Arkisto
- syyskuu 2023
- elokuu 2023
- kesäkuu 2023
- huhtikuu 2023
- maaliskuu 2023
- helmikuu 2023
- tammikuu 2023
- joulukuu 2022
- marraskuu 2022
- lokakuu 2022
- syyskuu 2022
- elokuu 2022
- kesäkuu 2022
- toukokuu 2022
- huhtikuu 2022
- maaliskuu 2022
- helmikuu 2022
- tammikuu 2022
- joulukuu 2021
- marraskuu 2021
- lokakuu 2021
- syyskuu 2021
- elokuu 2021
- kesäkuu 2021
- toukokuu 2021
- huhtikuu 2021
- maaliskuu 2021
- helmikuu 2021
- tammikuu 2021
- joulukuu 2020
- marraskuu 2020
- lokakuu 2020
- syyskuu 2020
- elokuu 2020
- kesäkuu 2020
- toukokuu 2020
- huhtikuu 2020
Varjoista valoon
Eksoplaneettojen havaitsijoita on toisinaan kutsuttu varjojen etsijöiksi, koska havaintomenetelmistä menestyksekkäin, planeettojen ylikulkuja kartoittava menetelmä, perustuu ihan kirjaimellisesti planeettojen varjojen havaitsemiseen. Näiden varjojen metsästäjät ovatkin rakentaneet jopa etsintään erikoistuneita avaruusteleskooppeja ja rekisteröineet jo tuhansien planeettojen varjot, kun ne kulkevat radoillaan tähtiensä editse ja aiheuttavat tähdistä teleskooppeihimme tulevaan valoon jaksollista, hiuksenhienoa himmenemistä. Muutokset havatsemassamme valossa kertovat kuitenkin monenlaisista dynaamisista tähtitieteen kohteista paljon asioita. Jos kohteessa tapahtuu muutoksia, sen ominaisuuksia voi koettaa havaita, jos muutokset vaikuttavat jollakin tavalla kohteiden säteilemään energiaan.
Tähtitieteilijät osaavat tutkia monenlaisia dynaamisia järjestelmiä perustuen muutoksiin havaittavassa kohteessa. Voimme havaita planeettoja kiertämässä tähtiä mutta myös tähtiä kiertämässä toisiaan moninkertaisissa järjestelmissä. Voimme havaita asteroidien pyörimisen ja komeettojen purkaukset tai jopa kaukaisten mustien aukkojen liikkeen niitä ympäröivien kertymäkiekkojen läpi. Muutosten havaitsemisen ei tarvitse olla rajoittunutta sähkömagneettisen säteilyn tarkkailuun, vaan voimme havaita neutriinoita, jotka kertovat kaukaisten galaksiytimien purkauksista tai jopa gravitaatioaaltoja, joilla tutkitaan mustien aukkojen törmäyksiä. Kaiken taustalla on kuitenkin muutoksen havaitseminen. Eksoplaneettojen tutkimuksessa niiden rataliike on ehkäpä selkein muutosta aiheuttava tekijä. Toisinaan se kuitenkin tuottaa odottamattomia havaintomahdollisuuksia.
Vuonna 2017 saatiin todistusaineistoa toisenlaisesta varjosta liittyen eksoplaneettoihin. Kun tutkijat havaitsivat Hubble-avaruusteleskoopilla läheisen nuoren tähden TW Hydrae ympäristöä, he onnistuivat saamaan tietoa tähteä ympäröivästä kaasu- ja pölykiekosta. Kuten moni muukin nuori tähti, myös TW Hydrae on kaasusta ja pölystä koostuvan kiekon ympäröimä. Sellaiset kiekot muodostuvat jokaisen syntyvän tähden ympärille, ja niiden aineksesta muodostuvat planeetat tähtien kertoradoille. Infrapuna-alueen instrumenteilla on voitu havaita rengasmaisia, tummia alueita sellaisten kiekkojen rakenteessa. Ne paljastavat radat, joilta syntynyt jättiläisplaneetta on siivonnut kaasun ja pölyn pois vetovoimansa avulla. TW Hydraen tapauksessa rengasrakenteiden lisäksi huomio kuitenkin kiinnittyi kiekon poikkeavaan kirkkauteen eri puolilla tähteä.
