perjantai 31. toukokuuta 2013

Säteily huomattava terveysriski Marsiin menijöille


Kirjoitin miehitettyjen Mars-lentojen ongelmista ja erityisesti kosmisen säteilyn vaikutuksista huhtikuun 11. päivänä julkaisemassani blogissa ”Marshypeä mediassa”  http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2013/04/marshypea-mediassa.html

Curiosityn yläpintaan on kiinnitetty
säteilyannosta mittaava instrumentti.
Kuva Nasa/JPL.
Viime elokuussa Marsiin laskeutuneen Curiosity-luotaimen avaruusmatkallaan tehtyjen mittausten tutkimustulokset on julkaistu Science-tiedejulkaisussa. Tutkimuksen mukaan Mars-lennon aikana miehistö joutuisi 1,84 mSv (milliSievert) vuorokausiannoksen kohteeksi, joten yhdensuuntaisella 6 kk matkalla säteilyannos olisi noin 331 mSv. Paluumatkalla tulisi jälleen suunnilleen samansuuruinen annos, joten edestakaisella matkalla avaruuslentäjä saisi noin 662 mSv säteilyannoksen.

Annos olisi siis pelkästään avaruudessa saatu. Sen lisäksi tulisi se säteilyannos, jonka tutkimusmatkaajat saisivat Marsin pinnalla. Marsin ilmakehä on tiheydeltään parhaimmillaankin vain noin 1/100 Maan ilmakehän tiheydestä ja planeetalla ei ole globaalia magneettikenttää, joka pystyisi suojaamaan säteilyltä nimeksikään. Näin ollen Marsin pinnalla liikkuessaan matkaajat saisivat vuorokaudessa vain hieman pienemmän säteilyannoksen kuin avaruudessa.

Nasan ohjeistus astronauttien säteilyannoksen suuruudelle on 1 000 mSv. Tämän rajan täytyttyä astronauttia ei enää valita uudelle lennolle, sillä annos merkitsee jo noin 5 % lisääntynyttä riskiä kohtalokkaiden kasvaintyyppien esiintymisessä. Mars-matkaajien annos alkaisi olla aika lähellä tätä rajaa, ja pitkään Marssissa oleskelevilla se ylittyisi helposti. Pelkästään nopea lento Marsiin ja takaisin lisäsi noin 3 % lisääntynyttä terveysriskiä.
Säteilyannokset ovat suuria jos niitä verrataan maanpinnalla saataviin annoksiin. 

Taustasäteilystä saamamme annos vuodessa on noin 2-3 mSv, yksi röntgentutkimus lisää annosta noin 5 mSv ja kokovartalon CT-kuvaus noin 10 mSv. Ydinvoimaloissa ja lentokoneissa työskentelevät saavat noin 20 mSv vuosiannoksen ja Kansainvälisellä avaruusasemalla 6 kuukautta työskentelevät noin 100 mSv annoksen. Luvuista voimme helposti päätellä, että avaruuslento maapallon magneettikentän ulkopuolella on aivan oikea terveysriski verrattuna maanpinnalla asumiseen.

Curiosityn tekemät mittaukset avaruuslennollaan osuivat aikaan jolloin Auringon aktiivisuus oli kylläkin kasvamassa, mutta kuitenkin hyvin alhaisella tasolla. Lennon aikana ei muistaakseni tapahtunut kovinkaan suuria flare-purkauksia ja nekin, joita esiintyi, olivat harvalukuisia ja voimakkuudeltaan korkeintaan keskinkertaisia. Auringon aktiivisuuden ollessa voimakkaimmillaan ja sen tuottaessa runsaasti voimakkaita flare-purkauksia, avaruudessa matkaavien säteilyn vuorokausiannos helposti moninkertaistuisi.

Päätelmänä säteilytutkimuksesta pitäisi vetää rankka johtopäätös: miehitettyjä Mars-lentoja ei tulisi tehdä ennen kuin säteilyongelma on saatu ratkaistua sellaiseen annosmäärään, että siitä ei ole kovinkaan suurta lisääntynyttä terveysriskiä avaruuslentäjien ja Marsiin laskeutuville.

torstai 30. toukokuuta 2013

Meteoriitteja Huittisissa?

Kaavio 8. toukokuuta nähdyn tulipallon ilmakehän
läpäisesvästä radasta. Jos jotakin on päätynyt
maanpinnalle asti, niin silloin kappaleita pitäisi
olla hieman Huittisten eteläpuolella soikionmuotoisella
alueella. Kuva Ursa /Mikko Suominen.
Mikäli tiedotusvälineitä, tarkemmin sanottuna iltapäivälehtiä (mikä omituinen nimi, aamullahan ne ilmestyvät) olisi uskominen, nyt pitäisi rynnätä meteoriittijahtiin Huittisiin. Voin vakuuttaa, että ei kannata.

Metsäiseen maastoon tai pellolle, joita kumpaakin on arvioidulla putoamisalueella, pudonnut meteoriitti tai luultavammin useita suhteellisen pieniä kappaleita on hyvin vaikea löytää. Kivimeteoriitit muistuttavat niin paljon tavallisia kiviä, että vaikka pitäisit niitä kädessäsi, niin meteoriitin tunnistaminen ei maallikolta onnistu. Tunnistaminen kun ei oikein tahdo onnistua edes asiantuntijoiltakaan ilman, että tehdään laboratoriotutkimuksia. [ Katso huomautus1!]

Ursan tiedote asiasta oli tällä kertaa varsin onnistunut: faktat olivat oikein ja asia selostettu asiallisen tarkasti. Tiedotusvälineet kuitenkin tekevät tiedotteen perusteella omat juttunsa ja niissä ei ylilyönneiltä vältytä. Lööpit ja juttujen otsikot tekaistaan aivan hatusta, jotta saadaan potentiaalinen lukija ostamaan lehti kauppareissullaan. No tätä kritiikkiä on esitetty ennenkin, joten olkoon.

Meteoriitit ovat sinällään hyvin arvokasta tieteellistä tutkimusmateriaalia. Vaikka niitä putoaa maapallolle vuorokaudessa satoja tonneja, tutkimuskäyttöön niitä saadaan tuoreeltaan suhteellisen vähän. Maaperässä vuosikausia lojuneen meteoriitin tutkimusarvo rajoittuu lähinnä mineraalien ja isotooppien tutkimiseen, mutta lopulta sekin arvo vähenee kivien rapautuessa. Onneksi maapallolla on muutamia paikkoja, joissa meteoriitit säilyvät lähes koskemattomina kunnes tutkijat saavat ne käsiinsä.

Meteoriittilöytöjen tuottoisimpia paikkoja on muutamia Etelämantereella. Jäätikölle pudonneet meteoriitit hautautuvat lumeen, josta myöhemmin tulee jäätä. Jäätikön virratessa se kuljettaa meteoriitin alueelle, jossa jään haihdunta (sublimoituminen) on voimakkaampaa kuin alueella satavan lumen määrä (jos siellä sataa lainkaan). Jään haihtuessa meteorit jäävät jäänpinnalle odottamaan tieteellisten retkikuntien tuloa. Vuosittain näiltä alueilta kerätään satoja meteoriitteja.

Meteoriittien tutkiminen tuo uutta tietoa niistä olosuhteista missä ne ovat syntyneet. Osa meteoriiteista on täysin muuttumattomia noin 5 miljardin vuoden takaa, jolloin aurinkokuntamme syntyi. Tällaiset meteoriitit ovat yleensä hyvin hauraita, osa suorastaan pelkkää jäätynyttä pölyä, ja osassa on runsaasti hiiltä. Hiilipitoiset meteoriitit ovat tutkijoiden suosikkeja, sillä niistä saatavilla tiedoilla pystytään arvioimaan myös elämän syntymisen mahdollisuuksia.

Iso osa meteoriiteista on peräisin pääasteroidivyöhykkeeltä Marsin ja Jupiterin ratojen välistä. Siellä Aurinkoa kiertävät asteroidit törmäävät silloin tällöin toisiinsa. Törmäyksissä syntyy runsaasti pieniä meteoroideja, joista osa vaeltaa aurinkokuntamme sisäosia kohti ja lopulta muutama päätyy maapallolle.

Pääasteroidivyöhykkeillä asteroideista irronneet kappaleet ovat muuttuneet alkuperäisestä materiaalista. Kaikkein suurimmat asteroidit ovat muutakin kuin kasa kiviä. Niissä on aikoinaan tapahtunut kiviaineksen sulamista, osittaista raskaiden (metallit) alkuaineiden siirtymistä kappaleen ytimeen ja koko kappaleen uudelleen jähmettymistä ja kiteytymistä. Prosessin aikana asteroidit ovat törmäilleet toisiinsa ja sitä ne tekevät vieläkin. Aikaisemmin, noin 4,3–3,8 miljardia vuotta sitten törmäily oli paljon runsaampaa kuin nykyisin ja silloin koettiin aurinkokunnassamme massiivinen asteroidipommitus, jonka jäljet näkyvät vielä Kuussa ja Merkuriuksessa.

Pääasteroidivyöhykkeen lisäksi maapallon saanut vastaanottaa muistakin läheteistä tulevia meteoriitteja. Luonnollisesti Kuusta lähtöisin olevia kappaleita on pystytty tunnistamaan kymmeniä. Sen lisäksi Marsista peräisin olevia kiviä on löydetty kymmeniä. Yllättävää kyllä, myös Merkuriuksesta peräisin oleva kappale on löydetty, joten tutkijoittemme käytettävissä on melkoisen laaja näytevalikoima naapureittemme pintakerroksista. Erityisen mielenkiintoista ja merkille pantavaa on se, että tutkijat pystyvät kartoittamaan myös tutkimansa kappaleen ajallisen historian: milloin se kiteytyi kivisulasta, milloin se lähti avaruusmatkalleen ja viimein sen, milloin se syöksyi meteorina maanpinnalle.

