Oudosti pyörivä nuori lähitähti V889 Herculis
Tutkimukseni on tyypillisesti keskittynyt eksoplaneettoihin. Toisinaan eteen tulee kuitenkin jotakin aivan muuta ja utelias tutkijan mieli ei voi vastustaa pientä harharetkeä tähtien fysiikan hankalakulkuisille sivupoluille. Uusi tutkimusryhmäni saama tulos houkutteli kirjoittamaan vaihtelun vuoksi tähdistä niitä kiertävien planeettojen sijaan. Tutkimme tähtien pyörimistä, mikä saattaa kuulostaa mahdollisimman tylsältä tutkimuskohteelta, jossa ei riitä juuri mitään kiinnostavaa kerrottavaa. Niin minäkin joskus kuvittelin, mutta tieteessä on parasta se, että voi aina myöntää olleensa väärässä. Silloinhan sitä on vain oppinut jotakin uutta.
Tähtien pyöriminen on sellaisia perusasioita tähtitieteessä, että siitä vain harvoin keskustellaan tarkemmin. Pyöriminen on yksi tähtien perusparametreista, joka aiheutuu lopultakin pyörimismäärän säilymislaista — tähdet syntyvät tähtienvälisen aineksen molekyylipilvistä, joilla on turbulenssinsa ja virtaustensa vuoksi nollasta poikkeava pyörimismäärä. Vaikka tähti saa aina vain pienen murto-osan pyörimismäärästä, valtaosan jäädessä sitä kiertävän materian kuten planeettojen liikkeeksi, tähdet eivät koskaan voi olla paikallaan, täysin pyörimättä. Mutta koostuessaan plasmasta, aineen neljännestä olomuodosta, jossa atomiytimet ja elektronit ovat erkaantuneet toisistaan korkeissa lämpötiloissa, tähdet käyttäytyvät monella tapaa kuten kaasumaiset pallot, joissa on virtauksia kuin nesteissä. Ne eivät silloin myöskään pyörähtele kuten meille tutummat kiinteät kappaleet, oma kiinteän kuoren peittämä planeettamme mukaan lukien.
Tähtien pyörimistä määrittää differentiaalirotaatioksi kutsuttu ilmiö. Termillä tarkoitetaan yksinkertaisesti sitä, että tähtien paikallisessa pyörimisnopeudessa on poikkeamia eri leveyspiireillä. Auringonpilkkujen havainnoista tiedämme, että Auringon pyöriminen on nopeinta päiväntasaajalla ja se hidastuu siirryttäessä kohti napa-alueita. Päiväntasaajaltaan Aurinko pyörähtää kerran vajaassa 25 päivässä mutta napa-alueilla pyörähdysaika on huomattavasti pidempi, yli 34 päivää.
Differentiaalirotaation synty ei kuitenkaan ole millään tavalla yksiselitteistä ja sen tarkkoja mekamismeja ei tunneta. Yksi merkittävä tekijä on tähtien konvektio, joka saa kuumempaa plasmaa nousemaan kohti pintaa vapauttamaan energiaansa säteilemällä. Sama ilmiö syntyy keitettäessä vettä liedellä, kun kuuma neste pyrkii kohti pintaa kattilan pohjalta. Jäähdyttyään ja osallistuttuaan tähden säteilyntuotantoon, plasma painuu taas syvemmälle, kohti tähden sisuksia. Auringon pinnalla näemmekin prosessissa muodostuneita konvektiosoluja — keskeltä kirkkaita monikulmaisia muodostelmia, joita erottavat toisistaan tummemmat rajat (Kuva 1; suuren pilkkuryhmän lisäksi kuvassa näkyy selvänä pinnan granulaatio pienemmässä mittakaavassa). Konvektiosolujen keskellä kuumempi plasma nousee pintaan ja reunoissa se sukeltaa taas viilennyttyään syvyyksiin.
