© Juhani Westman 2005, 2006, 2008. 2012  Päivitetty 7 huh-12
Puheliaat valonsäteet.

Oletteko joskus ihmetelleet miten on mahdollista, että tähtitieteilijät ja astrofyysikot saattavat niin varmasti tietää mitä alkuaineita löytyy tähdistä, ja minkälaiset olosuhteet vallitsevat taivaankappaleilla? Onhan enin osa tähtitieteen tutkimuskohteista kaukana taivaankannella, kokeellisten tutkijoiden syyhyävien sormien ulottumattomissa. Alue missä avaruusalukset purjehtivat vastaa pientä kotilahtea äärettömän valtameren rantamilla. Kuitenkin on jo yli puolentoista vuosisadan ajan kyetty tulkitsemaan taivaankappaleista saapuvien valonsäteiden kertomaa. 1900-luvulla tähtitieteilijöiden kyky havaita avaruuden ilmiöitä uloitettiin niin pitkälle kuin avaruutta ylipäätään voidaan havaita, löytyipä eräänlainen rajapinta, jonka taakse ei suorin havainnoin edes päästä.

Merkittävä osuus tästä kyvystä syntyi näkyvän valon alueen havaintovälineiden kehittyessä, varsinkin mahdollisuudet tutkia sen ominaisuudet. Lisänsä toivat havainnot, että näkyvä valo muodostaa ainoastaan osa-alueen sähkömagneettisesta säteilystä. Valon luonne selvisi sen syntymekanismeistä alkeishiukkasten maailmassa. Valo muistaa kaiken mitä se on kokenut syntymästään saakka, ja se kertoo puheliaasti kokemastaan niille, jotka osaavat tulkita sen sanomaa.

Värien kertomaa.

Tieteen monitaituri Isaac Newton havaitsi 1600-luvun lopussa, että auringon valo muodostuu monista eri väreistä, jotka muodostavat kirjon. Tunnettu esteetikko, kirjailija ja runoilija sekä salaneuvoksena Weimarissa toimiva Johann Wolfgang von Goethe oli myöskin kiinnostunut luonnontieteistä, sen silloisen muotivirtauksen, luonnonfilosofian muodossa. 1800-luvun alussa von Goethe hyökkäsi voimakkaasti sitä Newtonin käsitystä vastaan, että auringon valo muka koostuisi monenlaisista väreistä. Ajatus että valo sisältäisi tulkittavaa tietoja synty-olosuhteistaan oli von Goethelle täysin vieras. Saman hengen lapsia oli muitakin. Esimerkiksi positivistinen filosofi Auguste Comte (1798 - 1857) julisti suureen ääneen vuonna1835:

"Ymmärrämme kyllä miten on mahdollista tutkia taivaankappaleiden muotoja, niiden etäisyydet, koot ja liikkeet, mutta - emme koskaan voida, millään ajateltavissa olevin menetelmin, päästä tutkimaan niiden kemiallista koostumusta, niiden mineralogiska rakennetta, tai niiden pinnalla elävien orgaanisten olioden luonnetta. Väitänpä jopa, että kaikenlainen tieto tähtien todellisesta lämpötilasta väistämättä pysyy tietomäärämme ulkopuolella."

Auguste Comte 1835

Näin siis kirjoitti filosofi, jonka opinkappaleisiin kuuluu, että ainoastaan ne asiat, joita voidaan tutkia fysiikan ja kemian menetelmin, antavat luotettavaa tietoa meitä ympäröivästä maailmasta. Nykytiede lähtee pitkälti Auguste Comten oppiteoreettisesta näkemyksestä, mutta sen rajoihin nähden on todettava, että hänen havaintokykynsä ei ollut oivalluskyvyn luokkaa.

Tarkastellaampa seuraavassa muutaman Comten väittämän paikkansapitävyyttä.

