TŽHTITIETEEN KURSSI (c) Asko Kivist” Sorsankatu 6 15610 Lahti Puh. (918) 353039 Teksti„ on k„ytetty iltalukiossa t„htitieteen 22 tunnin erikoiskurssina. Sis„lt”: T„htien havaitsemisesta Taivaankappaleiden liikkeest„ taivaalla Taivaanpallo T„htitaivas ja t„hdist”t Kuun liike taivaalla Auringon liike t„htien suhteen Maan liike Auringon ymp„ri Kuun liikkeet Kuun vaiheet Pimennykset T„htien koordinaatit Prekessio ja nutaatio T„htien kirkkaudet Aurinkokunta Aurinko Planeettojen liike taivaalla Keplerin lait Maankaltaiset planeetat J„ttil„isplaneetat Maan Kuu Aurinkokunnan muita kohteita Asteroidit eli pikkuplaneetat Komeetat eli pyrst”t„hdet Aurinkokunnan pienimm„t Et„isyyksien ilmaiseminen t„htitieteess„ Esimerkkej„ avaruuden et„isyyksist„ Linnunrata Kaksoist„hdet T„htijoukot T„htienv„linen aine Galaksit Galaksien luokittelu Galaksij„rjestelm„t Kvasaarit Kosmologia Alkur„j„hdys Galaksien synty T„htien synty T„htien el„m„nkaari Planeettojen synty Maapallon varhainen kehitys L„hdekirjallisuutta T„htien havaitsemisesta Monelle ihmiselle t„htitiede on sama kuin kaukoputki. Kui- tenkin t„htitiedett„ voidaan harrastaa ilman kalliita v„lineit„. Kaikki, mit„ t„htitaivaasta tiedettiin ennen 1600-lukua, oli saatu selville paljain silmin. Kuitenkin tuona aikana tiedettiin, ett„ Maa kiert„„ Aurinkoa ja tunnettiin monia meille tuttuja t„htitaivaan kohteita. Kaukoputki keksittiin Hollannissa 1600-luvun alussa ja jo vuonna 1609 Galileo Galilei teki ensimm„iset t„htitieteelliset kaukoputkihavainnot. Meill„ ihmisill„ on kuitenkin hyvin erilainen n„k”kyky, joka viel„ heikkenee i„n my”t„. T„htitaivaalta voidaan n„hd„ kerralla noin 3000 t„hte„. Oman n„k”kykysi voit testata esimerkiksi tar- kastelemalla Seulasia eli Plejadien t„htijoukkoa. Paljain silmin n„kyy helposti seitsem„n t„hte„. Jos n„et t„hti„ t„ss„ joukossa enemm„n, esimerkiksi yhdeks„n, on n„k”si hyv„. Tavallisella kiikarilla t„htitaivas n„kyy jo paljon komeam- min. T„htien lukum„„r„ kasvaa huomattavasti ja esimerkiksi Saturnuk- sen renkaat n„kyv„t tukevasti asennetulla kiikarilla selv„sti. Kiikaria ei saa tietenk„„n suunnata kohti aurinkoa. Taivaankappaleiden liikkeest„ taivaalla Tutuin t„htitaivaan kohde on tietenkin Aurinkomme. Maapallon suhteen Aurinko nousee id„st„ ja laskee l„nteen. Samoin Kuu- kin nousee id„st„ ja laskee l„nteen. Jos seuraamme jotain tuttua t„htikuviota alkuillasta, iltay”st„ ja aamuy”st„, niin huomaamme senkin nousevan id„st„ ja laskevan l„nteen. Kaikki taivaankappa- leet tekev„t t„t„ liikett„. T„m„ liike johtuu Maan py”rimisest„ akselinsa ymp„ri l„n- nest„ it„„n. Taivaankappaleiden p„ivitt„inen liike onkin omaa py”rimist„mme Maan mukana. Aristoteleen aikoihin nelj„nnell„ vuosisadalla eKr. pidet- tiin jo selv„n„, ainakin kreikkalaisten oppineiden keskuudessa, ett„ Maa on pallon muotoinen. My”s sen koosta oli jo jonkinlai- nen k„sitys. Vasta Eratosthenes (n. 275 - 195 eKr.) suoritti harkitun geodeettisen mittauksen maapallon koon m„„ritt„miseksi. Osittain sattuman tuloksena h„n sai maapallon ymp„rysmitalle arvon 39000 km, kun oikea arvo on 40000 km. Maan kuviteltu py”rimisakseli on suora, joka kulkee Maan napojen kautta. Jos jatkamme t„t„ akselia ajatuksissamme Maan ulkopuolelle, se leikkaa kuvitellun taivaanpallon pisteess„, jota sanotaan pohjoiseksi taivaannavaksi. T„htitaivaalta tai- vaannapa l”ytyy helposti. Se on hyvin l„hell„ meille tuttua t„h- te„, Pohjant„hte„. Etel„isen taivaannavan l„hell„ ei ole huomat- tavan kirkasta t„hte„. Kaikki t„hdet Aurinkoa, Kuuta ja planeettoja lukuunottamat- ta, ovat eritt„in tarkasti tietyll„ kohdalla taivaanpallolla. Voimme olla varmoja siit„, ett„ t„htitaivas on ensi viikollakin sama kuin t„n„„n. Miksi t„hdet ovat aina samalla kohdalla taivaanpallolla? Er„s syy siihen on py”rimisliikkeen ominaisuus: py”rimisliikkeen akseli s„ilytt„„ suuntansa avaruudessa. Vain ulkoisella voimalla voidaan akselin suuntaa muuttaa. Palaamme t„h„n my”hemmin. Taivaanpallo Muinaisissa maailmankaikkeuden malleissa oletettiin avaruu- den rajoittuvan kaukaiseen pallonkuoreen. T„hdet olivat kiinni t„ss„ kuoressa ja niin ollen ne kaikki olivat yht„ kaukana meis- t„. T„m„ yksinkertainen malli on yh„ monessa suhteessa yht„ k„ytt”kelpoinen kuin antiikin aikoinakin: sen avulla on helppo ymm„rt„„ t„htien vuorokautiset ja vuotuiset liikkeet taivaalla, ja mik„ t„rkeint„, n„m„ liikkeet voidaan my”s laskea suhteelli- sen helposti. Voimme kuvitella, ett„ kaikki t„hdet sijaitsevat suunnattoman suuren pallon pinnalla ja ett„ me olemme tuon pal- lon keskipisteess„. Koska t„htien todellisilla et„isyyksill„ ei t„ss„ yhteydes- s„ ole merkityst„, tarvitaan t„hden sijainnin ilmoittamiseen vain kaksi suuretta. Jos seuraamme t„hden liikett„ y”n kuluessa, niin ne n„ytt„- v„t kiert„v„n taivaannavan ymp„ri ympyr„ratoja pitkin. T„m„ on seurausta Maan py”rimisliikkeesta akselin ymp„ri. Osa t„hdist„ ei laske eik„ nouse ollenkaan, ne ovat aina horisontin yl„puolella. N„it„ t„hti„ sanotaan sirkumpolaarisik- si. Esimerkiksi Lahdessa sirkumpolaarisia t„hti„ ovat kaikki, joden et„isyys taivaannavasta on pienempi kuin 61ø(= maantie- teellinen leveysaste). T„hti„, joiden et„isyys etel„isest„ taivaannavasta on pie- nempi kuin 61ø ei puolestaan voi koskaan n„hd„ Lahdessa. Muutkin taivaankappaleet voivat olla josku sirkumpolaari- sia. Keskikes„ll„ Aurinko ei nouse eik„ laske Lapissa, se on silloin sirkumpolaarinen. T„htitaivas ja t„hdist”t Tuhannet t„hdet, jotka ”isell„ taivaalla havaitsemme, eiv„t sijoitu tasaisesti joka puolelle taivasta, vaan muodostavat eri- laisia, enemm„n tai v„hemm„n selv„piirteisi„ ryhmi„, t„htikuvi- oita eli t„hdist”j„. T„hdist”ille on annettu nimi„ jo ainakin 5000 vuotta sitten Kaksoisvirranmaassa, ja monet n„ist„ nimist„ ovat k„yt”ss„ viel„ nykyisinkin. El„inradan t„htikuvioista aina- kin H„rk„, Kaksoset, Leijona, Jousimies, Kauris ja Kalat liene- v„t nimilt„„n perua Kaksoisvirranmasta, mist„ antiikin kreikka- laiset ovat ne lainanneet. Eri kulttuuripiirit nimesiv„t kuviot oman elinymp„rist”ns„ ja jumaliensa mukaan. Nykyisten t„hdist”- jen muodot ja nimet ovat per„isin V„limeren maista, joista ne siirrettiin uuden ajan eurooppalaisiin t„htikarttoihin. Viel„ viime vuosisadalla t„hdist”jen nimiss„ ja rajoissa esiintyi suurta horjuvuutta. Siksi Kansainv„linen t„htitieteel- linen unioni IAU vahvisti vuoden 1928 kokouksessaan t„hdist”ille m„„r„tyt kiinte„t rajat. T„hdist”jen rajat kulkevat vakiokoordinaatteja pitkin ja ne pysyv„t paikallaan t„htien suhteen. Siten jokainen t„hti kuuluu aina johonkin t„htikuvioon ja pysyy t„ss„ t„htikuviossa (ellei t„hden ominaisliike kuljeta sit„ t„hdist”rajan yli). Egyptil„inen t„htitieteilij„ Ptolemaios luetteloi toisella vuosisadalla jKr 48 t„hdist”„ ja n„m„ ovat viel„kin k„yt”ss„. Kuitenkin uusia t„hdist”j„ on lis„tty varsinkin etel„iselle t„h- titaivaalle. Ptolemaioksen t„htiluettelo sis„lsi 1025 kirkasta t„hte„, joiden paikat oli alun perin mitannut kreikkalainen Hip parkos 250 vuotta aikaisemmin. Ptolemaioksen t„htiluettelo, joka julkaistiin Almagestin nimell„ tunnetussa kirjassa, oli ainoa k„yt”ss„ ollut luettelo aina 1600-luvulle asti. Nyky„„n t„htitaivas on jaettu 88 t„hdist””n. Rajat ovat taivaan ekvaattorin suuntaisia ja sit„ vastaan kohtisuoria kaa- ria. Taivaan ekvaattori on se taivaanpallon ympyr„, joka on maa- pallon ekvaattorin tasossa. On hyv„ huomata, etteiv„t t„hdist”n t„hdet liity mitenk„„n toisiinsa muulla tavoin. Ne vain sattuvat olemaan tiettyjen ra- jojen sis„ll„ maapallolta katsoen. My”s kirkkaimmilla t„hdill„ on omat nimens„. Ne ovat usein arabiankielisi„ ja monesti kuvaavat t„hden asemaa t„htikuviossa. Esimerkiksi Deneb tulee arabian sanasta "pyrst”", koska se si- jaitsee Joutsenen t„htikuvion "joutsenen" pyrst”ss„. Vuonna 1603 saksalainen J. Bayer otti k„ytt””n j„rjestel- m„llisen tavan t„htien nime„miseksi. Sen mukaan t„htikuvion kir- kkain t„hti saa nimen Alfa + t„htikuvion nimi, seuraavaksi kirk- kain nimen Beta + t„htikuvion nimi jne., kunnes on k„yty l„pi kaikki kreikkalaiset kirjaimet aakkosj„rjestyksess„. Esim. Alfa Kentauri on Kentaurin t„htikuvion kirkkain t„hti. Kaukoputkien tultua k„ytt””n kreikan kielen aakkoset eiv„t en„„ riitt„neet t„htien luetteloinnissa, vaan t„htien nime„mist„ jatkettiin numeroilla, jotka liitettiin t„htikuvion nimen eteen. Esim. 61 Cygni(Cygnus=Joutsen) ei kuulu joutsenen t„htikuvion kirkkaimpiin t„htiin, joten sille ei riitt„nyt kreikkaleisten aakkosten kirjainta. Kaksoist„htien ja useampikertaisten t„htien nimeen liite- t„„n joskus iso kirjain. T„ll”in nimeen liitet„„n A kirkkaimpaan komponenttiin, B toiseksi kirkkaimpaan komponenttiin jne. Esim. Siriuksen seuralainen valkea k„„pi” on Sirius B. Kuun liike taivaalla Kuten Aurinko Kuukin nousee id„st„ ja laskee l„nteen Maan py”rimisen seurauksena. Se on Kuun n„enn„inen liike Masta kat- sottuna. Olet ehk„ pannut merkille Kuun liikkumisen t„htien suhteen. Jos painat mieleesi Kuun aseman joidenkin kirkkaiden t„htien suhteen jonakin iltana ja vertaat Kuun asemaa samojen t„htien suhteen seuraavina iltoina, huomaat Kuun liikkuvan taivaalla vastap„iv„„n. Kuu kiert„„kin Maata l„nnest„ it„„n. Kyseess„ on Kuun kiertoliike Maan ymp„ri. Kun Kuu on j„lleen samassa kohdas- sa, jossa tarkastelu aloitettiin, on kulunut sideerinen kuukau- si, eli Kuun kiertoaika t„htien suhteen, joka on noin 27,322 vuorokautta. K„yt„nn”ss„ t„rke„mpi on kuitenkin synodinen kuukausi eli aika esimerkiksi t„ysikuusta seuraavaan t„ysikuuhun. Se on pi- tempi kuin sideerinen kuukausi, koska yhden sideerisen kierrok- sen aikana maapallo on ehtinyt edet„ radallaan Auringon ymp„ri ja Kuun on matkattava viel„ hieman lis„„ tullakseen samaan ase- maan Maan ja Auringon suhteen. Synodisen kuukauden pituus on 29,531d. T„ten Kuu kulkee radallaan it„„n p„in noin 13ø vuorokaudes- sa eli oman halkaisijansa verran tunnissa. Kuu nousee joka p„iv„ hieman my”hemmin kuin edellisen„ p„iv„n„. Nousu- ja laskuajat l”ytyv„t almanakasta. Auringon liike t„htien suhteen Kuun siirtyminen taivaalla t„htien suhteen on ollut helppo havaita. Hankalampaa on ollut kartoittaa Auringon kulkua t„hti- taivaalla, koska se ei yleens„ n„y yht„ aikaa t„htien kanssa. T„m„ on kuitenkin mahdollista panemalla merkille mitk„ t„htiku- viot n„kyv„t l„ntisell„ taivaalla juuri auringonlaskun j„lkeen, jolloin Auringon sijainti aivan taivaanrannan alla on tiedossa. Kaksoisvirranmaan astrologit saivat selville, ett„ vuoden aikana Aurinko kiert„„ t„yden kierroksen taivaankannella aina samojen t„htien kautta. He jakoivat Auringon reitin 12 osaan, jossa kussakin Aurinko viipyi noin kuukauden ajan. N„m„ osat, jotka heill„ vakiintuivat tasan 30 asteen pituisiksi, m„„ritte- liv„t el„inradan merkkien rajat. Tuolloin el„inradan merkit ja samannimiset t„hdist”t vastasivat taivaalla suunnilleen toisi- aan. En„„ n„in ei ole asianlaita. Auringon ja planeettojen tie kulkee el„inradalla kolmen- toista t„hdist”n kautta. Niiden nimet ovat Jousimies, Kauris, Vesimies, Kalat, Oinas, H„rk„, Kaksoset, Krapu, Leijona, Neit- syt, Vaaka, Skorpioni ja K„„rmeenkantaja. Tuo viimeinen nimi ei varmasti ole kaikille tuttu. T„m„ johtuusiit„, ett„ ihmiset tuntevat paremminkin el„inradan merkit kuin el„inradan t„hdist”t. N„m„ horoskoopeista tutut merkit sai- vat nimens„ kolmisentuhatta vuotta sitten, jolloin ne sattuivat suunnilleen yhteen samannimisten t„hdist”jen kanssa. Horoskoo- pintekij”iden huomaamatta tilanne taivaalla on kuitenkin muuttu- nut, sill„ t„hdist”jen asema ei pysy samana ja lis„ksi el„inra- dalla on taivaalla yksi t„hdist” enemm„n kuin horoskoopinteki- j”ill„. Maasta