Konvektio suuntautuu aina pintaa kohti, joten se on päiväntasaajalla kohtisuorassa pyörimisakselia kohtaan kun taas napa-alueilla akselin suunnassa ja saattaa siksi olla merkittävä tekijä differentiaalirotaation synnyssä. Tähtien pyörimiseen vaikuttaa kuitenkin moni muukin tekijä lähtien sen iästä, massasta ja kirkkaudesta ja päätyen aina kemialliseen koostumukseen ja magneettikenttään sekä magneettisen dynamon aikaansaamaan turbulenssiin ja dynaamiseen aktiivisuuteen.
Tietoja pyörimisestä perustuen tähtien kirkkaushavaintoihin
Voimme tarkkailla Aurinkoa hyvinkin helposti joka päivä, ja voimme kartoittaa sen pintaa ja pinnan rakenteita suurella tarkkuudella. Auringon pilkkuja tarkkaillaan niin tiiviisti, että jokainen pilkku ja pilkkuryhmä saa oman yksilöllisen nimensä, jolla siihen sitten viitataan jatkossa. Esimekiksi AR3590 (Kuva 1.) on meneillään olevan pilkkusyklin toistaiseksi suurin pilkkuryhmä, jonka yhteydessä Auringon pinnalla havaittiin useita voimakkaita purkauksia.
Auringon pilkkujen ja niiden liikkeen tarkkailu on hyvin helppoa, ja se onnistuu vaikkapa ihan pienimmilläkin kaukoputkilla, esimerkiksi heijastamalla Auringon kuvan vaalealle varjostimelle. Pilkkujen liikkumista Auringon kiekon editse voi seurata helposti ihan reaaliajassa. Toisten tähtien suhteen on toisin. Niiden pilkkujen tutkiminen on valtavan paljon työläämpää ja hankalampaa jo siitä yksinkertaisesta syystä, että kaikki muut tähdet näkyvät kaukaisuutensa vuoksi taivaalla vain pistemäisinä valonlähteinä, joiden pinnasta ei voi ottaa näyttäviä kuvia edes parhailla teleskoopeillamme. Voimme kuitenkin tarkkailla niiden kirkkautta ja sen muutoksia tähtien pyöriessä.
Jos tähden pinta on kirkkaudeltaan tarpeeksi tasalaatuinen, on mahdotonta saada tietoja sen pyörimisestä tarkkailemalla sen kirkkautta teleskoopeilla. Toisaalta, jos tähden pinnan kirkkaudessa ei ole poikkeamia, eikä sen kirkkaus muutu, voi tähteä käyttää apuneuvona toisten tähtien havaitsemiseen. Tutkijat ovat havainneet monen tähden loistavan niin vakaasti, että voidaan katsoa niiden pinnan olevan likimain tasalaatuisia kirkkaudeltaan. Niiden pilkut, jos niitä edes on, ovat niin pieniä ja vaikuttavat kirkkauteen niin vähän, että tähtiä käytetään vertailutähtinä havaintojen kalibroinnissa. On helpompaa selvittää jonkin tähden kirkkauden muutoksia, jos sen vieressä, suhteellisen lähellä taivaalla, loistaa sopiva vertailutähti, jonka tiedämme vakaaksi loisteeltaan. Silloin kaikki erot kahden tähden kirkkauksien muutoksissa kuvastavat varmasti vain muutoksia toisessa tähdistä, koska tyypilliset teleskopin heilahteluista ja ilmakehän ominaisuuksista aiheutuvat muutokset ovat samanlaisia molemmille tähdille.
Tavallisissa kirkkaushavainnoissa on lisäksi se etu, että maanpinnalta voidaan havaita suurta joukkoa tähtiä hyvinkin kevyillä laitteistoilla. Kirkkaimpien tähtien havainnot voidaan toteuttaa vaikkapa pienillä robottikaukoputkilla, joissa on halkaisiltaan vain joidenkin kymmenien senttien kokoinen pääpeili. Sellaiset teleskoopit kalpenevat jopa monen amatööriastronomin laitteistojen rinnalla mutta niiden käyttö on hyvinkin perusteltua, jos vain tietää, mitä on tekemässä. Yhdysvaltalaiskollegani Gregory Henry on yksi tähtitieteilijä, joka tosiaankin tietää, koska hän on havainnut projektissaan lähitähtien kirkkauksia yli kolmen vuosikymmenen ajan. Yksi hänen havaintoprojektinsa tarkoituksista onkin ollut pitää silmällä kirkkaudeltaan muuttuvia, nuoria tähtiä, joiden pintaa täplittävät valtaisat tähdenpilkut.
