Oppimistavoitteet
Tämän jakson lopussa osaat:
- Erottelemaan populaatio I- ja populaatio II-tähdet niiden sijainnin, liikkeiden, raskaiden alkuaineiden runsauksien ja iän perusteella
- Erittelemään, miksi galaksin vanhimmat tähdet ovat köyhiä vetyä ja heliumia raskaampien alkuaineiden suhteen, kun taas Auringon kaltaiset tähdet ja vielä nuoremmat tähdet ovat tyypillisesti rikkaampia näissä raskaissa alkuaineissa
Luvun ensimmäisessä osassa kuvailimme ohutta kiekkoa (thin disk), paksua kiekkoa (thick disk) ja tähtihaloa. Katso takaisin edelliseen jaksoon ja huomaa joitakin kuvioita. Nuoret tähdet sijaitsevat ohuessa kiekossa, sisältävät runsaasti metalleja ja kiertävät galaksin keskustaa suurella nopeudella. Halossa olevat tähdet ovat vanhoja, niissä on vähän vetyä ja heliumia raskaampia alkuaineita, ja niiden kiertoradat ovat hyvin elliptisiä ja satunnaisesti suuntautuneita (ks. kuva 1). Halotähdet voivat syöksyä kiekon ja keskustan pullistuman läpi, mutta ne viettävät suurimman osan ajastaan kaukana galaksin tason ylä- tai alapuolella. Paksun kiekon tähdet ovat näiden kahden ääripään välissä. Katsotaan ensin, miksi ikä ja raskaampien alkuaineiden runsaus korreloivat keskenään, ja katsotaan sitten, mitä nämä korrelaatiot kertovat meille galaksimme alkuperästä.
Kuva 1. Miten kohteet kiertävät galaksia: (a) Tässä kuvassa näet galaksimme ohuessa kiekossa olevat tähdet lähes ympyränmuotoisilla kiertoradoilla. (b) Tässä kuvassa näet galaksimme halossa olevien tähtien liikkeen satunnaisesti suuntautuneilla ja elliptisillä kiertoradoilla.
Tähtien kaksi lajia
Havainto siitä, että on olemassa kahta erilaista tähteä, tehtiin ensimmäisen kerran Walter Baaden toimesta toisen maailmansodan aikana. Saksan kansalaisena Baade ei saanut tehdä sotatutkimusta, kuten monet muut Yhdysvalloissa asuvat tutkijat tekivät, joten hän pystyi käyttämään säännöllisesti Mount Wilsonin teleskooppeja Etelä-Kaliforniassa. Hänen havaintojaan edesauttoi Los Angelesin sota-ajan pimennyksen aiheuttama pimeämpi taivas.
Suuren teleskoopin ja pimeän taivaan ansiosta Baade pystyi muun muassa tutkimaan huolellisesti muita galakseja – Linnunratagalaksimme naapureita. Käsittelemme muita galakseja seuraavassa luvussa (Galaksit), mutta nyt mainitaan vain, että lähintä omaa galaksiamme muistuttavaa galaksia (jolla on samankaltainen kiekko- ja spiraalirakenne) kutsutaan usein Andromedan galaksiksi sen tähtikuvion mukaan, josta se löytyy.
Baade oli vaikuttunut Andromedan galaksin ydinkeskustan ydinpullistuman pääosin punertavan väristen tähtien samankaltaisuudesta meidän galaksimme pallomaisissa tähtijoukoissa ja halossa. Hän huomasi myös värieron kaikkien näiden tähtien ja Auringon lähellä olevissa spiraalihaaroissa olevien sinisempien tähtien välillä (kuva 2). Tämän perusteella hän kutsui spiraalihaaroissa olevia kirkkaansinisiä tähtiä populaatioksi I ja kaikkia halossa ja palloparvissa olevia tähtiä populaatioksi II.
Kuva 2. Andromedan galaksi (M31): Tämä naapurispiraali muistuttaa omaa galaksiamme siinä mielessä, että se on kiekkogalaksi, jossa on keskeinen pullistuma. Huomaa vanhempien, kellertävien tähtien muodostama pullistuma keskellä, sinisemmät ja nuoremmat tähdet ulommilla alueilla sekä kiekon pöly, joka estää osan pullistuman valosta. (luotto: Adam Evans)
Me tiedämme nyt, että populaatiot eroavat toisistaan paitsi sijainniltaan galaksissa, myös kemialliselta koostumukseltaan, iältään ja kiertoliikkeiltään galaksin keskuksen ympärillä. Populaatio I:n tähtiä esiintyy vain kiekossa ja ne kiertävät lähes ympyränmuotoisia ratoja galaktisen keskuksen ympäri. Esimerkkejä tästä ovat kirkkaat superjättiläistähdet, spiraalihaaroihin keskittyneet suuren valovoiman pääjaksotähdet (spektriluokat O ja B) ja nuorten avointen tähtijoukkojen jäsenet. Tähtienvälistä ainetta ja molekyylipilviä esiintyy samoissa paikoissa kuin I-populaation tähtiä.
