| kotisivu |
| hakemisto |
| kartat |
| kohteet |
| teoriaa |
| historia |
Toinen varhaisen tähtitieteen ominaisuus oli keskittyminen vain aurinkokuntaan. Kun Charles Messier laati sumumaisten kohteiden luettelonsa 1700-luvulla, tarkoituksena ei suinkaan ollut tutkia syvän taivaan kohteita, vaan helpottaa aurinkokuntaan kuuluvien komeettojen tunnistamista.
Vuonna 1835 ranskalainen positivistifilosofi Auguste Comte (1798-1857) kirjoitti taivaankappaleista:
Ymmärrämme, että on mahdollista tutkia niiden muotoja, niiden etäisyyksiä, niiden kokoja ja liikkeitä, mutta koskaan emme millään keinolla pysty tutkimaan niiden kemiallista koostumusta, niiden minerologista rakennetta, emmekä lainkaan niiden pinnalla elävien orgaanisten eliöiden luonnetta. - - Pysyn kannassani, että kaikkinainen tieto tähtien todellisista lämpötiloista tulee aina välttämättä olemaan meiltä salattua.William Wollastonin ja Josef von Fraunhoferin ansiosta Auringon kemiallinen koostumus oli kuitenkin jo alkanut paljastua Comten kirjoittaessa surullisenkuuluisat sanansa.
Tähtien valon aallonpituusjakaumaa tutkimalla päästiin tutkimaan niiden ominaisuuksia. Tämä toi mekaniikan lisäksi muunkin fysiikan mukaan tähtitieteeseen. Taivaankappaleiden fysikaalisten ominaisuuksien tutkimuksesta eli astrofysiikasta tuli pian tähtitieteen tärkein alue. Nykyisin tähtitiede onkin enimmäkseen astrofysiikkaa.
Astrofysiikka tutkii monenlaisia asioita: tähtienvälistä ainetta, tähtien syntyä, rakennetta ja kehitystä, Linnunrataa, galakseja jne. Kaikkea tätä on mahdotonta käsitellä kovin lyhyesti; siksi keskitymme tässä lähinnä astrofysiikan alkuvaiheisiin ja muutamiin tähtien kehitykseen liittyviin kysymyksiin.
Vuosina 1572 ja 1604 havaittiin kaksi supernovaa, jotka tunnetaan nimillä Tykon nova ja Keplerin nova. Nämä havainnot osoittivat, että myös kiintotähtien valtakunnassa voi tapahtua muutoksia. Vuonna 1667 Bullialdus osoitti, että Valaan tähdistön omikron-tähden eli Mira Cetin kirkkaus vaihtelee 11 kuukauden jaksoissa.
Vielä 1700-luvun alussa tunnettiin vain kourallinen muutoksia, jotka kuuluivat kuunyliseen maailmaan. Halley luetteli nämä 1715 ilmestyneessä artikkelissaan: vuosien 1572 ja 1604 novat, Mira Ceti sekä Joutsenen kolme tähteä, jotka oli havaittu 1600-luvulla.
Seuraava kuuluisuutta saanut muuttuva tähti oli Algol eli beta Persei, jonka historiaan liittyy hiven tragiikkaakin.
Vuona 1780 maanmittari ja tähtitieteen harrastaja Nathaniel Pigott asettui Yorkiin. Sinne hän pystytti useita kiinteästi asennettuja havaintovälineitä. Pigottin poika Edward oli myös tähtitieteen harrastaja, jopa isäänsä etevämpi. Hänen erityisenä kiinnostuksen kohteenaan olivat tähtien ominaisliikkeet.
Pigottien naapureina asuivat Goodricket. Heillä oli kuuromykkä poika John, joka oli saanut hyvän koulutuksen ja ilmeisesti menestyi varsin hyvin matematiikassa. Marraskuussa 1781 John Goodricke teki havaintopäiväkirjaansa ensimmäisen merkintänsä, jossa hän mainitsi Edward Pigottin juuri löytäneen komeetan. Goodrickesta tuli Pigottin oppilas ja ennen pitkää työtoveri. Seuraavana keväänä Goodricke sai oman kaukoputken.
Pigott havaitsi Algolia lokakuussa ja merkitsi muistikirjaansa, että se on muuttuva tähti. Marraskuun 12. Goodricke havaitsi Algolin himmentyneen 4:nnen magnitudin tähdeksi. Seuraavana yönä molemmat totesivat Algolin kirkastuneen takaisin tavanomaiseen kirkkauteensa. Seuraavan kerran molemmat havaitsivat Algolin himmenemisen joulukuun 28. päivän illalla. Pigott ehdotti, että kyseessä oli Algolia kiertävän planeetan aiheuttama pimennys, ja Goodricke myönsi selityksen kelvolliseksi.
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 tyystin unohtaneet Pigottin nimen. Tämä osoittaa poikkeuksellista jalomielisyyttä tieteen historiassa, joka on täynnä katkeria riitoja siitä, kuka keksi mitäkin ensimmäisenä.
Goodricke ehti vielä tehdä havaintoja delta Cepheistä ja beta Lyraesta, jotka molemmat hän totesi muuttujiksi. Maaliskuun 30. päivänä hän vielä havaitsi beta Lyraeta. Kolme viikkoa myöhemmin hän kuoli vain 21-vuotiaana ilmeisesti vilustuttuaan kylmässä yöilmassa.
Nyt jaksollisesti muuttuvia tähtiä tunnettiin jo muutamia. Niiden joukossa olivat delta Cephei, omicron Ceti ja eta Antinoi (nykyinen eta Aquilae), jotka ovat sykkiviä muuttujia. Koska niiden kirkkaudenvaihteluita ei voi selittää tähteä kiertävän planeetan tai toisen, himmeämmän tähden avulla, ajateltiin, ettei Algolkaan voi olla kahden kappaleen muodostama järjestelmä. Tätä tuki sekin, ettei Herschel suurella kaukoputkellaan pystynyt erottamaan Algolin seuralaista.
Vallitseva käsitys oli, että vaihtelut johtuvat tähtien pinnalla olevista tummemmista ja vaaleammista alueista. Muutamia poikkeuksiakin oli, kuten sveitsiläinen Daniel Huber, joka osoitti 1787, etteivät tähdenpilkut voi aiheuttaa Algolin valokäyrää. Heidän työnsä jäivät kuitenkin lähes tyystin unohduksiin. Vasta spektroskopia toi ratkaisun ongelmaan sata vuotta myöhemmin. Osoittautui, että Algol on todellakin pimennysmuuttuja, kaksoistähti, jonka komponentit ajoittain peittävät toisensa. Ne ovat vain niin lähellä toisiaan, ettei niitä voi kaukoputkellakaan erottaa kahtena tähtenä.
Herschelin valmistamat kaukoputket olivat aikansa suurimpia. Uranus-planeetan löytö 1781 vakiinnutti hänen asemansa tähtitieteilijänä.
