Tähtien lukumäärä, kirkkaus ja väri.

Uusi Suomi 50, 1.3.1922
(Ilmestynyt kahdessa osassa myös lehdessä Jämsän Sanomat elokuussa 1922)

Helsingissä on viime syksynä perustettu tähtitieteen harrastajain yhdistys "Ursa", joka tahtoo pitää vireillä harrastusta tähtitieteeseen. Meillä on toivo saada silloin tällöin julaisla uuden yhdistyksen toimesta valmistettuja yleistajuisia kirjoituksia tähtitieteen uusista saavutuksista. Seuraavansa painatamme näistä ensimäisen.
Tähtien lukumäärä, kirkkaus ja väri.

Kiintotähdet, sellaisina kuin ne ovat ryhmittyneet taivaanpallolle, kiinnittävät enimmän huomiotamme; puhumme joskus myöhemmin maapallosta, kuusta, auringosta, kiertotähdistä ja pyrstötähdistä.

Onko tuo taivaalla kimmeltävien tähkin joukko monine kuvioineen yhtenäinen järjestelmä, ja mitä lakeja tämä mahdollinen järjestelmä noudattaa, sekä miten sen yksityiset jäsenet ovat rakennetut, siinä on kolme kysymystä, joihin vastaaminen on tähtitieteen viimeinen tehtävä. Kun tätä tehtävää emme arvostele sen tuottaman hyödyn kannalta, vaan otamme huomioon sen suurisuuntaisuuden, niin meidän täytyy sitä pitää jaloimpana ja suurimpana tehtävänä, mitä ihmisnero on koskaan käsitellyt. Menettelytavat tämän päämäärän saavuttamiseksi ovat sangen erilaiset, ja kunkin tiedemiehen työ, niin vähäiseltä kuin se monasti näyttäneetkin, vie lähemmäksi tätä ratkaisua, ja tietoisuus siitä kannustaa tiedemiestä työssään eteenpäin. Ja vaikkei nykyinen eikä ehkä lulevakaan polvi vielä kykenisi tätä tehtävää ratkaisemaan, niin jo sitä seikkaa, että ihminen uskaltaa täydellä todella tuollaiset kysymykset ratkaistavakseen asettaa, on katsottava erittäin suurisuuntaiseksi.

Sellaisena kuin tähtitaivas paljain silmin katsottuna esiintyy, on se verrattain löyhä. Me näemme siellä joukon kirkkaampia ja himmeämpiä tähtiä erimuotoisiksi tähtikuvioiksi ryhmittyneinä ja vinosti yli taivaan kulkevan himmeästi loistavan, paikoin leveämmän, paikoin kapeamman valonauhan, linnunradan. Ellemme ota huomioon kuuta, joka milloin kapeana sirppinä, milloin täyteläisenä on näkyvissämme, niin onkin yllä sanottu kaikki, mitä me taivaalta huomaamme. Vaikutuksena on tähtien kauniin kimmellyksen aikaansaama esteettinen tunnelma ja omituinen kaipuu tuon tähtien vilinän selvillesaamisesla. Vasta kaukoputki tarjoaa meille sen ioitsuesineen, jonka avulla tähtien lukumäärä suurenee ja taivaalle ilmestyy tähtisumuja, kaksoistähtiä ja tähtijoukkoja, sekä linnunradan arvoituksellinen himmeä loiste saa selityksensä.

Paljain silmin nähtävien tähtien lukumäärä on sangen erilainen, riippuen ilman läpinäkyväisyydestä ja silmän näkökelpoisuudesta ja harjoituksesta. Normaalinen silmä näkee koko taivaanpallolla n. 5,500 tähteä, joten siis samalla kertaa taivaanrannan yläpuolella ei ole 3,000:kaan paljain silmin nähtävää tähteä. Tämä lukumäärä kasvaa nopeasti, kun silmän avuksi otamme kaukoputken, ja sitä enemmän kuta suurempi kaukoputki on. Parhaimmilla uudenaikaisilla kaukoputkilla nähtänee muutamia satoja miljoonia tähtiä, ja valokuvauksen avulla selville saatavien tähtien lukumäärä ylittää miljardin.

