Astrofysiikka

Kertaus:
  • tähtitiede esihistoriasta antiikin Kreikkaan (ja suurissa kulttuureissa sen jälkeenkin): ”positioastronomiaa”
  • tähtitiede antiikin Kreikassa: positioastronomiaa, teoreettista pohdiskelua (kosmologiaa), etäisyysmittauksia
  • tähtitiede keskiajalla: ?
  • tähtitiede Galilein jälkeen: havaitsevaa tähtitiedettä
  • tähtitiede Newtonin jälkeen: taivaanmekaniikkaa
  • tähtitiede nykyään: astrofysiikaa (+ kosmologiaa)

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 c2

Kaavasta 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