Kosmiset etäisyydet

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.

[3] Rataa kutsutaan myös Lissajousin radaksi. Rata muodosta silmukan L2-pisteen ympäri, vaikka itse pisteessä ei ole mitään. Radan muotoon ja abservatorion pysymiseen sillä vaikuttaa Maan ja Auringon yhteinen gravitaatio, joka muodostaan vastavoiman observatorioon kohdistuvalle keskipakoisvoimalle.

[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.

Mitä Gaia tekee?

Taiteiljan näkemys Gaiasta
sijoituspaikassaan L2-pisteessä.
Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestön Gaia-observatorio[1] on päässyt matkaan kohti Lagrangen L2-pistettä. Piste sijaitsee maapallon yöpuolella noin 1,5 miljoonan kilometrin etäisyydellä. Sijoituspaikka on erityinen, sillä siellä olevat laitteet voivat pysytellä alueella hyvin vähäisellä ohjaustarpeella. Syynä tähän on Auringon ja maapallon yhteinen gravitaatiokenttä, joka kumoaa luotaimeen kohdistuvan keskipakoisvoiman[2].

Gaia-observatorion tehtävänä on määrittää tähtien tarkat paikat, etäisyydet, radiaalinopeudet ja ominaisliikkeen. Näiden tietojen perusteella tutkijat kykenevät hahmottamaan osan Linnunratamme rakenteesta 3D:nä. Tutkijat arvioivat, että Gaian mittauskyvyn tarkkuudella saamme edellä luetellut tiedot noin miljardin tähden osalta. Linnunradassa arvioidaan olevan noin 400 miljardia tähteä, joten Gaian tekemä kartoitus on vasta alkua hyvin laajalle ja vaativalle kartoitukselle.

Gaiain tekemä etäisyysmittaukset perustuvat tähtien parallaksien määrittämiseen. Parallaksi tarkoittaa tähden (yleisemmin jonkin kohteen) suuntakulman muuttumista jos tarkastelupiste siirtyy toiseen paikkaan[3]. Gaian tapauksessa suuntakulma muuttuu maapallon liikkeestä kiertoradalla. Puolen vuoden kuluessa havaintopisteiden välinen etäisyys on noin 300 miljoona kilometriä. Tätä etäisyyttä kutsutaan parallaksimittauksen kannaksi. Kun kannan pituus ja suuntakulman muutos tunnetaan, yksinkertaisella trigonometriaan perustuvalla laskelmalla saadaan määritettyä tähden etäisyys.

Havainnekuva parallaksin
määrittämisestä. Kuva ESA.

Monet Gaian tekemistä mittauksista perustuvat spektroskopiaan. Tähdestä tuleva valo sisältää tietoa valonlähteen kemiallisesta koostumuksesta, lämpötilasta ja liikkeen tilasta. Erityisesti viimeksi mainitut tiedot ovat sellaisia, joita hyödynnetään Gaian viiden vuoden aikana keräämästä mittausdatasta paljastamaan tähtien kiertoradoilla olevien eksoplaneettojen olemassa olo. 

Tähtien spektri paljastaa myös tähtien säteisnopeuden. Säteisnopeus on tähtien suhteellinen liike näkösäteen suunnassa: tähti liikkuu joko meistä poispäin tai meihin päin. Tähden nopeus paljastuu spektrissä tapahtuvasta spektriviivojen siirtymisestä (Doppler-ilmiö), joka on verrannollinen nopeuteen; mitä suurempi nopeus sitä suurempi siirtymä. Lisäksi siirtymän suunta kertoo meille mihin suuntaan tähti etenee meidän suhteemme. Jos tähti kulkee meistä poispäin, siirtymä on kohti pitempiä aallonpituuksia (punasiirtymä) ja jos tähti tulee meitä kohti, siirtymä on lyhempiin aallonpituuksia kohti (sinisiirtymä).

Gaian suuri tarkkuus tähtien sijaintimäärityksessä mahdollistaa tähtien liikkeen määrittämisen (ominaisliikkeen) taivaankannella. Mittaus ei kerro ainoastaan tähden suuntaa ja nopeutta, vaan se paljastaa myös mahdollisten eksoplaneettojen aiheuttaman huojunnan tähden keskimääräisen liikeradan suhteen.

Tähtien ominaisliikkeen löysi Edmund Halley vuonna 1718. Hän vertasi aikansa tähtien paikkoja pari tuhatta vuotta vanhaan Hipparchosin tähtiluetteloon ja havaitsi, että jotkin kirkkaat tähdet olivat siirtyneet paikoiltaan. Suurin ominaisliike on Barnadin tähdellä, joka vaeltaa muiden tähtien suhteen peräti 10,3 kaarisekuntia vuodessa. Vauhti on sen verran kova, että Kuun halkaisijan verran (0,5°) kulkemiseen kuluu aikaa vain noin 174 vuotta.

Kaikki edellä kerrotut tähtien liikkeistä kertova mittausdata paljastaa tutkijoille paljon tähtien liikkeestä Linnunradassa ja Auringon liikkeestä lähitähtien suhteen. Tokihan osa näistä tiedoista jo tunnetaan, mutta Gaian mittaukset siirtävät pilkunpaikkaa merkittävästi tarkempaan suuntaan ja tarkasti tunnetun alueen laajenemista valtavasti.

Huomautukset

[1] Gaian tehtävästä voit lukea blogiartikkelini ”Miljardintähden tähtiluettelo”

[2] Keskipakoisvoima on näennäinen voima, joka syntyy kappaleeseen sen liikkuessa pakotettua kaarevaa rataa pitkin. Perimmäinen syy keskipakovoiman syntyyn on massan hitaus, sillä jos pakottava voima yhtäkkiä poistuisi, kappale jatkaisi matkaansa suoraan samalla nopeudella kuin mitä sen kehävauhti oli ennen pakottavan voiman katoamista.

Tavallisin keskipakoisvoiman ilmenemismuoto on esimerkiksi naruun kiinnitettyä esinettä pyöritettäessä. Tällöin pakottavana voimana on naru ja keskipakovoima ilmenee narun jännitystilana. narun jännitys kohdistaa kappaleeseen yhtä suuren mutta vastakkaisen voiman kuin kappaleeseen kohdistuva keskipakoisvoima on.  Gaian tapauksessa ”naru” on Auringon ja maapallon yhdessä muodostama gravitaatiokenttä. 

[3] Voit havainnollistaa parallaksin synty itsellesi siten, että ojennat kätesi ja yhden sormen sekä suljet toisen silmäsi. Tällöin näet sormesi jonkin taustalla olevan kohteen kohdalla. Pidä sormesi samassa paikkaa ja vaihda katseluun käytettyä silmää. Tällöin sormesi paikka taustaan nähden näyttää siirtyneen.