Harrastajan tähtitaivas: Toukokuu 2014

Mars on edelleen näkyvissä, vaikka
vaalenevat yöt lyhentääkin
sen  havaitsemiseen käytettävissä
olevaa aikaa.

Sään puolesta toukokuu on vuoden parhaimpia havaintokuukausia. Valitettavasti aina vain vaalenevat yöt mahdollistavat vain kirkkaimpien kohteiden havaitsemisen. Loppukuusta yölämpötilat voivat olla jo kesäisiä.

Aurinko on horisontin yläpuolella 17,5–18,5 tuntia.

Kuun vaiheet: 7.5. kello 3.15 kasvava puolikuu, 14.5. kello 19.16 täysikuu, 21.5. kello 12.59 vähenevä puolikuu ja 28.5. kello 18.40 uusikuu.

Merkurius alkaa näkyä ilta taivaalla. Planeetta suurin itäinen elongaatio on 25. päivänä, jolloin kulmaetäisyys Aurinkoon on 22,7°. Planeetan kulmahalkaisija on pieni (5,2–9,3”) mutta kasvava kuukauden aikana. Suurimman itäisen elongaation aikana planeetan vaihe on puolikas.

Venus nousee aamulla noin hieman alle puolituntia ennen auringonnousua. Lisäksi sen kirkkaus on hitaasti vähenemässä (–4 … –3,9^m), joten aamu aamun jälkeen planeetan havaitseminen aamutaivaalta vaikeutuu. Visuaalihavaitsija voi käyttää kiikaria apunaan planeettaa etsiessä vaikka kyllä se vielä paljain silminkin pitäisi horisontin läheisyydestä löytyä. Kirkkauden vähenemisen myötä Venuksen kulmahalkaisija pienenee kuukauden aikana 17:ta 14 kaarisekuntiin.

Mars nousee jo iltapäivällä ja on etelässä iltahämärän aikaan ja loppukuusta jo ennen auringonlaskua. Se on hyvin näkyvissä koko yön ja laskee horisonttiin juuri ennen auringonnousua. Planeetalla riittää sen verran kirkkautta (–1,2 … –0,5^m) että se näkyy paljain silmin yön tunteina. Planeetan kulmahalkaisija on laskusuunnassa ja se muuttuu 15–12” kuukauden edistyessä.

Jupiter on edelleen hyvin näkyvissä. Alkukuusta se nousee aamupäivän aikana ja laskee vasta aamuyön tunteina. Loppukuusta nousuaika siirtyy aikaisemmaksi ja aivan kuukauden viimeisinä päivinä se tapahtuu suunnilleen auringonnousun aikaan. Vastaavasti horisontin alapuolelle siirtyminen tapahtuu aikaisemmin ja kuukauden lopulla se hetki koittaa ja ennen vuorokauden vaihtumista. Jupiterin kirkkaus on jonkin verran heikkenemässä (–1,8 … –1,7^m) samoin kuin kulmahalkaisija pienenee (35–33”). Kumpikaan muutoksista ei ole suuren suuri, joten mitään havainto-olosuhteiden jyrkkää heikkenemistä ei tapahdu.

Uranus horisontin yläpuolella vain päiväaikaan vaikka nousu horisontista tapahtuukin juuri ennen auringonnousua. Näin ollen sen havaitseminen on mahdotonta.

Neptunus nousee horisontista noin 45–146 minuuttia ennen auringonnousua mutta kuten muistetaan, Neptunus on niin himmeä kohde, että sen havaitseminen vaatii pimeän taivaan. Näin ollen Neptunusta ei visuaalisesti eikä valokuvauksen keinoin pysty havaitsemaan.

Lähimmät tähdet

3D kaavio lähitähdistä. Katso puna-
vihreillä laseilla kuvaa, jolloin
näet sen 3D:nä. Kuva Wiki Commons.

Olet varmaan joskus miettinyt, että mitkä ovat Aurinkokuntaamme olevat lähimmät tähdet ja kuinka kaukana ne ovat? Tämä kysymys tulee aika usein yleisöltä tähtitornilla tähtinäytöksissä. Jos olet tähtiharrastajiin lukeutuva henkilö, osaat varmasti nimetä lähimmän tähden. Sehän on Alfa Kentaurin järjestelmään kuuluva Proxima Kentauri noin 4,2 valovuoden etäisyydellä.