Väitänpä jopa, että kaikenlainen tieto tähtien todellisesta lämpötilasta väistämättä pysyy tietomäärämme ulkopuolella…

Jokainen kyläseppä olisi voinut valistaa von Goethelle ja Comtelle, että rauta, jota he moukaroivat ja muokkasivat hevosenkengiksi ja viikatteiksi, muuttaa värinsä syvänpunaisesta kirkkaanpunaiseksi ja edelleen oranssiksi ja kellertäväksi, sitä mukaa kun se kuumenee ahkiossa. Herrat ehkä eivät katsoneet postipaikkojen pajoja sillä silmällä vaikka matkustelivat paljon. Muut kyllä pitivät silmänsä auki. Von Goethen ja Comten eläessä tähtitieteilijät kuten William Herschel arveli minkälainen yhteys tähtien väreillä ja lämpötiloilla mahtaisi olla, ja sen yhteydessä tehtiin merkittäviä havaintoja valon luonteesta.

William Herschel sijoitti v. 1800 rivin elohopealämpömittareita - silloin varsin uusia fysikaalisia laitteita - auringon kirjon päällä ja myöskin näkyvän valokirjon punaisen ääripään ulkopuolelle. Punaisen alueen ulkopuolelle lämpömittarit osoittivat näkyvän lämpö-"valon" olemassaoloa. Nykyään sanomme sen jaksoluvun olevan alempi kuin näkyvän punaisen jaksoluku, siis infra-punainen. Vuotta myöhemmin 1801, kemistitutkija Johann Wilhelm Ritter tutki miten auringonvalo mustasi valkoista hopeakloriidia - kemiallinen koe joka aikanaan oli johtava valokuvausmenetelmään. Ritter kuitenkin havaitsi että hopeakloriidi musteni myöskin violetin ääripään ulkopuolella, joten täytyi olla olemassa myöskin näkymätöntä valoa joka on "violettisempaa" - nykyilmaisulla ylempijaksollista, ultra-violettia - kuin aurinkokirjon näkyvä violetti.

1800-luvun edetessä fyysikot tutkivat tarkemmin lämpötilojen ja värien muutoksien yhteyksiä, ja he saivat esille joukon empiirisiä lunnonlakeja: Itävaltalaiset Josef Stefan ja Ludwig Bolzmann kuvailivat 1880-luvulla miten kuumennetun esineen poissäteilevä lämpövuo nousee suhteessa lämpötilan neljänteen potenssiin. 1890-luvulla Wilhelm Wien laati säteilylain, joka kuvaa miten säteilyn aaltopituudet, ja varsinkin säteilyn määrän huippu ovat yhteydessä säteilevän kappaleen lämpötilaan. Ja näin tähtitieteilijät saattoivat suoraan mitata Auringon ja tähtien pintalämpötiloja.

Samalla valon luonne selvisi asteittain: 1860-luvulla laati James Clerk Maxwell yhtälösarjan joka sitoi yhteen sähkön, magneetisen voiman ja valon ilmiöt. Teorian sovelsi Heinrich Rudolf Herz löytäen infrapunavaloa miljoona kertaa pitkäjaksoisemman säteilyn. Vuosisadan 1800-1900 vaihteessa Guglielmo Marconi käytti säteilyä siirtääkseen sähkötysmerkkejä säteilyn, radiaation kautta, siitä radio-aallot.

Vuonna 1895 Wilhelm Konrad Röntgen ajoi sähkövirtaa tyhjiö-lasiputken läpi luoden äärimmäisen lyhytaaltoista sähkömagneettista säteiyä, ja kohta sen jälkeen Antoine Henri Becquerelin sattumalta havitun radioaktiivisen säteilyn alkuunpanema uusi atomifysiikka lisäsi vielä lyhytaaltoisemman säteilyalueen, gammasäteilyn. 1900-luvulla tähtitieteilijät saivat käyttöönsä kaikkien näiden säteilyalueiden havaitsemiseksi tarvittavat välineet, gammasta radiosäteilyyn. Sen ohella kaikenlaisista astrofyysisistä tapahtumista johtuvaa hiukkassäteilyä voidaan havaita, mutta siitä ei tässä sen enempää.

