiivistyä ja käynnistää uuden tähtitehtaan. Monet kaasusumuista tunnetaankin juuri uusien tähtien syntymäpaikkana.

Orionin suuri kaasusumu on lähiseudun vilkkain tähtien syntymäalue. Sen ytimessä makaa pölyn takana piilossa noin 2 000 tähden muodostama erittäin nuori avoin tähtijoukko. Alueella on syntymässä uusia tähtiä yhä edelleen. Kevola, Paimio, 4.1.2017.

Lähikuva Velhosumun alueesta paljastaa sumujen rakenteelle ominaisen monimuotoisuuden. © Mikko Heino. Kevola, Paimio, 20.1.2015. Kuvan käsittely omaa työtä.
Se miten sumut meille näyttäytyvät riippuu lähinnä sen asemasta avaruudessa lähitähtien suhteen. Yksinkertaisimmillaan kaasusumu on vain tähtienvälistä kaasua ja pölyä, joka ei loista meille millään tavalla. Se vain makaa pimeänä sumuverhona taustansa edessä. Tällaisia sumuja kutsutaan pimeiksi sumuiksi ja ne näkyvät vain, jos niiden tausta on riittävän kirkas. Käytännössä se tarkoittaa niiden näkyvän vain Linnunradan kirkkaiden osien tai muiden kirkkaiden sumujen edustalla. Pimeät sumut voivat olla erittäin laajoja eli käytännössä koko molekyylipilven kokoisia, mutta luonnollisesti ne voivat olla toki myös erittäin pieniä. Pimeitä sumuja lienee Linnunradallamme kaikkein eniten, vaikka niiden havaitseminen onkin hyvin vaikeaa.

Hevosenpääsumu Orionin tähdistössä on ehkäpä tunnetuin pimeä sumu. Myös vierellä näkyvän Liekkisumun keskiö on pimeän pölypilven täyttämä. Kevola, Paimio, 14.2.2017.
Heijastussumut ovat puolestaan sumuja, jotka saavat valonsa jonkin niitä lähellä olevan tähden vaikutuksesta. Heijastuksen aiheuttaa tähtienvälisen kaasun sisältämä pöly. Sumun väri riippuu sen lähellä olevan tähden ominaisuuksista. Käytännössä sumut ovat kuitenkin yleensä sinertäviä, sillä nuoret valovoimaisimmat tähdet ovat juuri tämän värisiä ja kaasua esiintyy useimmiten juuri nuorien tähtien ympärillä. Heijastussumu ei säteile itse minkäänlaista valoa. Tunnetuin esimerkki heijastussumuista on Seulasten tähtien ympärillä loistava sininen hehku.

Seulasten tähtien ympärillä on laaja heijastussumujen alue. Kevola, Paimio, 27.12.2016.
Suurin osa näkyvistä laajoista ja värikkäistä sumuista on kuitenkin emissiosumuja. Myös ne ovat tähtienvälisestä kaasusta ja pölystä koostuvia pilviä. Ne poikkeavat kuitenkin pimeistä ja heijastussumuista niin, että ne säteilevät itse valoa. Loiste aiheutuu niitä lähellä sijaitsevista kuumista tähdistä, jotka usein ovat nuoria vastasyntyneitä tähtiä. Emissiosumujen pilvet koostuvat pääasiassa vedystä, jolloin tähtien säteily ionisoi kaasua irrottaen siis elektronit atomeista. Kun virittynyt tila laukeaa, syntyy säteilyä, jonka näemme valona. Koska pilven kaasu on pääasiassa vetyä, näkyy se meille pääasiassa punertavana hehkuna. Emissiosumujen spektrin aallonpituus näkyy vain hyvin kapealla aallonpituuksien kaistalla, joten niitä valokuvatessa käytetään usein erilaisia suodattimia kuten esimerkiksi H-alfaa, joka on tarkoitettu erityisesti vetypilvien kuvaamista varten. Ionisoituneen vedyn vuoksi emissiosumuja kutsutaan myös usein HII-alueiksi.

