Mitä tähdet tekevät?

Monen planeetan kotijärjestelmä poikkeaa selvästi omastamme. Planeetat kyllä kiertävät tähtiään rauhallisesti omilla radoillaan, gravitaation näkymättömän voiman vangitsemina mutta jotkin tähdet kohtelevat kiertolaisiaan kaltoin. Ne piiskaavat planeettojaan intensiivisellä säteilyllä, häiriköivät planeettojen kaasukehiä aggressiivisilla purkauksillaan ja voimakkaalla hiukkastuulella, ja toisinaan lopputuloksena on paljaaksi riisuttu planeetta, jonka koko kaasukehä on haihtunut avaruuteen tähden käsittelyssä. Selittävänä tekijänä on aika. Kaikki tähdet käyttäytyvät huonosti nuoruudessaan, ollessaan aktiivisia ja oikukkaita ja vasta asettuessaan pääsarjaan loistamaan stabiileina valon ja lämmön lähteenä jopa miljardeiksi vuosiksi.

Nuoruuden oikkuilusta kertovat nuorten tähtien valtaisat tähdenpilkut, jotka ovat purkauksien lisäksi helposti havaittavissa tarkkailemalla tähtien kirkkautta. Ne kertovat tähden pinta-aktiivisuudesta ja käyttäytymisestä ja niiden ymmärtäminen auttaa ennustamaan myös vanhempien, auringonkaltaisten ja -ikäisten tähtien fysiikkaa. Sitä työtä ryhdyin tekemään vuoden alusta Helsingin yliopiston tutkijana. Tilanne on minulle täysin uudenlainen. Aiemmin tähtien pinta-aktiivisuus on ollut se kohina, planeettahavaintoja hankaloittava häiriötekijä, jonka vaikutus piti pyrkiä eliminoimaan tai ainakin minimoimaan, jotta pienten planeettojen havaitseminen olisi mahdollista. Nyt se onkin itse tutkimuskohde — ja hyvin mielenkiintoinen sellainen.

Mutta tähtien havainnointi ja tutkiminen on suorastaan kirotun vaikeaa puuhaa. Jopa lähimmät tähtinaapurimme ovat niin kaukaisia avaruudessa loistavia plasmapalloja, että emme parhaillakaan teleskoopeilla erota niitä kuin pisteenä digitaalisessa valokuvassa. Sitä pistettä voidaan sitten tutkia määrittämällä sen kirkkaus peräkkäisinä ajanhetkinä, jollakin aallonpituuskaistalla, jotta saadaan käsitys tähden kirkkauden muuttumisesta ajan myötä. Toisinaan voimme mitata kirkkautta eri aallonpituuksilla, saaden tähden säteilyspektrin, joka antaakin informaatiota sen koostumuksesta ja pinnan fysiikasta ja kemiasta. Kirkkausmittaukset ovat kuitenkin helpoimpia tapoja saada tietoja tähdistä — ja usein ainoita käsillä olevia mittauksia, joista mielenkiinnon kohteena olevan tähden luonnetta pyritään selvittämään.


Nuorten tähtien pintoja täplittäviä valtaisia pilkkuja voidaan havaita tarkastelemalla tähtien kirkkauksien muutoksia. Tähtien pyöriessä, pilkut tulevat säännöllisesti näkyviin painuakseen taas tähden taakse. Ne ovat oikeastaan tähden pinnan alueita, jotka ovat aavistuksen ympäristöään viileämpiä ja näyttävät siksi tummilta, heikommin säteileviltä alueilta, vaikka ovatkin todellisuudessa kuumia nekin. Kaikki on suhteellista ja riippuu vahvasti siitä, mihin verrataan. Tiedämme, että mitä viileämpiä pilkut ovat ja mitä suurempia ne ovat pinta-alaltaan, sitä enemmän ne himmentävät tähtiä tarkkaillessamme niitä teleskoopeilla. Mutta himmenemiseen vaikuttaa myös pilkkujen paikka tähden pinnalla. Tilannetta on mahdollista simuloida tietokoneella (1) saaden aikaiseksi erilaisista pilkkujakautumista kertovia erilaisia valokäyriä (Kuva 1.).

