ETUSIVU
SISÄLLYS
VIITTEET
LÄHTEET
SANASTO

Tähtitieteen tutkimus Helsingin yliopistossa tänään

(1984)

Useimmat Observatorion ja Astrofysiikan laboratorion tämän hetken tutkimussuuntauksista saivat alkunsa 1960-luvun lopussa ja 1970-luvun alkuvuosina. Professori Jaakko Tuomisen tähtien ja Auringon teoreettiseen astrofysiikkaan kohdistuneeseen tutkimustyöhön tuli mukaan nuorempia tutkijoita, jotka laajensivat tutkimuksen aluetta mm. tähtien rakenteen ja kehityksen tietokonemallien sekä tähtien atmosfäärien teorian ja spektroskooppisten havaintojen suuntaan.

Vuonna 1967 tehtiin esitys uuden kaukoputken hankkimisesta astrofysiikassa tarvittavia fotometrisia ja polarimetrisia havaintoja varten. Esitys sai yliopistossa suopean vastaanoton ja uusi 60 cm peilillä varustettu ranskalaisvalmisteinen kaukoputki voitiin asentaa paikoilleen v. 1971 yliopiston Metsähovin tilalle pystytettyyn uuteen observatoriorakennukseen. Metsähovin kaukoputki avasi mahdollisuudet havaitsevan optisen tähtitieteen ohjelmille mm. Linnunradan rakenteen, tähtien- ja galaksienvälisen aineen, kaksoistähtien massavirtausten ja asteroidien tutkimuksen aloilla.

Vuosikymmenen vaihteessa tuli Observatorion ja Astrofysiikan laboratorion toimintaan mukaan myös muualla opiskelleita nuoria tutkijoita, jotka edelleen monipuolistivat laitoksen tutkimusalaa planeettojen, tähtienvälisen aineen ja galaksien tutkimuksen suuntaan.

Tähtitieteen toimintaedellytyksiä paransi myös Astrofysiikan laboratorion muutto Tähtitorninmäelle 3.12.1969 samoihin tiloihin Observatorion kanssa, jossa oli vapautunut lisätiloja sen jälkeen kun professorin virka-asunto oli otettu laitoskäyttöön.

Metsähovin observatoriossa tehtävien havaintojen ohella on tutkimusohjelmia voitu toteuttaa myös useissa ulkomaisissa observatorioissa sekä suurilla kaukoputkilla että radioteleskoopeilla. Kansainvälisellä yhteistyöllä yleensäkin on ollut aivan oleellinen osuus tähtitieteellisen tutkimuksemme kehitykseen viimeisten n. 15 vuoden aikana. Useat henkilöt ovat väitöskirjatyötään varten työskennelleet pitempään ulkomailla, ja näin muodostuneet yhteistyösuhteet ovat jääneet pysyviksi ja laajentuneet.

Metsähovin observatorio Kirkkonummella valmistui 1971. Rakennuksen on suunnitellut insinööri Martti Ojala. (Valok. Matti Kajantie/Observatorio)

Kotimaisista yhteistyösuhteista on Turun ja Oulun yliopistojen tähtitieteen laitosten ohella mainittava erikoisesti Teknillisen Korkeakoulun Radiolaboratorio, jonka Metsähovissa sijaitsevaa 14 metrin radioteleskooppia Helsingin yliopiston tähtitieteilijät ovat voineet käyttää ja jonka instrumentointiin he ovat myös osallistuneet.

Seuraavassa esitellään yksityiskohtaisemmin Observatoriossa ja Astrofysiikan laboratoriossa viime vuosina tehtyä ja parhaillaan jatkuvaa tutkimustyötä. Voidaan todeta, että tähtitieteellinen tutkimus Helsingin yliopistossa on tällä hetkellä varsin monipuolista ja kattaa lähes kaikki tähtitieteen tärkeimmät alat.

Metsähovin observatorio

Observatorio [1] on sijoitettu maaseudulle Kirkkonummen kuntaan n. 40 km Helsingistä länteen, koska kaupungissa valot ja savut haittaisivat pahasti nykyaikaisia tähtitieteellisiä havaintoja. Paikka on kuitenkin niin lähellä varsinaista laitosta Tähtitorninmäellä, että tutkija voi aina lähteä sinne, kun seuraavaksi yöksi on selkeä sää odotettavissa. Tällä hetkellä näyttää siltä, että havainto-olosuhteet säilyvät hyvinä tulevaisuudessakin, esimerkiksi Kirkkonummen kunta on ottanut Metsähovin suojausnäkökohdat huomioon kaavassaan.

