Astrofysiikka |
|
Kertaus:
|
|
Muuttuvat tähdet |
|
Tavallisista tähdistä ja himmeistä sumumaisista kohteista on tietenkin hyvin vaikea
saada mitään tietoa pelkästään paljain silmin. Sen sijaan muutamien muuttuvien
tähtien kirkkauden vaihtelut on helppo havaita paljain silminkin. Mahdollisesti
tiukkaan juurtuneen aristoteelisen ajattelun takia näihin vaihteluihin ei
kiinnitetty huomiota ennen kuin kopernikaaninen ajattelutapa alkoi muuttaa
käsityksiä maailmankaikkeudesta. Vuosien 1572 ja 1604 supernovat (Tykon nova ja Keplerin nova) osoittivat, että myös kiintotähtien valtakunnassa voi tapahtua muutoksia. Ranskalainen tähtitieteilijä, pappi ja kirjastonhoitaja Ismaël Boulliau (1605-1694) eli Bullialdus keksi muuttuvien tähtien jaksollisuuden ja esitti 1667 Valaan tähdistön Mira Cetin jaksoksi 333 päivää. 1600-luvulla havaittiin lisäksi kolme muuttujaa Joutsenen tähdistössä. |
|
Lokakuussa 1782 aktiivinen tähtitieteen harrastaja Edward Pigott havaitsi
[beta] Persei- eli Algol-tähteä ja merkitsi sen muuttuvaksi tähdeksi. John
Goodricke, Pigottin oppilaakseen ja työtoverikseen ottama naapurin
kuuromykkä poika, havaitsi Algolia marraskuussa ja totesi sen himmentyneen selvästi.
Seuraavana yönä molemmat havaitsivat sen kirkastuneen normaalitasolleen. Jälleen
kuukautta myöhemmin sen havaittiin himmentyvän ja Pigott ehdotti syylliseksi
Algolia kiertävän planeetan aiheuttamaa pimennystä. Toukokuussa Royal Societyn
kokouksessa luettiin Goodricken paperi, jossa hän ehdotti Algolin
vaihteluiden selitykseksi joko sitä kiertävää planeettaa tai tähdenpilkkuja.
Pigott myönsi keksinnöstä kaiken kunnian Goodrickelle ja myöhemmät
tähtitieteen historiaa käsittelevät teokset ovatkin lähes täysin unohtaneet
Pigottin nimen. Hannu Karttunen Vanhin tiede -kirjassaan:
”Tämä osoittaa poikkeuksellista jalomielisyyttä tieteen historiassa, joka on täynnä
katkeria riitoja siitä, kuka keksi mitäkin ensimmäisenä.”
|
John Goodricke |
Sittemmin merkittävin Goodricken havainnoista oli [delta] Cephei, jonka
muuttuvuuden hän totesi. Jaksollisesti muuttuvien tähtien kirkkauden vaihteluita ei voi selittää tähteä kiertävän planeetan tai toisen (himmeämmän) tähden avulla. Niinpä uskottiin, ettei Algolkaan voi olla kahden kappaleen muodostama järjestelmä. Tätä tuki sekin, ettei Herschel suurella kaukoput-kellaan pystynyt erottamaan seuralaista Algolille. Vallitseva käsitys oli, että kirkkausvaihtelut johtuvat tähtien pinnalla olevista tummemmista ja vaaleammista alueista. Ajatusta vastusti harvojen joukossa sveitsiläinen Daniel Huber, joka osoitti 1787, etteivät tähdenpilkut voi aiheuttaa Algolin valokäyrää. Vasta spektroskopia toi ratkaisun ongelmaan sata vuotta myöhemmin. Algol on todellakin pimennysmuuttuja, kaksoistähti, jonka komponentit ajoittain peittävät toisensa. |