katsottuna t„hdist”t muuttuvat hitaasti. T„hdet ovat taivaalla jatkuvassa, hyvin hitaassa liikkeess„. Vuosituhansien kuluessa t„htien n„enn„iset asemat muuttuvat. Auringon kulkee t„htitaivaalla ekliptikaksi kutsuttua rataa pitkin. Ekliptika kulkee mainittujen kolmentoista el„inradan (zodiakin) t„htikuvioiden kautta. Se piste, jossa Aurinko nousee etel„iselt„ taivaanpuoliskolta pohjoiselle t„htitaivaalle, on kev„ttasauspiste(ç). Se on my”s toinen ekliptikan ja taivaan ekvaattorin leikkauspisteist„. Toinen on syystasauspiste. Maan liike Auringon ymp„ri Auringon vuotuinen n„enn„inen liike taivaalla johtuu Maan kiertoliikkeest„ Auringon ymp„ri. T„m„ Maan ratataso on juuri ekliptika. Maan py”rimisakseli on 23ø kallellaan ratatasoon n„hden. Siit„ johtuvat mm. vuodenaikojen vaihtelut sek„ Auringon n„kymi- nen kes„ll„ korkealla ja talvella matalalla meill„ Suomessa. Auringon korkeus on ilmoitettu almanakassa. Kuun liikkeet Tarkastellaan Maan kiertoliikett„ radallaan Auringon ymp„ri Maan ratatason pohjoiselta puolelta. Maa kiert„„ Aurinkoa vasta- p„iv„„n, joten Aurinko n„ytt„„ kulkevan t„htien suhteen vasta- p„iv„„n. My”s Kuu kiert„„ Maata vastap„iv„„n ja n„ytt„„ kulkevan vastap„iv„„n t„htien suhteen. Kuun ratataso on hyvin l„hell„ Maan ratatasoa, ekliptikaa. Se on runsaat 5ø kallellaan eklipti- kaa vastaan. Siksi Kuu on taivaalla aina l„hell„ el„inrataa ku- ten Aurinko ja planeetat. Kuun ratataso ei kuitenkaan pysy koko ajan samassa asennossa, vaan Maan ja Auringon h„iri”iden takia ekliptikan ja Kuun radan leikkausviiva, solmuviiva, tekee t„yden kierroksen 18,6 vuodessa. T„t„ sanotaan Saros-jaksoksi. Kuu voi siten poiketa ekliptikasta 5ø pohjoiseen tai ete- l„„n. Jos vertaamme Kuun asemaa taivaan ekvaattoriin, niin Kuun et„isyys siit„ voi suurimmillaan olla 23ø + 5ø = 28ø pohjoiseen tai etel„„n. Lahdessa ekvaattori on 90ø-61ø=29ø horisontin yl„puolella. Ekliptika on 29ø+23ø= 52ø horisontin yl„puolella. Talvella, kun ekliptika on korkeimmillaan, voi Kuu n„ky„ 52ø+5ø = 57ø kor- keudella. Kes„ll„ ekliptika on matalimmillaan. T„ll”in Kuu voi nousta vain 29ø-23ø-5ø = 1ø taivaanrannan yl„puolelle. Viimeisin radan huippukohdan aika 1987-1988 oli havaitsi- jalle varsin antoisa. Kuu oli pitki„ jaksoja n„kyviss„ ja var- sinkin talviaikaan t„ydenkuun tienoilla se oli Suomessa hyvin korkealla, kun vastaavasti taas kes„”isin t„ysikuu oli matalalla tai kokonaan horisontin alapuolella. Kuulla on er„s liike, joka on selv„sti havaittavissa. Meil- le on tuttua, ett„ Kuu k„„nt„„ aina saman puolen meihin p„in. T„m„ aiheutuu siit„, ett„ Kuu kiert„„ oman akselinsa ymp„ri sa- massa ajassa kuin se kiert„„ Maan ymp„ri. T„llainen synkroninen py”riminen on varsin tavallista aurinkokunnassa: l„hes kaikki suuret kuut k„„nt„v„t aina saman puolen keskusplaneettaansa koh- ti. Koska Kuun rata on eksentrinen( ei ympyr„), vaihtelee ra- tanopeus radan eri kohdissa. Siksi Kuu ei aivan tarkkaan ottaen pysy samassa asennossa Maahan n„hden. N„iden heilahtelujen,lib- raatioiden, vuoksi n„emme Kuusta noin 59%. Libraation voi huoma- ta seuraamalla jotakin Kuun reunan l„hell„ olevaa yksityiskohtaa Kuun ollessa ratansa eri osissa. Kuun rata maapallon suhteen on n. ellipsi, jonka akselin puolikas on 384000 km. Kun Kuu on l„himp„n„ Maata, ns. peri- geumissa, sen et„isyys Maan keskipisteest„ on 356400 km. Apo- geumissa eli kauimpana Maasta et„isyys on 406700 km. T„st„ seu- raa my”s Kuun n„enn„isen halkaisijan vaihtelut, yli 10 %. Se, ett„ nouseva Kuu n„ytt„„ huomattavasti suuremmalta kuin kor- kealla taivaalla oleva Kuu, on tuttu Kuun tarkkailijoille. T„ss„ on kysymys n„k”harhasta. Ihminen mielt„„ taivaankannen laakeaksi eik„ puolipalloksi. Kuu n„ytt„„ noustessaan punaiselta. Kuun valo joutuu kulke- maan paksun ilmakerroksen l„pi, jolloin siit„ suodattuvat lyhyt- aaltoiset s„teet pois. Vain pitk„aaltoinen punainen valo j„„ j„ljelle. Kuun vaiheet Kuun vaiheet toistuvat n. 29 vuorokauden jaksoissa(=syno- dinen kuukausi). Uusikuu tarkoittaa sit„ hetke„, jolloin Kuu on samassa suu- nnassa kuin Aurinko. Yleens„ Auringon yl„- tai alapuolella, kos- ka Kuun ratataso on n. 5ø kallellaan Maan ratatason kanssa. Pa- rip„iv„„ uudenkuun j„lkeen se alkaa n„ky„ iltataivaalla Auringon it„puolella kapeana sirppin„ pohjoiselta pallonpuoliskolta kat- sottuna. T„ll”in voi n„hd„ koko Kuunkin himme„sti loistavana pallona. Kiikarilla ilmi” n„kyy viel„ paremmin. T„m„ ilmi”, maa- tamo, on seurausta Maahan osuvan valon heijastuessa takaisin ja osuessa Kuuhun. Maa heijastaa valoa paljon paremmin kuin Kuu. Kuun albedo eli heijastuskyky on 0,07 kun taas Maalla se on pe- r„ti 0,36. Auringosta Maahan osuvasta valosta heijastuu 36% ta- kaisin avaruuteen. Kuunsirppi on aina Aurinkoa kohti. Sen asento riippuu ha- vaintopaikasta maapallolla. Runsas viikko uudenkuun j„lkeen Kuu muodostaa suoran kulman Auringon kanssa ja n„kyy oikea puolisko valaistuna. Kuu on t„l- l”in ensimm„isess„ nelj„nneksess„. Viikkoa my”hemmin on t„ysikuu ja siit„ viikon p„„st„ viimeinen nelj„nnes. T„ydenkuun aikana Kuu on Maasta katsoen vastakkaisella puo- lella Aurinkoa. Pimennykset Pimennyksell„ tarkoitetaan ilmi”t„, jossa kappale joutuu toisen varjoon. Auringonpimennys: Auringonpimennys tapahtuu silloin, kun Kuu joutuu Auringon ja Maan v„liin. Jos Kuu peitt„„ Auringon kokonaan, on silloin t„ydellinen auringonpimennys. Jos se peit- t„„ pinnasta vain osan, on auringonpimennys osittainen. Jos Kuu on pimennyshetkell„ apogeumissaan, sen n„enn„inen l„pimitta on pienempi kuin Auringon, ja t„ll”in pimennys n„kyy rengasmaisena. Jos Kuun ratataso yhtyisi Maan ratatasoon, niin Kuu joutui- si kerran joka kierroksellaan Auringon eteen ja syntyisi aurin- gonpimennys. Samoin joka kuukausi n„kyisi t„ydellinen kuunpimen- nys. Kuun ratataso poikkeaa kuitenkin 5ø Maan ratatasosta, joten pimennyksen tapahtuemiseksi on Kuun oltava l„hell„ solmupistett„ eli ratatasojen leikkauspistett„. Seuraava t„ydellinen auringonpimennys Suomessa n„kyy 22.7.1990 linjalla Helsinki-Joensuu. Maan pinnalla kulkee t„l- l”in Kuun py”re„ varjo, jonka halkaisija on alle 170 km. Varjo etenee yli 30 km minuutissa ja pimennuksen kesto on muutamia minuutteja. Kuunpimennys: Kuunpimennys tapahtuu silloin, kun Kuu joutuu Maan varjoon. Maapallo kuljettaa mukanaan avaruudessa suppenevaa t„ysivarjoa ja laajenevaa puolivarjoa. Jos koko Kuu joutuu t„y- sivarjoon, n„kyy t„ydellinen kuunpimennys. Jos vain osa Kuusta joutuu t„ysivarjoon, syntyy osittainen pimennys. Puolivarjopi- mennyst„, jossa Kuu on puolivarjossa, on hyvin vaikea huomata. K„yt„nn”ss„ yhden vuoden aikana sattuu 2-7 pimennyst„. T„htien koordinaatit T„hden asema t„htitaivaalla voidaan ilmaista erilaisten koordinaattien avulla. Taivaanpallon ekvaattori sopii hyvin ajasta ja paikasta riippumattoman koordinaatiston perustasoksi. Ekvaattorij„rjestelm„ss„ t„hden paikka ilmaistaan kahden koor- dinaatin avulla. Deklinaatio(ë) ilmaisee montako astetta t„hti on ekvaattorista pohjoiseen(+) tai etel„„n(-). Kaikilla pohjoi- sen t„htitaivaan t„hdill„ deklinaatio on + ja etel„isen taivaan t„hdill„ -. Rektaskension(à) m„„ritell„„n ekvaattoria pitkin. L„ht”kohdaksi on valittu kevttausauspiste. Rektaskensio on my”s kulma, joka mitataan kev„ttasauspisteest„ vastap„iv„„n. Kulmayk- sikk”in„ k„ytet„„n tunteja(h), minuutteja(min) ja sekunteja(s). Koko ekvaattori on 24 h (= 360ø). Esimerkiksi Joutsenen pyrst”n, Denebin koordinaatit ovat à = 23 h 39,7 min ja ë = 45ø 6'. T„h- titaivaan kirkkaimman t„hden Siriuksen deklinaatio ë = -16ø39' kertoo, ett„ t„hti on etel„isell„ t„htitaivaalla. Pohjant„hden koordinaatit ovat à = 1 h 49 min ja ë = 89ø2'. Siis vajaan as- teen p„„ss„ taivaannavasta. Prekessio ja nutaatio Maapallo on hieman litistynyt, mist„ johtuen Aurinko ja Kuu pyrkiv„t vetovoimallaan k„„nt„m„„n sen ekvaattorin ekliptikan suuntaiseksi. Maan py”rimisliikkeen vuoksi t„m„ ei kuitankaan onnistu, vaan seurauksena on py”rimisakselin kiertyminen eli prekessio. Yhteen t„yteen kierrokseen kuluu aikaa noin 26000 vuotta. T„m„n liikkeen vaikutuksesta kev„ttasauspiste siirtyy ekliptikaa pitkin my”t„p„iv„„n noin 50'' vuodessa ja vastaavasti kaikki ekliptikaaliset pituudet kasvavat samalla m„„r„ll„. Maa- pallon akseli osoittaa t„ll„ hetkell„ noin asteen p„„h„n Pohjan- t„hdest„, mutta 12000 vuoden kuluttua taivaan pohjoisnapa sen sijaan on jo Vegan l„hist”ll„. Ekliptikaalisten pituuksien muut- tumisesta aiheutuu my”s rektaskension ja deklinaation muuttumis- ta, mink„ vuoksi on aina ilmoitettava, mille ajanhetkelle eli epookille koordinaatit on annettu. Lyhyill„ aikav„leill„ muutok- set ovat pieni„. Nutaatio. Kuun ratatasossa tapahtuu vastaavanlaista prekes- siota 18,6 vuoden jaksoissa, mist„ aiheutuu periodisia h„iri”it„ maapallon akselin prekessioliikkeeseen. T„t„ ilmi”t„ sanotaan nutaatioksi. Muutosten laskeminen on huomattavasti monimutkai- sempaa kuin prekession tapauksessa, mutta onneksi ne ovat suh- teellisen pieni„. T„htien kirkkaudet Jo toisella vuosisadalla eKr. Hipparkhos jakoi taivaalla n„kyv„t t„hdet kuuteen suuruusluokkaan niiden n„enn„isen kirk- kauden mukaan. Kirkkaimmat t„hdet kuuluivat ensimm„iseen suu- ruusluokkaan eli magnitudiin, sit„ himme„mm„t t„hdet ylempiin luokkiin sek„ juuri ja juuri paljain silmin n„kyv„t t„hdet kuu- denteen luokkaan. Suunnilleen samaa m„„ritelm„„ k„ytet„„n edel- leenkin, kuitenkin siten tarkennettuna, ett„ ensimm„isen ja kuu- dennen magnitudin t„hden kirkkauksien suhde on tarkalleen sata. Magnitudiasteikkoa on my”s jatkettu ohi kuudennen magnitudin koskemaan t„hti„, jotka n„kyv„t vain kaukoputkella. Hipparkhok- sen melko ep„m„„r„isen luokittelun tilalle kehitti Pogson vuonna 1856 tarkemman luokittelun, joka kuitenkin mahdollisimman tar- kasti seurasi aikaisempaa luokittelua. Kaksi seikkaa on t„rke„„ huomata magnitudiasteikosta: en- sinn„kin magnitudi on sit„ pienempi mit„ kirkkaampi t„hti on; toiseksi, kirkkauksien suhde vastaa magnitudien erotusta. Esim. yhden magnitudin ero vastaa kirkkaussuhdetta 2,5 ja 2,5 magnitu- din ero vastaa kirkkaussuhdetta 10. T„m„ ensi n„kem„lt„ outo j„rjestelm„ johtuu osittain perinteist„, osittain ihmisen silm„n tavasta reagoida valo„rsykkeeseen. 