Seuraavan huomattavan keksinnön Herschel julkaisi 1783. Se koski Auringon liikettä ympäröivien tähtien suhteen. Kaikilla tähdillä on omia satunnaisia nopeuksia. Voimme kuitenkin tarkastella tilannetta koordinaatistossa, jonka suhteen tähdet ovat keskimäärin levossa. Tällaista koordinaatistoa kutsutaan paikalliseksi lepostandardiksi, ja siitä käytetään usein lyhennettä LSR, sanoista Local Standard of Rest. Auringolla on myös oma liikkeensä tämän lepostandardin suhteen. Auringon apeksi on se piste taivaalla, jota kohti Aurinko näyttää liikkuvan. Apeksin puoleisella taivaalla olevat tähdet näyttävät lähestyvän meitä ja samalla siirtyvän poispäin apeksin suunnasta. Perspektiivin vuoksi meistä näyttää ikäänkuin tähdet virtaisivat apeksista ulospäin.
Tutkimalla tähtien näennäisiä liikkeitä voidaan laskea apeksin suunta. Se on se suunta, josta lähitähdet keskimäärin näyttävät loittonevan. Herschelin menetelmä apeksin määrittämiseksi perustui yksinkertaisiin graafisiin keinoihin. Tähtien liikkeet Herschel otti aikaisemmin ilmestyneistä taulukoista. Tuloksen kannalta kriittinen on vain pieni 3 kaarisekunnin ero Aldebaranin paikoissa vuosina 1706 ja 1756. On lähinnä onnekas sattuma, että käyttämällä alkeellista menetelmää ja osittain epäluotettavia havaintoja Herschel osui lähes oikeaan tulokseen. Herschelin mukaan apeksi oli lambda Herculiksen suunnassa; nykyisin hyväksytty suunta poikkeaa tästä vajaat 10°.
Suurten kaukoputkiensa avulla Herschel huomasi, että taivaalla näkyi sumumaisia kohteita paljon enemmän kuin Messier oli luetteloonsa kirjannut. Ensimmäisen oman löytönsä hän teki 7.9.1782. Tämä nykyisin Saturnus-sumuna tunnettu kohde näkyi kaikilla suurennuksilla kiekkona, josta ei erottunut tähtiä. Planeettaa muistuttavan ulkonäön vuoksi Herschel kutsui sitä planetaariseksi sumuksi. Herschel on mahdollisesti saanut vaikutteita Antoine Darquier'lta, joka kuvaili Lyyran rengassumua planeettamaiseksi kiekoksi.
Williamin pojasta John Herschelistä tuli myös tähtitieteilijä. Hän tutki myös eteläistä pallonpuoliskoa neljän vuoden ajan Etelä-Afrikassa Hyväntoivonniemellä.
John Herschel luetteloi yli 5000 sumumaista kohdetta. Luettelo ilmestyi 1864 nimellä Catalogue of nebulae and clusters of stars. Tämä luettelo oli pohjana Dreyerin myöhemmin laatimalle luettelolle New General Catalogue, jonka mukaisilla NGC-numeroilla monet kohteet edelleenkin tunnetaan.
Sumumaisilla kohteilla tuli olemaan merkittävä asema maailmankaikkeuden rakennetta koskevassa kysymyksessä. Käsittelemme niitä tarkemmin kosmologian yhteydessä.
Aluksi Herschel ajatteli, että tähdet ovat absoluuttisesti yhtä kirkkaita ja että erilaiset näennäiset kirkkaudet johtuvat pelkästään erilaisista etäisyyksistä. Niin ollen tällaiset parit, joissa toinen komponentti on huomattavasti toista himmeämpi ja siis kaukaisempi, tarjosivat keinon parallaksien mittaamiseen. Monen tähtiparin komponentit ovat kuitenkin yhtä kirkkaita, mikä sai Herschelinkin vähitellen hyväksymään, että kyseessä voivat olla todelliset kaksoistähdet. Vuosina 1803 ja 1804 hän julkaisi havaintonsa, joiden mukaan noin viidenkymmenen tähtiparin keskinäinen suunta oli muuttunut.
1800-luvulla eli useita tähtitieteen harrastajia, joilla oli käytössään suurehkoja instrumentteja. Kaksoistähdistä tuli suosittu havaintokohde, ja amatöörien ansiosta niistä kertyi suuri määrä havaintoja, jotka kattoivat pitkän aikavälin. Tällä tavoin onnistuttiin kartoittamaan monien kaksoistähtien radat.
Kaksoistähden komponentit kiertävät toistensa ympäri ellipsirataa pitkin Keplerin ja Newtonin lakien mukaisesti. Vuonna 1838 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.
Fraunhofer merkitsi löytämiään spektriviivoja kirjaimilla A, B, C, jne. Näitä nimiä näkee enää vain vanhoissa kirjoissa. Poikkeuksena ovat Auringon ja monien muiden tähtien spektreissä hyvin selvinä esiintyvät kaksi ionisoituneen kalsiumin viivaa, joille edelleenkin käytetään nimiä H ja K.
Fraunhofer havaitsi, että joidenkin viivojen aallonpituudet olivat samat kuin palavan natriumin spektrissä esiintyvät kirkkaat viivat. Vaikka useat muutkin tutkivat spektreissä esiintyviä viivoja, vasta Robert Bunsen ja Gustav Kirchhoff esittivät vuonna 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 keksi, että vedyn spektriviivojen aallonpituudet saadaan yksinkertaisesta kaavasta. Vastaavanlaisia kaavoja kehiteltiin muillekin alkuaineilla, mutta mitään teoriaa viivojen synnystä niiden takana ei ollut. Se joutui odottamaan kvanttimekaniikan kehittymistä. 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.
Sarjakuvista on tuttu tilanne, jossa tähtitieteilijä keksii spektristä yhdellä silmäyksellä uuden aineen. Niin helposti se ei kylläkään käy, mutta yksi uusi alkuaine on todellakin löydetty vähän vastaavalla tavalla. Elokuun 18:ntena vuonna 1868 näkyi Intiassa täydellinen auringonpimennys. Sen aikana näkyvää koronaa havaittiin ensimmäisen kerran myös spektroskoopeilla. Koronasta löydettiin muutamia kirkkaita viivoja. Osa niistä oli selvästi vedyn viivoja. Mukana oli myös yksi D3:ksi kutsuttu viiva, jota ei löytynyt laboratoriospektreistä. Niinpä pääteltiin, että kyseessä on aine, jota on vain Auringossa, ja siksi tuolle aineelle annettiin Aurinkoon viittaava nimi helium. Vuonna 1895 Sir William Ramsay (1852-1916) onnistui vihdoin eristämään heliumia myös laboratoriossa.
Eri alkuaineet eroavat toisistaan ytimen protonien lukumäärän suhteen. Nykyisin tunnetaan jo kaikki stabiilit alkuaineet, joten vastaavanlaisille löydöille ei enää ole tilaa. Uusia molekyylejä avaruudesta sen sijaan saattaa vielä löytyä. Niiden spektrit vain ovat mutkikkaita viivaröykkiöitä, joten tunnistaminen ei onnistu pelkällä pikaisella silmäyksellä.
