Avoimet tähtijoukot

Perseuksen kaksoisjoukko (NGC 869 ja 884) on hieno kiikari
kohde. Kuva Wikimedia Commons.

Teksti Kari A. Kuure

Avoimet tähtijoukot ovat tähtienvälisestä kaasu- ja pölypilvestä muotoutunut tähtijoukko. Yhdessä joukossa voi tavallisesti olla tähtiä muutamasta kymmenestä muutamaan sataan, mutta on olemassa joitakin joukkoja, joissa on useita tuhansia tähtiä. Massiivisin tunnettu joukko on Westerlund 1^[1], jonka massaksi on arvioitu 63 000 auringonmassaa (ja noin 100 000 tähteä). 

Linnunradasta tunnetaan noin 1100 avointa joukkoa mutta niiden todellisen määrän arvioidaan olevan noin 10 000. Selitys on yksinkertainen, sillä emme kykene havaitsemaan Linnunradan kierteishaarojen peittämiä joukkoja. Tunnetut avoimet joukot sijaitsevat yleensä Linnunradan kierteiden tasossa tai ainakin hyvin lähellä sitä. Suurimmat poikkeamat galaksimme kierteiden tasosta on vain noin 180 valovuotta.

Muodostuminen ja kehittyminen

Avoimet tähtijoukot, kuten kaikki muutkin tähdet ovat syntyneet tähtivälisessä avaruudessa olleesta (molekyylisestä) kaasu- ja pölypilvestä. Joukon tähdet ovat syntyneet suunnilleen yhtä aikaa.  Tähtien muodostuminen alkaa, kun pilven molekyylitiheys ylittää 10 000 molekyyliä kuutio senttimetrissä. Ennen tähtien syntymistä pilvi pysyy tasapainossa (luhistumatta) magneettikenttien, virtausten turbulenttisuuden ja pyörimisen vaikutuksesta.

Tasapainotila on hyvin herkkä ja melkein mikä tahansa ilmiö voi käynnistää pilven luhistumisen ja tähtien tiivistymisen. Pilven läheisyydessä on voinut räjähtää supernova, jonka jäännösten törmätessä pilveen se aiheuttaa luhistumisen. Muita luhistumisen aiheuttavia tapahtumia voi olla lähitähden ohitus tai vaikkapa vaeltavan planeetan tunkeutuminen pilveen. Tähtien muodostuminen voi käynnistyä myös ilman ulkoista syytä.

Luhistuvaan pilveen syntyy useita kymmeniä tai satoja tiivistymisytimiä, joista myöhemmin muodostuu tähtiä.  On kuitenkin huomattava, että aivan koko pilvi ei luhistu, vaan ainoastaan 1–10 % pilven tilavuudesta. Kaiken kaikkiaan 30–40 % pilven massasta voi päätyä tähtiin, lopun materian jäädessä edelleen avaruuteen.

Pilven luhistumisessa vapautuu lämpöä. Jos näin ei tapahtuisi, luhistuminen päättyisi hyvin nopeasti ja tähtiä ei syntyisi.  Luhistumisen tuloksena syntyy laaja kirjo tähtiä, joista osa on massiivisia. Ne tunnetaan OB-tähtinä, syntyneiden tähtien spektriluokan mukaan. Nämä tähdet säteilevät synnyttyään voimakkaasti uv-sätelyä, joka ionisoi vielä avaruudessa olevan molekyylisen vedyn, josta syntyy H II alueita. Ionisoitunut vety säteilee punaista valoa, joka on hyvin tuttu monista kauniista sumukuvista jokaiselle meistä.

Tähtien voimakkaalla säteilyllä on toinenkin vaikutus: valon paine. Se työntää jäljelle jääneen kaasun äänennopeudella kauas avaruuteen.  Joukossa olevien massiivisten tähtien ikä pääsarjassa on vain joitakin miljoonia vuosia ja eipä aikaakaan, kun ensimmäiset niistä räjähtelevät supernovina (tyyppi 2).