100 kertaa 6. magnitudin t„hte„ himme„mpi t„hti luokitel- laan 11. magnitudin t„hdeksi. Toisaalta 1. luokan t„hte„ kirk- kaammat taivaankappaleet voivat saada magnitudin 0, tai jopa negatiivisen arvon. Kirkkaimmillaan planeetta Venuksen magnitudi on -4, jolloin se on sata kertaa 1. luokan t„hte„ kirkkaampi. Aldebaran ja Altair ovat 1. luokan t„hti„. Vega ja Kapella ovat niit„ selv„sti kirkkaampia 0. magnitudin t„hti„, kun taas tai- vaan kirkkain t„hti Sirius luokitellaan magnitudilla -1,5. T„y- sikuun kirkkaus on -12,5 magnitudia ja Auringon -26,5 magnitu- dia. Suuruusluokkasysteemiss„ tulee olla my”s peruspiste. T„l- laiseksi valittiin Pohjant„hti ja sille suuruudeksi 2,12. My”- hemmin huomattiin, ett„ Pohjant„hden kirkkaus ei pysyk„„n vakio- na. Uudeksi perust„hdeksi valittiin lambda Ursae Minoris. T„m„ on hyvin l„hell„ Pohjant„hte„ ja sen kirkkaudeksi p„„tettiin 6,55. Edell„ selostettua magnitudia kutsutaan tarkasti ottaen n„enn„iseksi magnitudiksi m. Se riippuu p„„asiassa kahdesta sei- kasta: t„hden et„isyydest„ meist„ ja sen todellisesta kirk- kaudesta. K„yt„nn”ss„ t„m„ merkitsee sit„, ett„ kymmenen kertaa kauemmaksi viety t„hti n„kyy sata kertaa eli viisi magnitudia himme„mp„n„. Jos halutaan verrata t„htien todellisia kirkkauksia, ne kaikki on tuotava samalle et„isyydelle meist„. Jos ajatuksissam- me tuomme kaikki t„hdet samalle standardiet„isyydelle( 10 parse- kia) meist„, voimme mitata niiden todelliset kirkkaudet. N„in saatuja magnitudeja kutsutaan absoluuttisiksi magnitudeiksi M. Aurinkokunta Aurinkokunnan keskell„ hehkuu Aurinko, joka suurella mas- sallaan hallitsee koko aurinkokuntaa. Sen massa koko aurinko- kunnan massasta on 99,86%. Keskust„hden Auringon lis„ksi aurinkokuntaan kuuluu yhdek- s„n planeettaa eli kiertot„hte„: Merkurius, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus ja Pluto. Planeettojen li- s„ksi aurinkokunnassa on tuhansittain pikkukappaleita, kuten asteroideja, komeettoja ja meteoroideja. Planeetat liikkuvat Auringon ymp„ri l„hes samassa tasossa pitkin ellipsiratoja, jotka poikkeavat vain v„h„n ympyr„st„. Suurimmat poikkeamat ovat sisimm„ll„ ja uloimmalla planeetalla, Merkuriuksella ja Plutolla. Kaikki asteroidit eli pikkuplaneetat ovat p„„asiassa Marsin ja Jupiterin v„lisell„ alueella. Niiden ratatasot voivat poiketa huomattavasti enemm„n planeettojen ra- tatasosta. Kaikki tunnetut asteroidit kiert„v„t Aurinkoa samaan suuntaan kuin isotkin planeetat. Komeettojen radat taas ovat hyvin soikeita ja ne saattavat kiert„„ p„invastaiseen suuntaan kuin planeetat. Suurin osa pla- neettojen kuista kiert„„ samaan suuntaan kuin Maan Kuukin. Et„isyyksien mittaamiseen aurinkokunnassa k„ytet„„n ast- ronomista yksikk”„ AU:ta, joka on Maan ja Auringon keskim„„r„i- nen et„isyys = 149,6 milj.km. Aurinko Aurinko on meit„ l„hinn„ oleva t„hti. Koska se on niin l„- hell„ verrattuna muihin t„htiin, voidaan siit„ saada suoraan havaintoja, joita muista t„hdist„ saadaan vain ep„suorasti. Kuitenkin on muistettava, ett„ aurinkoa ei saa katsoa suoraan paljain silmin, eik„ miss„„n tapauksessa kiikarin tai kaukoput- ken l„pi suoraan. N„k”kykysi on t„ll”in vaarassa! Auringolla on ik„„ noin viisi miljardia vuotta ja toinen viisi miljardia vuotta viel„ edess„p„in. Sen pintal„mp”tila on 5800 øC, mutta keskustassa kuumuus on noin 15 miljoonaa astetta. Auringon energiantuotto perustuu ydinreaktioihin, jotka tapahtuvat Auringon keskustassa. Energian syntymiseksi muuttuu joka sekunti nelj„ miljoonaa tonnia ainetta energiaksi. T„ss„ reaktiossa muuttuu samalla vety„ heliumiksi. Auringossa onkin vety„ yli 70% ja heliumia noin 25% sek„ v„h„n muita alkuaineita. Fuusioreaktio toimii vain Auringon keskustassa, josta energia virtaa s„teilyn„ l„helle pintakerroksia. Siell„ syntyy konvek- tiovirtauksia, joissa energia siirtyy aineen mukana pinnalle. T„m„ n„kyy ryynim„isin„ granulaatioina Auringon pinnalla. Jokai- sen granulan, rakeen, keskiosassa kuuma aine nousee yl”sp„in ja tummien reuna-alueiden kohdalla j„„htynyt aine painuu alasp„in. Granulan koko on tyypillisesti noin 1000 km. Auringon uloimmat osat koostuvat fotosf„„rist„ ja kromos- f„„rist„ sek„ niiden ulkopuolella olevasta koronasta. Fotosf„„ri on n„ist„ ainoa, josta voimme tehd„ havaintojailman erikoisva- rusteita. Kun Aurinkoa katsotaan, n„emme tavallisesti juuri fo- tosf„„rin. Korona on hyvin harvaa ja kuumaa kaasua, joka virtaa Auringosta pisp„in, ja muuttuu v„hitellen aurinkotuuleksi. Koro- na n„kyy ilman erikoislaitteita hyvin vain t„ydellisen auringon- pimennyksen aikana. Aurinko on kuumuuden vuoksi s„hk”isesti jakautunutta ai- netta, plasmaa, elektronit eiv„t ole ytimiin sidottuja. T„m„n vuoksi useimmat Auringon pinnan ilmi”t ovat nimenomaan s„hk”mag- neettisia ilmi”it„, Auringolla on vahva magneettikentt„. Toisi- naan magneettikent„n voimaviivat ty”ntyv„t yl”s Auringon pinnas- ta, ja est„v„t l„mm”n normaalin virtauksen pintaan. N„in fotos- f„„riin muodostuu paikallisesti noin 1500 K muuta pintaa kylmem- pi„ alueita, jotka t„m„n l„mp”tilaeron vuoksi n„ytt„v„t aivan pilkuilta. Auringonpilkut koostuvat normaalisti kahdesta osasta, tummasta umbrasta ja sit„ ymp„r”iv„st„ vaaleammasta penumbrasta. Tavallisen pilkun l„pimitta on noin 10000 km ja sen elin- aika voi olla jopa kuukausia. Pienimm„t pilkut el„v„t vain pari p„iv„„, ja kaikkein pienimm„t vain muutamia tunteja. Pilkut esiintyv„t normaalisti ryhmin„, joissa on kaksi p„„pilkkua ja niiden ymp„rill„ pienempi„ pilkkuja. Aurinko ei py”ri akselinsa ymp„ri kuin kiinte„ pallo, vaan se py”rii eri leveysasteilla eri nopeudella. Ekvaattorilla yksi kierros kest„„ 26,7 vuorokautta, mutta 60. leveysasteella jo 32,1 vuorokautta. Ep„tasainen py”riminen aiheuttaa sen, ett„ magneettikentt„ kiertyy ajan my”t„ tiiviiksi ker„ksi. T„m„ mag- neettikent„n rullaantuminen purkautuu noin 11 vuoden v„lein, joka ilmenee Auringon aktiivisuuden vaihteluna 11 vuoden v„lein. Esimerkiksi aurinkopilkkumaksimit toistuvat 11 vuoden v„lein Auringonpurkaukset ovat n„ytt„vimpi„ ja rajuimpia ilmi”it„ Auringon pinnalla. Niiden havaitsemiseksi tarvitaan yleens„ kau- koputkissa suodattimet. Protuberanssit ovat koronassa magneetti- kent„n voimaviivoja my”t„ilevi„ kaasupurkauksia, joiden l„mp”ti- la on 10000 K - 20000 K. Auringon reunalla ne n„kyv„t selv„sti pinnan yl„puolella, mutta Auringon kiekon p„„ll„ ne n„ytt„v„t mustilta nauhanpalasilta. Normaalisti protuberansseissa kaasu vain hiljalleen virtaa voimaviivoja pitkin, mutta toisinaan kaa- su sy”ks„ht„„ niit„ pitkin kauas pinnan ylle. Flaret ovat voi- makkaita leimahduksia,joissa magneettikent„n energia yht'„kki„ purkautuu vapaaksi. Flaret sinkoavat avaruuteen paljon elek- troneja, protoneja ja muita hiukkasia, revontulia ja h„iri”it„ radioliikenteess„. Planeettojen liike taivaalla Tavallisesti planeetat kulkevat ekliptikaa pitkin t„htiin verrattuna it„„n p„in. Sis„planeetat eli Merkurius ja Venus voivat olla joko ala- konjunktiossa eli Maan ja Auringon v„liss„ tai yl„konjunktiossa eli Auringon takana. Merkurius voi et„„nty„ Auringosta korkein- taan 28ø ja Venus 47ø p„„h„n. Kun sis„planeetta on Maasta kat- soen kauimpana Auringosta , sen sanotaan olevan suurimmassa it„isess„ tai l„ntisess„ elongaatiossa. Venus n„kyy siten aina iltat„hten„ l„nsitaivaalla tai aamut„hten„ it„taivaalla. Koska Merkurius ja Venus kiert„v„t Maan radan sis„puolella, ne kokevat Maasta n„htyn„ samankaltaiset vaiheet kuin Kuu. Ulkoplaneetat voivat olla konjunktiossa eli auringon takana tai oppositiossa eli t„sm„lleen vastakkaisessa suunnassa kuin Aurin- ko. Oppositiossa planeetta n„kyy Maahan hyvin, varsinkin, jos se on viel„ l„himp„n„ Maata. Kun maapallo ohittaa ulkoplaneetan, n„ytt„„ sen liike k„„n- tyv„n vastakkaiseksi, ja se etenee jonkin matkaa l„nteen p„in taantuvaan eli retrigradiseen suuntaan. Keplerin lait Saksalainen Johannes Kepler johti lait planeettojen liik- keille Auringon ymp„ri, mutta ne p„tev„t yleisemminkin kahden kappaleen kiert„ess„ toisiaan. Kaksi ensimm„ist„ lakia h„n jul- kaisi v 1609 ja kolmannen lain yhdeks„n vuotta my”hemmin. Keplerin I laki. Planeetan rata on ellipsi, jonka toisessa polttopisteess„ on aurinko. Keplerin II laki. Planeetasta aurinkoon piirretty jana pyyhkii yht„ pitkiss„ ajanjaksoissa yht„ suurten pinta-alojen yli. Keplerin III laki. Planeettojen isoakselien puolikkaiden kuutiot suhtautuvat toisiinsa kuten kiertoaikojen neli”t. Lain I seuraus: Planeetan et„isyys auringosta vaihtelee. Lain II seuraus: L„hell„ aurinkoa planeetan nopeus on suu- rempi kuin kaukana auringosta. Lain III seuraus: L„hell„ aurinkoa oleva planeetta kiert„„ auringon nopeammin kuin kaukana oleva planeetta. Esimerkiksi Maan kieroaika auringon ymp„ri on yksi vuosi, mutta Marsin kier- toaika on l„hes kaksi vuotta. Planeetat voidaan jakaa kahteen ryhm„„n fysikaalisten omi- naisuuksien perusteella: maankaltaiset ja j„ttil„isplaneetat. Maankaltaisiin kuuluvat planeetat Merkuriuksesta Marsiin ja niille on tunnusomaista suhteellisen suuri tiheys (noin 4 - 5 g/cm3), kiinte„ pinta ja j„ttil„isplaneettoihin verrattuna pieni koko. Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus ovat j„ttil„is- planeettoja. Niiden keskitiheys on alhainen(noin 1-2 g/cm3) ja ne ovat suurimmaksi osaksi kaasua tai nestett„. Uloin planeetta Pluto ei kuulu kumpaakaan ryhm„„n, vaan se muistuttaa l„hinn„ suurten planeettojen j„isi„ kuita tai j„ttil„ism„ist„ komeetan ydint„. Maankaltaiset planeetat ovat koostuneet suureksi osaksi raskaista alkuaineista: natriumista, magnesiumista, alumiinista, piist„, kalsiumista, raudasta ja nikkelist„. N„m„ esiintyv„t p„„asiassa kemiallisina yhdistein„, erityisesti yhdistyneen„ happeen. Toisin sanoen n„m„ planeetat koostuvat maamateriasta. Suuret planeetat poikkeavat rakenteeltaan t„ysin edellisis- t„. Suurimmat Jupiter ja Saturnus ovat p„„asiasssa vedyst„ ja heliumista koostuvia palloja, suunnilleen samaa ainetta kuin Au- rinkokin. Varsinkin Jupiter on "melkein" t„hti; sen massa ei ole aivan riitt„v„, ja sen seurauksena l„mp„tila keskustassa ei ole tarpeeksi korkea, jotta ydinreaktiot olisivat l„hteneet k„yn- tiin. Maankaltaiset planeetat Merkurius on maankaltaisista planeetoista pienin eik„ sill„ ole lainkaan ilmakeh„„. P„iv„npuolella Merkuriuksen pinta on hyvin kuuma, 300 - 500 celsiusastetta, ja y”ll„ hyvin kylm„, noin -180 astetta. Ilmakeh„n puute ja l„mp”tilan suuret vaihte lut tekev„t Merkuriuksen kuolleeksi maailmaksi, jossa el„m„ on mahdotonta. Merkuriuksen pinta on samanlaista kraatterikentt„„ kuin oman Kuumme. Planeettojen v„lill„ liikkuvat kappaleet ovat miljardien vuosien aikana p„„sseet vapaasti iskeytym„„n sen pin- taan ja muokanneet sen t„yteen arpia. Merkurius n„kyy aina niin l„hell„ Auringon suuntaa, ett„ sen havaitseminen on varsin hankalaa. Venus on el„m„n kannalta hyvin vihamielinen. Sen pinnalla vallitsee 500 asteen kuumuus ja ilmanpaine on siell„ 90-kertai- nen maanpinnalla vallitsevaan verrattuna. P„„osan ilmakeh„st„ muodostaa hiilidioksidi. Planeetta on aina paksun pilviverhon peitt„m„. Sen pinnalta saadaankin havaintoja vain radioaalloilla ja Venukseen l„hetetyill„ luotaimilla. Pilvet muodostuvat pie- nist„ rikkihappopisaroista. Venus on kauttaaltaan kallioiden ja kivien peitossa. Kooltaan Venus on Maan kokoinen. Venus on aina planeetoista kirkkain. Se n„kyy joko aamut„h- ten„ id„ss„ tai iltat„hten„ l„nness„. Mars on monessa suhteessa maapallon kaltainen. Esimerkiksi sen py”r„hdysaika on vain hiukan pitempi kuin Maapallon, joten y” ja p„iv„ ovat siell„ suunnilleen saman pituiset kuin maapal- lollakin. Marsin ilmakeh„ on hyvin ohut, eik„ sen pinnalla ole nyky„„n juoksevaa vett„. Ilmanpaine Marsin pinnalla on vain muu- tama tuhannesosa ilmanpaineesta Maan pinnalla. Marsin pinta on punaista hiekka-aavikkoa. Sen navoilla on j„„tik”t kuten Maassa- kin. Ne lienev„t paksua j„„t„, jonka pinnalla on ohut kerros kiinte„„ hiilidioksidia. Keskil„mp”tila pinnalla on noin -50 øC. El„m„„ Marsista ei ole l”ydetty. Mars on selv„sti punainen, joten seon helposti erotettavis- sa muista kirkkaista planeetoista. Marsilla on kaksi kuuta, Phobos ja Deimos. Suomalaisilla on ollut oma panoksensa neuvostoliittolaisen Phobos 2-luotaimen va- rustamisessa ja luotaimen antamien tulosten k„sittelyss„. Phobos 2-luotain l„hetettiin Marsiin hein„kuussa 1988 ja se otti ensim- m„iset kuvat Phobos-kuusta helmikuussa 1989. J„ttil„isplaneetat Jupiter on aurinkokunnan planeetoista suurin ja sen massa on suurempi kuin muiden planeettojen massat yhteens„. Jupiter on t„ysin erilainen kuin maankaltaiset planeetat. Se on suuri kaa- su- ja nestepallo, jolla ei ole luultavasti kiinte„„ pintaa lainkaan. Jupiterin pinnalla n„kyv„t vy”t ovat eri korkeuksilla olevia pilvi„, joiden alla on yh„ tihe„mp„„ kaasua tuhansien kilometrien syvyyteen. Viel„ syvemm„ll„ kaasu muuttuu nesteeksi. Jupiterin ainekoostumus on suunnilleen sama kuin Auringon ja itse asiassa sama kuin koko maailmankaikkeudenkin, eli se koos- tuu p„„asiassa