Spektrien luokittelu alkoi kehittyä 1860-luvulla. Ensimmäisiä luokituksia oli Angelo Secchin laatima. Siinä spektrit jaetaan neljään luokkaan. Ensimmäisen luokkaan kuuluu valkeita tähtiä, joiden spektrissä näkyy selviä vedyn viivoja. Toisen luokan tähdet ovat Auringon tyyppisiä. Kolmannen luokan tähdet ovat punertavia, ja spektreissä esiintyy punaiselta reunaltaan epäselviä vöitä. Neljännen luokan tähdet ovat punaisia, ja spektreissä esiintyy leveitä vöitä, joiden violetti reuna on epäselvä.
Samoihin aikoihin spektroskopian kanssa kehittyi myös valokuvaus, ja sitä ruvettiin tietenkin soveltamaan myös spektrien ikuistamiseen. Ensimmäisenä tässä onnistui Henry Draper, joka vuonna 1872 valokuvasi kirkkaan Vega-tähden spektrin.
Spektrien massatuotanto pääsi kuitenkin vauhtiin vasta kun objektiivin eteen keksittiin asentaa isokokoinen prisma. Valokuvauslevylle saadaan silloin kuva kokonaisesta taivaan alueesta, jossa tähtien kuvat leviävät spektreiksi. Juuri tällaisten levyjen avulla suoritettiin ensimmäinen suuri spektriluokittelu Harvardissa. Luettelolle annettiin alan uranuurtajan muistoksi nimi HD- eli Henry Draper -luettelo. Suurimman osan lähes neljännesmiljoonan tähden luokituksesta suoritti Annie Jump Cannon.
Aluksi luokille käytettiin aakkosjärjestyksessä olevia kirjaintunnuksia, ja luokittelu kuvasi vain spektrin ulkonäköä. Myöhemmin huomattiin, että näillä luokilla on selvä yhteys tähden fysikaalisiin ominaisuuksiin, varsinkin sen pinnan lämpötilaan. Lämpötilasta nimittäin riippuu, miten paljon atomeja on eri energiatiloissa. Viivojen voimakkuudet puolestaan riippuvat siitä, kuinka suuri osa atomeista on missäkin energiatilassa.
Luokkia yhdisteltiin ja järjesteltiin uudelleen, ja tuloksena oli nykyinen hieman kummalliselta tuntuva luokitus. Tavallisimmat spektriluokat alenevan lämpötilan mukaisessa järjestyksessä ovat
O - B - A - F - G - K - M
Luokan O tähdet ovat kuumia sinertävänvalkeita tähtiä, joiden pinnalla lämpötila on yli 20 000 astetta. Luokan M tähdet ovat punaisia, ja niiden pintalämpötila on noin 3000 K. Aurinko on G-spektriluokan tähti.
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 keskimäärin liian kirkkaita. Ratkaisuksi ristiriidalle Ejnar Hertzsprung esitti 1905, että keltaiset ja punaiset tähdet jakautuvat kahteen luokkaan, joita hän kutsui jättiläis- ja kääpiötähdiksi.
Kun kaikki olemassaolevat tiedot tähtien kirkkauksista ja etäisyyksistä yhdistettiin päädyttiin tulokseen, joka tunnetaan Hertzsprung-Russell-diagrammina tai yksinkertaisemmin HR-diagrammina. Oheinen kuva esittää HR-diagrammia Henry Norris Russellin vuonna 1913 julkaisemassa muodossa. Kuvan vaaka-akselilla on spektriluokka ja pystyakselilla absoluuttinen magnitudi. Kuvassa erottuu kaksi tihentymää, vinosti kulkeva pääsarja ja harvempi vaakasuora jättiläishaara suunnilleen magnitudin 0 kohdalla.
Tähden spektriluokka HD-luettelossa riippuu vain lämpötilasta, mutta ei kerro mitään tähden todellisesta kirkkaudesta. Vuosina 1914-1918 Arnold Kohlschütter (1883-1969) ja Walter Adams havaitsivat Mount Wilsonin observatoriossa suuren määrän spektrejä. Tunnettujen parallaksien avulla he pystyivät osoittamaan, että spektreissä oli joukko piirteitä, jotka riippuivat tähden todellisesta kirkkaudesta. Näin spektriä tutkimalla voitiin päätellä sen todellinen kirkkaus, ja vertaamalla sitä havaittuun kirkkauteen saatiin selville tähden etäisyys. Näin laskettua etäisyyttä sanotaan tähden spektroskooppiseksi parallaksiksi.
Tähden todellisesta kirkkaudesta eli luminositeetista riippuvien spektrin ominaisuuksien avulla spektriluokittelua kehitettiin edelleen. Mukaan otettiin luminositeettiluokka, jota merkitään roomalaisella numerolla. Luokan I tähdet ovat ylijättiläisiä, kaikkein kirkkaimpia ja suurikokoisimpia tähtiä. Luokkien II ja III tähtiä kutsuttiin jättiläisiksi, luokan IV tähtiä alijättiläisiksi ja luokan V tähtiä kääpiöiksi. Myöhemmin kääpiöitä on ruvettu kutsumaan pääsarjan tähdiksi, sillä niihin kuuluu suurin osa tähdistä; juuri ne muodostavat HR-diagrammissa vinosti kulkevan tihentymän.
Spektriviivojen avulla saadaan selville myös kohteen näkösäteen suuntainen nopeus. Jos tähti loittonee meistä, sen säteilyn aallonpituus kasvaa. Tällä on niin vähän vaikutusta tähden väriin, että sitä olisi lähes mahdoton havaita. Samalla myös spektriviivat siirtyvät Dopplerin ilmiön vaikutuksesta kohti pitempiä aallonpituuksia, ja tämä siirtymä on helposti mitattavissa. Näin kohteen näkösäteen suuntainen nopeus saadaan varsin helposti yhdestä spektrihavainnosta. Näkösädettä vastaan kohtisuoran ominaisliikkeen mittaaminen sen sijaan vaatii yleensä havaintoja, jotka kattavat useiden vuosikymmenien ajanjakson.
Kaukaisten galaksien ominaisliikkeitä on mahdotonta mitata. Tiedot niiden liikkeistä perustuvatkin nimenomaan spektrihavaintoihin. Näillä havainnoilla on ollut merkittävä asema maailmankaikkeuden kokonaisrakenteen selvittämisessä, joten palaamme niihin kosmologian yhteydessä.
Vuonna 1664 Ussherin arkkipiispa laski maapallon iän. Hän ei kuitenkaan tutkinut maapalloa vaan Raamattua. Hän päätyi tulokseen, että maapallo on luotu vuonna 4004 eKr., lokakuun 26. päivänä, kello 9 aamupäivällä. Muuan geologian oppikirja vinoilee, että tämä on varmaankin Greenwichin aikaa. Maapallon 6000-vuotispäivää sopisi siten juhlia 26.10.1997. Kyseinen päivä sattuu olemaan lokakuun viimeinen sunnuntai, jolloin kesäaika päättyy. Maailman luomista vastaava kellonaika Suomessa olisi siten kello 11 aamupäivällä.
Jos uskomme fundamentalisteja, on Auringon täytynyt siis olla olemassa ainakin 6000 vuotta. Muutamat epäuskoiset kuitenkin vaativat tuntuvasti pitempää aikaskaalaa.
