spektri

Planeetalla on massaa reilu neljäsosa Jupiterista eli suunnilleen Saturnuksen verran, mutta halkaisijaltaan se on neljänneksen Jupiteria suurempi. WASP-39b on siis kuin turvonnut Saturnus.

WASP-39b kiertää tähteään vain 7,3 miljoonan kilometrin etäisyydellä, joten se on hyvin kuuma. Helteisyyttä lisää se, että planeetan pyörimisliike on lukkiutunut eli se kääntää aina saman puolen kohti tähteä.

Päiväpuolella lämpötila kohoaakin lähes 800 celsiusasteeseen. Tosin yöpuolen ikuisessa pimeydessä on miltei yhtä kuuma, sillä pimeän ja valoisan alueen rajan eli terminaattorin yli puhaltaa voimakkaita tuulia, jotka kuljettavat lämpöä öiselle pallonpuoliskolle.

Silti planeetan kaasukehässä on runsain mitoin vettä, joskin korkean lämpötilan seurauksena se ei ole nestemäisessä olomuodossa, vaan vesihöyrynä.

Hubble- ja Spitzer-avaruusteleskoopeilla tehtyjen spektrihavaintojen perusteella WASP-39b:n kaasukehässä on vettä kolme kertaa enemmän kuin Saturnuksessa.

Tutkijat olivat aavistelleet jo ennalta, että planeetan kaasukehässä voisi olla vettä, mutta sen määrä yllätti. Sitä on niin paljon, että WASP-39b ei ole voinut syntyä niillä nurkilla, missä se nyt kiertää tähteään.

Uusi TAIPAN-spektrografi hyödyntää muiden vastaavien instrumenttien tavoin valokuituja, joiden avulla pystytään täsmäkeräämään valoa ainoastaan tutkittavista kohteista.

Ongelmana on ollut se, että valokuidut on sijoitettava kaukoputken näkökenttään tarkalleen oikeisiin kohtiin, jotta tähtien tai galaksien valo päätyy mittalaitteeseen. Se vie arvokasta havaintoaikaa.

Australian tähtitieteellisessä observatoriossa on nyt kehitetty uusi, havaintoja huomattavasti tehostava tekniikka, joka perustuu pieniin Starbug-robotteihin.

TAIPAN-instrumentissa valokuitujen sijoittelusta vastaavat 150 "tähtiötökkää" etsivät itsenäisesti uudet kohteet kuvakentästä ja siirtävät valokuidut oikeisiin kohtiin, mikä säästää huimasti aikaa.

Ensi alkuun instrumentilla toteutetaan kaksi laajaa tutkimushanketta: FunnelWeb-tähtikartoitus, jossa mitataan yli kolmen miljoonan tähden spektri, ja Taipan-galaksikartoitus, jossa tutkitaan kolmea miljoonaa galaksia.

Päivän kuvana on kemiasta tuttu jaksollinen järjestelmä, johon alkuaineet on luokiteltu ominaisuuksiensa mukaan. Versio on tosin hieman erikoinen, sillä kuvaan on ympätty jokaisen alkuaineen ikioma sormenjälki. Emissiospektri.

Kuvan spektrit tosin kattavat vain näkyvän valon alueen, mutta sekin riittää. Kahta samanlaista ei ole. Viivojen paikka, voimakkuus ja leveys kertovat suoraan, mistä aineesta on kyse.

Oudon aineen tarkka koostumus voidaan selvittää käytännössä varmasti kahdella tavalla. Yksi on kemialliset reaktiot tunnettujen aineiden kuten veden, ilman, happojen tms kanssa. Varmempi keino on kuitenkin selvittää oudon aineen säteilyspektri.

Emissiospektrin saa näkyviin lämmittämällä ainetta. Lisäenergian avulla aineen elektronit siirtyvät ylemmille viritystasoille, ja palatessaan alkuperäisille paikoilleen säteilevät sähkömagneettista säteilyä. Koska jokaisella aineella on oma tarkka määränsä elektroneja, jokainen säteilee omalla tavallaan. Spektri saadaan avattua tulkintakelpoiseksi spektrometrin avulla.

Esimerkiksi vedyltä (vasemmalla ylhäällä) voidaan erottaa näkyvän valon alueelta neljä viivaa, violetista punaiseen.

