tiistai 30. huhtikuuta 2013

Avaruuskaukoputki Herschelin toiminta päättyi

Herschel-avaruusobservatorio teki havaintoja
kaukopuinfrapunaisilla aallonpituuksilla.
Kuva ESA.

Infrapuna- ja submillimetriaalltoja havainnut Euroopan avaruusjärjestön (ESA) Herschel-avaruuskaukoputken toiminta on päättynyt. Sen viimeinen heliumpisara tuli käytettyä 29. päivänä ja sen jälkeen kaukoputken kriittiset ovat alkaneet lämmetä. Lämpiämisen seurauksena kaukoputki ei pysty enää ”näkemään” kohteitaan, joten sille ei enää ole käyttö tieteellisissä havainnoissa.

Herschel laukaistiin avaruuteen yhdessä Planck-observatorion kanssa toukokuun 14. päivänä vuonna 2009. Avaruuteen päästyään, observatoriot vapautettiin kantoraketistaan ja ne matkasivat kumpikin erikseen Lagangen pisteeseen1 L2 maapallon yöpuolella. Piste sijaitsee noin 1,5 miljoonan kilometrin etäisyydellä maapallosta. Lagrangen pisteitä on kaikkiaan viisi Maa–Aurinko-järjestelmässä. Pisteiden erikoisuuksia on se, että niiden läheisyydessä luotaimet voivat kiertää ns. haloradalla2 ilman, että tarvitsee käyttää suuria määri ohjauspolttoaineita.

Herschelin instrumentit on sijoitettu jättimäiseen termospulloon, jonka sisältöä jäähdytettiin aktiivisesti nestemäisellä heliumilla. Heliumin haihtuessa se sitoo havaintoinstrumenttien tuottaman lämmön ja näin se piti ne lämpötilaltaan lähes absoluuttisessa nollapisteessä. Jäähdyttäminen oli tarpeen, sillä muutoin avaruusobservatorio ei olisi pystynyt valokuvaamaan maailmankaikkeutta kaukoinfrapunaisen ja submillimetrisäteilyn aallonpituuksilla.

Heliumin loputtua (sitä oli kaikkiaan 2 900 litraa) laitteisto ei pysy lämpötilaltaan vaaditulla alhaisessa arvossaan, vaan kohoaa hyvinkin nopeasti elektroniikan tuottamasta lämmöstä johtuen. Vaikka laitteisto sinällään olisikin toimintakuntoinen, kohonnut lämpötila estää havainnot, sillä havaintolaiteet itsessään tuottavat säteilyä juuri havaintojen aallonpituudella.

Herschelin käyttöhenkilökunta tekee lähipäivinä valmisteluja observatorion siirtämiseksi Aurinkoa kiertävälle radalle. Radalla se lähestyy maapalloa vasta useiden satojen vuosien kuluttua. Siirto on välttämätön, sillä Lagrangen pisteiden tarjoama luonnonvara on hyvin vähäinen, haloradoille on mahdollista sijoittaa vain muutama observatorio samanaikaisesti.

Herschell on ollut toiminta-aikanaan suurin avaruuteen sijoitettu observatorio. Sen pääpeilin halkaisija on 3,5 metriä ja se sekä apupeili on valmistettu piikarbidista. Piikarbidi on erittäin kestävä ja muotonsa säilyttävä keraaminen materiaali, joka soveltuu erittäin hyvin peilien pohjamateriaaliksi. Mielenkiintoista on se, että molemmat Herschelin peilit on kiillottanut Opeteon Suomesta. Yrityksen toimitilat sijaitsevat Tuorlassa lähellä Turkua.
Internetistä Herschelistä löytyy lisää aineistoa tästä linkistä.

---
[1] Lagrangen pisteet ovat seurausta tähtitieteessä tunnetusta ns. kolmen kappaleen probleemasta. Nämä kolme kappaletta ovat tässä tapauksessa Aurinko, Maa ja avaruusluotain. Pisteitä on kaikkiaan viisi, joista kolme (L1–L3) on Aurinko–Maa suoralla ja kaksi (L4 ja L5) Maan radalla siten, että niissä oleva luotain muodostaa tasasivuisen kolmion Auringon ja Maan kanssa. Pisteiden numerointi voi poiketa alan kirjallisuudessa tässä esitetystä.

Pisteet L1–L3 ovat epävakaita, joten pienikin gravitaatiohäiriö voi suistaa sinne sijoitetun kappaleen pisteistä pois. Tästä syystä pisteisiin L1 ja L2 sijoitettua luotainta täytyy jonkin verran ohjata, jotta se pysyisi radallaan.

Pisteet L4 ja L5 ovat vakaita ja niihin sijoittuneet kappaleet pysyvät sijoituspaikassaan. Näihin pisteisiin on myös kertynyt luonnollisia kiertolaisia, joita kutsutaan troijalaisiksi. Erityisesti Jupiterin troijalaiset ovat tunnettuja asteroideja, mutta muillakin planeetoilla on ainakin jonkinlaisia kivenlohkareita vastaavissa pisteissä.

Maapallon L1- ja L2-pisteet ovat edullisia avaruusobservatorioiden sijoituspaikkoja. L1-pisteessä Maan ja Auringon välissä on sijoitettuna aurinko-observatoriot SOHO ja SDO. Maapallon yöpuolelle olevaan L2-pisteeseen on vielä tällä hetkellä sijoitettu Herschel- ja Plank-observatoriot, mutta myöhemmin sinne sijoitetaan Nasan JWST-observatorio.