Kaikki tähdet eivät todellakaan loista vakaan tasaisella tavalla. Toisessa päässä tähtien aktiivisuusskaalaa ovat kirkkaudeltaan voimakkaasti vaihtelevat tähdet. Nuoret tähdet, jotka ovat vasta asettuneet vakaaseen loistoonsa, ja joita siksi täplittävät suuret tähdenpilkut, ovat kirkkaudessa mitattuna erityisen muuttuvia. Ne eivät ole vielä loistaneet miljardeja vuosia ja siirtäneet hiljalleen pyörimismääräänsä tähtituulen mukana avaruuteen, vaan pyörivät edelleen vinhalla tavalla. Niiden pyörähdysajat saattavat olla hyvin lyhyitä, vain päivän tai pari, kuten oli Auringonkin laita sen ollessa vain joidenkin miljoonien tai kymmenien miljoonien vuosien ikäinen. Suuret pilkut puolestaan ovat mainioita, jos kyse on toisten tähtien pilkkurakenteiden havaitsemisesta — pilkkujen liikkuessa pyörivän tähden pinnan mukana, ne saavat aina näkyvälle puolelle tullessaan tähden näyttäytymään himmeämpänä. Vastaavasti, pilkun siirtyessä tähden taakse näyttää kuin tähti kirkastuisi ennalleen.
Voimme siis tarkkailla kaukaisia tähtiä maanpäällisillä teleskoopeilla ja todeta niiden kirkkaudenvaihteluista miten ne pyörivät. Tähtitieteilijöillä onkin käytössään toinen toistaan nerokkaampia matemaattisia keinoja tähden pyörähdysten ja erityisesti pyörimisajan määrittämiseksi kirkkaushavainnoista. On myös havaittu, että mitattaessa pyörimisaikaa useina eri ajanhetkinä, vaikkapa kuukausien tai jopa vuosien välein, saadaan tulokseksi hiukan toisistaan poikkeavia lukemia. Ne poikkeamat aiheutuvat paljolti satunnaisista vaihteluista, sekä oikuttelevasta tutkimuskohteesta. Kun useat samanaikaiset tähdenpilkut muuttuvat, liikkuvat, hajoavat ja yhdistyvät jälleen suuremmiksi kokonaisuuksiksi, saadaan lopputulokseksi koko joukko erilaisia arvioita pyörähdysajaksi. Taustalla on kuitenkin myös differentiaalirotaatioksi kutsuttu ilmiö. Pilkkuja esiintyy eri leveyspiireillä ja ne siksi liikkuvat pinnan mukana eri nopeuksilla, tuottaen erilaisia havaintoja pyörimisajaksi.
Tähden pinta on hyvin eläväinen, dynaaminen kokonaisuus, ja siksi sen tutkiminen aiheuttaa runsain mitoin päänvaivaa tutkijoille. Mutta sinnikkyys palkitaan ja kaaokselta näyttävästä havaintomateriaalista voi ryhtyä löytämään järjestystä. Alkuvuodesta siihen tarvittiin tavallaan pienoinen sattumus, kun tutkijakollegani Jyri Lehtinen Helsingin yliopistosta näytti eräistä lähitähdistä vuosien varrella tehtyjä havaintoja. Havainnot olivat tietenkin peräisin Greg Henryn pitkästä havaintoprojektista. Hän esitteli miten tähtien havaitut pyörähdysajat muuttuvat vuosien saatossa, kun tähtiä havaitaan säännöllisesti. Kysyin viattomasti minkälainen havaittujen pyörähdysaikojen jakautuma oli, koska arvelin sen olevan satunnaiskohinan dominoima ja siten normaalijakautunut — keksijänsä Carl Friedrich Gaussin nimeä kantavan Gaussin kellokäyrän mukaisesti. Niin ei kuitenkaan ollut. Näin yllätyksekseni, kuinka jakautuma riippui voimakkaasti pilkun näennäisestä koosta. Suurimpana näyttäytyvät pilkut tuottivat hyvin samankaltaisia pyörähdysaikoja mutta pienemmät vaikuttivat antavan pyörähdysaikoja, jotka olivat joko selvästi suurempia tai pienempiä.