Vedyn näkyvät aallonpituudet ovat 410.2, 434.1, 486.2 ja 656.3 nanometriä. Balmerin sarjaksi kutsuttuun listaan kuuluu myös neljä ihmissilmälle näkymätöntä ultravioletin puolelle jäävää aallonpituutta (364.6, 383.5, 388.9 ja 397.0 nm). Ja vedyltä löytyy toki muitakin emissioviivasarjoja kuin Balmerin – huolimatta siitä että sillä on vain yksi ainokainen paikkaansa vaihtava elektroni.

Puhtaan spektrikuvan ilman aineiden nimiä voi ladata Field Tested Systemsin sivuilta. Kannattaa humata, että tästä jaksollisesta järjestelmästä puuttuu muutamia hyvin raskaita ja radioaktiivisia alkuaineita.

Otsikkokuva: Field Tested Systems / Stephen Shawl

Noin vuosi sitten Lontoon University Collegen tutkija Jay Farihi oli kirjoittamassa New Astronomy Reviews -tiedelehteen artikkelia valkoisten kääpiöiden planeetoista. Hän otti yhteyttä Carnegie-observatorioiden johtajaan John Mulchaeyyn etsiessään valokuvauslevyä, jolle oli tallennettu van Maanenin tähden spektri 99 vuotta sitten.

Adriaan van Maanen oli löytänyt valkoisen kääpiötähden aiemmin samana vuonna. Valokuvauslevy jäljitettiin arkistosta ja kävi ilmi, että sen oli ottanut observatorioiden silloinen johtaja Walter Adams Mount Wilsonin observatoriossa.

Ensinäkemältä spektrissä ei ollut mitään erikoista, se vain osoitti tähden olevan hieman Aurinkoa kuumempi. Farihin tutkiessa spektriä tarkemmin hän löysi siitä absorptioviivoja, joita siinä ei olisi pitänyt olla.  

Spektriviivat kertovat alkuaineista, jotka ovat "imeneet" säteilystä tiettyjä aallonpituuksia ja siksi niillä kohdin on tummat viivat. van Maanenin tähden spektrissä oli jälkiä esimerkiksi kalsiumista, magnesiumista ja raudasta. Valkoisissa kääpiöissä sellaisia on ainoastaan tähden sisuksissa, sillä raskaina alkuaineina ne vajoavat syvyyksiin.

Negatiivikuvassa varsinainen spektri näkyy ohuena mustana juovana ja ympyröidyt kalsiumin viivat erottuvat valkoisina.

Viime vuosina on käynyt ilmi, että valkoisilla kääpiöillä, joiden spektrissä näkyy raskaiden alkuaineiden aiheuttamia absorptioviivoja, on ympärillään kiviplaneettojen jäänteitä. Aine ajautuu hiljalleen valkoisen kääpiön kaasukehään ja aiheuttaa oudot spektriviivat. 

Tällaiset "saastuneet valkoiset kääpiöt" tulivat tutkijoille yllätyksenä, sillä kuolleen tähden ympärillä ei arveltu voivan olla enää minkäänlaista jäämistöä vanhasta planeettakunnasta.

Sen paremmin van Maanenin tähden kuin muidenkaan valkoisten kääpiöiden ympäriltä ei ole vielä paljastunut varsinaisia planeettoja, mutta Farihi on vakuuttunut, että niitä kyllä löytyy. 

"Mekanismi, joka synnyttää planetaarisen aineen renkaat, ja ajaa ainetta tähden kaasukehään, edellyttää varsinaisten planeettojen gravitaatiovaikutusta", Farihi selittää. "Se ei olisi mahdollista ilman planeettoja."

Löydöstä kerrottiin Carnegien uutissivuilla.

Kuva: Carnegie Institution for Science

Tähtien etäisyyksien tunteminen on yksi tähtitieteen keskeisistä asioista. Parhaan keinon mitata tähden etäisyys suoraan tarjoaa parallaksi. Kun tähden sijainti taivaalla määritetään tarkasti puolen vuoden välein – eli Maan ollessa kiertoratansa vastakkaisilla reunoilla – se näyttää liikkuvan kauempana olevien tähtien muodostaman taustan suhteen. Etäisyys saadaan laskettua yksinkertaisen trigonometrian avulla.

Ongelmana on, että parallaksikeinoa voi soveltaa vain suhteellisen läheisiin tähtiin. Tällä hetkellä maksimietäisyys on noin 1 600 valovuotta: sitä kaukaisempien tähtien liike on liian vähäistä mitattavaksi. Parallaksin avulla voidaan määrittää etäisyys ainoastaan miljoonasosalle Linnunradan kaikista tähdistä.