Jatkokysymys ei olekaan aivan yhtä helppo: mikä on seuraavaksi lähin? Jos olet tavallista syvällisemmin perehtynyt harrastukseen, ehkä osaat nimetä Barnadin tähden Käärmeenkantajasta. Sehän on vain 5,9 valovuoden etäisyydellä. Valitettavasti se on hyvin pieni, massaltaan vain 0,144 auringonmassaa ja visuaaliselta kirkkaudeltaan noin 9,5^m, joten sen näkemiseen tarvitaan vähintäänkin kiikari ja tarkka tietämys sen paikasta tähtitaivaalla.

Tulevaisuudessa tilanne muuttuu merkittävästi. Noin kymmenentuhannen vuoden kuluttua Barnadin tähti on siirtynyt lähimmäksi tähdeksi hieman alle 4 valovuoden etäisyyteen. Tosin Prixima Kentauri ei luovuta toista sijaansa vaan sekin on siirtynyt hieman lähemmäksi, noin 3,5 valovuoden etäisyyteen. Vasta noin 25 000 vuoden kuluttua Alfa Kentauri tulee kaikkein lähimmäksi noin kolmen valovuoden etäisyyteen.

Vielä kaukaisemmassa tulevaisuudessa Alfa Kentaurikin menettää sijoituksensa lähitähtenä, sillä noin 30 000 vuoden kuluttua lähimmän tähden paikan ottaa Ross 248 niminen tähti Andromedan tähdistöstä. Tällä hetkellä se on noin 10,3 valovuoden etäisyydellä ja siitä tuleva valo näkyy vain 14,8^m kirkkaudella.

Tässä vaiheessa lukija varmasti jo kaipaisi tähtitaivaan kirkkainta ja hyvin tunnettua tähteä, Siriusta. Sen 8,5 valovuoden etäisyys kuitenkin oikeuttaa vasta seitsemänteen sijaan lähitähtien luettelossa. Sitä ennen sijoittuvat Luhman 16(A+B) (6,6 ly), WISE 0855_0714 (7,2 ly), Wolf 359 (7,7 ly) ja Lalande 21185 (8,3 ly). Jokainen näistä ovat sen verran himmetä tähtiä, että niiden näkeminen edellyttää vähintäänkin harrastajakaukoputkea.

Siriuksen jälkeen etäisyyden kasvaessa listalla on lukuisia himmeitä tähtiä ja vasta sijalla 17 on seuraava paljain silmin näkyvä 61 Cygni Joutsenen tähdistössä. Osa näistä himmeistä tähdistä on kaksois- ja jopa kolmoistähtiä, joten jos lasketaan yksittäisten tähtien sijoitusta, 61 Cygnin tähtikomponentit A ja B valtaavat paikat 22 ja 23.

On tietysti selvää, että etäisyyden kasvaessa himmeiden tähtien määrä kasvaa nopeammin kuin paljain silmin näkyvien tähtien määrä. Seuraava paljain silmin näkyvä on vasta sijalla 20 olevan kolmoistähti Epsilon Indi. Sen jälkeen tulee sijalla 22 Tau Ceti, joka jääkin viiden kymmenen lähitähden listalla viimeiseksi paljain silmin näkyväksi tähdeksi. Tähän listaan mahtuu 70 yksittäistä tähteä. 

Pääsiäispäivä määräytyy matematiikalla

Täysikuu. Kuva Kari A. Kuure.

Kuten tunnettua, pääsiäinen on liikkuva juhla. Tämä tarkoittaa sitä, että sillä ei ole mitään kiinteää päivämäärää vaan se on jokaiselle vuodelle erikseen määriteltävä. Määrittelytehtävässä on osa ikivanhaa kuukalenteria, kirkkopolitiikkaa, uskontoa ja tähtitiedettä.

Jos pääsiäisen paikka määriteltäisiin puhtaasti tähtitieteen mukaan, niin siinä ei olisi mitään epäselvää, jos vain joistakin yksityiskohdista kansainvälisesti sovittaisiin. Tärkein näistä sovittavista asioista olisi se, että minkä paikkakunnan horisontin mukaan pääsiäinen laskettaisiin. Tämä on melkoisen tärkeä seikka, sillä maapallolla on 24 eri aikavyöhykettä ja joinakin vuosina käytetyllä aikavyöhykkeellä voi olla suurikin merkitys pääsiäisen viettopäivään.

