Kreikkalainen Anaksagoras Klazomenalainen (noin 400 eaa.) oli
sitä mieltä, että elämän tarkoitus oli ”Auringon, Kuun ja
taivaiden tutkiminen”.
Astronomian historiaa
Planeettojen nimet juontavat alkujaan
kreikkalaisten ja roomalaisten uskontojen ja mytologioiden aikoihin.
Useimmiten ne olivat jumalien nimiä. Nimet olivat maasta (joka oli
kaiken keskus ) katsottuna: Suluissa kreikkalaisten nimitys: Kuu,
Aurinko, Merkurius ( Hermes ), Venus (Afrodite ), Mars (Ares ),
Jupiter (Zeus ), Saturnus ( Kronos ).
Astronomian ja astrologian katsotaan alkaneen
3000-4000 vuotta eaa. Mesopotamian sumerien keskuudessa, joilta
ajoilta on olemassa kirjallista tietoa. Kirjoitustaito keksittiin
tuolloin. Sumerilaiset puhuivat seitsemästä vaeltavasta taivaan
valosta. He kirjoittivat planeettojen kierrot savitauluihin ja
pystyivät niitä vertaamalla ennustamaan auringon ja kuunpimennykset ja
laatimaan kalentereita. Joidenkin lähteiden mukaan astronomia olisi
alkanut jo paljon aikaisemmin, koska vanhojen kansojen ja uskontojen
perimätiedoissa tunnettiin jo astrologinen ( platoninen ) vuosi 2160
vuotta, jolloin siirryttiin eläinradalla seuraavaan merkkiin. Nyt
aikaikkunassa 2012-2014 siirrymme Kaloista Vesimiehen aikaan, jonka on
ennustettu vanhoissa perimätiedoissa aloittavan kulta-ajan.
Maakeskeinen näkemys säilyi monien vuosituhansien
ajan aina 1500-luvulle jaa. Tosin kreikkalainen Aristarkhos toi esille
n. 200 eaa. maan kiertävän aurinkoa, mutta ajatusta pidettiin
mahdottomana ( Maapallolla olisi kova viima ja kiintotähtien pitäisi
liikkua ). Ja Ptolemaioksen Almagest (n. 100 eaa. ) pystyi selittämään
Auringon ja planeettojen liikkeet riittävän tarkasti.
Uusia tuulia
Vasta Kopernikus ( 1500-luvulla jaa. ) toi esiin
aurinkokeskeisen maailmankuvan. Galilei, joka keksi kaukoputken,
jatkoi aurinkokeskeistä kuvaa. Tosin hän kirkon inkvisition edessä
perui näkemyksensä ja säästyi polttoroviolta ja sai loppuelämäkseen
kotiarestia. Kehitystä ei kuitenkaan kirkko pystynyt pysäyttämään,
varsinkin kun Darwin toi esiin evoluutioteoriansa (1859), joka
aiheutti suurta hämmennystä kirkon piirissä. Astronomiaa jatkoi sitten
Kepler ( 1571 -1630 ),joka toi esille planeettojen liikkeet
ellipsiradoilla, maapallon vuorokautisen pyörimisen ja auringon
vuotuisen kierron. Hän ei kuitenkaan pystynyt vielä laskemaan
planeettojen ratoja. Sen teki sitten Newton ( 1642-1727 ), joka keksi
veto- ja painovoiman ( Newtonin kolme liikelakia ). Newton sai ideansa
huomatessaan omenan putoavan maahan. Tämän jälkeen hän uppoutui
painovoima- ja vetovoimalaskuihin. Jos näitä voimia ei olisi,
jatkaisivat esim. Kuu ja planeetat suoraa lentoaan loputtomiin. Hän
laski planeettojen radat hyvin tarkasti, ainoastaan Kuun rataa hän ei
pystynyt laskemaan. Itse asiassa Kuun rata saatiin lasketuksi vasta
vuonna 1919 Brownin toimesta. Newton julkaisi ajatuksensa kirjassaan ”
Principia ”.
Astronomian soihtu siirtyi Lagrangelle ( s. 1736
) ja Leplacelle ( s. 1749 ). He olivat matemaatikkoja. Kuitenkaan
luonnossa ei kaikki pelannutkaan tarkkaan suuren kellokoneiston
mukaan. Jupiterin ja Saturnuksen liikkeissä huomattiin poikkeamia.