|
Aurinkokunnan ulkopuolelle |
|
Aurinkokunnan ulkopuolista maailmankaikkeutta alettiin tutkia vasta 1700-luvun
loppupuolella. Sir William Herschel rakensi valtavia teleskooppeja, löysi
Uranuksen (1781) ja julkaisi 1783 havaintonsa Auringon liikkeestä ympäröivien
tähtien suhteen. Tähdet eivät todellisuudessa pysy täysin paikallaan (suhteessa toisiinsa tai mihinkään muuhunkaan). Tarkastellaan tilannetta koordinaatistossa, jonka mukaan lähellä olevat tähdet ovat keskimäärin levossa (paikallinen lepostandardi, LSR). Myös Auringolla on oma liikkeensä tämän lepostandardin suhteen. Auringon apeksi on se piste taivaalla, jota kohti Aurinko näyttää liikkuvan. Käytännössä tämä voidaan mitata havaitsemalla se piste taivaalla, josta lähitähdet näyttävät keskimäärin loittenevan. Herschelin Auringon apeksille määrittämä suunta, [lambda] Herculiksen suunnassa, poikkeaa nykyisin hyväksytystä vajaat kymmenen astetta. |
|
Suurten kaukoputkiensa avulla Herschel löysi taivaalta paljon enemmän
sumumaisia kohteita kuin Messier oli kirjannut luetteloonsa. Aluksi hän
huomasi useiden Messierin kohteiden koostuvan erillisistä tähdistä. Hän
julisti, että sumut ovat tähtijärjestelmiä. Jotkut sumut kuitenkin häiritsivät
häntä, sillä hän ei erottanut niistä tähtiä millään suurennuksilla. Eräs oli
ensimmäinen hänen löytämänsä sumu, nykyisin Saturnus-sumu, jota hän kutsui
planetaariseksi sumuksi, sillä kaukoputkessa se näytti samanlaiselta kiekolta
kuin planeetat. [Planetaarinen sumu on kuolevan tähden avaruuteen laajeneva kaasukehä, joka ennen pitkää leviää niin laajalle, että sitä ei enää näe. Näkyessään planetaariset sumut ovat kuitenkin vaikuttavia ilmestyksiä.] |
|
Sir Williamin pojasta John Herschelistä (1792-1871) tuli myös
tähtitieteilijä. Hän opiskeli matematiikkaa Cambridgessa, hyväksyttiin 21-vuotiaana
Royal Societyn jäseneksi, teki hetkeksi syrjähypyn lakiopintojen puolelle, avusti
isäänsä tähtitieteellisissä havainnoissa ja oli perustamassa Royal Astronomical
Societyä vuonna 1820. John Herschel oli isäänsä etevämpi teoreetikko, mutta etevä myös havaitsijana. Isänsä kuoltua hän täydensi tämän sumumaisten kohteiden luetteloa ja laajensi taivaan tutkimuksen eteläiselle pallonpuoliskolle tekemällä 1834-1838 havaintoja Etelä-Afrikassa Hyväntoivonniemellä. Kuningas William IV:n vuonna 1831 aateloima Sir John sai (Newtonin jalanjäljissä) rahapajan johtajan viran 1850. Neljä vuotta myöhemmin hän kuitenkin sai hermoromahduksen ja palasi 1856 luetteloimaan planetaarisia sumuja (Catalogue of nebulae and clusters of stars, 1864). |
|
Kaksoistähdet |
|
Sir William Herschel huomasi, että tähtitaivaalta löytyy lähekkäisiä tähtipareja
enemmän kuin niitä tulisi olla, jos tähdet olisivat jakautuneet taivaalle satunnaisesti.