Kuva 1. Erilaisia simuloituja tähdenpilkkujakautumia vastaavia kirkkauskäyriä. Kuva: R. Luger et al.

Koska kirkkausvaihtelut riippuvat tähdenpilkkujen jakautumasta tähden pinnalla, voidaan ajatella, että tarkkailemalla kirkkautta riittävän pitkään ja tarkasti voitaisiin arvioida pilkkujen jakautumaa tähden pinnalla. Asia ei kuitenkaan ole niin yksinkertainen. Käytännössä hiukan viileämmän pilkun aiheuttamaa himmenemistä on mahdotonta erottaa hiukan suuremman pilkun vastaavasta. Samoin useiden vierekkäisten pilkkujen tuottama himmeneminen vastaa yhden suuren pilkun aiheuttamaa himmenemistä. Kyseessä on niin kutsuttu ”huonosti asetettu” tilastollinen inversio-ongelma — saatavasta informaatiosta voi olla mahdotonta määrittää yksikäsitteisesti havaittavan järjestelmän ominaisuuksia, kuten kaukaisen tähden pinnan pilkkujakaumaa. Luonto kuitenkin tarjoaa yhden erinomaisen apuneuvon asian tutkimiseen. Se on differentiaalirotaatio.

Tähdet eivät pyöri kuten kiinteät kappaleet. Ne ovat fuusioreaktion tuottaman lämmön ja paineen vaikutuksesta omaa gravitaatiotaan vastustavia plasmapalloja, joiden pinta käyttäytyy monella tapaa kuin neste. Tähtien synnystä jäänyt pyörimisliike ei ole kokonaan vaimentunut kitkavoimien vaikutuksesta, joten nuorena vinhasti pyörineet tähdet kuten Aurinko ovat hidastaneet pyörimistään merkittävästi. Aurinko pyörähtää kerran 27 päivässä mutta nuoruudessaan sen pyörähdysaika on ollut vain parin päivän luokkaa. Koska pinta ei ole kiinteä, tähden kaikki osat eivät myöskään aivan pysy samalla tavoin vauhdissa mukana. Auringolle pinnan eri osien pyöriminen on sitä hitaampaa mitä kauempana ne ovat päiväntasaajasta. Siten eri latitudeilla sijaitsevat pilkut näyttävät liikkuvan hiukan eri nopeuksilla siirtyessään muun pinnan mukana Auringon kiekon editse. Sama ilmiö on olemassa muidenkin tähtien pinnoilla ja sitä kutsutaan differentiaalirotaatioksi, eli pyörimisen eroiksi eri etäisyyksillä päiväntasaajasta.

Havaitsijan silmiin näyttää siis siltä, kuin pilkut kiitäisivät tähden pinnalla eri vauhtia riippuen siitä kuinka kaukana ne ovat tähden päiväntasaajasta. Se auttaa määrittämään pilkkujen paikkaa tähden pinnalla pelkkien tähden kirkkaushavaintojen avulla. Mutta pilkkujen paikan määrittämisessä auttaa toinenkin tekijä: geometria. Tähden asento avaruudessa ja pilkun latitudi vaikuttavat siihen kuinka kauan pilkku on näkyvissä yhden pyörähdyksen aikana. On karkeasti kolme vaihtoehtoa. Ensinnäkin, pilkku voi olla näkyvissä jatkuvasti ollessaan lähellä tähden napa-aluetta, kun satumme katsomaan tähteä suunnilleen navan suunnasta. Silloin pilkku himmentää tähteään eri tavalla kierroksen eri vaiheissa mutta sen vaikutus näkyy jatkuvana. Toisessa tapauksessa pilkku voi olla näkyvissä osan aikaa pyörähtäen ajoittain piiloon tähden toiselle puolelle, jolloin aika jonka se viettää näkyvissä kertoo pilkun sijainnista tähden pinnalla. Viimeisenä vaihtoehtoja on, että pilkku on jatkuvasti piilossa, jolloin emme voi edes havaita sitä, koska se ei vaikuta tähdestä tulevaan valoon millään tavalla. Lisäksi pilkku heikentää tähden valoa sitä enemmän mitä keskemmällä näkyvää tähden kiekkoa se sijaitsee. Näillä tiedoilla valokäyristä voi saada määritetyksi tähtien pilkkujakautumia ja -karttoja.