Jotta tähtiä voitaisiin paremmin käyttää hyväksi moniin tutkimuksiin, on ne jaettu kirkkautensa eli valovoimakkuutensa mukaan eri suuruusluokkiin. Kirkkaimmat tähdet ovat ensimäistä ja juuri vielä paljain silmin havaittavat kuudelta suuruusluokkaan. Tämä nimitys, suuruusluokka, juontaa juurensa jo vanhalla ajalta ja on myöhempinä aikoina saanut tieteellisen, tarkan määrityksen, jonka mukaan kahden tähden suuruusluokan ero on yksi, jos niiden valovoimakkuuksien suhde on 2,512 (tämän luvun logaritmi on 0,400). Jos merkitsemme kuudennen suuruusluokan tähtien valovoimakkuutta luvulla 1, niin on ensimäisen suuruusluokan tähtien valovoimakkuus 100 ja esim. yhdennentoista suuruusluokan tähden 0,01. Himmeimmät suurimmilla peilikaukoputkilla valokuvattavat tähdet ovat 21:stä suuruusluokkaa, ja on niiden valovoimakkuus sata miljoonaa kertaa pienempi kuin ensimäisen suuruusluokan tähtien valovoimakkuus. Jos tähden suuruusluokka on kahden peräkkäisen luokan, esim. neljännen ja viidennen suuruusluokan välillä, niin merkitään sen suuruusluokkaa kymmenysluvulla, ja jos joku poikkeuksellisen kirkas tähti, kuten Sirius, on kirkkaampi kuin ensimäisen luokan tähti, niin sen suuruusluokkaa merkitään nollalla tai negatiivisilla luvuilla. Vertauksen vuoksi mainittakoon, että auringon valovoimakkuus on n. 150,000 milj. kertaa niin suuri kuin ensimäisen suuruusluokan tähden ja sen suuruusluokka on —26,7.

Paljaalla silmällä tai suoranaisesti kaukoputken läpi katsoen tähtien suuruusluokkien määrääminen on enemmän tai vähemmän epävarmaa. Parempien tulosten saavuttamiseksi kiinnitetään senvuoksi kaukoputken havaitsijanpuoleiseen päähän erikoinen apukone, n.s. fotometri. Tämän aparaatin avulla saatua tähden suuruusluokkaa sanotaan fotometriseksi suuruusluokaksi. Useihin tähtiluetteloihin on merkitty myös tähtien suuruusluokat. Tällaisista luetteloista on saavuttanut klassillisen arvon Suomessakin työskennelleen Argcianderin tekemä ja v. 1862 valmistunut n.s. "Bonner Durchmusterung", joka sisältää 324,194 tähteä laivaan pohjoisnavalta kaksi astetta ekvaattorin eteläpuolelle. Tästä löydämme kaikkien tähtien ilman fotometria määrätyt suuruusluokat yhdeksänteen suuruusluokkaan asti ja useita kymmenennen suuruusluokan tähtiä, ja on tätä luetteloa myöhemmin jatkettu eteläisen pallopnoliskon tähtiin nähden.

Paitsi paljaan kaukoputken ja siihen liitetyn fotometrin avulla voidaan tähtien suuruusluokka määrätä myös valokuvauksella. Kun asetamme valokuvauslevyn kaukoputken polttotasoon, ja tähtäämme kaukoputken taivaalle, niin syntyy levylle tähtien pistemäisiä kuvia. Nämä kuvapisteet ovat sitä suurempia, kuta kirkkaampi tähti on, ja päinvastoin voidaan tähtien kuvapisteen suuruutta pitää niiden suuruusluokan mittana. Jonkun verran harjoiteltuaan oppii tätä tietä tähtien suuruusluokat sangen tarkkaan määräämään. Täten saatua tähden suuruusluokkaa sanotaan fotografiseksi. Mutta nyt on huomattava, että silmä ja valokuvauslevy reageeraavat valovaikutusta eri tavalla. Kun silmä on herkin keltaiselle valolle (aaltopituus 566 μ μ), on tavallinen valokuvauslevy herkin violetille valolle (aaltopituus 440 μ μ). Tämän takia näyttää keltainen ja punertava tähti silmällä mitattuna valovoimakkaammalta kuin valokuvattuna ja sinertävä tähti heikompivaloiselta. Näinollen sattuu aniharvoin, että tähden fotometrinen ja folografinen suuruusluokka on sama. Kun tähden väri tunnetaan, niin kokeellisen kaavan avulla voidaan määrätä sen fotometrisen ja folograafisen suuruusluokan erotus, ja päinvastoin, jos tämä erotus tunnetaan, niin voidaan vetää johtopäätöksiä tähden väriin nähden. Tämän takia sanotaan mainittua erotusta tähden väri-indeksiksi.

