Tähtitieteellinen yhdistys Ursa
Tähtitieteen historia
Kukaan ei tiedä, milloin ensimmäinen ihmisen esi-isä kohotti katseensa kohti yötaivasta ja tajusi, että siellä liikkuvien valonlähteiden paikka muuttui ajan mukana. Kuu oli välillä pyöreä, välillä sirppimäinen. Pienemmät kirkkaat pisteet, joiden nykyään ymmärrämme olevan planeettoja, vaelsivat pitkin taivasta kiintotähtien suhteen.
Eri puolilta Eurooppaa on löydetty jääkaudelta peräisin olevia luunkappaleita, joihin on kaiverrettu aikojen kuluessa eripituisia viivoja. On esitetty, että kaiverrusten avulla olisi pidetty kirjaa Kuun eri vaiheista. Mikäli tulkinta pitää paikkansa, kyseessä ovat ensimmäiset tunnetut tähtitieteelliset havainnot. Ne teki vanhin tunnettu nykyihmisen rotu, Cro-Magnonin ihminen.
Hyvin varhain huomattiin, että tähtitaivaan tapahtumia ja Auringon korkeutta horisontista vuodenaikojen edetessä voi ennustaa. Kirjoitustaidon kehittyessä voitiin alkaa pitämään tarkemmin kirjaa taivaan tapahtumista.
Tähtitiedettä kuulee usein nimettävän "vanhimmaksi tieteeksi". Kalenterin pitäminen ja vuodenaikojen ennustaminen oli tärkeää suunniteltaessa kylvöaikoja. Kalenterilla oli tärkeä merkitys myös uskonnollisten juhlien ajoittamisessa. Syitä taivaanilmiöiden säännölliseen toistumiseen ei etsitty. Tähdistä ennustaminen oli oleellinen osa muinaista tähtitiedettä, astronomia ja astrologia kulkivat käsi kädessä. Tähtitiede ei kehittynyt pitemmälle kuin mitä hallinnon ja uskonnon tarpeisiin vaadittiin.
Litteä Maa
Varhaisten kulttuurien kosmologioista eli käsityksistä siitä millainen maailmankaikkeus on on säilynyt vaihteleva määrä tietoa.
Muinaisessa Egyptissä rituaalit ja uhrilahjat jumalille ylläpitivät kosmista järjestystä. Maa oli litteä ja personoitui Geb-jumalaan, jonka yllä taivaan jumalatar Nut kaareutui. Ilman jumala Shu erotti Nutin ja Gebin, ja Nutin selän takana piileskeli ääretön alkukaaos Nu.
Maia-kulttuuri uskoi maailman olevan neliskulmainen maissipelto tai pyöreä vedessä kelluva kilpikonna. Taivas ja maa oli jaettu useisiin kerroksiin. Maailman keskellä kohosi elämänpuu yaxche.
Maata pidettiin varhaisissa kulttuureissa yleisesti litteänä, sillä maapallo on niin suuri ettei sen kaareutumista varsinaisesti huomaa paljain silmin. Taivas näyttää olevan joka suunnassa samalla etäisyydellä, joten se muistuttaa maan yllä kaareutuvaa kupua.
Havainnoista teorioihin
Maapalloa alettiin kuitenkin ajatella pyöreänä pikku hiljaa, kun tutkimusta alettiin arvostaa sen itsensä takia. Luonnosta alettiin vähitellen tekemään havaintoja, joita koetettiin tulkita sen sijaan, että luonnonilmiöille etsittiin syitä yksinomaan hartaasti ajattelemalla.
Kreikkalainen Aristoteles esitti 300-luvulla ennen ajanlaskun alkua (joskaan ei varmasti ensimmäisenä), että Maan on oltava pyöreä, sillä Egyptissä ja Kyproksella näkyi joitain sellaisia tähtiä joita Kreikassa ei koskaan näkynyt. Täten hän ajatteli, että Maan pinnan on oltava kaareva. Hän esitti myös, että Kuun vaiheet sekä kuunpimennykset johtuivat siitä, että Auringon ja Kuun välissä oli pyöreä kappale, maapallo.