Vuosien 1782 ja 1784 luetteloissaan hän julkaisi yhteensä 703 kaksoistähden
komponenttien väliset kulmaetäisyydet ja keskinäisen suunnan. Aluksi Herschel ajatteli, että tähdet ovat absoluuttisesti yhtä kirkkaita ja että erilaiset näennäiset kirkkaudet johtuvat pelkästään erilaisista etäisyyksistä. Monilla tähtipareilla komponentit ovat kuitenkin yhtä kirkkaita ja Herschel vähitellen hyväksyi, että kyseessä ovat todelliset kaksoistähdet. 1800-luvulla monilla tähtitieteen harrastajilla oli käytössään suurehkoja instrumentteja. Kaksoistähdistä tuli suosittu havaintokohde ja amatöörien ansiosta niistä kertyi suuri määrä havaintoja, jotka kattoivat pitkiä aikavälejä. Näin monen kaksoistähden radat saatiin kartoitettua. Kaksoistähden komponentit kiertävät toistensa ympäri ellipsirataa pitkin Keplerin ja Newtonin lakien mukaisesti. Vuonna 1838 Friedrich Bessel julkaisi kaksoistähden 61 Cygni parallaksin. Koska komponenttien näennäinen rata jo tunnettiin, etäisyyden avulla voitiin laskea radan todellinen koko. Radan koon ja kiertoajan perusteella taas saatiin tähtien massat Newtonin mekaniikan mukaisesta Keplerin kolmannesta laista. Kaksoistähtien tutkiminen antoi näin ensimmäisen kerran konkreettista tietoa tähtien massoista. Tähtien fysikaaliset ominaisuudet alkoivat vähitellen selvitä. |
61 Cygni: animaatiossa näkyy kaksoistähden ominaisliike eli liike taustan tähtien suhteen. |
Spektroskopia |
|
William Wollaston (1766-1828) opiskeli Cambridgessa lääkäriksi, tutki myös muita
luonnontieteitä, kehitti menetelmän valmistaa puhdasta platinaa, löysi palladiumin ja
rodiumin, rikastui salassa pitämällään platinanvalmistusmenetelmällä ja havaitsi Auringon
spektriviivat 1802, mutta piti niitä vain värien rajoina. Joseph von Fraunhofer (1787-1826) elätti itsensä lapsena työskentelemällä lasiliikkeessä, sai 1806 töitä Münchenissä optisia laitteita valmistavassa tehtaassa ja tuli kuuluisaksi suurten akromaattilinssien ja ekvatoriaaliteleskooppien valmistajana, tutki prismojen käyttöä lasin taitekertoimen määrittämiseen ja siinä sivussa havaitsi 1814 Auringon spektrissä tummia viivoja sekä huomasi myöhemmin, että samat viivat esiintyivät myös heijastushilan muodostamassa spektrissä. |
|
von Fraunhofer tutki myös Kuun ja planeettojen spektrejä ja löysi niistä
täsmälleen samat viivat kuin Auringon spektristä. Muidenkin tähtien spektreistä löytyi
viivoja, mutta eri paikoissa ja voimakkuuksilla. Ilmeinen johtopäätös oli, että
spektriviivat liittyivät itse valonlähteen ominaisuuksiin. Kuu ja planeetat heijastavat
Auringosta tulevaa valoa, joten spektriviivojen tuleekin olla identtiset. Toisilla
tähdillä on puolestaan oma kemiallinen koostumuksensa, joten niiden spektrit poikkeavat
toisistaan ja Auringosta.
|
Yllä oleva von Fraunhoferin alkuperäinen Auringon spektri toimii linkkinä kuvalle, johon on hänen merkintöjään käyttäen kirjattu Auringon spektriviivat. |
Monet tutkivat spektreissä esiintyviä viivoja, mutta vasta Robert Bunsen
(1811-1899) ja Gustav Kirchhoff (1824-1887) esittivät 1859 spektroskopian
perusperiaatteet. He osoittivat, että kylmä kaasu imee läpitulleesta valosta samoja
aallonpituuksia, joita se kuumana ollessaan säteilee. Näkyvätpä viivat kirkkaina
emissioviivoina tai tummina absorptioviivoina, ne ovat samalla aineella aina samassa
kohtaa spektriä.
