Planetaariset sumut

Tomi Hyvönen

Ensimmäiset havainnot planetaarisista sumuista tehtiin yli 200 vuotta sitten. Vuonna 1764 ranskalainen tähtitieteilijä Charles Messier katseli taivasta Ketun tähdistön suuntaan ja huomasi omien sanojensa mukaan ”sumun ilman tähteä”. Havaitsemansa kohde oli numero 27 hänen pitämässään sumumaisten kohteiden luettelossa. Nykyisin kyseinen sumu tunnetaan nimellä Nostopainosumu M27.

Nostopainosumu kuvattuna Tampereen Ursan tähtitornilta. Kuva © Markku Lintinen.

Innokkaana komeettojen etsijänä Messier piti listaa sumumaisista kohteista, jotta hän ei luokittelisi niitä epähuomiossa komeetoiksi. Messierin kuuluisasta sumumaisten kohteiden luettelosta vuodelta 1781 löytyy neljä planetaarista sumua. Messier ei tosin itse kyseistä nimeä käyttänyt, vaan se on peräisin hänen aikalaiseltaan hannoverilais-brittiläiseltä tähtitieteilijältä William Herscheliltä. Kaksoistähtiä kaukoputkellaan havainnoidessa Herschel löysi Vesimiehen tähdistöstä sumumaisen kohteen vuonna 1782. Sumu tunnetaan nykyisin Saturnus-sumuna (NGC 7009).

Sumua muistuttavia kohteita löytyi lisää. Koska ne näyttivät huomattavan paljon Herschelin vuonna 1781 löytämältä Uranus-planeetalta, hän nimesi ne planetaarisiksi sumuiksi. Nimeämiseen saattaa olla oma osansa myös ranskalaisella tähtitieteilijällä Antoine Darquier de Pellepoixilla. Hän havaitsi Lyyran rengassumua vuonna 1779 ja kuvaili sitä Jupiterin kokoiseksi ja kaltaiseksi.

Oli nimen antajana kuka tahansa, planetaarinen sumu terminä on vaatimattomasti sanoen erittäin epäonnistunut, koska kohteilla ei todellisuudessa ole mitään tekemistä planeettojen kanssa. Annettakoon se kuitenkin havaitsijoille anteeksi, koska kaukoputken läpi ne varmastikin muistuttivat olemukseltaan ja värisävyltään planeettoja. Valitettavasti planetaaristen sumujen todellinen fysikaalinen luonne jäi herroille arvoitukseksi. Planetaaristen sumujen arvoituksen ratkaisua piti odottaa aina 1900-luvun alkuvuosikymmenille saakka.

 
Merkittävä harppaus planetaaristen sumujen ymmärtämisessä saavutettiin vuonna 1864, kun brittiläinen William Huggins havaitsi planetaarisen sumun NGC 6543 (Kissansilmäsumu) spektrin. Hän havaitsi spektrissä vain emissioviivoja. Hän päätteli, että kohde ei voinut muodostua tähdistä, vaan sen täytyi olla kaasua. Emissioviivojen aallonpituudet eivät kuitenkaan vastanneet tunnettujen alkuaineiden aallonpituuksia, joten sumun ajateltiin koostuvan uudesta alkuaineesta nebuliumista.

Kissansilmäsumu NGC 6543. Kuva Wikimedia Commons.

Oman osansa planetaaristen sumujen ymmärtämiseksi antoi myös aikansa kuuluisin tähtitieteilijä Edwin Hubble vuonna 1922. Hän havaitsi korrelaation sumun koon ja keskustähden välillä. Tästä hän päätteli, että sumun energia on peräisin keskustähdeltä.

Hollantilainen tähtitieteilijä Herman Zanstra kehitti vuonna 1927 edelleenkin Zanstra-menetelmänä tunnetun tavan mitata keskustähden lämpötila vedyn Hb -viivan avulla. Zanstra huomasi keskustähden olevan huomattavasti kuumempi kuin tavalliset tähdet.

Vuonna 1928 yhdysvaltalainen Ira Bowen tunnisti planetaarisen sumun spektrin emissioviivat ionisoituneiden typen ja hapen viivoiksi [NII], [OII], [OIII]. Nebulium joutui tieteen roskakoriin. Viivoja oli vaikea tunnistaa, koska kyseiset viivat havaitaan vain, kun kaasu on hyvin harvaa. Tällaista kaasua laboratoriossa ei ollut, eikä ainakaan toistaiseksi ole mahdollista saada aikaan. Yleisesti kirjallisuudessa tällaisia hyvin harvan kaasun spektriviivoja kutsutaan kielletyiksi viivoiksi. Kiellettyjä ne eivät ole, maanpäällisissä olosuhteissa erittäin vaikeasti havaittavia kyllä.