Sydän- ja sielusumujen alue Kassiopeian tähdistössä on hyvin laaja ja vetyrikas alue taivaalla. © Mikko Heino. Kevola, Paimio, 7.12.2015. Kuvan käsittely omaa työtä.
Emissiosumut sisältävät toisinaan myös erilaisia pienempiä yksityiskohtia, sillä toimivathan ne usein myös uusien tähtien syntyalueina. Eräänlaisia pimeitä tihentymiä ovat esimerkiksi globulit, jotka ovat taustaansa tummempia kohteita ja kooltaan yleensä noin yhden valovuoden kokoisia. Globulien alkuperää tai käyttäytymistä ei tunneta vielä täysin varmasti, mutta ne lienevät muodostumassa olevien tähtien esivaiheita. Globulit katoavat prototähden ympäriltä, kun uuden tähden ydinreaktiot käynnistyvät.

Globulit ovat sumujen sisällä olevia tummia tiivistymiä. Tämä Hubblen kuvaama globuli sijaitsee noin 10 000 valovuoden päässä Kassiopeian tähdistön suunnalla.
Image credit: NASAESA, The Hubble Heritage Team, (STScI AURA) and P. McCullough (STScI)
Tummien globulien vastakohtana voi emissiosumuissa nähdä myös poikkeavia kirkastumia, ns. Herbig-Haro kohteita. Näidenkin kohteiden osalta on myös vielä runsaasti tutkittavaa, eikä toimintamekanismia tunneta vielä täysin varmasti. Näyttäisi kuitenkin siltä, että kyseessä on kaasusuihku, joka sinkoutuu juuri syntyneestä tähdestä napojen suunnasta avaruuteen. Kun suihku törmää muuhun tähtienväliseen aineeseen, hohtaa se selvästi muuta ympäristöä kirkkaampana.

Avaruusteleskooppi Hubble ottamassa kuvassa näkyy selvästi Herbig-Haro kohteiden (tässä HH 47) luonne, kaasusuihku, joka törmätessään kirkastuu selvästi.
Image credit: J. Morse/STScI, and NASA/ESA
Melko usein kaasusumut ovat jonkinlainen yhdistelmä kaikista edellä mainituista ilmiöstä. Tästä johtuen myös niistä otetut valokuvat ovat varsin vaikuttavia ja monimuotoisia. Lisäksi sumujen kuvaamisessa voidaan käyttää erilaisia suodattimia, jotka korostavat tiettyjä aallonpituuksia. H-alfan, joka kerää siis vedyn aallonpituuksia, lisäksi käytetään myös ns. OIII – ja SII-suodattimia. Suodattimia sanotaan myös kapeakaistasuodattimiksi, sillä ne blokkaavat suuren osan muiden aallonpituuksien valosta pois. Lopputuloksena saadaan kuva, jossa itse sumu korostuu taustastaan. Kapeakaistasuodattimien tuottama kuva poikkeaa myös väreiltään tavanomaisesta. Usein käytetään ns. Hubble-paletin tuottamia värejä. Nimen alkuperää en tunne sen tarkemmin. Sumuja voi toki kuvata myös tavanomaisella kameralla, jolloin vedyn punainen väri korostuu kuvissa. Lisäksi kuvatessa tulee muistaa, että lähes kaikki kaasusumut ovat niin himmeitä, että valotusikojen tulee olla suorastaan massiivisia. Konkarikuvaajat saattavat kuvata jotain kohdetta useana yönä yhteensä jopa 20 – 30 tunnin ajan. Kuvaaminen poikkeaa siis aika paljon normaalista.

Joutsenen tähdistössä sijaitsevaa Perhossumun aluetta kapeakaistasuodattimilla kuvattuna ja yhditettynä Hubble-paletin värein. © Mikko Heino. Kevola, Paimio, 11.4.2016.
Kuvat, ellei kuvan yhteydessä toisin mainita: © Jani Laasanen 

