Klikkaa kuvaa!Dosentti Jorma Harju esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa oli vuorossa dosentti Jorma Harju, jonka aiheena oli Avaruuden vetymolekyylit ja tähtien synty. Esitelmä pidettiin 16.2.2010 Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa. Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta rahoitti sen. Esitelmällä oli 42 kuulijaa.
Esitelmässä käsiteltiin maailman yksinkertaisimman ja yleisimmän molekyylin muodostumista varhaisessa maailmankaikkeudessa ja nykyisin. Siinä pohdittiin myös, mikä vetymolekyylin merkitys oli ensimmäisten tähtien synnylle ja miten tämän molekyylin ominaisuudet vaikuttavat tähtien syntyalueiden kehitykseen tällä hetkellä.
Klikkaa kuvaa!
Dosentti Jorma Harju esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Jorma Harju työskentelee tutkijana Helsingin yliopistolla, pitkään Tähtitieteen laitoksella, mutta tämän vuoden alusta Fysiikan laitoksella, johon tähtitiede yhdistettiin. Hän vetää Suomen Akatemian rahoittamaa projektia "Tähtien synnyn alkuvaiheet - tutkimusta ESO:n radioteleskooppien ja mallinnuksen avulla". Hän tutkii tähtienvälisiä molekyylipilviä ja niiden luhistumista tähdiksi. Häntä kiinnostaa myös astrokemia.
Vetymolekyyli
Vety on maailmankaikkeuden yleisin alkuaine. Sitä on noin 70 % kaikesta näkyvästä aineesta. Molekyylinen vety, H2, on yleisin molekyyli ja tiheiden tähtienvälisten pilvien pääasiallisin komponentti. Varsin pysyvänä molekyylinä H2:ta esiintyy kuitenkin hyvin erilaisissa ympäristöissä, kuten Jupiterin kuiden ilmakehissä, viileiden tähtien atmosfääreissä ja galaksinytimiä ympäröivissä pilvissä.
Vetymolekyyli on täysin symmetrinen. Tästä johtuen sillä ei ole sähköistä dipolimomenttia ja se on heikko säteilijä. Vetymolekyylin vaikeaa havaittavuutta osoittaa se, että H2 "löydettiin" vasta 1970-luvulla havaitsemalla ultraviolettialueen absorptioviivoja diffuuseissa pilvissä. Erityisesti 1972 lentänyt Copernicus-satelliitti (OAO-3) toi paljon uutta tietoa vedyn määrästä ja jakaumasta avaruudessa. 1990-luvulla tapahtui merkittävä edistysaskel, kun kylmän vetymolekyylin infrapunaviivoja pystyttiin mittaamaan molekyylipilven sisään hautauneiden tähtien spektrissä.
Klikkaa kuvaa!
Dosentti Harjun esitelmää kuunteli yli 40 kuulijaa. Kuva Seppo
Linnaluoto.
Kevyimmät alkuaineet syntyivät alkuräjähdyksessä
Protonit ja neutronit syntyivät 20 mikrosekuntia alun jälkeen laajenevassa ja jäähtyvässä maailmankaikkeudessa. Deuterium-ytimiä alkoi syntyä 100 sekuntia alun jälkeen. Deuterium-ytimet, protonit ja neutronit alkoivat yhdistyä helium-ytimiksi noin kolmen minuutin kuluttua alusta. Lisäksi syntyi pieniä määriä litiumia ja berylliumia, joista jälkimmäinen kuitenkin häviää radioaktiivisesti.
Lopputuloksena 75 % näkyvän aineen massasta oli vetyä ja 25 % heliumia. Lisäksi syntyi hivenen deuteriumia, helium-3:a ja litiumia.
Maailmankaikkeuden jäähtyessä ytimet ja elektronit yhdistyivät (rekombinoituivat) neutraaleiksi atomeiksi. Maailmankaikkeus tuli läpinäkyväksi. Vetyatomit syntyivät 380.000 vuoden kuluttua alusta, jolloin lämpötila oli 3600 astetta.
Tältä ajalta on peräisin kosmisen taustasäteily. Sen epätasaisuuksia mittasi ensimmäistä kertaa 1989 lähetetty COBE-sateliitti ja huomattavasti tarkemmin 2001 lähetetty WMAP-satelliitti. Vielä suurempaan tarkkuuteen päästään parastaikaa mittaavalla PLANCK-satelliitilla.
WMAP-satelliitin havainnoista koostettu kuva kosmisesta taustasäteilystä.
Raskaammat alkuaineet syntyvät tähdissä
Raskaammat alkuaineet kuten hiili, typpi ja happi syntyvät tähtien ydinreaktioissa. Rautaa raskaammat aineet muodostuvat supernovaräjähdyksissä. Supernovat ja tavallisten tähtien puhaltama tähtituuli kylvävät raskaita alkuaineita avaruuteen.
Pilvien luhistuminen
Mutta miten ensimmäiset tähdet syntyivät? Atomien rekombinoitumisen jälkeen laajeneva maailmankaikkeus jäähtyi ja pimeni pitkäksi aikaa. Aineen (josta valtaosa on ns. pimeää ainetta) pienen pienet tiheysvaihtelut saivat vähitellen aikaan painovoiman sitovia rakenteita, joiden keskuksiin syntyi näkyvän aineen pilviä. Ensimmäiset tähdet syntyivät näiden alkupilvien luhistuessa. Tietokonesimulaatioiden mukaan ensimmäisten pilvien luhistuminen alkoi, kun maailmankaikkeus oli 100-200 miljoona vuotta vanha. Vetymolekyylien osuus on tässä tapahtumasarjassa ratkaiseva.
