lauantai 30. maaliskuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Kaukoputken suurennus, kuvan laajuus ja mittakaava


Kaukoputken suurennuksen laskeminen on hyvin helppo tehtävä. Suurennus on okulaarin polttovälin suhde kaukoputken polttoväliin. Näin on siitä riippumatta, minkälainen kaukoputki on kyseessä.
Kaavana kaukoputken suurennus on seuraava
S = F ÷ f
jossa

S on suurennus
F on kaukoputken polttoväli
f on okulaarin polttoväli.

Kaukoputken polttoväli on merkitty laitekilpeen ja okulaarin polttoväli on leimattu okulaarin kylkeen.
Esimerkki: Kaukoputken polttoväliksi on ilmoitettu 1 000 mm ja okulaariksi on valittu polttoväliltään 10 mm. Kuinka suuri suurennus laitteistolla saadaan?
Sijoitetaan kaavaan

S = 1 000 mm ÷ 10 mm = 100

Laskelman tulos on, että suurennus on satakertainen (100×).
 

Kuvakentän laajuus

Havaintoja suunniteltaessa on hyvä jo valmiiksi miettiä kuinka suurena valittu kohde näkyy okulaarissa. Okulaarien valmistajat usein ilmoittavat ainakin myyntiluetteloissaan ja joskus myös okulaarin mukana tulevissa spekseissa kuvakentän halkaisijan. Tavanomainen kuvakenttä on 50–60 astetta laaja.

Kun tunnetaan okulaarin kuvakentän halkaisija, siitä saadaan laskettua kentän laajuus taivaalla. Kaava on yksinkertainen:

K = k ÷ S
jossa
K on kuvakenttä taivaalla
k on okulaarin kuvakenttä
S on suurennus.
Esimerkki: Edellisen esimerkin okulaarin kuvakentän halkaisijaksi valmistaja ilmoittaa 55°. Mikä on kuvakulma taivaalla?

Sijoitetaan yhtälöön

K= 55° ÷ 100 = 0,55°

Toisin sanoen okulaarissa näkyvään kuvaan mahtuisi juuri ja juuri täysikuu kokonaan ja hieman jäisi reunoille vielä tilaa. Täysikuun halkaisija on noin 0,5°. Jos okulaari sattuisi olemaan laajakulmainen (> 60°), kuvakentän laajuus vaikkapa 80°, niin silloin kaukoputkessa näkyvä taivaanosan laajuus olisi 0,8°. Täysikuun ympärille jäisi vielä aika runsaasti tilaa. Suurennus olisi kuitenkin sama kuin edellisellä okulaarilla.
 

Mittakaava ja kuvan koko kamerassa

Kaukoputken polttoväli määrittää myös mittakaavan, kuinka suurena kohde tulee näkymään kuvatasossa (primäärifokus). Mittakaavalle on helppo kaava

M = 206 250” ÷ F

M on mittakaava

F on kaukoputken polttoväli [mm]

Luku 206 250” on yhden radiaanin kulma kaarisekunteina, joten kaava antaa mittakaavan yksikössä ”/mm (kaarisekunti per millimetri).

Esimerkki. Mikä on kaukoputkemme mittakaava?

Sijoitetaan yhtälöön

M = 206 250” ÷ 1 000 mm = 206,25 ”/mm

Mittakaava ei vielä kerro kovinkaan paljon, mutta heti kun tiedämme havaittavan kohteen koon, pystymme laskemaan kuinka suurena se näkyy kameran kuvasensorilla.

Esimerkki. Auringon tai täysikuun koko taivaalla on noin 0,5°. Kuinka suuri kuva saadaan jos kuvaamme järjestelmäkameralla kaukoputken primäärifokuksesta?

Kuvan koko = 1800” ÷ 206,25 ”/mm = 8,72 mm

Todellisuudessa molemmat kohteet näkyvät aavistuksen verran suurempina etäisyyden ollessa lyhyimmillään, joten voimme hyvällä syyllä hieman pyöristää laskennan tulosta ylöspäin. Aurinko ja Kuu muodostavat kuvan, jonka halkaisija on noin 9 mm. Tämä tarkoittaa sitä, että kun kaukoputken polttoväli on 1000 mm, järjestelmäkameran pienellä kennolla jää runsaasti tilaa kuvan reunoille. Voit käyttää 1,5× Barlow-linssiä suurentamaan kuvaa, jolloin kuvan laajuus olisi 13,5 mm ja se mahtuisi tiukasti kuva-alalle.

torstai 28. maaliskuuta 2013

Törmääkö komeetta Marsiin?

Jos komeetta törmäisi Marsiin,
sen ilmasto muuttuisi varmasti.
Olisiko muutos lämopimämpään
vai kylmempään, se on vain arvailujen
varassa.
Kuva Nasa.
Viime aikoina ovat avaruuden kiertolaiset järjestäneet jännittäviä hetkiä. Jokaisen mieleen on varmasti jäänyt helmikuun 15. päivä, jolloin Tseljabinskin yllä hajosi pieni asteroidi ja lähes samaan aikaa hieman suurempi kappale lensi maapallon ohi hyvin läheltä.

Tilanne toistuu puolentoista vuoden kuluttua, ei Maassa vaan Marsissa. Komeetta C/2013 A1 (Siding Spring) järjestää marsilaisille jännityksen täyteisiä hetkiä ensivuonna (2014)lokakuun 19. päivän iltana kello 21–22 aikoihin Suomen aikaa (aikamäärityksessä on hieman alle tunnin virhemarginaali), kun se lennähtää Marsin ohi hyvin läheltä. Toistaiseksi ratamäärityksissä on sen verran epävarmuutta, että tarkkaa ohitusetäisyyttä ei pystytä laskemaan ja pieni törmäyksen mahdollisuus on olemassa. Tutkijat ovat arvioineet, että on olemassa 1:2000 mahdollisuus törmäykseen eli 1999 tapauksessa se menee Marsin ohi.
Laskennallisesti ohilento näyttäisi tapahtuvan noin 120 000 km etäisyydeltä mikä vastaa suunnilleen yhtä kolmasosaa Maan ja Kuun välisestä keskietäisyydestä. Yläraja ohitusetäisyydelle on noin 333 000 km eli suunnilleen Kuun etäisyys silloin kun se on lähimmillään Maata.

Komeetan ytimen kokoa ei tunneta, mutta arvioiden mukaan se on jotain 1–3 km välillä. Komeetan vauhti Marsin suhteen on melkoisen suuri, noin 56 km/s. Suuri nopeus on merkitsevässä asemassa laskettaessa törmäysenergiaa. Tutkijat arvelevat sen vastaavan noin 35 megatonnia TNT räjähdettä. Tätä voisi verrata vaikkapa dinosaurukset tuhonneeseen asteroidin törmäykseen, jossa vapautui 100 megatonnin räjähdystä vastaava energia.  Tseljabinskin yllä hajonnut asteroidi vapautti vain 470 kilotonnin räjähdystä vastaavan energiamäärän ja ensimmäiset atomipommit olivat vain 15 ja 20 kilotonnin luokkaa.
Komeetan ohittaessa Marsin näinkin läheltä, se voi hyvin vaikuttaa merkittävästi planeetan hyvin ohueen ilmakehään. Joka tapauksessa komeetan ytimen ympärillä olevasta komasta pölyä ja kaasua päätyy Marsin ilmakehään. Ohilento saa aikaan merkittävän meteorisateen Marsin ilmakehässä. Ilmakehässä tapahtuvat muutokset ovat sen verran voimakkaita, että Marsin pinnalla olevien luotainten tekemistä mittauksista muutokset on helppo havaita.

Tutkijat odottavat näkevänsä Marsin ilmakehässä mahdollisesti esiintyviä revontulia. Marsin magneettikenttä on hyvin heikko ja se ei muodosta mitään yhtenäistä kenttää, kuten maapallolla. Näin ollen aurinkotuuli ei keskity mihinkään erityiseen kohtaan, kuten magneettisten napojen tuntumaan, joten jos siellä esiintyy revontulia, niin ne ovat äärimmäisen heikkoja. Komeetasta irronnut kaasu voi muuttaa tilanteen hetkeksi pelkästään ilmakehään törmäävästä hiukkasmäärästä johtuen. Marsin ilmakehän voi loimuta revontulissa kauttaaltaan muutaman tunnin ajan, ehkä pitempäänkin.
Mars-luotaimista Opportunity voi olla vaikeuksissa (edellyttäen, että se on edelleen toimintakuntoinen), sillä se saa käyttöenergiansa aurinkokennoista. Ilmakehässä leijuva pölymäärä voi nousta suureksi, etenkin jos törmäys tapahtuu, ja se estää auringonvalon pääsyn Marsin pinnalle. Viime elokuussa Marsiin laskeutunut Curiosity sen sijaan voisi selvitä hieman paremmin, sillä se saa käyttöenergiansa lämpöydingeneraattorista.