Esquel-pallasiitti on yksi kauneimmista
paallasiiteista. Kuva Kari A. Kuure
Pieni osa, maahan pudonneista meteoriiteista noin 2 % on koostumukseltaan metallista rauta-nikkeliä ja saman verran metallia ja kiviainesta (oliviinia) sisältäviä pallasiitteja. Ne ovat syntyneet isoissa asteroidessa, jossa on tapahtunut materian sulamista ja metallisen ytimen muodostumista. Asteroidien väliset törmäykset ovat ne sitten kaivaneet esiin ja lähettäneet meteoroidit pitkälle matkalleen kunnes osa niistä on päätynyt maapallolle.

Suomen lain mukaan maastamme löydetyt meteoriitit on luovutettava valtiolle, jonka edustajana Luonnontieteellinen keskusmuseo toimii. [Katso korjaus 2!] Luonnontieteellisessä keskusmuseossa onkin aika mukava meteoriittikokoelma, jossa on myös vaihtokaupoilla saatuja ulkomaisista meteoriiteista saatuja näytteitä.  Suomesta on löydetty vain kolmetoista pudokasta.

Isoja rahoja meteoriittien löytäjien ei kannata haaveilla. Halvimmat kivimeteoriitit ovat myynnissä noin yhden euron per gramma hinnalla ja hieman harvinaisemmat (= alun perin pienemmät kivet) kahdesta kolmeen euroon grammalta. Rauta-nikkeli meteoriitit ovat hinnaltaan kymmeniä tai satoja euroja grammalta ja kaikkein kalleimpia ovat pallasiitit, joista yleensä joutuu maksamaan satoja euroja grammalta.

Meteoriitteja kauppaavat ulkomaiset myyjät lähinnä Internetin välityksellä. Ennen ostopäätöksen tekemistä tulisi hieman kysellä keskusteluryhmissä, mistä meteoriitteja voisi ostaa, mikä myyjä on luotettava ja missä on paras palvelu. Tälläkin alalla Internetissä on huijareita ja voit ostaa isolla rahalla tavallista, maassa esiintyvää kiveä.

Meteoriitin löytäjän osuutta on vaikea arvioida, mutta se on luultavasti reilusti alle puolet, ehkä kymmenesosa tavallisimmille meteoriittityypeille. Hinta-arviot ovat siis pienille, meteoriitista leikatuille paloille. Kokonaisten meteoriittien hintoja en tiedä (> 10 000 €) ja harvoin niitä, kaikkein pienimpiä lukuun ottamatta, on edes tarjolla.

Huomautukset ja korjaukset:

[1] Jos tuoreen meteoriitin sulanutta kuorikerrosta on jäljellä, tunnistaminen on suhteellisen helppoa ja yleensä se onnistuu geologeilta ja meteoriittiharrastajilta. Tekstissä esitetty väitteeni tunnistamisen vaikeudesta koskee siis vanhoja, jo rapautuneita kivimeteoriitteja.

[2] Sain hieman uutta tietoa meteoriittien valtiolle luovuttamisesta.  Toisin kuin aikaisemmin tekstissä väitin, Suomen laissa ei ole erikseen säädetty meteoriiteista mitään. Sen sijaan muiden lakien tietynlainen tulkitseminen pakottaisi Suomesta löydettyjen meteoriittien luovuttamiseen. Tämä oli se aikaisemmin levitetty tieto.

Nyt näyttäisi siltä, että tällainen laintulkinta olisi kestämättömällä pohjalla, eikä mitään valtiolle luovutuspakkoa olisi. Viimekädessä asia tietysti ratkaistaisiin erilaisissa oikeusasteissa, sillä ennakkotapausta ei ole. Toisaalta, millainen intressi valtiolla olisi lähteä vaatimaan itselleen myyntiarvoltaan suhteellisen vähäistä kiveä itselleen? Ainakaan se ei taloudellisesti ole järkevää, joten enpä usko, että jatkossakaan tällaisia oikeustapauksia olisi tulossa, vaikka löytäjä meteoriitin pitäisi ja myisi.

Pidettäisiinkö avaruudesta maahan pudonnutta kappaletta tavallisena vähäarvoisena löytötavarana, jonka löytäjä voi pitää, vai voisiko löytöpaikan yksityisellä maanomistajalla olla vaatimuksia löydettyyn meteoriittiin? Tätäkään ei voi ennakkoon tietää, mutta sama taloudellinen intressi pätee oikeustaistelun suhteen tässäkin. 

Kokonaan toinen juttu on tuoreen meteoriitin tutkimusarvo! Se tietysti hyvin pitkälti määräytyisi meteoriitin tyypin ja harvinaisuuden mukaan. Lisäksi museaalinen arvo Suomesta löydettyjen meteoriittien vähäisen määrän vuoksi voisi olla merkittävä. Näin ollen olisikin toivottavaa, että löytäjä luovuttaisi ainakin osan löydöstään Luonnontieteelliselle keskusmuseolle, vaikka sitten jonkinlaisesta pienestä korvauksesta.

Sanasto

Meteori = ilmakehässä näkyvä valoilmiö, jonka aiheuttaa avaruudesta ilmakehään syöksyvä meteoroidi.
Meteoroidi = pieniä Aurinkoa kiertävillä radoilla olevia kiviä, joiden alkuperä ja koostumus vaihtelevat.
Meteoriitti = maanpinnalle pudonnut avaruudesta tullut kappale (kivi, metalli tai näineden yhdistelmä).
Avaruusromu = ihmisen avaruuteen laikaiseman kantoraketin tai satelliitin ilmakehän läpi maahan pudonnut kappale.

tiistai 28. toukokuuta 2013

Astrobiologiaa

JUICE-luotain taiteilijan tulkintana
Jupiterin kiertoradalla. Kuva ESA.

Astrobiologia on suhteellisen uusi tieteenala. Alan tutkijat pyrkivät löytämään menetelmiä, joiden avulla pystyttäisiin päättelemään elämän (olipa se millaista tahansa) esiintymistä maapallomme ulkopuolelta. Tämä lisäksi astrobiologit etsivät "outoa elämää" maapallolta. Outo elämä olisi jotain sellaista, mitä aikaisemmin ei ole onnistuttu tunnistamaan ja se poikkeaisi selvästi maapallon muusta eliökunnasta. Määritelmät ovat aika laveat, mutta se on ymmärrettävää, koska emme tunne muita eliömuotoja kuin maapallolla esiintyvän.

Astrobiologit etsivät elämää esimerkiksi omasta aurinkokunnastamme: Täällä, omalla takapihallamme, saattaa elämää esiintyä Marsissa, mutta sen lisäksi Jupiteria kiertävien kuiden, Europa ja Ganymede, jäisen pinnana alla olevasta merestä. Onpa väläytetty mahdollisuutta, että jonkinlaista elämää voisi olla Saturnuksen Titan kuulla, jossa metaani ja etaani esiintyvät kaikissa olomuodoissa.

Tämä viimeisin vaihtoehto on mahdollinen vain hyvin tarkkojen kriteerien toteutuessa, ja käsittääkseni se on mukana listassa vain sen vuoksi, että emme halua sulkea pois mitään mahdollisuutta vaikka ne olisivat hyvinkin heppoisesti perusteltu. Veden voittanutta liuotinta kun ei ole, joten elämän etsiminen on järkevää aloittaa olosuhteista, jossa vesi voi esiintyä kaikissa kolmessa olomuodossaan.

Neljäs vaihtoehto elämän esiintymiselle on komeetat. Tai tarkemmin sanottuna ne voisivat kantaa mukanaan pitkää talviunta nukkuvia (elämän)itiöitä muista tähtikunnista. Ajatus ei ole uusi, sillä se tunnetaan Panspermia-hypoteesina. Perusteet tälle ajatukselle löytyvät meteoriiteista, joista on löydetty runsaasti monenlaisia aminohappoja, jotka ovat myös Maassa elämän rakennuspalikoita.

Yhdysvallat (Nasa) yhdessä Euroopan avaruusjärjestön (ESA) kansa on rakentamassa JUICE-luotainta, jonka tarkoituksena on etsiä elämän merkkejä Europan ja Ganymedeen jäisen pinnan alta. Luotain laukaistaan pitkälle matkalleen vuonna 2022 ja perille se saapuu vasta 2030. Luotain asettuu aluksi kolmeksi vuodeksi Jupiteria kiertävälle radalla, josta se voi tehdä havaintoja koko Jupiterin järjestelmästä. Jos laitteistot ovat säilyneet toimintakuntoisina, luotain asettuu tämän jälkeen Ganymedea kiertävälle radalle.

Molemmilla kuilla (Europa ja Ganymede)on jäisen pintansa alla nestemäistä, sähköä johtavaa ainetta. Aine on (suolaista)vettä, sillä mikään muu ei vastaa niitä mittaustuloksia, mitä on aikaisemmilla luotaintutkimuksilla saatu. Molemmat kuut kiertävät Jupiteria sen verran lähellä, että kuihin syntyy voimakas vuorovesivoima. Vuoksen ja luoteen vaihtelu kuumentaa kuiden ytimiä ja seurauksena voi olla vulkaanista toimintaa kiviytimen ulkokerroksissa.