Maan uskottiin pitkään olevan maailmankaikkeuden keskus, sillä Aurinko, Kuu, planeetat (joita kutsuttiin "kiertotähdiksi") sekä tähdet ("kiintotähdet") näyttävät kiertävän Maata. Lisäksi tähdet näyttivät olevan kaikki yhtä kaukana, kuin kiinnitettynä jonkinlaiseen pallon sisäpintaan. Eriäviäkin mielipiteitä esitettiin jo varhain. Aristarkhos Samoslainen (n. 310 - 230 eaa.) oli ensimmäisiä historiankirjoihin jääneitä henkilöitä joka ehdotti, että Maa kiersikin Aurinkoa eikä toisinpäin. Toisen kreikkalaisen, Ptolemaioksen (90 - 168), maakeskeisen mallin perusteos Almagest kuitenkin määritti länsimaisen ja arabialaisen maailmankuvan yli tuhannen vuoden ajan saakka.
Vielä 1500-luvulla tähtitiede ja astrologia olivat läheisesti yhteydessä toisiinsa. Sen sijaan tähtitiede ja fysiikka olivat edelleen eri tieteenaloja. Fysiikka etsi syitä luonnonilmiöille, kun taas tähtitiede oli ollut vahvasti kytköksissä matematiikkaan ja uskontoon (erityisesti uskonnollisten juhlapäivien ja rukoushetkien määrittämisessä).
Tähtitiede kuitenkin koki suuren mullistuksen, kun Nikolaus Kopernikuksen aurinkokeskistä teoriaa käsittelevä De revolutionibus julkaistiin vuonna 1543. Kirjassaan Kopernikus osoitti, että havainnot tähtitaivaan liikkeistä selittyivät parhaiten jos hyväksyttiin, että Maa ja muut planeetat kiersivät Aurinkoa. Tämä laukaisi kopernikaanisena vallankumouksena tunnetun ajanjakson tähtitieteen historiassa.
Myöhemmin Kopernikuksen teoria vahvistui, kun italialainen Galileo Galilei suuntasi tuoreen keksinnön, kaukoputken (jonka keksi ensimmäisenä hollantilainen Hans Lippershey vuonna 1608) kohti Jupiteria. Hän havaitsi planeetan ympärillä pienet valopisteet, jotka seuraavinä öinä olivat muuttaneet paikkaa. Pian Galilei oivalsi, että ne kiertävät Jupiteria. Tämä oli täysin ristiriidassa muinaisen käsityksen kanssa siitä, että kaikki kiertää maapalloa. Galilei havaitsi myös muitten aurinkokunnan kappaleiden liikkeitä ja havaitsi ensimmäisenä myös Saturnuksen renkaat. Pian tämän jälkeen saksalainen Johannes Kepler laski planeettojen kiertoliikkeelle kolme lakia, jotka nykyäänkin tunnetaan Keplerin lakeina.
Kaukoputkesta valokuviin
Kaukoputken keksiminen ja havaintoihin pohjautuvan tähtitieteen läpimurto nopeuttivat tieteenalan kehittymistä tästä eteenpäin. Isaac Newton julkaisi taivaankappaleiden liikettä koskevat lakinsa ja gravitaatioteoriansa vuonna 1687.
Newtonia seurannut tähtitiede oli pitkälti taivaanmekaniikkaa (taivaankappaleiden liikkeen tutkimusta gravitaatiokentässä) sekä tähtien paikkojen määrittämistä taivaalla. Seuraava merkittävä virstanpylväs saavutettiin 1800-luvulla, kun Joseph von Fraunhofer keksi spektroskoopin. Sen avulla valon sisältämät erilaiset aallonpituudet (jotka koemme väreinä) saatiin levitettyä sateenkaarimaiseksi kuvioksi, spektriksi. Fraunhoferin käyttämä lasi oli kehitetty niin tasalaatuiseksi, että se sirotti eri värit hyvin ennakoitavalla tavalla: se osoitti, että eri väreillä oli tietty energia, joka voitiin mitata. Mitä korkeampi energia oli, sitä lyhyempi oli valoaallon aallonpituus.