[2] Halorata on ympyrän tai ellipsin muotoinen rata, jonka keskipisteessä ei ole mitään kappaletta jota keinotekoinen luotain kiertäisi. Haloradat ovat mahdollisia vain Lagrangen pisteiden läheisyydessä.

sunnuntai 28. huhtikuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Mitä kaukoputkella voi nähdä: Planeetat?


Planeettojen tunnistaminen tähtitaivaalta ei pitäisi tuottaa mitään vaikeutta hiemankin asiaa tuntevalle. Tietokoneen tähtikarttaohjelmat kertovat yksityiskohtaisesti missä mikäkin planeetta sijaitsee, ja sen lisäksi paljon muuta oleellista tietoa illan tai yön kohteista. 

Merkurius on näkyvissä ajoittain muutaman viikon kerrallaan, joko aamu- tai iltahämärässä lähellä horisonttia. Joskus sen löytäminen vaalealta taivaalta voi olla vaikeaa, jolloin kiikarin käyttäminen etsintään on lähes välttämätöntä.  Sen jälkeen kun planeetta on paikallistettu, kaukoputken suuntaaminen kohteeseen ei pitäisi tuottaa suuriakaan vaikeuksia.  

Merkurius on valitettavan pieni kohde ja niin lähellä Aurinkoa, että sen havaitseminen voi tuottaa suuria vaikeuksia. Tavallisesti siitä nähdään vain pieni kirkas täplä, joka sekin on erittäin pehmeä ilmakehän turbulenttisuudesta johtuen. Yleensä havainnot jäävätkin lähinnä vaiheen (samanlaiset vaiheet kuin Kuulla) ja näkyvyyshavaintoihin, sillä pinnanmuotoja tai muita yksityiskohtia ei voi nähdä.  

Venuksen vaiheet ovat samanlaiset kuin Kuulla. Lisäksi
planeetan näennäinen koko vaihtelee voimakkaasti,
joten Venusta on aina suuri ilo havainnoida. 
Kuva Kari A. Kuure.

Venus
on jo selkeästi paljon helpommin havaittavissa ja planeetta näkyykin yleensä noin puoli vuotta kerrallaan joko illalla tai aamulla. Parhaimmillaan Venuksen nousu- tai lasku tapahtuu jopa kolme tuntia ennen tai jälkeen auringonnousun tai -laskun.  

Venus on yleensä aina erittäin kirkas kohde, joten sen sijainnista ei voi erehtyä. Planeetan kirkkaus johtuu sen valoa hyvin heijastavasta pilvipeitteestä, joka kattaa koko planeetan ilmakehän. Tästä syystä myös pinnanmuotoja ei voi nähdä, ja havaitsija joutuukin tyytymään vain vaiheiden ja näkymisen rekisteröintiin. Havaintoihin on syytä käyttää harmaasuodatinta liiallisen kirkkauden eliminoimiseksi. Joskus violettia valoa läpäisevällä suodattimella on mahdollista havaita pilvien virtauskuviot. 

Venuksen kirkkaudesta johtuen planeettaa voidaan havaita silloin tällöin myös päivällä, ja jopa paljain silmin. Tietokoneohjatut (goto) kaukoputket helpottavat huomattavasti päiväaikaisia havaintoja, mutta silloin on aina varmistuttava, siitä, että kaukoputki ei ole suuntautunut kohti Aurinkoa. 

Mars on planeettakuntamme toiseksi pienin planeetta ja tästä syystä vaikeahko havaintokohde. Sen oppositio on noin 26 kuukauden välein, joten se on näkyvissä ja helpohkosti havaittavissa joka toinen vuosi. Tällöin kuitenkin pinnan yksityiskohtien havaitsemisessa joudutaan käyttämään suurta suurennusta, ja etenkin pilvien ja pinnan yksityiskohtien havaitsemisessa joudutaan käyttämänä erilaisia värillisiä suodattimia. Suodatinvalmistajat yleensä kertovat nettisivuillaan suodattimiensa ominaisuuksista, ja niiden käyttötarkoituksesta kullekin kohteelle. 

Ilman suodattimiakin Marsista erottaa helposti eteläisen tai pohjoisen napakalotin, riippuen vallitsevasta vuodenajasta Marsissa. Napakalottien laajuus ja näkyminen vaihtelee Marsin vuodenaikojen mukaisesti. Marsin pinnalta voi erottaa myös tummia ja vaaleita alueita. Tummin alue on Syrtis Major, joka hain selkäevää muistuttavasta muodosta on helppo tunnistaa. Vaalein alue on Hellas-tasanko, joka on suurikokoinen iskemäkraatteri.  

Muitakin pinnan yksityiskohtia on mahdollista havaita riippuen kulloisestakin havaintokelistä. Silloin tällöin, ehkä kerran vuosikymmenessä, Marsin pinta peittyy koko planeetan kattavaan pölymyrskyyn. Silloin kaikki yksityiskohdat katoavat. Hieman useammin havaitaan pölymyrskyjä, jotka esiintyvät yleensä laajahkolla alueella planeetan eteläisellä pallonpuoliskolla. Yksityiskohdat katoavat näiltä alueilta. 

Jupiter 20.4.2013.
Kuva Kari A. Kuure
Jupiter on aurinkokuntamme suurin planeetta ja tästä syystä yhdessä Saturnuksen kanssa yksi helpoimmista havaintokohteista. Jupiterin neljä suurinta kuuta erottuvat jo kiikarilla ja Suuri punainen pilkku jo pienelläkin kaukoputkella.  Jupiterin tummahkot ekvaattorivyöt näkyvät jo pienellä kaukoputkella. Suuremmalla kaukoputkella itse planeetan pilvipeitteestä voi havaita useampia vöitä ja Suuren punaisen pilkun lisäksi myös pienempiä tummia ja vaaleita pilkkuja. Etenkin ekvaattorivöistä saattaa ulottua trapetseiksi sanottuja kielekkeitä tai jopa siltoja vöiden välillä. 