Vulkaaninen toiminta valtamerien pohjassa merkitsee ainakin maapallolla ns. "mustien savuttajien" syntymistä. Mustat savuttajat ovat kuumia lähteitä, joista virtaa ympäristöön veden kriittisen lämpötilan saavuttanutta vettä. Superkuumentunut vesi tehostaa veden yleisliuottimen ominaisuutta ja niinpä kallioperän syvyyksistä nouseva vesi sisältää runsaasti siihen liuenneita mineraaleja. Mineraalit saostuvat nopeasti jouduttuaan kosketuksiin kylmän veden kanssa, muodostaen tummaa metalli- ja rikkipitoista sakkaa. Sakka muodostaa tornimaisia rakenteita purkausaukon ympärille.

Runsas metalli- ja rikkipitoisuus houkuttelee bakteereja luokseen. Ne käyttävät ravinnokseen sakan rikkiyhdisteet ja samalla muodostavat alueellisen ja hyvin eksoottisen ekoyhteisön tuottajaportaan. Valtava ravintovara ei tietystikään jää käyttämättä, vaan mikrobikanta toimii lyhyen mutta hyvin tehokkaasti toimivan ravintoketjun alulle panijana. Mustien savuttajien ympäristössä onkin hyvin monipuolista elämää putkimadoista aina kaloihin ja rapuihin asti.

Mustat savuttajat voivat olla arkipäivää Europalla ja Ganymedella. Ainakin termistä energiaa on riittävästi ja Io-kuun vulkaaninen aktiivisuus ja rikkipitoisuus osoittavat meille, että ei myöskään raaka-aineista ole pulaa. Tuoko JUICE merkittäviä todisteita elämästä muualla aurinkokunnassa kuin Maassa, jää nähtäväksi. Jos havainnot tukevat elämän esiintymistä, astrobiologia saa todella siivet alleen ja luultavasti 2030-luvulle tultaessa voidaan olettaa elämän merkkien löytymisen eksoplaneetoilta olevan mahdollista. Pannaan kuitenkin tässä vaiheessa vielä "jäitä hattuun" , sillä edelleenkään emme tunne muuta elämää kuin mitä maapalloa esiintyvä on.

lauantai 25. toukokuuta 2013

Reaktiopyörä lakkasi toiminnasta

Taiteilijan näkemys avaruudessa
olevasta Kepler-observatoriosta.
Kuva Nasa/Kepler.

Avaruusprojekteista saadaan silloin tällöin järkyttäviä uutisia. Ehkä kuuluisin tämän sarjan viesti avaruudesta oli 1970-luvun alkupuolella, kun Nasan lennon valvonta vastaanotti viestin: "Houston, meillä on ongelma" ("Houston, we have a problem!"). Nämä legendaariset sanat lausui Apollo 13 lennolla komentajana toiminut James Lowell huhtikuun 14. päivänä 1970.

Sanat on toistettu sittemmin lukemattomia kertoja mitä moninaisimmissa ja vakavuudeltaan erilaisissa tilanteissa. Itse Apollo-lentoja tarkasti ja mahdollisimman reaaliaikaisesti seuranneena nämä sanat merkitsevät minulle aina vakavaa ongelmaa – niin vakavaa, että en missään oloissa haluaisi niitä kuulla.

Toinen, vakavuudeltaan lähes yhtäläinen viesti avaruudesta tulleena on "reaktiopyörä on vaurioitunut". Usein kuitenkin kyseessä on "vain" miehittämättömän avaruusluotaimen tai observatorion laiterikko, jollaisia tapahtuu väistämättä laitteiden ikääntyessä avaruuden olosuhteissa suhteellisesti hyvin nopeasti. Tilanne ei aina ole yhtä turvallinen, sillä kaikissa miehitetyissä avaruusasemissa on reaktiopyörät. Tällöin niiden vaurioituminen vaatii aina korjaustoimia.

Reaktiopyörät – siis monikossa, sillä niitä tarvitaan yleensä ainakin kolme samaan aikaan toimivaa – ovat hyvin tärkeitä ja toistaiseksi lähes korvaamattomia laitteita asennonsäädössä. Vaikka ne eivät ole ainoita keinoja avaruusaluksen asentovakauden säilyttämisessä, ne ovat usein tehokkain menetelmä.

Periaatteessa reaktiopyörä on vain vauhtipyörä, jonka pyöriessään pyrkii pitämään suuntansa vakaana ulkopuolisten voimien vaikuttaessa siihen. Suuntavakaus on seurausta gyrovoimaksi nimetystä reaktiosta mille tahansa häiriövoimalle. Esimerkiksi polkupyörällä ajaminen olisi mahdotonta ilman renkaiden synnyttämiä gyrovoimia. Jokainen voi etsiä gyrovoiman selityksen vanhasta fysiikan koulukirjastaan tai netistä, jos sen syntytapa on jo unohtunut. Maapallon prekessio on myös seurausta gyrovoimasta.

Kolmeulotteisessa avaruudessa kappaleen suuntavakauden säilyminen on vaikea asia hallittavaksi. Periaatteessa pienikin voima, momentti tai gravitaatiohäiriö saa aikaan asennon muuttumisen. Asennon muutos ei kuitenkaan vaimene kuten maanpinnalla kitkan ja voimakkaan gravitaation vaikutuksesta, vaan jatkuu ja jatkuu kunnes se on muuttunut pyörimisliikkeeksi. Olipa siis kyseessä mikä tahansa avaruuteen lähetettävä laite, niin sen asennon säätöön pitää kiinnittää erityisen suuri huomio.

Tavallisesti avaruusluotainta itseään voidaan käyttää reaktiopyöränä saattamalla se pyörimään jonkin akselinsa ympäri. Maata kiertävien satelliittien ja etenkin miehitettyjen avaruusalusten kohdalla tämä ei kuitenkaan aina ole mahdollista. Tällöin ne varustetaan aktiivisella asennon säädöllä, hyvin usein reaktiopyörillä; tavallisesti niitä on kuusi, kaksi jokaiselle kolmelle akselille. Käytössä niitä yleensä on vain kolme, toisten ollessa varalla.

Tähänastinen kuulostaa varsin yksinkertaiselta, ja osittain se sitä onkin. Mutta aina on jossakin se "mutta", niin tässäkin: käytössä reaktiopyörän pyörimisvauhti pyrkii kasvamaan ja lopulta se on kiihtynyt niin nopeaksi, että pyörän vauhtia on hidastettava hukkaamalla pyörimismomentti tavalla tai toisella jonnekin aivan muualle. Tämä prosessi kuormittaa laitteistoa merkittävästi.

Mielikuva avaruudessa pyörivästä vauhtipyörästä on turhankin yksinkertaistettu. Todellisuudessa reaktiopyörät ovat erittäin monimutkaisia elektronisia laitteita sen vauhtipyörän lisäksi. Niinpä laitteiston vaurioituminen avaruuden olosuhteissa on väistämätöntä mitä pitempään se on toiminnassa. Mekaaninen pyöriminen vaatii aina pyörimisakselin laakeroinnin. Pienikin kuluminen tai vaurio laakereissa lisää kitkaa ja aiheuttaa näin toimintaherkkyyden muutoksen. Lisäkitka kuumentaa laakeria ja lopulta se vaurioituu jopa mekaanisesti.

Laakerit eivät ole ainoa vikamahdollisuus. Reaktiopyörän elektroniikka itsessään vanhenee ja kosminen hiukkassäteily ja nopeat protonit kuormittavat laitteistoa ja lopulta elektroniikka pettää jossakin kohtaa. Tästä syystä avaruuslaitteet varustetaan varaosilla riittävän toiminta-ajan takaamiseksi.

Tuorein uutinen reaktiopyörän vikaantumista saatiin parisen viikkoa sitten. Joutsenen ja Lyyran tähdistöjen rajalla sijaitsevaa tähtijoukkoa tarkkaileva Kepler-avaruusobservatorion toinen reaktiopyörä on vaurioitunut. Ensimmäinen vaurioitui viime kesänä. Kepleriin on asennettu kaikkiaan neljä reaktiopyörää, joten jäljellä on vain kaksi toimivaa laitetta. Tämä tarkoittaa sitä, että Keplerin asennonsäätö ei enää toimi tehtävän vaatimalla riittävällä tarkkuudella.

Kepler ei kuitenkaan joudu välittömään pyörimisliikkeeseen, sillä kahden reaktiopyörän, tähtiseurantalaitteiden (Star Tracker) ja ohjausrakettien avulla se kyllä saadaan pysymään kutakuinkin suunnassaan.  Lisäksi insinöörit voivat keksiä muita keinoja observatorion vakauttamiseen, mahdollisesti jopa alkuperäisen tehtävän jatkamiseen, joten olkaamme toiveikkaita.

torstai 23. toukokuuta 2013

Mikä on flare-purkaus?

15.5. tapahtunut 1X-luokan flare
Nasan SDO-observatorion
kuvaamana. Kuva Nasa/SDO.

Viikon 20 alkupuolella (13.–15.5.2013) Auringossa tapahtui uutiskynnyksen ylittäviä flare-purkauksia. Uutisissa kerrottiin tapahtumasta hyvin suppeasti ja siitä mistä oikeastaan oli kysymys ei kerrottu lainkaan! Esimerkiksi BBC News Word'in tv-uutisia seuraavalle jäi epäselväksi, etenkin kun samaan aikaan näytettiin kuvaa koronamassapurkauksesta (CME) joka on aivan eri asia, vaikka liittyykin Auringossa esiintyviin ilmiöihin.