Tässä yhteydessä mainittakoon siitä kansainvälisestä suuryrityksestä, jonka tarkoituksena on tähtitaivaan valokuvaaminen ja siten tähtien paikan ja suuruusluokan määrääminen. Kaikkiaan otetaan tähtitaivaasta kaksi sarjaa valokuvia, toinen 3—5 minutin ja toinen 40 minutin valotusajalla (kaikkiaan yli 4,400 valokuvaa). Edellinen sarja sisältää vielä kaikki yhdennentoista suuruusluokan tähdet ja jälkimäinen suuren joukon neljännentoista suuruusluokan tähtiä, eli kaikkiaan n. 2—3 ja n. 30 milj. tähteä. Tähän yritykseen ottaa osaa 18 tähtitornia, niiden joukossa Helsingin tähtitorni, ja on tällä haavaa koko työ melkein loppuunsuoritettu. Suurin hyöty tästä työstä on vedettävissä vasta sillen, kun sama lyö n. 50 tai 100 vuoden perästä tehdään uudestaan. Tästä seikasta saamme puhua myöhemmin.

Kun tähtien suuruusluokka tahdotaan erittäin tarkkaan mitata, niin tulee ensi sijassa kysymykseen valosähköinen fotometri. Tämä perustuu siihen, että alkalimetallien. kuten kaliumin ja natriumin pinnalta eroaa eleklrooneja, kun silmin nähtävä tai valokuvauksellisesli vaikuttava valo sattuu metalliin. Eronneiden eloktroonien lukumäärä on suhteellinen vaikuttavan valolähteen valovoimakkuuteen. Valosähköisessä fotometrissä vaikuttaa elektroonien eroaminen sopivalla tavalla järjesteltyyn elektrometriin ja saa sen langan heilahtelemaan nopeudella, joka on suhteellinen eronneiden elektroonien lukumäärään ja siis myöskin valolähteen valovoimakkuuteen. Langan heilahdusnopeus mitataan erikoisen registeroimislailleen avulla, ja siitä lasketaan valolähteen, tähden valovoimakkuus. Menettelytapa on erittäin tarkka ja sopiva varsinkin muuttuvien tähtien havaitsemiseen. Muista tämänsuuntaisista mittausmenetelmistä mainittakoon vain nimeltä selenifotometrinen, radiomikrofotometrinen ja lämpösähköinen menettelytapa.

Kysymys siitä, kuinka monta tähteä kuhunkin suuruusluokkaan kuuluu on epäilemättä mielenkiintoinen ja tähtitilaslotieteen kannalta sangen tärkeä, Kuten myöhemmin tulemme näkemään. Senvuoksi ovatkin monet tiedemiehet aina W. Herschelin ajoista saakka kiinnittäneet huomionsa tähän seikkaan. Nykyaikana toimitetaan tämä tähtien "luetteleminen" valokuvauslevyn avulla, ja otetaan yksinkertaisesti selville, kuinka monta eri suuruusluokkiin kuuluvaa tähteä on kullakin levyllä. Kun mennään himmeämpiin tähtiin, niin on tämä luetteleminen äärimmäisen vaikeata, sillä jo yhdellä levyllä olevien tähtien lukumäärä nousee satoihin tuhansiin. Tarkimmat tulokset tässä suhteessa ovat saavuttaneet hollantilaiset Kapteyn ja van Rhijn. He ovat kirkkaimpien tähtien lukumäärän muokanneet useiden havaintoaineistojen perusteella, ja himmeämpiä tähtiä varten on Kapteynin ehdotuksesta eri tähtitorneilla valokuvattu tasaisesti ympäri taivaankannen jaettuja pienempiä taivaanosia, n.s. "valittuja valokuvauskenttiä". Näissä taivaanosissa on himmeimpienkin tähtien lukumäärä tarkkaan määrätty, ja täten saatujen lukujen avulla voidaan vetää johtopäätöksiä näiden tähtien kokonaislukumäärään nähden. Seuraava taulukko osoittaa, kuinka monta tähteä on Kapteynin uusimman tutkimuksen mukaan suuruusluokkiin 0,1, 2, 3, 4, j.n.e. mennessä.

Suuruusluokka | Tähtien lukumäärä
0,0 | 2
1,0 |  12
2.0 |  39
3.0  | 105
4.0  | 445
5.0  | 1,460
6.0 | 4.720
7.0 |  15,000
8.0  | 46,100
9.0  |  139,000
10.0  |  379,000
11.0  | 1,020,000
12.0  | 2,580,000
13.0  | 5,970,000
14.0  | 13,100,000
15.0  | 27,500,000
16.0  | 57,000,000
     
Tästä näemme, että tähtien lukumäärä erääseen suuruusluokkaan asti on kirkkaimmilla tähdillä n. 3 kertaa ja tnmmeämmillä tähdillä n. 2 kertaa niin suuri kuin edelliseen suuruusluokkaan asti.

