 |
| Gaian kalibrointiin ottama kuva Suuressa Magellanin pilvessä olevasta tähtijoukosta. Kuva ESA. |
Tähtien, tähtijoukkojen ja galaksien etäisyyden
määrittäminen on edelleen oleellinen osa tähtitiedettä. Ensimmäiset yritykset
tähtien etäisyyksien määrittämiseksi tehtiin heti kohta kaukoputken keksimisen
jälkeen, mutta huono tarkkuus mahdollisti varsinaisen läpimurron vasta
1800-luvulle. Tällöin monet tähtitornit ympäri maapallon alkoivat kartoittaa
tähtitaivasta ja samalla valokuvausmenetelmien käyttöönotto mahdollisti
lähimpien tähtien etäisyyden määrittämisen.
Ensimmäinen etäisyydenmääritysmenetelmä oli tähden
parallaksin määrittäminen. Menetelmä perustuu kolmiomittaukseen, jossa tunnetaan
kolmion kanta ja kulmat, jolloin kolmion muut arvot (sivujen pituudet) voidaan laskea.
Menetelmässä kolmion kannan muodostaa maapallon radan halkaisija (2×säde) ja
tähden parallaksikulma antaa etäisyyden laskemista varten tarvittavan kulman.
Parallaksimenetelmää voitiin soveltaa aluksi vain aivan
lähimpiin tähtiin, sillä parallaksikulman määrittäminen ei ”ilmameren pohjalta”
onnistunut kovinkaan suurella tarkkuudella. Yleensä ilmakehä asettaa parhaimmillaankin
noin yhden kaarisekunnin tarkkuuden tehtäville havainnoille, joten kovin kauas
avaruuteen menetelmä ei yllä ilman menetelmän selkeää parantamista.
 |
| Parallaksi. Kuva ESA. |
Maapallon radan säde antaa yhden kaarisekunnin
parallaksikulman kohteelle, joka olisi 3,26 valovuoden [1] etäisyydellä
kohtisuoraan ratatasoa vastaan. Näin ollen ilman teknistä kuvanparannusta
(adaptiivinen optiikka[2]) ainoastaan aivan lähimpien tähtien parallaksit ja
sitä tietä etäisyydet voitiin määrittää edes jonkinmoisella tarkkuudella.
Kauempana olevien kohteiden etäisyydet piti määrittää muilla keinoin.
Jo hyvin varhaisessa vaiheessa avaruusajan alettua tutkijat
pyrkivät saamaan avaruuteen tähtien kartoitusta ja niiden etäisyyksiä
määritteleviä satelliitteja. Tieteen historia tunteekin monia avaruusobservatorioita,
joiden tekemillä mittauksilla on saatu parannettua tähtien etäisyyksien
määrittämistä, mutta edelleen kohtuullisen tarkat etäisyydet tällä menetelmällä
ovat olleen enintään noin 1000 valovuoden tietämillä.
Viime joulukuun 19. päivänä laukaistiin avaruuteen Euroopan
avaruusjärjestön (ESA) Gaia-observatorio. Se sijoitettiin Lagrangen
L2-pisteeseen, jota se kiertää haloradalla[3]. Observatorion tarkoituksena on
tehdä aikaisempaa tarkempia mittauksia mm. tähtien paikoista, niiden
spektreistä ja ominaisliikkeestä. Gaia tekee havaintoja suunnilleen miljardista
tähdestä. Tähtimäärä on alle prosentin Linnunradan kokonaistähtimäärästä[4].
Gaian on tarkoitus toimia avaruudessa seuraavat viisi
vuotta. Tänä aikana se pystyy määrittämään kunkin tähden paikan (20 magnitudiin
asti) seitsemänkymmentä kertaa. Jokainen kartoituskerta lisää paikan- ja
etäisyydenmäärittämisen tarkkuutta. Lopullisen tähtiluettelon valmistuminen
venyy ensi vuosikymmenen puolelle.
 |
| Hubblen tekemän parallaksimittauksen periaate. Kuva HST/NASA. |
Atlantin toisella puolella tehdään[5] hieman vastaavaa
työtä. Hubble-avaruusteleskoopin tarkkuutta hyväksi käyttäen tutkijat ovat
onnistuneet määrittämään tähtien etäisyyksiä noin 10 000 valovuoteen asti.