Joka tapauksessa tähtitieteen pääpaino vielä 1800-luvulla käsitteli aurinkokunnan planeettojen ominaisuuksia. 1900-luvulla painopiste siirtyi ulommaksi Linnunradan tähtimaailmaan, ja siitä käsittelemään galaksien maailaa, jossa oma Linnunratamme on vain yksi miljardien avaruus-saaristojen joukossa. Tämä johtui siitä, että tuntemus materian pienemmistä osasista ja sen perusrakenteista selitti ne ominaisuudet, jotka alkupäässä synnyttävät havaitsevaa valo- ja muuta säteilyä.

Jokainen edistysaskel johti seuraavaan: Ensinmäisen maailmansodan vuosina tanskalainen Ejnar Herzsprung ja amerikkalainen Henry Norris Russel kartoittivat yhteyden tähtien värin - eli pintalämpötilan - ja valovoimaisuuden välillä. Sijoitettessa tähtiä kaavioon, jossa lämpötila tai väri merkitään vaakasuoralla siten että kuuma tai sininen on vasemmalla ja viileä tai punainen oikealle, ja valovoimakkuus pystusuoralla siten että heikkovaloiset ovat alhaalla ja voimakkaasti loistavat ylhäällä, niin huomataan että tähdet ryhmittyvät hyvin selkeästi. Useimmat tähdet muodostavat nauhan, joka ylävasemmalta kulkee kaavion ylo ala-oikealle. Tätä nauhaa kutsutaan tähtien pää-sarjaksi. Koska säteilylakien mukaan tiedetään kuinka suuret pinnat tarvitaan jotta saataisiin tietty valovoimaisuus, saatettiin todeta, että valovoimaisimmat tähdet sen ohella että ovat kuumia myöskin ovat kookkaita, ja vastaavasti heikkovaloiset tähdet ovat sekä viileitä, punaisia ja pieniä. Poikkeustapauksia toki on: niinsanotut jättiläiset jotka ovat punaisia mutta silti voimakasvaloisia, mistä tiedetään että ne ovat suuria, ja sitten ryhmä vielä kookkaampia yli-jättiläisiä. Nämä muodostavat nykytietämyksen mukaan otantaa kehitysvaiheesta joka seuraa tähden pääsarja-vaihetta. Vastaavasti löytyy hyvinkin pieniä mutta silti kuumia tähtiä, niin sanotut valkoiset kääpiöt, jotka muodostavat loppuvaiheen tähtien kehityksessä.

Nämä kaaviot tunnetaan Herzsprung-Russell- eli HR-diagrammoina, ja jokainen tähtitieteestä kiinnostunut törmää niihin.

Uusi atomi- ja ydinfysiikan osaaminen otettiin nopeasti käyttöön selittämään tähtien fysiikkaa. Astrofyysikot saattoivat laatia malleja tähtien sisäisestä rakenteista ja niiden synnystä ja kehityksestä, vaikka kaukoputket edelleenkin näyttävät suurimpia tähtiä vain valopisteinä. Näin nivoutui tietämys materian pienimpien osien perusrakenteista havaintoihin joita tehdään maailmankaikkeuden suurimmista osasista, tähdistä, niiden muodostamista galakseista ja galaksien muodistamista galaksijoukoista. Useimmissa tapauksissa havainnot tukevat teoreettisia ennustuksia.

Jo vuonna 1926 brittifyysikko Arthur Eddington kuvasi tähtiä tilayhtälöillä joita edelleen ovat käytössä. Alunperin uskottiin että HR-pääsarja kuvasi tähtien kehityksen. Näin ei ole, vaan diagramman pääsarja on tilastollinen seuraamus siitä, että tähdet kehityskaarensa aikana viettää suuren osan aikaa sillä säteilyalueella, ja yksittäisen tähden paikka johtuu siitä massasta jonka se syntyessään saa.

