Otsikon takana

Tervetuloa pimeälle puolelle

4.2.2019 klo 11.10, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Ilmiön takana , Taivashommat , Yleinen

Kuusta on puhuttu viime aikoina paljon, muun muassa kun Kiinan Chang’e 4 laskeutui heti tammikuun alussa Kuun tuolle puolen – kiertolaisemme meille näkymättömälle puolelle. Toisinaanhan haksahdetaan puhumaan myös Kuun ”pimeästä” puolesta, mutta siellä ei ole sen pimeämpää kuin tälläkään puolella Kuuta. Kuun takapuolella on kirkas keskipäivä aina uudenkuun aikaan ja yö, kun me näemme täysikuun. Puoliskon pimeys lieneekin perua pienestä käännösvirheestä: englannin ”dark side” tarkoittaa myös näkymätöntä (”unseen”), ei yksinomaan valotonta puolta.

Mutta takaisin asiaan. Miksei Kuun toinen puoli näy meille? Onko se vain sattumaa?

(Seuraavassa koetan kertoilla hyvin kevyellä kädellä kaiken maailman pyörimis- ja rataliike-energioiden vaihtumisesta ja muuntumisesta kahden kappaleen välillä. Koko tarina ei ole aivan näin yksinkertainen enkä ole tässä selittänyt kaikkea, mutta suunnilleen näin hommat menevät.)

Keskinäistä pullistelua

Maa ja Kuu ovat potria pallukoita: niillä on roimasti massaa, minkä ansiosta niillä on painovoimaa eli gravitaatiota, ja sen ansiosta kappaleiden välille kehittyy erilaisia vuorovesivaikutuksia. Ne taas johtuvat siitä, että Kuun ja Maan kokema, toisen kappaleen gravitaatio on voimakkaampi sillä kyljellä, joka on kaveria kohti, ja vähäisempi toisella puolella.

Tämä aiheuttaa vuorovesivoimia sekä Maahan että Kuuhun: Maan merenpinnat ja maankuorikin pullistuvat kohti Kuuta, ja toisaalta pääsevät vähäisemmän vuorovaikutuksen vuoksi pullistumaan ulospäin myös Maan vastakkaisella puolella. Kuussakin kuori pullistuu kohti Maata ja Kuun takana Maasta poispäin. (Aurinko toki osallistuu myös painovoimallaan vuorovesiin, mutta rajataan se nyt tästä ulos yksinkertaisuuden nimissä.)

Koska Maa myös pyörii akselinsa ympäri nopeammin kuin Kuu kiertää Maan (eli Maan vuorokausi on lyhyempi kuin kuukausi), Kuun nostattama pullistuma Maassa kiertää pois Kuun alta, mikä gravitaation vuoksi hidastaa Maan pyörimistä. Ja koska energiaa ei voi kadota minnekään, Kuun rataliike saa vähän lisää potkua. Avaruudellisten liikelakien nimissä tämä tarkoittaa sitä, että Kuu loittonee Maasta, mutta sen rataliike itse asiassa hidastuu.

Kuun ryövätessä Maalta energiaa planeettamme pyöriminen hidastuu eli päivä pitenee, noin 15 mikrosekunnilla vuodessa. Ja Kuu todellakin loittonee meistä 3,8 senttimetrin verran vuodessa! Tämä on voitu mitata osoittamalla lasersäteitä Apollo-astronauttien Kuuhun jättämiin heijastimiin, joista ne singahtavat takaisin kohti maapalloa. Sitten voidaankin laskea, kuinka pitkään valolta menee menopaluureissuun.

Maan pyöriminen siis hidastuu, mutta vuorovesivoimat vaikuttavat myös Kuun pyörimiseen. Kuu ja Maa vaihtavat keskenään pikku hiljaa fysikaalista suuretta nimeltä pyörimismäärä. Koska Kuu on kevyempi, se kokee suuremman vaikutuksen. Maan suurempi vetovoima saa Kuun pyörimisen hidastumaan siten, että lopulta Kuun pyöriminen tapahtuu samassa tahdissa kuin se kiertää maapallon. Näin se näyttää meille aina saman posken itsestään. Tätä kutsutaan vuorovesilukkiutumiseksi.

Lukkiutuminen on luonnollinen prosessi ja sama on käynyt useille muillekin aurinkokunnan kuille: pikkuiset kuustoset Phobos ja Deimos ovat vuorovesilukossa Marsin kanssa, samaten useat Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen kiertolaisista planeettansa kanssa.

Pitkälti keskenään saman kokoisia olevat Pluto ja Kharon ovat jo kimppalukossa toistensa kanssa: kumpikin näyttää toiselleen vain toisen puolensa. Ja itse asiassa myös Maa-Kuu-kaksikolle on käymässä näin. Jos hommat saisivat kehittyä omalla painollaan eteenpäin, kaukana tulevaisuudessa myös Maa näyttäisi naapurilleen vain toisen puolen itsestään. Ja sillä toisella puolella maapalloa Kuuta ei näkyisi koskaan.

Tähän menee niin kauan aikaa, että Auringon hidas kehittyminen kohti punaista jättiläisvaihetta tulee onneksi (!) apuun: Maa on jo asuinkelvoton tai peräti tuhoutunut kun Maa vuorovesilukkiuu Kuun kiertoaikaan, joten kenenkään täällä ei sitten tarvitse kokea ikuisesti kuutonta ja kurjaa maisemaa. Mikä huojennus.

Vaapunnan seuraukset

Kuun meille näkyvän ja näkymättömän puolen raja ei ole aivan niin tiukka kuin ensi-istumalta kuulostaisi. Kuu hiukan vilauttelee meille tämänpuoleisen ja tuonpuoleisen puoliskonsa reuna-alueita. Vain noin 41 % Kuun pinnasta on oikeasti sellaista, jota voimme nähdä vain avaruudessa lentävien apuvälineiden ansiosta. Kuu nimittäin näyttää huojahtelevan hitaasti taivaalla. Nopeutettuna tämä liike näyttää hauskalta muljahtelulta. Syitä tähän muljuntaan (jolla on myös vakavasti otettava nimi, libraatio) on kolme.

Ensinnäkin Kuun rata on hiukan soikea. Tästä johtuen (ne avaruudelliset liikelait taas takapiruina) Kuun ratanopeus vaihtelee: se liikkuu hiukan nopeammin ollessaan lähimpänä Maata, ja hitaammin ollessaan meistä kauimpana. Tästä syystä edellä kuvattu, tahdistettu pyöriminen falskaa hiukan.

Kun Kuu on meitä lähinnä, näemme hiukan tavallista kauemmas pitkin Kuun oikeaa reunaa (näin pohjoiselta pallonpuoliskolta katsottuna). Kauimpana hituroidessaan Kuu vilauttaa meille vastaavasti vasenta kylkeään.

Vähäisempi vaikutus on Maan pyörimisliikkeellä, joka kuljettaa havaitsijaa kiertolaisemme suhteen. Kun Kuu nousee idästä, näemme hiukan oikean reunan taakse, ja Kuun laskiessa länteen paljastuu taas vasenta reunaa.

Ja kolmanneksi: koska kiertolaisemme rata on paitsi soikea, myös hiukan kallellaan, pääsemme kurkistamaan paremmin sen napaseutuja Kuun ollessa ratansa eteläisellä tai pohjoisella osalla.

Kuun takapuoli onkin siis vajaa puolikas, kiitos kiertoradallisen keikuttelun.

---

Tosi yleiset, sairaan harvinaiset tähdenlennot

18.1.2019 klo 09.57, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Otsikon takana , Taivashommat , Yleinen

2,5 tunnin valotuksessa vuoden 2016 perseidien tähdenlentoparvesta näkyy 56 tähdenlentoa, joista muutama ei kuulu perseideihin – ne näyttävät tulevan eri suunnasta taivaalta kuin lähes kaikki muut.
Kuva Jeff Sullivan (CC BY-NC-ND 2.0)

Samettisen pimeällä taivaalla tuikahtava tähdenlento on vaikuttava näky. Suorastaan ikimuistoisia ovat harvinaisemmat, mutta huikean kirkkaat tulipallot (toisinaan käytetään myös nimitystä bolidi) jotka ehkä vielä välähtävät ja hajoavat silminnähden useaksi kirkkaaksi kohteeksi. Ei ihme, että jostain on kehittynyt ajatus siitä, että tähdenlennon nähtyään saa toivoa ja tällaisella toiveella on suuremmat mahdollisuudet toteutua.

Tähdenlennot eivät kuitenkaan tästä romanttisesta maineestaan huolimatta ole ollenkaan harvinaisia ilmiöitä, ja todellinen toiveajattelun ryöstöviljelijä voikin tehostaa tulevaisuudennäkymiään menemällä ulos minä tahansa tähtikirkkaana yönä. Maapallo jyrää eteenpäin radallaan noin 30 kilometrin sekuntivauhtia, ja aurinkokunnassa leijuvaa pientä pölyhiukkasta ja isompiakin sorajyviä paukahtaa proverbiaaliseen tuulilasiimme jatkuvasti.

Ilmakehään päätyvän tomuhiukkasen ns. kohtaamisnopeus on yli 11 kilometriä sekunnissa, tyypillisesti 20–40 km/s, noin 100 000 kilometriä tunnissa! Tällaisella nopeudella kiitävän pikkukappaleen eteen muodostuu ilmakehässä sokkiaalto, ja sokkiaallon ja kappaleen välissä oleva ilma kuumenee hurjasti. Kuumuus irrottaa läheisistä ilmakehän happi- ja typpimolekyyleistä elektroneita, eli sanotaan, että ilma putoavan kappaleen ympärillä ionisoituu.

