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 

Ei kommentteja:

Lähetä kommentti