Pääsiäisen laskennassa käytettävä sääntö on periaatteessa ja yksinkertaisuudessaan seuraava: 

Ensimmäinen pääsiäispäivä on kevätpäiväntasauksen jälkeisen täydenkuun jälkeinen sunnuntai!

Pääsiäisen määrittäminen olisikin helppo jos pelkästään astronomiset argumentit olisivat kuviossa mukana. Muinainen kuukalenteri, uskomukset ja politiikkakin vaikuttavat asiaan. Pääsiäisen ajankohtaa määrättäessä kevätpäiväntasaus ei ole astronomisesti määritelty, vaan on aina maaliskuun 21. päivä. Myös täysikuu ei ole todellinen täysikuu vaan tasaisin väliajoin toistuva virtuaalinen täysikuu. Ne ovat kyllä aika lähellä toisiaan mutta ei kuitenkaan riittävän tarkasti ja lopputuloksena on, että joinakin vuosina pääsiäistä vietetään eri ajankohtana kuin mitä yksinkertainen laskusääntö antaisi olettaa.

Poikkeusvuosia vuodesta 1900 vuoteen 2100 on kaikkiaan 18 kappaletta. Edellisen kerran tällainen poikkeusvuosi oli 1981 ja seuraavan kerran 2038. Poikkeussäännöstö on nimetty kirkolliseksi säännöstöksi. Tunnettu matemaatikko Gaus laati laskusäännön, jonka mukaan voidaan laskea pääsiäisen ajankohta tuleville vuosille. Gaussin laskentakaava on suhteellisen helppo, mutta siinä on muutamia poikkeussääntöjä, jotka täytyy tuntea ennekuin päästään oikeaan lopputulokseen.

Tarkan säännön mukaan pääsiäinen olisi aina maalikuun 22. ja huhtikuun 25. päivien välisenä aikana. Gaussin kaava antaa kuitenkin mahdollisuuden myös huhtikuun 26. päivälle, mutta silloin kirkollinen säännöstö muuttaa pääsiäisen aina viikkoa aikaisemmaksi, eli huhtikuun 19. päivälle. Jos Gaussin laskentasäännön mukaan pääsiäinen olisi huhtikuun 25. päivänä, niin jälleen kirkollinen säännöstö puuttuu peliin tietyissä tilanteissa ja siirtää sen huhtikuun 18. päiväksi. Lisäksi Gaussin laskentamallia voidaan käyttää sellaisenaan vain 1900- ja 2000-luvuilla.

Gaussin sääntöä parempaan lopputulokseen päästään Spencer Jonesin kirjassaan General Astronomy vuodelta 1922 esittämä laskusääntö. Tämä laskusääntö ei sisällä poikkeuksia. Laskentakaava ei tiettävästi ole Jonesin oma keksintö, vaan se on ilmestynyt jo vuonna 1876 Butchersin toimittamassa Ecclesiastical Calendar (Kirkollinen kalenteri).

Tänä vuonna kevätpäiväntasaus oli maaliskuun 20. päivänä kello 18.56. Tämän jälkeinen täysikuu oli seuraavan kerran huhtikuun 15 kello 10.42, jolloin pääsiäispäivä on huhtikuun 20. päivänä.

Poikkeusvuonna 1981 asiat olivat toisin. Kevätpäiväntasaus oli maaliskuun 20. päivänä kello 19.02.  Täysikuu oli sattumalta samana perjantaipäivänä kello 17.23. Kuten kirkollisista poikkeussäännöistä ilmenee, seuraava sunnuntai maaliskuun 22. päivä ei ollutkaan pääsiäinen, vaan vasta huhtikuun 19. päivänä. Silloin oli myös täysikuu kello 10.00.

Hieman samoin asiat ovat vuonna 2038. Silloin kevätpäiväntasaus on maaliskuun 20. päivänä kello 14.40 ja sitä seuraava täysikuu maaliskuun 21. päivänä kello 4.09. Laskentasäännön mukaan pääsiäinen pitäisi silloin olla maaliskuun 21. päivänä mutta sitä vietetäänkin Gaussin ja kirkollisen säännöstön laskusäännön mukaan huhtikuun 25. päivänä.