Hetikohta meteorin mentyä ohi ilmakehän kaasu jäähtyy, molekyylit saavat elektroninsa takaisin, ja samalla vapautuu valtavasti valoa. Putoavaa avaruushitua ympäröi siis valtavasti suurempi, hehkuvasta ilmasta muodostunut valopallo. Samalla putoavaa kappaletta ympäröivä kuumuus sulattaa sen pintaa, ja kaikki tyypilliset tähdelentoja ja tulipallojakin tuottavat pienet avaruuskivet tuhoutuvat täysin ilmalentonsa aikana. (Toisinaan jäljelle jää jotain, mikä voi ropsahtaa maastoon, mutta säästetään mahdollinen meteoriittiteksti myöhemmäksi.)

Ilmakehäämme päätyvän taivaallisen ryönän määrästä liikkuu hieman erilaisia arvioita, mutta 100 tonnia vuorokaudessa lienee ainakin oikea suuruusluokka. Se on yhtä paljon kuin noin 70 täysikasvuista virtahepoa. Suurin osa tästä kamasta on niin pientä ja heiveröistä, ettei se aiheuta valoilmiöitä. Vähän isommat pölyhituset ja hiekanjyväset aiheuttavat satunnaisia tähdenlentoja, joita voi nähdä minä tahansa pilvettömänä, kuuttomana yönä kymmenisen kappaletta tunnissa.

Taivaalliset vakivieraat

Oma lukunsa ovat sitten säännölliset tähdenlentoparvet. Tiettyinä päivinä vuodessa tähdenlentojen määrä kasvaa, ja niitä voi näkyä useita kymmeniä tunnissa, jopa satoja. Parviin kuuluvat tähdenlennot eivät saavu näkökenttään mistä päin taivasta sattuu, vaan niillä näyttää olevan tietty tulopiste taivaalla, jonka (koko tähtikuvion tai lähitähden) mukaan parvet ovat saaneet myös nimensä. Mistä tähdenlentoparvet johtuvat?

Aurinkoa kiertää planeettojen ja asteroidien lisäksi valtavia määriä jäästä ja pölystä muodostuneiden pyrstötähtien ytimiä. Kun ne ajautuvat sisemmälle aurinkokuntaan, ne lämpenevät ja alkavat sulaa. Samalla komeetat kylvävät ympärilleen pölyä, joka jää niiden radalle. Jos Maan rata risteää tällaisen komeetan radan kanssa, planeettaamme odottaa joka vuosi samassa kohtaa tietyn komeetan ja oman ratamme risteys – ja tähdenlentoja tuottava, enemmän tai vähemmän tukeva pölyvana. Kaikille tähdenlentoparville ei kuitenkaan ole vielä tunnistettu emokomeettaa.

Näin syntyvät meteoriparvet. Kaikki varmaan muistavat ainakin elokuun perseidit, joita on mukava katsella suht pilvettömien taivaiden alta elokuun öiden lämmössä. Yhtä satoisia parvia olisivat joulukuun geminidit ja tammikuun kvadrantidit, mutta niiden katselua Suomessa haittaa yleensä ajankohdalle tyypillinen pilvisyys, minkä lisäksi kvadrantidit aiheuttavan pölyvanan materiaali on niin keskittynyttä, että tähdenlennoista valtaosa näkyy muutaman hassun tunnin aikana. Jos kvadrantidien huippu osuu Suomen aikaa päivätaivaalle, peli on heti menetetty.

Nämä ovat ne merkittävimmät tähdenlentoparvet, joista yleensä tulee Ursan nimissä huudeltua. Ne eivät kuitenkaan suinkaan ole ainoat. Ursan julkaisemassa Tähdet-vuosikirjassa on listattu 29 parvea, mutta virallisesti niitä tunnetaan tällä hetkellä 112 kappaletta ja yli 800 muustakin parvesta on olemassa vihjeitä. Ne on ehkä havaittu vain kerran tai kahdesti, ja lisähavaintojen myötä niistäkin saattaa vielä tulla virallisia parvia.

Nämä uudet ja vähemmän maineikkaat parvet eivät juuri erotu satunnaisten tähdenlentojen joukosta – ne ovat usein äärimmäisen niukkoja ja lyhytkestoisia ja siksi perin hankalia havaita, vaikka taivas olisi pilvetönkin. Esimerkiksi tätä kirjoittaessa aktiivisena on γ-ursae minoridien parvi, joka parhaimmillaankin tuottaa vain kolme tähdenlentoa tunnissa. Nimensä mukaisesti ne näyttävät tulevan Pienen karhun gamma-tähden läheltä, pari astetta siitä etelään.

Kaikkia vahvistettuja ja vahvistamattomia, näyttäviä ja olemattoman vaatimattomia tähdenlentoparvia voi selailla IAU:n Meteor Data Centerin tietokannassa. Ursassakin muuten puuhataan tähdenlentojen parissa: meillä on oma meteoriharrastusryhmä, sekä tietysti kansainvälisesti ja ammattimaisesti toimiva tulipallotyöryhmä, joka tutkii sellaisia tulipalloja, joista olisi saattanut selvitä maastoon meteoriitteja.

Tätä tekstiä ei voi kirjoittaa (toimikoon tämä loppukevennyksenä!) mainitsematta hiljattaisia suunnitelmia ryhtyä tehtailemaan keinotekoisia tähdenlentoparvia. Niissä Maata kiertävä satelliitti sylkisi ulos parisenttisiä pampuloita, jotka ajautuisivat ilmakehään sopivalla hetkellä ja aiheuttaisivat mojovan tähdenlentosateen. Itse kukin voi sitten tykönään pohdiskella, miten sykähdyttävä näky tämä olisi, ja miksi.

 

---

Mistä tunnet sä planeetan?

4.1.2019 klo 15.00, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Otsikon takana , Taivashommat , Yleinen

Kuluneen talven aikana Ursalle kaikkein useimmin esitetty kysymys on koskenut aamutaivaalla silmiinpistävän kirkkaana loimottavaa pistettä. Mikä ihme se on?

Malttakaa! Kerron kohta.

Taivaan kirkkaista valoista (poislukien nyt Aurinko, Kuu ja ihmisen rakentamat härvelit) tähdet ja planeetat voi yleensä erottaa suhteellisen yksinkertaisilla konsteilla, vaikka kulloinenkin planeettojen näkymistilanne ei olisikaan aivan hanskassa.

Miten niin ”näkymistilanne”? Kuten maapallokin, myös muut planeetat kiertävät Aurinkoa vähän eri tahtiin. Tästä johtuen planeetat ovat meistä katsottuna välillä Auringon takana tai niin lähellä Aurinkoa, etteivät ne näy taivaalla. (Joskin Venus ja Jupiter ovat niin kirkkaita, että harjaantuneella silmällä ne ovat juuri ja juuri erotettavissa päivätaivaalta.)

Aurinkokunnan kahdeksasta tunnetusta planeetasta Venus, Mars, Jupiter ja Saturnus ovat varsin kirkkaita. Uranus ja Neptunus ovat niin kaukana, että niistä ei paljain silmin pääse riemuitsemaan — joskin Uranuksen voi kyllä nähdä kunnolla pimeissä oloissa paljain silmin, jos tietää, mikä taivaan himmeistä pisteistä se nyt on. Merkurius on yleensä varsin himmeä, ja matalalla. (Maa on löydettävissä siinä määrin helposti että emme nyt puhu siitä tarkemmin.)

Mutta katsotaan vähän, miten planeettoja voi koettaa tunnistaa.

Jos taivaalla havaitsee yhtään yllättävämmän kirkkaan pisteen, se usein on planeetta — ne kun liikuskelevat taivaalla tähtien lomassa hissukseen ja saattavat etenkin pitemmän pilvirupeaman jälkeen yllättää satunnaisen taivaan tarkkailijan. Auringon jälkeen taivaan kirkkain tähti Sirius saattaa myös herättää kummastusta talvitaivaalla. Se on näyttää kirkkaan valkoiselta ja saattaa tuikkia ja väläytellä eri värejä.

Siriuksen voi tunnistaa helposti, jos hahmottaa viereisen Orionin tähtikuvion tutun tiimalasimaisen muodon ja sen vyötäröllä kolmen tähden muodostaman suoran viivan. Tämä viiva osoittaa lähes suoraan kohti Siriusta, vasemmalle alaviistoon Suomen taivaalla.

Tuikkimista tapahtuu tyypillisesti vain tähdillä — niistä meille tuleva valonsäde on pistemäinen ja terävä, ja ilmakehän myllerrys saa valonsäteen taipumista ilmakehän eri kerroksissa. Planeetat ovat niin lähellä meitä, että ne eivät ole aivan pistemäisiä, ja niistä tuleva valonsäde on, noh, leveämpi. Ilmakehä ei aiheuta planeetoille samalla tavalla huomattavaa tuikkimista ellei planeetta ole hyvin lähellä horisonttia, mutta aiheuttaa riesaa kyllä kaukoputkien kanssa.

Aamu- ja iltatähdet

Se aamutaivaalla nyt leimuava taivaankappale on Venus.

Venus ja Merkurius kiertävät Aurinkoa Maan radan sisäpuolella ja ovat siitä syystä meikäläisten planeettojen erikoistapauksia. Radastaan johtuen ne näkyvät aina joko aamu- tai iltataivaalla. (Jos tämä ei tunnu heti ilmiselvältä, kannattaa miettiä, miten Maan radan sisäpuolella kiertävä planeetta voisi näkyä taivaalla keskiyöllä.)

Merkurius on näistä hankalampi havaita, eikä se taivaalta silmille pomppaakaan. Koska se on aurinkokunnan sisin planeetta, se on aina taivaalla varsin lähellä Aurinkoa eikä kohoa kovin korkealle. Se näkyy siksi yleensä vaalealla taivaalla, jonne se helposti hukkuu, minkä lisäksi taivaanrannassa on usein utua joka saattaa kätkeä planeetan. Merkuriusta on paras havaita keväisellä iltataivaalla tai syksyisellä aamutaivaalla. Havaintopaikalta tulisi olla lähes esteetön näkymä auringonpuoleiseen horisonttiin.