|
|
Vuonna 1885 Johann Balmer (1825-1898) keksi, että vedyn spektriviivojen
aallonpituudet saadaan yksinkertaisesta kaavasta: Vasta kvanttimekaniikka alkoi antaa vastauksia, miten viivat ovat syntyneet. Vertaamalla tähtien spektrejä laboratoriossa tuotettuihin eri alkuaineiden spektreihin voitiin kuitenkin päätellä mistä aineista spektriviivat olivat peräisin. Näin tähtien kemiallinen koostumus alkoi selvitä, vaikka spektriviivojen syntymekanismia ei vielä ymmärrettykään. |
|
Intiassa havaittiin 18.8.1868 Auringon koronaa täydellisen auringonpimennyksen aikana
ensimmäistä kertaa myös spektroskoopeilla. Koronasta löydettiin muutamia kirkkaita
viivoja, joista osa oli selvästi vedyn viivoja. Laboratoriospektreistä ei kuitenkaan
löytynyt erästä mitattua viivaa, jonka aiheuttajaksi pääteltiin aine, jota esiintyy
vain Auringossa. Nimeksi sille annettiin helium. Vuonna 1895 Sir William Ramsay
(1852-1916) vihdoin onnistui eristämään heliumia myös laboratoriossa. Valokuvausta alettiin käyttää spektrien ikuistamiseen. Ensimmäisen valokuvan tähden (Vega eli [alfa] Lyrae) spektristä otti vuonna 1872 Henry Draper (1837-1882). Hänen mukaansa nimettiin ensimmäinen spektriluettelo (HD-luettelo) lähes neljännesmiljoonan tähden spektreistä, jotka luokitteli Annie Cannon (1863-1941). Spektrejä oli saatu liukuhihnalla asentamalla objektiivin eteen isokokoinen prisma, jonka avulla teleskoopin koko näkökentän kaikista tähdistä saatiin spektrit. |
|
Spektroskopian kehittyessä ja tähtien spektrihavaintojen lisääntyessä alettiin niitä
luokitella eri spektriluokkiin ja lopulta huomattiin luokkien ja tähtien lämpötilojen
välillä selvä yhteys. Päädyttiin nykyisin käytössä olevaan tähtien spektriluokitukseen,
jossa luokat ovat alenevan lämpötilan mukaisessa järjestyksessä O-B-A-F-G-K-M.
Kuumin, O-luokka, sisältää sinertävänvalkeita tähtiä, joiden pintalämpötila on yli
20000 astetta. Viileimmän, M-luokan, tähdet ovat punaisia, ja niiden pintalämpötila on
noin 3000 K. Sittemmin luokkien sisälle on tehty hienompi jaotus numeroilla (1-9
viileimmästä kuumimpaan) ja erityisesti viileämmän pään tähtiä on jaoteltu useampaan
luokkaan (R-N-S). Aurinko on tyypillinen G2-luokan tähti, jonka pintalämpötila on noin 5700 astetta. |
|
Tähden säteilemä energia eli luminositeetti voidaan laskea havaitun kirkkauden ja
etäisyyden avulla. Lämpötilan laskiessa tähden säteilemän energian pitäisi pienentyä.
Havainnot kuitenkin osoittivat, että K- ja M-luokkien tähdet olivat liian kirkkaita.
Ratkaisuksi Ejnar Hertzsprung (1873-1967) esitti 1905, että viileimmät tähdet
jakautuvat jättiläis- ja kääpiötähdiksi. Kun kaikki olemassaolevat tiedot tähtien kirkkauksista ja etäisyyksistä yhdistettiin päädyttiin tulokseen, joka tunnetaan Hertzsprung-Russell –diagrammina. Kuvassa HR-diagrammi Henry Norris Russellin (1877-1957) vuonna 1913 julkaisemassa muodossa. |
|
Tähden spektriluokka HR-diagrammissa ei kerro paljoakaan tähden todellisesta kirkkaudesta.
Vertaamalla tunnettuja tähtien parallakseja niiden spektreihin voitiin spektreistä erottaa
piirteitä, joista tähden todellinen kirkkaus saadaan laskettua havaitun kirkkauden avulla.
Näiden spektrin ominaisuuksien perusteella spektriluokitteluun lisättiin
luminositeettiluokka, jota merkitään roomalaisella numerolla (I-V). Luokan
I tähdet ovat ylijättiläisiä – kaikkein kirkkaimpia ja suurikokoisimpia tähtiä.