Metsähovin 60 cm:n Ritchley-Chrétien -teleskooppi valmistettiin Ranskassa. Kaukoputken perään on kiinnitetty Observatoriossa suunniteltu ja kotimaassa rakennettu fotometri-polarimetri.

Metsähovin observatorion pääinstrumentti Ritchey-Chrétien -teleskooppi on valmistettu Ranskassa. Tämäntyyppinen kaukoputki soveltuu moniin tutkimustehtäviin. Sen objektiivipeilin läpimitta on 60 cm ja polttoväli noin 480 cm. Teleskooppi kerää kohteen, esimerkiksi tähden lähettämää valoa mittalaitteeseen, jonka avulla säteilyä tutkitaan muun muassa kohteen rakenteen, etäisyyden, kemiallisen kokoonpanon tai lämpötilan määräämiseksi. Tutkimusongelman ja -ohjelman mukaan teleskooppiin voidaan kiinnittää erilaisia mittalaitteita. Tällä hetkellä Metsähovissa käytetään Yliopiston observatoriossa kehitettyä fotometri-polarimetria, jolla mitataan kosmisten kohteiden kirkkauksia valon eri aallonpituusalueissa sekä sen polarisaatiota.

Metsähovin observatoriossa tehdyt havaintotyöt liittyvät useiden eri alojen tutkimusohjelmiin, jotka itse havaintojen lisäksi vaativat yleensä huomattavasti pitempää työskentelyä niiden analysoinnin ja teoreettisen tulkinnan parissa. Tehtyjä tutkimuksia selostetaan jäljempänä eri tutkimusalojen yhteydessä.

Metsähovin observatorio on osoittanut, että pienelläkin teleskoopilla, joka on tehokkain mittalaittein varustettu, voidaan tehdä tieteellisesti arvokasta tutkimusta. Yhtä tärkeää on, että Metsähovissa voidaan perehtyä nykyaikaisiin havaintomenetelmiin, sekä valmistella ja kokeilla ohjelmia joita on tarkoitus mennä tekemään suuremmilla kaukoputkilla. Ajanmukainen kotimainen välineistö on ulkomaisen työskentelyn edellytys.

Metsähovin observatorioon on vuonna 1981 pystytetty toinenkin kaukoputki, alunperin vuonna 1948 Y. Väisälän johdolla Turussa valmistettu Schmidt-teleskooppi, joka on tarkoitettu valokuvausta varten. Sen korjauslasin aukko on 350 mm, peilin halkaisija 370 mm ja polttoväli 688 mm. Alunperin Schmidt-kamera pystytettiin Tähtitorninmäelle, Observatorion itätorniin, mutta 1960-luvun alkuun mennessä Helsingin valaistus teki sillä työskentelemisen mahdottomaksi. Vasta perustettu Oulun yliopiston tähtitieteen laitos tarvitsi teleskooppia, ja niinpä Schmidt-kamera oli noin vuosikymmenen lainassa Yli-Kiimingissä sijaitsevassa observatoriossa. Sitten se pyydettiin takaisin ja kunnostettiin perusteellisesti Tähtitorninmäellä Metsähoviin pystyttämistä varten.

Fotometri-polarimetri, tähtien valon tarkka mittauslaite

Observatoriossa on konstruoitu valosähköinen polarimetri [2], joka perustuu kahtaistaittavaan kalsiittikiteeseen. Laitteen merkittäviä etuja ovat suuri mittaustarkkuus, täydellinen akromaattisuus, joka mahdollistaa havainnot laajalla aallonpituuskaistalla samanaikaisesti, sekä taivaan taustapolarisaation suora eliminoituminen. Laite on ollut tehokkaassa käytössä Helsingin yliopiston Metsähovin observatorion 60 cm kaukoputkessa vuodesta 1972 alkaen.