Venus! Se on todellakin parhaimmillaan juuri nyt, ja taivaalla korkeimmillaan loppiaisena 6.1.2019. Venus on aamu- tai iltataivaalla loistaessaan planeetoista kaikkein kirkkain, peräti 16 kertaa Siriusta kirkkaampi. Se on varsin lähellä sekä meitä että Aurinkoa ja liki Maan kokoinen, minkä lisäksi se on paksun pilvikerroksen peittämä — valoa ja hyvää heijastuspintaa siis löytyy. Jos taivaalla porottaa aamu- tai iltataivaalla tällainen lähes pelottavan kirkas läiskämäinen kohde, se on melkoisen varmasti Venus.

Opposition edustajat

Mars, Jupiter ja Saturnus kiertävät Aurinkoa Maan radan ulkopuolella ja voivat siksi näkyä taivaalla vaikka koko yön. Kun Maa on suorassa linjassa tällaisen ulkoplaneetan ja Auringon välissä (siis täysikuuta vastaava tilanne!), planeetan sanotaan olevan oppositiossa, se näkyy yötaivaalla, ja koko sen meille näkyvä puolisko heijastaa tehokkaasti Auringon valoa. Planeetta näkyy tällöin kirkkaimmillaan.

Pieni kiviplaneetta Mars on meistä heti seuraava planeetta Auringosta lukien. Se näyttää opposition ulkopuolella melko himmeältä, mutta se on usein helppo tunnistaa selkeän oranssinpunertavan värinsä ansiosta. Marsin rata on melko soikea, joten sen oppositiotkin ovat välillä kirkkaampia, välillä vähemmän näyttäviä, riippuen siitä, miten lähellä Mars on Maata opposition aikaan.

Aurinkokunnan suurin planeetta, kaasujättiläinen Jupiter on aina suunnilleen yhtä kirkas kuin Sirius tai kirkkaampi. Sen ja Saturnuksen erottaa ehkä parhaiten juuri kirkkauseron perusteella. Kumpikin on vaalean kellertävä väriltään ja kirkas, mutta Saturnus on kuitenkin aina Jupiteria selvästi himmeämpi. Saturnus voi himmeimmillään helposti hukkua tähtien sekaan, jos tähtitaivas ei ole aivan tuttu.

Taivaalliset apajat

Milloin sattuvat seuraavat hyvät planeettahetket? Valitettavasti 2019 ei ole suinkaan paras planeettavuosi koskaan, mutta jotain voidaan sentään nähdä.

Seuraava havaintoikkuna Merkuriukselle koittaa noin iltakuudelta helmi-maaliskuussa 2019, korkeimmillaan Merkurius on 27.2. (mutta silti varsin matalalla). Planeetta on tällöin siis lähellä auringonlaskun suuntaa, vaalealla taivaalla ja himmeä. Kiikari voi auttaa paikallistamaan planeetan, minkä jälkeen sen voi koettaa hahmottaa taivaalta paljan silmin. Harvinaista Merkurius-hupia seuraa tämän vuoden marraskuussa, kun planeetta kulkee Auringon editse 11.11., mutta koska kyseessä on marraskuu, pilvet saattavat tulla pilaamaan bileet. (Taas.)

Venus? Juuri nyt. Kevään jälkeen Venus palaa matalalle iltataivaalle joulukuussa 2019 ja kohoaa sieltä sitten talven aikana korkeammalle kohti maaliskuuta 2020.

Mars kannattaa myös bongata nyt iltataivaalta, sillä sekin luuhaa Auringon takana ison osan vuotta ja palaa aamutaivaalle vasta vuoden lopulla. Marsin seuraava oppositio on odotettavissa lokakuussa 2020.

Jupiter luimistelee pitkin vuotta matalalla horisontissa. Keväällä se näkyy aamulla, kesällä öiseen aikaan ja syksyllä iltataivaalla. Vuosi 2020 ei ole juuri parempi. Sen sijaan hieno kohtaaminen tapahtuu 22.1. kun Jupiter loistaa aamutaivaalla vierekkäin Venuksen kanssa. Odotettavissa on näyttävä parivaljakko.

Saturnus seurailee Jupiterin liikkeitä taivaalla pitkin vuoden (suunnittelevatko ne ehkä yhdessä jotain konnuuksia?). Saturnus hipoo taivaanrantaa helmikuusta alkaen ja kiertää kevään aamutaivaalta kesän vaalean yötaivaan kautta iltahämäriin loppuvuodesta.

Sellaista on taivaallinen kiertokulku: välillä tulee tällaisia köyhempiä planeettavuosia. Ehkä kannattaa suhtautua siten että planeetat pitää ladata välillä…

Loppuun vielä pieni mainos: jos taivaan planeetta- ja muutkin tapahtumat kiinnostavat eikä ehkä pääse käymään Ursan Kuukauden tähtitaivas -planetaarioesityksissä, aloimme juuri julkaista podcastia nimeltä Tähtitaivas nyt. Syyskuulta toukokuulle joka kuukauden ensimmäisenä päivänä ilmestyvässä podcastissa professori Markku Poutanen kertoo, mitä taivaalta on odotettavissa alkaneen kuun aikana. Tähtitaivas nyt löytyy YouTubesta, Spotifysta ja iTunesista. Hyviä kuunteluhetkiä!

---

Edistys edistyy

26.10.2018 klo 12.42, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Sitkeät huhut , Yleinen

Nyt on käynnissä Helsingin kirjamessut. Lienee syytä heti tässä alussa valistaa lukijaa että Ursakin löytyy messuilta, ja osastomme on 6f61. Tervetuloa! (Sieltä saa nyt mm. Carlo Rovellin uunituoretta Ajan luonne -kirjaa. Suosittelen.)

Koska on kirjamessut, ohjelmassa on kirjailijoiden haastatteluja, ja niissä merkeissä itsekin korjaan luuni toimistolta sinne haastatellakseni Heikki Ojaa tuoreimmasta kirjastaan Maailmankaikkeuden rakenne (olemme Kruununhaka-lavalla klo 16 eteenpäin). Heikkiä on aina kivaa haastatella ja kirja on lukemisen arvoinen, mutta koska aivo aina välillä falskaa, on hyvä vähän miettiä etukäteen mistä kulmasta aikoo aihetta lähestyä.

Heikin kirja mielessäni seikkailin Ursan kirjastossa. Alun perin tähtäimessäni oli Heikin varhaistuontantoon kuuluva teos Albert Einstein — tutkija ja ihminen. En löytänyt sitä (vaikka se varmaan siellä jossain onkin), sillä törmäsin ensin kirjaan nimeltä The Structure of the Universe joka on The Smithsonian Treasury of Sciencen huikean nimekkäiden tyyppien kirjoittama artikkelikokoelma vuodelta 1944. Riemastuin tietysti siitä että kirja on oleellisesti saman niminen kuin Heikin uutuus (joskin saman nimisiä kirjoja varmaan löytyy maailmasta useita — erilaisia ”kotona maailmankaikkeudessa” -teoksiakin on lukuisia), mutta halusin selailla sitä vähän saadakseni kouriintuntuvaa fiilistä siitä, miten valtavasti tietomme maailmankaikkeudesta on yli 70 vuodessa kehittynyt.

Ja onhan se kehittynyt. En nyt lähde perinpohjaisesti perkaamaan kirjaa — eikä olisi aikaakaan — mutta tässä jotain huomioita.

Ensimmäistäkään eksoplaneettaa ei ollut vielä löytynyt vuonna 1944, mutta ykkösartikkelin kirjoittaja Claude W. Heaps toteaa, että uskomus on että vain hyvin harvojen tähtien ympäriltä löytyy planeettoja. Nykyään tiedämme, että planeetat ovat vallan tavallisia tähtien synnyn sivutuotteita.

Verraten tuore havainto oli, että kaukaiset ”supergalaksit” eli galaksijoukot näyttävät etääntyvän meistä hurjaa vauhtia. Havainto oli kummallinen ja kiistanalainen, ja Heaps perustelee pitkällisesti, miten se tehtiin. Universumin laajeneminen olisi ollut hyvä selitys havainnolle, mutta hyvin epäilyttävä ja epämiellyttäväkin. Jos ajan kulku käännettäisiin ympäri, se merkitsisi että universumin aine olisi ollut kaikki yhdessä läjässä vain noin miljardi vuotta sitten, ja tämähän ei voi pitää paikkaansa, kun maapallokin on selvästi vanhempi. Heaps kirjoittaakin, että ymmärryksemme universumin rakenteesta suurilla etäisyyksillä on selvästi epätyydyttävä.

Toinen tuore havainto oli se, että valohiukkasen eli fotonin oli havaittu hajoavan kahdeksi eri hiukkaseksi, elektroniksi ja positroniksi. Mitään vastaavaa ei ollut koskaan aiemmin havaittu ja Heaps vertaa havaintoa siihen, että auringonvalon ohittaessa rautakuulan se hajoaisi hauleiksi. ”Voimme hyvin sanoa, että jotain eriskummallista tapahtuu mikroskooppisella tasolla.” Kvanttikenttädynamiikka oli olemassa vasta tuskanhikenä tutkijoiden otsalla, eikä ihme, että Heaps oli hämillään.

Kaikkea tätä lukiessa oli helppoa hihitellä viehättyneenä tutkimuksen etenemisestä ja taannoisten tiedetyyppien tietämättömyydestä. Mutta miten nyt sitten pitäisi suhtautua tieteeseen ja tutkimukseen ylipäätään? Tähän problematiikkaan törmää näissä hommissa tämän tästä, usein esim. Ursan Facebook-sivulla (hei!). Mihin tässä nyt pitäisi uskoa, mitä me kuvittelemme muka tietävämme, kaikkihan menee kohta taas uusiksi, miksi tätäkin pitää tutkia. Turhaa hommaa etkä usko tuohon itsekään.