torstai 16. helmikuuta 2017

TALVISIA TÄHTIKUULUMISIA

Tammikuu oli tähtiharrastajan näkökulmasta hyvin tapahtumaköyhä johtuen lähinnä jatkuvasta pilvisyydestä ainakin täällä Varsinais-Suomen suunnalla. Tämän vuoksi aika kului kaikkea muuta pientä puuhastellessa ja uuden kuvamateriaalin kerääminen jäi hyvin vähäiseksi. Leppoisat päivät päättyivät omalta osaltani kuitenkin kuin seinään kuun vaihtuessa. Jostain ihmeellisestä syystä sain jälleen järjestettyä niin työ- kuin harrastustapahtumatkin lähes samoihin aikoihin ja 24 tunnin vuorokausi alkoi tuntua varsin lyhyeltä. Kun samaan aikaan tapahtui vielä ihmeellinen taivaanilmiö, sään kirkastuminen, niin jostain oli tietysti pakko karsia. En siis tällä kertaa ole ehtinyt perehtyä syvällisemmin mihinkään erityiseen aiheeseen, vaan ajattelin hieman päivittää blogin tilannetta viimeaikaisen harrastustoiminnan osalta.


Tammikuussa oli muutamia mukavia ulkoilupäiviä, jolloin Aurinko laski hennon pilviverhon takana värjäten maisemaa punertavaksi. Ruissalo, Turku, 22.1.2017.

Helmikuu käynnistyi kahdeksatta kertaa järjestetyillä CCD-, Digi-, ja järkkäritapaamisella Hauholla 4.-5. helmikuuta. Kyseessä on astrokuvaukseen ja miksei muuhunkin harrastustoimintaan hurahtaneiden henkilöiden kokoontuminen. Tapaamisen tarkoituksena on vaihtaa kuulumisia ja opetella uusia tekniikoita kuvaamisen ja kuvankäsittelyn osalta. Itse olin tapahtumassa vasta ensimmäistä kertaa. Yhteensä osallistujia oli tällä kertaa 54 henkilöä eri puolilta Suomea. Se oli samalla uusi ennätys (edellisenä vuonna kävijöitä oli 53). Osa harrastajista oli saapunut paikalle jo varsinaista tapahtumaa edeltävänä päivänä, mutta itse saavuin neljän kerran ”konkarin”, Mikko Heinon, kanssa paikalle vasta lauantaiaamuna. Ensimmäisen päivän ohjelmassa oli tiivis luentosessio niin havaintolaitteiden kuin -suojienkin osalta sekä tietysti pieni paketti kuvankäsittelyn vinkkejä. Ilta puolestaan oli vapaamuotoisempaa keskustelua ja saunalla istumista. Sunnuntain ohjelma oli hieman leppoisampi ja keskittyi melko pitkälle kuvien käsittelyyn ja harrastajien ottamien uusimpien kuvien esittelyyn. Harrastuspäivät toivat mukavasti uutta tietoa ja uusia kontakteja tulevaisuuden varalle. Mahdollisuuksien mukaan pitää varmasti käydä paikan päällä jälleen tulevina vuosina.

Hauholla oli esiteltävänä myös harrastajien kuvauskalustoa. Tässä Mikon Officina Stellare Veloce RH 200 kaukoputki. Polttoväli 600 mm ja peilin halkaisija 200 mm → f/3. © Veli-Pekka Käkönen.

Hauhon matkalta saavuttuamme käynnistyi heti seuraavana päivänä Turun Ursan järjestämä perinteinen Kuu ja planeetat viikko, joka tosin tällä kertaa oli nimetty pelkäksi Kuuviikoksi. Planeettojakin toki oli näkyvissä etenkin alkuiltojen aikana, jolloin Venus ja Mars näkyivät mukavasti iltataivaalla lähellä toisiaan. Yleensä tämän vuosittaisen tapahtuman aikana taivas on ollut takuuvarmasti pilvinen, mutta tällä kertaa asia oli siis toisin. Jokainen ilta maanantaista torstaihin oli lähes täysin pilvetön ja Turun Ursan esittelijöillä riittikin kiirettä koko viikoksi. Itselläni oli tietysti tähän samaan aikaan työkiireitä pääkaupunkiseudulla ja ehdin olemaan esittelemässä tähtitaivasta kiinnostuneille vain viikon viimeisenä näytöspäivänä eli torstaina. Tärkeintä kuitenkin tietysti oli, että kymmenet kiinnostuneet pääsivät jälleen tutustumaan taivaan ihmeisiin. Kaikkiaan kävijöitä olikin Kuuviikolla noin 150 kappaletta.