Valkoiset kääpiöt

Nykyisin tiedetään, että planetaarisen sumun energialähteenä toimii sumun sisällä oleva noin auringonmassaisen (M_⊙)tähden jäänne, valkoinen kääpiö. Ensimmäisen havainnon valkoisesta kääpiöstä teki saksalainen tähtitieteilijä Friedrich Bessel vuonna 1844. Hän huomasi tähtitaivaan kirkkaimman tähden Siriuksen liikkuvan taivaalla siten, kuin jokin näkymätön seuralainen vaikuttaisi painovoimallaan sen liikkeeseen.

Sirus B on maapallon koinen tähti. Kuva Wikimedia Commons.

Vastaavanlaisen pimeän seuralaisen olemassaolon Bessel havaitsi myös Procyonin kohdalla. Siriuksen pimeä seuralainen, tuttavallisemmin nimeltään Sirius B, löydettiin kuitenkin vasta vuonna 1862. Amerikkalainen tähtitieteilijä Alvan Clark havaitsi visuaalisesti himmeän sinertävän seuralaisen Siriuksen lähellä. Havainto oli hämmästyttävä ja herätti ansaitusti suurta huomiota. Sirius B:n massaksi oli Keplerin lain perusteella arvioitu noin 0,8 M_⊙. Seuralaisen kirkkaus oli kuitenkin huomattavan paljon pienempi kuin massan perusteella voisi olettaa.

Merkittävä edistysaskel valkoisten kääpiöiden fysiikassa saavutettiin vuonna 1914, kun yhdysvaltalainen Walter Adams mittasi Sirius B:n spektrin. Spektri muistutti taivaalla kirkkaana loistavan Siriuksen spektriä. Sirius B:n spektri näytti olevan noin 8 000 K lämpötilassa olevan valkoisen tähden spektri. Havainto vahvisti kyseessä olevan kuuma, mutta poikkeuksellisen himmeä tähti. Olettaen seuralaisen säteilevän mustan kappaleen tavoin Sirius B:n säteeksi arvioitiin ~19 000 km. Nykyinen arvio säteelle on noin neljä kertaa pienempi. Havainnot eivät sopineet sen ajan tähtimalleihin, joiden mukaan kuuman tähden tulisi olla myös kirkas. 

Iloinen 20-luku toi helpotusta ongelmaan. Fysiikan teoriat, erityisesti kvanttimekaniikka, olivat kehittyneet riittävästi, jotta vuonna 1926 englantilainen fyysikko Ralph Fowler pystyi soveltamaan siihen aikaan uutta Fermi-Dirac -kvanttistatistiikkaa. Fowler esitti, että kuumat himmeät kohteet ovat degeneroituneita suunnilleen auringonmassaisia tähtiä.

 
Degeneroitunutta tähteä ei pitänyt kasassa normaalin tähden tapaan kuuman kaasun paine, vaan degeneroituneen elektronikaasun paine. Elektronikaasu mahdollisti sen, että materiaali pystyi puristumaan muutaman tuhannen kilometrin kokoiseen tilavuuteen. Vaikka degeneroituneet kohteet ovat kuumia, niiden kirkkaus on pieni, koska ne ovat kooltaan pieniä. Tällaisen kappaleen massa näytti havaintojen mukaan olevan ~1 M⊙, joten kappaleen tiheys on hyvin suuri. Näin ollen valkoisen kääpiön keskimääräinen tiheys on ~1 000 kg/cm3. Brittiläinen tähtitieteilijä Sir Arthur Eddington kirjoitti Sirius B:stä kirjassaan The Internal Constitution of the Stars vuonna 1926, että ”...tähti, joka painaa Auringon verran, mutta on paljon pienempi kuin Uranus”. 

Suppean suhteellisuusteorian huomioon ottaen intialainen fyysikko Subrahmanyan Chandrasekhar osoitti vuonna 1931, että valkoisen kääpiön massan yläraja on  ~1,4 M_⊙. Tätä rajaa kutsutaan valkoisen kääpiön Chandrasekharin rajaksi. Jos valkoisen kääpiön massa ylittää Chandrasekharin massan, elektronikaasun paine ei enää pysty vastustamaan painovoimaa ja valkoinen kääpiö luhistuu neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi. 

Nykyisessä kosmologisessa standardimallissa massarajan ylittävillä valkoisilla kääpiöillä on hyvin merkittävä rooli. Näiden supernovina (SN Ia) räjähtävien valkoisten kääpiöiden avulla yhdysvaltalaiset Adam Riess ja Saul Perlmutter kollegoineen havaitsivat vuonna 1998 maailmankaikkeuden laajenemista hallitsevan tällä hetkellä pimeä energia. Olkoon se kuitenkin toisen tarinan aihe.