Voidaan sanoa, että luonnontiede on tietoa toistaiseksi. Tiede lähestyy totuutta, mutta ei koskaan saavuta sitä (no kyllä nyt joskus, jos joku asia saadaan mitattua tarkasti). Tiede on tiiliseinän muuraamista: ladotaan tiiltä alempien kerrosten päälle. Tieteen muurarit naputtelevat niitä alempia tiiliä jatkuvasti osana työtään ja välillä joudutaan purkamaan pois kohtia, jotka ovat osoittautuneet niin heikosti muuratuiksi, ettei siihen sovi enää rakentaa päälle. Näin tiede korjaa itseään.

Kun tiedettä yleistajuistetaan, mutkia suoristellaan joka tapauksessa (sitä se yleistajuistaminen tarkoittaa), ja osa prosessia on, että ei jäädä joka käänteessä muistuttamaan että tämä on nyt sitä tietoa toistaiseksi. On ihan asiallista muistuttaa siitä välillä, mutta jos sitä ei tehdä, tarkoituksena ei ole koskaan väittää, että tässä nyt on meillä absoluuttinen viimeinen totuus tästä aiheesta. Jos joku niin tekee, hän ei ymmärrä tiedettä.

Tieto toistaiseksi tarkoittaa sitä, että niitä ylempiä tiilikerroksia on ladottu alempien päälle — alempien tiilikerrosten kantavuuteen luotetaan. Ja se seinä on aina vaiheessa. Tiede on prosessi. Ne tyypit joita Heaps siteeraa tekstissään — kuten nimekkäät tutkijat ja todelliset tehomuurarit Edwin Hubble tai Paul Dirac — muurailivat niitä alempia kerroksia, mutta ne olivat tärkeitä kerroksia. Ilman niitä seinä ei olisi nyt tässä korkeudessa.

Mitä tässä ollaan rakentamassa? Ehkä yrityksen ja erehdyksen kautta fysiikan seinä on viimein riittävän korkea ja alamme tajuta, miten tämä homma perimmiltään toimii. Löytyy kaikkien aikojen työpiirustus, kaiken teoria. Sitä ennen rapataan — ja roiskitaan.

Kirjoittaja ei tiedä missä kohtaa vertaus on mennyt jo liian pitkälle.

---

Kotona Linnunradassa

5.11.2017 klo 07.00, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Bongaa Linnunrata , Otsikon takana

Teksti ilmestyi Ursan Facebook-sivulla 5.11.2017 osana Bongaa Linnunrata –kampanjaa 8.9.–8.11.2017.

Tässä sitä kuulkaa mennään hippulat vinkuen.

Maapallo pyyhältää radallaan Auringon ympäri noin 30 kilometrin sekuntinopeudella. Vaka vanha Aurinko on planeettakuntamme keskipiste ja vain hiukan tutajaa planeettojen nykiessä sitä ympäriinsä, kaikkein eniten Jupiterin vaikutuksesta. Mutta jos laajennetaan näkymää koskemaan koko Linnunrataa, Aurinko planeettoineen ja itse asiassa koko Auringon tähtinaapurusto ei suinkaan pysy edes lähimain paikallaan vaan viilettää ympäri galaksia kulkevaa rataansa noin 250 kilometriä sekunnissa. Aurinko ei pysy paikallaan edes lähitähtien suhteen vaan posottaa kohti Herkuleen ja Lyyran rajaseutuja noin 17 kilometrin sekuntinopeudella.

Aurinko puhaltaa jatkuvasti aurinkotuulena ympäröivään avaruuteen hurjaa vauhtia kiitäviä hiukkasia, jotka levittävät Auringon magneettikenttää kauas planeettojen ratojen taakse. Tämä Auringon kuplamainen vaikutuspiiri tunnetaan nimellä heliosfääri, ja se tyssähtää heikentyneenä vasten tähtienvälisen avaruuden harvaa kaasua alueella jota kutsutaan heliopaussiksi. Kaukaisimmaksi koskaan matkanneet ihmiskäsien luomukset eli Voyager-luotaimet tutkivat parhaillaan tätä aluetta, joka näyttää alkavan noin 120 Maa-Aurinko-etäisyyden päässä. Siellä puhaltaa Skorpionin tähdistön suunnalta navakka galaktinen tuuli, ja kaasun tiheys napsahtaa nelikymmenkertaiseksi. Ympäri Linnunrataa ja muualta maailmankaikkeudesta vinhasti kiitävien hiukkasten eli kosmisten säteiden määrä kasvaa voimakkaasti.

Millainen on tämä galaktinen takapihamme? Aurinko sijaitsee tällä hetkellä Orionin kierteishaaran kainalossa ja näyttää seikkailevan tietään löyhän ja kuuman, halkaisijaltaan noin 30 valovuotta olevan kaasupilven läpi. Pilvi sisältää pääasiassa vetyä ja heliumia sekä aavistuksen verran pölyä. Auringon odotetaan tupsahtavan ulos pilvestä reilun 10 000 vuoden kuluttua. Viereisen pilven reunamilla ovat menossa myös mm. Sirius, Altair ja Alfa Centaurin kolmoistähti, Aurinkoa lähin tähtijärjestelmä (ja eksoplaneetta). Pilvi tunnetaan englanniksi nimellä Local Fluff, mikä kääntyy ehkä tälle palstalle ominaiseen tyyliin Paikalliseksi pörhöksi.

Tässä kohtaa lienee syytä mainita, että nämä tähtienvälisen avaruuden kuumat alueet eivät ole samalla tapaa kuumia kuin me ne käsitämme, sillä ne ovat erittäin harvaa ainetta – huikeasti harvempaa kuin paraskaan maanpäällisessa labrassa nykyään saavutettava tyhjiö – eikä mitään kosmista käristysefektiä tapahdu. Meitä ympäröivän pilven kaasu on Auringon pintaa kuumempaa ja tässä sitä vaan silti ollaan olematta moksiskaan. Avaruuden kuuma kaasu on itse asiassa plasmaa, eli kaasua jossa atomit ovat menettäneet osittain tai kaikki elektroninsa.

Tämä pieni pilvenlonka sijaitsee suuressa kammiossa, joka sisältää äärimmäisen harvaa, noin miljoona-asteista plasmaa joka rätisee röntgensäteitä, jota syntyy kun plasman vapaana vilistävät elektronit muksahtelevat atomiytimiin. Tätä noin 1300 valovuotta halkaisijaltaan olevaa, ympäristöään harvempaa onkaloa kutsutaan Paikalliseksi kuplaksi (Local Bubble), ja Aurinko on matkannut sen halki jo useita miljoonia vuosia. Ei olla täysin yksimielisiä siitä, mitkä tapahtumat puhalsivat onkalon olemaan. Kyseessä saattoi olla supernova tai kokonainen sarja tähtiräjähdyksiä. Voi myös olla, että onkalo avautui tähtien synnyn yhteydessä.

Paikallista kuplaa kehystääkin useita tähtiensyntypaikkoja, ja niiden sisältämien osittain paljain silminkin näkyvien kirkkaiden tähtien vana tunnetaan Gouldin vyönä. Se kulkee halki maapallon taivaan, näin meikäläisestä perspektiivistä suunnilleen Kefeuksen, Perseuksen ja Orionin halki kohti Siriusta. Gouldin vyö kulkee sen verran lähellä Linnunradan kiekkoa, että näitä kahta ei välttämättä erota helposti toisistaan. Näistä tähtien lastenkamareista meille tutuin lienee Orionin sumukompleksi, jonka sisältämä Orionin suuri kaasusumu häämöttää Orionin vyön keskimmäisen tähden alapuolella ja erottuu hiukan sumumaisena paljain silminkin.

Meitä lähin, laaja tähtiensyntyalue  löytyy eteläisen pallonpuoliskon ja Skorpionin-Kentaurin tähtijoukon suunnalta, jossa sen jo syntyneet kirkkaat tähdet loimottavat Etelän ristin, Kentaurin ja Suden tähdistöissä. Näiden nuorten starojen poispäin pöheltämä kaasu etenee sutjakkaasti Paikallisen kuplan tyhjyydessä ja on kutitellut meitä jo ainakin 250 000 vuoden ajan, ja näyttääkin siltä, että myös se pieni kaasupilvi jossa me tällä hetkellä matkaamme on peräisin näiden tähtien syntyseuduilta.

Aurinko jatkaa tässä ympäristössä matkaansa vielä miljoonia vuosia, kiertäen Linnunradan keskustaa noin 27 000 valovuoden etäisyydellä siitä. Yhteen kierrokseen galaksin ympäri menee vajaat 230 miljoonaa vuotta. Aurinkokunnan vanhimmat materiaalit ovat (eri alkuaineiden radioaktiivisten muotojen esiintymisen perusteella) paljastuneet iältään noin 4,568 miljardia vuotta vanhoiksi, joten Aurinko on ennättänyt kiertää Linnunradan ympäri reilut 18 kertaa. Galaktisissa vuosissa täysi-ikäisyys on siis saavutettu.

Aurinko ei kuitenkaan vain kierrä Linnunrataa vaan se sukeltelee edestakaisin kiekon läpi pari kertaa kierroksessa, noin 33 miljoonan vuoden välein. On esitetty, että pulahdukset galaksin kierrehaarojen läpi voisivat selittää osan maapallon massasukupuutoista, mutta teoria ei ole saanut taakseen vankkaa kannatusta ja on edelleen varsin kiistanalainen. Tällä hetkellä näyttää siltä, että olemme hintsusti galaksin kiekon keskitason yläpuolella ja kohoamassa vähitellen korkeammalle.