Kuuviikolla käytimme kaukoputkia sekä ulko- että sisätiloissa, jotta kaikki ehtivät varmasti nähdä haluamansa kohteet. Iso-Heikkilä, Turku, 9.2.2017. © Juhana Ahlamo.

Lopuksi vielä lyhyesti tämän hetken näkymistä taivaalla. Monet ovat varmasti huomanneet iltataivaalla kirkkaana loistavan Venuksen. Planeetta näkyy vielä mainiosti maaliskuun alkupuolelle asti, jolloin se alkaa hiljalleen lähestyä Aurinkoa kadoten sen valoon. Myös Mars näkyy vielä helmi- ja maaliskuussa iltahämärässä suhteellisen lähellä Venusta. Mars näkyy punertavana pisteenä Venuksen itäpuolella. Ensimmäinen kevään kolmesta kiikarikomeetasta, 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova, on niin ikään näkyvissä taivaalla tällä hetkellä. Se on tosin jäänyt oletettua himmeämmäksi ja on melko vaikea kohde havaittavaksi edes valokuvaamalla. Osittain tähän on syynä myös sen nopea näennäinen liike taivaalla. Komeetta oli lähinnä maata 11. helmikuuta, jolloin siitä tuli 8. lähin tunnettu komeetan ohitus. Tästä huolimatta etäisyyttä oli turvallisesti hieman yli 12 miljoonaa kilometriä, joka tarkoittaa noin 32 kertaista Kuun ja Maan välistä etäisyyttä. Komeetta on nyt helmikuun alkupuolella näkynyt aamutaivaalla Herkuleksen tähdistössä, joten laiskana herääjänä itselläni on sen kuvaaminen jäänyt toistaiseksi. Komeetan voi havaita vielä tässä helmikuun lopun aikana, jolloin sen voi nähdä myös iltataivaalta. Mitään spektaakkelia tästä lähiohituksesta ei tällä kertaa tullut, mutta onhan meillä vielä loppukeväästä tulossa kaksi muutakin vierailijaa taivaalla.

Venus loistaa kirkkaana iltataivaalla vielä maaliskuun alkupuolelle saakka. Iso-Heikkilä, Turku, 27.1.2017.

Yksi alkuvuoden kiinnostavimmista asioista on kuitenkin ollut helmiäispilvien jopa poikkeuksellisen runsas esiintyminen. Yleensä pilvien esiintyminen rajoittuu lähinnä Pohjois-Suomeen ja erityisesti sen länsiosiin, mutta tänä vuonna myös etelässä on voitu ihastella muutamia kertoja värikkäitä helmiäisiä iltataivaalla. Helmiäispilvethän ovat korkealla, noin 20 – 30 kilometrissa sijaitsevia värillisiä pilviä, jotka vaativat syntyäkseen poikkeuksellisia olosuhteita. Ne syntyvät alemman ilmakehän matalapaineen törmätessä vuoristoon, jolloin kosteaa ilmaa kohoaa korkealle ilmakehään. Kun ylemmän ilmakehän lämpötila on riittävän alhainen (alle – 80 astetta), tiivistyy kostea ilma pilviksi ja näkyy Maan pinnalle hohtavana ja värikkäänä hehkuna. Tällaiset olosuhteet ovat mahdollisia lähinnä tammi- ja helmikuussa. Suomessa helmiäispilvien näkymiseen vaikuttavat Atlantin matalapaineet ja Skandien vuoriston sijainti.

Tuttuun tapaan olin itse jälleen myöhässä parhaimmista helmiäisistä, mutta ehdin kuitenkin ikuistaa nopeasti puhelimen kameralla iltapäivän värillisen hehkun viimeiset vaiheet. Hauninen, Raisio, 13.2.2017.

Kuvat: © Jani Laasanen, ellei kuvan yhteydessä toisin mainita.

torstai 2. helmikuuta 2017

OVATKO KAIKKI TÄHDET SAMANLAISIA?