vedyst„ ja heliumista. Jupiterin nelj„ suurinta kuuta n„ki jo Galileo Galilei al- keellisella kaukoputkellaan 1600-luvun alussa. Ne n„kyv„t taval- lisella kiikarilla pienin„ pistein„ Jupiterin ymp„rill„. Ulko- planeettana Jupiter voi n„ky„ kirkkaana keskiy”ll„ korkealla taivaalla muita t„hti„ kirkkaampana. Jupiter kuineen on kuin aurinkokunta pienoiskoossa. Kuita tunnetaan nyky„„n 16, mutta useimmat niist„ ovat varsin pieni„. Jupiterin punainen Io-kuu on aurinkokunnan tuliper„isin kappale. Sen pinnalla n„kyy runsaasti purkausaukkoja, ja useat niist„ ovat koko ajan toiminnassa. Europa-kuu on paksun j„„kuoren pei- tossa. Gadymedes on suurin Jupiterin kuista, se on Merkuriuksen kokoinen kappale. Kallisto taas on aurinkokuntamme kraatterisin kappale. Jupiterin ymp„rill„ on ohut rengas, mutta se ei n„y Maahan. Saturnus on jonkinverran Jupiteria pienempi mutta muuten varsin samanlainen kaasupallo. Sen huomattavimpina piirtein„ ovat kauniit renkaat, jotka kiert„v„t sit„ p„iv„ntasaajan tasol- la. Renkaat koostuvat lukemattomista senttimetrien tai metrien l„pimittaisista kappaleista. Jo pienell„ kaukoputkella renkaat saa n„kyviin, jos rengastaso on kallellaan meihin p„in. Itse Saturnus voi my”s olla kirkas paljain silmin havaittuna. Renkaiden lis„ksi Saturnuksella on kuita, joita tunnetaan 17. Niist„ suurimmalla, Titanilla, on todettu ilmakeh„. Uranus on vihert„v„ kaasupallo, eik„ se n„y paljain silmin. Sill„kin on renkaat, jotka l”ydettiin 1977. Uranuksen py”ri- misakseli on l„hes ratatasossa. Kuita Uranuksella tunnetaan kak- sitoista, josta kymmenen l”ysi Voyager 2-luotain. Neptunus on sekin vihert„v„ kaasupallo. Vihre„ v„ri johtuu metaanin absorptiosta. Neptunuksella on renkaita ja kuita tunne- taan kahdeksan. Suurin kuu Triton on aurinkokuntamme kuista kol- mas, jolla on ilmakeh„( Saturnuksen Titan ja Jupiterin Io). Vuo- desta 1979 vuoteen 1999 Neptunus on aurinkokuntamme uloin pla- neetta. Pluto on aurinkokuntamme uloin(keskim„„rin) planeetta ja selv„sti planeetoista pienin. Se on meid„n Kuutammekin pienempi. Pluto l”ydettiin sattumalta vuonna 1930. Suurillakin kaukoput- killa Pluto n„ytt„„ vain pisteelt„. Nykyisen tiedon mukaan Plu- tolla on raskas kivisyd„n, jota peitt„„ paksu vesij„„kerros. Pinnan l„hell„ vesij„„n seassa on metaanij„„t„. Maan Kuu Kuu on l„hin naapurimme avaruudessa. Jo paljain silmin n„- kyy Kuun pinnalla tummempia alueita, joita sanotaan meriksi ja vaaleampia alueita, joita sanotaan mantereiksi. Meret eiv„t vastaa Maan meri„, koska Kuussa ei ole vett„. Pienell„kin kiikarilla n„kee Kuun pinnalla lukuisia kraat- tereita. Ne ovat syntyneet meteoriittien t”rm„tess„ Kuun pinnal- le. Ilmakeh„n ja pinnan aktiivisuuden puuttuessa ne ovat s„ily- neet vuosimiljardien ajan. Ainoatakaan tulivuorenkraatteria ei Kuusta ole tavattu. Kuun synnyn j„lkeiset puoli miljardia vuotta Kuu oli voimakkaan meteoriittipommituksen kohteena. Noin nelj„ miljardia vuotta sitten syntyiv„t suurten meteoriittien iskuista meret, jotka seuraavan miljardin vuoden kuluessa t„yttyiv„t laa- valla. Kuun synty„ ei viel„k„„n ole voitu t„ysin varmasti selvit- t„„. Pinta-aineiden kemiallisesta koostumuksesta voidaan p„„tel- l„, ett„ Kuun on t„ytynyt synty„ samalla alueella kuin Maakin planeettojen syntyess„ aurinkokuntaamme. Kuun„ytteit„ on tuotu Maahan kaikkiaan 384 kg Apollo-lennoilla, jotka alkoivat vuonna 1969. Kuun„ytteet ovat kemialliselta koostumukseltaan hieman erilaisia kuin Maan kivet. Vett„ ei Kuun kiviss„ ole, vaikka Maassa se on tavallista, monet kiteet sis„lt„v„t vett„ kidera- kenteeseensa sidottuna. Lis„ksi Kuun pinnassa on enemm„n mm. titaania, magnesiumia ja rautaa, mutta v„hemm„n esimerkiksi ku- paria ja natriumia. Kuitenkaan ei voida p„„tell„, onko Kuu syn- tynyt Maata kiert„vist„ j„tteist„ vai onko se synnytty„„n jos- sain l„hist”ll„ joutunut Maan sieppaamaksi. Miss„„n tapauksessa Kuu ei ole voinut repeyty„ irti maapallosta Tyynen meren kohdal- ta kuten joskus on v„itetty. Ilmakeh„n puutteesta seuraa eritt„in suuret l„mp”tilanvaih- telut: yli 100 øC:n helle Kuun kaksiviikkoisen p„iv„n aikana vaihtuu -170 øC:n pakkaseen kohta Auringon laskettua. Kun ilma- keh„„ ei ole, n„ytt„„ taivas Kuun pinnalta mustalta kuten ava- ruudessa muutenkin. Kuun pienest„ massasta johtuen vetovoima Kuun pinnalla on vain 1/6 vetovoimasta Maan pinnalla. Kuun pinnalla on siten pal- jon helpompi liikkua, Kuun pinnalta on helpompi l„hte„ avaruu- teen kuin Maan pinnalta ja korkeushyppyenn„tys paranisi noin kuusikertaiseksi. Apollolennoilla j„tettiin Kuuhun seismometrej„ rekister”i- m„„n luonnollisia ja keinotekoisia kuunj„ristyksi„ ja laserhei- jastimia , joiden avulla Kuun ja Maan et„isyys voidaan mitata senttimetrien tarkkuudella. Aurinkokunnan muita kohteita Asteroidit eli pikkuplaneetat Asteroidit ovat p„„asiassa Marsin ja Jupiterin ratojen v„- liin j„„v„ll„ asteroidivy”hykkeell„. Muutamat asteroidit tulevat radallaan kuitenkin jopa Maan radan sis„puolelle. Ensimm„inen asteroidi l”ydettiin vuonna 1801 ja vuoden 1982 alussa niit„ oli luetteloitu noin 2700. M„„r„ kasvaa vuosittain noin kymmenell„. Kaikkiaan asteroidivy”hykkeell„ arvioidaan olevan v„hint„„n 400000 yli kilometrin l„pimittaista kappaletta. Suurin aste- roideista on noin 1000 km l„pimittainen Ceres. Kaikki pikkuplaneetat kiert„v„t aurinkoa samaan suuntaan kuin isotkin planeetat eiv„tk„ niiden ratatasot poikkea merkit- t„v„sti planeettojen ratatasoista. Siksi tuntui melko luonnolli- selta, ett„ Marsin ja Jupiterin v„liss„ on ollut planeetta, joka on hajonnut muodostaen pikkuplaneetat. Ep„suoria todisteita al- kuplaneetan r„j„hdysteoriaa vastaan on saatu useita. Nykyisen k„sityksen mukaan asteroidit eiv„t ole koskaan muodostaneet yht„ kappaletta. T”rm„yksiss„ ne ovat pirstoutuneet pinemmiksi. Itse asteroidivy”hykkeell„k„„n eiv„t asteroidit ole jakau- tuneet tasaisesti, vaan ne n„ytt„v„t karttavan tiettyj„ alueita. Joillakin alueilla on hyvin v„h„n asteroideja. N„it„ alueita kutsutaan Kirkwoodin aukoiksi, ja ne osuvat kohtiin, joissa as- teroidin ja Jupiterin kiertoaikojen suhde on yksinkertainen mur- toluku, esimerkiksi 2/5, jolloin puhutaan 2/5 resonanssista. Tiedot asteroidien koostumuksesta ja rakenteesta auttavat selvitt„m„„n Maan ja koko aurinkokunnan synty„. Pikkuplaneetta Erosta on k„ytetty Maan ja Auringon et„isyyden mittaamiseen. On my”s ehdotettu asteroidien k„ytt„mist„ Maan ehtyvien raaka-aine- l„hteiden korvaajina. Meteoriittien perusteella voidaan p„„tel- l„, ett„ ainakin osa pikkuplaneetoista sis„lt„„ hyvinkin run- saasti metalleja. Komeetat eli pyrst”t„hdet Komeetat ovat ehk„ n„ytt„vimpi„, Aurinkoa kiert„vist„ kap- paleista. Komeetan ydin ei itsess„„n ole kovinkaan vaikuttava kappale. Se on muutaman kilometrin tai korkeintaan muutaman kym- menen kilometrin l„pimittainen, l„hinn„ j„„st„, lumesta ja p”- lyst„ muodostunut l”yh„ kasauma. Aurinkokunnan ulkorajoilla kiert„ess„„n se on selke„rajainen, merkitykset”n kappale. Kauka- na Auringosta olevaa komeettaa on l„hes mahdoton havaita Komeetat kulkevat Auringon ymp„ri hyvin pitkulaisilla el- liptisill„ radoilla. Kun ne l„hestyv„t radallaan Aurinkoa noin 1-2 AU:n p„„h„n, niiden ulkon„k” Maasta katsottuna muuttuu huo- mattavasti. Komeettaan sitoutunut j„„ alkaa Auringon l„mm”n vai- kutuksesta haihtua. J„„st„ haihtuvien kaasujen mukana komeetan ytimest„ irtoaa suuria m„„ri„ p”ly„. P”ly ja kaasu n„hd„„n ko- meetan ytimen ymp„rill„ kauniina huntuna, niinsanottuna komana. Aurinkotuuli ja Auringon s„teilypaine ajavat t„st„ hunnusta kaa- sua ja p”ly„ pitk„ksi pyrst”ksi. Usein komeetoilla on erikseen p”lypyrst” ja kaasupyrst”, koska paine vaikuttaa niihin eri ta- valla. Komeetan pyrst” saattaa olla jopa 1 AU pituinen, siis yli sata miljoonaa kilometri„ pitk„, ja se voi maapallolta katsottu- na ulottua l„hes koko taivaankannen yli. Aurinkotuuli ja s„tei- lypaine k„„nt„v„t pyrst”n aina Auringosta poisp„in. Koska komeetat h”yrystyv„t ja hajoavat, niiden elinik„ ei ole pitk„, korkeintaan joitakin tuhansia kierroksia Auringon ymp„ri. Lyhyill„ kirtoradoilla olevat ns. lyhytperiodiset komee- tat ovat siksi melko nuoria tulokkaita. Jossakin t„ytyy olla suuri varasto josta uusia komeettoja ilmestyy hajonneiden tilal- le. T„llainen varasto on luultavasti ns. Oortin pilvess„, joka ulottuu l„hes puoliv„liin l„himpi„ t„hti„ kohti. Teoreettisesti on voitu laskea miten aurinkokunnan synnyss„ muodostuneista ko- meetoista suuri osa ajautui kaukana Auringosta kiert„ville ra- doille, joiden apheli, radan et„isin kohta Auringosta mitattuna, ulottuu kymmenientuhansien AU-yksikk”jen p„„h„n. Oortin pilvi voi olla melko stabiili ja pysy„ koossa vuosimiljardeja. L„hi- t„htien h„iri”t muuttavat toisinaan komeettojen ratoja siten, ett„ niiden periheli, radan Aurinkoa l„hinn„ oleva piste, siir- tyy aurinkokunnan keskustaan. N„m„ komeetat n„hd„„n ns. pitk„pe- riodisina komeettoina, jotka l„hinn„ Jupiterin ja Saturnuksen h„iri”iden takia voivat edelleen joutua lyhytperiodisille kier- toradoille. Komeetta saattaa kulkea Aurinkoa hipoen sen ohi tai jopa sy”ksy„ Aurinkoon. Vuosina 1979 - 85 er„s amerikkalainen tekokuu on havainnut puoli tusinaa Aurinkoon sy”ksyv„„ komeettaa. Tunnetuin komeetta on Halleyn komeetta. Siit„ on tehty ha- vaintoja yli 2000 vuoden ajalta. Sen kiertoaika on noin 76 vuot- ta ja se n„kyi viimeksi vuosina 1985-86. Edmund Halley oli en- nustanut 1680-luvulla n„hdyn komeetan palaavan Auringon l„helle 1758-59. Komeetta l”ytyikin joulukuussa 1758, mutta Halley ehti jo kuolla sit„ ennen. Pyrst”t„hte„ ruvettiin sanomaan Halleyn komeetaksi. Halleyn komeetasta tehtiin havaintoja viel„ vuonna 1988, jolloin komeetta oli Saturnuksen et„isyydell„ Auringosta. Aurinkokunnan pienimm„t Aurinkoa kiert„„ asteroideja ja komeettoja pienempi„ kappa- leita, joista suurimpia sanotaan meteoroideiksi ja pienempi„ mikrometeoroideiksi. Ero asteroidin ja meteoroidin v„lill„ ei ole selv„. Jos meteoroidi osuu maapalloon ja osa osa siit„ s„i- lyy ehj„n„ pinnalle asti, sit„ sanotaan meteoriitiksi. Kirjalli- suudessa k„ytet„„n usein tutumpaa nimityst„ meteori eli t„hden- lento. Meteoriittej„ maapallolta on l”ydetty runsaat 3000. Niis- t„ noin nelj„nnes on rautameteoriitteja, jotka koostuvat l„hes puhtaasta nikkeliraudasta. Suuret meteoroidit, noin kymmenen metrin l„pimittaiset, eiv„t paljonkaan hidasta nopeutta ilmakeh„ss„, vaan iskeytyv„t maahan l„hes kosmisella nopeudella aiheuttaen paikalla r„j„hdys- kraatterin. Pienet kappaleet hidastuvat ilmakeh„ss„. Pienimm„t meteoroidit, jotka aiheuttavat taivaalla n„kyv„n t„hdenlennon, ovat massaltaan gramman luokkaa. T„hdenlento syn- tyy, kun ulkoap„in ilmakeh„„n tulevat kappaleet kuumentuvat il- makeh„n aiheuttaman kitkan vaikutuksesta hehkuviksi ja haihtuvat kuumenemisen takia olemattomiin. Niiden tuhoutuminen tapahtuu korkealla, noin 100 km korkeudessa. T„hdenlentoja n„kyy runsaasti tiettyin„ vuodenaikoina. Jos t„hdenlentoja on eritt„in tihe„ss„, esim. muutaman minuutin v„- lein, puhutaan t„hdenlentoparvesta. Se syntyy, kun maapallo koh- taa joukon meteoroideja, jotka liikkuvat samaan suuntaan. N„m„ hiukkaset ovat tietyst„ komeetasta irronnutta ainetta ja sijait- sevat t„m„n komeetan radalla. T„hdenlentoparvessaa kaikki t„hdet n„ytt„v„t tulevan samasta pisteest„. Jos monen t„hdenlennon ra- taa jatketaan takaisinp„in, ne leikkaavat toisensa pienell„ alu- eella. T„t„ aluetta tai pistett„ sanotaa s„teilypisteeksi tai radiantiksi. Almanakasta l”ytyv„t tunnetuimpien t„hdenlentopar- vien esiintymisajat. Marras-joulukuussa 1989 oli havaittavissa kymmenkunta t„h- denlentoparvea. Esimerkiksi Ursidien meteoriparven maksimi on 23.12, parven j„seni„ n„kyy 17.