Kosmiset etäisyydet

Gaian kalibrointiin ottama kuva
Suuressa Magellanin pilvessä
olevasta tähtijoukosta.
Kuva ESA.

Tähtien, tähtijoukkojen ja galaksien etäisyyden määrittäminen on edelleen oleellinen osa tähtitiedettä. Ensimmäiset yritykset tähtien etäisyyksien määrittämiseksi tehtiin heti kohta kaukoputken keksimisen jälkeen, mutta huono tarkkuus mahdollisti varsinaisen läpimurron vasta 1800-luvulle. Tällöin monet tähtitornit ympäri maapallon alkoivat kartoittaa tähtitaivasta ja samalla valokuvausmenetelmien käyttöönotto mahdollisti lähimpien tähtien etäisyyden määrittämisen.

Ensimmäinen etäisyydenmääritysmenetelmä oli tähden parallaksin määrittäminen. Menetelmä perustuu kolmiomittaukseen, jossa tunnetaan kolmion kanta ja kulmat, jolloin kolmion muut arvot (sivujen pituudet) voidaan laskea. Menetelmässä kolmion kannan muodostaa maapallon radan halkaisija (2×säde) ja tähden parallaksikulma antaa etäisyyden laskemista varten tarvittavan kulman.

Parallaksimenetelmää voitiin soveltaa aluksi vain aivan lähimpiin tähtiin, sillä parallaksikulman määrittäminen ei ”ilmameren pohjalta” onnistunut kovinkaan suurella tarkkuudella. Yleensä ilmakehä asettaa parhaimmillaankin noin yhden kaarisekunnin tarkkuuden tehtäville havainnoille, joten kovin kauas avaruuteen menetelmä ei yllä ilman menetelmän selkeää parantamista.

Parallaksi. Kuva ESA.

Maapallon radan säde antaa yhden kaarisekunnin parallaksikulman kohteelle, joka olisi 3,26 valovuoden [1] etäisyydellä kohtisuoraan ratatasoa vastaan. Näin ollen ilman teknistä kuvanparannusta (adaptiivinen optiikka[2]) ainoastaan aivan lähimpien tähtien parallaksit ja sitä tietä etäisyydet voitiin määrittää edes jonkinmoisella tarkkuudella. Kauempana olevien kohteiden etäisyydet piti määrittää muilla keinoin.

Jo hyvin varhaisessa vaiheessa avaruusajan alettua tutkijat pyrkivät saamaan avaruuteen tähtien kartoitusta ja niiden etäisyyksiä määritteleviä satelliitteja. Tieteen historia tunteekin monia avaruusobservatorioita, joiden tekemillä mittauksilla on saatu parannettua tähtien etäisyyksien määrittämistä, mutta edelleen kohtuullisen tarkat etäisyydet tällä menetelmällä ovat olleen enintään noin 1000 valovuoden tietämillä.

Viime joulukuun 19. päivänä laukaistiin avaruuteen Euroopan avaruusjärjestön (ESA) Gaia-observatorio. Se sijoitettiin Lagrangen L2-pisteeseen, jota se kiertää haloradalla[3]. Observatorion tarkoituksena on tehdä aikaisempaa tarkempia mittauksia mm. tähtien paikoista, niiden spektreistä ja ominaisliikkeestä. Gaia tekee havaintoja suunnilleen miljardista tähdestä. Tähtimäärä on alle prosentin Linnunradan kokonaistähtimäärästä[4].

Gaian on tarkoitus toimia avaruudessa seuraavat viisi vuotta. Tänä aikana se pystyy määrittämään kunkin tähden paikan (20 magnitudiin asti) seitsemänkymmentä kertaa. Jokainen kartoituskerta lisää paikan- ja etäisyydenmäärittämisen tarkkuutta. Lopullisen tähtiluettelon valmistuminen venyy ensi vuosikymmenen puolelle.

Hubblen tekemän parallaksimittauksen
periaate. Kuva HST/NASA.