Putkahdimme siis viimeksi kiekon keskitason läpi noin 2,5 miljoonaa vuotta sitten, eli galaksin aikaskaalalla aivan hetki sitten. Se oli meillekin mukavaa aikaa: suunnilleen samoihin aikoihin kehittyi luulöytöjen perusteella mm. Homo-suku ja sen myötä ensimmäiset varsinaisesti ihmiseksi kutsutut olennot, jotka keksivät alkaa käyttää työkaluja.

---

Pimeän aineen syleilyssä

29.10.2017 klo 07.00, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Bongaa Linnunrata , Otsikon takana

Teksti ilmestyi Ursan Facebook-sivulla 29.10.2017 osana Bongaa Linnunrata –kampanjaa 8.9.–8.11.2017.

Pimeä aine on kutkuttavaa tavaraa. Emme tiedä, mitä se aivan tarkalleen on, mutta voimme silti nähdä sen vaikutukset monessa eri paikassa. Tässä tekstissä puhumme vähän lisää Linnunradan (tai galaksien yleensä) ja pimeän aineen yhteydestä.

Linnunradan syntyä käsittelevässä tekstissä 24.9. kerroimme, miten galaksien siemenet kehittyivät varhaisessa maailmankaikkeudessa pienistä lämpötila- ja tiheyseroista. Mikäli nuori universumi olisi ollut lämpötilaltaan ja tiheydeltään täysin tasainen, kaikkialla olisi vallinnut sama laiska gravitaatiokenttä eikä mitään aineen tihentymiä ja sitä kautta rakennetta olisi päässyt muodostumaan.

Tavallinen aine – se atomeista muodostunut peruskama josta tähdet ja planeetat ja kaikki planeetan pinnalla puuhastelevat tyypit ovat muodostuneet – ei olisi yksin jaksanut muodostaa ensimmäisiä tähtiä ja galakseja, ainakaan siinä tahdissa kuin mitä havaitsemme menneisyydessä tapahtuneen. Ellei pimeää ainetta olisi ollut mukana projektipäällikkönä päsmäröimässä, nykypäivän galaksit olisivat vain prosentin verran tiheämpiä kuin maailmankaikkeus keskimäärin. Todellisuudessa ympärillämme näkyvät galaksit ovat kuitenkin noin miljoona kertaa tiheämpiä kuin ympäröivä universumi eli keveät sata miljoonaa kertaa tiheämpiä kuin pitäisi – ellei pimeää ainetta olisi.

Ensimmäiset tähdet ja galaksit siis syntyivät pienten pimeän aineen pilvien keskelle gravitaation voimalla ajautuneesta kaasusta. Kun nämä alkugalaksit törmäilivät toisiinsa, myös pimeän aineen pilvet seurasivat luontevasti mukana ja sulautuivat yhteen. Ja näin on jatkunut nykypäivään saakka: mitä suurempi galaksi, sitä enemmän sen ympärillä näyttää olevan pimeää ainetta. Tätä pimeää pilveä kutsutaan yleensä pimeän aineen haloksi. Sen olemassaolo voidaan nähdä muun muassa tavasta, jolla galaksit pyörivät.

Linnunradassa näkyvää ainetta (kuten tähtiä ja kaasupilviä) löytyy melko tarkkaan tasaisesti koko kiekon leveydeltä. Galaksi pyörii varsin tasaisesti, ja pyörimisen tulisi hidastua vasta aivan ulko-osissa, joissa on lähinnä yksittäisiä tähtiä ja kaasupilviä. Mutta tämä ei ole se, mitä todellisuudessa havaitsemme ympäröivässä avaruudessa. Galaksien pyörimisnopeus jopa kasvaa ulospäin. Tunnettujen gravitaatiolakien mukaan näin nyt ei vaan pyöritä, ellei galaksin ulko-osissa ole jotain ylimääräistä ja massiivista. (Sitäkin on tutkittu, ettei gravitaatio toimisi normaalisti galaksien ulko-osissa, mutta näin ei näytä olevan.)

Mitä siellä on? Miksi emme näe sitä? Voisiko siellä olla hysteeriset määrät jotenkin mahdottoman himmeitä tähtiä, tai planeettoja, tai kumiankkoja? Mistään tällaisesta ei ole löytynyt merkkejä. Koska pimeästä aineesta on runsaasti havaintoja muualtakin, koska sen on havaittu ympäröivän suuria galaksijoukkoja ja koska pimeän aineen halo olisi luonnollinen jatkumo toimivalle galaksien syntyhistorialle, ei ole huono veikkaus, että galaksien ulko-odissa todella olisi pimeää ainetta – tuntemattomista hiukkasista koostuvaa puuroa joka vuorovaikuttaa tavallisen aineen kanssa lähes yksinomaan massansa kautta, eli gravitaatiolla.

Linnunradan tähtien arvioitu massa vastaa noin 55 miljardia Aurinkoa. Lisäksi galaksissamme on noin 5-8 miljardin Auringon verran vapaata kaasua ja pölyä. Pimeää ainetta näyttää olevan kymmeniä kertoja enemmän. Meillähän ei ole mitään jättipuntaria johon voisimme Linnunradan ripustaa, vaan massa-arviot on tehtävä epäsuorasti, tutkimalla vaikkapa miten pienet galaksit tai pallomaiset tähtijoukot kiertävät meitä. Massa-arviot ovat siis vain arvioita, mutta ei ole syytä epäillä, etteivätkö ne antaisi oikeaa suuruusluokkaa.

Pimeän aineen halo näyttää ulottuvan noin miljoonan valovuoden päähän galaksin keskustasta, siinä missä näkyvän aineen muodostama kiekko ulottuu vain noin 50 000 valovuoden päähän (joskin kiekko saattaa osoittautua vielä tätä leveämmäksi). Täällä ollaankin jo puolivälissä kohti Andromedan galaksia. Saattaa jopa olla, ettei meillä olekaan omaa irrallista pimeän aineen haloa lainkaan, vaan liikumme muiden lähiympäristön galaksien kanssa yhteisen pilven sisällä, joka on vain tiheämpi aivan galaksien ympärillä. Useimmat Linnunradan seuralaisgalaksit uiskentelevat Linnunradan suurhalon sisälllä mutta ne näyttävät edelleen olevan kääriytyneenä omaan pimeään pilveensä, joka ympäröi pikkugalaksia paikallisesti hiukan ympäristöä tiheämmin. Ne saattavat myös menettää pimeää ainetta omasta pikkuhalostaan Linnunradan suurempaan haloon. Tämä teoria on varsin uusi ja sitä tutkitaan nyt vilkkaasti.

Pimeän halon sisällä, galaksin kiekon ulkopuolella liikkuu monenlaista menijää, kuten jo aiemmin esitellyt pallomaiset tähtijoukot, nuo galaksinmuodostuksen fossiilit. Linnunradan keskustan supermassiivinen musta aukko on myös sinkautellut turhan lähelle tulleita tähtiä aivan valtaviin nopeuksiin, ja näitä tähtiä havaitaan kiitämässä karkuun kaukana Linnunradan ulkopuolella. Osa tähdistä liikkuu niin lujaa, että ne tulevat lopulta häippäisemään galaksienväliseen avaruuteen, kun taas osan Linnunradan gravitaatio tulee kiskaisemaan takaisin. Toiset näistä tähdistä tulevat räjähtämään supernovana kesken matkaansa ja ne jättävät jälkeensä kaasupilven. Tällaisia kaasupilviä on jo löydetty halosta. Jotkut halon tähdistä ovat tulleet riipaistuiksi irti ohikulkeneista galakseista, ja ne kiertävät ohuina tähtinauhoina Linnunrataa.

Kun sanotaan, että galaksien ulkolaidoilla on pimeää ainetta, se ei tarkoita sitä, että pimeää ainetta olisi vain siellä. Itse asiassa tämä pimeän aineen pilvi tihenee kohti galaksin keskustaa, ja pimeää ainetta on myös Linnunradan sisällä, siis myös aurinkokunnassa, ja oman nenän edessä. Sitä on kuitenkin harvakseltaan, ja Auringon massa on edelleen valtavasti suurempi kuin vaikkapa maapallon radan sisäpuolella olevan pimeän aineen massa, joka vastaa pienehköä asteroidia. Niinpä sen vaikutus vaikkapa planeettojen ratoihin ei ole ollenkaan merkittävä, eikä sitä ole havaittu. Toisaalta aurinkokunta on galaksin mittapuulla aika tiivistä tavaraa, ja valtavassa, löyhässä galaksissa pimeän aineen massan vaikutus kiertoliikkeeseen on paljon suurempi.

Jos pimeän aineen luonne yleisemmin kiinnostaa, niin siitä on kirjoittanut (ja kirjoittaa varmasti jatkossakin!) erinomaisesti kosmologi ja hiukkasfyysikko Syksy Räsänen. Syksy kirjoittaa nykyään Kosmokseen kirjoitettua -blogia Ursalle, mutta kenties parhaiten pimeää ainetta pohjustaneet, vanhemmat tekstit löytyvät Tiede-lehden puolelta:

https://www.tiede.fi/blogit/maailmankaikkeutta_etsimassa/merkkeja_nakyvan_tuolta_puolen
https://www.tiede.fi/blogit/maailmankaikkeutta_etsimassa/pimeyden_henkilollisyys

---

Jäljet johtavat tähtitehtaalle

22.10.2017 klo 07.00, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Bongaa Linnunrata , Otsikon takana

Teksti ilmestyi Ursan Facebook-sivulla 22.10.2017 osana Bongaa Linnunrata –kampanjaa 8.9.–8.11.2017.