Tällä kertaa ehkä jotain hieman erilaisempaa kuin aiemmin. Aika usein erilaisilla keskustelupalstoilla ja toisinaan myös tähtinäytösten yhteydessä tulee esiin aika mielenkiintoisia kysymyksiä tähdistä. Toiset saattavat kysyä mikä on se vilkkuva tähti itäisessä horisontissa tai joku toinen haluaa tietää mikä on se punainen tähti läntisellä taivaalla. Miksi toiset tähdet näyttävät erilaiselta kuin toiset ja eivätkö ne kaikki olekaan valkoisia pistemäisiä kohteita taivaalla, kutenuseimmiten niitä kuvataan. Usein tiedusteltu vilkkuminen ei kuulu tähtien omiin ominaisuuksiin, vaan on ilmakehämme aiheuttama ilmiö. Sen sijaan värit ovat osa tähtien omia luonteepiirteitä ja ne myös kertovat jotain niistä.

Tähtien luokittelulla on luonnollisesti pitkä perinne. Tähän on tietysti syynä ihmiskunnan oma halu lokeroida asioita tiettyyn muottiin, eivätkä tähdet tietystikään muodosta tähän poikkeusta. Ensimmäinen ja oikeastaan melko itsestään selvä luokittelu on kirkkauteen perustuva järjestelmä. Tähtien kirkkautta olenkin jossain vaiheessa jo käsitellyt ja teksti siitä löytyy jostain päin blogin arkistoa. Kirkkauteen perustuva järjestelmä ei kuitenkaan kerro tähdistä oikeastaan mitään tarkempaa. Helposti voisi toki kuvitella, että mitä kirkkaampi tähti on sitä lähempänä se meitä sijaitsee. Asia ei kuitenkaan ole näin suoraviivainen, vaikka paljain silmin näkyvät tähdet sijaitsevatkin Linnunradan mittakaavassa omassa lähiavaruudessamme. Tähtien näennäiseen kirkkauteen vaikuttaa kuitenkin etäisyyden lisäksi myös niiden absoluuttinen kirkkaus eli todellinen valovoima.


Koska näennäiseen kirkkauteen perustuva luokittelu ei siis kerro tähdistä kovinkaan paljon, on ihmisillä ollut tarve keksiä parempi järjestelmä tähtien luokitteluun. Modernin luokittelun juuret juontavat spektritutkimukseen, jossa lähtökohdaksi voisimme ottaa vaikka itsensä Isaac Newtonin. Hän nimittäin oli ensimmäinen tiedemies, joka tarkemmin tutki valon ominaisuuksia ja hajoamista väreihin prisman avulla. Newton havaitsi myös, että spektrin värit voidaan koota uudelleen valkoiseksi valoksi. Tämä ei varsinaisesti johtanut vielä Newtonin aikana minkäänlaiseen läpimurtoon tähtien valon tutkimisen osalta, vaan siihen kului aikaa vielä reilusti yli sata vuotta. Vuonna 1814 saksalainen fyysikko ja optikko Joseph von Fraunhofer törmäsi nimittäin tuolloin lasin ominaisuuksien tutkimuksessaan ilmiöön, joka muutti koko tähtien tutkimuksen suunnan. Katsoessaan prisman avulla tarkemmin Auringon valoa hän havaitsi sen sisältävän tavanomaisten spektrin värien lisäksi myös satoja tummia viivoja. Nuo tummat viivat kiinnostivat Fraunhoferia siinä määrin, että hän teki testejä myös muiden kirkkaiden kappaleiden valon osalta. Yllätyksekseen hän huomasi, että Kuusta ja planeetoista tuleva valo sisälsi täsmälleen samanlaiset viivat kuin Auringon valo, kun taas muiden kirkkaiden tähtien valon tummat viivat sijaitsivat eri paikassa ja olivat eri paksuisia. Aikanaan nämä tummat viivat, joita nykyään kutsutaan Fraunhoferin viivoiksi, paljastuivat Auringon / tähtien aiheuttamiksi aukoiksi eri alkuaineiden absorptoituessa eri tavoin Auringon / tähtien ylimmissä kerroksissa. Viivojen ominaisuuksien havaittiin siis olevan täysin riippuvaisia valonlähteen ominaisuuksista. 1800-luvun edetessä spektritutkimus ja mittausmenetelmät kehittyivät nopeasti ja vuosisadan vaihteeseen mennessä kuvia tähtien spektreistä olikin jo niin paljon, että niitä voitiin alkaa luokitella ominaisuuksiensa mukaan.