Vuonna 1785 skotlantilainen James Hutton julkaisi teoksensa Theory of the Earth with Proof and Illustrations. Huttonin mukaan eroosio kuluttaa vuoria ja kallioita, ja murentunut kiviaines kulkeutuu vesien mukana meren pohjaan ja muodostaa sedimenttejä. Joskus myöhemmin sitten maan sisäinen lämpö aiheuttaa laajenemista, joka kohottaa nämä sedimentit merenpinnan yläpuolelle; samalla niihin syntyy poimuja ja siirroksia. Kaikkia näitä prosesseja tapahtuu kaiken aikaa, ja vaikka yksittäisen paikan pinnanmuodot läpikäyvätkin melkoisia muutoksia, keskimäärin kaikki näyttää samanlaiselta kaikkina aikoina. Siksi tämä teoria tunnetaankin nimellä uniformitarianismi.
Koska maapallo on äärellisen ikäinen, sen pintaa muokkaavissa prosesseissa on täytynyt tapahtua muutoksia, tosin hyvin pitkän ajan kuluessa. Kehitys ei ole aivan niin uniformitaarista kuin Hutton esitti, mutta aika lähelle nykyistä käsitystä hän kyllä osui.
Tällaisille geologisille prosesseille on ominaista, että ne tapahtuvat hyvin hitaasti. Aurinkokunnan täytyi siis olla paljon vanhempi kuin Raamatun tulkitsijat väittivät.
1700-luvun puolivälissä kreivi Georges Louis Leclerc de Buffon päätteli, että maapallon ytimen täytyy tiheytensä perusteella olla rautaa. Tutkimalla rautapallojen jäähtymistä de Buffon laski maapallon iäksi 75 000 vuotta. Tämä oli luonnollisesti liikaa fundamentalisteille ja liian vähän geologeille.
Toinen peruste maapallon korkealle iälle tuli biologiasta. Vuonna 1859 Charles Darwin julkaisi teoksensa On the Origin of 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 evoluutio-opin paljon helpommin.
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. Tämän tärkeän periaatteen muotoiluun vaikuttivat ennen kaikkea Julius Robert Mayer, James Prescott Joule ja Hermann von Helmholtz.
Energiamuodon muutoksiin liittyy läheisesti termodynamiikan toinen laki. Sen mukaan tiettyyn systeemiin liittyy hieman abstrakti suure, entropia, jonka arvo ei voi pienentyä suljetussa systeemissä. Suljettu systeemi on esimerkiksi koko maailmankaikkeus. Paikallisesti entropia sen sijaan voi aivan hyvin myös vähetä.
Entropia voidaan määritellä esimerkiksi systeemin tilan todennäköisyyden avulla. Entropian kasvu tarkoittaa silloin systeemin kehittymistä epätodennäköisestä tilasta kohti todennäköisempää tilaa. Käytännössä tämä tarkoittaa järjestyksen muuttumista hajaannukseksi ja energian muuttumista käyttökelvottomampiin muotoihin.
Koska energiaa ei voi syntyä tyhjästä, tarvitsemme energialähteen, jonka turvin Aurinko on voinut loistaa suunnilleen yhtä kirkkaana ainakin niin kauan kuin maapallo on ollut olemassa. Mayer esitti, että tämä energia on peräisin Aurinkoon putoavista meteoriiteista. Kun Auringon säteilemän energian määrä tunnetaan, on helppo laskea, kuinka paljon massaa sen tuottamiseen tarvittaisiin. Tästä aiheutuva massan kasvu vaikuttaa Newtonin lakien mukaisesti Maan kiertoaikaan. Voimme laskea, että kukin vuosi olisi noin kaksi sekuntia lyhyempi kuin edellinen. Näin suuri muutos oli selvästi ristiriidassa havaintojen kanssa.
Hieman myöhemmin 1850-luvulla von Helmholtz esitti, että Auringon energia on peräisin sen kutistumisesta. Muutos Auringon läpimitassa olisi vain noin 75 metriä vuodessa; tämä oli niin pieni määrä, että sitä olisi ollut mahdoton havaita edes tuhansien vuosien kuluessa. Nyt aikaskaala kasvoi jo 20 miljoonaan vuoteen. Helmholtzin teoriaa kehitteli edelleen William Thomson, joka tunnetaan paremmin lordi Kelvinin nimellä.
Uusi aikaskaala oli huimaavasti aikaisempia arvioita pitempi, muttei vieläkään riittävän pitkä geologeille. Vuosisadan vaihteessa amerikkalainen geologi Thomas Chrowder Chamberlin esitti, että aineen rakenteeseen liittyi vielä tuntemattomia tekijöitä, jotka saattaisivat selittää Auringon energiatuotannon. En tiedä, oliko tässä kysymyksessä ns. prekognitio eli ennaltanäkeminen, vai oliko Chamberlin ehkä lukenut päivän sanomalehdet. Radioaktiivisuus oli nimittäin jo keksitty muutama vuosi aiemmin, ja ilmiö oli yksi ajan kuumimpia kysymyksiä.
Vuonna 1905 Ernest Rutherford ehdotti, että mineraalien radioaktiivista hajoamista voitaisiin käyttää niiden ikien mittaamiseen. Vuonna 1913 Frederick Soddy selvitti isotooppien merkityksen, ja erilaisten atomien radioaktiivinen hajoaminen saatiin vihdoin järjestykseen.
Radioaktiivinen iänmääritys kasvatti maapallon ikää usealla kertaluvulla. Enää ei ollut kysymys miljoonista vaan miljardeista vuosista.
Radioaktiiviseen hajoamiseen perustuu arkeologien paljon käyttämä radiohiiliajoitus, jonka Willard Libby (1908-1980) kehitti toisen maailmansodan jälkeen. Tavallisessa hiiliatomin ytimessä on 12 hiukkasta (6 protonia ja 6 neutronia). Avaruudesta saapuvat kosmisen säteilyn hiukkaset aiheuttavat ilmakehässä reaktioita, joiden seurauksena syntyy raskaampaa hiilen isotooppia. Tämän hiili-14:n ytimessä on kahdeksan neutronia. Hiili-14 ei kuitenkaan ole stabiili. Jos seurataan suurta määrää hiili-14:n ytimiä, niistä puolet hajoaa tavalliseksi hiileksi vajaassa 6000 vuodessa. Elollisten olentojen hiili on peräisin pääasiassa ilmakehän hiilidioksidista ja sisältää siis hiilen isotooppeja samassa suhteessa kuin ilmakehäkin. Olennon kuollessa sen aineenvaihdunta lakkaa, ja elimistön hiili ei enää uusiinnu. Hiili-14 hajoaa jatkuvasti, mutta uutta ei tule tilalle. Jos puunpalasessa hiili-14:n osuus on vain puolet normaalista, tiedämme, että puu on kaadettu noin 6000 vuotta sitten.
Vuonna 1905 Albert Einstein julkaisi erikoisen suhteellisuusteorian. Siihen liittyvä tulos oli, että massa on yksi energian ilmenemismuoto. Fysiikan ehkä kuuluisimman kaavan
E = m c 2
mukaan jo grammasta ainetta saadaan energiaa 9×1013 joulea. Tällä energiamäärällä voitaisiin polttaa 30 tuhatta 100 watin hehkulamppua vuoden ajan. Tämä tietenkin edellyttää, että tuo gramma ainetta pystyttäisiin tuhoamaan täysin ja muuttamaan kokonaisuudessaan energiaksi.