Marsin havaitseminen ei kuitenkaan ole näiden kahden luotaimen varassa, vaan myös kiertoradoilla olevat luotaimet (Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Odyssey ja Mars Express) välittävät komeetan ohituksesta tietoja. Nasa on laukaisemassa myös uuden luotaimen, jonka tarkoituksena on tehdä havaintoja Marsin ilmakehästä. MAVEN-luotain laukaistaan matkaan tämän vuoden marraskuussa ja perillä se tulisi olemaan joitakin viikkoja ennen komeetan ohilentoa. Valitettavasti kovinkaan paljoa käyttökelpoista tietoa luotain ei voi välittää, sillä sen laitteita ohilennon aikana otetaan vasta käyttöön, ehkä kuitenkin jotain.
Entä jos komeetta todella törmää Marsiin? Silloin planeetan ilmakehän koostumus muuttuisi merkittävästi. Törmäyksessä kohoaisi ilmakehään valtavamäärä hienojakoista tomua ja vettä, jotka yhdessä muuttaisivat Marsin nykyisen ilmaston hetkessä. Aluksi ilmakehässä leijuva tomu varmasti estäisi auringonvalon pääsyn Marsin pinnalle, näin viilentäen sen. Hieman pidemmällä ajalla ilmakehässä leijuva tomu itse lämpenisi ja mitä se puolestaan saisi aikaa, on vielä arvailujen varassa.

Jos tomu laskeutuisi nopeasti Marsin pinnalle, ilmastolliset vaikutukset voisivat olla vähäiset. Jos hienojakoista tomua jäisi leijumaan vuosikausiksi, niin lopputulos voisi olla se, että Mars lämpenisi, ilmakehä tulisi kosteammaksi ja tiheämmäksi. Tilanne siis muistuttaisi Marsin maankaltaistamista, jota on ehdotettu tehtäväksi juuri ohjaamalla joku komeetta tai asteroidi törmäämään Marsiin. Luonto voisi hoitaa tämä ihmisen puolesta.
Puolitoista vuotta on pitkä aika, ja sinä aikana saadaan komeetasta paljon enemmän tietoja kuin mitä tähän asti on saatu. Mitä enemmän tietoja on ratalaskelmien tekemiseen, sen tarkemmin ohitusetäisyys (tai törmäys) tiedetään.

Olisi mielenkiintoista tehdä havaintoja Marsista ja komeetasta silloin kun ne ovat lähimmillään. Marsin kirkkaus on 0,9m ja komeetan noin 0m (kirkkausyksikköä eli magnitudia). Fyysisesti komeetan koma tulee olemaan paljon suurempi kuin Mars, joten Maasta havaittuna näkymä voisi olla mielenkiintoinen.

Valitettavasti meillä Suomessa ei juuri ohilennon näkymiä pystytä näkemään. Mars nousee iltapäivällä kello 14.55 ja laskee vain muutaman tunnin kuluttua kello 19.25. Auringon laskun jälkeen on siis vain puolisentoista tuntia Marsin laskuun, joten jotain sentään voitaisiin nähdä jos olisi kirkasta horisonttiin asti etelän ja lounaan välisessä horisontissa. Komeetta lähestyy Marsia eteläisen tähtitaivaan suunnasta, joten emme pysty havaitsemaan sitäkään ennen kuin ohilennon jälkeen.

 

tiistai 26. maaliskuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Kaukoputken erotuskyky

Tyypillinen harrastajien käyttämä kaukoputki
halaksijaltaan noin 5 tuumaa.
Kuva Kari A. Kuure.
Maallikoilla on usein se käsitys, että kaukoputken suurennus pitäisi olla mahdollisimman suuri. Edelleen, mitä suurempi suurennus sitä suurempi erotuskyky. Mikään ei voisi olla kauempana totuudesta. Kaukoputken suurennus valitaan sen mukaan, mikä tehtävä kaukoputkella on ja mitkä ovat olosuhteet, missä katsellaan tähtitaivaan kohteita.

Tarkastellaan laitteesta itsestään johtuvaa erotuskykyä. Kaukoputken teoreettisesti suurimman erotuskyvyn määrittää kaukoputken objektiivin tai pääpeilin koko. Koko määrittää difraktion, joka asettaa viimekädessä rajan kaukoputken erotuskyvylle. Rayleigh’n määrittelemä erotuskyky perustuu juuri difraktioon, ja on kaavana

Q = 206250 × 1,22 × l  ÷ D
 jossa

Q on erotuskyky kaarisekunteina l on aallonpituus (550 nm, keltainen, joka on silmän herkin aallonpituusalue) D on objektiivin tai pääpeilin halkaisija.

Näkyvän valon aallonpituutena voidaan hyvin käyttää arvoa 550 nm, sillä tulos on suuntaa antava.
Esimerkki: Kaukoputken pääpeilin halkaisija on 15 cm, mikä on putken Rayleigh’n erotuskyky. Sijoittamalla yhtälöön saadaan
Q = 206250 × 1,22 × 550 × 10-9m ÷ 0,15 m = 0,922 kaarisekuntia.

Silmän erotuskyky

Silmän pupillin koko vaihtelee välillä 7–1,5 mm. Voimme laskea Rayleigh’n erotuskyvyn myös silmälle. Sijoittamalla yhtälöön silmän pupillin arvon 5 mm, erotuskyvyksi saadaan noin 28 kaarisekuntia. Näin tarkkaa näkökykyä ei ole kenelläkään, joten turvaudumme kokemusperäiseen tietoon silmän erotuskyvystä.

Kirjallisuudessa esitetään, että ihmissilmän erotuskyky olisi noin yhden kaariminuutin luokkaa. Itse olen pystynyt näkemään Auringosta paljain silmin näkyvän pilkun, jonka koko oli noin 40 kaarisekuntia. Tavallisessa havainnoinnissa kontrastierot eivät ole aivan yhtä suuria kuin auringonpilkuissa, joten voimme aivan hyvin käyttää silmän erotuskykynä yhtä kaari minuuttia (60 kaarisekuntia).


Ilmakehän vaikutus

Todelliseen erotuskykyyn vaikuttaa vielä kolmaskin tekijä: ilmakehä. Ilmakehä on aina hieman turbulenttinen, siinä on tiheydeltään ja lämpötilaltaan toisistaan poikkeavia kerroksia ja kerrosten liikesuunnassa ja nopeudessa on eroja.  Kerrostumien väliset erot muuttavat valon kulkureittiä ja huonontavat kuvan laatua. Tästä syystä ilmakehän läpi tuleva kuva ei ole äärettömän tarkka, vaan suurin mahdollinen erotuskyky on noin yhden kaarisekunnin luokkaa, silloin kun havaintoja tehdään zeniitin lähellä olevaa kohteesta.
Yhteenvetona voidaan päätellä, että jos kaukoputken optiikan halkaisija on vähintään 12 cm ja käytetään 60× suurennusta, parhaimmaksi erotuskyvyksi tulee 1 kaarisekunti. Ketju siis tässäkin tapauksessa on juuri niin heikko kuin sen heikoin lenkki.

Todellisuudessa havaintokeli ei ole ideaalinen juuri koskaan, ja kohteet eivät ole keskitaivaalla. Tästä voimme päätellä, että käytännössä aina todellinen erotuskyky on heikompi kuin teoreettinen.

Suurin suurennus

Suurin käyttökelpoinen suurennus kaukoputkelle saadaan silmän ja kaukoputken erotuskyvyn suhteesta. Jos silmän erotuskyky on 1 kaari minuutti, silloin suurimmaksi suurennukseksi saadaan noin D/ 2 mm. Toisin sanoen: suurin suurennus, jota kaukoputkessa on hyödyllistä käyttää, on 2 × D, jos D ilmoitetaan millimetreinä.  Jos kaukoputken optiikan halkaisija on 100 mm, niin silloin suurin suurennus on 2 × 100 = 200×. Useinkaan havaintokeli ei mahdollista tätä ja käytännössä suurin hyödyllinen suurennus on noin neljänneksen pienempi.