Toisen maailmansodan jälkeen selvisi lopullisesti miten energiaaa syntyy tähtien sisällä, Geoffrey ja Margaret Burbridge, William Fowler sekä Fred Hoyle kehittivät nykyisen mallin viisikymmenluvulla. Kun Nobelkomitea päätti palkita tätä kehitystyötä se syyllistyi veriseen epäoikeudenmukaisuuteen jättäessä Fred Hoylea pois palkittujen listalta.

Joka tapauksessa malli selittää HR-diagramman piirteitä. Pienet tähdet elävät vaatimattomasti mutta loistavat pitkään pääsarjan oikeassa alapäässä. Aurinko, joka massan suhteen on keskikokoa, loistaa pääsarjassa kaiken kaikkiaan noin 10 miljardia vuotta, josta ajasta noin pulet on mennyt. Sen jälkeen se paisuu punaiseksi jättitähdeksi siirtyen yläoikealle HR-diagrammassa, lopulta se vaimenee ja muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, näiden joukko löytyy pääsarjan alla, alavasemmalla.

Todella suuret öky-tähdet säteilevät voimakkaasti HR-diagramman ylävasemmalla, sinisen kirkkaasti mutta lyhyen ajan, vain joitakin kymmeniä miljoonia vuosia. Sitten mennään lujaa yläoikealle, punaisiksi ylijättiläisiksi - ja sitten pamahtraa ja tähdet häviävät tykkänään HR-diagrammasta- Mitä jää jälelle näkyy räjähdyksen spektreissä uusina raskaina alkuaine-ytiminä, joka yhdessä tähden ulko-osien keveämpien alkuaineiden kanssa sinkoutuu ulos, leviää yhtyen avaruuden kaasu- ja pölypilviin ja muodostaa uusien tähtien ja planeettajärjestelmien raaka-aineen.

emme koskaan voida, millään ajateltavissa olevin menetelmin, päästä tutkimaan niiden kemiallista koostumusta…

Comten kirjoittaessa nuo sanat 1835, häntä olisi heti voitu todistaa olevansa väärässä. Kuten todettua Isaac Newton oli jo 1600-luvulla havainnut kuinka aurinkovalo, joka kulkee prisman läpi, avautuu moniväriseksi spektriksi - suoraan käännettynä valon todelliseksi hengeksi tai haamuksi. Tätä vastaan von Goethe laukaisi kirjallisen ryöppynsä, mutta samalla kun salaneuvoksen viisaudet ilmestyivät kirjapainosta, ja peräti kaksi vuosikymmentä ennen Comten julistus mahdollisen tiedon rajoista, nuori optikko Josef von Fraunhofer havaitsi että aurinkovalon kirjo sisältää muutakin informaatiota kuin värit. Von Fraunhoferin erinomaisten spektrografi-hilojen antamissa kirjoissa näkyi tummat poikkiviivat, joiden paikat aina olivat samat spektrin väriskaalassa. Uumoiltiin että kyseessä saattaisi olla jonkinlainen eri alkuaineiden atomien aiheuttama ilmiö. Kesti kuitenkin kaksi vuosikymmentä Comten jälkeen, vuoteen 1859, ennen kuin kemistit Gustav Robert Kirchhoff ja Robert Wilhelm Bunsen kokeellisesti todistivat että näin todellakin on asian laita: spektriviivat ovat joko alkuainemerkkejä tai määrättyjen kemiallisten yhdisteiden peukalonjäljet. Spektraalikemia muodostui nopeasti omaksi tieteenhaaraksi. Bunsenin kaasupolttimella saatettiin kuumentaa aineiden koemäärät laboratoriossa, ja tunnettujen alkuaineiden määrä lähti nopeaan kasvuun. Valo kavaltaa alkuaineen loistavina spektriviivoina jos alkaine on kuumennetun kaasun muodossa, jos kaasu on kylmempi kuin taustansa, viivat ovat tummia niinkuin ensinmäiset havaitut viivat aurinkokirjossa.