Tiivistyvät tähdet syntyvät samasta kaasu- ja pölypilvestä. Tämä tarkoittaa sitä, että syntyvien tähtien metallipitoisuus^[2] on kaikilla sama. Tämä auttaa määrittämään joukkoihin kuuluvat tähdet, joista jotkut voivat olla suhteellisen kaukana muusta joukosta.

Muutaman miljoonan vuoden kuluessa kaikki tähtiin sitoutumaton kaasu ja pöly ovat päätynyt ympäröivään avaruuteen valonpaineen ja supernovien vaikutuksesta. Tähtien muodostumien päättyy viimeistään tässä vaiheessa. Näin ollen tähtien muodostuminen on hyvin lyhytaikainen ilmiö, joten voimme pitää joukon kaikkia tähtiä saman ikäisinä.

Vaikka avoimen tähtijoukon tähdet syntyvät yhdessä, on niiden keskinäinen gravitaatio kuitenkin sen verran vähäistä, että joukko hajoaa ennemmin tai myöhemmin, viimeistään siinä vaiheessa kun ylijäänyt kaasu on poistunut avaruuteen. Näkemissämme tähtijoukoissa on enää jäljellä vain rippeet niissä syntyneistä tähdistä, esimerkiksi Seulasten arvioidaan menettäneen jo tässä vaiheessa 2/3 alkuperäisestä tähtimäärästä. Tähtijoukosta poistuneista tähdistä tulee Linnunradassa kiertäviä tähtiä.

Ei ole mitenkään harvinaista, että kaksi avointa tähtijoukkoa syntyy samaan aikaan yhdestä isosta kaasu- ja pölypilvestä. Tällainen esimerkki on Perseuksen kaksoistähtijoukko ja Hyadit ja Praesepe ovat tällaisia kaksoisjoukkoja. Jälkimmäiset ryhmät näyttävät syntyneen noin 625 miljoonaa vuotta sitten samasta pilvestä. Tällaisia kaksoisjoukkoja tunnetaan hieman yli kymmenen Linnunradassa mutta niitä lienee todellisuudessa kymmenkertainen määrä.

Linnunradan ulkopuoleltakin on löydetty joitakin kaksoistähtijoukkoja. Esimerkiksi Suuressa Magellanin pilvessä ovat joukot Hodge 301 ja R136, jotka ovat syntyneet Tarantula sumusta. Supernova SN1987A sijaitsi myös tässä sumussa.

Rakenne ja luokittelu

NGC265 on näyttävän näköinen avoin tähtijoukko Suuressa
Magellanin pilvessä. Kuva Wikimedia Commons.

Useimpien avoimien tähtijoukkojen ytimessä on suhteellisen tiivis ydin, jonka halkaisija on vain 3–4 valovuotta. Ydintä ympäröi paljon laajempi harvakseltaan tähtiä sisältävä vyöhyke, joka ulottuu 20–30 valovuoden etäisyyteen tai jopa laajemmalle. Ytimen tähtitiheys on noin 1,5 tähteä kuutiovalovuodessa (vv³), kun se Auringon ympäristössä on 0,003 vv³.

Nuoriin avoimiin tähtijoukkoihin liittyy usein sumu. Se on tähdet synnyttäneen kaasu-ja pölypilven jäänne, joka ei vielä ole ehtinyt hajota kokonaisuudessaan avaruuteen. Sumu on usein heijastussumu (Seulaset) mutta siinä voi olla myös osia ionisoituneesta vedystä (HII-alueet). Ionisoituneen vedyn vyöhyke riippuu kirkkaiden tähtien säteilyvoimakkuudesta ja pölyn etäisyydestä tähtiin. Seulasissa H II alueita ei ole havaittu.