Nyt vihdoinkin käytettävissä oli riittävästi energiaa, jotta Aurinko ja tähdet voivat loistaa lähes muuttumattomina miljardeja vuosia. Kesti kuitenkin vielä vuosikymmeniä ennen kuin keksittiin ne prosessit, joilla massa muuttuu energiaksi.
Energiaa voi vapautua kahdella tavalla. Ydinreaktoreissa ja atomipommeissa raskaiden alkuaineiden ytimet pilkkoutuvat kevyemmiksi ytimiksi. Syntyneiden ydinten yhteenlaskettu massa on hieman pienempi kuin alkuperäisen ytimen. Erotus on muuttunut energiaksi Einsteinin kaavan mukaisesti. Tähtien energialähteeksi tämä ei kuitenkaan kelpaa, sillä niissä tarvittavia raskaita ytimiä on tuskin nimeksikään.
Lupaavampi vaihtoehto on fuusio, reaktio, jossa kevyet atomiytimet lyöttäytyvät yhteen ja muodostavat raskaampia ytimiä. Jos tuloksena syntyy rautaa tai sitä kevyempiä alkuaineita, syntyvän ytimen massa on pienempi kuin sen rakentamiseen osallistuneiden ytimien massojen summa. Taaskin erotus muuttuu energiaksi. Yksinkertaisin fuusioreaktio, jossa energiaa voi vapautua, on luonnollisesti vety-ytimien yhtyminen heliumytimiksi. Tätä reaktiota käytetään vetypommeissa. Hallitusti tapahtuvaa fuusioreaktiota on yritetty saada aikaan jo kauan aikaa, mutta käyttökelpoisen reaktorin toteutuminen tuntuu siirtyvän aina vain kauemmas tulevaisuuteen.
Fuusion vaikeutena on, että siihen osallistuvat vety-ytimet ovat haluttomia liittoutumaan. Ytimillä on positiivinen sähkövaraus, ja siten niiden välillä vaikuttaa poistovoima. Poistovoiman voittamiseksi ydinten on syöksyttävä toisiaan kohti suurella nopeudella, jotta fuusio onnistuisi. Suuri nopeus saavutetaan, jos vetykaasu on hyvin kuumaa. Tähtien sisäosissa lämpötila kohoaa riittävän korkeaksi, jotta energiaa voi syntyä vety-ytimien yhtyessä heliumiksi.
Jo 1930-luvun lopulla ymmärrettiin protoni-protoni-ketjun eli pp-ketjun mekanismi. Reaktiossa neljä vety-ydintä eli protonia muodostaa yhden heliumytimen. Laskujen mukaan tämä reaktio ei riippunut paljoakaan lämpötilasta, kunhan se vain oli riittävän korkea reaktion käynnistymiselle. Siksi pp-ketjua ei pidetty todennäköisenä energian lähteenä, koska se ei selittänyt tähtien todellisen kirkkauden voimakasta riippuvuutta lämpötilasta.
Vuonna 1938 Hans Bethe ja Carl Friedrich von Weizsäcker keksivät toisistaan riippumatta CNO-syklin, jossa vety muuttuu heliumiksi. Prosessiin tarvitaan hiiltä, typpeä ja happea, mutta niiden määrä ei muutu, ne toimivat vain katalyytteinä, jotka tekevät prosessin mahdolliseksi. Tässäkin prosessissa neljä vety-ydintä yhtyy heliumytimeksi, jonka massa on hivenen pienempi kuin vety-ytimien yhteenlaskettu massa. Erotus muuttuu energiaksi ja kulkeutuu säteilynä ulos tähdestä.
CNO-sykli riippuu herkästi lämpötilasta, ja sillä on merkitystä vain massiivisten tähtien energiataloudessa. Auringossa se ei pysty toimimaan riittävän tehokkaasti. Vasta 1950-luvulla yksityiskohtaisempia tähtimalleja laskettaessa ymmärrettiin, että pienemmissä ja viileämmissä tähdissä, kuten Auringossa, pp-ketju todella on kaikkein tärkein energiaa tuottava reaktio.
Itävaltalainen Josef Stefan osoitti kokeellisesti 1879, että kappaleen säteilemä kokonaisenergia on verrannollinen sen absoluuttisen lämpötilan neljänteen potenssiin. Viisi vuotta myöhemmin Ludwig Boltzmann päätyi samaan tuloksen teoreettisesti. Vuonna 1893 Wilhelm Wien esitti nykyisin Wienin siirtymälakina tunnetun tulokseen, jonka mukaan säteilyn maksimin aallonpituus on kääntäen verrannollinen lämpötilaan. Siis mitä kuumempi kappale, sitä lyhempiaaltoista on sen voimakkain säteily.
Säteilyn jakautumaa ei kuitenkaan ymmärretty. Lordi Rayleigh'n ja James Jeansin johtama lauseke kuvasi kyllä hyvin spektrin pitkiä aallonpituuksia. Aallonpituuden lyhentyessä säteilyn intensiteetti kuitenkin kasvaisi tämän lausekkeen mukaan rajatta, mikä oli selvästi järjetöntä. Vuosisadan vaihteen fysiikka ei pystynyt selittämään, miksi intensiteetti kääntyikin laskuun aallonpituuden lyhetessä.
Ongelma ratkesi 1900, kun Max Planck esitti mustan kappaleen säteilylakinsa. Se selitti kauniisti jatkuvien spektrien muodon ja sen seurauksina saatiin Stefanin ja Wienin lait. Säteilylakiaan varten Planck joutui olettamaan, että aine koostuu värähtelijöistä, jotka voivat olla vain tietyissä erillisissä energiatiloissa. Tästä alkoi kvanttimekaniikka.
Samaan aikaan tutkittiin innokkaasti atomien rakennetta. Vuonna 1913 Niels Bohr esitti kvanttimekaanisen atomimallin, jonka mukaan atomin ydintä kiertävät elektronit voivat olla vain tietynlaisilla radoilla. Bohrin mallin avulla pystyttiin vihdoin teoreettisesti laskemaan alkuaineiden spektrejä.
Tähtien rakennetta olivat tutkineet Ritter 1870- ja 1880-luvuilla sekä Robert Emden 1900-luvun alussa. Ilman kunnollista säteilyteoriaa he eivät onnistuneet kovin hyvin. Vuonna 1905 Karl Schwarzschild julkaisi säteilyn tasapainoon perustuvan mallin Auringon kaasukehälle. Sitä kehittivät edelleen Edward A. Milne ja Arthur S. Eddington, jotka pystyivät selittämään sekä jatkuvan spektrin että spektriviivojen synnyn. Vuonna 1926 ilmestyi Eddingtonin The internal constitution of the stars. Siinä esitettiin tähtien rakennetta kuvaavat yhtälöt suunnilleen siinä muodossa, jossa niitä yhä käytetään.