Mitä tähtien väriin tulee, niin eivät eri tähdet tässä suhteessa sanottavasti eroa toisistaan. Useimmat tähdet ovat valkeita, ja vain muutamien, kuten Arcturuksen, Aldebaranin ja Beleigeuzen väri on huomattavammin punertava ja esim. Capellan kellertävä. Keltaiset ja punertavat tähdet ovat sentakia mielenkiintoisia, että niihin kuuluvat melkein kaikki muuttuvaiset tähdet.

Kun puhumme esim. punertavasta tai keltaisesta tähdestä, niin emme suinkaan tarkoita sitä, että näiden tähtien lähettämässä valossa olisi ainoastaan punertavia tai keltaisia säteitä, vaan sitä, että näiden tähtien valossa ovat punertavat tai keltaiset säleet voimakkaimpia ja siten antavat leimansa koko tähden värille.

Tähtien värin määrääminen pelkkien silmähavaintojen perusteella on sangen vaikeata, sillä eri silmät arvioivat värit aivan eritavalla ja värisokeilta puuttuu värien tajuamiskyky kokonaan. Tarkempi tähtien värin määräys tapahtuu parhaiten siten, että tähdestä tulevan valon annamme spektroskoopissa jakautua väreihinsä ja syntynyttä spektriä tutkimalla määrätään, minkä väriset säteet ovat voimakkaimpia, ja sitä tietä tähden värin. Tämän menettelytavan pahana varjopuolena on kuitenkin se seikka, että ainoastaan kirkkaimmat tähdet kykenevät synnyttämään sellaisen spektrin, jonka avulla tähden väri tarkkaan voidaan määrätä. Tämän korvaukseksi on saksalainen Wilsing Potsdamissa kehittänyt aivan äskettäin uuden menettelytavan, jossa Planckin säteilylakia ja eräiden lasilajien sopivaa valon imemiskykyä hyväkseen käyttäen verrataan tähteä värinsä ja valovoimakkuutensa puolesta maanpäälliseen valolähteeseen ja verrattain yksinkertaisesti määrätään ei ainoastaan tähden väri, vaan myöskin sen valovoimakkuus, lämpötila ja halkaisija, tämä viimeinen kuitenkin vain siinä tapauksessa, että tähden etäisyys tunnetaan.

Olemme jo nähneet, että tähtien väriindeksin avulla myös voidaan tähtien väri määrätä. Tämä menettelytapa on erittäin hyödyllinen himmeämpien tähtien värimääräyksissä, joihin nähden molemmat edellämainitut menettelytavat ovat voimattomia. Erikoisesti on syytä viitata niihin mielenkiintoisiin tuloksiin, joihin amerikalainen Shapley on tullut väri-indeksin avulla tutkiessaan eriväristen tähtien ryhmittymistä pallonmuotoisissa tähtisikermissä, ja joista lähemmin selostamme myöhemmin.

Vielä on mainittava se menettelytapa tähtien värin selvillesaamiseksi, joka perustuu valon säteen suunnan muutokseen (taipumiseen) sen kulkiessa ahtaan raon läpi. Tätä valosäteen ominaisuutta käytetään hyväksi siten, että kaukoputken objektiivin eteen pannaan yhdensuuntaisista rauta- tai messinkilangoista tehty hila. Kun tähdestä tuleva valo kulkee hilan rakojen läpi, niin kaukoputken polttotasoon syntyy keskelle tähden suoranainen kuva ja sen molemmin puolin rivi taipumisspektrejä. Näistä spektreistä ovat lähinnä keskuskuvaa olevat pistemäisiä, kun vain hilan lankojen väli on valittu tarpeellisen suureksi (n. pari kolme mm.). Tällaisen hilan läpi kulkiessaan taipuvat punaiset säteet enemmän kuin violetit (päinvastoin kuin särmiön läpi kulkiessaan), joten siis niiden tähtien synnyttämä spektripiste, joiden spektrissä punaiset säteet ovat voimakkaimmat, siirtyy etemmäksi keskuskuvasta kuin pääasiallisesti violetteja säteitä lähettävän tähden spektripiste. Kun siis jonkun tähden synnyttämän spektripisleen etäisyys keskuskuvasta tunnetaan, niin saadaan kiinnekohta tähden värin määräämiseksi.

 Tätä menettelytapaa on tanskalainen Hertzsprung paljon käyttänyt tähtien värin ja voimakkainvaloisen valoaallon aaltopituuden, n.s. effektiivisen aaltopituuden määräämiseksi. Tähtien värimääräyksillä ei ole suurta suoranaista merkitystä, mutta sitä suurempi välillinen merkitys sen yhteyden takia, mikä tähden värillä on sen spektrin, tiheyden, koon ja kehityksen kanssa.

 - V. A. Heiskanen.