Spektroskopia näytti että suurin osa maailmankaikkeuden näkyvä materia on yksinkertaisinta alkuainetta, vetyatomeja. Seuraavaksi yleisin alkuaine on helium, jonka osaksi tiedämme syntyneen jo kaiken alussa, Ison Pamauksen yhteydessä, mutta osa heliumista on syntynyt myöhemmin, tähtien sisällä. Auringossamme syntyy jatkuvasti heliumia vetyatomien yhtyessä. Helium-alkuaine itse asiassa havaittiin ensiksi aurinkospektrissä 1868, vasta 1885 kemistit huomasivat että alkuaine helium esiintyy myöskin maan päällä.

Muut, vetyä ja heliumia raskaammat alkuaineet on muodostunut tähdissä Ison Pamauksen jälkeen.

1800-luvun spektralikemia oli vielä kokemusperäistä, empiiristä tiedettä. Miksi alkuaineet ja kemialliset yhdisteet päästävät valon kielimään olemassaolostaan tuolla tavoin selvisi vuonna 1900, kun fyysikko Maximilian Karl Ernst Ludvig Planck esitti teoriansa valon luonteesta määräsuuruisina "energiapaketteina" eli kvantteina. Planckin avustaja Max Theodor Felix von Laue osoitti pian että kvanttimekaniikan lait koskevat myöskin röntgen- ja gammasäteilyä, lopulta teoreetikko Albert Einstein vuonna 1905 osoitti kuuluisalla kaavallaan E = M c^2 , että materia ja energia ovat saman ykseyden eri puolia, ja tyrmistyksekseen sai huomata tämän merkitsevän, että myöskin materian alkuhiukkasilla on kvanttimekaaninen luonne.

Kvanttimekaniikka opettaa meille, että kaikki mitä on olemassa ja tapahtuu atomien maailmassa on olemassa kvanttimuodossa määrätyillä energiatasoilla. Kun atomeja kuumennetaan, niiden elektronivaipat imevät energiaa vain tietyinä energiatasoina, jotka vastaavat tiettyjä säteilytaajuuksia. Sen jälkeen atomit saattavat vapauttaa samat valokvantit, ja säteilyn kirjoon syntyy loistava viiva, kertoen minkä alkuaineen atomi päästi valokvantin. Aurinkokirjon viivat osoittavat että valo, matkatessaan auringosta maahan, jo auringon ulkoalueilla kohtaa kylmempiä kaasuatomeja, jotka jättävät siihen tummaviivaiset merkkinsä. Seuraavaksi valo saapuu Maan ilmakehään, joka myös jättää siihen jälkensä. Näin valonsäde kertoo tutkijalle ei ainoastaan siitä miten se syntyy vaan myös mitä siille on tapahtunut sen syntymän jälkeen. Mitähän runoilija von Goethe olisi saanut irti sellaisesta kertomuksesta?

Säteilyä syntyy muutenkin kuin lämmön ansiosta. Annetaan joukko varattuja atomeja - sellaiset jotka ovat menettäneet yhden tai useamman elektronin vaipastaan - liikkua magneettikentässä, ja oitis syntyy radiotaajuussäteilyä, joka kavaltaa asiantilat kaikille jotka sen haluaa havaita.