Tähtiä ympäröivien kiekkojen kirkkausjakaumassa ei tavallisesti havaita muutoksia eri suunnissa, vaan ainoastaan eri etäisyyksillä. Koska aines on sitä harvempaa mitä kauemmas tähdestä mennään, kiekkojen kirkkaus heikkenee suhteessa etäisyyteen tähdestä. Poikkeuksen tähän yleiseen sääntöön muodostavat kuitenkin rengasmaiset aukkokohdat, jotka kertovat planeetoista mutta toisinaan kiekkorakenteita on useampia tai ne ovat kokeneet muodonmuutoksia tähtikumppaneiden vetovoiman vuoksi. TW Hydrae on kuitenkin yksinäinen tähti, joten sen kiekkoon tähtikumppaneilla ei ole voinut olla vaikutusta. Vaikka kaukaisempien tähtikumppanien vaikutusta ei heti voitu sulkea pois, jo seuraavat havainnot paljastivat, ettei tähtien vaikutus voinut tulla kyseeseen. Kiekon kirkkausvaihtelut olivat siirtyneet hiukan, kuin joku olisi kääntänyt kiekkoa parikymmentä astetta.
Tähteä ympäröivä laaja kiekkomuodostelma ei tietenkään voi kiertyä karusellin tavoin, koska se ei ole kiinteä ja sen sisältämät pölyhiukkaset ja kaasumolekyylit vähät välittävät muilla rataetäisyyksillä olevasta materiasta. Ne tuntevat vain tähden vetovoiman liikkuessaan omilla radoillaan tähden ympäri, joten niiden liike on ennustettavissa Johannes Keplerin jo 1600-luvun alussa keksimillä liikelaeilla. Samalla on selvää, että kiekon aines ei mitenkään voisi liikkua niillä valtavilla nopeuksilla, jotka ovat seurauksena kiekon ulko-osien noin parinkymmenen asteen pyörähdyksestä vain vuoden kuluessa. Oman järjestelmämme ulkoplaneetta Neptunus, jonka rataa vastaava etäisyys on likiman kuvan 1 kiekkojen keskellä olevan mustan ympyrän reunalla, kiertää radallaan vain vajaat kaksi astetta vuodessa, joten jos havaittu ilmiö aiheutuisi pyörimisestä, tähden massa ei millään riittäisi pitämään vinhaa vauhtia liikkuvaa materiaa radallaan. Silloin kiekko hajoaisi vain sadoissa vuosissa ja emme olisi voineet sitä koskaan edes havaita 8 miljoonaa vuotta vanhan tähden ympärillä. Erot valaistuksessa voisivat kuitenkin saada aikaiseksi havaitun efektin, jos vain kiekon sisäosissa olisi jotakin tähden kiertoradalla varjostamassa ulompia alueita.
Yksittäinen planeetta ei tietenkään voi langettaa valtavaa varjoa tähteä ympäröivään kiekkoon. Siihen ei riittäisi edes planeettaa itseään ympäröivä pienempi kiekko, jollaisista kuiden järjestelmät syntyvät kuin minikokoisina planeettakuntina. Vaihtoehdoksi jää erillinen sisempi kiekko, jota tähteä kiertävä jättiläisplaneetta vetää puoleensa. Vaadittava tilanne voi muodostua, jos sisempi ja ulompi kiekko ovat hiukan eri tasossa suhteessa toisiinsa. Tulkinta saa tukea ALMA -teleskoopin infrapuna-alueen havainnoista, joista käy ilmi sisempänä järjestelmässä oleva rengasmainen kiekon aukko jättiläisplaneetan radan merkkinä. Vaikka sisempää kiekkoa ei voida tutkia sen tarkemmin tähden läheisyyden tehdessä siitä likimain mahdotonta, on sen aikaansaama varjo ainoa tapa selittää ulomman kiekon vastapäivään liikkuvat kirkkausvaihtelut.