Jupiterin liike vaikutti liian hitaalta ja Saturnuksen liian nopealta.
Laplace ratkaisi ongelman vuonna 1784. Hän totesi häiriöiden syyksi,
että planeetat olivat samalla linjalla viiden Jupiterin vuoden ja
kahden Saturnuksen vuoden välein eli 59 maan vuoden välein. Tämä
konjunktio vuorotellen hidasti tai kiihdytti näiden planeettojen
ratoja. Myös Marsin radassa todettiin poikkeamia. Ennustettu Marsin
ylikulku auringon editse heitti lähes tunnilla.
Planeettojen etsintä
William Herchel ( 1792-1871 ) löysi yllättäen v.
1781 Saturnuksen takaa uuden planeetan, jolle annettiin nimeksi
Uranus. Se oli paljon kauempana kuin luultiin. Sen keskietäisyys oli
19.2 AU:ta ja kiertoaika 82 vuotta. Sen rata harhaili
selittämättömästi. Sitä pidettiin milloin planetoidina ja asteroidina
ja sen rataa ei näin ollen osattu laskea. Alla olevassa taulukossa on
planeettojen etäisyydet auringosta Titius-Boden lain mukaan sekä
todelliset etäisyydet AU:na. 1 AU= maan etäisyys auringosta:
Titius-Bode* Todellinen
Merkurius
0,4 0,4
Venus 0,7
0,7
Maa
1,0 1,0
Mars
1,6 1,5
? 2,8
Jupiter
5,2 5,2
Saturnus
10,0 9,2
Uranus
19,6 19,2
?
?
*Johann Titius esitti lain planeettojen
etäisyyksistä auringosta ( 1766 ). Sitä alkoi soveltaa Johann Bode,
jolloin sitä alettiin kutsua Titius-Bodenin laiksi.
Luvun 2,8 kohdalla on aukko. Boden oli sitä
mieltä, että siinä sijaitsi planeetta. Tältä radalta löydettiin sitten
asteroidit Ceres, Pallas, Juno ja Vesta. Vähitellen vuoteen 1851
löydettiin 15 asteroidia. Näin päädyttiin asteroidivyöhykkeeseen.
Leplacen seuraajaksi tuli J. Le Verrier ( 1811-
1877 ). Ranskan observatorion johtaja Argon ehdotti, että Verrier
alkaisi selvittämään Uranuksen ratapoikkeamia. Nimittäin se ei ollut
oikealla ” kurssilla ”. Vaikka Verrier oli kopeahko herra, hän oli
tavattoman etevä ja sitkeä tutkija. Uranuksen liike oli kiusannut
tähtitieteilijöitä jo pitkään, koska se ei ” noudattanut ”
vetovoimateoriaa. Tähän ongelmaan oli perehtynyt monia
tähtitieteilijöitä ja sen selvittäminen vaati lähes mahdottomia
matemaattisia laskelmia ( kolmentoista tuntemattoman tekijän
muodostaman yhtälön ratkaisua ). Myös vanhojen havaintojen ja uusien
välillä oli suuria ristiriitoja. Le Verrier oletti, että tuntemattoman
planeetan täytyi olla Uranuksen ulkopuolella. Samaan aikaan
englantilainen J.Adams (1819-1892 ) suoritti laskelmia samasta
ongelmasta. Adams lähetti laskelmansa Englannin kuninkaalliselle
astronomille Airylle. Tällä oli paljon muitakin kiireitä, eikä hän
ottanut asiaa vakavasti. Huippuastronomit olivat hyvin ylpeitä, eikä
”tavallisten ” astronomien tutkimuksiin juuri uskottu. Myös kateus oli
tavallista astronomien keskuudessa kuten muidenkin ihmisten vielä
tänäkin päivänä. Myös Verrier oli jatkanut laskelmiaan ja hän tapasi
lyhyesti Adamsin. Myös Verrier lähetti laskelmansa Airylle. Tämä
kierteli kuitenkin asiaa eikä tehnyt mitään.
