Klikkaa kuvaa!Fil. maist. Thomas Hackman
Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa oli tällä kertaa vuorossa fil. maist. Thomas Hackman. Hänen aiheensa oli Spektri kertoo tähdistä. Esitelmää kuulemassa oli 22 kuuntelijaa. Esitelmän järjesti Kirkkonummen Komeetta ja sen rahoitti Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta. Thomas Hackman on toimessa Helsingin yliopiston Observatoriossa ja hän valmistelee väitöskirjaa tähtien spektroskopiasta.
Klikkaa kuvaa!
Fil. maist. Thomas Hackman
Näkyvän valon spektrometria on tärkeimpiä havaintomenetelmiä tähtien tutkimisessa. Sen avulla saadaan tietoja mm. tähtien koostumuksesta, liikkeestä ja tähtien pinnoista sekä löydetään uusia planeettakuntia.
Esitelmässä tarkasteltiin seuraavia asioita: Mikä on tähti? Mikä on spektri? Mitä tietoja spektri sisältää? Miten planeettoja etsitään tähtien ympäriltä? Miten kartoitetaan tähtien pintoja?
Millaisia tähdet ovat?
Maailmankaikkeuden näkyvästä aineesta suurin osa on tähtien muodossa. Ne ovat hehkuvia kaasupalloja. Energiansa tähdet saavat ydinfuusiosta, kevyiden aineiden yhtymisestä raskaammiksi. Tähtien keskustoissa lämpötila on miljoonia asteita, mikä riittää ydinfuusiolle. Tähtien pinnalla lämpötila on tuhansia asteita. Pinnaksi nimitetään kohtaa, jossa kokonaan kaasumainen tähti muuttuu läpinäkyväksi. Tähti on normaalisti joka kohdassa tasapainossa.
Klikkaa kuvaa!
Fil. maist. Thomas Hackman esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto
Kevyimpien tähtien massa on 0,08 kertaa Auringon massa. Tätä kevyemmässä tähdessä ydinfuusiot eivät ala. Raskaimpien tähtien massa on 50 Auringon massaa. Noin 100 Auringon massaa raskaampaa tähteä ei pysty syntymään.
Viileimpien tähtien pintalämpötila on noin 3000 astetta, kuumimpien tähtien pintalämpötila on 30.000 astetta. Kevyimpien tähtien kirkkaus on tuhannesosa Auringon kirkkautta, raskaampien tähtien kirkkaus on miljoona kertaa Auringon kirkkaus. Aurinko on normaali tähti, jota on kätevää käyttää mittayksikkönä.
Sähkömagneettinen spektri
Näkyvä valo on vain hyvin kapea kaista koko sähkömagneettisesta säteilystä. Kaikkein lyhytaaltoisin säteily on gammasäteilyä. Sitten on röntgensäteily ja ultraviolettisäteily. Seuraavana on näkyvän valon kapea kaistale. Siitä pitkäaaltoisempaan päin on infrapunasäteily ja lopulta radiosäteily, jonka aallonpituus on vähintään puoli milliä.
Klikkaa kuvaa!
Esitelmää kuunteli 22 henkeä. Kuva Seppo Linnaluoto
Tähdillä on kirkas jatkuva spektri, jossa on spektriviivoja. Siirtymät aineen energiatilojen välillä aiheuttavat sähkömagneettiseen säteilyyn absorptiota tai emissiota tietyillä aallonpituuksilla. Näin spektriviivat syntyvät.
Näkyvän valon absorptioviivat syntyvät fotosfäärissä. Se on kaasumaisen tähden kerros, jossa kaasu muuttuu läpinäkyväksi.
Kun säteilyn lähde lähestyy tai etääntyy suhteessa havaitsijaan, säteilyn aallonpituus muuttuu. Tätä nimitetään Doppler-ilmiöksi. Tällä on lukuisia sovellutuksia tähtien spektreissä.
Spektri mitataan spektrometrilla (josta käytetään myös nimitystä spektroskooppi tai spektrografi). Spektrometrissa täytyy olla säteilyä hajoittava osa, joka usein on joko prisma tai hila tai niiden yhdistelmä.Tähtitieteessä käytetään yleensä heijastushilaa.
Tähden spektristä saadaan hyvin paljon erilaista tietoa. Koska tähtien ainekoostumus on suurinpiirtein samankaltainen, eniten spektriin vaikuttaa säteilevän kerroksen lämpötila. Myös paine vaikuttaa jonkun verran, eri tavalla eri spektriviivoihin.