Planeettakunnat syntyvät tähtiä ympäröivistä kertymäkiekoista. Kasvettuaan massiivisiksi, planeetat ryhtyvät muokkaamaan kiekkoja, siivoten niihin materiasta vapaita renkaita kiertoratojensa merkiksi ja muuttamalla kiekkojen materiajakautumaa vetovoimallaan. Mutta TW Hydraen kertymäkiekon varjot paljastivat vielä muutakin (1). Vuoden 2021 Hubble-avaruusteleskkoopin havainnoissa järjestelmän kertymäkiekon ulko-osista paljastui toinenkin varjo, joka aiheutuu toisesta erillisestä järjestelmän sisäosien kiekkorakenteesta (Kuva 3.). Kokonaisuutena tähteä ympäröivä kertymäkiekko on siis jaoteltuna ainakin kolmeen osaan, joista sisimpiä ei edes voida nähdä, koska edes Hubble-avaruusteleskoopin kapasiteetti ei riitäerottamaan sisempiä kiekkoja lähellä kirkasta tähteä. Jaottelun voivat kuitenkin aikaansaada vain tähteä kiertävät jättiläisplaneetat, joita on oltava ainakin kaksi uloimman kiekon sisäpuolella. Aiemmissa havainnoissa varjot vain olivat niin lähellä toisiaan, että niiden erottaminen kahdeksi erilliseksi objektiksi oli mahdotonta. Planeettojen ratojen taas on oltava suunnilleen samalla etäisyydellä tähdestä kuin Jupiter on Auringosta, eli karkeasti 800 miljoonan kilometrin etäisyydellä vastaten noin viittä Maan rataetäisyyttä Auringosta.
Olemme vasta saavuttaneet tähtitieteellisen havaintoinstrumenttien tason, jolla nuoria tähtiä ympärövien kiekkorakenteiden havaitseminen ja tutkiminen on mahdollista. Se on samalla tehnyt mahdolliseksi kartoittaa nuorten lähitähtien planeettakuntia jo niiden muodostumisvaiheessa, vaikka emme edes voi havaita planeettoja suoraan kuin vain yksittäisissä erikoistapauksissa, joissa planeetat ovat riittävän kirkkaita ja riittävän kaukana tähdestään, jotta niiden suora valokuvaaminen onnistuu. Kiekkojen rakenteet kuitenkin paljastavat niiden olevan planeettojen vetovoimavaikutukselle alttiita dynaamisia rakenteita, joista voi löytää merkkejä planeetoista tarkkailemalla kaasun ja pölyn jakautumista eri radoille. Uusimmat löydöt osoittavat, että planeetat voivat paljastaa olemassaolonsa myös vaikuttamalla kiekon ulko-osien valaistukseen vetovoimansa välityksellä. Se tuo planeetatkin kuvainnollisista varjoista valoon, vaikka emme voikaan havaita niitä suoraan.
Lisää valaistusta TW Hydraen planeettakuntaan saadaan varmasti, kun tähtitieteilijät suuntaavat uusimman instrumenttinsa, James Webb -avaruusteleskoopin sitä kohti.
Vastaa
Elämän ja kuoleman metallit
Tähtitietelijöillä on erikoisia tapoja luokitella asioita. Muiden tieteenalojen edustajat kauhistelevat tyypillisesti tähtitieteilijöiden monenlaisia approksimaatioita ja arviointeja. Kosmologille piin likiarvoksi voi riittää aivan hyvin numero 3, koska silloinkin saadaan yhden desimaalin tarkkuus ja ainakin lopputuloksen suuruusluokka oikein. Mutta erityisesti kemistien parissa herättää hilpeyttä astronomien terminologia, jossa sanalla metalli vitataan kaikkiin alkuaineisin, jotka ovat heliumia raskaampia. Maailmankaikkeudessa on siis vain vetyä, heliumia ja metalleja. Rauta nyt on metalli mutta tähtitieteilijöille yleisiä metalleja ovat hiili, typpi, happi, ja monet muut alkuaineet olivat ne sitten metalleja kemiallisessa mielessä tai eivät. Ihmiset koostuvat siten vedystä ja suuresta määrästä metalleja, joten tähtitieteellisessä mielessä olemme kaikki suureksi osaksi metallia.