Auringossa näkyvät ilmiöt, mukaan lukien flare-purkaukset ovat olennaiselta osiltaan magneettikentän aikaan saamia ilmiöitä. Tavallisin tähän ilmiöryhmään kuuluvista ilmiöistä ovat auringonpilkut, jotka näkyvät joskus jopa paljain silmin, tai tarkemmin sanottua ilman optista suurennusta.

Auringonpilkut syntyvät Auringon magneettisesti aktiivisille alueille, ja samoille alueille syntyvät myös flare-purkaukset. Flare-purkaukset eivät kuitenkaan näy kuin erittäin harvinaisissa tapauksissa paljain silmin, jolloin sellaisen täytyy olla erittäin voimakas. Tavallisimmin flaret näkyvät Auringon voimistuneena röntgen- ja uv-säteilynä ja kromosfäärin lämpötilan äkillisenä paikallisena nousuna jopa usean miljoonan asteen lämpötilaan. Ne näkyvät myös erikoiskaukoputkilla vedyn alfa-viivan aallonpituudella kromosfäärin paikallisena kirkastumisena.

Mitä magneettikentässä tapahtuu flare-purkauksen aikana? Kyse on perimmiltään magneettisesta oikosulusta, joka on analoginen tapahtuma sähkökentän oikosulun kanssa, johon jokainen meistä on varmasti tutustunut palaneina sulakkeina sähköverkossa. Magneettisen oikosulun saa aikaan magneettikentän erisuuntaisten magneettisten voimaviivojen joutuminen toistensa läheisyyteen. Ulkoisen dynaamisen paineen vaikutuksesta erisuuntaiset magneettikentät lähestyvät toisiaan ja lopulta yhtyvät. Seurauksena on magneettikenttään varastoituneen energian vapautuminen. Se aiheuttaa voimakkaan röntgen- ja uv-säteilyn emission ja suuren protonimäärän kiihtymisen noin puoleen valonnopeudesta.

Flare-purkauksen voimakas sähkömagneettisen säteilyn emissio kuumentaa lähialueen plasmaa miljoonien asteiden lämpötilaan, ja nopeasti muuttuvat magneettikentät kiihdyttävät protonit suureen nopeuteen, jotka lopulta syöksyvät avaruuteen noin puolella valonnopeudesta. Yksittäinen episodi menee yleensä hyvin nopeasti ohi, mutta aktiivisen pilkkuryhmän potentiaali tuottaa uusia purkauksia alenee vain hieman ja lyhyeksi ajaksi. Usein sama aktiivinen alue tuottaa useita voimakkuudeltaan erilaisia purkauksia, joista ensimmäinen ei yleensä ole kaikkein voimakkain.

Flare-purkaus
 
Flare-purkaus etenee vaiheittain: aluksi voidaan havaita parisenkymmentä minuuttia kestävä esipurkaus. Tätä seuraa muutaman minuutin mittainen pääpurkaus ja lopuksi kuumentunut plasma säteilee tunteja tai jopa muutaman vuorokauden ympäristöään voimakkaammin lähes kaikilla sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla.

Tutkimustarkoitukseen on kehitetty flare-purkausten luokitus, jota käytetään yleisesti kuvaamaan ilmiön voimakkuutta. Luokittelu perustuu satelliiteilla vastaanotettuun röntgensäteilyn vuon intensiteettiin [W/m2]. Intensiteetin kasvaessa kymmenkertaiseksi, luokka kasvaa yhdellä. Aurinko säteilee kaiken aikaa jonkin verran röntgensäteilyä ja tämä muodostaa luokituksen kolme heikointa luokkaa A–C (< 10–8–10–5 W/m2). C-luokan tapahtuma yksittäisenä ilmiönä määritetään jo heikoksi flareksi.

Keskivoimakas flare on M-luokkaa (10–5–10–4 W/m2) ja voimakas flare (10–4–10–3 W/m2). Kaikkein voimakkain ja samalla harvinaisin flare-ilmiö on Y-luokkaa, jolloin röntgensäteilyn vuon tiheys on suurempi kuin 10–3 W/m2. Luvut sinällään eivät auta meitä hahmottamaan itse ilmiötä sen paremmin, mutta tutkijoille niiden merkitys on täysin selvä ja välttämätön työkalu.

Havaitseminen

Flare-purkauksia voidaan havaita monella tapaa. Tavallisin tapa on suora: visuaalinen tai valokuvaaminen Auringon katseluun soveltuvilla ja vety-alfa-viivan kapeakaistaisen aallonpituusalueen läpäisevällä kaukoputkella.

Toinen tapa on havaita Aurinkoa röntgen-, uv- ja radiotaajuuksilla. Tämä kuitenkin on yleensä mahdollista vain ammattilaisten käyttämillä laitteistoilla. Kolmas ja nykyisin myös tähtiharrastajien käyttämä menetelmä on havaita maapallon ionosfäärissä tapahtuvia radiotaajuuksien heijastumismuutoksia. Menetelmä on lähes yhtä tarkka kuin Auringon suora radiotaajuinen havainnointi, mutta radioantennin ei tarvitse olla suunnattava. Menetelmä sopii siis hyvin pienellä budjetilla toimiville harrastajille.

Flare-purkausten visuaalinen havaitseminen ja valokuvaaminen on mahdollista vety-alfa-viivan aallonpituudella toimivilla kaukoputkilla. Nykyisin niitä valmistaa myyntiin muutama kaukoputken valmistaja, eikä pienimpien kaukoputkien hinnat ole kovinkaan korkeat, joten miltei lähes jokaiselle sellaisen kaukoputken hankinta on mahdollista.

Aurinkokaukoputket näyttävät paljon muita kromosfäärin ilmiöitä, joten pelkkiä flare-purkausten havainnointiin suunniteltuja laitteita ne eivät ole. Kromosfäärissä näkyvät auringonpilkut, mutta niiden lisäksi filamentit ja prominenssit (=protuberanssit), magneettikentän aikaan saamat plasma kuviot, kuumat plaget ja tavalliset flaret, mutta myös niiden hieman harvinaisempi muoto ns. Hyderin flare, jossa prominenssin (filamentin) plasma pudotessaan takaisin Aurinkoon kuumentaa putoamiskohdan aineen ympäristöä kuumemmaksi. Mekanismi on siis poikkeava tavallisesta flare-purkauksesta, mutta lopputulos verrattavissa pieneen flareen.

Maapallolla

Flare-purkausten vaikutus maapallolla ja lähiavaruudessamme riippuu paljolti siitä, kuinka voimakkaasta purkauksesta on kysymys. Heikkojen purkausten vaikutus on luonnollisesti vähäisin, mutta X- ja Y-luokkien purkauksien vaikutukset voivat olla merkittäviä. Yleensä vaikutukset rajoittuvat ionosfääriin ja Maata kiertävien satelliittien vioittumiseen. Itse röntgensäteily ei ilmakehän läpi pääse, joten vaikutukset ovat välillisiä.

Yleisin flaren vaikutus on ionosfäärissä tapahtuvat muutokset ja niistä johtuvat poikkeukselliset radioaaltojen leviämiset ja tai voimakkaat radiohäiriöt tietyillä radiotaajuuksilla. Tilanne voi kestää flare-purkauksen jälkeen useita tunteja, joskus jopa useita vuorokausia.

Avaruus on tyly paikka kaikenlaiselle elektroniikalle; kosmisen säteilyn hiukkaset, Van Allenin vyöhykkeiden sähkövarautuneet hiukkaset ja Auringon röntgensäteily pystyvät vaurioittamaan herkkiä laitteita pysyvästi. Koko "avaruuskauden" aikana on menetetty satoja satelliitteja näiden ilmiöiden aiheuttamista vaurioista johtuen.

Maanpinnalla me ihmiset olemme suojassa toistaiseksi havaittujen flare-purkausten vaaroilta. Sen sijaan rakentamamme sähkölinjat, kaasu- ja öljyputkistot jne. kaikki sähköä johtavat rakenteet voivat vaurioitua flare-purkausten ja etenkin niihin tavallisesti liittyvien koronamassapurkausten (CME) aiheuttamien indusoituneiden sähkövirtojen vaikutuksesta.

Aivan kaikki Auringossa tapahtuvien purkausten vaikutukset eivät ole ikäviä tai vaarallisia. Kirkkaat, kauniit ja voimakkaasti leimuavat revontulet ovat seurausta Auringossa tapahtuvista purkauksista. Niistä kuitenkin enemmän joskus toisella kertaa.


tiistai 14. toukokuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Jalustat – osa 3


Dobson-jalusta

Dobson-kaukoputki
Oikeastaan Dobson-kaukoputki on rakenteellisesti aikatavalla erilainen kuin tavallinen kaukoputki. Sen pohjana on yleensä Newton-kaukoputki, mutta merkittävin ero normiputkeen on sen pääpeilin paksuus, tai siis ohuus. Tavallisesti pääpeili on noin 1/10–1/6 peilin halkaisijasta, mutta Dobsonissa peilin paksuus voi olla vain 1/16 peilin halkaisijasta. Tästä seuraa, että peilin tuenta ja kiinnitys poikkeaa merkittävästi tavanomaisen kaukoputken peilin kiinnityksestä.