Hubblen mittauksissa on myös käytetty parallaksimentelmää.
Avaruudesta tehtävät mittaukset eivät heikennyt ilmakehän
vaikutuksesta ja avaruuskaukoputki pystyy saavuttamaan suuremman tarkkuuden
kuin yksikään maanpinnalla oleva teleskooppi. Tutkimusryhmä saavuttikin tarkkuuden,
joka on hieman tarkempi kuin tuhannesosa kaarisekunnista. Hubblella mitattiin
kohteen paikka kolme kertaa puolen vuoden välein. Periaatteessa mittaukseen
olisi riittänyt kaksi mittauskertaa, mutta kolmannella saatiin poistettua
tarkkuutta heikentäviä häiriötekijöitä.
Kohteiksi valikoitui noin 7 500 valovuoden etäisyydellä oleva
Ajomiehessä sijaitseva kefeidi[6]. Kefeidejä käytetään etäisyysmittauksissa ns. standardikynttilöinä. Hubblen suurta erotuskykyä
tullaankin käyttämään jatkossa monien muiden kefeidien etäisyysmittauksiin.
Parantunut kefeidien etäisyysmääritys johtaa muidenkin kohteiden, etenkin
tähtijoukkojen ja galaksien etäisyyksien tarkempaan määrittämiseen. Samalla
saadaan myös tarkempia mittaustuloksia esimerkiksi maailmankaikkeuden kiihtyvän
laajenemisen nopeudesta.
Huomautukset
[1] Etäisyyttä kutsutaan nimellä parsec (pc), joka on
samalla tähtitieteilijöiden käyttämä etäisyysmitta. Valovuosi on myös
etäisyysmitta, mutta sitä käytetään yleensä populaarikirjallisuudessa ja -artikkeleissa
sen selkeämmän ymmärrettävyyden vuoksi. Käyttämällä parsecia etäisyysmittana,
monet tähtitieteelliset (etäisyys)laskelmat helpottuvat ja voivat muuttua
suorastaan päässä laskettaviksi.
[2]Adaptiivisen ja aktiivisen optiikan avulla ilmakehän
aiheuttamia häiriöitä voidaan vähentää merkittävästi. Erotuskyvyn parantuminen
on merkittävää (10–100×) ja nykyisin yksikään ammattiobservatorio ei tee valokuvausta
ilman adaptiivista optiikkaa. Adaptiivinen optiikan edullisimmat tekniset
ratkaisut ovat tulleet myös harrastajien saataville kohtuullisella hinnalla, ja
jopa tavallisissa digitaalisissa kameroissa menetelmän yksinkertaistetut muodot
ovat käytössä kuvanvakautuksessa.
 |
| Gaian rata L2-pisteen ympäri. Kuva ESA. |
[4] Linnunradan tähtimääräksi eri lähteissä arvioidaan
100–400 miljardiin tähteä.
[5] Tutkimusryhmän johdossa on vuonna 2011 Nobel-palkittu Adam
Riess (Space Telescope Science Institute (STScI) in Baltimore, Md.)
[6] Kefeidit ovat kirkkaita ja massiivisia tähtiä, joiden
kirkkaus vaihtelee niiden massan määräämällä jaksolla. Toisin sanoen, jos
mitataan kefeidin jakson pituus, saadaan yksinkertaisella laskutoimituksella sen
massa ja absoluuttinen kirkkaus määritettyä. Näitä tietoja puolestaan voidaan
käyttää edelleen toisten kefeidien etäisyyden määrittämiseen, sillä kaikki
kefeidit noudattavat vain kahta massa-kirkkausrelaatiota. Koska kefeidit ovat
hyvin kirkkaita tähtiä, niitä voidaan havaita jopa toisista galakseista.
Esimerkiksi Andromedan galaksin etäisyys, noin 2,5 miljoonaa valovuotta, määritettiin
alkujaan kefeidien avulla.
Ei kommentteja:
Lähetä kommentti