Tähteä kuvaavan tähtimallin laskemiseen tarvitaan tietoa siitä, kuinka paljon energiaa syntyy esimerkiksi tilavuusyksikköä kohti eri syvyyksillä. Kun tiedetään myös, miten energiantuotto muuttaa alkuainekoostumusta, voidaan laskea joukko tähtimalleja, joiden välillä kemiallista rakennetta muutetaan; näin saadaan selville tähden ajallinen kehitys. Yksityiskohtainen tähtimallien laskeminen on käynyt mahdolliseksi tietokoneiden kehittyessä.
Tähtimallien avulla nähdään, miten tähti elämänsä aikana liikkuu HR-diagrammissa. Jos kehitys tietyssä kohtaa diagrammia on hidasta, vastaavia tähtiä pitäisi taivaalta löytyä runsaasti. Diagrammin tyhjät alueet taas vastaavat kehitysvaiheita, joissa tähdet viipyvät vain lyhyen aikaa. Nykyisin tähtimallit pystyvät jo erittäin hyvin selittämään HR-diagrammin ja monet muutkin tähtien havaitut ominaisuudet. Vaikka emme voikaan suoraan mitata tähtien sisäosien fysikaalisia ominaisuuksia, käsityksemme niistä ei voine olla kovin kaukana totuudesta.
1920-luvulla alettiin siis ymmärtää, mitä aineita tähdissä on sekä millainen on niiden rakenne ja miten ne tuottavat säteilemänsä energian. Muutama vuosikymmen myöhemmin pystyttiin jo laskemaan, miten tähdet muuttuvat ajan kuluessa. Vain sata vuotta aiemmin Comte oli ennustanut, ettei taivaankappaleiden koostumuksesta ikimaailmassa päästäisi selville.
Jos tähden massa on kovin pieni, se vain himmenee hyvin rauhallisesti. Massiivisemmilla tähdillä kehitys normaalista pääsarjavaiheesta vanhuuden lepoon ei sen sijaan tapahdu mitenkään yksioikoisesti, vaan väliin mahtuu monia mutkikkaita kehitysvaiheita, joihin kaikkiin emme tässä kuitenkaan voi puuttua.
Karkeasti ottaen massiivinen tähti koostuu loppuaikoinaan sisäkkäisistä kerroksista, joista uloimmassa vety fuusioituu heliumiksi, seuraavassa helium hiileksi jne. Kun polttoaine loppuu, tähti alkaa luhistua, jolloin sisällä paine ja lämpötila nousevat nopeasti. Ulommista kuorista tulee uutta polttoainetta, jossa ydinreaktiot käynnistyvät niin rajusti, että tähden ulko-osat räjähtävät hajalle.
Tällaisessa räjähdyksessä tähti voi hetken aikaa loistaa yhtä kirkkaana kuin kokonainen galaksi, mutta alkaa sitten muutaman päivän kuluessa nopeasti himmentyä. Tällaisia leimahduksia oli havaittu Kiinassa ainakin vuonna 1054; Euroopassa niitä ruvettiin näkemään sen jälkeen kun usko aristoteelisen opin mukaiseen muuttumattomaan kuunyliseen maailmaan oli alkanut horjua. Taivaalle ilmaantuneet kirkkaat valot olivat uusia kohteita, joiden paikalla ei ennen ollut mitään; siksi niitä alettiin kutsua nimellä nova stella eli uusi tähti. Nykyinen nimitys tällaiselle räjähdykselle on supernova. Pelkkä nova puolestaan tarkoittaa tietynlaista muuttuvaa tähteä, jossa tapahtuu toistuvia, supernovaa paljon hillitympiä räjähdyksiä.
Tähden ulko-osien levitessä taivaan tuuliin sisimmistä osista voi jäädä jäljelle pienikokoinen, mutta tiheä kohde, joka sitten hiljalleen jäähtyy.
Vuonna 1914 Walter Adams oli havainnut Mt. Wilsonilla absoluuttisesti hyvin himmeän tähden omicron Eridani B spektrin ja määrittänyt sen luokan A tähdeksi. HR-diagrammissa tähti näkyy vasemmalla paljon pääsarjan alapuolella. Toinen tällainen himmeä tähti oli myös Siriuksen seuralainen, jonka Alvan Clark poikineen oli löytänyt vuonna 1862. Vuonna 1915 Adams osoitti, että myös Sirius B on spektriluokan A tähti. Luokan A tähdet ovat kuumia, ja niiden pintakirkkaus on suuri. Tähden heikon säteilytehon täytyy siten johtua siitä, että tähti on hyvin pieni, suunnilleen maapallon kokoinen. Toisaalta näiden tähtien massat ovat tavallisten tähtien luokkaa, joten niiden on oltava tavattoman tiheitä kohteita. Kuutiosenttimetri Sirius B:n ainetta painaa noin kolme tonnia.
Eddington antoi näille omituisille kohteille nimen valkea kääpiö. Jos ne todella olivat niin tiheitä kuin laskelmat osoittivat, niiden spektriviivoissa pitäisi jo näkyä suhteellisuusteorian mukainen vetovoimasta johtuva punasiirtymä. Vuonna 1925 Adams löysikin tällaisen muutoksen Sirius B:n spektrissä. Valkeat kääpiöt olivat siis todellakin hyvin tiheitä tähtiä.
Valkean kääpiön rakenteen ymmärtämiseksi tarvittiin kvanttimekaniikkaa. Suuressa paineessa elektronit irtoavat atomeista ja muodostavat kaasua, jonka täytyy noudattaa Paulin kieltosääntöä. Kieltosääntö rajoittaa sitä, kuinka paljon eri nopeuksilla liikkuvia elektroneja tiettyyn tilavuuteen mahtuu. Tämä pysäyttää tähden kutistumisen, kun tiheys on saavuttanut valkoisen kääpiön tiheyden.
Eddingtonin oppilas Subrahmanyan Chandrasekhar laski 1931, että valkoisen kääpiön massa voi olla korkeintaan noin 1.1 Auringon massaa. Nykyinen arvo tälle Chandrasekharin rajalle on noin 1.4 Auringon massaa. Tätä massiivisemmat tähdet jatkavat luhistumista vieläkin pitemmälle. Tällöin elektronit ja protonit yhtyvät neutroneiksi ja tähti luhistuu pääasiassa neutroneista muodostuvaksi neutronitähdeksi. Neutronitähden läpimitta on vain muutaman kymmenen kilometrin luokkaa.
Näin astrofysiikka oli kehittynyt tiedon kokoamisesta uudeksi tieteeksi, joka jo ennusti uudenlaisia kohteita ennen kuin niitä oli edes havaittu. Neutronitähdet olivat kuitenkin liian eksoottisia olioita Eddingtonille, joka piti Chandrasekharin keksintöä naurettavana.
Vain pari vuotta myöhemmin Walter Baade ja Fritz Zwicky esittivät, että supernovaräjähdyksissä jäljelle jää juuri neutronitähti tähden ulkokerrosten hajotessa avaruuteen. Vihdoin 1960-luvulla havaitut pulsarit osoittautuivat ennustetuiksi neutronitähdiksi.
Vieläkin eksoottisempia kohteita oli itse asiassa ennustettu jo paljon aikaisemmin. Jo 1700-luvun lopulla Mitchell ja Laplace olivat esittäneet, että kappaleen ollessa riittävän tiheä pakonopeus sen pinnalta ylittää valon nopeuden. Nämä ajatukset saivat kuitenkin vain vähän huomiota.