Jokainen spektriviiva liittyy tietyyn alkuaineeseen. Alkuainepitoisuus vaikuttaa viivan voimakkuuteen.
Tähden säteisliike suhteessa havaitsijaan aiheuttaa spektriviivojen Doppler-siirtymän. Tähden spektristä saadaan suoraan sen säteisliike.
Havaitsijaan verrattuna kohtisuora liike taas saadaan ominaisliikkeestä vertaamalla kahta mahdollisimman pitkin väliajoin otettua kuvaa toisiinsa.
Tähden pyöriessä taas toinen puoli tulee meitä kohti ja toinen loittonee. Näin Doppler-ilmiö aiheuttaa spektriviivojen levenemistä.
Voimakkaassa magneettikentässä spektriviivat jakautuvat Zeemanin ilmiön vaikutuksesta. Kaasuvirtauksissa aineen liike vaikuttaa absorptio- tai emissioaallonpituuteen. Tummissa tähdenpilkuissa spektriviivat muuttuvat.
Tähdissä on myös akustisia aaltoja. Tähtien värähtelyt aiheuttavat spektriviivojen Doppler-siirtymiä. Näin voidaan myös harjoittaa asteroseismologiaa, aaltojen avulla tutkitaan tähtien sisustaa.
Tähtien spektriluokittelu
Tähdet luokiteltiin spektrin mukaan Yhdysvalloissa Harvardin yliopistossa1900-luvun alussa. Luokittelun suoritti suurimmaksi osaksi Annie Jump Cannon objektiiviprismaspektrejä käyttäen. Vuosina 1918-24 julkaistu Henry Draper-luettelo sisältää 225 000 tähteä.
Luokittelu on tehty sellaisten spektriviivojen mukaan, jotka riippuvat pääasiassa lämpötilasta. Harvardin luokittelun päätyyppejä merkitään isoilla kirjaimilla. Nämä jaetaan edelleen 10 alaluokkaan. Tyypit ovat: O-B-A-F-G-K-M.
Kuumimmat tähdet ovat O-tyyppiä, kylmimmät M-tyyppiä. Tyyppien muistamiseksi on kehitetty englanninkielinen hokema: Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me. Suomenkielinen hokema ei ole täysin vakiintunut, yksi ehdotus (joka löytyi observatorion juhlien jälkeen) on: Observatorion Bileet Alkoivat Fiaskolla, Giniä Kaatui Mittalaitteisiin.
Klikkaa kuvaa!
Thomas Hackman luennoi. Kuva Seppo Linnaluoto
Eksoplaneettojen etsiminen
Tarkat spektrit ovat avanneet myös mahdollisuuden etsiä planeettoja eri tähtien ympäriltä. Planeetan kiertäessä tähteä myös tähti kiertää yhteistä massakeskipistettä. Näin tähden liike näkyy säteisnopeuden (eli spektriviivojen Doppler-siirtymän) jaksottaisena muutoksena.
Menetelmää on käytetty vasta vuodesta 1995 lähtien. Tähän mennessä on löydetty 117 planeettaa. Menetelmällä ei (vielä) pystytä havaitsemaan Maan kokoisia planeettoja. Löydetyt planeetat ovat yleensä Jupiterin tai Saturniksen kokoisia.
Tähtien pilkut
Tähden pyöriminen leventää spektriviivoja Doppler-ilmiön vaikutuksesta.
Tähdenpilkussa lämpötila on alhaisempi, siten spektriviiva muuttuu. Pilkku vaikuttaa aallonpituuteen, joka vastaa pintayksikön säteisnopeutta havaitsijan suhteen. Pilkku tähden pinnalla näkyy "kuhmuna" spektriviivoissa ja kun tähti pyörii, kuhmu vaeltaa spektriviivan sinisestä päästä punaiseen.
Klikkaa kuvaa!
Fil. maist. Thomas Hackman työskentelee Yliopiston observatoriossa.
Kun mitataan useita spektrejä sopivin väliajoin, voidaan laskea tähden pintakuva. Kuva saadaan etsimällä se pinnan lämpötilajakautuma, joka parhaiten vastaa havaintoja eli minimoimalla havaintojen ja pinnan mallista laskettujen spektrien eroa. Esitelmöitsijä näytti lopuksi tietokoneen ruudulta animaation pilkun aiheuttamasta kuhmusta spektriviivassa.
Seppo Linnaluoto