Kirkkonummen Komeetan syksyn esitelmäsarjan aloitti Helsingin yliopiston Tähtitieteen laitoksessa tutkijana työskentelevä fil. tri Mika Juvela. Hänen esitelmänsä aiheena oli tähtienvälinen aine. Esitelmää kuulemassa oli 31 henkeä. Esitelmän rahoitti Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta.
Esitelmöitsijä aloitti esittämällä muutamia kysymyksiä. Mitä tähtienvälinen aine on? Miten se voidaan havaita? Mitkä ovat sen ominaisuudet? Mitä havaintolaitteita käytetään tähtienvälisen aineen tutkimuksessa?
Mitä tähtienvälinen aine on?
Mitä tähtienvälinen aine sitten on? Sitä on kaikki aine, joka on galakseissa tähtienvälisessä avaruudessa. Tässä keskitytään oman galaksimme, Linnunradan, tähtienväliseen aineeseen.
Linnunradan massasta noin 1/10-osa on tähtienvälisenä aineena, suurin osa on tähdissä. Tähtienvälisen aineen keskitiheys on ainoastaan 1 atomi kuutiosenttimetrissä.
Tähtienvälinen aine ei ole tasaisesti jakautunut. Aine on keskittynyt Linnunradan tasoon, spiraalihaaroihin. Tähtienvälinen aine muodostaa pilviä, joissa tiheys voi nousta kertaluokkia suuremmaksi. Se on noin 10-1000 atomia kuutiosenttimetrissä.
Tähtienvälinen aine koostuu kahdesta osasta, kaasusta ja pölystä. Suurin osa on kaasua. Olosuhteista riippuen kaasu voi koostua vapaista atomeista, molekyyleistä tai ioneista.
Tähtienvälisestä aineesta noin 1/100-osa on pölyä. Pöly koostuu kiinteistä hiukkasista, joiden koko on alle 1/1000-osa millimetristä.
Tähtienvälinen kaasu koostuu pääasiassa vedystä (90 %) ja heliumista (10 %). Lisänä on hieman raskaampia alkuaineita esim. hiiltä, happea, typpeä, rikkiä jne. esim. hiilen tai hapen suhteelliset runsaudet ovat noin 1/10000.
Suuri osa Linnunradan kaasusta on neutraalia vetyä. Kaasu on atomeina. Neutraalin vedyn säteilyn perusteella johdettiin ensimmäinen kuva Linnunradan spiraalirakenteesta. Neutraali vety säteilee 21 cm:n aallonpituudella. Tämä radiosäteily kulkee esteettä läpi koko galaksin. Tämä säteily voidaan kartoittaa radioteleskoopeilla.
Tiheimmissä pilvissä suuri tiheys lisää molekyylien syntynopeutta. Pilvissä olevan pölyn ansiosta pilven sisäosat ovat suojassa tähtien lähettämältä säteilyltä, joka voisi hajottaa syntyvät molekyylit. Vedyn lisäksi muutkin alkuaineet muodostavat molekyylejä, esim. hiilimonoksidia, ammoniakkia, vettä jne.
Tähtienvälinen pöly
Tähtienvälisen aineen massasta on 1/100-osa pölyä. Hiukkasten koko on
1/1000-1/100000 mm.
Pienimmät pölyhiukkaset vastaavat kooltaan suuria molekyylejä. Pöly
koostuu pääosin hiili- ja piiyhdisteistä.
Pöly on tärkeää, koska se voi imeä itseensä eli absorboida tähtien lähettämää
säteilyä.
Pöly suojaa kaasua säteilyn aiheuttamalta ionisaatiolta ja molekyylien
hajoamiselta. Pöly vaimentaa enemmän sinistä kuin punaista valoa. Imetty
säteilyenergia nostaa pölyhiukkasten lämpötilaa. Pöly säteilee itse näkyvää
valoa pidemmillä aallonpituuksilla eli infrapunaisessa.
Tähtienväliset pilvet
Jättiläismolekyylipilvien massat ovat miljoonia Auringon massoja ja koko satoja valovuosia. Kaasun lämpötila on noin 40 kelviniä eli -230 celsius-astetta.