Avoimet tähtijoukkojen luokittelu alun perin sveitsiläisen tähtitieteilijän Robert Trumpler’in (1886–1956) käsialaa vuodelta 1930. Hänen luokittelujärjestelmän perustuu kolmeen tekijään, joista ensimmäinen joukon tiivistymisastetta verrattuna ympäröivään tähtijoukkoon. Tämä arvo ilmaistaan roomalaisilla numeroilla I–IV (voimakas – heikko tiivistymä). Toinen parametri on kirkkaiden tähtien alueen koko ja arvot ovat 1,2 ja 3 (pienestä suureen). Kolmas parametri on kirkkaiden tähtien runsaus, joka ilmaistaan kirjaimilla p, m ja r (vähän, keskimääräinen ja runsas tähtinen). Jos tähtijoukkoon liittyy sumu, niin se ilmaistaan n-kirjaimella.

Luokittelu esimerkiksi Seulasten joukolle on I3rn ja suomeksi tulkittuna, Seulaset on voimakkaasti keskittynyt, kirkkaita tähtiä on runsaasti ja ne ovat sijoittuneet laajalti ja joukossa on sumu. Hyadit puolestaan on tyypiltään II3m, suomeksi jotain sellaista, että joukko on jonkin verran hajonnut, kirkkaita tähtiä on laajalti ja tähtiä on jonkin verran. Luokittelu ei ainakaan ”auki kirjoitettuna” tunnu kovinkaan tarkalta.

Tähdet

Avoimien joukkojen kirkkaimmat tähdet ovat yleensä hyvin nuoria OB-luokan tähtiä. Niitä voi olla melkoisen runsaasti mutta joukot ei kuitenkaan koostu pelkästään niistä, sillä tähtijoukoissa on aivan tavallisia tähtiä. Vanhemmissa tähtijoukoissa on myös keltaisia (Auringonkaltaisia) tähtiä ja joissakin erityisissä joukoissa punaisia superjättiläisiä.   

Jotkut joukkojen (avoimien kuin pallomaisten) tähdistä näyttävät olevan paljon nuorempia kuin muut tähdet. Pallomaisissa joukoissa tämä ei ole mikään ihme, sillä tiheässä ytimessä tapahtuu tähtien yhteentörmäyksiä ja tuloksena on sinisiä vaeltajia (blue stragglers). Avoimissa joukoissa tähtitiheys ei kuitenkaan pysty selittämään niiden olemassa oloa, vaikka tähtien keskinäisiä vuorovaikutuksia (gravitaatio) tapahtuukin runsaasti. Niinpä selitykseksi on tarjottu kaksoistähtien yhteensulautumista.

Avoimissa tähtijoukoissa on myös ruskeita kääpiöitä, siis tähtiä, joiden massat ovat liian vähäisiä mahdollistaakseen ytimissä tapahtuvan ydinfuusion. Ruskeita kääpiöitä voi olla runsaastikin, mutta niiden yhteenlaskettu kokonaismassa on hyvin pieni osa joukon kokonnaismassasta.

Yksi erityinen piirre avoimissa joukoissa vielä on. Niissä ei näyttäisi olevan valkoisia kääpiötähtiä.  Ilmeisesti niiden puute selittyys sillä, että tähtien saavuttaessa punaisen jättiläistähtivaiheen, niiden laajentunut kuorikerros ei olekaan symmetrinen ja syntyvät valkoiset kääpiöt saavat luhistuessaan vähäisen liike-impulssin ja sen vaikutuksesta valkoiset kääpiöt poistuvat avoimesta joukosta.

Mielenkiintoisia tähtijoukkoja havaittaviksi

Monet avoimet tähtijoukot ovat hyviä kiikari tai kaukoputki kohteita. Messierin luettelossa on 26 avointa joukkoa, joista on helppo valita havaittavat kohteet. Kirjassa Henriksson –Mäkelä: Messierin kohteet on annettu runsaasti tietoa kohteiden ominaisuuksista, joten sitä voi käyttää ensimmäisenä lähdeteoksena aloittaessa avoimien tähtijoukkojen havainnointia.

Seulaset (M45) on varmaankin tähtitaivaan tunnetuin avoin
joukko. Kuva Wikimedia Commons.