Luhistumisen saa aikaan painovoima. Painovoiman pitää kuitenkin voittaa kaasun paine. Kaasun puristuminen johtaa lämpötilan ja paineen nousuun. Luhistuminen voi jatkua vain, jos kaasu voi jäähtyä. Kaasu voi poistaa lämpöenergiaa, kun hiukkasten törmäyksissa osa liike-energiasta muuttuu säteilyksi. Säteily voi tapahtua vain tiettyjen energiatilojen kautta, ja prosessin tehokkuus riippuu hiukkasten rakenteesta ja säteilyominaisuuksista.
Atomi tai molekyyli lähettää viivasäteilyä, kun se siirtyy ylemmältä energiatilalta alemmalle. Atomilla ja molekyylillä on eletronisia tiloja. Molekyylillä on myös värähtelytiloja ja pyörähtelytiloja. Elektronisten tilojen virittymien törmäysten kautta edellyttää yleensä tuhansien asteiden lämpötilaa, kun taas kevyiden molekyylien pyörähtelytilat virittyvät joidenkin kymmenien tai satojen asteiden lämpötilassa. Osoittautuu, että kaasun jäähtyminen alle tuhannen kelvinasteen vaatii molekyylejä ja niiden värähtely- ja pyörähtelytilojen lähettämää infrapunasäteilyä.
Ensimmäisten molekyylipilvien luhistumisessa tärkeimmät jäähdyttäjämolekyylit olivat H2 ja sen deuteroitunut muoto HD sekä litiumhydridi, LiH. Vetymolekyylien muodostuminen äärimmäisen harvassa kaasussa on hidasta ilman tähtienvälistä pölyä, joka nykyisin toimii katalyyttina H2:n muodostumisessa. H2:n suhteellinen osuus oli pieni mutta kuitenkin riittävä alkupilvien luhistumiselle.
Ensimmäiset tähdet
Suhteellisen korkea lämpötila (noin 100 kelvinastetta) alkupilvissä sai kuitenkin aikaan sen, että ensimmäiset tähdet olivat massiivisia. Niiden massat olivat sadan auringon massan luokkaa. Nämä tähdet kehittyivät nopeasti ja räjähtivät supernovina - raskaat alkuaineet ja tähtienvälinen pöly levisivät avaruuteen. Näkyvästä aineesta koostuva kaasu luhistui tähdiksi, jotka muodostivat galakseja. Pimeä aine taas jäi haloksi galaksien ympärille.
Tähtien synty nykyisin
Tiheät pilvet koostuvat pääasiassa vetymolekyyleistä. On todettu, että kaasutilan reaktiot, joiden varassa alkupilvien kemia oli, eivät riitä tuottamaan havaittua määrää vetymolekyylejä. Sen sijaan H2:a syntyy tehokkaasti pölyhiukkasten pinnalla. Reaktiossa vapautuva energia muuttuu vetymolekyylien liike-energiaksi ja niiden sisäiseksi energiaksi (värähtely ja pyöriminen) sekä lämmöksi.
Meidän Linnunratamme tähtienvälisissä pilvissä vetyä (vetymolekyylejä) on 70 % massasta ja heliumia on 28 % massasta. Loput 2 prosenttia koostuu raskaammista alkuaineista, kuten hiilestä, hapesta ja typestä, jotka ovat sitoutuneet joko kaasutilan molekyyleihin tai kiinteisiin pölyhiukkasiin. Pölyhiukkasten ytimet koostuvat silikaatteista tai hiilen eri muodoista.
Pölyn varjostus ja lämpösäteily sekä kaasussa muodostuneiden raskaampien molekyylien viivasäteily pitävät molekyylipilvet kylminä. Lämpötila on 10 kelvinasteen luokkaa. Kaasun alhainen lämpötila ja tehokas jäähdytys tekevät mahdolliseksi sen, että pienimassaiset (auringonkokoiset ja sitä pienemmät) tähdet voivat syntyä.
Yhteenvetoa
Ensimmäisen tähtisukupolven syntyminen riippui vetymolekyylin säteilyominaisuuksista. Massiiviset tähdet ionisoivat kaasun uudelleen, mutta rikastivat tähtienvälistä ainetta raskaammilla alkuaineilla.
Tähtienvälinen pöly loi edellytykset tiheiden ja kylmien molekyylipilvien muodostumiselle. Niissä syntyy suuria määriä pienimassaisia tähtiä, mukaanlukien sellaisia kuin oma Aurinkomme.
Molekyylipilvet ovat pääasiassa vetymolekyylikaasua. Vetymolekyylin rakenne,ja siihen liittyvät mahdolliset energiatilat vaikuttavat pilvien luhistumiseen tähdiksi.
Vetymolekyylin ionisaatio panee alulle tähtienvälisen kemian ja säätelee myös sitä kautta pilvien kehitystä. Suorat vetymolekyylin havainnot tiheistä, kylmistä pilvistä ovat vielä harvinaisia, mutta mahdollisia suuren erotuskyvyn infrapunaspektroskopiaa käyttäen.
Pölyn varjostus ja lämpösäteily sekä kaasussa muodostuneiden raskaampien molekyylien viivasäteily pitävät molekyylipilvet kylminä. Lämpötila on 10 kelvinasteen luokkaa. Kaasun alhainen lämpötila ja tehokas jäähdytys tekee mahdolliseksi sen, että pienimassaiset (auringonkokoiset ja sitä pienemmät) tähdet voivat syntyä.
Seuraavana Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa on vuorossa dosentti Maarit Korpi, jonka aiheena on Auringon aktiivisuus. Esitelmä alkaa Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa 16.3. klo 18.30. Vapaa pääsy, tervetuloa!
Seppo Linnaluoto
Jorma Harju
Klikkaa kuvaa!