Galaksit ovat, kuten jo aiemmin kuvattu, pimeän aineen pilvien sisäänsä houkuttamia kokoelmia kaasua, pölyä ja tähtiä, siis eräänlaisia kosmisia kökkäreitä. Galakseja pitävät koossa pimeän aineen sekä näkyvän aineen massa ja painovoima. Voisi sanoa, että galaksien sisältämä tavara pöristelee ympäri avaruuteen painamaansa kuoppaa.

Galaksit voivat kuitenkin olla hyvin eri näköisiä riippuen siitä, kuinka suuria ne ovat, millaisilla radoilla tähdet ja muu aines siellä liikkuu, ja paljonko galaksissa on kaasua käytettävissä tähtien muodostukseen. Paljon vaikuttaa myös se, miten kauas ajassa taaksepäin katsomme, kun katsomme kauas kosmoksen perukoille. Muinoin – siis kaukana – galaksit olivat epämääräisemmän muotoisia. Keskitymme tässä tekstissä puhumaan lähinnä moderneista galakseista, ja sielläkin niistä suurimmista, keskittyen toki Linnunrataan.

Modernit, suuret galaksit ovat joko elliptisiä, spiraaligalakseja tai niiden välimuotoja. Elliptiset galaksit ovat melko piirteettömiä, enemmän tai vähemmän pyöreitä tai sikarinmuotoisia palleroita ja pötkylöitä jotka muuttuvat hissukseen harvemmiksi ulko-osissaan. Elliptiset galaksit voivat olla melko pieniäkin, mutta kaikkein suurimmat galaksit ovat aina elliptisiä. Niissä on runsaasti vanhoja, köykäisiä tähtiä (ne ovat ainoita, jotka ovat enää jäljellä) erilaisilla radoilla keskustan ympäri, mutta ei sitten juuri muuta. Niissä on vain hyvin vähän kaasua jäljellä, joten niissä myös syntyy naftisti uusia tähtiä. Kaikki tavara on jumissa jo olemassaolevissa pitkäikäisissä tähdissä.

Meillä spiraaligalakseissa sen sijaan käy iloinen tähtienmuodostuksen rytke. On kaasua ja pölyä millä mällätä. Nykyään tunnetuista galakseista noin 35 prosenttia on spiraaligalakseja, ja reilulla puolella niistä on keskustassaan sauvamainen rakenne – näin myös Linnunradalla. Ehdottomasti valtaosa spiraaligalakseista pyörii siten, että haarat osoittavat tulosuuntaan. Joidenkin harvinaisempien vastarannankiiskien on kuitenkin havaittu pyörivän siten, että kierteiden kärjet osoittavatkin menosuuntaan.

Kierregalaksit voivat olla ällistyttävän monimuotoisia. Toisilla on kaksi tiukasti kiertynyttä, selkeää spiraalihaaraa, kun taas toisten rakenne on väljempi, haarakkaampi ja epämääräisen repaleinen. Hyvin massiiviseen kiekkoon näyttää syntyvän helpommin kaksihaarainen spiraalirakenne ja kevyempään monihaaraisempi rakenne. Myös galakseja ympäröivä pimeän aineen muodostama halo näyttää saavan aikaan sirpaleisemman spiraalirakenteen.

Kierregalakseissa valtaosa tähtien syntyalueista sijaitsee spiraalihaaroissa. Miksi? Mikä siellä painaa kaasupilviä kasaan ja sysää tähtitehtaan käyntiin?

Spiraalien tarkka syntymekanismi on kuitenkin askarruttanut tutkijoita tähän päivään saakka, eikä asiasta olla vieläkään yksimielisiä. Spiraalirakenne on hyvin yleinen ilmiö, joten mikä mekanismi ne sitten synnyttääkin, sen tulee esiintyä galaksissa hyvin pitkän aikaa. Voi jopa olla, että spiraalikuvio ei synny kaikkiin galakseihin samalla tavalla. Jotkut galaksit saattavat saada haaransa läheisen seuralaisgalaksin gravitaation aiheuttamana, mutta monilla näin ei selvästi ole.

Tutkijat ovat nykyään kohtuullisen yksimielisiä siitä, että spiraalirakenne liittyy jotenkin tiheyshäiriöihin galaksin kiekossa. Ratkaisematta on kuitenkin se, ovatko spiraalihaarat pysyviä rakenteita, vai ovatko ne väliaikaisia piirteitä joita syntyy ja katoaa jatkuvasti. Mutta mikä saa ne syntymään uudelleen?

Kiekkomaiset, ei-elliptiset galaksit pyörivät keskustansa ympäri siten, että sisempänä kiekossa sijaitsevat tähdet kiertävät keskustaa suunnilleen vakionopeudella, mutta ulompana kiertonopeus hidastuu. Mikäli spiraalihaarat muodostuisivat aina tismalleen samoista tähdistä, tällainen pyörimisliike kiertäisi kierteiskuvion tiukasti keskustan ympärille. Haarat katoaisivat kokonaan näkyvistä vain muutaman galaktisen täyskierroksen aikana.

Näyttää siltä, että spiraalirakenteen on joko jatkuvasti uusiuduttava tai synnyttävä aivan toisella tavalla. Tämä onnistuu, jos spiraalihaarat eivät muodostukaan aina samoista tähdistä, vaan galaksin kiekossa kiertää jonkinlainen tiheysaalto, joka pakkaa väliaikaisesti yhteen lähistölle sattuvia tähtiä ja kaasua.

Tiheysaaltoa voi verrata liikenneruuhkaan: itse ruuhka on ilmiö, joka pysyy pääasiassa paikallaan, mutta siihen osallistuvat autot vaihtuvat koko ajan. Galaktiseen liikenneruuhkaan ajautuvan tähden liike hidastuu ruuhkan kohdalla, ja se viipyy siinä jonkin aikaa ennen kuin jatkaa normaalia kiertoliikettään galaksin keskustan ympäri. Kun kaasupilvi ajautuu ruuhkaan, se rutistuu kasaan ja tähtien synty voi alkaa.

Tässä onkin jotain, millä voi pakokaasuisissa ruuhkissa keventää mieltään. Kasaan rutistumista suosittelemme silti välttämään.

---

Nuoret starat riehuvat Linnunradan lastenkammareissa

16.10.2017 klo 10.19, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Bongaa Linnunrata , Otsikon takana

Teksti ilmestyi Ursan Facebook-sivulla 15.10.2017 osana Bongaa Linnunrata –kampanjaa 8.9.–8.11.2017.

Tomukapaloista kaivautuvat vauvatähdet, tähtien lastenkammarit. Nuoret, rajua elämää viettävät starat hajottamassa paikkoja ja kiusaamassa pienempiään. Luomisen pilarit. Jumalan sormet.

Tähtien synty on mielikuvitusta kutittelevaa puuhaa ja pastellinsävyissä hehkuvat tähtien syntyalueet ovat yksiä avaruuden valokuvauksellisemmista kohteista. Kaasun kauneutta ällistellessä ei tule edes mieleen, että siitä noin 70 % on eri muodoissa olevaa vetyä, noin 28 % on heliumia, ja kaikkia muita alkuaineita on vain noin kaksi prosenttia. Satunnaiset tummat riekaleet kaasun lomassa muodostuvat pölystä, jota on vain sadasosa kaikesta kaasun määrästä.

Linnunrata on, kuten aiemmin kuvailtua, kookas sauvaspiraaligalaksi. Se ei ole enää (tai tällä hetkellä) aktiivinen tähtiryöppygalaksi, jossa tähtien rakennusmateriaalia on niin paljon että tähtiä syntyy vähän joka paikassa ja roppakaupalla: galaksissamme syntyy joka vuosi vajaat kymmenen Auringon massaa uusia tähtiä.  Toisaalta emme ole (ainakaan vielä) myöskään pullea ellipsigalaksi, joka on menettänyt tähtiä synnyttävän kaasunsa ympäröivään avaruuteen ja jossa on vain vanhoja tähtiä, eikä uusia enää synny. Ylipäätään modernissa maailmankaikkeudessa, siis muutaman miljardin valovuoden päässä meistä, syntyy vähemmän tähtiä kuin tätä vanhemmassa eli kaukaisemmassa maailmankaikkeudessa.

Linnunradassa, kuten muissakin kierregalakseissa, tähtiä syntyy erityisesti galaksin tasoon ja spiraalihaaroihin. (Miksi näin on, ja miten spiraalihaarat syntyvät, selviää ensi viikolla.) Niiden alueella galaksimme kaasu- ja pölypilvet menevät ruttuun ja niiden tiheimmät alueet tiivistyvät entisestään, ja jos kriittinen tiheys ylittyy, pilvet alkavat luhistua oman painonsa alla ja jakautuvat pienempiin osiin joista alkaa syntyä tähtiä.

Pilven kaasussa on erisuuntaista pientä liikettä, ja kun tällaista vähän pyörivää kaasua runnotaan kasaan, liike kiihtyy. Idea on sama kuin taitoluistelussa, jossa kädet levällään piruettia tekevä luistelija alkaa pyöriä nopeammin, kun hän kietoo kädet ympärilleen. Syntyvät, tiivistyvät tähdet siis pyörivät vauhdikkaasti. Myös ympäröivä kaasupilvi lättänöityy tähden lähellä pyörimisen vaikutuksesta ja siitä muodostuu kiekko, jossa mahdolliset planeetat muodostuvat.

Kokoon lyyhistyvä pilvenlonka ei suinkaan ala hehkua tähtivaloa saman tien, vaan aluksi se on vain tavallista tiheämpi kohta pilvessä, joka houkuttaa ympäriltään itseensä kaasua. Mitä tiiviimpi syntyvästä tähdestä kasvaa, sitä kiivaammin se houkuttaa itseensä pilven materiaalia ja pyörii yhä vinhemmin. Se saattaa keventää oloaan jakautumalla kahtia tai useampaan osaan, jolloin syntyy kaksoistähtiä tai vielä monimutkaisempia systeemejä.