-24.12. S„teilypiste on korkeal- la, Pienen Karhun t„hdist”ss„. Rektaskensio on 14 h 28 min ja deklinaatio +78ø. Tunnissa voi sytty„ viisi "joulut„hdenlen- toa". Toinen meteoriittil„hde on asteroidit. Niiden yhteent”r- m„yksiss„ syntyy erikokoisia kivenj„rk„leit„, jotka maapalloon osuessaan my”s aiheuttavat t„hdenlentoja. T„hdenlentoja n„kyy aamuy”st„ enemm„n kuin iltay”st„ ja syksyll„ enemm„n kuin kev„„ll„. Planeettainv„lisen p”lyn olemassaolo n„kyy maapallolle kah- desta valoilmi”st„: el„inratavalosta ja vastavalosta. Molemmat johtuvat auringonvalon heijastumisesta pienist„ p”lyhiukkasista. El„inratavalo eli zodiakaalivalo n„kyy p„iv„ntasaajan seuduilla nousevan tai laskevan Auringon yl„puolella olevana valohehkuna. Vastavalo n„kyy taas t„sm„lleen vastakkaisessa suunnassa kuin Aurinko ja on voimakkuudeltaan paljon heikompi kuin el„inratava- lo. Alkeishiukkasia tulee sek„ Auringosta ett„ aurinkokunnan ulkopuolelta. Aurinko l„hett„„ jatkuvana virtana ulosp„in elekt- roneja, proroneja ja alfahiukkasia. Ne muodostavat aurinkotuu- len, joka etenee 300-400 km/s nopeudella Auringosta poisp„in. Ulkoap„in aurinkokuntaan tulee kosmisia s„teit„, joissa keveiden alkeishiukkasten lis„ksi on raskaitakin atomiytimi„. Ne ovat luultavasti syntyneet supernovar„j„hdyksiss„. Et„isyyksien ilmaiseminen t„htitieteess„ T„htitieteess„ k„ytet„„n omia et„isyyden yksikk”j„, sill„ v„limatkat ovat niin suunnattomia. Pienin n„ist„ yksik”ist„ on T„htitieteellinen yksikk” AU (lyhennys englannista Astronomical Unit). Se on Maan rataellipsin isoakselin puolikas eli Maan kes- kiet„isyys Auringosta. Sen pituus on 149'600'000 km. AU:ta k„y- tet„„n mm. aurinkokunnassa, kaksoist„htien rataelementeiss„ ja sumujen halkaisijoissa. Seuraava yksikk” on valovuosi. Se on matka, jonka valo kul- kee vuodessa. Valon nopeus on 300 000 km/s, joten valovuosi on 9,46ù1012 km eli 63000 AU:„. T„htitieteen oma yksikk” on parsek. Se tarkoittaa parallak- sisekuntia eli et„isyytt„, joista Maan radan s„de n„kyy yhden kaarisekunnin kulmassa. 1 pc = 3,26 valovuotta. 1 kpc = 1000 pc. Esimerkkej„ avaruuden et„isyyksist„ Kuvitelkaamme Aurinko kutistetuksi yhden pennin kokoiseksi, halkaisija noin 1,6 cm. Sijoitetaan pennin kokoinen Aurinko ur- heilukent„n keskelle jalkapallon aloituspisteeseen. Maa kiert„i- si silloin Aurinkoa 1,7 m et„isyydell„ pienen„ p”lyhiukkasena, l„pimitta n. 0,14 mm. Mars kiert„isi Aurinkoa 2,5 m et„isyydel- l„, Jupiter 8,7 m et„isyydell„ ja kaukaisin planeetta Pluto n. 67 m Auringosta. Aurinkokuntamme olisi suunnilleen urheilukent„n kokoinen. On mielenkiintoista todeta, ett„ jos atomi suurennettaisiin si- ten ett„ ydin olisi pennin kokoinen, niin atomi kokonaisuudes- saan olisi my”s suunnilleen urheilukent„n kokoinen. Atomissa uloimmat elektronit kiert„isiv„t urheilukent„n ulkolaidalla ku- ten aurinkokuntamallissamme uloin planeettakin kiert„isi kent„n reunoja. Samassa mittakaavassa l„hin t„hti, à Cen C, olisi Lahdesta katsoen pennin kokoisena Oulussa Raadin kent„n keskell„ 450 km:n p„„ss„. Suunnilleen samalla et„isyydell„ olisivat my”s à Cen A ja à Cen B. Seuraava Bardardin t„hti olisi 620 km:n p„„ss„, esim. Rovaniemell„. Linnunratamme keskus olisi 3400000 km:n et„isyydell„, eli noin yhdeks„n kertaa Kuun et„isyys Maasta. Linnunrata Pimein„ t„htikirkkaina ”in„ kiinnitt„„ t„htitarkkailija helposti huomiota taivaan yli kulkevaan maitomaiseen kelme„„n nauhaan, Linnunrataan. Linnunrata on tunnettu jo kauan, mutta vasta kaukoputken keksimisen j„lkeen alettiin ymm„rt„„ mik„ se on. Galileo Galilei totesi ensimm„isell„ kaukoputkellaan 1600- luvun alussa, ett„ Linnunrata muodostuu lukemattomista t„hdist„. Linnunradan suunnassa havaitaan t„hti„ paljon enemm„n kuin muu- alla. Linnunrata koostuu p„„asiassa t„hdist„. Nime„ Linnunrata k„ytet„„n kahdessa merkityksess„. Se tarkoittaa tuota maitomais- ta vanaa ”isell„ taivaalla ja toisaalta omaa spiraaligalaksiam- me. Linnunradan t„hdet muodostavat kiekkomaisen, voimakkaasti litistyneen j„rjestelm„n. Siksi kiekon keskitason suunnassa n„- kyy t„hti„ suunnattoman paljon, kun taas tasoa vastaan kohti suorassa suunnassa t„hti„ n„kyy varsin v„h„n. Kaukaisten t„htien heikko valo sulautuu yhten„iseksi hohteeksi, ja siksi n„emme paljain silmin Linnunradan himme„n„ nauhana. Vasta t„m„n vuosisadan alussa saatiin arvio Linnunradan koolle. Linnunradan todellinen laajuus ja Auringon paikka Lin- nunradassa selvisi 1920-luvulla Harlow Shapleyn tutkiessa pallo- maisten joukkojen jakaumaa. Linnunrata on mahtava spiraaligalak- si. Radioteleskoopeilla on saatu selville, ett„ spiraaligalak- sissamme on useita spiraalihaaroja. Sivulta katsottuna se on litte„, hiukan linssin muotoinen. Keskelt„ se on paksuimmillaan. Linnunradan t„hdet ovat osaksi samankaltaisia kuin oma Aurinkom- me, osa suurempia ja osa pienempi„ kuin Aurinko. T„hti„ Linnun- radassa on l„hes 200 000 000 000. Linnunradan halkaisija on noin 100000 valovuotta ja paksuus keskikohdalta noin 10000 valovuot- ta. Valon tarvitsee 10000 vuotta p„„st„kseen Linnunradan keski- kohdan l„pi! ™isen taivaan Linnunrata kulkee mm. seuraavien t„hdist”jen kautta: Kassiopeija, Kefeus, Joutsen, Jousimies, Skorpioni, Ori- on, H„rk„, Ajomies ja Perseus. Linnunradan keskus on Jousimiehen t„hdist”n suunnassa. Siell„ ovat my”s Linnunradan kirkkaimmat alueet, mutta ne eiv„t n„y Suomessa. Linnunrata on py”riv„ kiekko. Aurinko kiert„„ Linnunradan ydint„ kuten muutkin t„hdet. Mittaamalla Aurinkoa l„hell„ olevi- en t„htien liikkeit„, on voitu laskea, ett„ Aurinko py”rimisno- peus on 250 km/s. L„hit„htien ominaisliikkeiden avulla W. Her- schel vuonna 1787 sai selville, ett„ Aurinko liikkuu Herkuleen t„hdist”„ kohti. Pistett„, jota kohti Aurinko ja samalla koko aurinkokunta liikkuu, sanotaan apeksiksi. Auringon kohdalla Linnunrata py”r„ht„„ kerran 240 mil- joonassa vuodessa. Aurinko on olemassaolonsa aikana kiert„nyt Linnunradan keskustan jo 20 kertaa. Linnunradan t„hdet eiv„t kuitenkaan kierr„ ydint„ yht„ nopeasti. L„himp„n„ keskustaa ole- vat t„hdet kiert„v„t nopeammin ja kauempana olevat t„hdet hi- taammin kuin Aurinko. Aurinko on todenn„k”isesti er„„ss„ Linnunradan varsinaisten kierrehaarojen v„lisess„ pieness„ haarassa, jota sanotaan Orion- haaraksi. T„m„ nimitys johtuu siit„, ett„ Orionin sumu ja muuta- mat Orionin t„hdet kuuluvat siihen. Linnunradan tasolla tarkoitetaan galaksimme tasoa. Sit„ vastaan kohtisuora on galaktinen akseli ja se leikkaa taivaan- pallon galaktisessa pohjoisnavassa. Galaktinen pohjoisnapa si- jaitsee Bereniken Hiusten t„hdist”ss„. T„ll„ alueella Linnunra- dan p”ly h„iritsee kaukaisia kohteita v„hiten ja n„ill„ main n„hd„„nkin suuria galaksijoukkoja. Linnunradan keskusalue on Jousimiehen t„hdist”ss„ niin ti- heiden p”ly- ja kaasupilvien takana, ett„ tavallisilla kaukoput- killa ei p„„st„ n„kem„„n edes ytimen l„hialueita. Radios„teily kuitenkin tunkeutuu kaasun ja p”lyn l„pi. Siksi galaktimme kes- kustaa on kartoitettu radioaalloilla, ja ytimest„ onkin l”ydetty voimakas s„teilyl„hde. Saaduissa radiokuvissa n„kyy aivan Lin- nunradan ytimess„ kirkas piste, jonka koko on puolet oman Aurin- komme halkaisijasta. T„ll„ alueella on massaa ehk„ viiden mil- joonan t„hden verran. Kuinka n„in monta t„hte„ mahtuu n„in pie- neen tilaan? Ainoa mahdollisuus nykyisen tiet„myksen mukaan on supermassiivinen musta aukko. L„hes kaikki mit„ taivaalla n„emme, kuuluu omaan Linnunra- taamme. Paljain silmin n„kyy vain muutama Linnunradan ulkopuoli- nen kohde, naapurigalaksi. T„htitaivaalta voi l”ytt„„ yksitt„isten t„htien lis„ksi muitakin kohteita. N„it„ ovat mm. kaksoist„hdet, t„htijoukot ja sumut. T„htien v„li ei ole aivan tyhj„, vaan Linnunradassa on my”s t„htienv„list„ p”ly„. Kaksoist„hdet Kaksoist„hti„ on kahdenlaisia. Optinen kaksoist„hti on sel- lainen, jossa kaksi t„hte„ n„ytt„„ Maasta katsoen olevan samassa suunnassa. Muulla tavalla ne eiv„t ole mitenk„„n tekemisiss„ toistensa kanssa. Fyysinen kaksoist„hti on sellainen, jossa t„h- det muodostavat fysikaalisen systeemin. Ne kiert„v„t yhteisen painopisteen ymp„ri. T„htien v„limatka voi olla niin pieni, ett„ ne l„hes koskettavat toisiaan tai se voi olla 100 kertaa Aurin- gosta Plutoon. Siten my”s kiertoajat vaihtelevat muutamista tun- neista tuhansiin vuosiin. Paljain silmin n„kyvist„ t„hdist„ on viidennes fyysisi„ kaksoist„hti„. Linnunradassamme on kolmasosa tai puolet t„hdist„ kaksois- tai useampikertaisia t„hti„. Visuaaliset kaksoist„hdet erottuvat kaukoputkella erilli- siksi t„hdiksi. Jos n„iden kiertoaika yhteisen painopisteen ym- p„ri on suhteellisen lyhyt, voidaan pitk„aikaisista ja tarkoista mittauksista m„„ritt„„ t„htien radat. Molemmat t„hdet kiert„v„t yhteist„ painopistett„ siten, ett„ ne ovat aina vastakkaisilla puolilla painopistett„. Spektroskooppisen kaksoist„hden komponentteja emme voi erottaa kaukoputkella. Ne ovat niin l„hell„ toisiaan. Ne voidaan tunnistaa t„hden spektrist„. Kiert„ess„„n yhteist„ painopistett„ ne jaksollisesti l„hestyv„t meit„ ja loittonevat meist„. T„m„ n„kyy spektriviivojen siirtymisin„ vuoroin siniseen ja vuoroin punaiseen p„in. Fotometriset kaksoist„hdet ovat t„hti„, jotka voidaan tode- ta kaksoist„hdiksi niiden kirkkaudenvaihtelujen avulla. T„llai- sissa t„hdiss„ komponentit kiert„v„t toisiaan suunnilleen samas- sa tasossa kuin havaitsija. T„ll”in t„hdet vuoron per„„n peitt„- v„t toisensa. N„it„ t„hti„ sanotaan pimennysmuuttujiksi. Astrometriset kaksoist„hdet ovat t„hti„, joissa toinen kom- ponentti on n„kym„t”n. Se on joko niin pieni, ettei siit„ ole tullut t„hte„ tai niin himme„, ettei sit„ voida havaita. Seure- lainen on kuitenkin todettavissa p„„t„hden jaksollisen paikan- muutoksen avulla. Tunnetuin esimerkki t„st„ on Sirius. Sen seu- ralainen todettiin paikan heilahteluista jo kymmeni„ vuosia en- nen kuin valkea k„„pi”t„hti l”ydettiin visuaalisesti. T„htijoukot T„htijoukot voidaan jakaa kahteen p„„ryhm„„n: avonaisiin ja pallomaisiin. Avonaisissa t„htijoukoissa on muutamasta kymmenest„ jopa muutamiin tuhansiin t„htiin pienell„ alueella. T„hdet eiv„t ole mitenk„„n j„rjest„ytyneet tuolla alueella. Ulkopuoliset vetovoi- mat pyrkiv„t v„hitellen hajottamaan avonaista joukkoa. Silti monet niist„ ovat varsin pysyvi„. Esimerkiksi Seulaset on monen sadan miljoonan vuoden ik„inen, mutta yh„ varsin tiivis joukko. Avonaiset t„htijoukot ovat yleens„ sijoittuneet Linnunradan tasoon. Linnunradassamme niit„ on arveltu olevan 150000 kappa- letta. Suurin osa niist„ on halkaisijaltaan 5 - 20 valovuotta. Avoimen t„htijoukon t„hdill„ on kesken„„n samoja ominaisuuksia. Ne ovat kaikki syntyneet suunnilleen samaan aikaan. Ne eiv„t ole kovin vanhoja, 3 miljoonaa - 6 miljardia vuotta. Avoimissa t„htijoukoissa on t„htien lis„ksi usein p”ly„ ja kaasua. N„m„ voidaan helposti havaita, sill„ t„hdet valaisevat niit„. Hyv„ esimerkki t„llaisesta on Plejadit, jossa t„htien v„list„ ainetta on runsaasti. Mell„ tunnetuin avonainen t„hti- joukko on Seulaset eli Plejadit H„r„n t„hdist”ss„. Muita ovat Hyadit my”s H„r„n t„hdist”ss„ ja Bereniken hiukset samannimises- s„ t„hdist”ss„. Pallomaiset t„htijoukot sis„lt„v„t paljon enemm„n t„hti„ kuin avonaiset t„htijoukot. Pallomaiseen t„htijoukkoon kuuluu arviolta 50 000 - 50 miljoonaan t„hte„. Ne ovat suhteellisen pienell„ alueella siten, ett„ keskustassa on eniten t„hti„. T„h- det sijaitsevat l„hes pallosymmetrisesti joukossa. Pienill„ kau- koputkilla pallomaiset t„htijoukot n„ytt„v„t py”reilt„ sumu- l„ikilt„. Pallomaiset t„htijoukot ovat noin 10 kertaa suurempia kuin