Pimeiden sumujen massa on noin 1000 Auringon massaa ja koko kymmeniä valovuosia. Kaasun lämpötila on noin 10-20 kelviniä.
Pienimmät tähtienväliset pilvet ovat globuleita. Ne ovat pieniä, erillisiä pimeitä sumuja, joiden massa on joitakin Auringon massoja.
Yhteenvetona esitelmöitsijä totesi, että neutraalin vedyn pilviin kuuluu noin neljäsosa tähtienvälisestä aineesta. Jättiläismolekyylipilviin kuluu samoin neljäsosa aineesta. Ns. kuumaan komponenttiin kuuluu 5 % aineesta. Loput noin puolet tähtienvälisestä aineesta on pilvien välillä.
Tähtien synty
Molekyylipilvissä syntyy tiheitä pilviytimiä. Pöly varjostaa ulkoa tulevaa säteilyä ja molekyylien lähettämä säteily jäähdyttää pilveä. Lämpötilan lasku pienentää kaasun painetta ja painovoima voi puristaa ytimen kokoon. Luhistuminen johtaa yhden tai tavallisesti useamman tähden syntyyn.
Massiiviset tähdet syntyvät jättiläismolekyylipilvissä. Pienimassaisissa sumuissa syntyy pääasiassa pienimassaisia tähtiä.
Ajan mittaan pilvet häviävät, mutta uusia syntyy tilalle.
Miten havaitaan?
Tähtienvälistä ainetta voidaan havaita sen lähettämän tai absorboiman säteilyn avulla. Silmällä voi havaita ainoastaan pölystä sirottunutta valoa. Tähtien ympärillä voidaan havaita heijastussumuja, josta esimerkkinä ovat Plejadit. Aurinkokunnassamme oleva pöly nähdään eläinratavalona.
Toisaalta voidaan havaita tähtien valon vaimeneminen eli absorptio. Tiheät pilvet peittävät takana olevia tähtiä ja näkyvät tähdettöminä alueina eli pimeinä sumuina.
Maan ilmakehä ei läpäise hyvin läheskään kaikkia aallonpituuksia, etenkään kaukoinfrapunaisessa ja mikroaaltoalueessa. Havainnot pyritään tekemään korkeilta vuorilta tai ilmakehän ulkopuolelta, satelliiteista.
1983 lähetetty IRAS-satelliitti kartoitti koko taivaan neljällä infrapunaisen aallonpituudella. 1989 lähetetty COBE-satelliitti kartoitti koko taivaan 10 eri infrapunaisen aallonpituudella. ISO-satelliitti lensi 1995-98. Sen pääpeili oli 60 cm läpimittainen. Se havaitsi yksittäisiä kohteita eri lähi-infrapunan ja kaukoinfrapunaisen aallonpituuksilla.
Suomalaiset tutkijat ovat tehneet paljon havaintoja Kirkkonummen Metsähovissa olevalla 14 metrin radioteleskoopilla. Sillä voidaan havaita yli 1 mm aallonpituuksilla mm. tähtienvälisen aineessa olevien molekyylien (esim. hiilimonoksidin) lähettämän spektriviivasäteilyn avulla.
Suomalaiset ovat käyttäneet myös Chilessä olevaa SEST-teleskooppia, joka sijaitsee noin 2,5 km korkeudessa. Kuiva ilmasto ja korkea sijainti mahdollistavat havainnot alle 1 mm aallonpituuksilla.
Lopuksi esitelmöitsijä kertoi Australiassa olevasta ATCA-radiointerferometrista, jossa on kuusi 22 metrin antennia. Chileen on suunnitteilla 64:n 12 metrin antennin muodostama ALMA-interferometri, jolla päästään 0,01 kaarisekunnin erotuskykyyn.
Seuraavana on vuorossa Helsingin yliopiston Tähtitieteen laitoksen dosentti Karl Johan Donner, joka kertoo galakseista maanantaina 8.10. klo 18 Kirkkonummen keskustan yläasteen auditoriossa.
Seppo Linnaluoto