Suuri punainen pilkku ei ole aina näkyvissä. Kaikeksi onneksi planeetta pyörii itsensä ympäri alle kymmenessä tunnissa, joten vielä saman yön aikana pilkun näkemiseen on mahdollisuuksia, jos vain kärsivällisyyttä odotteluun riittää. Muita Jupiterin kohteita ovat neljä suurinta kuuta, jotka tulevat havaittaviksi jo pienelläkin kiikarilla. Kuiden keskinäiset asemat vaihtelevat nopeasti ja havaintosession aikana joku kuista saattaa kadota Jupiterin taakse tai tulla esille sieltä. 

Saturnuksen merkittävä havaintokohde ovat sen renkaat. Pienelläkin kaukoputkella tai jopa kiikarilla voi havaita kolme hieman eri levyistä ja kirkkaudeltaan toisistaan poikkeavaa rengasta. Renkaiden avautumiskulma vaihtelee kolmenkymmenen vuoden jaksoissa siten, että viidentoista vuoden välein näemme ne täysin sivusta. Tällöin renkaat näyttävät katoavan pariksi vuorokaudeksi ja näkyvät hyvin kapeana viivana kuukausien ajan. Syyskuussa 2009 renkaat nähtiin täysin sivusta, vaikkakin havaintojen tekeminen lähes Auringon suunnassa olleesta planeetasta olivat käytännössä mahdottomia. Laajimmillaan renkaat avautuvat lähes 30° kulmassa, jolloin ne ovat erittäin näyttävä kohde.  

Renkaissa on tummia jakoja, joissa oleva harva aine heijastaa vain vähän valoa. Jos jaon kohdalla sattuu olemaan tähti, se näkyy helposti läpi. Tunnetuin on leveä Cassinin jako, jonka erottaminen on eräänlainen kelin happotesti. Jos keli on hyvä, Cassinin jako pitäisi erottua hyvin jo keskikokoisella kaukoputkella. Toinen helpohkosti näkyvä jako on Enken jako. Se on uloimman A- renkaan ulkoreunan läheisyydessä ja vaatii näkyäkseen paitsi hyvää havaintokeliä myös suurehkoa kaukoputkea. Renkaissa on muitakin jakoja mutta niiden havaitsemiseen tarvitaan jo ammattiluokan kaukoputkia. 

Silloin tällöin suurella suurennuksella ja hyvällä havaintokelillä renkaissa voi nähdä kärrynpyörän puolia muistuttavia tummia alueita. Niiden arvellaan syntyvän staattisen sähkön varautumien aiheuttamasta pölyhiukkasten kohoamisesta rengastason yläpuolelle. Itse pölypilvet eivät näy, mutta tummat alueet ovat pölypilvien varjoja rengastasossa.  

Saturnuksen kuista puolenkymmentä suurinta on havaittavissa, mutta niiden tunnistamiseen tarvitaan tähtikarttaohjelman apua.  

Saturnuksen pilvipeitteessä on havaittavissa samanlaisia, joskaan ei aivan niin silmiin pistäviä vöitä kuin Jupiterissa. Sopivalla suodatuksella niitä kuitenkin voi havaita. 

Planeetoista kaukaisimmat, Uranus ja Neptunus, ovat hyvin kaukana aurinkokuntamme ulkolaidalla. Vaikka itse planeetat ovat kookkaita, niin suuresta etäisyydestä johtuen ne näkyvät parhaimmillaankin ollessaan vain muutaman kaarisekunnin kokoisina täplinä. Uranus on sen verran kirkas, että sen pitäisi näkyä paljain silmin ainakin pimeässä paikassa. Varmimmin planeetan havaitsee kaukoputkella, ja Neptunus ei muutoin ole havaittavissakaan. Molemmat planeetat ovat hieman sinertäviä tai vihertäviä, mutta mitään yksityiskohtia pilvipeitteestä on vaikea havaita suurellakaan suurennuksella.

Kirkkaimpien planeettojen (lähinnä Jupiter ja Saturnus) havaitsemisessa on hyödyllistä käyttää ainakin harmaasuodatinta, muunvärisiä voi käyttää havaittavien yksityiskohtien mukaan. Planeetasta tuleva valo on sen verran kirkasta, että silmän verkkokalvo saattaa saturoitua, vaikka koko silmän kattavaa häikäistymistä ei esiintyisikään. Saturoitumisen seurauksena planeetan pinnan yksityiskohdat ”peseytyvät” näkyvistä ja planeetta näkyy piirteettömänä ja täysin valkoisena kohteena. Suodattimen sijaan voi myös käyttää ylisuurta suurennusta, mutta silloin kuva yleensä on sen verran pehmeä, että yksityiskohtien havaitseminen ei ole kovin helppoa.

Muut aurinkokunnan kohteet


Kääpiöplaneetat Ceres ja Pluto ovat oppositiossa ollessaan havaittavissa harrastajien käyttämillä kaukoputkilla, mutta mitään yksityiskohtia niistä ei pystytä havaitsemaan, eli ne ovat ja pysyvät tähtimäisinä pisteinä riippumatta käytetystä suurennuksesta tai kaukoputken koosta. Muut kääpiöplaneetat ovat niin himmeitä kohteita, että niitä harrastajien käyttämillä kaukoputkilla ei ole mahdollista havaita. 