Mietin oitis missä asennossa tähti oli taivaalla, jotta pilkkujen näennäiset koot olisivat havaitussa suhteessa pyörähdysaikaan. Tähden kiekon reunalla vilahtava pilkku tuottaa pienemmän havaittavan himmenemisen kuin kiekon keskeltä tähden pyöriessä matkaava pilkku. En kuitenkaan keksinyt mitään ilmiselvää, joten päätin luottaa tietokoneiden voimaan ja simuloida tilannetta, jossa havaitsemme kymmeniätuhansia kertoja tähteä, jonka pinnalla on joka kerralla yksi suuri pilkku satunnaisessa paikassa. Säätämällä pilkkujen kokoa, tähden asentoa avaruudessa, ja sen differentiaalirotaatiota sopiviksi, sainkin tuotettua likimain havaitunkaltaisia jakautumia. Mutta vain, jos tähden differentiaalirotaatio oli outoa, Auringosta täysin poikkeavaa. Tarvittiin nopeinta pyörimistä noin 40. leveyspiirin kohdalla, ja siihen verrattuna hitaammin pyörivät päiväntasaaja ja napa-alueet, jotta simuloidut havainnot muistuttivat todellisia havaintoja. Minkään tähden vain ei pitänyt käyttäytyä niin.
Olin tietenkin saattanut tehdä virheitä ja menetelmässä saattoi olla ennalta-arvaamattomia ongelmia tulosten tulkinnassa. Mallinnettuani myös toisen nuoren lähitähden LQ Hydraen pilkkuja saatoin todeta menetelmän olevan toimiva. Sain tulokseksi täsmälleen ennalta arvaamaani käyttäytymistä, jonka mukaan merkkejä differentiaalirotaatiosta ei ollut ja mitatut pyörähdysajat olivat hyvin tarkkaan Gaussin käyrän mukaisia. Tulos oli siksikin huojentava, että aiemmissakaan tutkimuksissa LQ Hydrae ei ollut osoittanut merkkejä differentiaalirotaatiosta. Oli vain niin, että ensimmäinen kohteemme, V889 Herculis, oli omalaatuinen, odottamattomalla tavalla käyttäytyvä tähti. Mutta mitä tuloksemme merkitsivät?
Pyörimisen fysiikka koetuksella
Mainitsin tutkimuksestamme kertoneessa lehdistötiedotteessamme seuraavaa:
”Emme osanneet arvata, että tähtien pyörimisessä voisi esiintyä tällaisia poikkeamia. Päätimme vain soveltaa uutta menetelmää tähteen, jota Helsingin yliopistossa on tutkittu jo vuosia. Havaitut anomaliat tähden V889 Herculis pyörimisprofiilissa kertovat siitä, että ymmärryksemme tähtien dynamiikasta ja magneettisesta dynamosta ovat puutteellisia.”
”Jos tällaiset perusasiat, kuten tähtien pyörimisliike, eivät ole täysin ymmärrettyjä, on selvää, että tutkijoilla on paljon työtä tehtävänään. V889 Herculis on kuin nuori Aurinko, joten se kertoo osaltaan siitä, miten oma tähtemme on käyttäytynyt nuoruudessaan. Tähtien fysiikan ymmärtäminen on siksi oleellisessa roolissa yrittäessämme ennustaa vaikkapa Auringon aktiivisuutta, kuten sen pilkkurakennetta ja purkauksia.”