Luokkien II ja III tähdet ovat jättiläisiä, luokan IV tähdet alijättiläisiä
ja luokan V tähdet kääpiöitä. Myöhemmin kääpiöitä on alettu kutsua pääsarjan
tähdiksi, sillä niihin kuuluu suurin osa tähdistä.
|
|
Maapallon ikä ja tähtien energialähteet |
|
Auringon on täytynyt olla olemassa vähintään yhtä kauan kuin Maapallon – tästä saamme
alarajan Auringon iälle. Jotta elämä olisi mahdollista Maapallolla, ei Auringon
säteilyteho saa poikeata paljoa nykyisestä. Täten Auringon on täytynyt loistaa jokseenkin
nykyisellä kirkkaudellaan ainakin niin kauan kuin elämää on maapallolla esiintynyt. Ensimmäinen tunnettu laskelma Maapallon iälle on Armagh’n arkkipiispan James Ussherin (1581-1656) vuonna 1664 raamatusta laskema. Sen mukaan Maapallo luotiin 26.10.4004 eKr, kello 9 aamupäivällä (Greenwichin aikaa?). Vietimmekö siis Maapallon 6005-vuotispäivää lauantaina 26.10.2002 keskipäivällä (Greenwichin keskiajan, GMT, ja Suomen paikallisajan erotus kesäajan ollessa voimassa on 3 tuntia)? Tai itse asiassa piti viettää 6012-vuotispäivää, sillä Kristus syntyi vuonna 7 eKr (tai 4 eKr). (Tästä syystä nykyään käytetään termiä ”ennen ajanlaskun alkua” eli eaa.) |
|
Vuonna 1785 skotlantilainen James Hutton (1726-1797) julkaisi teoriansa, jonka
mukaan eroosio kuluttaa vuoria ja kallioita, murentunut kiviaines kulkeutuu vesien mukana
meren pohjaan ja muodostaa sedimenttejä, maan sisäinen lämpö aiheuttaa laajenemista, joka
kohottaa sedimentit merenpinnan yläpuolelle, ja niihin syntyy poimuja ja siirroksia.
Kaikkia näitä prosesseja tapahtuu kaiken aikaa ja siten keskimäärin kaikki näyttää
samankaltaiselta kaikkina aikoina (uniformitarianismi). Tällaiset geologiset prosessit
tapahtuvat hyvin hitaasti, joten aurinkokunnan täytyi olla paljon vanhempi kuin Raamatun
tulkitsijat väittivät. 1700-luvun puolivälissä comte de Buffon päätteli, että Maapallon ytimen täytyy tiheytensä perusteella olla rautaa. Rautapallojen jäähtymistä tutkimalla hän laski Maapallon iäksi 75000 vuotta (liikaa fundamentalisteille – liian vähän geologeille). |
|
Vuonna 1859 Charles Darwin (1809-1882) julkaisi teoksensa On the Origin of the
Species by Means of Natural Selection. Ihmisen polveutuminen apinasta oli tietenkin
sietämätön loukkaus jumalaisesta alkuperästään vakuuttuneille kirkonmiehille ja myös
monille maallikoille. Tiedemiespiirit sen sijaan sulattivat opin evoluutiosta helpommin.