Asteroideja aurinkokunnassamme on hyvin runsaasti ja niitä on jatkuvasti havaittavissa yötaivaalla. Kirkkaimmat niistä näkyvät tähtimäisinä pisteinä eikä yksityiskohtia pystytä erottamaan. Vuosittain joitakin kymmeniä tähtiä peittyy asteroidien taakse, ja sen antaa mahdollisuuden määrittää asteroidien muotoja kansainvälisenä yhteistyönä peittymis- ja esiintuloaikoja määrittämällä. 

Kirkkaimpia komeettoja voi havaita
kiikarilla hyvin helposti. Havainto-
kirjaan saa muutamalla vedolla
suhteellisen tarkan piirroskuvan
komeetan yksityiskohdista.
Piirros Kari A. Kuure.
Komeettoja tähtitaivaalla vaeltaa jatkuvasti. Kirkkaimmat niistä ovat paljain silmin havaittavissa mutta sellaisia ei esiinny joka vuosi. Sen sijaan kaukoputkella näkyviä on lähes jatkuvasti havaittavissa, vaikkakin suurin osa on havaittavissa vain valokuvaamalla. Visuaalisesti havaittavia kuitenkin riittää sen verran, että mielenkiinto säilyy.  

Komeettojen yksityiskohtia voidaan nähdä vaihtelevasti riippuen komeetasta. Yleensä kuitenkin pyrstöt (kaasu- ja pölypyrstöt) ovat ainakin kirkkaimmilta osiltaan visuaalisesti havaittavissa, samoin koma. Koma ja pyrstö kehittyvät komeetan tullessa sisemmälle aurinkokuntaan Auringon lämmön haihduttaessa lähinnä vettä komeetan jäätyneestä pinnasta. Koma voi olla rakenteeltaan tähtimäisesti tiivistynyt, pelkästään utuinen tai jotakin siltä väliltä.

lauantai 27. huhtikuuta 2013

Hubble nappasi kuvan ISON-komeetasta

Komeetta C/2012 S1 ISON
Hubble avaruuskaukoputken
kuvaamana. Kuva Nasa/HST
Ensi joulukuussa näkyvä komeetta C/2012 S1 (ISON) on kuvattu Hubble-avaruuskaukoputkella. Valokuva otettiin 10. päivänä tätä kuuta ja siinä näkyy kuinka komeetalle on kehittynyt jo nyt pyrstö. Kuvan ottohetkellä komeetan etäisyys Aurinkoon oli 4,15 au1 ja Maahan 4,24 au. Tavallisesti komeetoilla ei tällä etäisyydellä Auringosta ole kovinkaan merkittävää komaa2 saatikka sitten pyrstöä.

Kuvaushetkellä koman halkaisija oli noin 5 000 km ja pyrstön pituus noin 91 000 km. Koman pyrstön mitat ovat vielä vaatimattomia, sillä perihelin3 lähestyessä ja etenkin sen jälkeen mitat ovat jopa tuhansia kertoja suuremmat.
Komeetta havaittiin International Scientific Optical Network (ISON) kuvausprojektissa syyskuussa 2012. Alustavat mittaukset ovat osoittaneet, että komeetan jäästä muodostunut ydin on 4,5–6 km kokoinen. Komeetaksi se on ehkä hieman keskiarvoa kookkaampi, mutta ei kuitenkaan mikään jättiläinen. Komeetta on kuitenkin tavallista aktiivisempi, josta voitaneen päätellä, että komeetta on ensimmäisellä ja ehkä viimeisellä kierroksella Auringon läheisyyteen. Komeetan etäisyys Auringosta on lyhyimmillään radan perihelissä marraskuun 28. päivänä, jolloin se on 1 100 000 km etäisyydellä Auringosta.
Komeetan Auringon ohitus tapahtuu sen verran läheltä, että se voidaan luokitella ns. Auringon hipojiin. Auringon hipojat ovat komeettoja, joiden rata vien ne hyvin lähelle Aurinkoa. Auringon hipojia on useita ryhmiä, joita kutsutaan komeettaperheiksi4. Perheiden syntyminen on ajateltu tapahtuvan niin, että suuri komeetta Auringon ohittaessaan on jakautunut pienemmiksi komeetoiksi, jotka edelleen ovat jatkaneet matkaansa suunnilleen samalla radalla alkuperäisen komeetan kanssa.
Suuren komeetan pirstoutuneet jäännöskomeetat ovat edelleen olleet sen verran suuria, että nekin ovat voineet hajota Auringon läheisyydessä vielä pienemmiksi komeetoiksi. Näin on yhdestä alkuperäisestä komeetasta tullut kymmenien pienempien komeettojen perhe, jotka ovat suunnilleen samalla radalla toistensa kanssa. Kun komeettojen koko on riittävän pieni, ne eivät enää selviäkään Auringon ohituksesta, vaan hajoavat ja haihtuvat olemattomiin. Joskus auringonhipojan rata vie sen suoraan törmäyskurssilla Aurinkoon.
Sama kuva kuin edellä, mutta
kontrastia ja kirkkautta on
lisätty, jotta pyrstön yksityis-
kohdat tulisivat selkeämmin
näkyviin. Kuva Nasa/HST.
Komeetta C/2012 S1 (ISON):a on kutsuttu ”vuosisadan komeetaksi”. Tämä tarkoittaa sitä, että komeetan kirkkaus olisi niin suuri, että sellaista ei ole aikaisemmin nähty ainakaan sataan vuoteen. Toistaiseksi tuleva kirkkaus on epävarmaa, sillä komeettojen näyttävyyden ennustaminen on yhtä vaikeaa kuin kalansaaliin ennustaminen. Joskus komeetat käyttäytyvät keskimääräisesti ja silloin ennustukset osuvat hyvin kohdalleen. Joskus taas poikkeama kirkkaudessa on niin suuri, että ennusteet eivät ole osuneet kohdalleen. Komeetta voi olla himmeämpi tai kirkkaampi kuin ennusteiden perusteella olisi syytä odottaa.
Komeetat voivat myös yllättää: komeetta 17P/Holmes kirkastui yli miljoona-kertaisesti (14 magnitudia) 24. lokakuuta 2007 komeetassa tapahtuneen purkauksen tai pienemmän kappaleen törmäyksen aiheuttamana. Kirkastumisen varmaa syytä ei tiedetä. Komeetan koman halkaisija oli laajimmillaan 1,4 miljoona kilometriä, eli suunnilleen Auringon kokoinen.
ISON-komeetan odotetaan olevan hyvin kirkas ja näyttävä. Sen rata on noin 62 asteen kulmassa planeettakunnan tasoa vastaan ja se lähestyy Aurinkoa tason pohjoispuolelta. Syyskuun alkupuolella se nousee horisontin yläpuolelle aamuhämärissä. Lokakuun puolivälissä se näkyy vain asteen etäisyydellä Marsista ja lokakuun 30. päivänä aamuyöllä se muodostaa Marsin ja Kuun kanssa kolmion. Tässä vaiheessa komeetta on vielä liian himmeä näkyäkseen paljain silmin.
Marraskuun aikana se lähestyy nopeasti Aurinkoa ja saavuttaa perihelin 28. päivänä. Perihelin jälkeen (edellyttäen että se selviää Auringon lähiohituksesta) se suuntaa kulkunsa kohti pohjoista taivaanpalloa. Suomessa sen näkyvyysikkuna avautuu joulukuun ensimmäisellä viikolla, jolloin sen voi nähdä sekä ilta-, että aamuhämärässä. Komeetan radan viedessä sitä yhä vain pohjoisemmaksi, komeetan näkyvyysaika pitenee ja 18. joulukuusta lähtien se onkin sirkumpolaarinen, eli se ei laske horisontin alapuolelle lainkaan.
Joulukuun puolivälissä komeetta on Herkuleen tähdistössä. Joulukuun 19. päivästä alkaen se on muutaman päivän Pohjan kruunussa ja palaa Herkuleen pohjoisosaan 22.12. Lohikäärmeeseen se siirtyy 25.12. päivän iltana ja Pieneen karhuun 1.1.2014. Viikkoa myöhemmin 7.1. se sijaitsee vain parin asteen etäisyydellä Pohjantähdestä Kefeuksen tähdistössä. Sieltä se siirtyy Kiraffin tähdistöön 13.1. Tässä vaiheessa on vaikea ennakoida kuinka pitkään komeetta on näkyvissä, sillä se riippuu ainoastaan sen kirkkaudesta.
On olemassa myös toinenkin tekijä, joka vaikuttaa komeetan näkymiseen, nimittäin säätila. Kuten kaikilla on hyvin muistissa viime talveen pilviset säät, ne eivät ole koskaan erityisen suosiollisia taivaan tarkkailuun. Ainoastaan jos Siperiasta maahamme työntyy sulkukorkepaine, joka estää matalapaineiden pääsyn Fennoskandian alueelle, tai jos Pohjoisnavalta ulottuu korkeapaineen selänne, niin silloin on pienet mahdollisuudet komeetan näkemiseen. Talvella korkeapainekaan ei takaa selkeää taivasta, vaan yleensä on pilvistä. Onneksi komeetan näkymis-ikkuna on sen verran pitkä, että luulisi kuitenkin jonakin iltana tai yönä olevan sen verran kirkasta, että komeetan näkeminen olisi mahdollista.
---
[1] au = astronominen yksikkö, jonka pituus on sunnilleen maapallon keskietäisyys Auringosta, noin 149 600 000 km.
[2] koma on komeetalle kehittyvä komeetan aineosista haihtumalla syntynyt ilmakehä. Haihtuminen nopeutuu komeetan lähestyessä Aurinkoa, jolloin koma venyy pyrstöksi. Pyrstön suunnan määrittää lähinnä aurinkotuulen ja valon synnyttävä dynaaminen paine, jolloin se pyrstö suuntautuu suunnilleen Auringosta poispäin.
[3] periheli on minkä tahansa Aurinkoa kiertävän kappaleen radan Aurinkoa lähinnä oleva piste. Vastaavasti apheli on radan kaukaisin piste.

[4] Tunnetuin ja samalla ensimmäinen auringonhipojien komeetta perhe on Kreutz’in perhe. Se on saanut nimensä saksalaisen tutkijan Heinrich Kreutz’in mukaan, joka pystyi osoittamaan komeettaperheen syntytavan. Tutkimus julkaistiin vuonna 1888. Perheeseen kuuluvat mm. vuoden 1843 ”Suuri komeetta” ja yksi kirkkaimmista komeetoista Ikeya–Sekin vuonna 1965. Myös komeetta C/2011 W3 (Lovejoy) kuuluu perheeseen.

Kreutzin komeettaperheen lisäksi tunnetaan kolme muuta perhettä, jotka ovat saaneet nimensä löytöön tehneiden tutkijoiden mukaan. Perheet ovat: Kracht’in, Marsden’in ja Meyer’in perheet.