Fraunhofer tutki Auringon valoa spektroskoopillaan ja löysi sen spektristä 574 tummaa juovaa. Joitain kymmeniä vuosia myöhemmin Gustav Kirchhoff ja Robert Bunsen tunnistivat juovat ns. absorptioviivoiksi, joita aiheuttivat Auringon pintakerrosten atomit.
Auringon sisältä tuleva säteily imeytyi (eli absorboitui) atomeihin juuri tietynsuuruisella energialla joka riippui siitä, mikä atomi oli kyseessä ja jätti näin Auringon spektriin aukkoja, tummia viivoja. Ensimmäistä kertaa voitiin sanoa, mitä alkuaineita Auringossa oli.
Tähtien ymmärrettiin nyt olevan samanlaisia kappaleita kuin oma Aurinkomme, mutta eri kokoisia ja eri lämpöisiä. Myöhemmin tätä periaatetta on käytetty tähtitieteessä minkä tahansa taivaankappaleen kemiallisen koostumuksen määrittämiseen. Ja kun kappaleen kemiallinen koostumus tiedetään (sekä esimerkiksi sen massa, kirkkaus ja tiheys), voidaan myös sen fysiikkaa (kuten Auringon sisäisiä ydinreaktioita) alkaa tutkia. Viimeistään tässä vaiheessa tähtitieteen sisällä alkoi yleistyä astrofysikaalinen tutkimus, jossa pyritään ymmärtämään, millainen fysiikka saa aikaan taivaankappaleiden havaittavat ominaisuudet.
Samoihin aikoihin kehitettiin valokuvaus, joka mahdollisti yhä himmeämpien kohteiden löytämisen tähtitaivaalta. Tähän asti himmeiden kohteiden havaitsemiseen oli tarvittu yhä suurempia kaukoputkia, jotka toimivat kuin suurina pupilleina tai suppiloina: mitä suurempi oli teleskoopin halkaisija, sitä enemmän valoa päätyi havaitsijan silmään. Nyt kameran avulla voitiin tehdä pitkiä valotuksia.
Einstein ja laajeneva kaikkeus
Albert Einstein julkaisi vuonna 1905 peräti neljä tieteellistä julkaisua, jotka kukin osaltaan mullistivat fysiikan. Vuonna 1916 julkaistu yleinen suhteellisuusteoria on edelleen käytössä oleva teoria gravitaatiosta. Sen mukaan aikaa ja avaruutta ei voi erottaa toisistaan, ja gravitaatio on itse asiassa pelkkä aika-avaruuden ominaisuus.
Yleinen suhteellisuusteoria ennustaa mm. mustat aukot (joissa aika-avaruus on niin voimakkaasti kaareutunut kuopalle että edes valo ei pääse kiipeämään sieltä ulos) sekä sen, että valo taipuu massojen ympärillä. Yleinen suhteellisuusteoria on edelleen parhaiten todellisuutta kuvaava painovoimateoria, mutta sekään ei ole täydellinen. Se on esimerkiksi pahasti ristiriidassa kvanttifysiikan kanssa. Näin ollen se ei jääne viimeiseksi sanaksi gravitaation luonteesta.
Linnunrata oli ymmärretty yhdeksi taivaan monista galakseista vasta 1900-luvulla. Vuonna 1920 Harlow Shapley ja Heber Curtis ottivat akateemisesti yhteen väittelemällä siitä, onko Linnunrata koko maailmankaikkeus (kuten Shapley väitti) vai vain yksi monista galakseista.