Ylisuuri suurennus

Joskus ylisuuresta suurennuksesta on hyötyä, jos käyttäjä valitsee sen tarkoituksellisesti. Ylisuurilla suurennoksilla kuva tulee pehmeäksi ja samalla himmenee. Himmeneminen voi olla ratkaisu, jos havaitaan kirkkaita planeettoja. Tällöin normaalisuurennuksilla planeetan kuva silmän verkkokalvolla saturoituu ilman, että syntyy häikäisyä. Saturoitumisen seurauksena kohde näyttää vain valkoiselta läikältä eikä pinnan yksityiskohdat tule havaittavaksi. Käyttämällä ylisuurta suurennusta kuva himmenee, saturaatiota ei tapahdu ja pinnan yksityiskohdat tulevat näkyviksi.

Toisessakin tapauksessa ylisuuresta suurennoksesta voi olla hyötyä. Jos havaittavan kohteen ja taustataivaan kirkkausero on hyvin pieni, silloin suuremmalla suurennoksella taustataivaan kirkkaus himmenee, silmän pupilli laajenee ja himmeä kohde saattaa tulla näkyviin. Suurin hyöty tästä saavutetaan hämärässä tai valosaasteisilla alueilla.
 

Kiikarin erotuskyky

Kiikarin erotuskyky tulee käytettävillä suurennuksilla harvoin vastaan. Teoreettisesti tarkasteltuna, kiikari on kaksi rinnakkaista kaukoputkea, joiden kuvat integroidaan yhdeksi. Tämä integrointi tapahtuu meidän aivoissamme, joten teoriassa kiikareiden erotuskyky vastaisi yhden suuremman kaukoputken erotuskykyä. Kiikarin teoreettinen erotuskyky voitaisiin laskea edellä esitetyillä kaavoilla, jos D arvoksi otetaan kiikarin objektiivien äärireunojen välinen etäisyys.

Esimerkiksi 20×80 kiikarin objektiivien äärireunat ovat 21 cm etäisyydellä, jolloin teoreettinen erotuskyky olisi 0,66 kaarisekuntia. Kuten edellä kävi ilmi, ilmakehän sallima suurin erotuskyky on noin 1 kaarisekunti, joten aivan kaikkea kiikarin käyttäjä erotuskyvystä ei saa hyödynnettyä. Esimerkkimme osittaa hienosti kuinka kahden tai useamman kaukoputken yhteiskäyttö interferometrinä kasvattaa erotuskykyä merkittävästi. Kiikarissa yhden 80 mm objektiivin erotuskyky on vain 1,7 kaarisekuntia, joten teoreettinen erotuskyky kaksinkertaistui.

maanantai 25. maaliskuuta 2013

Teoria aktiivisten kvasaarien toiminnasta puuttuu vielä

Maarten Schmidt:in havaisema ensimmäinen
kvasaari Neitsyen tähdistössä. Kvasarin
synnyttämä materiasuihku on
pituudeltaan 150 000 valovuotta.
Kuva NOAO/AURA/NSF.

Kvasistellaariset kohteet, lyhyemmin kvasaarit, ovat tutkijoille vielä varsin arvoituksellisia ja eksoottisia kohteita. Ne havaitsi ensimmäisen kerran tähtitieteilijä Maarten Schmidt:n tutkimuksissa vuonna 1963. Hän havaitsi voimakkaasti säteilevän kohteen (3C 273), jonka vedyn Balmer-sarjan spektriviivat olivat punasiirtyneet 16 %. Tämä merkitsi, että kohde liikkui meistä poispäin nopeudella, joka oli 16 % valonnopeudesta (noin 48 000 km/s).

Kohteen olemassa olo tuntui mahdottomalta, sillä jos se oli lähellä oleva kohde, miten se olisi saanut nopeutensa? Jos se taas olisi hyvin kaukainen kohde, laskelmat osoittivat sen olevan 2,4 miljardin valovuoden etäisyydellä, sen säteilemän valon kirkkaus oli käsittämätön suurta. Nopeus siis selittyisi maailmankaikkeuden laajenemisella, joka on sitä vauhdikkaampaa mitä kaukaisempia kohteita havainnoimme.

Seuranneet jatkotutkimukset osoittivat kohteen olevan hyvin kaukainen, ja vastaavia kohteita näytti olevan suhteellisen runsaasti. Nykyisin tiedämme valtavan energiatuoton salaisuuden; kohde onkin kaukaisen galaksin ytimessä oleva supermassiivinen musta aukko, jonka ympärillä oleva kertymäkiekko aiheuttaa ja selittää valtavan energiatuoton. Kvasaarin kirkkaus ylittää moninkertaisesti isäntägalaksin energiatuoton.

Tutkija Robert Antonucci (UC Santa Barbara) on nyt julkaissut tiedejulkaisu Nature:ssa artikkelin, jossa hän kyseenalaistaa monia aikaisempia käsityksiä kvasaarien toiminnasta. Esimerkiksi kvasaarien alkeishiukkassuihkujen, jotka ulottuvat galaksien väliseen avaruuteen asti, synnylle ei ole onnistuttu luomaan riittävän hyvää teoriaa. Hiukkasuihkut kiihtyvät nopeuteen, joka on hyvin lähellä valonnopeutta. Mutta miten?

Nykyisen käsityksen mukaan supermassiivisen mustaa aukkoa kiertää kertymäkiekko, jonka lämpötila ja tiheys kasvavat sitä suuremmaksi mitä lähemmäksi mustaa aukkoa mennään. Tiheyden ja lämpötilan kasvaessa kertymäkiekon aine muuttuu plasmaksi (sähköä johtavaksi kaasuksi) ja lopulta alkeishiukkasiksi kuten protoneiksi ja elektroneiksi. Tällaisessa ympäristössä vapautuu runsaasti energiaa, jonka näemme kvasaarin säteilemänä sähkömagneettisena säteilynä aina röntgensäteilystä radioaaltoihin asti. 

Jotenkin (hiukkastuulena kertymäkiekosta irronnut) osa plasmasta ei kuitenkaan päädy mustaan aukkoon vaan avaruuteen syöksyvään hiukkassuihkuun. Toimivaa teoriaa tämän selittämiseksi ei ole. Antonuccin mukaan tutkijoita vaivaa luovuuden puute, ja he ovat ikään kuin luovuttaneet ongelman edessä.

Näyttäisi siltä, että kvasaaritutkimuksen pysähtyneisyyden tila voisi juontaa juurensa siihen, että riittävästi havaintoaikaa röntgentutkimuksiin ei ole saatavissa Chandra ja MMX-röntgenkaukoputkista. Röntgenaallonpituuden fotoneja tutkimuslaitteeseen tulee sen verran harvassa, että Antonucci väittää voivansa jopa nimetä yksittäiset fotonit. Röntgenkaukoputkilta kuluu vuorokausia heikkolaatuisen spektriin tarvittavan säteilymäärän keräämiseen. Vastaavan erotuskyvyn spektrin saadaan aikaiseksi näkyvän valon aallonpituuksilla parissa minuutissa. Ilman parempia tutkimusmahdollisuuksia Antonuccin mukaan tutkijoilla ei ole mitään.

Kommentti:

Yrittämättä olla fysiikan teoreetikko, mielestäni vaihtoehdot ovat hyvin vähissä. Pyörivän mustan aukon tapahtumahorisontin ulkopuolelle syntyy ergosfääriksi kutsuttu alue. Tällä alueella aika-avaruus kiertyy musta aukon ympäri sitä voimakkaammin mitä lähemmäksi tapahtumahorisonttia tullaan. Ergosfäärin tuleva materia on pakotettu osallistumaan tähän kiertymiseen. Ergofäärin kummallisuuksiin kuulu se, että alueelta on mahdollista poistua, jos vauhti on lähellä valonnopeutta.

Nyt yhdistämme kertymäkiekon plasman aiheuttaman voimakkaan magneettikentän ja ergosfäärissä lähes valonnopeuteen kiihtyneet hiukkaset. Magneettikenttä ohjaa nopeimmat hiukkaset ulos ergosfääristä ja tämä tapahtuu molemmilla magneettisilla navoilla, joissa magneettikenttä suuntautuu ulos kierteisenä "putkena". Hiukkaset jatkava vauhdikasta matkantekoaan kohti galaksien välistä avaruutta muodostaen näkyvät suihkut. Magneettisessa "putkessa" sähkövarautuneet hiukkaset säteilevät synkrotronisäteilyä. Kohdatessaan avaruudessa olevan kaasupilven, hiukkasten törmäys kuumentaa sitä ja näemme sen termistä smg-säteilyä emittoimavana "solmuna".

sunnuntai 24. maaliskuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Kaukoputken tehtävä

Tavallinen harrastajakaukoputki kerää yli
3000-kertaisesti valoa silmiin verrattuna.
Kuva Kari A. Kuure.
Kaukoputken tehtävä on yksinkertaisesti kerätä valoa himmeistä kohteista. Tähtitaivaan kohteista himmeitten ryhmään kuuluu lähes kaikki kohteet Aurinkoa, Kuuta ja paria kolmea kirkkainta planeettaa lukuun ottamatta.