Kontekstissaan määrittely on tietenkin järkevä approksimaatio, koska vety ja helium ovat universumin yleisimmät alkuaineet, ja siksi kaikki tähdet koostuvat pääasiassa niistä. Vetyä on noin 73% kaikesta materiasta ja heliumiakin noin 25%. Loppu 2% on metalleja, joiden pitoisuutta esimerkiksi tähtien kaasukehissä on tyypillisesti mitattu spektroskooppisesti, eli havaitsemalla tähtien säteilyn voimakkuutta eri aallonpituuksilla. Eri alkuaineet jättävät spektriin oman ominaisen absorptio- ja emissioviivojen kokoelmansa, joten eri tähtien toisistaan poikkeavia metallipitoisuuksia onkin mitattu jo pitkään spektrien avulla. Yksinkertaisin mahdollinen mittari tähden koostumukselle on juuri metallipitoisuus, eli heliumia raskaampien alkuaineiden osuus tähden kaasukehässä. Vaikka tutkijat usein mittaavatki tarkemmin monen eri alkuaineen pitoisuuksia erikseen, on yleinen ”metallipitoisuus” hyvin käytännöllinen suure määrittämään vaikkapa sitä, kuinka paljon heliumia raskaampia aineita oli juuri sen tähtienvälisen aineksen joukossa, josta kyseinen tähti sai alkunsa.
Tähden metallipitoisuus voi kertoa myös väkivaltaisesta historiasta, koska planeettojen törmääminen tähteensä voi jättää jälkeensä tähden kaasukehän kohonneen metallipitoisuuden. Tyypillisesti tilanne on kuitenkin päinvastainen: metallipitoisemmasta aineksesta alkunsa saaneiden tähtien kiertoradoilla on enemmän planeettoja. Tilanne havaittiin jo varhaisten radiaalinopeushavaintojen myötä ja se on saanut vahvistuksensa Kepler-avaruusteleskoopin löytämien tuhansien planeettojen tilastollisen analyysin avulla. Metallipitoisuus vaikuttaa kuitenkin myös tähden itsensä käyttäytymiseen.
Oletetaan, että vertailemme laboratoriossamme kahta muutoin samanlaista tähteä mutta toinen on metallipitoisempi kuin toinen. Ne ovat massaltaan samanlaisia, ja siten kooltaan likimain identtisiä. Ne loistavat yhtä kirkkaasti näkyvän valon aallonpituuksilla ja näyttävät aivan samanlaisilta nopeasti tarkasteltuna. Silti ne poikkeavat toisistaan merkittävästi — suurempi metallipitoisuus saa toisen tähdistä säteilemään ultraviolettivaloa poikkeavalla tavalla. Emme tietenkään voi oikeasti asettaa tähtiä laboratorioon tutkiaksemme niitä kontrolloiduissa olosuhteissa mutta voimme suunnitella täsmälleen haluamiamme koejärjestelyitä mallintamalla tähtien käyttäytymistä yksityiskohtaisilla tietokonesimulaatioilla. Silloin tähtien ominaisuuksien vaikutusta kokonaisuuteen voidaan testata täsmälleen halutulla tavalla.