Tähdestä valkoiseksi kääpiöksi

Planetaariset sumut ovat kevyiden (0,5 < M_⊙ < 8) tähtien kehityskaaren päätepiste. Tähden tiivistyttyä pöly- ja kaasupilvestä ns. pääsarjaan alkaa tähden loiston päivät vedyn fuusioituessa heliumiksi. Pääsarjassa tähti viettää rauhallista aikaa niin kauan, kuin on jokaiselle tähdelle massansa mukaan ennalta määrätty. Mitä raskaampi tähti sitä lyhyempi on sen pääsarjassa viettämä aika.

Vedyn loputtua ytimessä kaasun paine pienenee ja ydin alkaa kutistua ja kuumentua. Ytimen tiivistyessä tähden ulkokerros laajenee ja viilenee. Tähdestä tulee punainen jättiläinen. Lopulta lämpötila kutistuvassa ytimessä on kasvanut riittävästi  (~10⁸ K), jotta heliumin fuusio hiileksi ja hapeksi käynnistyy. Punainen jättiläinen alkaa kehityskaarensa lopussa sykkiä voimakkaasti. Tässä kehitysvaiheessa (Asymptotic Giant Branch, AGB) jopa yli puolet tähden massasta päätyy avaruuteen keskustähteä ympäröiväksi kaasukerrokseksi.

Aldebaran on kooltaan monikertainen Aurinkoon verrattuna. Kuva Wikimedia Commons.

Tämän jälkeen tähden ytimen kutistuminen pysähtyy. Lämpötila ei nouse riittävästi, jotta raskaammat alkuaineet fuusioituisivat. Tähden energiantuotanto loppuu. Ydintä pitää kasassa degeneroituneen aineen paine. Ydin on kutistunut hyvin kuumaksi (> 10⁵ K), muutaman tuhannen kilometrin kokoiseksi pääasiassa vedystä, heliumista, hiilestä ja hapesta koostuvaksi valkoiseksi kääpiöksi.

Kuuma tähden jäänne lähettää voimakasta lyhytaaltoista UV-säteilyä, joka virittää ympärillään olevan kaasukerroksen ja saa sen loistamaan kauniina kaasusumuna. Kuten ensimmäiset spektrihavainnot jo osoittivat, hehkuu kaasu vedyn, heliumin ja typen ansiosta kauniina monivärisenä planetaarisena sumuna. Sumun keskellä oleva valkoinen kääpiö jäähtyy hiljalleen miljardeja vuosia. Planetaarinen sumu on hyvin lyhyt vaihe tähden kehityskaaressa. Kaasu harvenee laajetessaan ja häipyy näkymättömiin muutamassa kymmenessä tuhannessa vuodessa.

Tähtiä, joista kehityskaarensa lopuksi tulee valkoinen kääpiö, on Linnunradassa reilusti yli puolet kaikista tähdistä. Valkoisia kääpiöitä on näin ollen hyvin runsaasti Linnunradassa. Niiden havaitseminen pimeän avaruuden kätköistä on kuitenkin vaikeaa niiden pienestä kirkkaudesta johtuen.

Planetaarisia sumuja tunnetaan Linnunradassa suhteellisen vähän, noin 3 000, johtuen planetaarisen vaiheen lyhyestä kestosta. Linnunradan planetaaristen sumujen kokonaismääräksi on arvioitu 10 000 – 20 000. Planetaarisia sumuja on havaittu myös useista muista galakseista aina Coman galaksijoukon etäisyydelle asti (~100 Mpc). Andromedan galaksista sumuja on havaittu ~4 000.

Muutaman miljardin vuoden kuluttua oman Aurinkommekin vetyvarastot alkavat käydä vähiin ja sen kehitys punaiseksi jättiläiseksi alkaa. Jonain kauniina päivänä saattaa myös maapallo päätyä laajenevan Auringon kuumaan kaasukehään. Tällöin maapallo kaikkine alkuaineineen omalta pieneltä osaltaan rikastuttaa Auringon kaasukehää.

Punaiseksi jättiläiseksi laajentuneen puhaltaessa ulkokerroksensa avaruuteen meissäkin tällä hetkellä olevat atomit pääsevät osaksi aineen kosmista kiertokulkua. Ehkäpä joskus kaukaisessa tulevaisuudessa tomumajamme atomit päätyvät kaasu- ja pölypilveen. Kuka tietää, vaikka kaasusta ja pölystä syntyisi uusia planeettoja ja niille tähtitaivaan kauneutta ihmetteleviä älykkäitä olentoja niistä samoista atomeista, joita kehossamme tällä hetkellä on. Tähtipölystä olet tullut ja tähtipölyksi olet (toivottavasti) jälleen palaava.