Toinen merkittävä ero on jalustassa. Dobson-tyyppinen jalustassa akselisto on yleensä atsimutaalinen, jotka muodostuvat teflon liukupintojen varassa pyörivistä kehistä. Altitudi-akseli (Alt-akseli) muodostuu putken ympärille tehtyyn laatikkoon kiinnitetyistä pyöreäpintaisista kannattimista, joiden liukupinta on yleensä jotakin muovia, hyvin usein teflonia. Liukupinnat voivat olla myös metallia kuten alumiinia.

Altitudi-akselin tukipisteet ovat niin ikään teflonia kitkan pienentämiseksi, ja ne on rakennettu hieman isompaan laatikkoon, joka pyörii teflontukien varassa pystysuoran atsimuuttiakselin ympäri. Rakenne on yleensä hyvin tukeva, edullinen ja toimiva, etenkin silloin kun kaukoputkella alkaa olla kokoa jo tavanomaista enemmän. Tällöin puhutaan leikkimielisesti "valoämpäreistä".

Usein epätasapainoisella kuormituksella Alt-akselin liukupinnat eivät tuota riittävää kitkaa kaukoputken asennon säilyttämiseksi. Silloin sitä voidaan lisätä jousilla, jotka vetävät Alt-akselia kitkapintoja vasten. Tällöin kitkavoima kasvaa ja kaukoputki pysyy suunnassaan.

Joskus harrastajat rakentavat Dobson-kaukoputkeaa varten kiilan, jolla akselisto saadaan muutettua ekvatoriaaliseksi. Kiilan kallistuskulma F on

F = 90° –  havaintopaikan maantieteellinen leveys .

Lopputulos on, että Dubson-jalustan uloimman laatikon pyörimisakseli (Az-akseli) osoittaa juuri taivaannapaan ja kohteen seuranta helpottuu, kun Alt-akselilla ei tarvitse tehdä ainakaan kovin suurta säätöä.

Kiilaan voi rakentaa myös moottoroidun seurannan, jolloin jopa valokuvaaminen on mahdollista Dobson-kaukoputkella. Dobson kaukoputkia on saatavissa kaupallisesti lähes jokaiselta kaukoputkivalmistajalta.

sunnuntai 12. toukokuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Jalustat – osa 2


Akselisto ja seurantakoneisto

Jalusta itsessään luo vasta hyvän (toivottavasti) perustan sen varaan rakentuville rakenteille. Jalustaan liittyy yleensä kiinteänä osana seurantakoneisto. Seurantakoneistossa on kaksi toisiaan kohtisuorassa olevaa akselia: RA- ja DEC-akselit. Näiden lisäksi hyvin usein akseleita pyörittävät moottorit ja nykyisin ne varustetaan myös ohjauselektroniikalla.

Akselisto tuo mukanaan erilaisia ominaisuuksia, joiden tuntemus aloittelevallekin tähtiharrastajalle on oleellista tietoa. Seurantakoneiston tarkoituksena on kaukoputken suuntaaminen kohteeseen ja mahdollistaa kohteen seuranta sen liikkuessa tähtitaivaan mukana.

Atsimutaalinen jalusta toimii
hyvin kirkkaille kohteille kuten
Auringon ja Kuun katselemisessa
ja havaitsemisessa.
Kuva Kari A. Kuure.
Atsimutaallinen (Alt-Az) -akseliston akselit ovat pystysuora (Az, atsimuuttisuunta horisontissa) ja vaakasuora (altitudi, Alt eli kohteen korkeus). Tällainen akselisto on tavallinen ”tavaratalokaukoputkissa”, mutta sellainen voi olla myös kaikkein edullisimmissa linssikaukoputkipaketeissa.

Akselistossa ei ole seurantaa tai jos on, niin se on yleensä käsikäyttöinen ja vaatii molempien akselien säätöä. Seuranta yhdellä asetuksella on yleensä tunnista kahteen, riippuen rakenneratkaisuista. Tämän jälkeen etenkin tuntiakselin säätöruuvi on kierrettävä alkuun.

Akseliston etuina on edullisen hinnan lisäksi se, että kaukoputki suunnataan kohteeseen suoraan. Tällöin ei tarvitse välittää havaintopaikan maantieteellisestä leveydestä, joka eq-jalustassa pitää tietää ja säätää.

Miinuksena voidaan pitää sitä, että suuntaus täytyy tehdä visuaalisesti, joten kohteen tai sen välittömässä läheisyydessä oleva toinen kohde täytyy olla näkyvä. Tämä vaikeuttaa erityisesti syvä taivaan kohteiden havainnointia.

Kolmaskin ominaisuus ei ole kovinkaan mukava, sillä kohde lipuu pois kuvakentästä hyvin nopeasti ja sitä nopeammin mitä suurempaa suurennusta käytetään heti, kun seuranta lopetetaan. Ja neljänneksi: kuvakentässä oleva tähtitaivas kiertyy kaukoputken optisen akselin ympäri, joten akselisto ei sovellu valokuvaamiseen Aurinkoa ja Kuuta lukuun ottamatta.

Eq-jalusta on yleisin
harrastajien käyttämä
jalustatyyppi.
Eq- eli ekvatoriaalinen akselisto on hyvin yleinen seurantakoneistossa käytetty tyyppi. Tuntiakseli (RA-akseli) oikein suunnattuna on maapallon pyörimisakselin suuntainen. Toinen akseli on deklinaatio-akseli (DEC-akseli) ja sen avulla kaukoputki suunnataan kohteen deklinaatiolukemaan.

Eq-jalustoissa on edellisten lisäksi vielä kolmas, säädettävä nivel. Sen avulla tuntiakselin korkeuskulma säädetään samaksi kuin havaintopaikan maantieteellinen leveys. Jos havaintopaikka on koko ajan sama tai vaihtuu pohjois-eteläsuunnassa vain vähän, korkeuskulmaa ei tarvitse säätää uudelleen ensimmäisen säädön jälkeen.

Eq-jalustoissa on yleensä useita erilaisia ratkaisuja seurannan järjestämiseen. Edullisimmissa jalustoissa se on yleensä käsikäyttöinen. Toisin kuin atsimutaali-akselistolla, kaukoputken kohteeseen suuntaamisen jälkeen deklinaatiota ei tarvitse säätää. Tämä kuitenkin edellyttää, että jalusta ja RA-akseli on suunnattu hyvin tarkasti taivaannapaan.

Eq-jalustan seurannan voi myös motorisoida. Lähes poikkeuksetta kaikissa jalustoissa on valmiina tarvittavat kiinnityspisteet seurantamoottoreille. Hyvin tavallista on, että vain RA-akseli varustetaan moottorilla, deklinaatioakselin jäädessä käsikäyttöiseksi. Tosin sekin varustetaan usein moottorilla, jolloin kaukoputken hienosuuntaaminen ai suunnan korjaaminen onnistuu helposti vain nappia painamalla.

Hieman hintavimmissa jalustoissa molemmat seurantakoneistot on motorisoitu. Tällöin jalustan rakenne kuitenkin poikkeaa jonkin verran niistä, jotka voidaan motorisoida jälkeenpäin. Moottorit ovat yleensä kiinteitä ja jalustan suojakuorien sisällä.

Tekninen elektroniikan kehitys on tuonut tähtiharrastukseen ns. goto-jalustat. Niissä alkusuuntauksen jälkeen elektroniikka hoitaa niin kohteen etsinnän kuin sen seurannan. Käyttäjän pitää vain antaa tarvittavat ohjauskomennot yleensä käsiohjaimesta tai tietokoneelta. Elektronisesti ohjattu jalusta on nykypäivää ja se helpottaa erityisesti syvä taivaan kohteiden löytymistä, jopa sellaisessa tapauksessa, että kohde ei näy lainkaan paljain silmin.

Eq-1-jalusta on kevytrakenteinen
jalusta.
Eq-jalustan tyyppimerkistä yleensä voi jo päätellä jalustan kuormitettavuutta. Tosin mitään yhtenäistä, tarkasti sovittua määreitä ei ole. Jalustatyypit EQ-1 ja EQ-2 ovat kuormitettavuudeltaan vähäisimpiä. Seuraavat kuormitettavuusluokat ovat EQ-3 ja jo melko hyvä harrastajien suosima EQ-5 jalustat. Useat valmistajat tekevät myös hieman suuremmalle kuormalle suunniteltuja HEQ-5 ja HEQ-6 malleja. Näitä viimeksi mainittuja jalustatyyppejä voi kuormittaa 10–16 kg massalla.

Olipa eq-jalusta millainen tahansa, muutama hyvin tärkeä asia on kuitenkin muistettava:

EQ-6-jalusta on tukeva
ja kuormitettava, joka
soveltuu myös valokuvaamiseen.
Ensimmäiseksi on jalustan varustelun jälkeen tarkistettava molempien akselistojen tasapainotus. Käsin seurannassa pieni epätasapaino ei juuri haittaa, mutta moottorikäyttöisissä oikea tasapainotus tulee merkittävään rooliin. Jos tasapainotus on hyvin paljon pielessä, silloin moottorit eivät jaksa seurata tai siirtyä kohteeseen. Valokuvatessa voi riittävän suuri epätasapaino aiheuttaa myös siirtymistä valotuksen aikana ja kuva on siltä osin pilalla. Tiivistetysti RA- ja DEC-akselien tasapainotus on illan havaintosession ensimmäinen tehtävä.