Tiiviiksi pakkautuva kaasu alkaa vähitellen lämmetä kasvavan paineen vaikutuksesta. Tähtialokkaan oma painovoima kiskoo sitä hitaasti kasaan. Se tiivistyy tiivistymistään kunnes lopulta lämpötila sen ytimessä saavuttaa noin 10 miljoonaa astetta ja energiaa tuottavat ydinreaktiot voivat alkaa: tähdestä on tullut oikea tähti. Mitä suurempi tähti on kyseessä, sitä nopeammin tämä lämpötila saavutetaan, ja esiemerkiksi 15 Auringon massainen tähti alkaa loistaa ydinvaloa noin 60 000 vuodessa. Auringolla meni tähän joitain kymmeniä miljoonia vuosia.

Aivan piskuisilta tähdiltä, jotka ovat massaltaan noin kymmenyksen Auringosta, kestää satoja miljoonia vuosia, ennen kuin ydinreaktiot voivat alkaa. Eivätkä kaikki tähtialkiot kasva edes niin suuriksi: jos tähtösen massa jää alle kahdeksaan prosenttiin Auringon massasta, lämpötila sen ytimessä ei koskaan kasva riittävästi ja siitä tulee ruskea kääpiö: tiivistymislämpöään himmeänä säteilevä epäonnistunut tähti.

Tähden massalla on myös yläraja. Aivan supersuuret tähdet säteilevät niin kiivaasti, että säteilyn aiheuttama paine saa ne pärskimään pinnaltaan suuria määriä materiaalia ympäröivään avaruuteen. Toistaiseksi raskain tunnettu tähti on R136a1, jonka massa vastaa 315 Aurinkoa ja joka on 8,7 miljoonaa kertaa omaa tähteämme kirkkaampi.

Tällaiset raskaansarjan kummajaiset ovat kuitenkin hyvin harvinaisia. Itse asiassa yli 80 % Linnunradan tähdistä näyttää olevan Aurinkoa kevyempiä ja viileämpiä pikkutähtiä. Mitä pienemmästä tähdestä on kyse, sitä enemmän niitä on.

Syntyneet tähdet kaivautuvat esiin ympäröivästä pilvestä suuret kuumat tähdet etunenässä: niiden hurja loiste kaivertaa kaasuun suuria valaistuja onkaloita. Mikäli pilvessä on ollut tomuisia klimppejä, ne varjelevat takanaan olevaa kaasua tältä porotukselta, mikä muovaa pilveen sormimaisia ulokkeita. Tällä tapaa on syntynyt yksi tähtitieteen ikonisimmista kuva-aiheista, Kotkasumun Luomisen pilarit.

---

Muita maailmoja Linnunradassa

8.10.2017 klo 07.00, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Bongaa Linnunrata , Otsikon takana

Teksti ilmestyi Ursan Facebook-sivulla 8.10.2017 osana Bongaa Linnunrata –kampanjaa 8.9.–8.11.2017 sekä Kansainvälistä avaruusviikkoa 4.-10.10., jonka teemana tänä vuonna on ”Exploring new worlds in space”.

Eksoplaneettoja eli muita kuin omaa tähteämme kiertäviä planeettoja on löydetty 1990-luvulta saakka. Ensimmäiset löydetyt planeetat olivat hyvin kummallisia meille aurinkokunnan touhuihin tottuneille: ne olivat jättimäisiä kaasuplaneettoja, jotka kiersivät soikeilla radoilla pöyristyttävän lähellä tähteään – jopa niin lähellä, että yhteen kierrokseen sen ympäri meni vain muutamia päiviä.

Meillähän kaasuplaneetat ovat kiltisti planeettakunnan ulkolaidalla. Kaikki meikäläiset planeetat kiertävät Aurinkoa liki pyöreillä radoilla ja pätsimäiseltä Merkuriukseltakin kestää säädylliset kolmisen kuukautta kiertää tähtemme ympäri.
Planeetat syntyvät tiivistymässä olevan tähden ympärille muodostuvassa kaasu- ja pölykiekossa. (Tähtien synnystä lisää ensi viikolla!) Yleisen käsityksen mukaan kosmisten pölyhiukkaset takertuvat kiekossa hissukseen toisiinsa ja kasvavat törmäilemällä suuremmiksi. Nopeimmin kasvavat ulompana kiekossa kehittyvät yksilöt, joiden kylmillä syntyalueilla on riittävästi jäätä kasvuun. Tämä mahdollistaa jättiläisplaneettojen muhkean kaasukehän muodostumisen.

Eksoplaneettoja meidän kapeakatseiset oletuksemme eivät kuitenkaan kiinnnostaneet ja tähden kyljessä kieppuvia jättiläisplaneettoja löytyi aina vain lisää. Käyttöön vakiintui termi ”kuuma jupiter”. Paitsi että planeettojen kehitys alkoi näyttää hyvin hämmentävältä, ei elämän esiintyminen muualla maailmankaikkeudessa näyttänyt sekään kovin hääviltä. Mitä kävisi kiviplaneetoille moisessa systeemissä? Kuumien jupiterien mahdollisten kuidenkin pinnalla olisi lyijyä sulattavat helteet.

Sittemmin hoksattiin mekanismi, jonka avulla planeetat voivat muodostumisensa aikana siirtyä joko lähemmäs (tai kauemmas) tähdestään. Tähtiä hipovat kaasujätit olivat voineet alun perin muodostuneet kauempana, jossa jäitä on yllin kyllin. Nykyään näyttää siltä, että Jupiter ja Saturnuskin ovat seikkailleet villissä nuoruudessaan ympäri aurinkokuntaa.

Konstit etsiä planeettoja ovat nykyään pitkälti samat kuin ennenkin: tähden edestä kulkevat planeetat himmentävät tähden loistetta ja muunlaisilla radoilla kulkevat nykivät hiukan tähteä niin että se näyttää huojahtelevan taivaalla. Tähden valo on opittu miinustamaan kuvasta siten, että himmeät planeetat sen vierellä tulevat näkyviin. Näin on saatu muutamia suoria valokuvia eksoplaneetoista.

Eksoplaneettoja on silti hankalaa havaita. Tähdet ovat suuria ja kirkkaita, ja planeetat niiden rinnalla pikkuruisia, minkä lisäksi ne eivät säteile valoa – korkeintaan hehkuvat hiukan lämpiminä tai heijastavat tähden loimua.

Menetelmien tarkkuus on kuitenkin kehittynyt. Siinä missä aiemmin löydettiin vain ne ne helpot tapaukset – tähteä vavisuttavat läheiset jättiplaneetat – nykyään löydetään myös pieniä kiviplaneettoja kauempaa tähteään, alueelta, jossa vesi voisi esiintyä juoksevana. Sehän on kiinnostavaa, jos elämän etsintä kiinnostaa. Ja kiinnostaahan se! (Tässä kohtaa voidaan esittää asiallinen kysymys, tarvitseeko elämä vettä syntyäkseen. Lyhyesti: emme tiedä, mutta vesi on kovin yleistä Linnunradassa ja ainoa tuntemamme elämä tarvitsee vettä. Jotain liuotinta jossa kemialliset reaktiot tapahtuvat taidetaan tarvita. Ja jostainhan se etsintä on aloitettava.)

Tässä videossa neljä Jupiteria suurempaa planeettaa kiertää kirkasta tähteä HR 8799, joka sijaitsee noin 130 valovuoden päässä meistä. Kaikki kiertävät tähteä melko kaukana – sisin niistä kiertäisi aurinkokunnassa Saturnuksen ja Uranuksen ratojen välissä. Tähden valo on saatu poistettua kuvasta, jolloin planeetat tulevat näkyviin. Videoon on yhdistetty Keck-teleskoopilla seitsemän vuoden aikana tehdyt havainnot planeettojen liikkeestä.

Tätä kirjoittaessa vahvistettuja eksoplaneettalöytöjä on reilut 3 600 kappaletta. Tunnemme 616 useamman planeetan järjestelmää. Näiden avulla voidaan koettaa arvioida, miten yleisiä erilaiset planeetat lopulta ovat. Koska käytännössä kaikki löytyneet eksot sijaitsevat Linnunradassa, arviot koskevat suoraan omaa galaksiamme.

Lähtökohta on toki se, montako tähteä Linnunradassa on. Niitäkään ei kukaan ole yksitellen laskenut (ajatelkaa, mikä homma siinäkin olisi) emmekä edes voi nähdä kaikkia, mutta eri havaintoja yhdistelemällä on päätelty, että niitä on sadasta neljäänsataan miljardia kappaletta.

Muodostuuko kaikkien niiden ympärille planeettoja? Varmastikaan ei ihan jokaisen, koska tähdet muodostuvat suurissa ryppäissä ja naapuruston meiningit vaikuttavat planeettoja synnyttävän kiekon olemassaoloon. Iso kirkas naapuri saattaa säteillä koko kiekon tiehensä. Mutta kaikki tähdet syntyvät kaasupilvistä, ja kiekon muodostuminen niiden ympärille tapahtuu luonnollisena seurauksena sille, että pilven materiaalia putoaa pyörivän tähtialokkaan pinnalle.

Tähdet valmistavat ydinprosesseissaan ja supernovina räjähdellessään raskaampia alkuaineita. Punaiset jättiläistähdet rakentelevat pölyä pintakerroksissaan, jotka ne hulmauttavat avaruuteen elämänsä ehtoolla. Mitä useampi tähtisukupolvi on rikastuttanut kaasupilviä posahdellessaan, sitä enemmän siellä on planeettojen rakennusmateriaaleja.