Suhteellisuusteorian myötä tällaiset kohteet saivat aivan uudenlaisen merkityksen. Koska valon nopeutta ei voi ylittää, mikään ei voi koskaan päästä pois tällaisten kappaleiden pinnalta. Karl Schwarzschild esitti 1916 Einsteinin kenttäyhtälöiden ratkaisun yksittäisen massapisteen tapauksessa. Ratkaisusta näkyy selvästi raja, Schwarzschildin säde, jonka sisäpuolella pakonopeus ylittää valon nopeuden. Rajaa pidettiin vain teoreettisena, koska oli vaikea kuvitella, miten riittävän tiheitä kohteita voisi muodostua. Esimerkiksi Auringon Schwarzschildin säde on noin 3 kilometriä; koko Auringon massa olisi puristettava tämän säteen sisälle, jotta valo ei pääsisi karkuun Auringon pinnalta.
Vuonna 1939 ilmestyi kaksi aiheeseen liittyvää merkittävää julkaisua. Kummankin ensimmäisenä tekijänä oli atomipommista kuuluisaksi tullut Julius Robert Oppenheimer. Yhdessä G.M. Volkoffin kanssa kirjoitettu On Massive Neutron Cores käsitteli neutronitähtien syntyä. Vähän myöhemmin ilmestyi H. Snyderin kanssa laadittu On Continued Gravitational Contraction, jossa osoitettiin, miten tähti loppuvaiheessaan voi luhistua Schwarzschildin säteensä sisäpuolelle.
Aktiivisesti näitä mustiksi aukoiksi ristittyjä kappaleita alettiin tutkia vasta 1960-luvulla. Erityisesti Stephen Hawking on tullut tunnetuksi mustien aukkojen teoriaa koskevilla tutkimuksillaan. Hän on osoittanut, että mustat aukotkaan eivät ole ikuisia, vaan niistä haihtuu ainetta, tosin äärimmäisen hitaasti.
Mustat aukot ovat pieniä kohteita, jotka eivät säteile käytännöllisesti katsoen mitään. Siksi niitä on melkoisen vaikea havaita suoraan. Todisteet niiden olemassaolosta ovatkin epäsuoria ja perustuvat aukkoon syöksyvän ja samalla kuumenevan aineen synnyttämään säteilyyn.
Jo William Herschel totesi, että taivaalla on pimeitä alueita, joissa tähtiä on paljon harvemmassa kuin ympäristössä. Yksi hyvin selvästi erottuva pimeä alue on Joutsenen tähdistön suunnassa: Linnunradan vaalea vyö näyttää jakautuvan kahdeksi haaraksi, joita erottaa tumma läiskä, Suuri repeämä. Herschel ajatteli, että kyseessä on todellakin tähtiköyhä alue.
Angelo Secchi esitti 1800-luvun puolivälissä, että pimeät alueet ovat tähtienvälisen aineen pilviä, jotka peittävät takana näkyvien tähtien valon. 1800-luvun loppupuolella Edward E. Barnard valokuvasi Linnunrataa ja löysi koko joukon tällaisia pimeitä alueita. Hän ei kuitenkaan päässyt itsensä kanssa täysin yksimielisyyteen siitä, ovatko jotkut kohteet pimeän aineen pilviä vai harvatähtisiä alueita. Vuonna 1919 ilmestyneessä artikkelissaan, josta oheinen kuva on peräisin, Barnard oli joka tapauksessa vakuuttunut, että ainakin jotkin tummista alueista ovat pimentävän aineen pilviä.
Lickin observatoriossa työskennellyt Robert Trumpler mittasi 1920-luvulla avoimien tähtijoukkojen kirkkauksia ja läpimittoja. Jos oletetaan, että joukot ovat keskimäärin samankokoisia, niiden etäisyydet ovat kääntäen verrannollisia läpimittoihin. Etäisyyden perusteella voidaan edelleen laskea, miten kirkkaina joukkojen tähtien tulisi näkyä. Trumpler huomasi, että kirkkaus heikkeni etäisyyden mukana nopeammin kuin sen pitäisi tyhjässä avaruudessa. Tämä osoitti, että avaruudessa on valoa pimentävää pölyä.
Tutkittaessa tähtien valon polarisaatiota 1940-luvulla huomattiin ensinnäkin, että polarisaatio oli teoreettista ennustetta voimakkaampaa. Toiseksi kaksoistähden komponenttien rataliike ei vaikuttanut polarisaatioon. Tämä viittasi siihen, että suurin osa polarisaatiosta ei olekaan peräisin itse tähdestä, vaan syntyy tähden ja havaitsijan välisessä avaruudessa. Pian keksittiin, että polarisaation suunta ja suuruus ovat erilaisia eri puolilla taivasta. Tämä voidaan ymmärtää niin, että polarisaatiota aiheuttavat tähtienvälisen pölyn hiukkaset ovat pitkulaisia ja asettuvat Linnunradan magneettikentän voimaviivojen suuntaisiksi. Näin tähtien valon polarisaation avulla pystyttiin kartoittamaan Linnunradan magneettikenttää.
Vaikka pölypilvet eivät loistakaan kirkkaina, ne sentään erottuvat pimeinä läiskinä kirkkaampaa taustaa vasten. Osa tähtienvälisestä aineesta on muodossa, jonka olemassaolo ei ole suoraan nähtävissä.
Kaksoistähden komponentit liikkuvat vuoroin meitä kohti ja meistä poispäin. Tämän seurauksena tähtien spektriviivat heilahtelevat edestakaisin Dopplerin ilmiön mukaisesti. Potsdamissa työskennellyt Johannes Hartmann havaitsi vuonna 1904 kaksoistähden spektrissä viivoja, joihin tähtien rataliikkeestä johtuva Dopplerin ilmiö ei näyttänyt vaikuttavan. Samanlaisia viivoja löytyi seuraavien vuosikymmenien aikana monien muidenkin tähtien spektreistä. Viivat eivät voineet olla peräisin itse tähdestä, vaan niiden täytyi johtua tähtienvälisen kaasun aiheuttamasta absorptiosta.
Joissakin tapauksissa viiva oli jakautunut useammaksi komponentiksi. Tämä viittasi siihen, että kaasu muodostaa pilviä, jotka liikkuvat eri nopeuksilla. Jos valo kulkee useamman pilven lävitse, kukin aiheuttaa spektriin oman absorptioviivansa, jolla on pilven nopeuden mukainen Doppler-siirtymä.
Hartmannin havaitsema spektriviiva oli kalsiumin aiheuttama. Sittemmin tähtienvälisestä kaasua on tutkittu varsinkin radiohavaintojen avulla, ja siitä on löydetty lukuisia erilaisia atomeja ja molekyylejä. Suurin osa tähtienvälisestä kaasusta, kuten muustakin maailmankaikkeudesta, on vetyä.
Tähtienvälinen aine on keskittynyt Linnunradan tasoon. Tämä selittää, miksi Linnunradan ulkopuolisia kohteita, kuten galakseja ja pallomaisia joukkoja, ei näy Linnunradan tason suunnassa. Sen sijaan Linnunradan tasossa on runsaasti kaasusumuja, niistä tiivistyneitä nuoria tähtiä ja nuorten tähtien muodostamia avoimia tähtijoukkoja.