Toiseksi eq-jalusta on suunnattava oikein. Tuntiakselin tulee osoittaa suoraan pohjoiseen taivaannapaan. Jos näin ei ole, niin silloin tähtitaivaan kohteet vaeltavat kuvakentän poikki lyhyemmän tai pidemmän ajan kuluessa, riippuen suuntausvirheen suuruudesta.

perjantai 10. toukokuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Jalustat – osa 1


Kaukoputken jalusta on ehkä yksittäisistä laitteista kaikkein tärkein. Jos jalusta on heikkorakenteinen, huojuva ja mahdollisesti ylikuormitettu, kaukoputken tuottama kuva tärisee ja huojuu, eikä havainnoinnista tule mitään.

Kaukoputkikauppiaat tarjoavat kaukoputkipaketteja, joihin sisältyy kaukoputken lisäksi joitakin varusteita ja jalusta. Valitettavan usein jalusta on kuitenkin alimitoitettu tai rakenteellisesti epäkelpo kaukoputken ominaisuuksiin nähden. Ensimmäistä kaukoputkeaan hankkiva harrastaja usein sortuu valitsemana juuri tällaisen paketin, ja sen seurauksena orastavaan harrastukseen voi pettyä ja kiinnostus loppua.

Jalustan tehtävä yksinkertaistettuna on kannatella kaukoputkea, pitää se suunnassa ja seurata tähtitaivaan kohdetta. Jotta jokaisesta osatehtävästä se selviytyisi hyvin, jalustalta vaaditaan tiettyjä rakenteellisia ominaisuuksia. Ennen jalustatyyppien esittelyjä, käsittelen yleisiä ominaisuuksia, joista jokaista pitäisi miettiä jalustaa hankittaessa.

Kuormitettavuus on ensisijainen ominaisuus, joka ratkaisee kaiken. Jalustojen valmistajat ilmoittavat laitteittensa kuormitettavuuden, jolla tarkoitetaan kaukoputken massaa kaikkine lisälaitteineen. Lisälaitteita voi olla paljonkin, joten kannateltava ja suunnattava laitemassa voi kaksinkertaistua ilmoitetusta kaukoputken massasta. Lisäksi on käytännön syistä otettava huomioon vielä jonkinlainen ”turvakerroin” tai kilomääräinen lisämassa. Turvakerroin mahdollistaa vielä yhden lisälaiteen asentamisen tai tasapainottamiseen tarvittavat painot ilman, että jalustan kantokyky ylittyy.

Esimerkki: Jos kaukoputken massaksi valmistaja ilmoittaa 3 kg ja siihen liitettävät lisälaiteet ovat yhteismassaltaan 2 kg (kiinnityskisko ja -renkaat, etsinkaukoputki, kamera, loittorenkaat jne.) ja lisämassalle (esimerkiksi tasapainotuspainoille) halutaan varata 1,5 kg, niin silloin päästäänkin jo jalustaan, jonka kuormitettavuus pitäisi olla ainakin 6,5 kg.

Toinen ominaisuus on tärinänvaimennuskyky nimelliskuormituksella. Nämä kaksi asiaa ovatkin sidoksissa toisiinsa siten, että riittävä kuormitettavuus tuo mukanaan yleensä riittävän tärinän vaimentumisen. Pääperiaate on, että kun kaukoputkea käsitellään, esimerkiksi tarkennetaan, tärinät pitäisi vaimentua kuvasta muutamassa sekunnissa. Lisäksi normaalioloissa valitseva tuuli ei pitäisi pystyä tärisyttämään jalustaa niin paljoa, että se näkyisi kuvassa. Valitettavasti tärinävaimentumiselle ei ole kehitetty standardoitua testiä eikä luokitusta, joka voitaisiin liittää jalustan teknisiin tietoihin. Ainoa keino varmistua asiasta on kokeilla käytännössä tai kysellä ko. jalustatyyppiä käyttäviltä kuinka jalusta reagoi tärinöihin.

Jalusta tyypit

Jalusta voidaan jakaa kolmeen päätyyppiin rakenteensa ja kahteen päätyyppiin akselistonsa perusteella. Rakenteellisesti jalusta voi olla: pilari, kolmijalka tai Dobson-jalusta. Akselisto puolestaan voi olla: atsimutaalinen tai ekvatoriaalinen. Näiden yhdistelmänä voidaan valmistaa monenlaisia jalustoja.

Pilaria käytetään yleensä kiinteästi rakennetuissa tähtitorneissa tai havaintopaikoilla. Pilari valmistetaan yleensä vahvasta metalliputkesta tai valetaan betonista. Hyviä puolia on runsaasti ja oikein tehty pilarijalusta ei tärise haittaavasti.

Kaupallisesti pilarijalustoja on tarjolla usealla eri kaukoputkivalmistajalla. Ne ovat liikuteltavia, joten pysyvää havaintopaikkaa tai tähtitornia ei välttämättä tarvita. Pilarijalustat ovat kuitenkin hyvin massiivisia, joten joku kuljetusväline täytyy olla. Jos nämä asiat eivät tule esteeksi, pilarijalustan hankkiminen on oiva vaihtoehto. Aloittelevan tähtiharrastajan sitä ei kuitenkaan pitäisi valita, sillä jälleenmyyntiarvo ei ole aivan sitä mitä pitäisi, jos harrastus ei pidemmän päälle kiinnostaisikaan.

Toinen jalustatyyppi on kolmijalka. Se nimensä mukaisesti rakentuu kolmesta, yleensä kahdesta tai kolmesta sisäkkäin menevästä osasta. Valmistusmateriaaleina voivat olla: alumiiniprofiili, puu tai teräsputki. Kaikilla näillä raaka-aineilla on omat ominaisuutensa, jotka vaikuttavat lopputuotteen ominaisuuksiin.

Suositeltavin kolmijalkamateriaali on teräsputki. Yleensä jalustan kuormitettavuus ja tärinänvaimennus on kohdallaan.  Käytetty teräslaatu on yleensä ruostumatonta, joten jalusta on pitkäikäinen ja vaihtotarve harvemmin pääsee yllättämään. Teräsputkijalustoissa putken halkaisija on yleensä noin 30 mm tai 45–50 mm jalustan kuormitettavuudesta riippuen. Harrastajien yleisimmin käytetyille kaukoputkille noin 30 mm teräsputki on riittävän vahva.

Puu voi olla raaka-aineena melkoisen hyvä. Jalustan kuormitettavuus ei kuitenkaan ole samaa luokkaa kuin teräsputkijalustan, mutta värinöiden vaimentuvuus on hyvä. Hinnaltaan puujalustat eivät ole sieltä edullisimmasta päästä, joten mielestäni täytyisi olla jokin erityinen syy puujalustan hankkimiseen.

Kehnoin rakka-aine on alumiini. Etenkin, jos jalustaan on käytetty U-profiilia. Jalustan kuormitettavuus on yleensä pieni ja tärinöiden vaimentuminen hidasta. Valitettavasti usein kaukoputkipaketteihin sisältyvä jalusta on juuri tätä tyyppiä. Lähes aina jalustan muut osat ovat muovia, joiden rajallinen käyttöikä tule vastaan yllättävän nopeasti. Yleensä jokin muoviosa halkeaa, katkeaa tai muutoin särkyy, jolloin jalusta on käyttökelvoton. Varaosia ei yleensä ole saatavilla, tai niiden hankita tulee erittäin kalliiksi.

keskiviikko 8. toukokuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Mitä kaukoputkella voi nähdä: Syvä taivas.


Pallomainen tähtijoukko M13
sellaisena kuin sen voi nähdä
visuaalisesti kaukoputkella.
Kuva Kari A. Kuure.
Syvä taivas -kohteilla ymmärretään kaikkia niitä kohteita, jotka eivät kuuluneet aikaisemmin käsiteltyihin ryhmiin. Poikkeuksena pallomaiset tähtijoukot, jotka sijoittuvat selkeästi tähtien ryhmään ja myös nyt käsiteltävään syvä taivas ryhmään.  Koska käsittelin ne edellisessä artikkelissa, en enää palaa aiheeseen. Syvä taivaan kohteita ovat galaksit ja sumut, joista kumpikin ryhmä vielä jakaantuu useampaan alaryhmään.

 Yhteistä syvä taivaan kohteille on se, että visuaalihavainnoista joudutaan käyttämään hyvin valovoimaista kaukoputkea ja havaitsijan silmien on sopeuduttava pimeään. Valokuvatessa joudutaan käyttämään pitkää valotusaikaa tai mieluumin pinoamaan kymmeniä lyhyempiä otoksia, jolloin seuranta virheet jäävät vähäisemmiksi ja yksi tai muutama epäonnistunut otos ei pilaa kokoyön työtä.

Havaitessa visuaalisesti jonkin verran valosaasteisilla alueilla on syytä käyttää valosaastesuodatusta. Kuten kaikki suodattimet, valosaastesuodatinkin vähentää kohteen kirkkautta, joten suodattimen valinnassa tulee olla erityisen huolellinen ja valita tiheydeltään kaukoputken valonkeräyskykyyn sopiva suodatin. Liian tumma suodatin pienessä kaukoputkessa kadottaa valosaasteen mukana myös kohteesta tulevan valon. Liian vaalea suodatin valovoimaisen kaukoputken kanssa ei poista riittävästi valosaastetta.