avonaiset t„htijoukot. Pallomaisten t„htijoukkojen ik„ on paljon suurempi kuina- vonaisten t„htijoukkojen. Niiden ik„ on 10 - 15 miljardia vuotta ja ne ovat Linnunradan vanhimpia j„seni„. Pallomaisia t„htijouk- koja tunnetaan Linnunradassamme 126 kappaletta ja ne ovat l„hes pallosymmetrisesti Linnunradan keskustan ymp„rill„ niin ett„ tiheys kasvaa keskustaa kohti. Ne eiv„t siis ole Linnunradan tasossa kuten avonaiset joukot. My”s muista galakseista on l”y- detty pallomaisia t„htijoukkoja. Pohjoisen t„htitaivaan ehdotto- masti komein pallomainen t„htijoukko on Herkuleen t„hdist”ss„ oleva M 13, NGC 6205. Sen et„isyys on 33000 valovuotta. T„m„ t„htijoukko n„kyy eritt„in hyviss„ olosuhteissa paljain silmin- kin ja kiikarilla pienen„ sumut„pl„n„. Herkuleen t„htikuviossa on toinenkin vain v„h„n edellist„ himme„mpi pallomainen t„hti- joukko. T„htienv„linen aine Suurin osa Linnunratamme massasta on keskittynyt tiiviisiin massakeskuksiin, t„htiin. T„htienv„linen avaruus ei kuitenkaan ole tyhj„. Siell„ on kaasua ja p”ly„ sek„ erillisin„ pilvin„ ett„ harvana v„liaineena. Kaikkiaan Linnunradan massasta on noin 10 % t„htienv„lisen„ kaasuna. Kaasu on keskittynyt Linnunradan tasoon ja spiraalihaa- roihin. P”ly„ on prosentin verran kaasun m„„r„st„. Kaasu on p„„- asiassa vety„ ja vain noin 30 % on heliumia. N„it„ kahta kevein- t„ alkuainetta esiintyy maailmankaikkeudessa runsaimmin. Tiheis- s„ sumuissa esiintyy mutkikkaitakin molekyylej„ esim. vett„, ammoniakkia, asetyleenia ja alkoholia. T„htienv„lisen kaasun olemassaolo aavisteltiin jo 1900- luvun alussa er„iden spektriviivojen k„ytt„ytymisest„. P”lyn olemassaolo varmistui 1930-luvulla. P”ly koostuu hiukkasista, jotka ovat valon aallonpituuden suuruusluokkaa. Hiukkaskoon puolesta se muistuttaa enemm„nkin savua kuin p”ly„. P”lyn valoa himment„v„ vaikutus johtuu siit„, ett„ valo osuessaan hiukkaseen siroaa eli hajautuu eri suuntiin. Pienen kokonsa vuoksi t„htienv„liset hiukkaset sirottavat par- haiten sinist„ valoa. T„st„ johtuen t„htien valo punertuu. T„h- dist„ tuleva valo siis himmenee ja punertuu matkalla Maahan. Himmeneminen on voimakkainta Linnunradan keskustan suunnassa. Jos p”ly„ ei olisi, Linnunradan keskus n„kyisi kirkkaampana kuin t„ysikuu. Harvan l„pi koko Linnunradan tason jakutuneen p”lyn lis„ksi on olemassa tihe„mpi„ p”lypilvi„. Niit„ voidaan havaita kauko- putken avulla pimein„ sumuina. Ne ovat taivaalla alueita, joissa n„kyy harvinaisen v„h„n t„hti„. N„m„ alueet ovat niin runsaasti p”ly„ sis„lt„vi„ kaasupilvi„, ett„ niiden takana olevat t„hdet peittyv„t kokonaan n„kyvist„. Esimerkkej„ pimeist„ sumuista ovat etel„isell„ taivaalla sijaitseva Hiilis„kki ja Orionin Hevosen- p„„sumu. T„llainen pilvi voi tulla n„kyviin my”s heijastussumuna. P”lypilven l„hell„ sijaitseva t„hti voi valaista sit„, jolloin n„emme pilvest„ heijastunutta, p„„asiassa sinist„ valoa. Kun viel„ valaisevat t„hdet ovat itsekin usein sinert„vi„ p„„sarjan t„hti„, on sininen v„ri heijatussumujen paras tuntomerkki. Ple- jadien t„htijoukosta otetussa valokuvassa n„kyy p”ly heijastus- sumuna kirkkaimpien t„htien ymp„rill„. P”ly„ arvellaan syntyv„n punaisten j„ttil„isten ulkokerrok- sissa, mist„ sit„ joutuu t„htienv„liseen avaruuteen t„htituulen mukana. T„htienv„lisen kaasun koostumus on hyvin samanlainen kuin t„htien yleinen kokoonpano. T„m„ ilment„„ t„htien ja niiden v„- lisen kaasun l„heist„ vuorovaikutusta: kaasusta syntyy t„hti„ ja osa t„htien kaasusta palautuu avaruuteen. T„htienv„linen kaasu tulee selvemmin n„kyviin kirkkaissa kaasusumuissa. Kirkkaat kaasusumut tarvitsevat energial„hteen, joka pit„„ ne havaitussa noin 10000 øC:n l„mp”tilassa. Ener- gial„hteen„ on kuuma t„hti, jonka ultravioletti valo jatkuvasti ionisoi sumun kaasua, p„„asiassa vety„. Ionisoitunut kaasu luo- vuttaa saamansa energian s„teilem„ll„ p„„asiassa punaista valoa, mik„ antaa kirkkaille kaasusumuille niiden luonteenomaisen pu- naisen v„rin. Meit„ l„hinn„ oleva ja taivaan kirkkain ionisoitu- neen vedyn alue on Orionin t„htikuviossa. T„m„ Orionin t„hdist”n suuri sumu M 42 voi n„ky„ paljain silmin. Kiikarilla ja kauko- putkella n„ky on jo komeampi. Sumun keskell„ on Trapetsiksi sa- nottu nelj„n kuuman t„hden ryhm„. Trapetsin t„hdet s„teilev„t voimakkaasti ultraviolettis„teily„, joka pit„„ kaasusumun ionisoituneena. Planetaariset sumut ovat yksi kirkkaiden kaasusumujen eri- koistapaus. T„ll”in ionisoivana l„hteen„ on eritt„in kuuma sini- nen k„„pi”t„hti. Koska sumu itse on t„hdest„ per„isin oleva kaa- sukuori, se n„kyy s„„nn”llisen„ renkaan at„hden ymp„rill„. T„h- dest„ purkautunut kaasupallo laajenee jatkuvasti. Planetaarisil- la sumuilla ei ole mit„„n tekemist„ planeettojen kanssa, ne vain n„ytt„v„t planeetan kaltaisilta. Tyypillinen planetaarinen sumu on Lyyran rengassumu M 57. Sen voi n„hd„ jo pienell„ kaukoput- kella. Planetaarisia sumuja on havaittu toistaiseksi noin 1000. Supernovaj„„nn”kset. Raskaat t„hdet p„„tyv„t lopulta super- novar„j„hdykseen. T„hden sis„osan luhistuminen johtaa ep„vakaa- seen tilanteeseen, joka hetkess„ r„j„ytt„„ t„hden ulko-osat ha- jalle. Seurauksena on ulosp„in levi„v„ kaasupilvi. Linnunradasta on l”ydetty yli sata supernovaj„„nn”st„. Muu- tamat n„kyv„t optisella alueella renkaana tai ep„s„„nn”llisen„ r„j„hdyspilven„. H„r„n t„hdist”n Rapusumu on vuonna 1054 havai- tun supernovar„j„hdyksen j„„nne. Joutsenen Harsosumu on per„isin kymmeni„tuhansia vuosia sitten sattuneesta supernovar„j„hdykses- t„. Suurin osa supernovaj„„nn”ksist„ on havaittavissa vain ra- dioaalloilla. Pime„t sumut esiintyv„t tavallisesti yhdess„ kirkkaiden sumujen kanssa ja aiheuttavat varjostuksellaan kirkkaille su- muille ep„s„„nn”llist„ muotoa. N„m„ pime„t sumut n„kyv„t erit- t„in selv„sti mm. Orionin sumun etel„osassa. Galaksit Aikoja sitten huomattiin, ett„ taivaalla on muitakin pysy- vi„ valoja kuin t„hdet. Edell„ n„imme miten Linnunrata hajosi kaukoputkella katsottuna erillisiksi t„hdiksi. Mutta lis„ksi on ei-t„htim„isi„ kohteita, joita jo antiikin aikana kutsuttiin sumumaisiksi t„hdiksi tai sumuiksi(nebula). Esimerkiksi Ptole- maioksen Almagest-teoksessa on mainittu seitsem„n sumukohdetta. Ennen kuin t„htisumujen arvoitus meid„n vuosisadallamme ratkesi, ker„ttiin t„htisumunimikkeen alle hyvin monenlaisia taivaankoh- teita, eik„ ollut selvyytt„ esimerkiksi niiden et„isyyksist„. Ei my”sk„„n tiedetty, ovatko t„htisumut yleens„ todella "sumua" vai kaukaisia t„htij„rjestelmi„. T„htisumututkimuksen historia oli- kin kauan yh„ laajemmaksi paisuvien sumuluettelojen tekemist„. 1700-luvulla julkaistiin ensimm„iset yksinomaan t„htisumuja sis„lt„v„t luettelot. Kuuluisin sumuluettelo oli Messierin luet- telo, jonka mukaisesti numeroituina t„htitieteilij„ t„n„kin p„i- v„n„ tuntee monet kirkkaimmat t„htijoukot, kaasusumut ja galak- sit. T„m„n Messierin luettelon ensimm„inen kohde on Rapusumu M 1, jota ranskalainen Charles Messier tutki 1700-luvun puoliv„- liss„. T„htijoukkojen ja sumumaisten kohteiden laajempi luettelo on vuodelta 1888 New General Catalogue of Nebulae and Cluster of Stars. Sen kohetita merkit„„n kirjaimella NGC. T„t„ luetteloa on taas t„ydennetty Index Catalogue-luettelolla, jonka kohteita merkit„„n IC. Esimerkiksi suuri Andromedasumu on merkitty t„hti- karttaan joko M31 tai NGC 224 k„ytetyst„ luettelosta riippuen. 1910-luvulla tuli yh„ polttavammaksi kysymys siit„, ovatko sumut Linnunradan sis„ll„ olevia kohteita vai kaukana sen ulko- puolella olevia suuria, Linnunradan veroisia avaruuden saaria. K„„nnekohdaksi muodostui amerikkalaisen Edwin Hubblen tutkimuk- set spiraalisumuista. K„ytt„en vuonna 1918 valmistunutta 2,5 metrin peiliteleskooppia, joka oli maailman suurin, Hubble on- nistui vuonna 1923 erottamaan Andromedan spiraalisumussa ja sen l„hinaapurissa M 33 aivan tavallisen n„k”isi„ t„hti„. Tarkemman tutkimuksen j„lkeen er„„t niist„ osoittautuivat kefeidiluokan muuttuviksi t„hdiksi, joiden et„isyydet Hubble saattoi laskea. H„n sai sumujen et„isyydeksi l„hes miljoona valovuotta. Sumut olivat selv„sti Linnunradan ulkopuolella ja kooltaankin Linnun- radan suuruusluokkaa. Andromedasumu on meit„ l„hin spiraaligalaksi. Sen kirkkaus on 4,6 , joten se n„kyy melko helposti pime„n„ y”n„ paljainkin silmin. Valovoimaisella kiikarilla t„m„ on suuremmoinen havaito- kohde. Kaukoputkella se n„kyy jo melko suurena. Kuitenkin n„emme siit„ vain ydinosat. Valokuvissa, joita on valotettu pitk„„n, n„hd„„n vasta spiraalihaarat selv„sti. Andromedan suuri galaksi on v„h„n Linnunrataamme suurempi, l„pimitaltaan noin 160 000 valovuotta. Sen et„isyys meist„ on noin 2,2 miljoonaa valovuotta. Paljain silmin n„kyy vain kolme Linnunratamme ulkopuolista kohdetta. Andromedan sumu, joka on kierregalaksi ja Magellanin pilvet, jotka ovat pieni„ ep„s„„nn”llisi„ galakseja, Linnunra- tamme seuralaisia. Suuri Magellanin pilvi on meit„ l„hinn„ oleva galaksi. Sen et„isyys on noin 200 000 valovuotta. Linnunratamme ulkopuolisia sumuja kutsutaan galakseiksi. Ne ovat samanlaisia j„rjestelmi„ kuin oma Linnunratamme. Linnunrata on itse asiassa varsin tavallinen galaksi maailmankaikkeuden lukemattomien muiden galaksien joukossa. Galakseja on l”ydetty sit„ enemm„n mit„ suurempia kaukoputkia on pystytty valmista- maan. Valokuvauslevylt„ niit„ voidaan n„hd„ rajattomasti. Et„i- simm„t tunnetut galaksit ovat noin kolmen miljardin valovuoden p„„ss„. Koska valo tarvitsee kolme miljardia vuotta t„m„n matkan kulkemiseen, n„emme siis t„ll„ hetkell„ valoa, joka on l„htenyt juuri n„in monta vuotta sitten kaukaisesta galaksista liikkeelle meit„ kohti. Toisin sanoen n„emme galaksin sellaisena kuin se oli kolme miljardia vuotta sitten, mutta siit„, mink„lainen se on t„ll„ hetkell„ voimme esitt„„ vain arveluja. Pienimmiss„ galakseissa voi olla t„hti„ yht„ paljon kuin isoissa pallomaisissa t„htijoukoussa. Suurissa galakseissa voi olla satoja miljardeja t„hti„. Monien galaksien keskell„ on hy- vin pieni tiivis ydin. Joskus t„m„ on niin kirkas, ett„ se peit- t„„ alleen koko muun galaksin s„teilyn. My”s aineen tiheys on hyvin erilainen eri galakseissa ja saman galaksin eri osissa. Galaksien luokittelu Galaksit voidaan luokitella niiden muodon perusteella. N„in laadittuun luokkajakoon voidaan ottaa vain sellaiset galaksit, jotka ovat riitt„v„n kirkkaita muodon selvitt„miseksi. Elliptiset galaksit ovat nimens„ mukaisesti elliptisi„. E0 on py”re„, E1 on soikeampi ja E7 soikein. Spiraaligalakseja tunnetaan kahta tyyppi„, normaalit eli S- tyyppiset ja sauvaspiraalit eli SB-tyyppiset. Linnunrata kuuluu joko tyyppiin Sb, jossa haarat ovat hieman auenneet tai Sc, jos- sa haarat ovat hyvin avoimia. Ep„s„„nn”llisill„ galakseilla ei ole py”r„hdyssymmetriaa kuten edellisill„ galakseilla. Niill„ ei ole my”sk„„n kunnon ydint„. Galaksij„rjestelm„t Galaksit esiintyv„t harvoin yksitt„in. Ne eiv„t my”sk„„n ole tasaisesti jakautuneina avaruudessa, vaan ne muodostavat eri kokoisia systeemej„: galaksipareja, pieni„ ryhmi„, isoja joukko- ja ja useiden ryhmien ja joukkojen muodostamia superjoukkoja. J„rjestelm„t, joissa isoa galaksia kiert„„ muutama pieni seuralainen, ovat varsin yleisi„. Esimerkiksi Linnunradalla on kaksi seuralaista. Suuri ja PIeni Magellanin pilvi. Tavallisin galaksij„rjestelmien muoto on pieni, muutaman kymmenen galaksin ep„s„„nn”llinen ryhm„. Tyypillinen esimerkki on Paikallinen ryhm„, johon Linnunradan lis„ksi kuuluu kaksi muuta galaksia: paljain silmin n„kyv„ Andromedan galaksi ja pie- nehk” spiraaligalaksi M 33. Loput paikallisen ryhm„n noin 30 j„senest„ ovat k„„pi”it„. Paikallisen ryhm„n l„pimitta on noin 5 miljoonaa