Edelleen, jos valon lähde tai väliviivoja aiheuttava aine liikkuu säteisesti - katsojaa kohti tai poispäin, tapahtuu spektriviivojen paikkojen siirtymä. Fyysikko Christian Doppler havaitsi ja suoritti kokeita liikkuvilla äänilähteillä - höyryveturien merkinantopilleillä - huomaten kuinka taajuus nousee kun lähde lähestyy ja laskee sen ohitettua ja loitontuessa havaitsijasta. Hieman myöhemmin Hippolyte Fizeau todisti että ilmiö esiintyy myöskin valon spektriviivojen siitrymisen ilmiönä. Puhutaan Dopplerin, tai oikeammin Doppler-Fizeaun ilmiöstä. Tähtivalo kertoo siten tähtien, tähtienvälisen kaasun, galaksien liikeistä meitä kohti tai poispäin meistä. Avaruustutkimuksessa alusten lähettämien radiosignaalien dopplersiirtymä on niiden ratojen seurannan pohjahavintoina. Vuonna 1992 radiosäteily kertoi uuden tarinan: havaittiin sykkivän radiotähden omaavan pienimassainen seuralainen - planeetta. Näkyvän valon doppler-siitrymä kertoi 1995 tavallisen tähden planeetasta, ja tätä nykyä tunnetaan toista sataa ulko-aurinkokuntia. Ekso-planeettojen määrä kasvaa vuosittain.

Eikä tässä kaikki. Jos kaasu, jonka jäljet näemme on magneettikentän kurimuksessa, jakautuvat spektriviivat, ja siten tiedämme että esimerkiksi aurinkopilkkujen yhteydessä esiintyy voimakkaita magneettikenttiä. Voimme jopa tutkia magneettikentät tähdissä, jotka kaukoputken kuvissa näkyvät ainoastaan valopisteinä.

Vielä yksi esimerkki monista: kylmän tähtienvälisen aineen vetyatomit tiedottavat olemassaolostaan koska neutraalin vedyn elektroni silloin tällöin vaihtaa liiketilaa, spiniä. Tällöin syntyy fotoni, jonka aaltopituus on 21 senttimetriä, ja sitten radiotähtitieteilijät havaitsevat kylmän ja muuten näkymättömän neutraalin vedyn pilven. Kyseessä on aito sprektraliviiva jonka doppler-siirtymä kertoo tarkasti miten kaasu liikkuu.

Dopplerin punasiirtymä koskee tietysti myöskin termisen säteilyn säteilylakien mukaista huippua. Äärirajana on niinsanottu kosminen taustasäteily, jonka keksivät Arno Penzias ja Robert Wilson vuonna 1965. Säteilyn olemassaoloa oli ennustettu jo vuonna 1948, perustuen 1920- ja -30-luvun havaintoihin maailmankaikkeuden laajentimisesta joka katsottiin osoittavan kaikkeuden saanen alkunsa kuumassa alkutilassa. Nykyteorian mukaan taustasäteily syntyi pari sataa vuotta alkupamauksen jälkeen, materian osasten yhtyessä siten että avaruus tuli läpinäkyväksi. Avaruus on sen jälkeen laajentunut ja säteilyn lämpötila on laskenut tuhansista asteista 2,735 kelvinasteeseen. Kyseessä on siis nykyään mikroaaltosäily, tarkemmin sanottua millimetriluokan radiosäteilystä. COBE-satelliitilla todettiin v.1990, että kyseessä todella on puhdas lämpösäteily, ja 2000-luvun taitteissa löytyivät eri mittauksilla vaimeat, noin kymmenestuhannesosan suuruiset säteilyvoimakkuuden vaihtelut. Niistä alkupamauksen jälkeisistä pienistä painevaihteluista saivat alkunsa materiakasautumat, joista ensinmäiset tähdet, niiden muodostamat galaksit, ja galaksien ryhmät ja joukot syntyivät.

Mutta valo voi myöskin, sinänsä muuttumattomana, kieliä paikoista jossa se on käynyt, ja vastaanotosta minkä se matkallaan on saanut!

…emme koskaan voida, millään ajateltavissa olevin menetelmin, päästä tutkimaan ... niiden mineralogiska rakennetta, tai niiden pinnalla elävien orgaanisten olioden luonnetta.