Gaia-satelliitin avulla mittaustarkkuus parantuu huimasti ja sillä päästään jo 30 000 valovuoteen saakka. Joulukuussa 2013 laukaistun satelliitin suururakka kestää noin viisi vuotta ja silloin tunnetaan tarkasti noin miljardin tähden etäisyys. Sekin on kuitenkin vain vaivainen prosentti kotigalaksimme tähdistä.

Vielä kaukaisempien tähtien etäisyys on määritettävä huomattavan epätarkoilla konsteilla, jotka perustuvat tähden lämpötilaa, gravitaatiota ja kemiallista koostumusta koskeviin malleihin. Niiden pohjalta voidaan arvioida todellinen kirkkaus ja havaitun kirkkauden perusteella laskea etäisyys. Tarkkuus ei kuitenkaan ole kuin 30 prosentin luokkaa.

Cambridgen yliopiston tutkijat ovat nyt kehittäneet menetelmän, jonka perustana ovat "tähtikaksoset". Eivät siis kaksoistähdet, vaan kaukana toisistaan sijaitsevat, mutta spektriltään identtiset tähdet. Kuudensadan tutkitun, spektrinsä puolesta tarkasti tunnetun tähden joukosta löytyi kaikkiaan 175 paria. Kussakin tapauksessa toisen tähden etäisyys oli määritetty jo aiemmin parallaksin avulla.

Tähtikaksosten etäisyyserot näkyvät suoraan niiden näennäisissä kirkkauksissa, joten etäisyys voidaan määrittää ilman tarkkuutta heikentäviä oletuksia. Uudella menetelmällä tehdyt mittaukset poikkesivat vain kahdeksan prosenttia parallaksimittausten tuloksista eikä tarkkuus heikentynyt kaukaisempienkaan tähtien kohdalla.

"Idea on todella yksinkertainen – niin yksinkertainen, että on vaikea uskoa, ettei kukaan ole tullut ajatelleeksi sitä aikaisemmin", ihmettelee tutkimusryhmää johtanut Paula Jofré Pfeil. "Mitä kauempana tähti on, sitä himmeämmältä se näyttää, joten mikäli kahdella tähdellä on identtiset spektrit, voimme laskea kirkkauseron avulla niiden etäisyydet."

Yhden tähden tarkassa spektrissä on liki 300 000 datapistettä, joten eri tähtien yksityiskohtainen spektrivertailu olisi hyvin työlästä ja aikaavievää. Siksi tutkijat päätyivät käyttämään vertailussa ainoastaan 400 spektriviivaa, jotka luonnehtivat parhaiten tähtien ominaisuuksia.

Seuraavaksi tutkijoiden on määrä laatia luettelo tähdistä, joiden etäisyys tunnetaan tarkasti, ja etsiä listatuille tähdille kaksosia, joille saadaan uudella keinolla määritettyä aiemmin  tuntematon tai huonosti tunnettu etäisyys.

Seuraavan sukupolven jättiläiskaukoputkilla pystytään mittaamaan miljoonien tähtien spektrit niin tarkasti, että niitä voidaan käyttää tähtikaksosmenetelmän apuna. 

Tutkimus julkaistaan Monthly Notices of the Royal Astronomical Society -tiedelehdessä.

Kuva: Carolina Jofré

Vuonna 2000 käynnistynyt Sloan Digital Sky Survey (SDSS) on tutkimusprojekti, jossa kartoitetaan tarkasti taivaankohteita ja niiden ominaisuuksia. Tuoreimmat tulokset paljastavat yllättävän ilmiön.

Tutkijat mittasivat Apache Point -observatorion APOGEE-spektrografilla (Apache Point Observatory Galactic Evolution Explorer) tähtien spektrejä. He tekivät neljän vuoden aikana havaintoja 100 000 tähdestä. Se on vain pieni osa koko Linnunradan noin 200 miljardista tähdestä, mutta silti riittävän kattava otos johtopäätösten tekemiseksi.

Tähtien spektrin avulla pystytään selvittämään niiden kemiallinen koostumus. Se puolestaan kertoo, missä päin Linnunrataa ne ovat vuosimiljoonia tai -miljardeja sitten syntyneet.