valovuotta. Galaksij„rjestelm„„ sanotaan galaksijoukoksi, jos siin„ on suuri m„„r„ kirkkaita galakseja. Meit„ l„hinn„ oleva galaksi- joukko on noin 50 miljoonan valovuoden p„„ss„ oleva Virgon jouk- ko(Neitsyen joukko). Sen j„senet ovat taivaalla noin 10 asteen laajuisella alueella. Se sis„lt„„ kaikkia galaksityyppej„. Jou- kon keskell„ on j„ttil„ism„inen ellipsigalaksi M 87, jonka si- s„ll„ on voimakas radios„teilij„. Toinen paljon tutkittu joukko on Coman joukko(Bereniken hiusten joukko). Se on noin 300 mil- joonan valovuoden p„„ss„ meist„. Galaksijoukot ja galaksiryhm„t voivat viel„ muodostaa laa- jempia j„rjestelmi„, superjoukkoja. Esimerkiksi Paikallinen ryh- m„ kuuluu Paikalliseen superjoukkoon. Kvasaarit Er„„t galaksit s„teilev„t energiaa ep„tavallisen voimak- kaasti. Joukossa on radios„teily„ l„hett„vi„ radiogalakseja. Niiden l„pimittoja ryhdyttiin tutkimaan 1950-luvun lopussa voi- maper„isesti. Kuitenkin muutamat j„iv„t edelleen pistem„isiksi. Vuonna 1960 l”ydettiin er„„n radios„teilij„n kohdalta himme„ t„hti. Niiden arveltiin kuuluvan Linnunrataamme, koska radios„teilij„n paikalta ei l”ytynyt heikointakaan galaksia. Pian osoittautui, ettei kysymys ollut suinkaan t„hdist„. Puna- siirtym„n avulla saatiin et„isyydeksi huimaavat 3000 miljoonaa valovuotta. N„it„ kohteita sanotaan kvasaareiksi. Niit„ alettiin kutsua t„hden kaltaisiksi kohteiksi, mik„ englannin kielest„(qu- asi-stellar object quasar) on lyhentynyt muotoon kvasaari. Kvasaarien suuret punasiirtym„t vastaavat eritt„in suuria et„isyyksi„. Kvasaarit ovat kaikenkaikkiaankin maailmankaikkeu- den kaukaisimpia kohteita. Kvasaarien valtavan suuret et„isyydet merkitsev„t my”s ett„ niiden absoluuttiset kirkkaudet ovat eritt„in suuria, ne ovat jopa 100 kertaa kirkkaampia kuin kirkkaimmat galaksit optisella alueella. Niiden on todettu olevan my”s muuttuvia. Tilavuudel- taan kvasaarit ovat eritt„in pieni„ kohteita. Yksi suurimpia arvoituksia onkin edelleen miten n„in pieness„ tilavuudessa voi synty„ sellaisia „„rimm„isen suuria energiam„„ri„ kuin kvasaari- en on todettu s„teilev„n. T„m„nhetkisen k„sityksen mukaan aktiivisten galaksien ja kvasaarien ytimess„ on suuri musta aukko, massaltaan ehk„ 10 - 10000 miljoonaa Auringon massaa. Suoria todisteita mustien auk- kojen olemassaolosta ei toistaiseksi ole. Kuitenkin ilmi”t, jot- ka kvasaareissa havaitaan, vaativat eritt„in massiivisia, mutta samalla pienikokisia taivaankappaleita. Musta aukko ei sin„ns„ s„teile, vaan kaikki kvasaarien havaitut ilmi”t tapahtuvat mus- tan aukon ymp„rist”ss„. Suuri punasiirtym„ merkitsee paitsi suurta et„isyytt„ my”s suurta pakonopeutta. Kaukaisimmat kvasaarit loittonevat meist„ poisp„in nopeudella joka on yli 90 % valonnopeudesta. Koska kva- saareja voidaan havaita hyvin kaukaa, on ollut luonnollista toi- voa, ett„ ne antaisivat tietoa maailmankaikkeutemme geometrias- ta. Kosmologia Tieteenhaaraa, jonka tutkimusalana on maailmankaikkeus ko- konaisuutena, kutsutaan kosmologiaksi. Ensimm„inen kosmologi lienee ollut Pythagoras, jolta on per„isin sana kosmos il- maisemaan j„rjest„ytynytt„ maailmankaikkeutta. Tutkittaessa galaksien jakautumista avaruuden eri suunnissa ja yh„ suuremmilla et„isyyksill„ todetaan, ett„ galaksien jaku- tuminen on keskim„„rin tasaista. Mihin suuntaan katsotaankin, aina on suunnilleen saman verran galakseja n„k”piiriss„. Suuril- la et„isyyksill„ tulevat galaksien keskuudessa aina vain ylei- semmiksi aktiiviset galaksit kuten kvasaarit. Maailmankaikkeus on siis suuressa mittakaavassa isotrooppinen. Olbersin paradoksi. Oletetaan, ett„ maailma on „„rett”m„n suuri ja ett„ siin„ on keskim„„rin tasaisesti jakutuneena t„h- ti„. Katsottiinpa mihin suuntaan tahansa, tulee ennen pitk„„n vastaan t„hden pinta. Koska pintakirkkaus ei riipu et„isyydest„, n„ytt„isi taivas kaikkialta yht„ kirkkaalta kuin Auringon pinta. Koska taivas ei ole n„in kirkas, on p„„ttelyss„ jokin vika. Taivashan on p„iv„ll„ paljon himme„mpi ja y”ll„ l„hes musta. T„rke„„ ei ole se, ett„ t„hdet ovat kasautuneet galakseiksi. P„„ttely ei muutu edellisest„. Olennaista ei my”sk„„n ole se, ett„ maailamnkaikkeus oletettiin „„rett”m„n suureksi. Kun kat- somme kauemmaksi, katsomme samalla menneisyyteen. Miljoonan va- lovuoden et„isyydell„ olevan seudun n„emme sellaisena kuin se oli miljoona vuotta sitten. T„htien on t„ytynyt loistaa tarpeek- si kauan, jotta jokaiselle n„k”s„teelle riitt„isi vastaantulija kaukaisessa menneisyydess„. Nyt tiedet„„n, ett„ t„hdet ovat olleet olemassa vain „„rel- lisen ajan, joten hyvin et„isten t„htien valo ei olisi viel„ meit„ saavuttanut. Nyky„„n uskotaankin, ett„ maailmankaikkeus on korkeintaan 20 miljardin vuoden ik„inen. Yleisin arvio maailam- nakikkeuden i„ksi lienee 15 miljardia vuotta. Koska avaruuden galaksit nyt loittonevat toisistaan, ne ovat ilmeisesti olleet l„hemp„n„ toisiaan menneisyydess„ ja jos- kus kauan sitten toisissaan kiinni. Laajenevalla avaruudella on siis „„rellinen ik„. On tapahtunut alkur„j„hdys, eli Iso pamaus- (Big Bang). Alkur„j„hdys Laajeneva, „„rellisen ik„inen avaruus ratkaisee Olbersin paradoksin. Alkur„j„hdysteoria kertoo yh„ laajenevasta maailman- kaikkeudesta. Alkur„j„hdyksen tieteellisen tutkimuksen aloitti ven„l„inen George Gamow, joka sittemmin ty”skenteli USA:ssa. Maailmankaikkeus syntyi suuressa alkur„j„hdyksess„ 15 - 20 miljardia vuotta sitten. Kaikki maailman aine ja s„teily, jopa luonnonlait, syntyiv„t yhdess„ silm„nr„p„yksess„. Mik„ synnyn pani alulle, sit„ ei tiedet„. Mutta fyysikot ovat teorioillaan pyrkineet ja p„„sseet jatkuvasti l„hemm„ksi itse nollahetke„. T„ll„ hetkell„ maailmankaikkeuden kehityksest„ on t„ysi arvoitus vain ensimm„isen sekunninmiljoonasmiljoonasmiljoonas- miljoonasmiljoonasmiljoonasosa. Senj„lkeiset tapahtumat pysty- t„„n enemm„n tai v„hemm„n tarkasti selitt„m„„n. Maailmankaikkeus oli alussa sanoinkuvaamattoman kuuma ja t„ynn„ s„teily„. Avaruus kuitenkin laajeni huimalla vauhdilla ja l„mp„tila laski nopeasti. Ennen kuin ensimm„inen sekunti oli kulunut, olivat kaikki nykyiset aineen rakenneosat, protonit, neutronit ja elektronit, jo syntyneet. L„mp„tilan edelleen las- kiessa muodostui alkeishiukkasista mutkikkaampia rakenteita. Protoneista ja neutroneista syntyi heliumytimi„, kun avaruus oli noin puolentoista minuutin ik„inen. Rajun alkuvaiheen j„lkeen maailmankaikkeuden kehitys hidastui. Varsinaisten atomien muo- dostuminen tapahtui paljon my”hemmin. Kesti noin miljoona vuotta ennen kuin vapaat elektronit ja protonit l”ysiv„t toisensa ja sitoutuivat vetyatomeiksi. Muita alkuaineita ei maailmankaikkeu- den synty tuottanut, kolme nelj„aosaa vety„ ja yhden nelj„sosan heliumia, jotka tihe„n„ kaasuna levisiv„t laajenevassa avaruu- dessa. Tutkittaessa alkur„j„hdysteorioita ennustettiin vuonna 1948, ett„ alkur„j„hdyksess„ olisi pit„nyt j„„d„ j„ljelle radi- os„teily„. T„m„ s„teily j„i vaeltamaan l„pi avaruuden ja sen tulisi olla siell„ viel„kin. Aivan yll„tt„en amerikkalaiset t„h- titieteilij„t l”ysiv„t ennustetun taustas„teilyn vuonna 1965. Se on s„teily„, joka ei n„yt„ tulevan erityisemmin mist„„n tietyst„ suunnasta, vaan joka on kaikkialla "taustalla" universaalisena kohinana. My”hemm„t tutkimukset ovat osoittaneet, ett„ havaitun s„teilyn tuntomerkit sopivat t„ydellisesti ennustettuun alkur„- j„hdyksen j„„nn”ss„teilyyn. Havaitun s„teilyn l„mp”tila on noin 3 kelvini„(-270 øC). Alkur„j„hdyksen l„mp”s„teily on siten j„„h- tynyt noin -270 øC:een l„mp”tilaan. Maailmankaikkeus on viel„ keskenkasvuinen. Sen kasvu saat- taa jatkua loputtomiin tai vaihtua kutistumiseen. Jos maailman- kaikkeus kasvaa ikuisesti, sen on oltava my”s „„rett”m„n laaja. Galaksit ja niiden sis„lt„m„t t„hdet eiv„t kuitenkaan ole ikui- sia. Jos maailmankaikkeuden massa on riitt„v„n suuri, niin sen vetovoima hidastaa laajenemista ja maailmankaikkeus alkaa lopul- ta luhistua kohti alkutilaansa, siihen tilaan, joka vallitsi alkur„j„hdyksess„. Galaksien synty Et„isimm„t tunnetut kohteet ovat 14,5 miljardin valovuoden p„„ss„. Valo on l„htenyt niist„ liikkeelle silloin kun maailman- kaikkaus oli ehk„ 0,5 miljardia vuotta vanha. Niiden on siten t„ytynyt synty„ laajenevista kaasupilvist„. Se miten galaksit syntyiv„t on viel„ h„m„r„n peitossa. Er„„n mallin mukaan galak- sit syntyiv„t kaasupilven luhistumisessa. Mik„ aiheutti luhistu- misen on viel„ ratkaisematta. T„htien synty T„htien syntyminen on tutkijoille paljon tutumpi tapahtuma, koska omassa Linnunradassammekin syntyy joka vuosi uusia t„hti„ ja nuoria t„hti„ on aivan Auringon l„hinaapurissa. T„hdet syntyv„t tiivistym„ll„ t„htienv„lisist„ kaasu- ja p”lypilvist„. Jokin ulkoinen paineaalto, esimerkiksi l„heinen t„hden r„j„hdys, panee tiivistymisen alulle. Sen kerran alettua t„hden synty on varma. Pilvi kutistuu oman painovoimansa vaiku- tuksesta, sen keskusta tiivistyy ja kuumenee, kunnes l„mp”tila on tarpeeksi suuri ydinreaktioiden alkamiselle. L„mp”tila vedyn yhtymiselle heliumiksi on 10 - 20 miljoonaa astetta. T„hti aset- tuu vakaaseen "palamisvaiheeseen" ja puhaltaa alkuper„isen pil- ven j„„nn”kset pois ymp„rilt„„n. N„emme uuden t„hden. Ensimm„iset t„hdet, jotka maailmankaikkeuden alussa syntyi- v„t, sis„lsiv„t vain vety„ ja heliumia. Raskaimpien t„htien si- s„ll„ ydinreaktiot rupesivat tuottamaan mutkikkaampia alkuainei- ta. Tied„mme, ett„ t„htien sisuksissa syntyy kaikkia alkuaineita aina rautaan asti. Heliumin palaminen hiileksi ja hapeksi vaatii yli 100 miljoonan asteen l„mp”tilan. Jos raskaat alkuaineet kuten happi, hiili, typpi ja rauta, j„isiv„t t„htien sisuksiin, ei maapallon kaltaisia planeettoja voisi muodostua eik„ maailmankaikkeudessa ilmeisesti olisi el„- m„„. Mutta t„hdet kehittyv„t ja sitten kuolevat usein loistavas- sa r„j„hdyksess„, jossa niiden aine levi„„ uudestaan avaruuteen. T„st„ aineesta ker„ytyy uusia pilvi„, joista muodostuu uusia t„hti„ ja niit„ kiert„vi„ planeettoja. N„in t„htienv„linen aine rikastuu ja uudemmat t„htisukupolvet saavat jo synnyinlahjanaan pienen varaston raskaampia alkuaineita. Esimerkiksi Aurinkomme, joka on hyvin my”h„inen tulokas Linnunradassa, vain viiden mil- jardin vuoden ik„inen, sis„lt„„ jo pari prosenttia raskaampia alkuaineita. Ja maapalloon on raskaita alkuaineita ker„„ntynyt viel„ runsaammin, kun maapallon syntyess„ keveimmist„ aineista on t„„lt„ haihtunut suurin osa pois. T„htien rauhallinen kehitysvaihe tuottaa raskaita alkuai- neita rautaan(j„rjetysluku = 26) asti. Maapallolta tunnetaan kuitenkin rautaa raskaampia alkuaineita. Esimerkiksi uraanin j„rjestysluku = 92. Miss„ ne ovat syntyneet? Ne ovat muodostuneet t„htien r„j„hdyksiss„. Kokonaisen t„h- den r„j„ht„minen nostaa aineen l„mp”tilan hetkellisesti tavatto- man korkeaksi, ja t„ss„ sekunnin murto-osassa ennen t„hden hajo- amista ehtii tapahtua valtava m„„r„ harvinaisia ydinreaktioita. Ne tuottavat suuret m„„r„t raskaita alkuaineita. N„in on synty- nyt esimerkiksi kaikki se uraani, jolla Suomessakin tuotetaan jo suuri osa s„hk”„mme. Ent„ pysyv„tk” n„m„ rakennusaineet maapallossa ikuisesti? Eiv„t toki. Kun viisi miljardia vuotta taas kuluu, Auringon ul- kokerrokset laajenevat ja tuhoavat maapallon p”lyksi, joka h„vi- „„ avaruuteen. Aineen kiertokulku maailmankaikkeudessa jatkuu. T„htien el„m„nkaari T„hden ydinpolttoaine riitt„„ yll„pit„m„„n s„teily„ vain „„rellisen ajan. Auringon elini„ksi on laskettu 10 miljardia vuotta, joista 5 miljardia on viel„ edess„. Massiivisimmat tun- temamme t„hdet taas s„teilev„t niin paljon voimakkaammin, ett„ ne kuluttavat polttoaineensa loppuun murto-osassa t„st„ ajasta, alle yhdess„ miljoonassa