Henrietta Swan Leavitt oli julkaissut 1912 havaintonsa siitä, että tietyntyyppiset muuttuvat tähdet, ns. kefeidit, muuttavat kirkkauttaan jaksoissa joiden pituus on suoraan verrannollinen niitten absoluuttiseen kirkkauteen. Havaitsemalla niitten kirkastumisjaksojen pituus ja niitten näennäinen kirkkaus voidaan päätellä, miten kaukana kefeidi sijaitsee.
Edwin Hubble havaitsi pian tämän jälkeen kefeidejä muissa galakseissa ja päätteli, että niitten täytyi sijaita paljon kauempana kuin kaukaisimmatkaan Linnunradan tähdet. Hubblen havainnot merkitsivät sitä, että maailmankaikkeus oli huikeasti suurempi kuin kukaan oli osannut ajatellakaan.
Muutamaa vuotta myöhemmin Hubble huomasi myös, että mitä kauempana meistä galaksit olivat, sitä nopeammin ne liikkuivat meistä poispäin. Maailmankaikkeus oli siis laajenemassa. Havainto herätti tietysti kysymyksen, millainen maailmankaikkeus oli ollut menneisyydessä. Oliko kaikki ollut joskus samassa pisteessä? Alkuräjähdysteorian isä Georges Lemaître ehdotti vuonna 1931, että kaikki olisi alkanut "alkuatomista".
Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria näytti todella ennustavan, että universumi joko laajenee tai supistuu. Einstein itse ei ollut tästä vakuuttunut vaan lisäsi yhtälöihinsä ns. kosmologisen vakion, joka vakautti universumin. Kun hän sai kuulla Hubblen havainnoista, Einstein kuuluisasti kutsui kosmologista vakiota "elämänsä suurimmaksi möhläykseksi". Kosmologinen vakio sai lopulta kuitenkin käyttöä paljon myöhemmin, kun universumin laajenemisen huomattiin itse asiassa kiihtyvän vuonna 1998.
Valoa ja hiukkasia
James Clerk Maxwell oli jo 1860-luvulla osoittanut, että sähkövirta ja magnetismi saavat aikaan ns. sähkömagneettista säteilyä, josta näkyvä valo oli vain kapea kaistale. Sähkömagneettisen valon aallonpituuksia oli kuitenkin paljon enemmän kuin silmä saattoi havaita. Lyhyemmillä aallonpituuksilla on ultravioletti-, röntgen- ja gammasäteilyä. Näkyvää valoa pitemmät aallonpituudet ovat puolestaan infrapuna- ja radiosäteilyä.
Teknisistä vaikeuksista johtuen muitten aallonpituuksien kimppuun päästiin vasta vuonna 1930, jolloin fyysikko ja radioinsinööri Karl Jansky havaitsi vahingossa sotilaskäyttöön suunnitellun antennin avulla Linnunradan keskuksesta tulevaa radiosäteilyä.
Radiotähtitiedettä seurasi lopulta muidenkin aallonpituusalueiden tutkimus, joskin suurta osaa voidaan tutkia vain avaruudesta käsin. Ilmakehä päästää lävitseen lähinnä radiosäteilyä sekä näkyvän valon aallonpituuksia. Esimerkiksi ultraviolettisäteilyä pääsee silti pieniä määriä Maan pinnalle ja aiheuttaa D-vitamiinin tuotantoa ihossa, ruskettumista sekä altistumisen pitkittyessä ihon palamista.
Elektromagneettista säteilyä aiheuttavat monet erilaiset prosessit. Korkeaenergisintä gammasäteilyä tuottavat esimerkiksi supernovaräjähdykset. Tähtienvälisessä kaasupilvessä pyörivät ja värisevät molekyylit puolestaan lähettävät infrapunasäteilyä.
Koska kaikki maailmankaikkeuden kohteet eivät säteile näkyvän valon aallonpituuksilla, on näitten uusien havaintomenetelmien kehittyminen ollut oleellista tähtitieteen kehittymiselle. Monet näkyvän valon kohteetkin paljastavat itsestään täysin uusia piirteitä muilla aallonpituuksilla.