Vuonna 1980 valmistui Metsähoviin toinen kupolirakennus, johon pystytettiin Ouluun lainattu ja sitten ajanmukaistettu Schmidt-teleskooppi. Tornin viereistä parakkia on käytetty radioastronomisiin havaintoihin, nykyisin se palvelee Schmidt-kaukoputkella työskentelyä. (Valok. Tapio Markkanen/Observatorio)

Vuonna 1980 saatiin valmiiksi parannettu versio, 5-kanavainen polarimetri, jossa viidellä valomonistimella mitataan samanaikaisesti polarisaatiota viidessä eri aallonpituusalueessa 3500 Å ja 9000 Å välillä. Polarimetri on rakennettu siten, että se voidaan helposti siirtää ulkomaisillekin kaukoputkille. Keväästä 1981 alkaen se on ollut asennettuna Krimin Astrofysikaalisen observatorion 1,25 m:n kaukoputkeen.

Viisikanavaisesta polarimetrista on Turussa valmistettu toinen kappale Tuorlan tähtitornin 60 cm:n kaukoputkea varten. Turussa on rakennettu vastaavanlainen polarimetri myös Euroopan Eteläisessä Observatoriossa Chilessä olevaa 1,5 m:n tanskalaista teleskooppia varten.

Tähtienväliset pölypilvet ja magneettikentät

Suurin osa Linnunratamme aineesta on tähdissä. Vain noin 10 % on tähtienvälisenä kaasuna ja siitä edelleen pari sadasosaa pölynä.

Tähtienvälinen aine on kuitenkin hyvin tärkeä Linnunradan kokonaisrakenteen ja erikoisesti tähtien synnyn kannalta.

Polarimetrian avulla on Metsähovissa tutkittu tähtienvälisen pölyn avaruusjakautumaa auringon lähiympäristössä eli muutaman sadan parsekin (1 parsek = 3,26 valovuotta) etäisyydelle saakka.

Laajojen avaruuden alueiden yli ulottuvat magneettikentät hallitsevat osaltaan tähtienvälisen aineen liikkeitä ja tiheyttä, ja ne vaikuttavat siten myös tähtien syntyyn. Tähtienvälisten pilvien läpi kulkeneen valon polarisaatiota havaitsemalla voidaan selvittää magneettikenttien rakennetta. Metsähovissa onkin tutkittu magneettikenttiä sellaisissa alueissa, joissa tähtiä on joko äsken syntynyt tai syntyy parhaillaan.

Magneettikentät voivat myös jarruttaa tähdiksi kutistuvien pilvien pyörimistä. Mekanismia tutkitaan Metsähovissa havaitsemalla eräitä nuoria tähtiä, joiden ympärillä on polarimetrisesti mahdollista löytää pyörimisen aiheuttama litistynyt kaasukiekko. Sen suuntaa verrataan ympäröivän magneettikentän suuntaan.

Radiosäteilyä tähtienvälisistä pilvistä ja syntyvistä tähdistä

Radioastronomista tutkimusta ryhdyttiin Helsingin yliopistossa harrastamaan muutaman vuoden tauon jälkeen taas 1970-luvun puolivälissä, tällä kerralla tosin huomattavasti lyhyemmillä aallonpituuksilla - senttimetri- ja millimetrialueessa - kuin Radioastronomisen aseman tutkimusohjelmissa. Nimenomaan tähtienvälisen aineen tutkimuksessa radioastronomia on noussut keskeiseen asemaan. Säteilyn syntyalueita, tähtienvälisiä pilviä ja niistä syntymässä olevia tähtiä tutkitaan ensi sijassa radiotaajuusalueen spektriviivojen avulla.

Aluksi tutkimuksia tehtiin useilla suurilla ulkomaisilla radioteleskoopeilla, mm. Effelsbergissa Länsi-Saksassa, Onsalassa Ruotsissa, Greenbankissa ja Kitt Peakilla Yhdysvalloissa ja Parkesissa Australiassa, ja kohteena olivat lähinnä pimeät sumut. Vaikka nämä tutkimukset edelleen jatkuvat, on pääpaino vuodesta 1980 alkaen siirtynyt Metsähovin 13,7 metrin radioteleskoopilla tehtäviin spektriviivahavaintoihin.