Adamsin ja Le Verrierin laskelmat olivat hyvin
yhtä tarkat. Niissä oli annettu tarkka tieto uuden planeetan
sijainnista ja esim. keskietäisyys Adamsilla 37,25 ja Verrierillä
36,15. Titius- Boden lain mukaan se oli 38,8 ja todellinen nykyään
30,1. Kun Ranskan ja Englannin observatoriot eivät ottaneet asiaa
vakavasti, kirjoitti Verrier Berliinin observatorioon ja pyysi heiltä
apua kertoen planeetan tarkan sijainnin. Berliinin observatorio löysi
sen heti ilmoitetusta paikasta 23.9.1846. Näin löydettiin Neptunus
kirjoituspöydän äärellä. Neptunuksen läpimitaksi saatiin 3,2
kaarisekuntia, kun Verrierin arvo oli 3,3. Tämä on n. neljä kertaa
suurempi kuin maapallo. Näin löytymisen kunnia meni Berliinin
observatoriolle.
Neptunuksen radan häiriöt johtivat Pluton
löytymiseen. Sen löysi 18.2.1930 Clyde Tombaugh (s. 1906 ). Löytö oli
tavallaan pettymys. Neljä aiemmin tunnettua ulointa planeettaa ovat
kooltaan valtavia, mutta Pluto osoittautui aurinkokunnan pienimmäksi
planeetaksi. On jopa epäilty sen olevan Neptunuksen kuun.
Tähtitieteilijät eivät usko Pluton aiheuttavan Neptunuksen
ratahäiriöitä vaan kauempana täytyy olla vielä joku muu häiriötekijä.
Nimittäin astronomien mielestä Uranuksen ja Neptunuksen ratahäiriöitä
on yritetty selvittää koko 1900-luvun ajan. Näiden selvittämiseksi
ovat monet tähtitieteilijät julkaisseet monia uusia laskelmia. U.S.
Naval Observatorion tähtitieteilijät Van Flandern ja Harrington
tekivät ehdotuksen oletetusta planeetasta, jonka massa olisi neljä
kertaa suurempi kuin Maan ja joka sijaitsee 2.5 kertaa kauempana kuin
Pluto. Monia muita ehdotuksia on tehty 50-100 AU:n etäisyyksille
saakka. Eräs ehdotus on ollut sen sijainniksi 875 AU:n etäisyys, koko
20000 maan massaa ja kiertoaika 26000 vuotta. Tämä tekisi siitä
Auringon pimeän seuralaisen. Muutamien astronomien mukaan Uranuksen ja
Neptunuksen ratalaskuissa on ollut virheitä, jotka korjattuina mitään
ulkopuolisia planeettoja ei tarvita.
Le Verrier sai uuden haasteen. Hän alkoi tutkia
Merkuriuksen ratapoikkeamaa. Tämä ongelma kiinnosti monia muitakin
tähtitieteilijöitä. Yksi tällainen oli ranskalainen tähtitieteilijä ja
lääkäri E. Lescarbault. Hän totesi, että Titius-Bodenin laki ei ollut
aivan tarkka ennustamaan planeettojen etäisyyksiä auringosta.
Merkuriuksen ylikulku herätti hänessä uuden ajatuksen. Olisiko
Merkuriuksen ja Venuksen lisäksi Maan ja Auringon välissä vielä yksi
pieni planeetta. Tämän ajatuksen kannalla oli myös H. Schwabe. Vuonna
1826 hän aloitti järjestelmällisen Merkuriuksen radan sisäpuolisten
planeettojen etsinnän. Hän ei löytänyt planeettaa, mutta hänen
tutkimuksensa johtivat auringon pilkkujen 11-vuotisten jaksojen
löytymiseen. Myös monet muut tutkijat ( mm. Benzenberg ja Schmidt )
tekivät useita havaintoja, joita voitaisiin pitää odottamattomien
kappaleiden ylikulkuina. Näistä ei saatu varmuutta, mutta ne
synnyttivät pieniä epäilyksiä olemassa olevan tietämyksen
riittämättömyydestä. Le Verrier päätyi myös siihen, että kyseessä ei
olisi planeetta vaan että useat pienet kappaleet kiertävät aurinkoa,
mutta niitä on vaikea havaita.
Vulkanus ”löydetään”
Vulkanus oli aikoinaan roomalaisten tulenjumala.
Nimi kuvaa hyvin sen kiertoa auringon ”hehkussa”.