Spektroskopia kertoo kaasuista, kuumat kaasut, jotka synnyttävät valon, ja kylmät kaasut, jotka valonsäteet kohtaavat matkansa aikana. Aurinkovalo, joka kohtaa meitä käytyään Kuussa ta Mars-planeetalla voi kertoa jotkain siitä ettei Kuussa ole ilmaa lainkaan ja Mars-planeetalla kovin vähän, ongelmana on vain että Maan ilmakehän voimakkaat merkit peittävät heikkoja kaasujen merkkejä Marsista ja merkkien todellinen puuttuminen Kuusta. Siten planeettafysiikka oli enemmänkin kokoelma arvailuja kuin todellista tietomäärää aina 1960-luvulle, jolloin alkoi tapahtua. Sen ohella että saatiin todellisia mitta-arvoja taivaankappaleiden läheltä ja jopa näytteitä Kuun pinnalta - mitähän Comte olisi siitä ajatellut - luotiin myöskin menetelmät tulkita kiinteiden kappaleiden koostumusta analysoimalla tapa, jolla kappaleiden pintamateriaali heijasti auringonvaloa. Syntyi niinsanottu kaukokartoitus, ensin vakoilutarkoituksia varten, sitten planeettatutkimuksen työvälineeksi ja lopuksi oman maapallomme tutkimiseksi kaikenlaisia taloudellisia tarkoitusperä varten.

Kaukokartoitus perustuu havaintoon että kaikki kiinteät aineet heijastavat eri aaltopituuksia - värejä - yksilöllisellä tavalla. Rekisteröidään eri valovoimakkuudet tarkoin määrätyillä säteilykaistoilla, ja verrataan saadut jäljet laboratorion kandidaattiaineiden näytteisiin. Siten on voitu kartoittaa esimerkiksi asteroidien pintakoostumusta vaikka asteroidit ovat niin pieniä, etä ainoastaan harvat astroidit on kuvattu muunlaisina kuin pistemäisinä.

Lähempänä kotoa voidaan kaukokartoituksella valvoa kasvillisuutta, satonökymiä, kasvien sairauksien levinneisyyttä, tulvia, saastepäästöjä, merten virtauksia, jäätilannetta…pelkkä listaaminen vie useita A-4-sivua. Maan pinnalla, vesistöissä ja merissä elävien organismien jälkiä voidaan siis kartoittaa avaruudesta. Joten - jos ylipäätänsä löydetään orgaanisia oliota jollakun muun aurinkokunnan planeetalla, niiden luonnetta tutkitaan kaukokartoituksen menetelmillä - ja näin Comten viimeinenkin väittämä voidaan osoittaa vääräksi.

Kaiken tämän ja paljon muutakin valosäteily kertoo maailmankaikkeudestamme. Vaikuttaa todellakin siltä, kuin luontoa vaivaisi puheripuli. Lähes kaikki fysikaaliset ilmiöt joko imevät tai lähettävät säteilykvantteja, tai vaikuttaa säteilyyn jollakin mulla tavoin. Alkuainekemia ja tähtitiede olivat ensinmäisinä hyödyntämässä luonnon puheliaisuutta, muut tieteen ja tekniikan alat seurasivat tiiviisti perässä - lääketiede ei suinkaan ole ollut jälkijunassa.

Kirjallisuutta:

H Karttunen, K J Donner, P Kröger, H Oja, M Poutanen: Tähtitieteen perusteet, neljäs laitos. Tähtitieeteellinen yhdistys Ursa, Helsinki 2003

P Teerikorpi, M Valtonen: Kosmos, maailmamme muuttuva kuva. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, Helsinki 1988

H Oja, A Palviainen: Maalimankaikkeus 20xx - tähtitieteen vuosikirja. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, Helsinki 20xx


lähetä kommenttejasi:
e-posti    juhaniwestman@gmail.com


Siirry mulle osastoille:
Månadernas Stjärnhimlar
Avaruuslennot ja avaruustutkimus
Tieteitten jyviä
Tekniikka ja sen historia
Evoluutio ja Ihminen
Suurten vesimerien suolaisia tarinoita
Palaa "Tähtitieteen Maailma"-etusivulle
Takaisin Etusivulle.