Auringon spektri ja sen tummat Fraunhoferin viivat pelkistettynä yksinkertaiseen muotoon.

Suurimman työn alkuvaiheen tähtien luokittelusta teki amerikkalainen naispuolinen astronomi Annie Jump Cannon, joka luokitteli 1900-luvun alussa Harvardin yliopistossa yli 200 000 tähden spektrin. Kun nämä tulokset yhdistettiin Edward Pickeringin aikaisempaan työhön spektrien parissa, syntyi vielä nykyisinkin käytössä oleva lämpötilaan perustuva Harvardin luokittelu. Tämä järjestelmä on hyvin toimiva tapa ns. pääsarjavaiheen tähtien luokittelussa, sillä niiden ominaisuudet ovat vahvasti sidoksissa tähtien pintalämpötilaan. Harvardin luokittelussa tähdet jaetaan seitsemään eri luokkaan, jotka ovat O, B, A, F, G, K ja M. Kaikkien massiivisimpia ja kuumimpia tähtiä ovat O-spektriluokan tähdet. Niiden pintalämpötila on yli 30 000 astetta ja massa vähintään 16-kertainen Aurinkoon verrattuna. B-spektriluokan tähdet ovat puolestaan yli 10 000 asteisia ja vähintään kaksi kertaa massiivisimpia kuin Aurinko. Molemmat spektriluokat ovat näkyvältä väriltään hieman sinertäviä. A-spektriluokan tähdet ovat puolestaan valkeita ja ne ovat massaltaan noin 1,5 – 2 kertaa Auringon massaisia. Niiden pintalämpötila on 7 500 – 10 000 astetta. Tähtien edelleen viiletessä muuttuu niiden väri asteittain ensin kellertäväksi, sitten oranssiksi ja lopulta punaisiksi. Hieman Aurinkoa suuremmat ja vaaleankeltaiset tähdet kuuluvat spektriluokkaan F, keltaiset Auringon kokoiset tähdet spektriluokkaan G, Aurinkoa hieman pienemmät oranssit tähdet spektriluokkaan K ja pienimmät punaiset kääpiötähdet spektriluokkaan M. M-luokan tähtien pintalämpötila on enää vaivaiset 2 000 – 3 500 astetta.

Hevosenpääsumun viereltä löytyy 800 valovuoden päässä sijaitseva Alnitak, joka on massiivinen O-spektriluokan tähti. Sen sinertävä väri näkyy selvästi tähteä ympäröivässä hehkussa. Kuvan vasemmasta alareunasta löytyy esimerkki K-spektriluokan Aurinkoa pienemmästä ja viileämmästä oranssista tähdestä, joka sijaitsee yli sata valovuotta lähempänä meitä kuin kirkas Alnitak. Kevola, Paimio, 23.1.2017.

Lämpötilaan perustuvat spektriluokat eivät kuitenkaan päde kuin pääsarjavaiheessa oleville tähdille. Tähden elinkaaren lähestyessä loppuaan alkavat ne laajeta, jolloin tähtien pintalämpötila viilenee. Kuitenkin tähtien luminositeetti eli tähden säteilyteho säilyy voimakkaana. Tämän vuoksi tähtien luokittelua on jouduttu täydentämään myös muilla keinoin. Oleellisin osa lisäluokittelua on viiteen ryhmään jaoteltu luminositeettiluokitus jota merkitään roomalaisin numeroin. Ensimmäinen ryhmä, I, koostuu kirkkaista ylijättiläistähdistä. Ryhmän II tähdet ovat puolestaan kirkkaita jättiläistähtiä ja ryhmät III ja IV normaaleja jättiläistähtiä tai alijättiläistähtiä. Ryhmän V tähdet kuuluvat pääsarjavaiheeseen. Esimerkiksi meille hyvin punaisena näkyvä kirkas Orionin tähdistön Betelgeuze, on spektriluokaltaan M2 Iab, jossa M kertoo tähden pintalämpötilan (2 000 – 3 500 astetta) sekä värin (punainen) ja I sen olevan kirkas ylijättiläistähti. Muut merkinnät luokittelun yhteydessä ovat alkuperäistä järjestelmää täydentäviä määräyksiä. Auringon spektriluokka on puolestaan G2 V, josta siis voimme päätellä sen olevan keltainen pääsarjavaiheen tähti.

