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.

Kerran elämässä: T Coronae Borealis kirkastuu lähiaikoina

”Kerran elämässä” tapahtuva toistuvan novan, T Coronae Borealis (T CrB), on ennustettu kirkastuvan aivan lähiaikoina, mahdollisesti jopa ennen syksyä. Tämä harvinaista tähtitieteellistä ilmiötä ei ole nähty vuoden 1946 jälkeen. Mistä siinä on kyse ja miten sitä voisi havaita?

Pohjankruunu (Corona Berealis) sijaitsee Karhunvartijan ja Herkuleen välissä. Kuva © Kari A. Kuure.

T CrB on kaksoistähtijärjestelmä, joka sijaitsee Corona Borealis -tähdistössä, noin 2 700 valovuoden etäisyydellä Maasta. Se koostuu punaisesta jättiläisestä ja valkoisesta kääpiöstä, jotka kiertävät toisiaan hyvin suppeilla radoilla. Yhteen kierrokseen kuluu aikaa vain 227,6 vuorokautta. Valkoisen kääpiön massa on lähellä Auringon massaa, mutta se on kooltaan vain Maan kokoinen. Se aiheuttaa voimakkaan vuorovesivoiman punaiseen jättiläiseen (massa noin2,6 M_☉). Punainen jättiläinen täyttää massansa mukaisen Rochen rajan, joten plasman on helppo poistua tähdestä. Valkoisen kääpiön luoma vuorovesivoima riistää materiaalia punaiselta jättiläiseltä, joka kertyy valkoisen kääpiön pinnalle.

Vuosikymmenten ajan paine ja lämpötila nousevat, kunnes kriittinen piste saavutetaan, sytyttäen termonukleaarisen (kuin vetypommissa) räjähdyksen, joka on nähtävissä Maasta tähden kirkastumisena. Tällaista kirkastumista kutsutaan novaksi. Räjähdyksessä valkoinen kääpiö menettää avaruuteen pinnalle kertyneen vetykerroksen, mutta muutoin tähti pysyy entisellään ja on valmiina uuteen massan keräykseen ja nova-ilmiöön, kun vetyä on kertynyt riittävästi tähden pinnalle.

Tänä vuonna T CrB:n odotetaan käyvän läpi tällaisen purkauksen, mahdollisesti tullen tämän sukupolven kirkkaimmaksi novaksi. T CrB:n viimeiset dokumentoidut purkaukset olivat vuosina 1866 ja 1946, saavuttaen magnitudit 2.0 ja 3.0. Historialliset kirjaukset viittaavat siihen, että tämä järjestelmä on purkautunut vuosisatojen ajan, mahdollisesti havaintoja on kirjattu aina vuodesta 1217 eaa. lähtien. T CrB:n 80-vuotinen sykli on hyvin dokumentoitu, ja sen vaiheet ovat ennustettavissa: vakaa jakso, jota seuraa ennen purkausta tapahtuva kirkkauden lasku, huipentuen näyttävään räjähdykseen.

Kirkastumista enteilevä himmeneminen havaittiin viime vuonna maaliskuussa. Jos tilanteen kehitys mene samalla tavalla kuin 1940-luvulla, kirkastuminen tapahtuu noin 1,1 vuotta himmenemisen jälkeen. Tämä tarkoittaa sitä, että odotettavissa oleva kirkastuminen voisi tapahtua tämän vuoden toukokuun jälkeen muutaman kuukauden aikana. Valitettavasti juuri tähän aikaan elämme täällä Suomessa valoisinta kesää, mutta jos kirkastuminen ei tapahdu vielä pariin kuukauteen, niin elokuun lopulla meillä voi olla erittäin hyvät mahdollisuudet ilmiön havaitsemiseen. Tutkijat uskovat kirkastumisen tapahtuvan viimeistään syyskuuhun mennessä.

T CrB:n odotettavissa oleva purkaus tarjoaa ainutlaatuisen tilaisuuden sekä ammattitähtitieteilijöille että harrastajille osallistua historialliseen havaintoon. Se toimii muistutuksena dynaamisesta ja jatkuvasti muuttuvasta maailmankaikkeudestamme, jossa tähdet syntyvät, elävät ja päättyvät näyttävästi elämänsä, vain edistääkseen kosmisen evoluution kiertoa.

Historia

T Coronae Borealis, tunnetaan myös nimellä ”Loistotähti” (Blace Star), on toistuva nova, joka on kiehtonut tähtitieteilijöitä ja taivaan tarkkailijoita vuosisatojen ajan. Sen historia on yhtä kiehtova kuin sen tuottamat taivaalliset tapahtumat.

Nykyaikana ensimmäisen kerran T CrB:n purkausta havainnoi irlantilainen tähtitieteilijä John Birmingham vuonna 1866. On kuitenkin uskottu, että tätä tähtijärjestelmää oli havaittu jo ennen sitä 10. magnitudin tähtenä. On myös kirjauksia, jotka viittaavat siihen, että T CrB:tä on mahdollisesti havaittu purkauksissa vuosina 1217 ja 1787.