Metsähovin radioteleskooppi [3] kuuluu Teknillisen korkeakoulun radiolaboratoriolle, mutta Helsingin yliopiston tutkijat ovat voineet käyttää noin neljäsosan teleskoopin ajasta. Yhteistyö alkoi jo siinä vaiheessa, kun Yliopisto lahjoitti teleskooppia varten tontin omistamastaan Metsähovin tilasta.

Metsähovin observatorioalue ilmakuvassa. Edessä Schmidt-kameran torni, oikealla Ritchey-Chrétien-teleskoopin rakennus. Takana oikealla tilan vanha päärakennus, takana keskellä Teknillisen korkeakoulun 14 metrin mm-aaltoalueen radioteleskooppi. Vasemmassa yläkulmassa näkyy heikosti Geodeettisen laitoksen avaruusgeodeettinen havaintoasema. (Ilmakuva Hannu Karttunen/Observatorio)

Kolmivuotiskautena 1980-1983 on Metsähovin radioteleskoopilla toteutettu laaja, niin sanottujen kosmisten vesihöyrymasereiden ajallisten voimakkuudenvaihteluiden tutkimusohjelma [4]. Kyseiset radiolähteet säteilevät hyvin voimakkaasti 1,35 cm:n aallonpituudella, ja niissä vaikuttaa maanpäällisissäkin laboratorioissa tunnettu ns. MASER-ilmiö. Useimmat vesihöyrymaserit esiintyvät syntyvien tähtien yhteydessä, ja niitä tutkimalla voidaan saada tietoa tähtien ja niitä mahdollisesti ympäröivien planeettakuntien muodostumisesta. Vesihöyrymasereiden ohella ryhdytään Metsähovin radioteleskoopilla tutkimaan myös muun tyyppisiä molekyylipilviä 3-7 millimetrin aallonpituusalueella.

Tutkimushanke on saanut tukea Suomen Akatemialta sekä henkilökunnan palkkaukseen että laiterahoitukseen.

Perseuksen kaksoistähtijoukko Metsähovin 60 cm:n teleskoopilla kuvattuna. Näkökentän halkaisija on runsas kaariaste, valotusaika yksi tunti. (Valok. Tapio Markkanen/Observatorio)

Spektrometri radioaaltojen analysointiin

Metsähovin teleskoopin radioastronomisen spektriviivahavaintolaitteiston keskeinen osa on ns. akusto-optinen spektrometri, jossa radiosäteily hajotetaan aallonpituutensa mukaisesti 1024 tai 1728 kanavaan. Spektrometri on suunniteltu ja rakennettu Helsingin yliopiston Observatoriossa. Kyseessä on uudentyyppinen laite, jollaisia on käytössä vasta muutamia maailmassa. Spektrometreja on Observatoriossa rakennettu kolme kappaletta. Kaksi ensimmäistä, 11 ja 100 MHz:n kaistaiset laitteet on yhdistetty Metsähovin teleskooppiin, ja 100 MHz:n kaistainen laite on tehty Ruotsiin Chalmersin teknillisen korkeakoulun Onsalan avaruusobservatoriolle. Parhaillaan on käynnissä yliopiston tutkimusrahoituksella erittäin leveäkaistaisen (500 MHz) spektrometrin kehittäminen.

Vastaanotinlaitteiston keskeisiä osia ovat myös suurtaajuusosat eli niin sanotut etupäät. Niitä on kehitetty Teknillisen korkeakoulun Radiolaboratoriossa. Observatoriossa on valmistettu laaja tietojenkeruu- ja käsittelylaitteisto sekä tietokoneohjelmisto.

Planeettatutkimus

Planeettatutkimus Helsingin yliopiston Observatoriossa on keskittynyt planeettojen ja niiden kuiden ja renkaiden sekä pikkuplaneettojen fotometriaan ja polarimetriaan. Erityisen tutkimuksen kohteena on ollut säteilyn kuljetus kiinteissä ja pölyn peittämissä pinnoissa. Saatuja tuloksia on verrattu myös planeettojen välisen pölyn sirontaominaisuuksiin. Tämä pöly näkyy taivaalla eläinratavalona. Tutkimus tapahtuu tiiviissä yhteistyössä amerikkalaisten observatorioitten kanssa. Näitä ovat mm. Smithsonian-instituutti, Five College -observatorio Massachusettsin yliopistossa ja Lowell-observatorio Arizonassa.