Tähdenpilkkujen lisäksi myös planeetat jättävät jälkensä tähtien kirkkaushavaintoihin, jos ne vain sattuvat kulkemaan täsmälleen tähtensä pinnan editse meidän suunnastamme tarkasteltuna. Joka ratakierroksella sattuvat ylikulut himmentävät tähden havaittua kirkkautta säännöllisin väliajoin, parin tai korkeintaan muutaman tunnin ajaksi, jolloin tiedämme, että tähti ei ole yksin, vaan sillä on seuralasinaan pienempiä kiertolaisia. Ne vaeltavat radoillaan tähden pinnan ja siten sen tähdenpilkkukompleksien editse himmentäen tähteä aina suhteessa ylittämänsä tähden pinta-alueen kirkkauteen. Lopputuloksena, pilkkujen ja planeettojen yhteisvaikutus näkyy monimutkaisina kirkkausvaihteluina, joiden huolellisella tarkastelulla voidaan selvitää monenlaisia asioita liittyen tähden pintaan ja sen planeettakuntaan (Kuva 2.).

Kuva 2. TESS -avaruusteleskoopin havaintoja nuoren tähden HD 110082 kirkkaudesta. Monimutkaisia kirkkausvaihteluita selittää useiden tähdenpilkkujen jaksollisesti himmentävä vaikutus tähden pyöriessä, sekä tähden editse radallaan liikkuva lähes neptunuksenkokoinen planeetta HD 110082 b. Kuva: B. Tofflemire et al.

Tähdenpilkkujen vaikutukset tähtien havaittuihin kirkkauksiin eivät tietenkään ole rajoittuneet vain aktiivisiin, nuoriin tähtiin, vaan pilkkuja on vanhoillakin auringoilla. Niiden ymmärtäminen taas auttaa ymmärtämään tähtien fysikaalisia prosesseja ja havaitsemaan tehokkaammin pieniä ylikulkuja, vain promillen kymmenesosan himmenemiä, jotka aiheutuvat jaksollisesti maankaltaisten planeettojen kulkiessa tähtiensä editse. Uusien, tehokkaiden avaruusteleskooppien myötä tarvitaan samalla parempaa kykyä mallintaa tähtien itsensä käyttäytymistä, jotta voimme erottaa maapallojen aiheuttamat signaalit tähden pinnan kirkkausmuutoksista ja taustakohinasta.

Siinä riittää minullekin työsarkaa tuleviksi vuosiksi.

Lähteet

  1. Luger et al. 2021. Mapping stellar surfaces II: An interpretable Gaussian process model for light curves.
  2. Tofflemire et al. 2021. TESS Hunt for Young and Maturing Exoplanets (THYME). V. A Sub-Neptune Transiting a Young Star in a Newly Discovered 250 Myr Association. The Astronomical Journal, 161, 171.

Avainsanat: , , ,

About Mikko Tuomi

Tähtitieteilijä, tutkija, Proxima b:n, Barnard b:n ja kymmenien muiden planeettojen löytäjä. Tähtisumusta tehty.

Vastaa

Täytä tietosi alle tai klikkaa kuvaketta kirjautuaksesi sisään:

WordPress.com-logo

Olet kommentoimassa WordPress.com -tilin nimissä. Log Out /  Muuta )

Twitter-kuva

Olet kommentoimassa Twitter -tilin nimissä. Log Out /  Muuta )

Facebook-kuva

Olet kommentoimassa Facebook -tilin nimissä. Log Out /  Muuta )

Muodostetaan yhteyttä palveluun %s

%d bloggaajaa tykkää tästä: