maanantai 9. tammikuuta 2017

Kuun pölyhiukkaset leijuvat pinnan yläpuolella

Leijuva pöly voi kohota korkeallekin
Kuun pinasta kuten tässä Clementime-
luotaimen ottamsta kuvasta näkyy.
Kuun horisontin takana oleva Aurinkoa
ei näy, mutta auringonvalo siroaa
leijuvista pölyhiukkasista.
Kuva NASA.
Pölyhiukkasten leijuminen Kuun pinnan yläpuolella on vähän käsitelty aihe julkisuudessa. Kyseessä on kuitenkin jo pitkään tunnettu ilmiö sillä ensimmäiset havainnot siitä tehtiin jo 1960-luvulla Kuuhun laskeutuneiden Surveyor-luotainten[1] ottamista kuvista. Kuvissa näkyi auringonvalon siroaminen pinnan yläpuolella leijuvista pölyhiukkaspilvistä. Sama ilmiö havaittiin myös miehitetyillä Apollo-lennoilla 60 ja 70-lukujen vaihteessa.

Tutkijoiden työhypoteesi on ollut, että leijumisen saa aikaan sähkövaraus, joka syntyy uv-säteilyn vaikutuksesta. Tutkimuksia ilmiöstä on kuitenkin tehty hyvin vähän kunnes NASA’s Solar System Exploration Research Virtual Institute (SSERVI)[2] tarttui aiheeseen ja teki kokeellisen tutkimuksen.

Mihaly Horanyi’n [3] johtama tutkimusryhmä havaitsi tyhjiössä suoritetussa kokeessa, että mikrokokoiset pölyhiukkaset todellakin pomppivat ja leijuvat näytteen yläpuolella, kun sitä pommitettiin uv-valolla tai plasmalla. Paras tulos saavutettiin kun näytteeseen kohdistettiin nämä molemmat sähkövarauksia tuottavat elementit. Kuun olosuhteissa leijuvat pölyhiukkaset voisivat kohota jopa 10 cm korkeuteen pinnasta.

Pölyhiukkasten leijuminen ei ainoastaan tapahdu Kuussa, vaan vastaavia ilmiöitä on havaittu monilla muillakin ilmattomilla taivaankappaleilla, esimerkiksi Saturnuksen renkaissa ja sen kuussa Atlaksella, asteroidi Eros’illa ja komeetta 67P:llä.

Kuvat koejärjestelystä, jossa pölynäytettä pommitetiin
uv-valolla, plasmalla ja näiden yhdistelmällä. Pälyhiukkaset
pommppivat näytteen yläpuolella. Kuva NASA.

Huomautukset

[1] Surveyor 5, 6 ja 7-luotaimet.

[2] Sijaitsee NASA’s Ames Research Center in Silicon Valley, California.

[3] University of Colorado in Boulder

sunnuntai 8. tammikuuta 2017

Ei super- vaan punainen nova

Tähti KIC 9832227 sijaitsee Joutsenessa.
Kuva Calvin College.
Jos tähtitieteilijä ja professori Larry Molnar[1] on oikeassa, tulemme viiden vuoden kulutta näkemään ja kokemaan yhden harvinaisimmista tapahtumista tähtitaivaalla. Kyseinen tapahtuma tunnetaan nimellä punainen nova (Red Nova) tai kirkas punainen nova (LRN) ja niitä on aikaisemmin havaittu alle kymmenen[2] kertaa viimeisen kolmenkymmenen vuoden aikana. 

Molnarin havaitsema tähti on luettelotunnukseltaan KIC 9832227[3], ja sitä on tutkittu intensiivisesti vuodesta 2013 lähtien. Kyseinen tähti sijaitsee Joutsenen tähdistössä ja sen etäisyys meistä on vain noin 1800 valovuotta. Tällä hetkellä tähti on kirkkaudeltaan Mv=12,27–12,46, joten sen kirkkaus vaihtelee noin 11 tunnin[4] jaksoissa.

Tähden kirkkauden vaihtelu on ollut tiedossa jo pitempään[6], mutta sen alkuperää ei ole tunnettu. Hyvin monien tähtien kirkkaudessa tapahtuu muutoksia, jopa hyvin lyhytkestoisissa jaksoissa, joten epäselvyys kirkkauden vaihtelun luonteesta on ollut ymmärrettävää. Larry Molnar kuitenkin onnistui osoittamaan vuonna 2015, että kyseinen tähti on kaksoistähti, jonka komponenttien kaasukehät ovat kosketuksessa toisiinsa (contact binary).

Professori Larry Molnar.
Kuva Calvin College.
Molnarin tutkimusryhmä onnistui myös osoittamaan, että kaksoistähden kiertoaika toistensa suhteen on kiihtymässä[7]. Tämä tarkoittaa sitä, että tähden komponetit kiertäessään toistensa ympäri menettävät energiaa gravitaatioaaltoina ja dynaamisen kitkan vaikutuksesta. Komponetit siis lähestyvät toisiaan ja tulevat lopulta törmäämään. Molnar laski törmäyksen tapahtuvan noin viiden vuoden kuluttua! Aivan tarkkaa päivämäärää laskelmasta ei saada, mutta tarkkuus on suunnilleen yksi vuosi jompaankumpaan suuntaan.

Törmäys tulee aiheuttamaan tähden kirkastumisen ainakin 600 000-kertaiseksi verratuna Auringon absoluuttiseen kirkkauteen[5]. Tämä merkitsee sitä, että tähti näkyisi kirkkaampana yksikään muu tähti tähtitaivaalla ja jopa Jupiteria kirkkaampana. Luultavasti se näkyy helposti paljain silmin jopa päivän aikana.

Meille Suomessa tähden suuri kirkkaus on hyvä uutinen, sillä tähti on sirkumpolaarinen, eli se ei laske horisontin alapuolelle koskaan. Jos kirkastuminen on laskelman mukainen, niin silloin se on paljain silmin havaittavissa vaikka kirkastuminen tapahtuisi kesäaikana. Tosin hienointa olisi tietysti havaita sitä syyspimeinä öinä, jolloin se on korkealla eteläisellä taivaalla.


Video V838 Mon tähden punaisesta novasta. Video ESA.



Itse kirkastuminen tapahtuu hyvin nopeasti, vain muutamassa minuutissa, vaikka huippukirkkauden tähti saanee vasta muutaman vuorokauden kuluttua. Huippukirkkaus saavutetaan (kuten supernovilla) vasta sitten kun avaruuteen sinkoutuva kaasupilvi on saavuttanut jo kohtalaisen koon ja itse tähti on vielä hyvin kuuma ja kirkas. Kirkkainta vaihetta seuraa hitaampi, kuukausia kestävä kirkkauden menetys ja lopulliseen himmeään tilaansa tähti asettuu vasta ehkä vuosikymmenien kuluttua.

Tutkimuksen kannalta tieto punaisesta novasta on hyvin mielenkiintoinen. Aikaisemmin havaitut punaiset novat ovat olleet kaukana ja ne ovat ilmaantuneet kaukoputkien kuvakenttiin yllättäen, joten tutkijat ovat pystyneet tekemään havaintoja vasta tapahtuman jälkeen. Nyt on ainutkertainen tilaisuus tehdä havaintoja myös niistä ilmiöistä joita tapahtuu ennen kuin tähdet törmäävät toisiinsa. Havaintojen tarkkuutta tietysti lisää se, että tähti on kosmisessa mittakaavassa hyvin lähellä, vain noin 1800 valovuoden etäisyydellä, joten etäisyyttä kuvaisin siten, että se tapahtuu aivan kotimme takapihalla.

Huomautukset

[1] Calvin College in Grand Rapids, Michigan, USA).

[2] M31 RV Andromedan galaksissa vuonna 1988, V4332 Jousimiehessä vuonna 1994, V838 Yksisarvisessa vuonna 2002, M85 OT2006-1 Messier 85 galaksissa vuonna 2006 (julkaistiin 23.5.2007 Naturessa), V1309 Scorpii Skorpionissa vuonna 2008, kirkas punainen nova Andromedan galaksissa tammikuussa vuonna 2015 ja kirkas punainen nova Kärrynpyörä galaksissa helmikuun 10. 20015.

[3] tähti tunnetaan myös tunnuksilla 2MASS J19291594+4637198, ASAS J192916+4637.3, GSC 03543-01211, ja sen koordinaatit ovat RA 19 29 15.948 DEC +46 37 19.89.

[4] Jakson pituus on 0,457970 vrk.