Planeettaluotainten tulokset ovat suuresti lisänneet teoreettisen työn samoin kuin maanpäällisillä kaukoputkilla tehtävien havaintojen tarvetta. Observatoriossa on valmistunut laaja fotometrinen tutkimus Saturnuksen renkaista sekä pikkuplaneettojen ja muiden aurinkokunnan ilmakehättömien kappaleiden fotometrista ja polarimetrista käyttäytymistä selvittävä teoria. Teoriaa on mahdollista käyttää myös arvioitaessa pikkuplaneettojen muotoa, joka useimmissa tapauksissa eroaa huomattavasti pallomaisesta. Pikkuplaneettojen havaitsemisessa on ollut yhteistyötä myös joidenkin eurooppalaisten observatorioiden kanssa.

Planeettakunnan fysiikan ohella on tutkittu myös taivaanmekaniikkaa, mm. Saturnuksen renkaiden dynamiikkaa. Lisäksi on tehty relativistisen taivaanmekaniikan tutkimusta, joka liittyy professori Gustaf Järnefeltin ja professori Paul Kustaanheimon alulle panemaan tutkimuslinjaan.

Tähtien kehitys, alkuainesynteesi ja magnetismi

Suurin osa tuntemistamme alkuaineista on syntynyt tähdissä. Vanhoissa, pitkälle kehittyneissä tähdissä tapahtuvien purkausten ja räjähdysten seurauksena ne ovat siirtyneet tähtienväliseen aineeseen uusien tähtisukupolvien rakennusaineiksi. Tätä alkuainesynteesiä tutkitaan havaitsemalla erityyppisten tähtien spektrejä ja tutkimalla niiden alkuaineiden runsauksia. Erityisesti helium, hiili, happi, typpi sekä raskaat alkuaineet, kuten strontium ja barium, ovat tutkimuksen kohteena. Näin selvitetään, miten eri alkuaineet ovat muodostuneet Linnunradassa ajallisesti ja paikallisesti ja miten tähtien kehityksen eri vaiheet ovat alkuainesynteesin kanssa vuorovaikutuksessa. Vanhat tähdet, jotka ovat ohittaneet Auringon nykyvaiheen, ovat tavallista kiinnostavampia alkuainesynteesin kannalta.

Pohjois-Amerikka -sumu Joutsenen tähtikuvion suunnassa Metsähovin Schmidt -kameralla kuvattuna. Kirkas tähti oikealla on Deneb. Näkökenttä on noin 6 astetta, valotusaika 15 minuuttia. (Valok. Markku Poutanen ja Heikki Virtanen/Observatorio)

Tarvittavat spektroskooppiset havainnot on tehty etupäässä Neuvostoliitossa Krimin astrofysikaalisen observatorion 2,6 metrin Shajn-teleskoopilla, mitattu Lundin skandinaavisessa mittauskeskuksessa ja analysoitu Helsingissä.

Viime vuosina satelliiteista tehtyjen ultravioletti- ja röntgenhavaintojen avulla on pystytty tutkimaan aikaisemmin vain Auringosta tunnettuja uloimpia kerroksia: kromosfääriä ja koronaa. Samoin on löydetty auringontyyppisistä tähdistä aikaisemmin vain Auringosta tunnettu magneettinen sykli. Sykli johtuu pyörimisliikkeen, virtausten ja turbulenssin vuorovaikutuksesta, jota kutsutaan dynamoksi, ja joka vain osittain tunnetaan [6]. Nyt on mahdollista tutkia eri ikäisiä, eri tavalla pyöriviä ja eri kehitysvaiheessa olevia yksittäisiä tähtiä sekä lähekkäisiä kaksoistähtiä.

Näihin tutkimuksiin käytetään satelliittihavaintojen lisäksi [5] Helsingissä rakennettua fotometri-polarimetria, jolla on muutamia vuosia tehty havaintoja Krimin observatorion 1,25 metrin kaukoputkella. Spektroskooppisia ja polarimetrisia havaintoja varten on hankittu nykyaikainen CCD-kamera (CCD = Charge coupled device), jossa valoa rekisteröi mikropiiri.