Komeetta C/2012 /ISON) ei kuulu mihinkään näistä perheistä, mutta se voisi olla vuoden 1680 ”Suuren komeetan” perheen toinen tunnettu jäsen. Ainakin niiden radat muistuttavat toisiaan.

perjantai 26. huhtikuuta 2013

Einsteinin suhteellisuusteoria edelleen paikkakansa pitävä

Taitilijan näkemys
toisiaan kiertävästä
pulsarista ja valkoisesta
kääpiöstä. Kuva NRAO.

Albert Einsteinin vuonna 1915 julkaisema yleinen suhteellisuusteoria on edelleen käyttökelpoinen työkalu, vaikka jotkin sen osat eivät olekaan aivan samassa linjassa hieman myöhemmin syntyneen kvanttiteorian kanssa. 

Lisäksi on olemassa kilpailevia gravitaatioteorioita, joista jotkut tutkijat odottavat tarkempia tuloksia kuin yleinen suhteellisuusteoria antaa. Niinpä tiedeyhteisössä onkin muodostunut tapa kilpailevien gravitaatioteorioiden vertaileminen nimenomaan Yleisen suhteellisuusteorian kanssa. Toistaiseksi Einsteinin teoria, vaikka ei olekaan kvanttiteoria, on pitänyt hyvin paikkansa kovassa kilpailussa.

Ehkä kaikkein vaativin Yleisen suhteellisuusteorian testi on toisiaan kiertävien suurimassaisten kohteiden radan säteen lyheneminen ja kiertonopeuden kasvaminen. Yleinen suhteellisuusteorian mukaan tällainen järjestelmä menettää energiaansa nimenomaan gravitaatioaaltoina.

Yhdysvaltalainen National Radio Astronomy Observatoryn (NRAO) tutkijat ovat testanneet Yleisen suhteellisuusteorian toimivuutta. Heidän kohteenaan oli noin 7 000 valovuoden etäisyydellä oleva pulsari PSR J0348 +0432, jolla on massaa noin kahden auringonmassan verran. Sen kumppanina on tavallinen valkoinen kääpiö. Kohde löydettiin Green Bank teleskoopilla, ja sitä on tutkittu sen jälkeen näkyvän valon aallonpituudella Uudessa Meksikossa olevalla Apache Point -teleskoopilla, ESOn VLT -teleskoopilla, William Herchel -teleskoopilla La Palmalta (Kanariansaaret). Lisäksi havaintoja tehtiin Arecibon radioteleskoopilla Puerto Ricosta ja Effelberg kaukoputkella Saksasta.

Tähtiparin kiertoaika pystytään määrittämään hyvin tarkasti havaitsemalla pulsarin emittoimia radiopulsseja ja niissä tapahtuvia äärimmäisen vähäisiä muutoksia. Ratamuutosten havaitseminen vaatii lisäksi myös pitkäaikaisia havaintosarjoja. Tarkkuusvaatimus on erityisen suuri ja tutkijat arvelivat, että suhteellisuusteoria ei ehkä anna riittävän tarkkoja tuloksia ja ehkä jokin kilpailevista teorioista selviytyisi paremmin. Toisin kävi; suhteellisuusteorian antamat tulokset ovat parempia kuin kilpailevien teorioiden.

Tulos on hyvä myös siinä mielessä, että gravitaatioaaltojen tutkijat pyrkivät ennakoimaan mahdollisesti tulevaisuudessa havaittavien gravitaatioaaltojen ominaisuuksia. Suhteellisuusteorian pitäessä tässäkin suhteessa paikkansa, tutkijat voivat turvautua siihen suunnitellessaan uusia gravitaatioaalto-observatorioita, kuten he ovat tehneet tähän asti ja tehty työ on edelleen käyttökelpoista materiaalia.

Kuunpimennys näkyi hienosti


Kuunpimennyksen syvin vaihe
kello 23.07.30. Kuva Kari A. Kuure
Eilisiltainen osittainen kuunpimennys näkyi hienosti osassa maatta. Pohjoisimmat havainnot Taivaanvahtiin ovat tulleet Oulun seudulta, itäisimmät Kuopio–Mikkeli-linjalta. Läntisin Teuvalta ja eteläisin Raaseporista. Tällä alueella on ollut kuvien perusteella kirkasta ja näin oli Tampereellakin.

Itse olin varustautunut 120/600 mm kaukoputkella ja valokuvauskalustolla. Sää oli pimennyksen näkemiselle suosiollinen (näin ei ole monenakaan edellisen pimennyksen aikana) joten minulla ei ollut mitään vaikeuksia vangita pimennyksen kulku kameran kuvasensorille. Oheinen kuva on pimennyksen syvimmästä vaiheesta.

tiistai 23. huhtikuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Mitä kaukoputkella voi nähdä: Kuu ja Aurinko?

Artikkelisarjassa Mitä kaukoputkella voi nähdä on käsittelyvyorossa Kuu ja Aurinko. Nämä kohteet ovat ehkä liiankin tuttuja, jotta niitä ajattelisi tähtiharrastuksen kaukoputkella havaitsemisen kohteina. Ne ovatkin aivan selvästi aliarvostettuja, sillä todellisuudessa niissä näkyvät kohteet ovat hyvkin mielenkiintoisia joiden havaitsemisessa kyllä haastetta riittää.

Kuu

Kuu on aloittelevalle tähtiharrastajalle luonnollisin ja
samalla helpoin kohde havaittavaksi. Kuva Kari A. Kuure.
Kuu on kaikille tuttu kohde, joka on helppo paikantaa taivaalta silloin kun se on näkyvissä. Paljain silmin kuunvaiheiden lisäksi Kuusta voi havaita tummia alueita, joita sanotaan meriksi tai mare-alueiksi. Vettähän ne eivät ole, vaan tummaa basalttikiveä.