Voimme siis mennä laboratoriokokeessamme pidemmälle. Oletetaan, että kahta tähteämme kiertää molempia maankaltainen, elinkelpoinen planeetta. Planeetat ovat samanlaisia ja samanlaisella kiertoradalla, jotka sijoittuvat tähtien elinkelpoisten vyöhykkeiden sisäpuolelle. Planeettojen olosuhteissa onkin päässyt kehittymään eläviä organismeja, jotka ovat oppineet yhteyttämään ja sitomaan siten tähden säteilyenergiaa orgaanisten yhdisteiden rakenne-energiaksi. Elämä kukoistaa molemmilla planeetoilla, ja yhteyttäminen tuottaa kaasukehään happea, joka muodostaa sen yläosiin otsonikerroksena tunnetun ultraviolettisäteilyltä suojaavan kerroksen. Koko tapahtumaketju voi vaikuttaa epätodennäköiseltä mutta tiedämme sen tapahtuneen kertaalleen ainoalla tuntemallamme elävällä planeetalla. Muilla tähdillä oleelliseksi muuttujaksi muodostuu juuri tähden metallipitoisuus. Ollessaan suurempaa, se vähentään ultraviolettisäteilyä kokonaisuutena, mutta samalla myös otsonin muodostumisprosessi hidastuu. Se taas tekee metallipitoisempien tähtien planeetoista epätodennäköisempiä maailmoja maankaltaiselle, pintaa peittävälle biosfäärille.
Ultraviolettisäteilyn tyypillä on väliä. Sen pidemmät aallonpituudet kyllä tuhoavat otsonia osuessaan planeetan kaasukehään mutta lyhyemmät aallonpituudet rikkovatkin happimolekyylejä synnyttäen otsonia, kun syntyvät happiradikaalit reagoivat muiden happimolekyylien kanssa. Syntyy tasapainotilanne, jossa otsonikerroksen paksuus rippuu saapuvan ultraviolettisäteilyn aallonpituuksista. Jos tähden metallipitoisuus on matalampi, sen ultraviolettisäteilystä suurempi osa on lyhyiden aallonpituuksien säteilyä, jolloin otsonia pääsee muodostumaan runsaasti ja planeetan elämä saa suojan tappavaa ultraviolettisäteilyä vastaan. Korkeamman metallipitoisuuden tähteä kiertävä planeetta taas saa ohuemman otsonikerroksen ja sen pinnalla ultraviolettisäteily hajottaa tehokkaasti orgaaniset molekyylit steriloiden planeetan elottomaksi. Kaikki toki riippuu siitä, että kaasukehässä on vapaata yhteyttävien kasvien tuottamaa happea, mikä kuvastaa vain sitä, että osaamme spekuloida planeettojen elinkelpoisuudella lähinnä vain perustuen yhteen ainoaan esimerkkiin elollisesta planeetasta — omaamme.
Tähden metallipitoisuus kertoo kuitenkin muutakin. Koska planeetat muodostuvat korostetusti juuri tähtitieteellisistä metalleista, eli heliumia raskaammista alkuaineista, niiden syntyyn vaikuttaa se, kuinka paljon näitä metalleja oli saatavilla planeettojen alettua muodostumaan tähtensä kiertoradoille. Mitä enemmän metalleja oli, sitä herkemmin planeettoja muodostui ja sitä yleisemmiksi ne tulivat. Siksi kaikkein metallipitoisimmat tähdet synnyttävät kyllä herkemmin planeettoja kiertoradoillleen mutta eivät ehkä päästä niitä kehittämään pinnoilleen kompleksisia yhteyttämiseen perustuvia biosfäärejä.
Kultaisen keskitien periaate pätee luultavasti tässäkin asiassa. Jos tähden metallipitoisuus on keskimääräistä luokkaa, kuten omalla tähdellämme Auringolla, sen kiertoradalle syntyy kyllä planeettoja mutta vain maltillisesti ja niistä sisimmät jäävät herkemmin kooltaan pieniksi. Silloin niistä jokin tai jotkut saattavat osoittautua ominaisuuksiltaan juuri sellaisiksi, että elämä saa alkunsa elottomista geokemiallisista prosesseista ja valtaa planeetan kuoren. Kuten kaikkea muutakin, metallejakin tarvitaan siksi juuri sopivasti, jotta tuntemamme kaltainen elämä voi kukoistaa maailmankaikkeudessa.