Fuusioreaktioissa, jotka tuottavat tähtien sisuksissa niiden säteilemän energian, syntyy vedystä ja heliumista raskaampia aineita. Tähtien kuollessa aineet leviävät avaruuteen seuraavan tähtisukupolven rakennusmateriaaliksi.

Eri osissa Linnunrataa tähtien syntytahti vaihtelee, joten myös raskaita alkuaineita rikastuu tähtienväliseen aineeseen eri tahtiin. Tutkimalla tähtien alkuainekoostumusta voidaan siten päätellä niiden synnyinseudut. 

Michael Hayden tarkasteli kollegoineen 15 eri alkuaineen, esimerkiksi hiilen, piin ja raudan, runsauksia eri puolilla Linnunrataa olevissa tähdissä. Heidän yllätyksekseen merkittävä osa, liki kolmannes, tähdistä osoittautui olevan nykyisin aivan muualla kuin synnyinseuduillaan. 

"Nykyään monet ihmiset muuttavat kauas synnyinseuduiltaan, toisinaan toiselle puolelle maapalloa", toteaa tutkijaryhmää johtanut Hayden. "Nyt näyttää siltä, että sama pätee myös Linnunradan tähtiin: noin 30 prosenttia kotigalaksimme tähdistä on vaeltanut kauas kiertoradalta, jolla ne aikoinaan syntyivät."

"Linnunradan laitamilla tähdissä on keskimäärin vähemmän raskaita alkuaineita, mutta osalla niistä runsaudet vastaavat galaksin sisäosien tähtiä", lisää tutkijaryhmään kuulunut Jo Bovy.

Havainnoille löytyy selitys tähtien vaelluksesta. Aikaa myöten osa tähdistä siirtyy Linnunradan kiekossa ulommas tai sisemmäs. Jo aiemmin vastaava ilmiö on havaittu Auringon lähitähdillä, mutta nyt sama näyttää pätevän kaikkialla Linnunradassa. 

Syyksi tähän tähtien kansainvaellukseen arvellaan Linnunradan kiekon epäsäännöllisyyksiä, erityisesti spiraalihaaroja, jotka ovat kotigalaksillemme luonteenomainen piirre.

Tutkimuksesta kerrottiin SDSS:n uutissivuilla ja se julkaistiin The Astrophysical Journal -tiedelehdessä (maksullinen).

Kuva: Dana Berry/SkyWorks Digital, Inc./SDSS collaboration. Kuvassa on mittayksikkönä "KPC" eli kiloparsek. Yksi parsek on 3,2616 valovuotta, joten yksi kiloparsek on 3 261,6 valovuotta.

Nelisensataa vuotta sitten elänyt kuuluisa fyysikko Sir Isaac Newton on tunnettu tarinasta omenan putoamisesta ja siitä, että se – ainakin tarinan mukaan – sai Newtonin keksimään painovoiman. Jo tätä ennen Newton oli ennättänyt kuitenkin tekemään pari pientä mullistusta optiikan alalla: hän rakensi ensimmäisen käyttökelpoisen peilikaukoputken vuonna 1668 ja pohdiskeli, että valkoinen valo koostuu itse asiassa kaikista väreistä. Hän näytti, että prismassa valo hajoaa eri väreiksi, koska eri värit taipuvat lasissa eri tavoilla.

Nyt toinen britti, taiteilija Chris Wood, on ottanut lasinpalaset ja niistä heijastuvat sekä niissä taipuvat valonsäteet ilmaisunsa välineiksi. Tuloksena on kaleidoskooppimaisia, geometrisia värien ja valojen pintoja, joissa optiikan lait hämärtyvät varjoihin ja leikkautuvat vaaleaan pintaan.

Tavallisten lasipintojen lisäksi väri- ja lasitaiteilijaksi itseään nimittävä Wood käyttää puoliläpäiseviä pintoja ja pinnoitettuja laseja, jotka heijastavat vain tiettyjä aallonpituuksia. Toisessa ääripäässä ovat vedellä täytetyt viinilasit, jotka tuottavat myös paljon jännittäviä optisia ilmiöitä.

Lisää kuvia ja taustaa on Chris Woodin nettisivuilla. Sieltä teoksia voi myös ostaa, joskin vastaavanlaisia värien ja valojen leikkejä on helppoa luoda myös itse kotioloissa. Itse tekemällä ne ovat lisäksi hauskempia ja opettavaisempia.