On hyvin helppo laskea kuinka paljon enemmän valoa kaukoputki kerää kuin paljaat silmät. Se on nimittäin silmän pupillin halkaisijan suhde kaukoputken objektiivin halkaisijaan korotettuna toiseen potenssiin. Yhtälönä

K = (D ÷ d)2 , jossa

K on kerätty valomäärä verrattuna silmän keräämään valomäärään
D on objektiivin tai pääpeilin halkaisija
d on silmän pupillin halkaisija.

Tavallisesti pimeään täysin sopeutuneen pupillin halkaisija on noin 5 mm, lapsilla ja nuorilla pupillin halkaisija voi olla 7–8 mm.

Otetaanpa esimerkki: Kiikarin objektiivin halkaisija on 50 mm (esimerkiksi 7×50 kiikarissa). Silmän pupillin halkaisija on 5 mm, jolloin niiden suhde edellä esitetyn kaavan mukaan on 10 ja kun se korotetaan toiseen potenssiin, saadaan tulokseksi, että kiikari kerää satakertaisesti enemmän valoa kuin paljain silmin katsottuna.

Sattumalta suhdeluku 100 on yhtä paljon kuin tähtitaivaan kohteiden kirkkautta määritettäessä käytettävä 5 kirkkausyksikköä eli magnitudia. Luku sinällään on laaduton suhdeluku mutta luvun yhteydessä voidaan käyttää yläindeksiä m osoittamaan ilmoitetun luvun viitekehystä. Tästä päästäänkin helposti tulokseen, että kyseisellä kiikarilla pitäisi siis näkyä kohteita, jotka ovat kirkkaudeltaan 11m. Tämä lukuarvo kertoo siis tähtimäisen kohteen pienimmän kirkkauden. Pintakohteille kuten komeetoille tai sumuille tilanne on monimutkaisempi.

Kirkkausluokituksen otti tiettävästi ensimmäisenä käyttöön Hipparkhos Nikealainen (n. 190 – 127 eaa.). Hipparkhos oli tähtitaivaan tutkija, jonka suuret saavutukset tähtitieteessä ja matematiikassa ovat jäänet eloon. Hänestä itsestään säilyneet tiedot sen sijaan ovat varsin hataria. Ilmeisesti hän syntyi Nikeassa (nykyisin Iznik, joka sijaitsee Turkin alueella) ja kuoli mahdollisesti Rodoksella.

Hipparkhos teki tähtihavaintoja, mutta niiden lisäksi hänellä on täytynyt olla käytettävissään kaldealaisten tähtitieteelliset havainnot. Ilman vuosisataisia tietoja tähtien paikoista hän ei olisi pystynyt löytämään mm. maapallon prekessioliikettä ja laatimaan käyttökelpoisen laskentakaavan pimennysten ennustamiseen.

Havaitsemansa tähdet Hippakhos järjesti kirkkauden mukaan eri luokkiin. Kaikkein kirkkaimmalle tähdelle hän antoi luokituksen 1 (yksi) ja hieman sitä himmeämmälle luokituksen 2 jne. Kaikkien himmein tähti minkä hän pystyi havaitsemaan, oli luokkaa 6. Tämä luokitus on edelleen käytössä vaikkakin hieman tarkemmassa muodossaan. Nykytutkijat ovat luoneet matemaattisen kaavan luokituksen perusteeksi ja niinpä yhden luokan muutos merkitsee 2,51-kertaista muutosta kirkkaudessa. Edellisessä esimerkissä kävi ilmi, että satakertaisen muutos kirkkaudessa merkitsee viiden kirkkausyksikön muutosta (2,515=100).

Havaintotekniikoiden kehittyessä ja kaukoputkien kasvaessa pystymme havaitsemaan paljon himmeämpiä kohteita kuin Hipparkhosin 6 kirkkausluokkaa. Asteikossa siirryttäessä kirkkaampaan suuntaan, täytyy ottaa käyttöön nolla ja negatiiviset luvut. Tyypillisesti esimerkiksi Jupiter (–2,2m), Venus (–4,0m), täysikuu (–12m) ja Aurinko (–28m) ovat hyvin kirkkaita kohteita. 

Kaukoputkien käyttöön oton jälkeen pystyttiin havaitsemaan myös paljain silmin näkyviä tähtiä himmeämpiä kohteita. Mitä suurempi kaukoputki sitä himmeämpiä kohteita sillä pystyy havaitsemaan. Tavallisella lintukiikarilla nähdään siis 5m himmeämpiä kohteita kuin paljain silmin.

Tästä päästääkin jälleen alkuperäiseen aiheeseen – kaukoputken valonkeräystehtävään. Edellä esitetyn valossa voimme siis päätellä, että mitä suurempi kaukoputki sitä himmeämpiä kohteita pystymme havaitsemaan! Näin on ja se on juuri kaukoputken tehtävä, valon kerääminen riittävän kirkkaaksi kuvaksi.

lauantai 23. maaliskuuta 2013

Yllättäviä tuloksia Planck-luotamen havainnoista

Planckin mittaustuloksista laadittiin koko maailmankaikkeuden
käsittävän kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn kartta. Kartassa
on havaitavissa lämpötilavaihteluita, jotka kuvastavat
viimekädessä ennen inflaatiota olleita kvanttiheilahteluja.
Kuva ESA.

Kuluneella viikolla tutkijat julkaisivat melkoisen yllättäviä tutkimustuloksia, jotka perustuvat Planck-luotaimella tehtyihin havaintoihin. Tulosten mukaan joudumme hieman muuttamaan käsityksiämme nykyisen maailmankaikkeuden tilasta, ei paljoa mutta kuitenkin. Lisäksi tutkijat joutuivat aivan uusien kysymysten äärelle, mikä sinällään tieteessä ei ole mitään uutta. Näin käy joka päivä.

Tiedotusvälineet ovat uutisoineet laajasti tärkeimpiä tutkimustuloksia, joten referoin niitä vain lyhyesti. Ensinnäkin havainnot olivat kokonaisuutena hämmentäviä. Planckin mittaukset kosmisesta mikroaaltotaustasäteilystä (CMB) sopivat hyvin teorioihin, josta tarkastellaan galaktista pohjoista pallonpuoliskoa. ESAn julkaisema kartta on galaktisessa koordinaatissa, jossa Linnunradan spiraalitaso on vaakasuora kuvan keskellä.

Eteläisellä pallonpuoliskolta on havaittu ilmiöitä, jotka eivät sovi teorioihin. Toistaiseksi tutkijoilla ei ole mitään käsitystä mistä erot voisivat johtua tai mikä on ne saanut aikaan.

Kosminen mikroaalto taustasäteily syntyi 380 000 vuotta vanhassa maailmankaikkeudessa. Silloin lämpötila oli laskenut alle kriittisen pisteen (noin 3000 K), jossa elektronit pystyivät asettumaan atomiytimiä kiertäville elektronikuorille. Tällöin maailmankaikkeuden täyttänyt aine, siis vety, helium, elektronit, neutriinot (kuuma pimeä aine) ja kylmä pimeä aine, muuttui plasmasta neutraaliksi ja sähkömagneettinen säteily pääsi vapaasti etenemään omia polkujaan maailmakaikkeuteen. Tätä ennen maailmankaikkeuden täyttänyt aine oli plasmana, jossa elektronit estivät sähkömagneettista säteilyä etenemästä äärimmäisen lyhyttä matkaa pidemmälle. Tapahtuman toinen puoli oli se, että tavallinen ja kylmä pimeä aine alkoivat vaikuttaa toisiinsa gravitaation välityksellä.