Järjestelmän purkaukset eivät ole säännöllisiä, mutta niiden arvioidaan tapahtuvan suunnilleen joka 80. vuosi, viimeisin merkittävä purkaus kirjattiin vuonna 1946. Tämä epäsäännöllisyys lisää jännitystä ja mysteeriä T CrB:n ympärille, kun tähtitieteilijät ja harrastajat innokkaasti odottavat sen seuraavaa näytöstä. 80-vuotinen sykli on hyvin dokumentoitu, ja tähti noudattaa ennustettavaa kaavaa: vakaan olotilan jälkeen ennen purkausta tapahtuva kirkkauden lasku ja sitten dramaattinen kirkkauden kasvu.

T CrB:n tutkiminen ei ole vain yhden tapahtuman tarkkailua; se on vuosikymmeniä kestävän syklin ymmärtämistä ja sen aikana tapahtuvia muutoksia. Sen seuraavan purkauksen odotus on luonut kuhinaa tähtitieteellisessä yhteisössä, ja monet seuraavat tarkasti sen kirkkautta ja käyttäytymistä.

Tämä 80 vuoden sykli on kiinnostava, koska se tarjoaa ainutlaatuisen tilaisuuden tutkia tähtien välistä vuorovaikutusta ja tähtitieteellisiä prosesseja, jotka johtavat novan purkaukseen. T CrB:n syklin ymmärtäminen auttaa tähtitieteilijöitä paremmin ennustamaan tulevia tapahtumia ja tarjoaa arvokasta tietoa tähtien kehityksestä ja tähtitieteellisten ilmiöiden luonteesta.

Havaitseminen

T Coronae Borealis -tapahtuman havaitseminen on jännittävä kokemus, joka vaatii hieman suunnittelua ja kärsivällisyyttä. Tässä on muutamia vinkkejä, jotka auttavat sinua valmistautumaan tähän taivaalliseen näytökseen:

Kuvassa oikealla on Pohjankruunun tähtiä ja T CrB on merkitty Blace Star -merkinnällä. Jos käytössäsi on tietokoneohjattu kaukoputki, suunnista ensin epsilon Corona Borealikseen ja sen jälkeen T -tähteen. Kuva © Kari A. Kuure.

Tee ”kotitehtävät hyvin” ennen havaintoja: tutustua tähtikarttoihin tai käyttää tähtitieteellistä sovellusta, joiden avulla löydät Pohjan kruunun (Corona Borealis) -tähdistön, jossa T Coronae Borealis sijaitsee.

Normaalitilassa tähtien yhteinen kirkkaus on luokkaa 10^m, joten niiden näkemiseen tarvitaan kaukoputki. Kirkastumisen alettua kirkkaus voi kasvaa kirkkausluokkaan 2 vain muutamassa tunnissa. Saavuttaessaan suurimman kirkkautensa, nova on näkyvissä paljain silmin pimeässä paikassa. Valosaasteisilla alueilla (kuten Tampereella) on välttämätöntä käyttää vähintään kiikaria ja mahdollisesti valosaastesuodinta.

Novan kirkastuttua, se voi olla näkyvissä muutaman vuorokauden, enintään noin viikon verran. Jos kirkastuminen tapahtuu elokuussa, niin meillä voi olla hyvät mahdollisuudet novan näkemiseen, sillä hyvin usein elokuussa yöt ovat vielä kesäisen selkeitä. Parasta tietysti olisi, jos havainnon onnistuisi tekemään juuri kirkastumisen alkaessa tai viimeistää sen saavuttaessa maksiminsa.

Jos sinulla on mahdollisuus ottaa valokuvia, pidä huoli siitä, että kamerasi tai tietokoneesi kello on oikeassa ajassa. Jos kuvaustietokoneesi on oikeassa ajassa, niin myös sen kello on oikeassa ajassa muutaman sekunnin tarkkuudella. Vain oikealla ajalla varustettu havainto, esimerkiksi valokuvat, ovat tieteellisesti arvokkaita.

Luonnollisesti kaikki laitteesi pitää olla hyvässä toimintakunnossa ja kameroiden ja tietokoneen akut täyteen ladattu. Muista myös huurtumisen esto, elokuun yöt voivat olla lämpimiä mutta ne ovat samalla myös hyvin kosteita. Kosteus tiivistyy optisille (ja muille) pinnoille hyvin nopeasti, joten jos näin käy, niin kuvaukset loppuvat yleensä siihen. Hanki siis tiivistymistä ehkäiseviä sähköisiä lämmitinpantoja, jotka sopivat laitteisiisi.

Jos huomaat merkittäviä muutoksia T CrB:n kirkkaudessa, raportoi havaintosi American Association of Variable Star Observers:lle (Amerikan Muuttuvien Tähtien Tarkkailijoiden Yhdistykselle) AAVSO ja tietysti myös Taivaanvahtiin.  Tällä tavoin voit osallistua tärkeään tieteelliseen työhön.

Muista, että T Coronae Borealis -novan havaitseminen on ainutlaatuinen kokemus, joka tarjoaa mahdollisuuden yhdistää henkilökohtainen uteliaisuus ja tieteellinen tutkimus. Joten varustaudu, suuntaa katseesi taivaalle ja nauti tähtitieteellisestä seikkailusta!