Kiikarilla Kuusta voi erottaa edellisten kohteiden lisäksi suurimmat kraatterit, kuten Tycho ja Kopernikus. Parhaiten ne ovat näkyvissä silloin, kun valon ja varjon raja kulkee niiden kautta tai on niiden läheisyydessä.

Pienellä kaukoputkella, tai pienellä suurennuksella näkyvien kraatterien määrä kasvaa ja vuoristot tulevat näkyville. Nyt voit tehdä havaintoja mare-alueiden muodoista ja pinnalla risteilevistä säteistä, jotka saavat alkunsa suurista k
raattereista. Usein polarisaatio- ja kuusuodattimesta on apua näiden pinnan yksityiskohtien havaitsemisessa, etenkin silloin, kun suuri osa Kuusta on valaistuneena.

Suurella kaukoputkella ja tai suurella suurennuksella aina vain pienempien kraatterien lisäksi voit havaita rillejä, jokien kaltaisia vajoamia, siirroslinjoja, domeja (kupumaisia muodostumia) sekä monen moisia muita kohteita. Hyvä kuukartta on välttämätön apuväline suunniteltaessa illan havainto-ohjelmaa. Kuun tutkimisesta tulee huomattavasti mielenkiintoisempaa, kun pystyt tunnistamaan näkemäsi kohteet.

Kuunpimennykset toistuvat usean kerran vuodessa, joten sään suosiessa niitä on mahdollista seurata lähes joka vuosi. Kuunpimennyksen aikana tehdään havaintoja pimentymisen syvyysasteesta (Kuun kirkkaudesta) ja eri pinnanmuotojen näkymisestä pimennyksen kuluessa.

Aurinko

Täydellinen auringonpimennys on kokeneellekin
tähtiharrastajalle 
mieliinpainuva kokemus.
Kuva Kari A. Kuure.
Aivan ensimmäiseksi varoitus! Aurinkoa ei saa milloinkaan katsella millään optisella laitteella, tai edes paljain silmin, ellei laitteessa ole asianmukaista aurinkosuodatinta. Suodattamaton auringonvalo vaurioittaa silmän verkkokalvoa pysyvästi, ja seurauksena on näkökyvyn joko osittainen tai täydellinen vahingoittuminen, siis sokeutuminen!


Asianmukaisella suodattimella varustetulla kaukoputkella Auringosta voi havaita pilkkuja. Niiden määrä vaihtelee noin yhdentoista vuoden jaksoissa nollan ja usean kymmenen välillä. Pilkkumäärän vaihtelu on myös päivittäistä tai jopa lyhyempää, joten niiden havaitseminen tarjoaa aina mielenkiintoista ja erilaista nähtävää.

Auringonpilkkujen lisäksi etenkin reunatummentuman alueella voi havaita kirkkaita kuitumaista verkkoa tai pilkkujen lähistöllä kirkkaan valkeita alueita. Kyseessä on fakulaksi nimetty magneettikentän aikaansaama ilmiö, jossa pintalämpötila on ympäristöään korkeampi. Fakulat liittyvät usein erikoiskaukoputkilla tai -suodattimilla havaittaviin plage-alueisiin.

Erikoiskaukoputkilla voidaan tehdä havaintoja kromosfäärissä olevista kohteista. Näitä ovat granulaatio, flarepurkaukset, prominenssit (protuberanssit), filamentit ja spigulat. Fakuloiden vastine kromosfäärissä ovat plaget, ja ne näkyvät helposti vedyn alfaviivan aallonpituudella ja H-alfa-suodattimella.

Auringonpimennykset tietyllä havaintopaikalla ovat harvinaista nähtävää, ja ne toistuvat pitkien väliaikojen välein. Täydellisen pimennykset sattuminen tietylle havaintopaikalle on käytännössä lähes mahdotonta ihmiselämän mittaisella ajanjaksolla. Nykyisin helpottunut matkustaminen kuitenkin antaa mahdollisuuden seurata täydellistä auringonpimennystä milloin missäkin päin maapalloa. Jokaisen tulisikin ainakin kerran elämässään matkustaa täydellistä auringonpimennystä havainnoimaan.

Useimmin nähtäviä pimennyksiä ovat osittaiset pimennykset. Niisä vain osa Auringosta peittyy Kuun taakse. Tällaiset pimennykset ovat nähtävissä laajoilla alueilla ja tietyllä paikkakunnalla niitä nähdään keskimäärin muutaman vuoden välein.

Auringonpimennyksen havaitsemisessa tulee noudattaa aivan samoja turvallisuussääntöjä kuin muulloinkin Aurinkoa havaittaessa. Osittaisen vaiheen aikana käytetään aina asianmukaista suodatusta, ja vasta täydellisen vaiheen aikana suodattimen voi (ja pitääkin) irrottaa, jotta havaintoja voisi tehdä koronasta, Auringon uloimmasta osasta. Koronan kirkkaus on sen verran pieni, että sen havaitseminen muulloin kuin täydellisen auringonpimennyksen aikana on mahdotonta.

Kiista Higgsin bosonin nimestä


LHC-kokeen simuloitu kuva kahden
protonisuihkun törmäyksestä,
jonka tuloksen syntyi Higgsin
hiukkanen. Kuva Wikimedia Common.
Joukko hiukkastutkijoita kokoontui maaliskuussa pohtimaan Higgsin bosonina tunnetun hiukkasen löytymistä CERNin LHC-kokeessa viime vuonna. Löytö on julistettu alustavasti oikeaksi 14. maaliskuuta 2013. Hiukkasen olemassa olo vahvistaa myös Higgsin kentän olemassa olon, johon puolestaan käytössä oleva ”Standardi malli” perustuu. Higsin kenttä selittää aineen massan.