Muiden auringonkaltaisten tähtien tutkiminen on tehnyt oman Aurinkomme toiminnan ymmärtämisen entistä mielenkiintoisemmaksi. Magneettisen aktiivisuuden perustana Auringossa ja tähdissä on konvektiivisessa kerroksessa toimiva magneettinen dynamo. 1940-luvun alussa Jaakko Tuomisen löytämä Auringon pintakerrosten meridionaalinen virtaus on osoittautunut Auringon syklin mukana muuttuvaksi. Tämä on voitu osoittaa yli 100 vuoden aikana Greenwichissä mitattuja auringonpilkkujen liikkeitä tutkimalla. Observatoriossa suoritetut teoreettiset tutkimukset osoittavat, että syklinen dynamo itse asiassa vaatii tällaisen liikkeen olemassaolon. Samoin Mt. Wilsonin observatoriossa hiljattain löydetty pyörimisliikkeen erikoinen oskillaatio saa luonnollisen selityksen. Näiden ilmiöiden löytyminen auttaa itse dynamon tutkimista.

Näita kysymyksiä tutkitaan yhteistyössä useiden ulkomaisten tutkijoiden kanssa. Neuvostoliiton osalta työt kuuluvat Suomen Akatemian tukemaan kansainväliseen projektiin.

Kaksoistähdet

Suurin osa tähdistä kuuluu jäseninä kaksin- tai useampikertaisiin järjestelmiin. Tähtien kehityksen tutkijoita kiinnostavat erikoisesti sellaiset systeemit, joissa ainetta siirtyy tähdestä toiseen. Massanvaihtoa ei esiinny aina tällaisissa kaksoistähdissä, vaan se puhkeaa esiin eräissä kehitysvaiheissa. Silloinkaan virtaus ei ole jatkuvaa, vaan ajoittaista. Erityisen mielenkiintoisia ovat sellaiset kaksoistähdet, joiden toinen osapuoli on hyvin tiheä eli valkoinen kääpiö, neutronitähti tai musta aukko.

Metsähovin observatoriossa on selvitetty polarisaatiohavaintojen avulla kuvatunlaisten kaksoistähtien massavirtauksia, niissä liikkuvia ainemääriä, liikeratoja ja virtausten kestoja.

Helsingin observatoriossa tutkitaan kaksoistähtien kehitystä myös teoreettisesti laskemalla tähtimalleja tietokoneella. Erityisenä mielenkiinnon kohteena ovat W Ursae Majoris -tyyppiset pimennysmuuttujat, joiden komponentit ovat massoiltaan auringonkaltaisia tähtiä, mutta jotka pyörivät sekä akseliensa että toistensa ympäri noin sata kertaa nopeammin kuin Aurinko. Näiden tähtien komponentit ovat niin lähekkäin, että ne koskettavat toisiaan ja niillä on yhteinen kaasukehä. Kaasukehässä tapahtuvat massa- ja energiavirtaukset ovat syynä moniin W Ursae Majoris -tähtien mielenkiintoisiin erikoisominaisuuksiin, jotka erottavat ne yksittäisistä tähdistä.

Tällaisten nopeasti pyörivien tähtien sisällä syntyy jatkuvasti voimakkaita magneettikenttiä pyörimisliikkeen ja pyörteisen konvektion yhteisvaikutuksesta:. Kauas tähden pinnan ulkopuolelle ulottuvat magneettiset silmukat kuumentavat vangitsemansa kaasun kymmenien miljoonien asteiden lämpötilaan. Tällaisen plasman lähettämä säteily osuu röntgen- ja ultraviolettialueelle, ja sitä voidaan havaita satelliiteista ilmakehän ulkopuolelta. Havaintoja on tehty kahdella ESA:n (European Space Agency) satelliitilla, IUE (International Ultraviolet Explorer) [5] ja EXOSA T (röntgen-tekokuu).