CMB:ssä havaitut pienet lämpötilanvaihtelut juontavat alkuräjähdykseen, jossa laajeneminen ei ainakaan aivan alkuvaiheessa edennyt tasaisesti kaikkialla, vaan siinä tapahtui kvanttiheilahteluja. Inflaatio (äärimmäisen nopean laajenemisen aikakausi 10–37 – 10–32 sekunnin välillä) vahvisti eroja ja ne ovat nykyisin havaittavissa 10–4–10–6 asteen lämpötilavaihteluna. Tämä lämpötilavaihtelu oli juuri sitä mitä Planck mittasi aikaisempaa suuremmalla tarkkuudella ja mitä nyt julkaistu kartta kuvastaa. Inflaation aikakautena maailmankaikkeuden koko kasvoi kertoimella 1030.

Maailmankaikkeuden laajetessa CMB-säteilyn aallonpituus on kasvanut ja nykyisin havaitsemme sen mikroaaltojen aallonpituusalueella, jonka vastaa maailmankaikkeuden lämpötilana 2,7 K lämpötilaa. CMB-säteilyn lämpötilanvaihtelu kuvastaa myös aineen jakautumista: kuumemmat alueet ovat ainetiheydeltään suurempia kuin viileät alueet, joissa ainetta on hyvin vähän. Ilman tätä tiheysvaihtelua tähtien ja galaksien muodostuminen olisi ollut mahdotonta.

Vertaamalla havaintoja maailmakaikkeusteorioiden antamiin
arvoihin, havaitaan suurrakenteissa merkittäviä eroja.
Kuva ESA.
Yllättävä tutkimustulos oli, että vaikka Planckin mittaukset sopivat hyvin maailmakaikkeuden rakennetta kuvaaviin teorioihin pienillä alueilla, sitä se ei tee kun tarkastellaan laajempia alueita. Edelleen eroa teorioihin oli maailmankaikkeuden epäsymmetrisyys. Tämä tarkoittaa sitä, että teorian mukaan katsottiinpa maailmankaikkeutta mihin suuntaan tahansa, sen pitäisi näyttää samanlaiselta. Selvästikään näin ei ole, sillä ainejakaumassa näyttäisi olevan koko kaikkeuden lävistämä tiheämmän aineen muodostama taso. Se näkyy kuuman alueen kaarina. Lisäksi kartasta voidaan nähdä selkeä kylmä ja laaja alue.

Eteläisellä pallonpuoliskolla (galaktinen koordinaatisto) on
näkyvissä kuuman alueen vyö (s-viiva) ja valkoisella
ympäröity äärimmaisen kylmä alue. Kuva ESA.
Epäsymmetrisyydestä ja kylmästä alueesta on saatu vihjeitä aikaisemmin tehdyillä satelliittimittauksilla, mutta kun kyseessä oli vain yhden havaintolaitteen tekemät mittaukset, tutkijat suhtautuivat hyvin varovaisesti havaintoon. Ny Planckin vahvistettua aikaisemmat mittaukset, ilmiö näyttää olevan todellinen.

Entistä tarkempia arvoja

Planckin mittauksista voidaan laskea entistä tarkempia arvoja joillekin maailmakaikkeutta kuvaaville parametereille. Ensinnäkin tavallista materiaa (meidän tuntemaamme ainetta) näyttäisi oleva 4,9 % koko maailmankaikkeuden massa-energiatiheydestä. Pimeää ainetta olisi 26,8 % ja loput 68,3 % vakuumin (pimeää) energiaa, jota siis olisi jonkin verran vähemmän kuin mitä aikaisemmin on laskettu.

Merkittävä tulos saatiin myös laskettaessa havainnoista Hubblen vakion arvoa. Se uusi arvo on 67.15 km/s/megaparsec. Tämä on merkittävästi pienempi arvo kuin aikaisemmat tutkimukset ovat antaneet. Uusi arvo vanhentaa myös maailmankaikkeutta. Hubblen aikana tunnettu maailmankaikkeuden ikä on Hubblen vakion käänteisarvo ja laskettaessa se uudesta vakion arvosta, saadaan maailmankaikkeuden iäksi 13,82 miljardia vuotta. Aikaisempi arvo oli 13,7 miljardia vuotta.

Planck-luotain

Taiteilijan näkemys avaruudessa
olevasta Planck-luoatimesta.
Kuva ESA.
Planck-luotain laukaistiin avaruuteen vuonna 2009. Sen instrumenttivalikoimassa on kaikkiaan yhdeksän aallonpituusalueen mittarit (aallonpituuksilla 0,3–11,1 mm, tai 27 GHz – 1 THz), joilla se on kartoittanut kosmista mikroaaltotaustasäteilyä ja siinä esiintyviä lämpötilaheilahteluja. Ensimmäinen kartta julkaistiin vuonna 2010 ja mittausdata vuonna 2011. Nyt julkaistun kartan lisäksi ensi vuonna julkaistaan toinen erä mittausdataa lähinnä tiedeyhteisön tutkimuksia varten.

Planckin tutkimuskohteena olleen CMB-säteilyn olemassa oloa ehdotti jo 1940-luvulla George Gamov, Ralph Alpher ja Robert Herman.  Heidän laskelmansa osoittivat, että CMB:n lämpötila nykyisessä maailmakaikkeudessa pitäisi olla noin 5 K. Tulos oli yllättävän hyvä, kuten nykyisistä arvoista voimme päätellä.

Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn havaitsivat ensimmäisenä Arno Penzias ja Robert Wilson vuonna 1964. He saivat löydöstään Nobel-palkinnon vuonna 1978. CMB:n löydyttyä sitä on kartoitettu Nasan COBE ja WMAP-satelliiteilla.

Kosminen mikroaaltotaustasäteilyn lämpötilanvaihtelut kuvastavat paitsi maailmankaikkeuden materian jakautumista laajaksi kosmiseksi verkoksi, niin myös sitä silmänräpäyksellistä aikaa juuri ennen inflaatiota. Näin ollen CMB on ainoa mahdollisuus tutkia maailmankaikkeutta jonka ikä oli vain 10–37 sekuntia.

maanantai 18. maaliskuuta 2013

Nyt se sitten nähtiin (Revontulet)

Nämä vaatimattomat revontulet näkyivät
Tampereen Ursan sääkameraan heti
puolen yön jälkeen. Kuva Tampereen Ursa ry.

Nimittäin keskinkertaista paremmat revontulet. Tähän aamuun mennessä Taivaanvahtiin oli ilmoitettu 252 revontulihavaintoa. Alueellisesti havaintoja tuli Rovaniemeltä alkaen etelään aivan etelärannikolla asti. Lapissa oli sen verran pilvistä, että sieltä havaintoja ei ole kirjautunut. Revontulia on varmasti nähty aivan Balttiassa asti, mutta sikäläiset ystävämme eivät ehkä ole tietoisia tästä Ursan Taivaanvahdista. Siinä suhteessa Ursa voisi tehdä pienen tietoiskun Virossa.

Itse olin kovasti kiinni tähtinäytöksessä ja kaukoputken ääressä parhaimpien tulien aikaan, joten tulet jäivät näkemättä omin silmin. No olenpahan noita nähnyt jo silloin, kun revontulista ei vielä ollut tullut koko kansan harrastus. Jälkihehkuja sentään onnistuin näkemään.

Tampereen Ursan sääkamerat olisivat voineet tallentaa hienoja revontulikuvia, mutta eilen iltapäivällä kuvapalvelin sanoi sopimuksensa irti. Laitteisto saatiin jälleen toimintaan illan aikana ja jälkimainingit sentään tuli myös kamerakuviin.

Tällä kertaa revontulet aiheutuivat maapallon magneettikenttään osuneesta CME-pilvestä. Se aiheutti magneettisen myrskyn, joka sitten nähtiin revontulina. Itse revontulivalo syntyy nopeiden elektronien syöksyessä magneettikentän ohjaamina maapallon ilmakehän yläosiin.

Magneettikenttä magneettisten napojen läheisyydessä on lähes kohtisuoraan maanpintaa vasten, joten elektronit törmäävä ilmakehän atomeihin ja molekyyleihin suhteellisen paksussa ilmakerroksessa.  Alimmat revontulet syntyvät jopa vain 65 km korkeudella ja kaikkein korkeimmat noin 1 000 km korkeudella. Tavalliset vihreät revontulet ovat noin 100–200 km korkeudella.

Revontulivalo syntyy atomeissa tai molekyyleissä elektronien virittyessä ylemmälle elektronikuorelle. Virittyminen tapahtuu törmäävältä nopeasti liikkuneelta elektronilta saadusta lisäenergiasta johtuen. Viritystila ei kuitenkaan kestä kovin pitkään, vaan se purkautuu elektronin palatessa alemmalle elektronikuorelle. Ylimääräisen energian elektroni säteilee sähkömagneettisena fotonina, siis revontulivalona.