Atlantin toisella puolella tehdään[5] hieman vastaavaa työtä. Hubble-avaruusteleskoopin tarkkuutta hyväksi käyttäen tutkijat ovat onnistuneet määrittämään tähtien etäisyyksiä noin 10 000 valovuoteen asti. Hubblen mittauksissa on myös käytetty parallaksimentelmää.

Avaruudesta tehtävät mittaukset eivät heikennyt ilmakehän vaikutuksesta ja avaruuskaukoputki pystyy saavuttamaan suuremman tarkkuuden kuin yksikään maanpinnalla oleva teleskooppi. Tutkimusryhmä saavuttikin tarkkuuden, joka on hieman tarkempi kuin tuhannesosa kaarisekunnista. Hubblella mitattiin kohteen paikka kolme kertaa puolen vuoden välein. Periaatteessa mittaukseen olisi riittänyt kaksi mittauskertaa, mutta kolmannella saatiin poistettua tarkkuutta heikentäviä häiriötekijöitä.

Kohteiksi valikoitui noin 7 500 valovuoden etäisyydellä oleva Ajomiehessä sijaitseva kefeidi[6]. Kefeidejä käytetään  etäisyysmittauksissa ns. standardikynttilöinä. Hubblen suurta erotuskykyä tullaankin käyttämään jatkossa monien muiden kefeidien etäisyysmittauksiin. Parantunut kefeidien etäisyysmääritys johtaa muidenkin kohteiden, etenkin tähtijoukkojen ja galaksien etäisyyksien tarkempaan määrittämiseen. Samalla saadaan myös tarkempia mittaustuloksia esimerkiksi maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen nopeudesta.

Huomautukset

[1] Etäisyyttä kutsutaan nimellä parsec (pc), joka on samalla tähtitieteilijöiden käyttämä etäisyysmitta. Valovuosi on myös etäisyysmitta, mutta sitä käytetään yleensä populaarikirjallisuudessa ja -artikkeleissa sen selkeämmän ymmärrettävyyden vuoksi. Käyttämällä parsecia etäisyysmittana, monet tähtitieteelliset (etäisyys)laskelmat helpottuvat ja voivat muuttua suorastaan päässä laskettaviksi.

[2]Adaptiivisen ja aktiivisen optiikan avulla ilmakehän aiheuttamia häiriöitä voidaan vähentää merkittävästi. Erotuskyvyn parantuminen on merkittävää (10–100×) ja nykyisin yksikään ammattiobservatorio ei tee valokuvausta ilman adaptiivista optiikkaa. Adaptiivinen optiikan edullisimmat tekniset ratkaisut ovat tulleet myös harrastajien saataville kohtuullisella hinnalla, ja jopa tavallisissa digitaalisissa kameroissa menetelmän yksinkertaistetut muodot ovat käytössä kuvanvakautuksessa.

Gaian rata L2-pisteen ympäri.
Kuva ESA.

[3] Rataa kutsutaan myös Lissajousin radaksi. Rata muodosta silmukan L2-pisteen ympäri, vaikka itse pisteessä ei ole mitään. Radan muotoon ja abservatorion pysymiseen sillä vaikuttaa Maan ja Auringon yhteinen gravitaatio, joka muodostaan vastavoiman observatorioon kohdistuvalle keskipakoisvoimalle.

[4] Linnunradan tähtimääräksi eri lähteissä arvioidaan 100–400 miljardiin tähteä.

[5] Tutkimusryhmän johdossa on vuonna 2011 Nobel-palkittu Adam Riess (Space Telescope Science Institute (STScI) in Baltimore, Md.)

[6] Kefeidit ovat kirkkaita ja massiivisia tähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee niiden massan määräämällä jaksolla. Toisin sanoen, jos mitataan kefeidin jakson pituus, saadaan yksinkertaisella laskutoimituksella sen massa ja absoluuttinen kirkkaus määritettyä. Näitä tietoja puolestaan voidaan käyttää edelleen toisten kefeidien etäisyyden määrittämiseen, sillä kaikki kefeidit noudattavat vain kahta massa-kirkkausrelaatiota. Koska kefeidit ovat hyvin kirkkaita tähtiä, niitä voidaan havaita jopa toisista galakseista. Esimerkiksi Andromedan galaksin etäisyys, noin 2,5 miljoonaa valovuotta, määritettiin alkujaan kefeidien avulla.