Jo edellä mainittu E. Lescarbault jatkoi
sitkeästi tutkimuksiaan. Hän kirjoitti 22.12.1860 Le Verrierille (
josta oli tullut keisarillinen tähtitieteilijä ), että planeetta,
jonka olemassaolon oli Verrier päätellyt Merkuriuksen
ratapoikkeamasta, oli löytynyt. Lescarbaut oli havainnut sen kulkevan
Auringon editse 26.3 1859. Lescarbault oli rakentanut
linssikaukoputken, jonka suurennus oli 150 kertainen. Aina kun oli
mahdollista ( jos potilaita ei ollut ), hän havannoi Aurinkoa.
Kaukoputki oli sijoitettu terassille ja se oli kääntyvä. Ja 26.3.1859
noin kello neljä iltapäivällä, hän huomasi kiekon yläosassa pienen
tarkkarajaisen pisteen kooltaan noin neljäsosa Merkuriuksen koosta. Se
ei voinut olla auringonpilkku, koska se liikkui. Auringonpilkulla ei
erottuisi liikettä niin lyhyessä ajassa. Hän arvioi täplän olleen
kiekon edessä kaikkiaan 1 tunnin, 17 minuuttia ja 9 sekuntia.
Lescarbaut oli hyvin ujo ja vaatimaton ja
kirjoitti asiasta Verrierille vasta 22.12.1860. Hän kertoi tarkan
aseman sen tultua Auringon laitaan ja poistumiskulman ( 85 astetta, 45
minuuttia ja 0 sekuntia ). Le Verrier, joka oli tietäväinen ja kopea
herra kiinnostui kuitenkin asiasta ja meni vierailulle Lescarbautin
kotiin. Hän suoritti noin tunnin kuulustelun. Hän myös ihmetteli,
miten L. tiesi sekunnit, kun hänellä ei ollut edes sekunttikelloa.
Sekuntteja Lescarbaut mittasi heilurilla.
Le Verrier ilmoitti asiasta 2.1.1860
Tiedeakatemian kokouksessa. Asia sai valtavan huomion. Le Verrier
laski sen paikan. Se sijaitsi 0,147 AU:n eli 22 miljoonan kilometrin
etäisyydellä auringosta. Sen kiertoaika auringon ympäri oli 19 vrk 17
tuntia ja rata kallistunut 12 astetta 10 minuuttia. Tutkittaessa
vanhoja havaintoja ilmeni, että aikaisemminkin oli tehty havaintoja
sen kulusta, mutta niitä ei ollut kirjattu tarkasti. Tarkoissa
laskelmissa Vulkanuksen koko 1/ 17 osa Merkuriuksen massasta,
todettiin, että niin kevyt kappale ei pystynyt vääristämään
Merkuriuksen radan poikkeamia. Se havaittiin vielä toistamiseen
20.3.1862 samankaltaisessa tilanteessa kuin oli Lescarbaultin
havainto. Vaikka ilmiötä tutkittiin ympäri maapallon, sitä ei enää
löydetty.
Asian suhteen on tehty monenlaisia ehdotuksia.
Onko Vulkanuksia useampia vai onko kyseessä ollut Auringon lähelle
harhautunut astreoidi. Asia jää auki, toiset astronomit uskovat
uskovat siihen ja toiset eivät.
Päättymätön etsintä
Einsteinin ( 1873-1953 )esittämien
suhteellisteorioiden jälkeen vuonna 1915 hän selitti, että
Merkuriuksen perihelin ( piste, jossa kappale on lähimpänä aurinkoa )
paikka siirtyi kierros kierrokselta ja tätä voidaan pitää Merkuriuksen
sisäpuolista planeettaa koskevan teorian loppuna. Siitä huolimatta
Vulkanuksen ja Neptunuksen etsintä ja lopulta Neptunuksen löytyminen
Le Verrierin ja Adamsin ansiosta oli suuri voitto, jolla edelleen on
suuri lumous. Unelma heidän menestyksensä kanssa on houkutellut
tähtitieteilijöitä muihin tutkimuksiin aurinkokunnan sisäosista sen
ulkolaidoille Neptunuksen takana ammottavaan kuiluun saakka.
Lähdekirjallisuus:
Richard Baum ja William Sheehan: Vulkanus, suuri planeetanmetsästys,
1998
Hannu Karttunen: Vanhin tiede, 1996