Galaksit ja kosmologia

Maailmankaikkeuden perusosasia ovat monimuotoiset, lukemattomista tähdistä sekä kaasusta ja pölystä koostuvat galaksit. Galaksien synnyn, kehityksen ja rakenteen ymmärtäminen on yksi ekstragalaktisen tutkimuksen haastavista tavoitteista. Helsingin observatoriossa ovat viime aikoina tutkimuksen kohteina olleet erityisesti spiraaligalaksien kierteishaarat ja vääntymät, joiden synty ja pysyvyys muodostavat vaikean teoreettisen ongelman tähtijärjestelmien dynamiikan tutkijoille. Ongelmalla on myös yhtymäkohtia mahdollisen massiivisen ainekehän esiintymiseen galaksien ympärillä ja siten kysymykseen maailmankaikkeuden ainetiheydestä. Spiraalihaarojen ja vääntymien havaittujen muotojen perusteella voidaan tehdä johtopäätöksiä näkymättömän massan jakautumasta galaksien sisällä.

Myös galaksienvälistä ainetta on Observatoriossa tutkittu sekä yhteistyössä Euroopan Eteläisen Observatorion kanssa että Metsähovin kaukoputkella. Havaintotyö on kohdistunut galaksijoukkoihin mahdollisesti keskittyneeseen himmeään väliaineeseen. Valaisevan aineen esiintymistä maailmankaikkeudessa voidaan tutkia myös mittaamalla ns. optista kosmista taustasäteilyä. Observatoriossa on kehitetty menetelmää, jossa käytetään apuna läpinäkymätöntä Linnunradan tiheätä pölypilveä, joka estäessään taustasäteilyn tarjoaa vertailukohteen pölypilven ohitse suoritettavalle mittaukselle.

Kun valonlähde etääntyy, siitä havaitun valon spektriviivojen aallonpituudet ovat kasvaneet määrällä, joka riippuu tunnetulla tavalla lähteen nopeudesta havaitsijan suhteen. Kyseinen aallonpituuksien siirtymä, ns. punasiirtymä, voidaan mitata valolähteen, galaksin tai kvasaarin spektristä. Galakseilla punasiirtymä on likimain suoraan verrannollinen etäisyyteen. Tämä ns. Hubblen laki katsotaan osoitukseksi maailmankaikkeuden säännöllisestä laajenemisesta. Helsingin observatoriossa on tutkittu Hubblen lakia eri näkökulmista sekä galaksien että kvasaarien tapauksessa.

Toisaalta Observatoriossa on tutkimusta, joka pyrkii asettamaan punasiirtymän nopeustulkinnan kyseenalaiseksi. Tämä perustuu käsitykseen, että galaksien ja kvasaarien punasiirtymät eivät aiheudu pakonopeudesta Dopplerin periaatteen mukaisesti, vaan jostakin tuntemattomasta fysikaalisesta vuorovaikutusilmiöstä.

Helsingin yliopiston Observatorion ja Astrofysiikan laboratorion henkilökunta vuonna 1984

Yliopiston virat ja toimet:

1 professori

1 laboratorioinsinööri

1 observaattori

3 assistenttia

3 amanuenssia

1 kanslisti

1 vahtimestari

Suomen Akatemian rahoittamana 1984:

1 varttuneen tieteenharjoittajan apuraha

1 nuorempi tutkija

4 tutkimusapulaista

Yliopiston tutkimusapurahalla 1984.

1 laboratorioinsinööri

1/2-päiväinen laboratorioteknikko

Tilapäisrahoituksella 1984:

1 laboratorioinsinööri

1 amanuenssi

Observatorion tärkeimmät tähtitieteelliset havainto- ja mittalaitteet (suluissa hankintavuosi)

60 cm Ritchey-Chrétien-peilikaukoputki ja siihen liitetty fotometri-polarimetri (1972)

35/37 cm Schmidt-teleskooppi (1948)

33 cm kaksoisrefraktori (1890)

5-väri fotometri-polarimetri (siirrettävä malli, joka tällä hetkellä on Krimin astrofysikaalisen observatorion 1.25 m kaukoputkessa) (1979)

Akusto-optinen radiospektrometri (TKK:n radioteleskoopilla tehtäviä spektriviivahavaintoja varten) (1980)

Lisäksi Helsingin yliopiston tähtitieteilijät ovat voineet käyttää Teknillisen korkeakoulun millimetrialueen 13.7 m Cassegrain -radioteleskooppia (1974), jossa on sekoittaja-vastaanottimet 22 GHz ja 75-95 GHz kontinuumi- ja viivahavaintoja varten sekä sekoittaja-vastaanotin 37 GHz kontinuumihavaintoja varten.