Aristotelismin mukaan esimerkiksi kulta ei ollut alkuaine. Siksi sitä oli periaatteessa mahdollista valmistaa yhdistelemällä elementtejä sopivissa suhteissa. Tarvittiin vain riittävän puhtaita elementtejä, ja niitä taas saattoi yrittää eristää muista aineista. Aristotelisen tieteen maailmassa erityisesti kullan valmistukseen keskittynyt alkemia ei siten ollut mitään hurahtaneiden puuhastelua, vaan täysin kelvollista tutkimusta.
Daltonin atomiopin myötä erilaisten alkuaineiden määrä alkoi kasvaa. Ne olivat kuitenkin aineen perusosasia, jotka eivät voineet muuttua toisikseen. Tämä käsitys muuttui 1900-luvun alussa, kun radioaktiivisuus keksittiin. Samoihin aikoihin alkoi kehittyä nykyaikainen maailmankaikkeuden kehitystä tutkiva kosmologia. Samalla kysymys alkuaineiden synnystä tuli mielekkääksi.
Kun tähtien energiantuotto alkoi selvitä, oli ilmeistä, että vety muuttuu vähitellen heliumiksi. Tämä ei kuitenkaan pystynyt selittämään muita alkuaineita. Niiden syntyä koskevat teoriat saivat alkunsa kahdesta erilaisesta kosmologisesta teoriasta, joita tarkastellaan lähemmin seuraavassa luvussa.
Kuuluisassa alpha-beta-gamma-artikkelissaan George Gamow ja Ralph Alpher esittivät, että maailmankaikkeus syntyi alkuräjähdyksessä, ja alkuaikoina aine oli neutronikaasua. Lämpötilan laskiessa neutronit hajosivat protoneiksi ja elektroneiksi, ja uudet hiukkaset liittyivät neutronien kanssa tuottaen raskaampia atomeja. Mitä alemmas lämpötila ja tiheys laskivat sitä raskaampia atomeja muodostui. Tämä selitti raskaiden alkuaineiden vähäisen osuuden.
Teoria joutui pian vaikeuksiin, kun Enrico Fermi ja A. Turkevich osoittivat 1950, että heliumia raskaammat ytimet vaativat useamman hiukkasen lähes samanaikaista törmäystä, mikä taas edellyttää hyvin korkeaa lämpötilaa. Matalassa lämpötilassa hiukkaset liikkuvat niin hitaasti, että usean hiukkasen samanaikaisia törmäyksiä sattuu liian harvoin. Tämä oli ristiriidassa Gamowin mallin kanssa, joka edellytti matalaa lämpötilaa. Alkuräjähdyksessä saattoi syntyä vain, vetyä, heliumia ja pieni ripaus litiumia.
Fred Hoylen maailmankaikkeudella ei ollut alkua eikä loppua. Hän kehitti pysyvän tilan teorian, jossa maailmankaikkeus näyttää kaikkina aikoina keskimäärin samanlaiselta. Siksi hän ei tietenkään voinut hyväksyä alkuräjähdyksessä syntyneitä alkuaineita.
Yhdessä Geoffrey ja Margaret Burbidgen sekä William Fowlerin kanssa Hoyle laati perusteellisen selvityksen siitä, miten alkuaineet muodostuvat tähtien ydinreaktioissa. Tämä 1957 ilmestynyt artikkeli tunnetaan tekijöiden alkukirjainten mukaisesti B2FH-paperina. Samaan aikaan vastaavia ajatuksia esitti myös Alastair Cameron, joka lisäksi ehdotti, että osa alkuaineista muodostuu tähden räjähtäessä elämänsä lopulla supenovana.
Nykyisin hyväksytty malli alkuaineiden synnylle on yhdistelmä kaikista edellisistä. Vety ja suurin osa heliumista ovat syntyneet alkuräjähdyksessä. Raskaammat alkuaineet rautaan saakka sen sijaan ovat muodostuneet tähtien fuusioreaktioissa. Rautaa raskaammat ytimet syntyvät neutronien osuessa ytimiin. Neutroni voi hajota protoniksi ja elektroniksi, jolloin tuloksena on järjestyksessä seuraavan alkuaineen ydin. Osa näistä neutronisieppauksista tapahtuu supernovaräjähdyksessä. Räjähdyksessä tähden ainekset leviävät takaisin avaruuteen. Aikanaan niistä voi sitten muodostua uusia tähtiä ja niitä kiertäviä planeettoja.
Tämän kirjan paperi sisältää selluloosaa, jossa vedyn lisäksi on happea ja hiiltä. Happea on myös vedessä ja hengittämässämme ilmassa. Hiili puolestaan on kaiken elollisen aineen rakennusaine. Näitä atomeja ei olisi olemassa ilman kauan sitten supernovaräjähdyksissä tuhoutuneita tähtiä. Jokaisessa meistä on tähtiainesta.
Baade, Walter; Zwicky, Fritz: "Supernovae and Cosmic Rays", Physical Review 45, 138, Jan. 15 1934.
Barnard, Edward E.: "On the dark markings of the sky with a catalogue of 182 such objects", Astrophysical Journal 49, 1-23, 1919.
Burbidge, Geoffrey; Burbidge, Margaret; Fowler, William; Hoyle, Fred: "Synthesis of the Elements in Stars", Reviews of Modern Physics 29, 547-650, 1957 (SB).
Cameron, Alastair: Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69, 201, 1957.
Chandrasekhar, Subrahmanyan: "The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs", Astrophysical Journal, 74, 81-82, 1931.
Comte, Auguste: Cours de philosophie positive, Pariisi 1835.
Eddington, Arthur S.: The Internal Constitution of the Stars, Cambridge University Press 1926.
Gingerich, Owen (ed.): The General History of Astronomy, vol 4: Astrophysics and twentieth century astronomy to 1950, Cambridge University Press 1984.
Hertzsprung, Ejnar: "On the Radiation of Stars", Zeitschrift für wissentschaftliche Photographie 1905 (SB).
Hoskin, Michael: Stellar Astronomy, Science History Publications 1982.
Lang, Kenneth R.; Gingerich, Owen (ed.): A Source Book in Astronomy and Astrophysics, 1900-1975, Harvard University Press 1979.
Misner, Charles W.; Thorne, Kip S.; Wheeler, John A.: Gravitation, Freeman 1970.
Pannekoek, Anton: A History of Astronomy, George Allen and Unwin 1961, Dover 1989.
Leverington, David: A History of Astronomy from 1890 to the Present, Springer 1995.
Oppenheimer, J.R.; Volkoff, G.M.: "On Massive Neutron Cores", Physical Review 55, February 15, 1939.
Oppenheimer, J.R.; Snyder, H.: "On Continued Gravitational Contraction", Physical Review 56, September 1, 1939.
Russell, Henry Norris: "Relations between the Spectra and Other Characteristics of Stars", Popular Astronomy 22, 275-294, 1914 (SB).
Teerikorpi, Pekka; Valtonen, Mauri: Kosmos, Ursa 1988.