Luonnonvalinta muokkaa eliöitä niin hitaasti, että 6000-vuotisesta Maapallosta ei olisi
nykyisten eliölajien asuinsijaksi – jälleen ikää oltiin nostamassa hyvin korkeaksi. 1840-luvulla osoitettiin, että energian määrä säilyy aina vakiona. Energia voi esiintyä eri muodoissa, mutta jos sen kaikki muodot lasketaan yhteen, summa on aina sama. 1850-luvulla Hermann von Helmholtz (1821-1894) esitti, että Auringon energia on peräisin sen kutistumisesta. Muutos Auringon läpimitassa olisi vain noin 75 metriä vuodessa. Auringon iäksi laskettiin 20 miljoonaa vuotta (mikä ei vieläkään kelvannut geologeille). |
|
Vuonna 1905 Sir Ernest Rutherford (1871-1937) ehdotti, että mineraalien
radioaktiivista hajoamista voitaisiin käyttää niiden ikien mittaamiseen. Vuonna 1913
Frederick Soddy (1877-1956) selvitti isotooppien merkityksen ja erilaisten
atomien radioaktiivinen hajoaminen ymmärrettiin. Radioaktiivinen iänmääritys nosti
Maapallon iän useisiin miljardeihin vuosiin. Vuonna 1905 Albert Einstein (1879-1955) julkaisi erikoisen suhteellisuusteorian. Siihen liittyvä tulos oli, että massa on yksi energian ilmenemismuoto: E = m c2Kaavasta nähdään, että yhdestä grammasta ainetta saadaan energiaa 9 x 1013 joulea.E = 0.001 kg x (3 x 108 m/s)2 = 9 x 1013 kg m2/s2. Tähtien sisuksissa paineen ja lämpötilan mahdollistama ydinfuusio tuottaa niiden säteilemän energian (ensisijaisesti vety-ytimien yhtyessä heliumiksi). |
|
Tähtien loppuvaiheet |
|
Tähden massan aiheuttama vetovoima pyrkii puristamaan tähden kasaan. Tähden (kaasun ja
plasman) rakenne vastustaa puristusvoimaa. Toisaalta tähden sisäosista lähtöisin oleva
säteilypaine pyrkii laajentamaan tähteä. Normaalisti voimat kumoavat toisensa ja tähti
pysyy tasapainossa. Kun energian tuotto loppuu (vedyn ehtyessä), ulospäin vaikuttava
voima heikkenee ja tähti alkaa lopulta kutistua ja himmetä jäähtyessään. Jos tähden massa on kovin pieni (alle 1.4 Auringon massaa), se vain himmenee hyvin rauhallisesti – pullistuen hetkellisesti punaiseksi jättiläiseksi vetyä raskaampien alkuaineiden fuusioituessa. Kvanttimekaniikan lakien mukaisesti tähden kutistuminen pysähtyy, kun se saavuttaa tietyn tiheyden. Lopputuloksena on valkoiseksi kääpiöksi kutsuttu tähden ”raato”. |
|
Mikäli tähden massa ylittää 1.4 Auringon massaa, jatkuu kutistuminen valkoisen kääpiön
tiheyden jälkeenkin. Kutistumisen seurauksena tähden kaasukehän uloimmissa osissa
käynnistyvät ydinreaktiot uudelleen niin rajusti, että tähden ulko-osat räjähtävät
hajalle supernova-räjähdyksessä, joka on maailmankaikkeuden väkivaltaisimpia tapahtumia.
Supernova-räjähdys luhistaa tähden ydinalueiden materian kasaan niin, että elektronit ja
protonit yhdistyvät neutroneiksi ja jäljelle jää muutaman kymmenen kilometrin kokoinen
neutronitähti. Räjähdys ja luhistuminen kiihdyttävät tähden kiertonopeuden (akselinsa
ympäri) jopa sekunnin sadasosiin. Tällaista nopeasti pyörivää neutronitähteä kutsutaan
pulsariksi. Ne löydettiin 1960-luvulla radiohavainnoista.