Revontulten värit syntyvät hapen 558 nm (vihreä) ja 630 nm (oranssi) sekä ionisoituneen typen molekyylien 391 nm (violetti) ja 473 nm (sininen) säteilemästä revontulivalosta. Lisäksi happi emittoi punaisen valon useilla eri aallonpituuksilla noin 200–400 km korkeudelta. Hapen emittoima säteily syntyy kiellettyjen spektriviivojen alueelle, jollaista valoa voi syntyä vain hyvin harvassa kaasussa. Näiden lisäksi typpi säteilee punaista revontulivaloa, jonka aallonpituus poikkeaa hieman hapen punaisesta. Typen punainen revontulivalo syntyykin alle 100 km korkeudella ja näkyy näin ollen vihreiden revontulien alareunassa.

Periaatteessa nopeasti liikkuvat protonitkin voisivat aiheuttaa revontulia. Itse asiassa jossakin määrin näin tapahtuukin, mutta koska protoni on elektronia huomattavasti massiivisempi, se konvergoituu, eli keskittyy ilmakehässä laajemmalle alueelle kuin elektronit. Elektronit muodostavat selvästi havaittavissa olevan revontuliovaalin, mutta protonit levittäytyvät hyvin laajalle alueelle ja aiheuttavat korkeintaan revontuliharsoa. Protonien aiheuttamaa revontulivaloa emme kuitenkaan pysty erottelemaan elektronien aikaan saamasta., aallonpituudet kun ovat aivan samat.

Ne, jotka tämänkertaisen revontulinäytelmän missasivat, voivat lohduttautua sillä, että revontulet ovat suhteellisen yleisiä, eteläisessäkin Suomessa parhaimpina vuosina useampia kymmeniä kertoja vuodessa. Vain Auringon aktiivisuusminimien aikana revontulet ovat harvinaisia, mutta silloinkin Lapissa niitä on nähtävissä kirkkaina öinä.

Lisäys 19.3.2013

Taivaan vahtiin oli tehty tähän mennessä 353 ilmoitusta revontulista 17./18.3. välisenä yönä. 

lauantai 16. maaliskuuta 2013

Komeettahypetystä

Tällaisena komeetta C/2011 L4 tarttui
kirjoittajan kameraan. Kuva on otettu
120/600 mm kaukoputkea kameran
optiikkana käyttäen.
Kuva Kari A. Kuure.

Tiedotusvälineet ovat näkyvästi uutisoineet nyt Suomen iltataivaalle ilmestyneestä komeetta C/2011 L4 (PanSTARRS). Valitettavasti tällainen uutisointi on omiaan luomaan maallikoille aivan toisenlaisen mielikuvan kuin mitä todellisuus on. Ilmiö on nykypäivän hyvin tuttu iltapäivälehtien lööpeistä asiassa kuin asiassa ja valitettavasti muutkin lehdet ovat sortuneet samanlaiseen hype-otsikointiin.

Komeetta C/2011 L4 on kyllä taivaalla näkynyt, mutta jopa tähtiharrastajilla on ollut vaikeuksia sen näkemisessä palajain silmin. Itse olen nyt kolmena iltana tehnyt havaintoja ja joka kerta komeetan etsimisessä taivaalta on mennyt jonkin verran aikaa. Kun se on sitten kiikareilla löytynyt, niin kyllähän se paljain silminkin on näkynyt. Hyvin himmeä se on ollut ja jos horisontissa on vähänkään utuisuutta tai pilviä, niine kadoksissa on ja pysyy.

Vaalea iltataivas komeetan taustana tekee myös sen, että komeetan pyrstö on huomattavan lyhyt. Eilis-iltana otetuissa valokuvissa pyrstöä näkyy noin parinkymmenen kaariminuutin verran, kiikarilla visuaalisesti havaittuna se näkyi jonkin verran pitempänä – noin puolen asteen pituisena.

Komeetan kirkkaus on nyt himmenemässä ja veikkaanpa, että tämän viikonlopun jälkeen se löytyy taivaalta vain koordinaattien perusteella. Pimeitä öitä kuitenkin vielä riittää yli huhtikuun puolivälin, jolloin valokuvauskohteena se pysyttelee vielä ainakin saman ajan.

Mediahypetys on hehkuttanut myös joulukuussa näkyvää C/2012 S1 (ISON) ennen aikojaan. Vaikka se kehittyisikin ”vuosisadan komeetaksi”, niin meillä Suomessa joulukuinen sää on tunnetusti pilvinen ja sateinen. Hyvinkin voi siis käydä niin, että vaikka se pilvipeitteen yläpuolella komeetta näkyisi, niin maanpinnalle siitä ei näy vilahdustakaan. Voi olla, että joku harrastajaryhmä vuokraa lentokoneen ja käy kiertelemässä pilvipeitteen yläpuolella komeettajahdissa.

perjantai 15. maaliskuuta 2013

Elämän etsiminen kohdentuu punaisten kääpiötähtien planeettoihin

Taiteilijan näkemys eksoplaneetasta
punaisen kääpiötähden kiertoradalla.
Kuva ESO.

Pen State yliopiston tukija Ravi Kopparapu julkaisi arvion (katso Tähdet ja Avaruus -lehden uutiset), että elämää ylläpitäviä planeettoja saattaisi olla muutaman valovuoden etäisyydellä punaisten kääpiötähtien elämää ylläpitävällä vyöhykkeellä. Kyseessä on siis arvio – ei havainto.

Kun elämää etsitään, astrobiologit ovat tähän mennessä lähinnä keskittyneet oman Aurinkomme kaltaisten tähtien elämänvyöhykkeen planeettoihin. Toistaiseksi täydellä varmuudella ei ole löydetty ainoatakaan eksoplaneettaa, joka kiertäisi tähteään elämän vyöhykkeellä ja sen pintalämpötila olisi varmasti sellainen, että nestemäistä vettä voisi esiintyä. Lähellä kuitenkin ollaan ja luultavasti aivan lyhyen ajan kuluessa tällainen planeetta löytyy.

Tutkimuksessa on havaittavissa myös hieman aikaisemmasta poikkeava trendi. Tutkimukset suuntautuvat yhä useammin tähtikuntiin, joiden tähti on punainen kääpiötähti. Elämän vyöhyke tällaisen tähden ympärillä on tietysti hieman suppeampi ja vyöhykkeen leveys kapeampi. Näin ollen sopivakokoisen eksoplaneetan sijoittuminen elämän vyöhykkeelle on luultavasti jonkin verran harvinaisempaa kuin omassa aurinkokunnassamme.

Elämän vyöhykkeen hyvin yleisluontoinen määritelmä on, että sillä olevan planeetan pintalämpötila pitäisi olla sellaisella lämpötila-alueella, missä nestemäistä vettä voisi esiintyä. Määritelmä on hieman turhankin yksinkertaistettu, sillä esimerkiksi maapallon keskilämpötila ilman ilmakehää olisi noin –18 °C. Ilmakehä toimii siis lämmön karkaamista estävänä eristeenä, ja se tietysti otetaan huomioon eksoplaneetan elämälle kelvollisuutta arvioitaessa. Arviointia hieman hankaloittaa se, että toistaiseksi eksoplaneettojen ilmakehistä ei tiedetä oikeastaan mitään.

Punaiset kääpiötähdet säteilevät hieman pienemmällä bolometrisellä teholla kuin oma Aurinkomme. Siitä ei suoraan ole haittaa, jos vastaavasti planeetan kiertorata on hieman lähempänä omaa tähteään. Aurinkoa viileämmän tähden spektri poikkeaa sitä enemmän auringonspektristä mitä suurempi lämpötilaero on. Niinpä elämän vyöhykkeellä sijaitseva eksoplaneetta saa hieman vähemmän meille näkyvää valoa, mutta jonkin verran enemmän infrapunaista säteilyä. Jos elämää tällaiselle planeetalle on syntynyt, sillä on omat haasteensa jotka poikkeavat hieman maapallon olosuhteista.

Infrapunaisen säteilyn suhteellisesti suurempi osuus ei sinällään ole mikään ongelma, lämmöstähän on kysymys. Sen sijaan punaisten kääpiötähtien säteilemästä energiasta huomattavasti pienempi osa tapahtuu uv-säteilyn aallonpituuksilla kuin Auringosta. Tästä seuraa, että eksoplaneetan ilmakehässä olisi huomattavasti vähemmän otsonia kuin mitä maapallon ilmakehässä on (edellyttäen, että planeetan ilmakehässä on happea, ja miksi ei olisi, happi on yksi yleisimmistä alkuaineista maailmankaikkeudessamme).