Seulaset on kaikkien tuntema avoin tähtijoukko. Sillä on useita nimiä suomenkielisen lisäksi. Se tunnetaan myös englanninkielisestä nimestään Plejadit (Plejads), kreikkalaisen taruston mukaan ne tunnetaan Seitsemänä sisaruksena ja tietysti Messier luettelon mukaan M45. Tähtijoukkoa on myös luultu (virheellisesti) Pikku Otavaksi. Suomalaisilla on tähtijoukolle ollut myös muita nimiä kuten Väinämöisen virsu, tai Väinämöiset. Ehkä hauskin nimitys on Paukkusen tasku; olisiko Paukkusen taskuissa ollut reikiä yhtä monta kuin kirkkaita tähti on Seulasissa.

Historiallisesti Seulaset on tunnettu jo antiikin Kreikassa, jossa ne mainitaan Homeroksen päätyöksi muotoutuneessa Ilias ja Odysseus -teoksessa. Tarun mukaan Orion jahtasi seitsemää kuvan kaunista sisarusta. Nuoret neidot eivät kuitenkaan pitäneet (metsästäjänä tunnetusta) Orionista, jonka sinnikkyys valloitusyrityksissään muuttui aina vain kiusallisemmaksi. Lopulta Orion juotti yhden neidoista, Meropen, humalaan ja epäonnistuttuaan jälleen kerran viettely-yrityksessä raiskasi tämän.

Tämän jälkeen neidot kääntyivät Zeuksen puoleen pyytäen suojelusta pahemman kohtalon estämiseksi. Zeus suostuikin neitojen pyyntöön ja muutti heidät kyyhkyiksi ja sijoitti parvena taivaalle. Tämä ilmeisesti tapahtui kuitenkin vasta myöhemmin, sillä Meropen tiedetään ottaneen miehekseen tavallisen kuolevaisen, ja tästä syystä hänen nimeään kantava tähti on suhteellisen himmeä (M_v=4,17).

Sisarukset ja Seulasten tähdet ovat: Alcyone, Sterope, Celaino, Electra, Maia, Merope ja Taygete. Sisarukset ovat saaneet seurakseen myös vanhempansa, jotka ovat tähdet Atlas (isä, myyttinen taivasta kannatteleva titaani) ja Pleione (äiti).

Seulasten etäisyys on 440 valovuotta, halkaisija 14 valovuotta, joukon massa on noin 800 auringonmassaa ja ikä noin 100 miljoonaa vuotta. Joukko hajoaa hiljalleen kokonaisuudessaan noin 150 miljoonan vuoden kuluessa. Kaikki nimetyt tähdet ovat B-spektriluokan tähtiä, lukuun ottamatta 24 Tauri (A0 V) ja 26 Tauri (F0) -tähtiä. Joukkoon kuuluu noin 25 % ruskeita kääpiöitä, mutta niiden yhteenlaskettu massa on vain noin 2 % kokonaismassasta.

Seulasten joukosta otetuissa valokuvissa nähdään tähtien ympäristössä myös sinisenä hohtava sumu. Se on tähtien muodostumisen aikana ylimääräiseksi jäänyttä pölyä ja kaasua. Pöly sijaitsee tähdistä sen verran etäällä, että tähtien uv-valo ei pysty ionisoimaan molekyylistä vetyä. Niinpä pölyhiukkasten heijastama valo näkyy sinisenä utuna.

Seulaset on parhaimmillaan kiikareilla havaittuna. Kiikarin valokeräyskyky tuo havaitsijan nähtäväksi runsaasti himmeämpiä tähtiä, jotka eivät paljain silmin erotu. Kiikarin laaja kuvakenttä myös tekee oikeutta joukon rakenteelle, tuoden sen kokonaisuudessaan näkyville. Kaukoputken kapea kuvakenttä mahdollistaa vain erillisten tähtien näkemisen, mutta ei koko joukkoa yhdellä kertaa.

Heijastussumusta yleensä kiikarihavaitsija ei näe jälkeäkään, mutta kerrotaan kuitenkin, että hyvin selkeissä olosuhteissa Meropen ympäriltä sumun voisi nähdä.

Hyadit on Härän tähdistön hyvin avoin jokko.
Kuva Wikimedia Commons.