|
|
Jo 1700-luvun lopulla John Mitchell (1724-1793) ja Pierre Simon de Laplace
(1749-1827) olivat esittäneet, että kappaleen ollessa riittävän tiheä, pakonopeus sen
pinnalta ylittää valon nopeuden. Suhteellisuusteorian myötä tällaiset kohteet saivat aivan uudenlaisen merkityksen. Koska valon nopeutta ei voi ylittää, mikään ei voi koskaan päästä pois tällaisten kappaleiden pinnalta. Karl Schwarzchild (1873-1916) esitti 1916 Einsteinin kenttäyhtälöiden ratkaisun yksittäisen massapisteen tapauksessa. Ratkaisusta näkyy selvästi raja, Schwarzchildin säde, jonka sisäpuolella pakonopeus ylittää valon nopeuden. Rajaa pidettiin vain teoreettisena, koska oli vaikea kuvitella miten riittävän tiheitä kohteita voisi muodostua. |
|
Vuonna 1939 Julius Robert Oppenheimer (1904-1967) osoitti kumppaneineen miten
tähti loppuvaiheessaan voi luhistua Schwarzchildin säteensä sisäpuolelle. Näitä mustiksi aukoiksi (black star -> black hole) ristittyjä kappaleita alettiin tutkia aktiivisesti vasta 1960-luvulla. Mustat aukot ovat vaikeita tutkimuskohteita, koska niitä ei voi havaita suoraan (valohan ei pääse niistä pakoon). Niitä pitää havaita epäsuoraan tutkimalla niiden painovoimavaikutuksia ympäristön kappaleisiin ja aukkoon syöksyvän ja samalla kuumenevan aineen synnyttämää säteilyä. |
|
Tähtienvälinen aine |
|
Spektroskopian kehittyessä saatiin todisteita, että osa sumumaisista kohteista todellakin
on vain kaasua, joka ei ole tiivistynyt tähdiksi. Samoin taivaalla on pimeitä alueita,
joissa ei ole tähtiä yhtä tiheästi kuin muualla. Sir William Herschel kuvitteli,
että kyseessä todellakin oli tähdistä köyhiä alueita. 1800-luvun puolivälissä Angelo
Secchi (1818-1878) esitti, että pimeät alueet ovat tähtienvälisen aineen pilviä,
jotka peittävät näkyvistä niiden takana olevien tähtien valon. 1800-luvun loppupuolella
Edward E. Barnard (1857-1923) löysi runsaasti pimeitä alueita Linnunradasta. Hän
uskoi, että ainakin osa niistä oli pimentävän aineen pilviä. Sittemmin kaasu- ja pölypilviä
on tutkittu erityisesti radiohavaintojen avulla ja niistä on löydetty lukuisia erilaisia
atomeja ja molekyylejä. Suurin osa kaasusta on vetyä.
|
|
Alkuaineet |
|
John Daltonin (1766-1844) atomiopin myötä alettiin ymmärtää aineen perusosasten
todellista luonnetta ja niitä päästiin jaottelemaan alkuaineisiin. Aluksi kuviteltiin,
etteivät ne voineet muuttua toisikseen, mutta 1900-luvun alussa keksityn radioaktiivisuuden
myötä tämäkin käsitys romuttui. Samoihin aikoihin alkoi kehittyä kosmologia ja kysymys
alkuaineiden synnystä tuli mielekkääksi. Kun tähtien energiantuotto alkoi selvitä, oli ilmeistä, että vety muuttuu vähitellen heliumiksi. Tämä ei kuitenkaan selitä raskaampia alkuaineita – eikä vedyn alkuperää. Alkuräjähdysteoria tarjosi mahdollisen selityksen. Gamowin ja Alpherin teoriassa alkuräjähdys tuotti maailmankaikkeudellisen viileää neutronikaasua, josta sitten protonit ja elektronit muodostuivat ja yhtyivät edelleen alkuaineatomeiksi. Enrico Fermi (1901-1954) ja Anthony Turkevich (1916-2002) osoittivat kuitenkin, että heliumia raskaammat alkuaineet saattoivat syntyä vain korkeissa lämpötiloissa. Kuumassa alkuräjähdyksessä saattoi puolestaan syntyä vain vetyä, heliumia ja litiumia. Sir Fred Hoyle, Geoffrey ja Margaret Burbidge (1925- ja 1919-) sekä William Fowler (1911-1995) laativat perusteellisen selvityksen alkuaineiden muodostumisesta tähtien ydinreaktioissa. Selvisi, että heliumia raskaammat, mutta rautaa kevyemmät, alkuaineet ovat syntyneet tähtien sisuksissa. Alastair Cameron (1925-) esitti vielä, että osa alkuaineista muodostuu supernovaräjähdyksissä. |
Sir Fred Hoyle |
Takaisin pääsivulle |