vuodessa. N„m„ kuumat t„hdet, joita nytkin on taivaalla havaittavissa lukuisia, ovat siis syntyneet korkeintaan miljoona vuotta sitten. T„htitieteellisesti katsoen ne ovat hyvin nuoria. Hyvin nuoriksi tunnettujen t„htien avulla voimme saada sel- ville, miss„ t„hdet syntyv„t. Miljoona vuotta on nimitt„in niin lyhyt aika, ettei t„hti enn„t„ kauas syntym„paikastaan. Ensiksi- kin on voitu todeta, etteiv„t t„hdet synny yksin„„n, vaan niit„ syntyy useita kymmeni„ tai satojakin samassa paikassa ja suun- nilleen samaan aikaan. Toiseksi on havaittu, ett„ t„htien synty- paikoilla esiintyy runsaasti t„htien v„list„ ainetta. Jotta t„htien v„lisest„ kaasusta ja p”lyst„ syntyisi t„hti, aineen on siis tiivistytt„v„ suunnattomasti. Mik„ voima voi saa- da t„llaisen tiivistymisen aikaan? Se on pilvien atomien v„lill„ vaikuttava painovoima, gravitaatio. Jotta pilve„ kokoon vet„v„ gravitaatio voittaisi pilve„ hajottamaan pyrkiv„n paineen, pil- ven l„mp”tilan, tiheyden ja massan on t„ytett„v„ tietty ehto. T„htienv„listen pilvien tiheys ja l„mp”tila on havaittu sellai- siksi, ett„ pilven massan on oltava v„hint„„n noin 1000 Auringon massan suuruinen, jotta se alkaisi kutistua. Kun t„llainen massiivinen pilvi on kutistunut riitt„v„sti, voivat sen pienetkin osat muodostaa tiivistymiskeskuksia. N„ist„ pienemmist„ pilvist„ muodostuu t„hti„, joita siis syntyy yht„ aikaa lukuisia l„hekk„in. Havainnot vahvistavat t„m„n. T„hden synty t„htienv„lisest„ pilvest„ on suhteellisen no- pea tapahtuma. Esimerkiksi Auringon keskustassa syttyiv„t ydin- reaktiot vain pari miljoonaa vuotta sen j„lkeen, kun Auringon muodostanut pilvi alkoi tiivisty„. Synnyn j„lkeen t„hden el„m„ss„ koittaa rauhallinen vaihe. Raskailla t„hdill„ t„m„ on lyhyehk”, ehk„ vain kymmeni„ miljoo- nia vuosia, Aurinkoa pienemmill„ t„hdill„ taas tavattoman pitk„, kymmeni„ miljardeja vuosia. T„hden lapsuus, nuoruus ja keski-ik„ kuluvat vetyvarastoa poltellessa. T„hden ytimess„ vetym„„r„ v„henee ja heliumm„„r„ kasvaa. Aurinko on t„ll„ hetkell„ polttanut puolet vetyvarastos- taan. T„hden ulkon„k” pysyy l„hes muuttumattomana. Keski-i„n ja vanhuuden v„liset vaihevuodet alkavat silloin, kun polttoaine rupeaa loppumaan. T„hden sis„osat kutistuvat tii- viiksi ja ulko-osat laajenevat harvemmiksi ja j„„htyv„t. Ulkoa- p„in katsottuna t„hti kasvaa ja muuttuu v„rilt„„n punaiseksi, siit„ tulee punainen j„ttil„inen. J„ttil„isvaiheen j„lkeen kehitys riippuu t„hden massasta. Auringonkaltaiset ja pienemm„t t„hdet puhaltavat v„hitellen ul- kokuorensa avaruuteen. Ne ovat hetken aikaa planetaarisia sumu- ja, ennen kuin t„hden entiset pintakerrokset hajoavat t„htienv„- liseksi aineeksi. Sumun keskelle j„„ pieni kuuma t„hti, valkoi- nen k„„pi”. Se on t„hden tiivistynyt keskus. Valkoisia k„„pi”it„ l”ydettiin ensi kertaa 1800-luvun puoliv„liss„. Valkeiden k„„pi- ”iden kohtalona on v„hitt„inen j„„htyminen, jolloin niiden v„ri muuttuu valkeasta tai sinert„v„st„ punaiseksi ja lopulta mustak- si. Linnunradassa on varmasti runsaasti n„kym„tt”mi„ mustia k„„- pi”it„. Suurempimassaisilla t„hdill„ tapahtuu j„ttil„isvaiheessa usein supernovar„j„hdys. Se merkitsee koko t„hden tai ainakin sen ulko-osien v„kivaltaista r„j„ht„mist„. Muutamien p„ivien tai viikkojen ajan t„hti loistaa silloin yht„ kirkkaasti kuin koko linnunrataj„rjestelm„n noin 200 miljardia t„hte„ yhteens„. Supernovar„j„hdys voi p„„tt„„ t„hden el„m„n sekunnin murto- osan kest„v„ss„ katastrofissa. Usein r„j„hdys kuitenkin hajottaa vain t„hden ulkio-osat. Sis„osat luhistuvat sis„„np„in, jolloin t„hdest„ tulee valkoista k„„pi”t„ viel„ paljon pienempi ja tii- viimpi kappale, neutronit„hti. Sen tiheys on suunnilleen sama kuin atomin ytimen: kuutiosenttimetri sen ainetta voi painaa miljardi tonnia! Suurin osa alkuper„isen t„hden massasta on pu- ristunut parinkymmenen kilometrin l„pimittaiseksi, vinhasti py”- riv„ksi palloksi, jota ymp„r”i voimakas magneettikentt„. Magneettikent„n vankina olevien hiukkasten s„teily havaitaan maapallolla sykkivin„ radiopulsseina: t„hti n„kyy pulsarina. Pulsarit l”ydettiin 1967. Tunnetuin pulsari liittyy Rapusumuun, supernovaj„„nn”kseen. T„htien kehityksen teoria ennustaa viel„ yhden mahdollisuu- den t„hden lopulle. Yli kolmen Auringon massainen t„hti luhistuu viel„ neutronit„hte„kin pienemm„ksi ja t„ll”in t„hden ominaisuu- det muuttuvat oleellisesti. Gravitaatio tulee t„ll”in kaikkia muita tunnettuja vuorovaikutuksia voimakkaammaksi, ja t„hti lu- histuu mustaksi aukoksi. Mustan aukon mustuus johtuu siit„, et- tei edes valo p„„se pakenemaan siit„. Jo 1700-luvun lopussa Lap- lace osoitti, ett„ riitt„v„n massiivinen kappale pystyy est„m„„n valons„teen karkaamisen pinnalta. Planeettojen synty Aurinkokunta syntyi py”riv„st„ kaasu- ja p”lypilvest„, jon- ka alkuper„inen massa oli 2 - 3 kertaa Auringon nykyinen massa. Kutistuva pilvi koostui kahdesta suunnilleen yht„ massiivisesta osasta: keskuskappaleesta, josta my”hemmin tuli Aurinko, ja sit„ ymp„r”ineest„ kaasukiekosta. Kaasun l„mp”tila vaihteli eri et„i- syyksill„ keskustasta siten, ett„ keskell„ oli kuuminta, yli 2000 øC, ja ymp„rill„ sit„ viile„mp„„ mit„ reunemmalle mentiin. P„„asiassa vedyst„ ja heliumista koostuneessa sumussa oli my”s pari prosenttia raskaampia alkuaineita, jotka saattoivat esiin- ty„ kiinte„ss„ muodossa, mik„li paikallinen l„mp”tila oli riit- t„v„n alhainen. Merkuriuksen radan kohdalla tiivistyi p„„asiassa rautaa koska l„mp”tila oli useimpien muiden kivilajien sulamispisteen yl„puolella. N„ist„ rautahiukkasista muodostui my”hemmin Merku- rius, jolla todella on poikkeuksellisen suuri rautaydin. Venuk- sen radan et„isyydell„ keskustasta l„mp”tila oli jo niin paljon alempi, ett„ sumusta tiivistyi runsaasti erilaista kiviainesta, ja Maan kohdalla sitoutui huomattava m„„r„ vett„ tiivistyen ki- ven joukkoon. Marsin radan luona l„mp”tila oli en„„ noin 200 øC, joten rautaytimen osuus planeetassa tuli pieneksi, kuten Marsin alhainen keskim„„r„inen tiheeys osoittaa. Viel„ kaukaisempien planeettojen ratojen et„isyydell„ l„m- p”tila oli alle 0 øC, joten siell„ tapahtui runsaasti j„„materi- an tiivistymist„. Aurinkomateriaa, vety„ ja heliumia, joutui planeettoihin vain kaasumuodossa sik„li kuin planeettojen massat olivat riitt„v„n suuria pit„m„„n n„it„ keveit„ kaasuja vankei- naan. Sumusta tiivistynyt materia oli aluksi pienien, noin sent- timetrin luokkaa olevien jyv„sten muodossa. Jyv„set asettuivat litte„ksi levyksi sumun keskitasoon, jossa keskin„iset t”rm„yk- set pakottivat ne kiert„m„„n Aurinkoa pitkin ympyr„ratoja. T„lt„ ajalta ovat per„isin planeettojen yhdenmukaiset radat. Keskin„i- sen gravitaatiovetovoiman ansiosta hiukkaset levyss„ alkoivat kuitenkin ker„„nty„ yhteen, jolloin syntyi noin kilometrin l„pi- mittaisia kappaleita. Niiden t”rm„yksist„ syntyi edelleen pla- neetat toistaiseksi hunosti tunnetulla tavalla. Maapallon varhainen kehitys Maapallo syntyi noin 4,7 miljardia vuotta sitten erikokois- ten kivisten ja j„isten kappaleiden ker„„ntyess„ yhteen. T”r- m„ysten energia kuumensi syntyneen kappaleen ainakin 1000 øC:een l„mp”tilaan. Maapallo olisi nyt varsin kylm„ kappale, jos sit„ ei olisi jatkuvasti kuumennettu. L„mm”nl„hteen„ toimivat silloin ja yh„ edelleen radioaktiivisten alkuaineiden isotoopit, erityi- sesti kalium 40, thorium 232 ja uraani 235. Radioaktiivisen ha- joamisen kautta n„m„ isotoopit v„hitellen hupenevat maapallosta ja siten my”s sen l„mmitys heikkenee. Aluksi maapallossa oli my”s runsaasti lyhytik„isi„ radioaktiivisia isotooppeja, jotka ovat jo t„ysin h„vinneet. L„mm”ntuotto oli alussa runsasta ja on se siit„ v„hitellen hidastunut. L„mm”ntuotto aiheuttaa kiviaineessa py”rteit„, jotka auttavat maapalloa vapautumaan liiasta l„mm”st„ ja samalla erot- tavat keve„t vaipan aineosat raskaista. Py”rrevirtauksien seu- rauksena rauta ja nikkeli, raskaimmat runsaina esiintyv„t alku- aineet, ovat kertyneet maapallon keskustaan, jossa ne muodosta- vat noin 3500 km s„teisen pallon. Sen yl„puolella on raskaammas- ta kiviaineesta muodostunut vaippa, jota taas peitt„„ keveit„ kivilajeja sis„lt„v„ kuori. Vaipan paksuus on vajaat 3000 km, kun taas kuori on paksuudeltaan korkeintaan kymmeni„ kilometre- j„. Mantereet ovat tavallaan kuin pintavaahtoa, jota maapallon separaattori jatkuvasti erottaa vaipan kiviaineksen joukosta. Siten manneraines oli aluksi v„h„ist„; viel„ 3,5 miljardia vuot- ta sitten mantereita oli alle 10 % nykyisest„ m„„r„st„, ja noin 2,5 miljardia vuotta sitten mantereiden m„„r„ saavutti puolet nykyisest„ manneralasta. Vasta 0,5 miljardia vuotta sitten man- tereet saavuttivat likimain nykyisen laajuutensa. Maapallon kih- ke„ rytmi aiheutti nykyiseen verrattuna nopeita ja pinta-alal- taan pieni„ py”rteit„, mik„ esti suurien yhten„isten manneralu- eiden syntymisen. Vasta noin 1,5 miljardia vuotta n„ytt„„ synty- neen varsinaisia mannerlaattoja, kun Maan vaipan py”rteet olivat hidastuneet. Samassa prosessissa Maan pinnalle kertyi my”s kaasumaisia ja nestem„isi„ aineita. Luultavasti merten vesi nousi pintaan suhteellisen nopeasti. Osa merivedest„ on varmaan my”s kotoisin j„isist„ komeetoista, joita on t”rm„nnyt maapalloon sen muodos- tumisesta l„htien. Ilmakeh„ on alun perin ollut varsin erilainen kuin nykyisin. Typpi on per„isin hyvin varhaisilta ajoilta, mut- ta happea ei esiintynyt vapaana pitk„„n aikaan. Happea ilmaantui ilmakeh„„n vasta noin 2 miljardia vuotta sitten, ja sit„ oli vai 10 % nykyisest„ m„„r„st„. Happi ei kuitenkaan noussut maan uumenista vaan on l„hes yksinomaan elollisen luonnon tuotetta. Happea t„ytyy tuottaa paljon ennen kuin sit„ saattaa j„„d„ vapaana ilmakeh„„n. Happi on innokas sitoutumaan maaper„„n. Alun perin happea on t„ytynyt tuottaa tavattomat m„„r„t ennen kuin kaikki mahdollinen hapettu- minen, raudan ruostuminen jne., oli maaper„ss„ tapahtunut. Vasta sen j„lkeen happea saattoi kerty„ ilmakeh„„n. LŽHDEKIRJALLISUUTTA Almanakka : Pimennykset, Kuun ja planeettojen kohtaamiset, Au- ringon, Kuun ja planeettojen nousu- ja laskuaikoja, Auringon liike taivaalla jne.. T„hdet 19??: Ursan vuosikirja; Planeetat, t„hdet, Aurinko, Kuu ja meteorit vuonna 19??. T„hdet ja avaruus, T„htitieteellisen uhdistyksen Ursan lehti. Tulee j„senille j„senmaksuhintaan. T„htitaivaan opas, Kari Kaila : T„htitieteellisi„ k„sitteit„ ja Suomessa n„kyv„t t„hdist”t selostuksineen. Maailmankaikkeutta tutkimassa, Mauri Valtonen: Yleisteos t„hti- tieteest„. T„htitieteen perusteet: T„htitieteen perusteos. Vaikka kirja on yliopistollinen oppikirja, niin se soveltuu kaikille t„hdist„ kiinnostuneille. Kosmos, maailmamme muuttuva kuva, Teerikorpi-Valtonen: Yleista- juinen kirja, jossa on runsas kuvitus. Planeetat, Oja-Poutanen: Aurinkokuntamme planeetat. T„htitieteen harrastajan k„sikirja, URSA: T„htitaivaan havaitse- misesta ilmakeh„n ilmi”ist„ l„htien. Komeetat, Kaila ym.: Kattava teos komeetoista harrastajille. Norton's Star Atlas: T„htitaivas koordinaatteineen. Uusia ikkunoita maailmankaikkeuteen: URSA, S„hk”magneettisen s„teilyn eri alueilla saavutetut tulokset. Maapallo ja avaruus: URSA, Yleisteos. Maailmankaikkeus suurimmasta pienimp„„n: T„htitieteen ajankoh- taisten asioiden esittelyst„ aineen pienimpiin osasiin asti aina kvarkkeja my”ten. T„htien taakse:Oja; Artikkelikokoelma t„htitieteen ajankohtai- sista asioista. Auringosta „„rett”myyteen: 12 artikkelia, mukana hiukan fysikaa- lista perustelua. Kaukoputken rakentajan k„sikirja, Turunen: Teoriaa ja k„yt„nt”„ kaukoputken rakentamisesta. Maiseman valot ja varjot, Minnaert, URSA: Runsain kuvin esitetty valon k„ytt„ytyminen ilmakeh„ss„ sen eri osissa.