Jos punainen kääpiötähti on hitaasti pyörivä, sen magneettikenttä on heikohko ja siinä esiintyvät ilmiöt pienitehoisia. Jos tähti pyörii nopeasti itsensä ympäri, tuloksena on voimakas magneettikenttä ja esimerkiksi voimakkaat flare-purkaukset  yleisiä. Flare-purkausten ominaisuus on sellainen, että purkauksen aikana syntyy voimakkaita uv-säteilypulsseja. Tällöin otsonikerroksettomaan eksoplaneettaan saattaa kohdistua steriloivia uv-säteilyn annoksia, jotka tuhoavat orastavan elämän.

Jos elämän vyöhykkeellä olevan eksoplaneetan tähti on hyvin paljon pienempi ja himmeämpi kuin meidän Aurinkomme, itse elämän vyöhyke sijaitsee tähden lähellä. Tästä seuraa, että eksoplaneettaan kohdistuu voimakas vuorovesivoima, joka hyvin nopeasti lukitsee planeetan pyörimisajan samaksi kuin kiertoaika. Toisin sanoen planeetta kääntää aina saman puolen tähteään kohti. Ei ole helppoa elämän syntyminen ja kehittyminen tällaisellakaan planeetalla.

Voimakkaalla vuorovesivoimalla on toinenkin seuraamus. Meillä on tästä hyvä esimerkki omasta aurinkokunnastamme. Esimerkki on Jupiterin kuu Io. Se on aurinkokuntamme vulkaanisin kappale, sieltä tunnetaan yli 1300 tulivuorta tai vulkaania. Tilanne olisi varmasti samanlainen lähellä tähteään kiertävä eksoplaneetan kohdalla: vulkaanien toiminta voisi olla hyvin runsasta ja voimakasta.

Tarinan opetus: Eksoplaneetan elämän olosuhteet eivät ole automaattisesti kovinkaan paratiisimaiset edes punaisten kääpiötähtiä kiertävillä eksoplaneetoilla. Elämää saattaa näissä esiintyä, mutta varmasti tulevaisuudessa löydetään elämän vyöhykkeellä olevia ja ulkoisesti sopivia eksoplaneettoja joiden olosuhteet eivät kuitenkaan ole elämän synnylle ja kehitykselle kovinkaan otollisia.

torstai 14. maaliskuuta 2013

PanSTARRS ja muita paljain silmin näkyviä taivaan ihmeitä


Komeetta c/2011 L4 (PansSTARRS) kuvattuna
20×80 mm kiikarinläpi Nokia 500 kännykkäkameralla.
Kuva Kari A. Kuure
Komeetta C/2011 L4 (PanSTARRS) havaitseminen pyörähti käyntiin eilen illalla myös meillä Suomessa, kun kirkas pakkaskeli mahdollisti komeetan etsimisen käytännöllisesti katsoen koko maassa. Tähän aamuun mennessä Taivaanvahtiin oli raportoitu 21 havaintoa, suurin osa niistä oli tehty kiikareilla, mutta muutama havaitsija kertoi nähneensä komeetan myös paljain silmin. Itse kuulun tähän viimeiseen joukkoon, vaikka minäkin havaitsin komeettaa suurimmaksi osaksi kiikareilla.

Monet havaitsijat olivat varmaan lähteneet katselemaan komeettaa lähinnä uteliaisuudesta, että jokohan se näkyisi. Näin päättelen sen vuoksi, että vain harva kertoi varustautuneensa kaukoputkella tai kameran pitkällä teleobjektiivilla. Tulevat kirkkaat illat (toivottavasti niitä on) näyttävätkin mihin suomalaiset harrastajat sitten kykenevät.

Komeetan ydin on hyvin tiivis, ja tästä syystä se näkyykin hyvin vaalealla iltataivaalla. Pyrstö näyttää aika lyhyeltä, itse arvioin nähneeni sitä 15 kaariminuutin matkan verran. Eipä se ole ainoa lyhytpyrstöinen, ainakin omissa havainnoissani Holmes-komeetalla ei ollut näkyvää pyrstöä lainkaan. Tämä johtui sen liikesuunnasta, joka jätti pyrstön itse komeetan taakse.


Toinen paljain silmin näkynyt kohde oli Auringossa. Aktiivisessa alueessa AR1692 oleva pilkku on sen verran kasvattanut kokoaan, että se näkyy paljain silmin, kunhan tietää mistä kohdasta Aurinkoa sitä etsii. Pilkun pinta-ala oli eilen 190 miljoonasosaa Auringon näkyvästä pinnasta (kuten pilkkujen koko määritellään). Tämän kokoinen pilkku on noin kolminkertainen Maan kokoon verrattuna.

Aurinkoa havaittaessa täytyy muistaa suojata silmät oikein. Tarkasti ottaen vain AstroSolar-kalvo on riittävän turvallinen suodatin, mutta hitsaussuojalasi DIN 14 toimii lyhytaikaisesti käytettynä. Lyhytkin altistus suoralle auringonvalolle vaurioittaa silmän näkökykyä ja se ei korjaannu ajankaan kanssa: menetetty mikä menetetty. Joten parasta on noudattaa annettuja ohjeita.

Joku vanhempi henkilö muistaa aina tässä yhteydessä kertoa, kuinka lapsuudessaan noettiin lasinkappale palavalla tuohella ja hyvin näkyi. Joku toinen muistaa katselleensa auringonpimennystä mustavalkoisen filmin läpi. Näitä menetelmiä ei kuitenkaan pidä käyttää, sillä ne eivät ole riittävän turvallisia. Näkyvä valo kyllä himmenee mutta kaikkein vaarallisimmat infrapunaiset ja uv-säteilyn aallonpituudet jäävät ja nämä sähkömagneettisen spektrin osat ovat juuri ne, jotka silmän vauriot aiheuttaa.

torstai 7. maaliskuuta 2013

Kiikari paras väline komeetan havaitsemiseen


Komeetta PanSTARRSin näkyminen puolituntia
auringonlaskun jälkeen. Piirroksessa on

komeetan kirkkautta ja pyrstön pituutta
huomattavasti liioiteltu 
havainnoillisuuden vuoksi. Todellisuudessa 
komeetta on ehkä juuri ja juuri nähtävissä 
paljain silmin. Piiros Kari A. Kuure.

Aivan muutaman vuorokauden kuluttua on mahdollisuus nähdä komeetta C/2011 L4 (PanSTARRS) noin puolisen tuntia auringonlaskun jälkeen. Edellytyksenä on, että pilvisyyttä ei ole läntisessä horisontissa ja komeetasta muodostuu riittävän kirkas. Tällä hetkellä näyttäisi siltä, että aivan jokamiehen kohdetta siitä ei tule mutta tähtiharrastajat sen voivat hyvinkin bongata huomattavan vaalealta iltataivaalta.

Oheinen piirros esittää komeetan näkymistä Tampereen horisontissa puolituntia auringonlaskun jälkeen 10. Maaliskuuta alkaen parin viikon ajan. Komeetta liikkuu tähtitaivaalla kohti pohjoista, joten sen näkyminen ilta illan jälkeen pitäisi parantua. Samaan aikaa komeetan kirkkaus himmenee, joka puolestaan heikentää näkemisen mahdollisuuksia. Niinpä voi olla aika uskallettua väittää, että komeetan näkeminen on helppoa, sitä se ei ole. Sen sijaan jos onnistut näkemään sen, niin voit pitää itseäsi a) onnekkaana tai b) taitavana havaitsijana.

Kiikari on siis paras apuväline komeetan metsästyksessä. Aseta se kamerajalustalle ja etsi kompassin avulla horisontista lännen ilmansuunta. Tämän jälkeen haravoit oletettua komeetan sijaintapaikkaa kiikarilla sivusuunnassa edestakaisin. Pyyhkäisyliikkeen tulisi olla rauhallinen mutta jatkuvaa, jolloin komeetta saattaa ilmaantua silmän herkimpään osaan. Tämän jälkeen se pitäisi näkyä normaalisti.