[5] Auringon absoluuttinen kirkkaus on Mv= 4,8 ja näkyisi 1800 valovuoden etäisyydeltä noin Mv=13,5 kirkkaudella.

[6] Tähti on luokiteltu W UMa-tyyppiseksi pimennysmuuttujaksi.

[7] Pimentymishavainnot jo vuodesta 1999 alkaen.



Video V838 Mon
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1b/Evolution_of_the_light_echo_around_V838_Monocerotis_%28Heic0617a%29.ogv

perjantai 6. tammikuuta 2017

Tähti päätyi supermassiiviseen mustaan aukkoon

Kerrin musta aukko luo ympärilleen ergosfäärin, jossa
aika-avaruuskudos pyörii musta aukon mukana.
Kuva Wikimedia Commons.
Vuonna 2015 All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) havaitsi tähtimäisen kohteen kirkastumisen taivaalla, joka sai tunnuksekseen ASASSN-15lh. Aluksi se vaikutti erittäin kirkkaalta supernovalta, joita seurantaohjelmassa etsitään. Laskelmat kuitenkin osoittivat, että kohteen kirkkaus täytyi olla yli kaksikymmenkertainen Linnunradan kirkkauteen verrattuna, joten epäilykset kohteen alkuperästä heräsivät.

Kansainvälinen tutkijaryhmä[1], johtajanaan Giorgos Leloudas (Weizmann Institute of Science, Israel, ja Dark Cosmology Centre, Tanska) on julkaissut tutkimuksen[2], jonka mukaan kyseessä ei ollut supernova. Tutkimusryhmän tuloksen mukaan kyseinen ilmiö oli aiheutunut supermassiiviseen mustaan aukkoon päätyneestä tähdestä.

Kaiken lisäksi osoittautui, että mikä tahansa musta aukko ei näin suurta kirkastumaa saa aikaiseksi, vaan asialla täytyy olla nopeasti itsensä ympäri pyörivä, ns. Kerrin musta aukko, joka sijaitsee galaksin keskustassa noin 4 miljardin valovuoden etäisyydellä.

Pyörivän mustan aukon tapahtumahorisontin ulkopuolelle syntyy ns. ergosfääri, jonka alueella aika-avaruus pyörii mustan aukon mukana valonnopeudella. Näin ollen tilanne muuttuu merkittäväksi tavalliseen mustaan aukkoon verrattuna ja lopputuloksena ergosfäärin alueelle joutunut tähti tuhoutuu voimakkaan vuorovesivoiman vaikutuksesta ja materia syöksyy mustaan aukkoon.

Vastaavia vuorovesi-ilmiön aikaansaamia kirkastumisia tunnetaan vain kymmenkunta, joten jokainen uusi havainto on erittäin tervetullut ja mielenkiintoinen.

Lähestyessään supermassiivista Kerrin mustaa aukkoa, tähti kokee voimakkaan vuorovesivoiman. Se venyy pitkäksi nauhaksi (engl. spaghettified) muodostaen voimakkaan sokkiaallon törmätessään mustaa aukkoa kiertävään kertymäkiekkoon. Törmäys kuumentaa materian äärimmäisen kuumaksi, josta seuraa hyvin kirkas sähkömagneettisen säteilyn (valon) burske. Tapahtuma muistuttaa valokäyrältään suuren supernovan räjähdystä, vaikka törmäävä tähti ei olekaan riittävän massiivinen muuttuakseen supernovaksi.

Yli kymmenen kuukauden seuranta ja spektroskooppiset havainnot osoittivat, että kyseinen musta aukko ei voi olla tavallinen, vaan itsensä ympäri hyvin nopeasti pyörivä musta aukko, joka tunnetaan Kerrin aukkona. Mustan aukon massaksi laskettiin 100 miljoonaa auringonmassaa, joten normaalina mustana aukkona se ei pystyisi spagetoimaan tähteä tapahtumahorisonttinsa ulkopuolelta.

Huomautukset

[1] Tutkimusryhmään kuului kymmeniä tutkijoita hyvin monista tutkimuslaitoksista ja maista. Ryhmässä työskenteli myös kolme suomalaista tutkijaa: T. Kangas, E. Kankare ja S. Mattila kaikki Tuorlan observatoriosta (Department of Physics and Astronomy, University of Turku).