Sumut

Sumut jaetaan karkeasti seuraaviin tyyppeihin:
  • Planetaariset sumut 
  • Emissiosumut  
  • Supernovajäänteet    
  • Pimeät sumut
  • Heijastussumut

Planetaariset sumut ovat yksittäisen tähden kehityskaarensa viime vaiheissa avaruuteen sinkoamasta aineesta muodostuneita sumuja. Kaukoputkessa ne näyttävät hieman planeetoilta (etenkin pienillä suurennuksilla), josta ne ovat saaneet nimensä. Planeettojen kanssa niillä ei kuitenkaan ole mitään tekemistä. Sumujen muoto, tai siis se miltä ne näyttävät kaukoputkessa, ovat yleensä olleet nimeämisperusteena, esimerkkinä vaikkapa Lyyran rengassumu, Pöllösumu tai Nostopainosumu. Todellisuudessa planetaariset sumut ovat enempi tai vähempi tiimalasin muotoisia ja niiden kaasujen jakaumassa on selviä eroja. Kahta täysin samanlaista planetaarista sumua tuskin on, joten mielenkiintoisia kohteita on riittävästi.

Orionin kaasusumu sellaisena kuin
sen voi nähdä omin silmin isohkolla
kaukoputkella. Kuva Kari A. Kuure.
Emissiosumut ovat yleensä tähtiensyntyaluetta. Niissä vety ja muut kaasut hehkuvat kirkkaiden lähitähtien valaistessa niitä uv-valollaan. Uv-valo aiheuttaa elektronien viritystilan, jonka lauetessa emittoi tietyillä näkyvän valon aallonpituuksilla, esimerkiksi vedyn-alfa-viivan aallonpituudella punaista valoa. Valitettavasti silmä ei ole kovinkaan herkkä punaiselle valolle, joten ainoastaan kirkkaimmat emissiosumujen alueet näkyvät visuaalisesti havaittuna.

Tyypillinen esimerkki tällaisesta emissiosumusta on Orionin suuri kaasusumu, joka näkyy selkeästi jo isohkolla kiikarilla. Suurin osa sumuista on hyvin himmeitä, mutta onneksi niitä on sentään jokunen kaukoputkella visuaalisesti havaittavissa.

Tähtiensyntyalueilla on myös pölystä ja molekyylimuotoisesta kaasusta syntyneitä pimeitä sumuja, jotka tulevat näkyville, jos niiden takana on kirkas valoa säteilevä emissiosumu. Silloin ne näkyvät mustina siluetteina. Tunnettu esimerkki tällaisesta pimeästä sumusta on Hevosenpääsumu.

Supernovajäänteet ovat erikoinen sumuryhmä. Ne ovat syntyneet nimensä mukaisesti supernovien räjähdyksessä. Ne ovat tähtitieteellisessä aikaskaalassa lyhytaikaisia, nehän katoavat 10–20 tuhannessa vuodessa näkyvistä. Jäänteet näkyvät emittoimansa valon vaikutuksesta. Hiljattain syntyneet supernovajäänteet ovat pallomaisia tai rengasmaisia (SN 1987A eteläisellä tähtitaivaalla). Vanhemmat sumut ovat laajentuneet suurikokoisiksi ja niiden kirkkaus on himmentynyt. Vahat supernovajäänteet ovatkin havaittavissa vain valokuvaamalla.

Heijastussumut ovat sumuja, jotka heijastavat lähistöllä olevien kirkkaiden tähtien valoa. Yleensä heijastussumut ovat suhteellisen himmeitä, joten niiden visuaalinen havaitseminen on varsin vaativaa. Hyvänä esimerkkinä heijastussumuista on Seulasten tähtien ympärillä oleva kaasu ja pöly. Sumut näkyy tähtijoukosta otetussa kuvasta, mutta visuaalisesti niiden näkeminen on mahdotonta.

Olipa sumu tyyppi mikä tahansa, harrastajakaukoputkessa niissä esiintyviä värejä ei pystytä havaitsemaan. Silmän herkkyys, vaikkakin kaukoputken valonkeräyskyvyn vahvistamana, ei riitä värinäkemiseen. Sen sijaan valokuvatessa värit tulevat näkyviin.


Galaksit

Galaksit ovat kymmenien tai satojen miljardien tähtien muodostamia järjestelmiä, joissa tähdet kiertävät galaksin keskustaa gravitaation sitomina. Galakseista ei yleensä nähdä yksittäisiä tähtiä, joitakin poikkeuksia luukuun ottamatta. Jos kaukoputki mahdollistaa suuret suurennukset, voidaan galakseissa nähdä silloin tällöin räjähtäneitä supernovia. Niiden tunnistaminen vaatii kylläkin referenssikartaston, esimerkiksi aikaisempia valokuvia galaksista.

Galakseja on monen tyyppisiä. Yhteistä niille on, että ne ovat yleensä hyvin etäisiä kohteita ja näkyvät suhteellisen himmeinä ja pieninä. Onneksi on olemassa muutamia poikkeuksia, esimerkiksi Andromedan galaksi, joka näkyy pimeässä paikassa paljain silmin. Sen lisäksi Kolmion galaksi pohjoisella pallonpuoliskollamme on paljain silmin näkyvä kohde, mutta vaatii näkyäkseen äärimmäisen pimeän paikan. Muut galaksit näkyvät vain kaukoputkilla.

Eteläisellä pallonpuoliskolla on näkyvissä kaksi pilvimäistä galaksia: Suuri (LMC) ja Pieni Magellanin (SMC) pilvi. Ne ovat muodoltaan epäsäännöllisiä ja niiden etäisyydet meistä ovat noin 179 000 ja 210 000 valovuotta.

Galaksien muoto ja rakenteet vaihtelevat hyvin paljon. Käytössä on edelleenkin Edwin Hubblen 1900-alkupuolella laatima luokittelu, jossa galaksit on jaettu ryhmiin niiden rakenteen mukaan. Päätyypit ovat: ellipsigalaksit, spiraaligalaksit, sauvaspiraaligalaksit ja epäsäännölliset galaksit. Lisäksi on olemassa sekamuotoja ja jokaisessa pääryhmääs lukemattomia versioita. Visuaalihavaitsija voi usein näkemänsä perusteella luokitella galaksit omiin ryhmiinsä, kun taas etenkin sivulta nähtyjen galaksien rakenne on vaikea selvittää pelkästään visuaalisen vaikutelman perusteella.

Linnunrata on poikkeus galaksien joukossa. Se johtuu tietysti siitä, että aurinkokunta kuuluu Linnunrata-nimiseen galaksiin ja katselemme sitä sen spiraalitasosta. Linnunradan keskusta on Jousimiehen tähdistön alueella, mutta paljain silmin näkymättömissä. Suomessa Linnunradan keskustan suunta ei kohoa horisontin yläpuolelle, mutta jo Kanarian saarilla suunta on näkyvissä.

Keskustan alueen näkymisen paljain silmin estää useiden spiraalihaarojen ja keskustan alueen pimeät pöly- ja kaasupilvet. Keskustan alueesta voisi tehdä havaintoja infrapunaisella aallonpituudella ja lähinnä Maata kiertävältä radalta.

Linnunradan spiraalivyön suunnalla sijaitsevat lähes kaikki mielenkiintoiset syvän taivaan kohteet. Niitä on monenmoisia, joten jokaisella havaintovälineelle löytyy monia mielenkiintoisia kohteita. Havaintojen ja taidon karttuessa voi haastaa itsensä ja yrittää löytää ja havainnoida kohteita, jotka ovat kaukoputken ja havaitsijan taitojen vaativammalla puolella.

maanantai 6. toukokuuta 2013

Miltä kuulostaa Venäjälle pudonnut asteroidi?


Venäjälle helmikuussa pudonnut asteroidia voitiin havaita kaikkialla maapallolla. Vaikka asteroidi syöksyi ilmakehään ja hajosi ennen kuin se saavutti maanpinnan, aiheutti se kuitenkin havaittavissa olevia seismisiä aaltoja maapallon kallioperässä. Seismiset aallot olivat erittäin pitkän aallonpituuden omaavia infra-aaltoja, joiden havaitseminen ihmiskorvin on mahdotonta. Yhdysvalloissa on kuitenkin yli 400 havaintoaseman verkosto, jolla näitä, ja ylipäätään kaikkea seismistä toimintaa voidaan kuunnella.

Professori Zhigang Peng (School of Earth and Atmospheric Sciences) muunsi nämä infra-äänet korvin kuultaviksi ja latasi sen YouTubeen. Linkki äänitallenteeseen on tässä. Ääniaallot havaittiin noin kymmenen tunnin kuluttua siitä, kun asteroidi syöksyi maapallon ilmakehään. Maapallo värähteli pitkään tämän jälkeen, sillä ääni oli kuultavissa myös kymmenen tunnin ajan. Tästä voidaan päätellä, että infraäänet vaimenevat hyvin vähän kulkiessaan kallioperässä.

Tämä kallioperän ominaisuutta voidaan hyödyntää monien muiden tapahtumien valvomisessa. Esimerkiksi Pohjois-Korean tekemät maanalaiset ydin kokeet ovat helposti havaittavissa ja myös tunnistettavissa. Maanjäristysten aikaansaamat seismiset aallot ovat täysin erilaisia ydinpommin aiheuttamista aalloista.

sunnuntai 5. toukokuuta 2013

Katsele ja havaitse Saturnusta

Saturnus harrastajakaukoputkella
valokuvattuna. Kuva Kari A. Kuure

Loppukevään tähtitaivas ei enää juurikaan salaisuuksiaan paljasta. Vaalenevat yöt peittävät kirkkaudellaan himmeät tähtitaivaan kohteet. Ainoastaan kirkkaat kohteet voivat näkyä vaalealla yötaivaalla. Onneksi siellä on yksi huomattava ja suurella mielenkiinnolla havaittu planeetta   Saturnus!