Millaisia planeettoja siellä syntyy? Kaasuplaneetat kasvavat kaasun avulla, ja kun tähti on kasvanut riittävän suureksi syttyäkseen loistamaan, se puhaltaa kiekon kaasut ympäriltään hiiteen. Kiviplaneetat voivat kasvaa edelleen popsimalla ympäristönsä kiinteitä murikoita joita nuoren tähden uhittelu ei hätkäytä. Näitä kiviplaneettojen tähteitä on meilläkin edelleen olemassa, kutsumme niitä asteroideiksi.

Toistaiseksi löydettyjen eksoplaneettojen koko- ja koostumusjakauman perusteella alkaa näyttää siltä, että planeetat ovat valtavan yleisiä, ja kiviplaneettoja on enemmän kuin kaasujättejä. Viralliset arviot Linnunradan eksoplaneettojen määrästä liikkuvat 100 miljardin planeetan kieppeillä, ja Auringon kaltaisten tähtien ympärillä, alueella jossa vesi voi virrata nestemäisenä, on arvioitu olevan reilut 10 miljardia kivistä planeettaa. Sitten ovat vielä ne arviolta miljardit yksinäiset hiipparit, jotka ovat tulleet singotuksi ulos planeettakunnastaan sen syntyaikojen lähiohituksissa. Aurinkokuntakin näyttää dynamiikkalaskujen mukaan menettäneen ainakin yhden planeetan tällä tavalla.

Ovatko ne elinkelpoisia? Sitä ei osaa sanoa kukaan. Käsityksemme elämästä on hiukan rajallinen, mutta lääniä näyttää piisaavan. Ja etsintähän on oikeastaan vasta alkanut.

 

---

Pallomaiset tähtijoukot, galaksinmuodostuksen fossiilit

1.10.2017 klo 07.00, kirjoittaja Anne Liljeström
Kategoriat: Bongaa Linnunrata , Otsikon takana

Teksti ilmestyi Ursan Facebook-sivulla 1.10.2017 osana Bongaa Linnunrata –kampanjaa 8.9.–8.11.2017.

Pallomaiset tähtijoukot ovat ensisilmäyksellä juuri sitä, mitä päällä lukee. Ne ovat pallomaisia, ytimestään tiheitä ja ulospäin harvenevia tähtiryppäitä, joiden muoto on varsin säännöllinen. Niissä on tyypillisesti noin sata tuhatta tähteä, mutta tähtiä voi olla miljoonakin. Ne kiertävät galaksien keskustoja satunnaisen muotoisilla radoilla itsenäisinä, gravitaation koossapitäminä yksiköinä. Tyypillisesti on niin, että mitä suuremmasta galaksista on kyse, sitä useampia pallomaisia joukkoja sen ympäriltä löytyy. Pallomaisia tähtijoukkoja löytyy kaikkien paitsi aivan pienimpien kääpiögalaksien ympäriltä.

Useimpien pallomaisten tähtijoukkojen tähdet ovat erittäin vanhoja. Itse asiassa niiden tähdet ovat usein kaikkein vanhimmasta päästä tähtiä, mitä on ylipäätään löydetty. Lisäksi yhden joukon tähdet näyttävät olevan suunnilleen saman ikäisiä. Ne siis ovat mitä ilmeisimmin muodostuneet samaan aikaan. Miten ihmeessä? (Joistain joukoista on löydetty näennäisen eri-ikäisiä tähtipopulaatioita, mutta ne selittyvät tavalla joka ei muuta samaan aikaan muodostumisen periaatetta. Asiasta kirjoitettiin pitkästi Tähdet ja avaruus –lehden numerossa 1/2015.)

Vielä 1990-luvulla pallomaiset tähtijoukot olivat hyvin kiusallinen mysteeri: niiden tähdet näyttivät olevan vanhempia kuin maailmankaikkeus itse. Vasta kun universumin havaittiin laajenevan kiihtyvällä nopeudella, pallomaiset joukot mahtuivat sen aikaskaalaan. Ne ovat kuitenkin edelleen universumin kaikkein muinaisimpia rakenteita. Vanhimmat niistä ovat peräisin ajalta ennen galakseja, joskin kaikki näyttävät muodostuneen kaasusta joka oli jo kiertänyt muutamien tähtisukupolvien läpi. Ne eivät siis ole varsinaisesti ensimmäisiä tähtiä.

Tähdet syntyvät, kun tähtienvälisessä avaruudessa olevat tiheät kaasu- ja pölypilvet pääsevät luhistumaan oman painonsa alla jonkin ulkoisen häiriön johdosta. Jättiläismäisen kaasupilven luhistuessa tähtiä syntyy kerralla jopa satoja tuhansia. Eri massaisia tähtiä syntyy tietyssä suhteessa: pieniä ja pitkäikäisiä tähtiä syntyy aina tietty määrä enemmän kuin raskaita, lyhytikäisiä jättejä.

Sama pätee myös pallomaisiin tähtijoukkoihin. Koska ne ovat erittäin vanhoja, kaikkein raskaimmat tähdet ovat ennättäneet räjähtää supernovina jo kauan sitten. Koska tähden massa sanelee sen odotettavissa olevan eliniän hyvin tiukasti, pallomaisen tähtijoukon ikä selviää tutkimalla missä kehityksen vaiheessa sen raskaimmat tähdet ovat.

Nykyään tiedetään, että lähes kaikki tuntemamme pallomaiset tähtijoukot muodostuivat universumin kahden ensimmäisen miljardin vuoden aikana. Linnunradan vanhimmat tunnetut pallomaiset tähtijoukot ovat yli 13 miljardia vuotta vanhoja.
Kerroimme viime viikolla ensimmäisistä tähtistä ja galakseista ja siitä, miten ne syntyivät pimeän aineen taskuissa universumin ollessa vielä nuori. Nämä taskut, eli pimeän aineen tihentymät, houkuttivat gravitaation avulla itseensä sitä enemmän kaasua, mitä massiivisempia ne olivat. Kaikkein massiivisimmissa pimeän aineen pilvissä syntyivät ensimmäiset pallomaiset tähtijoukot yhdessä rykäisyssä, kun kaasua oli saatavilla tarpeeksi.

Galaksit kasvoivat suuremmiksi kun taskut sulautuivat yhteen, ja pallomaiset tähtijoukot seurasivat mukana. Myöhemminkin galaksit ovat noudattaneet samaa reseptiä eli kavereiden popsimista kokonsa kasvattamiseen, ja niitä aina ympäröivä pimeä aine ja pallomaiset tähtijoukot ovat seuranneet mukana. Juuri tästä syystä suurimmiksi kasvaneilla galakseilla on eniten pallomaisia tähtijoukkoja.

Linnunradalta pallomaisia tähtijoukkoja on löydetty reilut 150 kappaletta, ja muutamia on ehkä edelleen löytämättä. Onko se paljon vai vähän? Naapurillamme, hiukan suuremmalla spiraaligalaksilla Andromedalla niitä näyttää olevan 460 kappaletta. Galaksijoukkojen keskustoissa röhnöttävät jättiläismäiset ellipsigalaksit ovat galaksimaailman superkannibaaleja. Neitsyen galaksijoukon jättiellipsin M87 ympärillä on arvioitu pörräävän peräti 12 000 pallomaista joukkoa.

Pallomaisia tähtijoukkoja saattaa syntyä harvakseltaan edelleen, mikäli olosuhteet ovat oikeat: hulppeasti kaasua synnyttämässä samanaikaisesti lähekkäin suuria määriä tähtiä, jotka jäävät kimppaan painovoiman ansiosta. Valtavien galaksitörmäysten yhteydessä törmäävissä kaasupilvissä onkin nähty syntyvän runsaasti massiivisia tähtiryppäitä, jotka näyttävät aivan nuorilta pallomaisilta joukoilta.

Eräs tutkijayhteisöä edelleen askarruttava asia on rajanveto pallomaisten tähtijoukkojen ja pienten galaksien välillä. Raja on hämärtynyt entisestään viime vuosina: on nimittäin löydetty äärimmäisen tiiviitä tähtiryppäitä, jotka voivat olla joko suuria pallomaisia joukkoja tai pieniä galakseja. Hyvä esimerkki tällaisesta kohteesta on Linnunradan suurin pallomainen tähtijoukko, ω Centauri, joka sisältää jopa 10 miljoonaa tähteä. Se saattaa hyvinkin olla alun perin kääpiögalaksin ydin, joka tuli kaapatuksi Linnunrataan.

On hauskaa kuvitella seisovansa pallomaisen tähtijoukon ytimessä olevalla planeetalla. Sen pinnalla ei ole koskaan yö. Taivasta täplittää joka hetki lukemattomia huikean kirkkaita tähtiä, ja taivas olisi jopa sata kertaa kirkkaampi kuin maapallolla päiväsaikaan. Yhtään planeettaa niistä ei kuitenkaan ole vielä löydetty, mutta etsinnät jatkuvat. Voi olla, että pallomaiset tähtijoukot synnyttäneessä varhaiskaasussa ei ollut vielä riittävästi raskaampia alkuaineita planeettojen muodostamiseen.

Tässä ESOn videossa zoomataan Skorpionin tähdistön suunnalla olevaan pallomaiseen tähtijoukkoon M4. Sen tähdet ovat noin 12,2 miljardia vuotta vanhoja. Joukon läpimitta on 35 valovuotta, ja se levittäytyy taivaalla suunnilleen täysikuun kokoiselle alueelle. Sen pallomaista tähtijoukkoisuutta ei kuitenkaan voi erottaa paljaalla silmällä, vaikka sen kirkkain ydinosa onkin kunnolla pimeässä paikassa juuri ja juuri erotettavissa. Videon alussa näkyvä galaksi on todella oma Linnunratamme ja se näyttää hiukan siltä, kuin sitä katsottaisiin ulkopuolelta. Kuvaan on levitetty Linnunrata sellaisena kuin se näkyy ympäri taivasta, jolloin se näyttää tällaiselta.