Populaation II tähdet eivät korreloi spiraalivarsien sijainnin kanssa. Näitä kohteita on kaikkialla galaksissa. Jotkut ovat kiekossa, mutta monet muut seuraavat eksentrisiä elliptisiä ratoja, jotka vievät ne korkealle galaktisen kiekon yläpuolelle haloon. Esimerkkejä ovat planetaarisumujen ympäröimät tähdet ja RR Lyrae -muuttuvat tähdet. Myös tähdet palloparvissa, jotka sijaitsevat lähes kokonaan galaksin halossa, luokitellaan II-populaatioon.
Tähtien kehityksestä tiedetään nykyään paljon enemmän kuin tähtitieteilijät tiesivät 1940-luvulla, ja tähtien iät voidaan määrittää. Populaatio I sisältää tähtiä, joiden ikä vaihtelee suuresti. Jotkut niistä ovat jopa 10 miljardia vuotta vanhoja, kun taas toiset ovat edelleen muodostumassa. Esimerkiksi Aurinko, joka on noin 5 miljardia vuotta vanha, on populaation I tähti. Mutta niin ovat myös Orionin tähtisumun massiiviset nuoret tähdet, jotka ovat muodostuneet viimeisten muutaman miljoonan vuoden aikana. Populaatio II taas koostuu kokonaan vanhoista tähdistä, jotka ovat muodostuneet hyvin varhaisessa vaiheessa galaksin historiaa; tyypillinen ikä on 11-13 miljardia vuotta.
Meillä on nyt myös hyvät määritykset tähtien koostumuksista. Nämä perustuvat tähtien yksityiskohtaisten spektrien analyyseihin. Lähes kaikki tähdet näyttävät koostuvan enimmäkseen vedystä ja heliumista, mutta niiden raskaampien alkuaineiden runsaudet vaihtelevat. Auringossa ja muissa I-populaation tähdissä raskaiden alkuaineiden (vetyä ja heliumia raskaampien alkuaineiden) osuus on 1-4 prosenttia tähden kokonaismassasta. Ulommassa galaktisessa halossa ja pallomaisissa tähtijoukoissa sijaitsevissa II-populaation tähdissä raskaiden alkuaineiden pitoisuudet ovat paljon pienempiä – usein alle sadasosan Auringon pitoisuuksista ja harvoissa tapauksissa jopa pienempiä. Vanhimmassa tähän mennessä löydetyssä II-populaation tähdessä on esimerkiksi rautaa alle kymmenenmiljoonasosan verran enemmän kuin Auringossa.
Kuten aiemmissa luvuissa käsiteltiin, raskaat alkuaineet syntyvät syvällä tähtien sisuksissa. Ne lisätään galaksin raaka-ainevarastoihin, kun tähdet kuolevat, ja niiden materiaali kierrätetään uusiin tähtisukupolviin. Niinpä ajan myötä tähdet syntyvät yhä suurempia raskasalkuainevarastoja sisältävillä tähdillä. II-populaation tähdet syntyivät, kun vetyä ja heliumia raskaampien alkuaineiden määrä oli vähäinen. I-populaation tähdet syntyivät myöhemmin, kun ensimmäisten tähtisukupolvien kuolevien jäsenten menettämä massa oli lisännyt tähtienväliseen väliaineeseen vetyä ja heliumia raskaampia alkuaineita. Jotkut niistä ovat muodostumassa vielä nytkin, kun uudet sukupolvet ovat lisänneet uusien tähtien käytettävissä olevien raskaampien alkuaineiden määrää.
Todellinen maailma
Harvinaisia poikkeuksia lukuun ottamatta meidän ei pitäisi koskaan luottaa mihinkään teoriaan, joka jakaa maailman vain kahteen luokkaan. Vaikka ne voivat tarjota lähtökohdan hypoteeseille ja kokeille, ne ovat usein liiallisia yksinkertaistuksia, jotka vaativat tarkennusta tutkimus jatkuu. Ajatus kahdesta populaatiosta auttoi jäsentämään ensimmäisiä ajatuksiamme galaksista, mutta nyt tiedämme, ettei se voi selittää kaikkea havaitsemaamme. Jopa galaksin eri rakenteet – kiekko, halo, keskeinen pullistuma – eivät ole niin puhtaasti erotettavissa toisistaan sijaintinsa, ikänsä ja niissä olevien tähtien raskaiden alkuaineiden sisällön suhteen.