Metalleja, kuten mitään materiaa, ei ole ollut aina. Maailmankaikkeudellamme on alku, ja sen ensimmäisinä hetkinä saivat alkunsa niin keveimmät alkuaineet vety ja helium kuin myös ripaus kolmanneksi keveintä alkuainetta litiumia. Kaikki raskaimmat alkuaineet syntyivät sitten myöhemmin tähtien ydinreaktioissa, kun keveämmät alkuaineet fuusioituvat raskaammiksi vapauttaen energiaa tähtien energianlähteenä. Osa siitä aineksesta, kuten esimerkiksi suurin osa kaikkea litiumia, hiiltä ja typpeä, vapautui tähtienväliseen avaruuteen uusien tähtisukupolvien rakennusmateriaaliksi kuolevien pienimassaisten tähtien puhallettua metallien kyllästämät ulko-osansa avaruuteen elinkaarensa lopussa. Valtaosa muista yleisemmistä alkuaineista puolestaan vapautui massiivisempien tähtien sisuksista supernovaräjähdysten myötä.
Planeettojen materiaali ja siten myös elämän tarvitsemat alkuaineet syntyivät siis kirjaimellisesti räjähtävien tähtien siroteltua ne pölynä avaruuteen. Samalla supernovaräjähdysten paineaallot saattoivat toimia sopivana häiriötekijänä, joka sai tähtienvälisen aineksen pilvet luhistumaan tähdiksi ja niiden joukoiksi. Supernovatkin siis kylvivät elämän edellytyksiä mutta saattoivat samalla myös riistää ne. Supernovaräjähdykset nimittäin tuottavat pitkiä intensiivisen röntgensäteilyn purkauksia, jotka kestäessään jopa vuosikymmeniä, saattavat steriloida tehokkaasti läheisissä tähtijärjestelmissä sijaitsevia elinkelpoisia planeettoja. Supernovienkin suhteen olemme siten samalla riippuvaisia niistä ja alttiina vaaralle niiden sattuessa liian lähelle. Pelkoon ei kuitenkaan ole aihetta, sillä lähelle Aurinkokuntaa sattuva supernovaräjähdys on äärimmäisen epätodennäköinen tapahtuma, jota tuskin sattuu ihmislajin ollessa olemassa.
Olet oikeassa, että piin likiarvoksi riittää numero 3 esim. päässälaskuun, mutta esim. ympyrän kehää laskiessa hyvä ottaa keroimeksi myös desimaalit 3,14 – ja muistaa piin olevan ns. päättymätön numerojatkumo (tarkentuen jatkuvasti uusille desimaaleille).
Oletukseni on, että myös maailmankaikkeuden ja elämänkin jatkumoissa on mukana jokin tai joitakin päättymättömien lukusarjojen kertoimia – joilla kokemamme todellisuus mahdollistuu.
Tämän todentaminen oikein ei nyttemmin ole mahdollista, mutta ns. intuition oletus siihen suuntaan viitteitä antanut.
Kenties niissä kertomissasi aineen jakautumissakin alkuainesiin on mukana jokin vastaava jaksollisuus.
Sain eilen ma 8.5.2023 Salon pääkirjastosta sattumalta poistokirjan (valittu ilmaiseen jakoon):
(Pii -symbolina) Erään luvun tarina / Peter Beckman – Terra Cognita 2000:
Suomentanut Hannele Salminen (4. painos 1977 / 1975, 1971, 1970).
Sivulla 108 Piin 200 desimaalia (25 x 8 riviä), jotka 1800-luvulla oli selvitetty.
Vasta 1949 alkaen tietokoneilla saatu yli 1000 desimaalia ja sittemmin miljoonia…
Kirjan lopussa oli 10 000 ensimmäistä desimaalia,
joista katsoin kolmen ensimmäisen desimaalin esiintymiset (3,141)
– joita löysin 10 ja niistä yksi oli desimaalein: 3141 (myös alkuluku 3 desimaalina).
Mitään selvää toistuvaa jaksollisuutta niissä desimaaleissa ei ole havaittavissa
vaikka erilaisia numerosarjoja toistuukin.