G-spektriluokan vaikutus keltaisen värin osalta tulee näkyviin myös Auringosta otetuissa kuvissa, kun värin saturaatiota lisää hieman. Iso-Heikkilä, Turku, 9.5.2016.

Spektrien tutkimuksen kehittyessä on luokittelujärjestelmä edelleen kehittynyt ja myös uusia spektriluokkia on täydennetty alkuperäisten rinnalle. Samaan spektriluokkaan muutoin kuuluvat tähdet saattavat esimerkiksi sisältää poikkeuksellisen määrän jotain tiettyä alkuainetta, jolloin spektriluokan lisämääreenä voi jollain tähdellä olla vaikkapa He wk, jolloin sillä on poikkeuksellisen kapeat heliumviivat. Myös kokonaan uusia kirjaimia on otettu mukaan alkuperäiseen luetteloon verrattuna. Tällainen uusi ryhmä on esimerkiksi W-spektriluokan Wolf-Rayetin tähdet, jotka ovat äärimmäisen massiivisia ja lyhytikäisiä tähtiä. Niitä tunnetaan omalta Linnunradaltamme vain hieman yli 200 kappaletta. Toisessa ääripäässä lisäyksiä on tehty kylmien ja pienien tähtien osalta, kun tällaisia erittäin himmeitä L-, T- ja Y-spektriluokan ruskeita kääpiötähtiä on löydetty havaintotekniikan kehittyessä. Ominaisuuksiensa puolesta uusia ryhmä ovat myös erittäin viileistä jättiläistähdistä koostuva C-spektriluokan hiilitähtien joukko sekä äärimmäisen pienien valkoisten kääpiötähtien ryhmä.

Tähtien luokittelun havainnollistamiseksi on laadittu myös taulukkomuotoon tehty Hertzsprungin-Russellin kaavio. Siinä toisella akselilla on merkittynä tähden valovoima ja toisella tähden lämpötila / spektriluokka. Ensimmäinen versio kyseisestä kaaviosta on laadittu jo vuonna 1913, kun Ejnar Hertzssprung ja Henry Russell lajittelivat siihen mennessä mitattuja tähtiä niiden spektrin mukaan. Merkittävin huomio kaaviossa oli sen vasemmasta ylälaidasta oikeaan alalaitaan ulottuva yhtenäinen tähtien linja, joka järjestyi täsmällisesti valovoiman ja pintalämpötilan suhteessa. Tälla linjalla olevia tähtiä kutsutaan pääsarjavaiheeseen kuuluvaksi ja niiden elinkaari on tällä hetkellä hyvin vakaassa vaiheessa. Pääsarjavaiheen oikealle puolelle muodostuu puolestaan melko yhtenäinen sivuhaara, jossa tähdet ovat elinkaarensa loppuvaiheessa laajentuneet jättiläistähdiksi. Erillisen linjan muodostavat kaavion vasemman alareunan valkoiset kääpiöt.

Hertzprung-Russellin kaavioon sijoitettuna tähdet löytävät oman paikkansa Linnunradan muiden tähtien joukossa.
Image credit: ESO

Tähdet siis todellakin ovat erilaisia, vaikka Maan pinnalta katsottuna erot ovat melko pieniä. Tämä yhteenveto on vain pieni pintaraapaisu tähän laajaan ja varsin merkittäväänkin aiheeseen. Erilaisten tähtien eri ominaisuuksien perusteella on ollut suuri vaikutus niiden elinkaaren määrittelyyn ja sitä kautta myös oman Aurinkomme tulevaisuuden ennustamiseen. Erilaisisten tähtien ja myös erikoisten poikkeuksien joukkoon palaan jossain vaiheessa tarkemmin uudelleen.

Kuvat, ellei kuvan yhteydessä toisin mainita: © Jani Laasanen