Hyadit sijaitsee Härän tähdistössä Aldebaranin lähellä. Aldebaran ei kuitenkaan kuulu joukkoon, sillä sen ominaisliike poikkeaa liian paljon avoimen joukon ominaisliikkeestä ja tähti on paljon lähempänä meitä kuin joukon tähdet.  Aldebaranin etäisyys on 65,1 valovuotta ja Hyadeihin kuuluvien tähtien etäisyys on noin 146–163 valovuotta, keskiosa 151 valovuotta.

Joukkoon kuuluu noin 300 tähteä, joista vain harva näkyy paljain silmin. Perinteisen käsityksen mukaan paljain silmin näkyviä tähti on vain viisi, mutta kokemus osoittaa niitä näkyvän ainakin 15. Kiikarilla voi nähdä pimeässä paikassa noin 130 tähteä, ja isohkolla tähtikiikarilla vielä enemmän.

Hyadien iäksi arvioidaan noin 625 miljoona vuotta. Joukon ydin on suhteellisen tiivis, sen säde on 17,6 valovuotta, ja koko halkaisija 65 valovuotta. Joukon massa on noin 400 auringonmassaa. Näennäinen halkaisija on 330 kaariminuuttia eli noin 6,5 astetta.

Hyadien joukkoon liittyy läheisesti Hyadien virtana tunnetut tähdet. Virtaan kuuluvat tähdet näyttä liikeratansa perusteella ja metallipitoisuutensa perusteella kuuluvan Hyadin ja Praesepen assosiaattioon. Ne näyttävät syntynee samasta kaasu-ja pölypilvestä.

Praesepe (M44) on helposti tunnistettava avoin tähtijoukko.
Kuva Wikmedia Commons.

Praesepe sijaitsee Kravussa noin 600 miljoonan valovuoden etäisyydellä. Joukon ikä on Hyadien kanssa sama eli 625 miljoona vuotta. Joukon näennäinen koko on 95 kaariminuuttia ja massa noin 600 auringonmassaa. Joukko tunnetaan myös M44 ja NGC 2632 luettelotunnuksilla. Tähtijoukko tunnetaan myös nimellä Beehive eli ”Mehiläispesä”.

Praesepen kirkkaimmat tähdet (yksitoista) ovat joukon keskustassa ja himmeämmät ja samalla vähemmän massiiviset tähdet muodostavat joukon halon. Ytimen säde on noin 11,4 valovuotta ja joukon halkaisija noin 80 valovuotta. Joukossa on noin 1000 tähteä. Auringonkaltaisia, spektriluokiltaan F, G ja K niistä on noin 30 % ja 68 % M-luokan punaisia kääpiöitä. Kirkkaita A-luokan tähtiä on 2 %. Viidestä kirkkaimmasta jättiläistähdestä neljä on spektriluokaltaan K0 III ja viides on G0 III. Ruskeita kääpiöitä ei joukossa näyttäisi olevan kovinkaan montaa.

Kahden auringonkaltaisen tähden kiertoradoilta on löydetty eksoplaneetat. Planeetat ovat Pr0201b ja Pr0211b. Havaintojen mukaan kyseiset planeetat ovat ns. kuumia jupitereita, sillä niiden massa on jättiläisluokkaa ja ne kiertävät tähteään hyvin lähellä. Löytö on vuodelta 2012.

Huomautukset

[1] Sijaitsee Alttarin tähdistössä. ja siinä on muissa avoimissa joukoissa harvinaisia hyperjättiläisiä (6 tähteä), punaisia superjättiläisiä (4 tähteä), 24 Wolf-Rayet-tähteä ja kirkkaita sinisiä muuttujia. Tietysti joukossa on OB-superjättiläisiä ja harvinainen röntgenpulsari CXO J164710.2-455216 (hitaasti pyörivä neutronitähti), kaikki nämä tavallisten tähtien lisäksi.

[2] Metallipitoisuudella tarkoitetaan muiden alkuaineiden kuin vedyn ja heliumin pitoisuutta tähdissä.