Galaksin kiekon tarkka määritelmä riippuu siitä, mitä kohteita käytämme sen määrittelyyn, eikä sillä ole mitään terävää rajaa. Kuumimmat nuoret tähdet ja niihin liittyvät kaasu- ja pölypilvet ovat enimmäkseen noin 300 valovuoden paksuisella alueella. Vanhemmat tähdet muodostavat paksumman, noin 3000 valovuoden paksuisen kiekon. Halotähdet viettävät suurimman osan ajastaan korkealla kiekon ylä- tai alapuolella, mutta kulkevat sen läpi erittäin elliptisillä kiertoradoillaan, ja siksi ne löytyvät joskus suhteellisen läheltä Aurinkoa.
Tähtien tihein tiheys on keskimmäisessä pullistumassa, tuossa galaksin pylväänmuotoisessa sisäosassa. Bulgeissa on muutamia kuumia, nuoria tähtiä, mutta suurin osa bulge-tähdistä on yli 10 miljardia vuotta vanhoja. Toisin kuin samanikäisissä halotähdissä, bulge-tähtien raskaiden alkuaineiden runsaus on kuitenkin suunnilleen sama kuin Auringossa. Miksi näin on?
Tähtitieteilijät uskovat, että tähtien muodostuminen täyteen ahdetussa ytimen pullistumassa tapahtui hyvin nopeasti heti Linnunradan galaksin muodostumisen jälkeen. Muutaman miljoonan vuoden kuluttua massiivisten ja lyhytikäisten tähtien ensimmäinen sukupolvi haihdutti sitten raskaita alkuaineita supernova-räjähdyksissä ja rikastutti siten seuraavia tähtisukupolvia. Näin ollen jopa tähdet, jotka muodostuivat bulgeissa yli 10 miljardia vuotta sitten, aloittivat toimintansa hyvillä varastoilla raskaita alkuaineita.
Täsmälleen päinvastoin kävi Pienessä Magellanin pilvessä, Linnunradan lähellä olevassa pienessä galaksissa, joka näkyy Maan eteläiseltä pallonpuoliskolta. Jopa tämän galaksin nuorimmissa tähdissä on puutetta raskaista alkuaineista. Uskomme tämän johtuvan siitä, että pieni galaksi ei ole erityisen runsaslukuinen, ja tähtien muodostuminen on tapahtunut melko hitaasti. Tämän seurauksena supernovaräjähdyksiä on toistaiseksi tapahtunut suhteellisen vähän. Pienemmillä galakseilla on myös vaikeampi pitää hallussaan supernova-räjähdysten poistamaa kaasua kierrättääkseen sitä. Pienimassaiset galaksit harjoittavat vain vaatimatonta gravitaatiovoimaa, ja supernovaräjähdysten heittämä nopea kaasu pääsee helposti pakenemaan niistä.
Millä alkuaineilla tähti on varustettu, riippuu siis paitsi siitä, milloin tähti on muodostunut galaksinsa historiassa, myös siitä, kuinka monta tähteä sen galaksin osassa oli jo päättänyt elämänsä siihen mennessä, kun tähti on valmis muodostumaan.
Keskeiset käsitteet ja yhteenveto
Voidaan karkeasti jakaa galaksin tähdet kahteen luokkaan. Vanhoja tähtiä, joilla on vähän raskaita alkuaineita, kutsutaan II-populaation tähdiksi, ja niitä on halossa ja pallomaisissa tähtijoukoissa. I-populaation tähdet sisältävät enemmän raskaita alkuaineita kuin palloparvien ja halon tähdet, ne ovat tyypillisesti nuorempia ja niitä esiintyy kiekossa, ja ne ovat keskittyneet erityisesti spiraalihaaroihin. Aurinko kuuluu populaatioon I. Populaatio I:n tähdet muodostuivat sen jälkeen, kun aiemmat sukupolvet tähtiä olivat tuottaneet raskaita alkuaineita ja heittäneet ne tähtienväliseen väliaineeseen. Bulge-tähdissä, joista suurin osa on yli 10 miljardia vuotta vanhoja, on epätavallisen paljon raskaita alkuaineita, mikä johtuu oletettavasti siitä, että tällä tiheällä alueella oli paljon massiivisia ensimmäisen sukupolven tähtiä, ja nämä kylvivät nopeasti seuraaviin sukupolviin tähtiä, jotka sisälsivät raskaampia alkuaineita.
Sanasto
populaatio I -tähti:
raskaita alkuaineita sisältävä tähti; tyypillisesti nuori ja löytyy kiekosta
populaatio II -tähti:
Tähti, jolla on hyvin vähän raskaita alkuaineita; esiintyy kaikkialla galaksissa
.