Saturnus oli oppositiossa huhtikuun 28. päivänä. Se merkitsee sitä, että planeetta on näkyvissä koko yön. Tilanne jatkuu samanlaisena aina kesäkuulle asti. Silloin Saturnus laskee horisontin alapuolelle juuri ennen auringonnousua. Iltataivaalla planeetta on näkyvissä aina lokakuun loppupuolelle asti. Vasta marraskuun puolivälissä se laskee auringonlaskun aikaan. Syyspuolella vuotta Saturnus on näkyvissä jälleen aamutaivaalla marraskuun alusta lähtien.

Saturnuksen renkaat ovat komea näky millä tahansa kaukoputkella. Parhaimmillaan ollessaan ne ovat meille näkyvissä suuressa kulmassa. Tämä vuosi on sellainen; näemme renkaat pohjoisen puolta. Näky on niin komea, että tähtitornin yleisönäytöksissä wau-refleksi esiintyy useammin kuin kerran illan aikana. Wau-refleksi esiintyy ensikertalaisen Saturnuksen katselijan keuhkojen, äänihuulten, alaleuan ja silmän täysin hallitsemattomasta yhteistoiminnasta. Refleksi voi esiintyä myös kokeneemmilla tähtiharrastajilla, etenkin silloin kun havaintokeli ja läpinäkyvyys ovat erinomaisia, jolloin kaukoputkessa voidaan käyttää suurta suurennusta.

Tässä artikkelissa en edes yritä kuvata sitä ihmeellistä fiilistä, mikä seuraa Saturnuksen omin silmin koettua näkemistä. Voin vain vakuuttaa, että se on yllättävää ja hienoa. Niinpä, jos ette ole koskaan Saturnusta nähneet omin silmin kaukoputkella, niin nyt jos koskaan se kokemus tulisi hankkia.

Saturnus kiertää Auringon kerran 29,4 vuodessa. Yhden kierroksen aikana näemme renkaat yhden kerran pohjoispuolelta ja yhden kerran eteläpuolelta. Renkaiden avautumiskulma (eli kulma missä ne näemme) on maksimissaan noin 26,7°. Aivan tarkkaan ottaen näkemiskulma voi hieman poiketa tästä, sillä mainittu luku on renkaiden kaltevuuskulma Saturnuksen ratatasoon nähden ja Saturnuksen rata on Maan ratatasoon (ekliptika) nähden 2,49° kallellaan. Karkeasti ottaen, renkaat voivat olla enimmillään noin 28° ”auki”.

Yhden Saturnuksen vuoden aikana näemme renkaat kahdesti täysin sivulta. Itse asiassa täysin sivulta näkymisiä voi esiintyä jopa useampia kertoja, sillä maksimissaan sivulta näkyminen voi esiintyä jopa kolmen sarjoina kuten vuosina 19950–96. Sarja johtui siitä, että Saturnus oli opposition läheisyydessä renkaiden sivulta näkymisen aikaan. Tällöin Saturnuksen ja maapallomme keskinäinen ratadynamiikka kuljetti meidät kolme kertaa rengastason poikki muutaman kuukauden välein.

Koska Saturnuksen kiertoaika on liki 30 vuotta, se merkitsee sitä, että noin 15 vuoden kuluttua tilanne toistuu. Seuraavan kerran mentiin rengastason läpi vuonna 2009, tosin silloin vain yhden kerran. Tulevaisuudessa vasta vuonna 2025 kuljemme rengastason poikki ja renkaat katoavat näkyvistä muutaman vuorokauden ajaksi maaliskuun lopulla ja marraskuun alkupuolella. Tällä kertaa siis vain kaksi rengastason läpäisyä.

Samasta, noin 15 vuoden syklistä johtuu renkaiden näkyminen leveänä tai avoimena. Näin tapahtui vuosina 2002–2003 ja seuraavan kerran vuonna 2017. Tällöin Saturnus on kuitenkin tähtitaivaan eteläisellä pallonpuoliskolla, joten sen näkyminen ei ole kovinkaan hyvä: alkuvuodesta aamuhämärissä ja loppuvuodesta iltahämärässä parin tunnin ajan ennen auringonnousua tai sen jälkeen. Tästä syystä juuri tämä vuosi olisi hyvä käyttää Saturnuksen havaitsemiseen, sillä sen suunta tähtitaivaalla on kohti etelää ja sen näkymisaika lyhenee voimakkaasti lähivuosina.

Niin ja ne renkaat...


Cassin-luotaimen valokuvvamat renkaat. Värikoodaus
ilmentää renkaan kappalekokoa. Kuva Nasa.
Cassini-luotaimen lähettämien tietojen perusteella tiedämme renkaiden muodostuvan suurimmaksi osaksi vesijäästä. Leveyttä renkailla on liki 60 000 km mutta paksuutta (se on hieman vaikeasti määriteltävissä) muutama kymmenen metriä, ehkäpä noin 20 metriä. Kappalekoko vaihtelee renkaissa alueittain mutta suurimmaksi osaksi ne ovat alle nyrkin kokoisia kappaleita. Pienimmät kappaleet ovat aivan hienojakoista jääkidettä ja suurimmat kappaleet (jälleen vaikeasti määriteltävissä) henkilöauton kokoluokkaa.

Renkaat eivät ole homogeenisia, vaan niiden kappalekoossa on merkittäviä poikkeavuuksia toisistaan. Lisäksi osarenkaiden pysyvyydessä ja uudistumisessa on eroja. Tuoreitten tutkimusten mukaan renkaat uusiutuisivat kappaleiden keskinäisistä törmäyksistä, mutta myös ulkopuolelta tulevien meteoroidien törmäysten vaikutuksesta. Lisäksi renkaissa olevat kappaleet muodostavat löyhiä kasautumia tai jonomaisia muodostelmia, joiden ikä saattaa vaihdella merkittävästi. Kasaumia ja kapplejonoja syntyy ja hajoaa kaiken aikaa.

keskiviikko 1. toukokuuta 2013

Tuottaisiko antimateria antigravitaation?


Scifi-maailmassa antimateria ja antigravitaatio ovat ”vakio kamaa”, mutta reaalimaailmassa me vielä haparoimme aikatavalla arvausten varassa. Yksi mielenkiintoisimmista kysymyksistä on antigravitaatio. Voisiko sitä saada aikaan kokoamalla antiainetta riittävästi?

Kysymyksen kokeellinen todistaminen on ollut tavattoman vaikeaa johtuen lähinnä siitä, että antiaineen tuottaminen ei ole niitä kaikkein helpoimpia juttuja. Yksittäisiä antihiukkasia1 kyllä syntyy mutta keveimmänkin aineen, antivedyn, rakentamisessa on valtavasti ongelmia ja siinä on onnistuttu vain hyvin vähäisessä määrässä. Tutkimuskäytössä antiainetta käytetään vuosittain 1–10 nanogrammaa.

Cernin sveitsiläinen ALPHA (Antihydrogen Laser Physics Apparatus) -tutkijaryhmä on kuitenkin tarttunut asian tutkimiseen tosimielessä. He pyrkivät tutkimaan sitä, kuinka normaali gravitaatio vaikuttaa kokeissa synnytettyihin antiainehiukkasiin. Tehtävää varten antihiukkasia pitäisi pystyä säilyttämään riittävän pitkään, jotta gravitaation vaikutukset tulisivat selvästi esille. Antihiukkasten pyydystäminen ja sulkeminen magneettiseen loukkuun onnistui muutama vuosi sitten ja nykyisin antihiukkasten säilyttäminen onnistuu jopa 1 000 sekunnin ajan. Loukussa on tyhjiö ja magneettikentät estävät antihiukkasia törmäämästä astian seinämiin.

Tutkijaryhmä sulki magneettiseen loukkuun kaikkiaan 434 antivety atomia. Tutkimuksessa vapautettiin atomit ja katsottiin niiden tuhoutumisen (annihilaatio2) fyysinen sijainti. Tuhoutumispaikkoja käsiteltiin tilastollisin menetelmin. Tulos oli, että antivetyatomit olivat hieman alle 110-kertaisesti herkempiä ja vähemmän kuin 65-kertaisesti epäherkempiä (joka merkitsisi antigravitaatiota) painovoimalle kuin tavallinen aine. Tulos on sen verran sekava, että sillä yksittäisenä kokeena tuloksesta ei pystytä sanomaan antigravitaatiosta yhtään mitään.

Jos kysymyksessä olisi pesäpallon massaiset hiukkaset, kokeen tulos olisi varmasti hyvin yksiselitteinen. Kyseessä oli kuitenkin kevein mahdollinen atomi (yksi protoni ja yksi elektroni), johon muut mahdollisesti vaikuttavat voimat peittävät gravitaation tai antigravitaation vaikutukset alleen, gravitaatio kun on muihin luonnon perusvoimiin verrattuna hyvin heikko voima.

---
[1] Antihiukkasilla ymmärretään tavallisten hiukkasten massaisia mutta sähkövaraukseltaan ja kvanttiluvuiltaan vastakkaisia hiukkasia. Esimerkiksi antiprotonin sähkövaraus on negatiivinen ja sen lisäksi baryoniluku (B) on vastakkainen (protoni B= 1 ja antiprotonilla B=–1). Elektroneilla ja positroneilla ero on vain sähkövarauksessa.

[2] Hiukkasten ja antihiukkasten kohdatessa ne tuhoavat toisensa täydellisesti. Tuloksena on vain energiaa sähkömagneettisen säteilyn muodossa. Tapahtumaa kutsutaan annihilaatioksi.