[2] The Superluminous Transient ASASSN-15lh as a Tidal Disruption Event from a Kerr Black Hole., joka löytyy osoitteesta http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1644/eso1644a.pdf


torstai 5. tammikuuta 2017

Tutkijat löysivät radiopurskeiden lähteen

Gemini observatoriossa otettu valokuva
FRB 121102:n lähteestä. Se on kääpiögalaksi
ja sisäkuvassa se näkyy punaisella ympyröitynä
pienenä vihreänä pisteenä.
Kuva Gemini Observatory / AURA / NRC.
Tutkijat raportoivat Nature-tiedejulkaisussa[1] löytäneensä nopeiden radiopurskeiden (fast radio burst, FRB) lähteen. Ne tulevat himmeästä, noin 2,5 miljardin valovuoden etäisyydellä olevasta kääpiögalaksista.

Lyhyet radiopurskeet ovat nimensä mukaisesti erittäin lyhyitä, vain millisekunteja kestäviä radiopulsseja, joita on onnistuttu vastaanottamaan useita kertoja viime vuosien aikana. Niiden alkuperää ei ole tiedetty ja erityistä ihmetystä on herättänyt niiden voimakkuus, sillä ne näyttivät tulevan erittäin kaukaa maailmankaikkeudesta.

Hyvin kaukaa tulevat sähkömagneettisensäteilyn purskeet sinällään eivät ole mitenkään uutta. Jo 1960-luvulla havaittiin lyhyitä gammapurkauksia jotka tulivat hyvin kaukaa. Niiden on arveltu oleva joko hypernovia tai esimerkiksi kahden neutronitähden törmäämisiä toisiinsa. Näistä ilmiöistä ei kuitenkaan FRBn selitykseksi ole, sillä ne ovat toistuvia ainakin jonkin aikaa.

Hypernovat ja neutronitähtien törmäykset ovat katalysmisiä ilmiöitä, ne siis tuhoavat säteilylähteensä ja puske on ainutkertainen. Ainakaan FRB 121102 tapahtumassa selityksenä ei voi olla tällaisesta ilmiöstä kysymys! Mikä ilmiö se voisi olla, sillä purskeen voimakkuus ja suuri etäisyys vaatii säteilylähteeltä suurta energian kulutusta.

Tutkijat käyttivät useita eri teleskooppeja niin radiotaajuuksilla kuin optisia kaukoputkia ja monen kymmenen tunnin havaintoajan jälkeen he olivat onnistuneet löytämään lähteen: pienen ja himmeän kääpiögalaksin[2], joka sijaitsee 2,5 miljardin valovuoden etäisyydellä. Vastaanotettu radiopurske muistuttaa galaksin keskustassa olevan supermassiivisen musta aukon säteilyä, mutta ongelma vain on siinä, että kääpiögalakseissa ei tällaista mustaa aukko ole.

Tutkimusryhmän johtajan käsityksen mukaan säteilylähteen alkuperä löytyy magnetarista, neutronitähdestä, jonka voimakas magneettikenttä saa aikaa epätavallisen voimakkaan sähkömagneettisen purskeen. Purske voisi vielä vahvistua tähden ympäristössä olevasta plasmasta, joka kohdistaisi ja kirkastaisi pursketta juuri maapallon suuntaan.

Chatterjee’n käsitys ei välttämättä ole oikea, mutta tutkijat yleensä etsivät erilaisille luonnonilmiöille mahdollisimman yksinkertaista selitystä. Toki pitää kuitenkin olla voin kaikille muillekin selitysmalleille, jotta jotain tärkeää ei jäisi löytymättä ja tutkimus ei tämän vuoksi menisi hakoteille. Tieteessä muutoin usein joudutaan palaaman ”lähtöruutuun”, kun pitemmän päälle tutkimus paljastaa sellaisia havaintoja, jotka eivät sovi alkuperäisen teorian kanssa yksiin.

Huomautukset

[1] S. Chatterjee, C. J. Law, R. S. Wharton, S. Burke-Spolaor & al.   A direct localization of a fast radio burst and its host, Nature 541, 58–61, (05 January 2017).

[2] Kääpiögalaksin massa on vain noin 1 % Linnunradan massasta, siis noin 10 miljardia auringonmassaa ja jos siinä on tähti samassa suhteessa, niin tähtiä siinä olisi silloin vain 4 miljardia.