Tähtien pilkut ja pyöriminen ovat kuin ikkuna niiden sisuksiin, tarjoten tietoa tähtien magneettisesta dynamosta ja sen toiminnasta. Kuten pilkkuja tähden pinnalla, myös sen fysiikkaa voi simuloida tietokoneella käyttämällä tunnettuja ainetta ja energiaa kuvaavia fysiikan lainalaisuuksia. Tutkijat tekevät magnetohydrodynaamisia simulaatioita, joissa tähden plasmaa kuvataan kuin nesteenä, joka virtaa siihen kohdistuvien voimien ansiosta. Paine, lämpötila ja gravitaatio johtavat konvektioon, jonka avulla tähden sisuksissa vapautunut ydinreaktioiden energia siirtyy pinnalle ja säteilee pois. Plasman liike tarkoittaa kuitenkin varattujen hiukkasten liikettä, mikä puolestaa synnyttää tuttujen Maxwellin yhtälöiden mukaisesti magneettikentän. Magneettikenttä taas vaikuttaa plasman liikkeeseen, ja yhdistettynä koko komeuden pyörimiseen, lopputuloksena on kaoottisen dynaaminen pallo plasmaa, jonka toimintaa on vaikeaa ennustaa edes supertietokoneiden avulla.
Vertasimmekin tutkimuksessamme tähden V889 Herculis pyörimisprofiilia tietokonesimulaatioiden tuloksiin. Vaikka ei tunneta ainuttakaan esimerkkiä simulaatiosta, jossa tähden pyörähtely olisi samankaltaista kuin tuloksissamme, löysimme silmiinpistäviä esimerkkejä vastakkaisesta käyttäytymisestä. Joissakin simulaatioissa tähdet pyörivät noin leveyspiirin 40 kohdalla kaikkein hitaimmin, pyörimisen ollessa hiukan nopeampaa sekä päiväntasaajalla että napa-alueilla. Jos vastakkainenkin käyttäytyminen on mahdollista, teoreetikkojen on nyt vain selvitettävä miten havaitsemamme pyörimisprofiilit voivat muodostua. Ei ole kuitenkaan selvää minkälaisia muutoksia oletuksiin tähden toiminnasta tulisi tehdä, jotta simulaatioissa voitaisiin saada havaintojen kanssa yhteneviä tuloksia.
Jos havaintojen kanssa yhteneviä simulaatioita ei onnistuta rakentamaan, olemme mitä luultavimmin sen tosiasian edesssä, että saamamme tulokset eivät sittenkään ole oikein. Ehkäpä on jotakin oleellista, mitä emme ole huomioineet. Tai ehkäpä on useitakin erilaisia tapoja tuottaa havaittuja pilkkujakautumia ja olemme vain jättäneet jotkin mahdollisuudet huomiotta. Se kuitenkin selviää tieteeksi kutsumamme itseään alituiseen korjaavan prosessin myötä.
Suunnitelmissamme onkin jo tutkimuksen laajentaminen laajempaan joukkoon samankaltaisia tähtiä yhdessä tarkempien tilastollisten mallien kanssa. Parasta tieteessä on kuitenkin juuri se, ettemme tiedä mitä tuloksia tulevaisuudessa saamme. Seisomme tunnetun tieteen rajapinnassa ja olemme ottamassa haparoivia askeleita tuntemattomaan. Kukapa tietää mitä seuraavaksi löydämme.
Tähtien aktiivisuuden yhteys myös eksoplaneettatutkimukseen ilmeinen. Lähes kaikki tunnetut planeetat kiertävät tähtiään ja tähtien ominaisuudet vaikuttavat aivan ensisijaisella tavalla planeettojen ominaisuuksiin, kuten elinkepoisuuteen, sekä siihen, voiko niillä ylipäätään olla kaasukehä suojaamassa pintaansa. Liian aktiiviset ja taajaan purkautuvat tähdet saattavat tehdä planeetoistaan elottomia, steriilejä kivenmurikoita. Purkautuminen taas riippuu monimutkaisella tavalla tähden magneettikentän muutoksista ja lopultakin differentiaalirotaatiosta.
Eksoplanettatutkijoina puhumme usein siitä, miten on tunnettava tähti ennen kuin voi tuntea sitä kiertävät planeetat. Ajoittain mieleen kuitenkin hiipii ajatuksia siitä, kuinka kummassa voisimme tuntea planeettoja, kun tähtienkin ymmärryksessä on niin valtavasti puutteita. Onneksi se epätietoisuus motivoi voimakkaasti ottamaan selvää.