Kaikkea modernia, havaitsevaa tähtitiedettä ei kuitenkaan tehdä millään sähkömagneettisen spektrin aallonpituusalueella. Maapallolle nimittäin saapuu avaruudesta erilaisia hiukkasia.
Kosmiset säteet ovat pääasiassa protoneita, positiivisesti varautuneita hiukkasia, jotka muodostavat yhdessä neutronien kanssa atomiytimiä. Hyvin pieni osa kosmisista säteistä on antimateriaa.
CCD-kamera mullistaa tähtikuvauksen
Tähtivalokuvauksen herkkyys parani merkittävästi, kun CCD-kennot saatiin käyttöön 1970-luvun lopussa. Aiemmin valokuvauksessa oli käytetty lasilevyjä, jotka reagoivat vain noin kahteen prosenttiin niihin osuneesta valosta. CCD-kennot puolestaan mittaavat yksittäisiä valohiukkasia eli fotoneita ja niitten valoherkkyys on nykyään parhaimmillaan jo lähellä sataa prosenttia, eli liki jokainen kohteesta tuleva fotoni saadaan laskettua. Näin taivaalta voidaan kuvata hyvin himmmeitäkin kohteita ilman kohtuuttomia valotusaikoja. (Heikompilaatuisia CCD-kennoja käytetään digitaalisissa kameroissa.)
Toisaalta Hubble-avaruusteleskoopin ottamaa Ultra Deep Field -kuvaa valotettiin yhteensä liki 28 tuntia. Kuvan ala on vain noin seitsemäskymmenesosa täysikuun koosta, ja siitä on löydetty noin 10 000 galaksia. Vanhimmat niistä ovat yli 13 miljardin valovuoden päässä ja näkyvät aikana, jolloin alkuräjähdyksestä oli kulunut vain joitakin satoja miljoonia vuosia.
Nykypäivä
Moderni tähtitiede keskittyy yhä herkempiin laitteisiin, parempaan tietokonemallinnukseen sekä näitten yhdistämiseen. Havaitseva ja teoreettinen tähtitiede eivät tule juuri toimeen ilman toisiaan.
Havaintoja pyritään ymmärtämään paremmin tietokonesimulaatioiden avulla, ja simulaatiot pyritään saamaan vastaamaan paremmin todellisuutta vertaamalla niitten tuloksia havaintoihin. Tietokonemallien kehitystä rajoittaa nykyään pääasiassa laskentateho. Vaikka tietokoneet ovatkin muuttuneet jatkuvasti tehokkaammiksi, monimutkaisten systeemien tarkka mallintaminen on äärimmäisen raskasta. Järeimmiltäkin supertietokoneilta voisi helposti kestää yli ihmisikä tutkia yksityiskohtaisesti, miten jokin tähtitieteellinen, todellisuudessa miljoonia tai miljardeja vuosia kestävä prosessi tapahtuu.
Radioteleskooppien mittaamaa signaalia on osattu laskea yhteen jo kymmeniä vuosia (tekniikka tunnetaan nimellä interferometria), jolloin yksittäisistä teleskoopeista ei tarvitse rakentaa valtavan suuria. Lyhyempien aallonpituuksien yhteenlasku on paljon haastavampaa, mutta siinäkin ollaan menossa eteenpäin. Radioninterferometriassa voidaan yhdistää jo toisiinsa havaintoja usealta eri mantereelta, jolloin saadaan yhtä tarkkoja kuvia kuin jos käytössä olisi koko maapallon kokoinen radioantenni. Tulevaisuudessa avaruuteen halutaan myös radioantenni, joka kasvattaisi interferometrin kokoa vielä entisestään.
Suuria avoimia kysymyksiä modernissa tähtitieteessä ovat mm. pimeän energian luonne, pimeän aineen koostumus sekä alkuräjähdys ja välittömästi sen jälkeen tapahtuneet prosessit.