Jos komeetta on riittävän kirkas, sitä voi yrittää valokuvata. Järjestelmäkamera keskipitkällä (¨300 mm) teleobjektiivilla voi olla hyvä arvaus sopivasta optiikasta. Lyhyempikin optiikka voi tuottaa mielenkiintoisia kuvia. Jos komeetan pyrstö on lyhyesti näkyvissä, silloin voi vaihtaa jo hieman pidempään optiikkaan. Itse olen ajatellut käyttää 120/600 mm kaukoputkea, sillä se tuotti aikoinaan hyvä lopputuloksen komeetta McNaughtia kuvatessa. Kuvakenttä oli vielä sen verran laaja, että pyrstökin tuli kuviin mukaan.

Automaattivalotus yhdistettynä valotuksen haarukointiin luultavasti tuottaa parhaimman tuloksen, jos pilvisyyttä ei ole. Tarkista kuitenkin ottamiesi kuvien onnistuminen ja säädä kameran asetuksia tilanteen mukaan tai siirry tarvittaessa täysin manuaaliseen valotukseen.

Jos pilvisyys on sen verran haittana, että valokuvaamisesta ei tule oikein kunnolla mitään, mutta visuaalisesti pystyt komeetan näkemään, silloin on aika ottaa käyttöön suunnitelma B. Piirrä näkemästäsi lyijykynäpiirros muistikirjaan tai vaikkapa valkoiselle kopiopaperille. Tarvittaessa voit merkitä muitakin yksityiskohtia itse komeetasta, havainto-olosuhteista jne. Merkitse muistiin myös ilmansuunta, päivämäärä ja kellonaika, sekä käytetty havaintovälinen, niin havaintosi on valmis.

Kun olet onnistunut havaitsemaan komeetan joko visuaalisesti tai kuvaamalla, muistathan tehdä raportin Taivaanvahtiin.  Sieltä voit nähdä mitä muuta komeettahavaitsijat ovat nähneet tai valokuvanneet.

keskiviikko 6. maaliskuuta 2013

Kuinka Linnunrata kasvaa?

Taiteilijan näkemys Linnunradan keskustasta.
Kuva Julle Turner, Vanderbild University.

Kuten useimmat meistä tietävät, Linnunradan ytimessä on noin neljän miljoonan auringonmassainen musta aukko. Linnunradan spiraalitason pohjois- ja eteläpuolella on Fermin pilviksi kutsuttuja kaasupilvet, jotka säteilevät röntgen- ja gammasäteilyä. Linnunradan keskustan läheisyydessä pitäisi olla kymmeniä tuhansia vanhoja tähtiä, mutta todellisuudessa niitä on havaittu vain kourallinen.  Kaikki ei siis ole aivan kohdallaan, mutta mistä on oikein kysymys?

Professorit Kelly Holley (Vanderbilt University) ja Tamara Bogdanovic (Georgia Institute of Technology) paneutuivat havaittuihin tosiasioihin ja ovat lopulta löytäneet selityksen. Sen mukaan koko kehityskaari alkoi miljardeja vuosia sitten, kun Linnunrataa pienempi galaksi alkoi ajelehtia kohti Linnunradan keskustaa. Pienemmän galaksin ytimessä olevalla mustalla aukolla oli massaa noin 10 000 auringonmassaa. Ajelehtimisen aikana suurin osa galaksin tähdistä lähti omille teilleen, vain kourallinen lähitähtiä jäi mustaa aukko kiertämään.

Viimein, noin 10 miljoona vuotta sitten, pienemmän galaksin jäänteet ja ytimen musta aukko saapuivat Linnunradan ytimen mustan aukon läheisyyteen. Muutaman miljoonan vuoden kierreltyään pienempi musta aukko sulautui suurempaan. Miljoonia vuosia kestään kiertoliikkeen aikana pienempi musta aukko ohjasi ympäröivää materiaa kohtia isompaa mustaa aukkoa. Osa tästä aineesta päätyi mustan aukon kertymäkiekon magneettikentän ohjaamana muodostamaan Fermin pilvet aina 30 000 valovuoden etäisyydelle Linnunradan napojen yläpuolelle.

Prosessi ei vielä ollut aivan täydellinen. Voimakkaat gravitaatioaallot ja -häiriöt kirnusivat tähtienvälisen avaruuden kaasu- ja pölypilviä muodostaen hyvin nopeassa tahdissa suuria ja siten myös hyvin kuumia tähtiä, jotka ovat edelleen Linnunradan keskustan alueella.

Uusien tähtien syntymisen lisäksi suurin osa vanhoista tähdistä viskautui pois ytimen alueelta ja ne ovat matkaamassa nyt suurella nopeudella galaksimme ulko-osiin. Nykyisin ne lienevät noin 10 000 valovuoden etäisyydellä alkuperäiseltä paikaltaan. Tutkijat arvelevat, että Sloan Digital Sky Survey ohjelmassa nämä nopeasti kiitävät tähdet olisi mahdollista havaita. Jos niitä löydetään, niin se tukee esitettyä teoriaa.

Galaksien törmääminen toisiinsa ei ole mitenkään epätavallinen ilmiö maailmankaikkeudessa. Itse asiassa tutkijat pitävät sitä aivan normaalina tapahtumana ja ainoana keinona sille, että joistakin galakseista on tullut muita suurempia. Paikallisessa galaksiryhmässämme suurten galaksien joukkoon kuuluu Linnunradan lisäksi Andromedan galaksi. Nämäkin galaksit tulevat törmäämään toisiinsa ja jopa sulautuvat yhdeksi vielä suuremmaksi galaksiksi muutaman miljardin vuoden kuluttua.

sunnuntai 3. maaliskuuta 2013

Auringon aktiivisuusennuste aivan metsässä

Nyt viimeinkin näyttää myös tutkijat havahtuneet siihen tosiasiaan, että Auringon aktiivisuus ei ole kehittynyt ennusteiden mukaisesti. Itse kirjoitin tästä blogissani 24. tammikuuta otsikolla Auringon aktiivisuusnotkahti.
 
Kirjoituksen aikaan ajankohtainen Auringon pilkkujakso auringonpilkkuluvut.

Ja näin siinä kävi. Jakso 24 oli kuin olikin kaksihuippuinen ja ajankohta oli ennustetun mukainen vuonna 2014. Sen sijaan se oli hieman korkeampi ja aktiivisempi kuin enteilin.

 

Blogikirjoituksessani toin esille, että Auringon aktiivisuushuiput voivat olla kaksiosaisia. Nyt Goddard Space Flight Center:ssä työkentelevä Dean Pesnell on päätynyt samoille linjoille Nasan Science News -sivustosa julkaistussa artikkelissaan ”Solar Cycle Update: Twin Peaks?”.  Artikkeli ei ole kovinkaan pitkä mutta siinä tuodaan esille suunnilleen ne samat perusteet kuin blogikirjoituksessani itse esitin.

Näin ollen minun ei siis olisi tarvinnut palata aiheeseen, ellen olisi analysoinut vuosisatojen takaisia auringonpilkkulukujen käyriä. Nyt näyttääkin siltä, että hyvin matalaksi jääneet aktiivisuushuiput eivät olekaan kaksihuippuisia, vaan niille riittää yksi maksimi. Valitettavasti aineistoa on kertynyt sen verran lyhyeltä aikaväliltä (vuoden 1700 alusta alkaen), että matalia aktiivisuusjaksoja on vain muutama ja johtopäätösten tekeminen aika uskallettua. Kun en ole ammattitutkija, niin uskallaudun kuitenkin näin tekemään hieman suppeampaan aineistoon nojautuen.

Poimin analyysini ne jaksot, joiden huipun korkeus oli suunnilleen nykyisen jakson tasoa. Tällöin jaksoja tuli mukaan vain viisi aikaisempaa. Näiden lisäksi kaksi jaksoa on selkeästi matalia, mutta kuitenkin nykyistä voimakkaampia. Koko tähän joukkoon mahtuu vain yksi kaksihuippuinen pilkkujakso 1800-luvun ensimmäiseltä vuosikymmeneltä.

Omana ”ennusteena” uskallan olettaa, että nykyinen aktiivisuus jakso ei suinkaan ole kaksihuippuinen, vaan siihen ilmaantuu hyvin matalatasoinen sivuhuippu noin vuoden kuluttua, vuoden 2014 aikana. Nämä sivuhuiput eivät ole koskaan mitenkään merkittäviä, ainoastaan matalia ja lyhytkestoisia hyppäyksiä, jotka juuri ja juuri erottuvat auringonpilkkuluku-käyrästä. Sivuhuiput ovat olleet harvinaisia 1900-luvulla mutta kahdella aikaisemmalla vuosisadalla ainakin kaikissa voimakkaimmissa jaksoissa niitä on esiintynyt, joissakin jopa kaksi. Katsotaan miten käy!