Konferenssiin osallistui myös professori Peter Higgs. Professori Carl Hagen (Rochester University, New York) pitää hiukkasen nyt käytössä olevaa nimeä vääränä. Perusteena hiukkasen uudelleen nimeämiseen hän pitää sitä, että muutkin tutkijat kuin Peter Higgs ovat päätyneet riippumattomasti samanlaiseen lopputulokseen hiukkasen olemassa olosta.
Peter Higgs julkaisi teorian nyttemmin nimeään kantavan bosonin olemassa olosta jo vuonna 1964. Samoihin aikoihin myös tutkijat Francois Englert, Gerald Guralnik, Tom Kibble, Robert Brout ja Carl Hagen julkaisivat perustavaa laatua olevia tutkimustuloksia samasta teemasta. Näitä tutkijoita nyppii se, että vain Higgsiä pidetään teorian luojana, vaikka kunnia siitä pitäisi jakaa kaikkien aiheen parissa työskennelleiden kesken.
Nimikiistaan vaikuttaa myös se, että jossakin vaiheessa Higgsin bosonin löytymisestä jaetaan Nobel-palkinto. Nobel-säätiön sääntöjen mukaan palkinto voidaan jakaa enintään kolmen tutkijan kesken ja näiden tutkijoiden tulee olla elossa.  Tutkijoita on kuitenkin enemmän kuin kolme ja he kaikki ovat jo iäkkäitä, professori Brout on jo kuollut vuonna 2011.
Higsin hiukkasen uudeksi nimeksi voisi muodostaa tutkijoiden nimistä koottu BEHGHK, joka äännettaisiin ”Berk”. Tällainen nimeäminen olisi kuitenkin hyvin kömpelöä ja se tuskin tulee saamaan kovinkaan laajaa kannatusta. Carl Hagenin mielestä hiukkasta voitaisiin kutsua nimellä ”Standard Model Scalar Meson”, lyhyemmin ”SM Squared”.
Peter Higgs suhtautuu myönteisesti uudelleen nimeämiseen mutta ehdottaa nimeä ”H-bosoni”. Higgsin ehdotus on varteenotettava, sillä bosoneilla on etuudestaan vastaavia nimiä kuten heikon vuorovaikutuksen välittäjähiukkaset W- ja Z-bosonit.

maanantai 22. huhtikuuta 2013

Osittainen kuunpimennys torstai-iltana

Osittainen kuunpimennys on nähtävissä torstai-iltana 25.4.2013, jos sää vain sen mahdollistaa. Pimennys on kylläkin vain juuri ja juuri osittainen sillä todellisuudessa Kuu vain hipaisee Maan kokovarjoa. Osittaisen vaiheen pituus on vain hieman vajaa 27 minuuttia. Lisäksi vain Tampere–Turku-linjan itäpuolella koko pimennys on nähtävissä, muualla Kuu nousee jo pimentyneenä. Osittaisen pimennyksen vaihe nähdään kaikissa Pohjoismaissa (ei kuitenkaan Islannissa), Euroopassa, Afrikassa, Australiassa ja suuressa osassa Aasiaa. Vain Pohjois- ja Etelä-Amerikka ja Tyynimeri ovat alueita, joissa pimennystä ei nähdä.
 
Kuun puolivarjopimennys voi olla myös aivan hyvä havaintokohde silloin, kun puolivarjo himmentää Kuuta selvästi, kuten tässä kuvassa nousevan Kuun ollessa lähellä horisonttia. Kuva © Kari A. Kuure.

 

Pimennys alkaa puolivarjopimennyksellä kello 21.03.38, osittainen vaihe alkaa kello 22.54.08, pimennys on syvin 23.07.30 ja osittainen vaihe päättyy 23.21.02. Puolivarjopimennyskin päätyy jo perjantain puolella kello 01.11.26.

Puolivarjopimennys vähentää Kuun kirkkautta vain vähän, joten sen havaitseminen voi olla vaikeaa. Usein ainoa merkki puolivarjosta on hieman Kuun värisävyn muuttuminen punertavaksi, mutta sitäkin on ilman vertailukohtaa hieman vaikea havaita. Tässä vaiheessa pimentyminen erottuu selvimmin valokuvista.

Osittaisen vaiheen lähestyessä Kuun yläreuna tummuu selkeästi. Tässä vaiheessa pimennys onkin kaikkein selkeimmin nähtävissä. Valokuvatessa kameran asetukset tulisi pitää samoina (manuaalisäätö) koko pimennyksen ajan. Tällöin Kuun kirkkauden muutokset tulevat kaikkein selvimmin esille. Jos valotus tapahtuu automaattisesti, kameran automatiikka korjaa Kuun kirkkaudessa tapahtuvan muutoksen ja pimentymistä ei edes kuvista kovinkaan helposti voi todeta.

Kuviin voi myös keksiä jotakin pientä mielenkiinnon kohottajaa etualalle. Ihmiset havaitsemassa pimennystä on aina mielenkiintoinen aihesommitelma.

sunnuntai 21. huhtikuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Mitä kaukoputkella ei näe?

Edelleen jatkuvassa kirjoitussarjassa "Tähtiharrastajan kaukoputki" on syytä tässä vaiheessa käsitellä hieman sitä, mitä todellisuudessa kaukoputkella ei voi nähdä. Hienot kuvat aikakausilehdissä ja kirjoissa antavat helposti lukijalleen aivan väärän käsityksen siitä, mitä tähtiharrastajan kaukoputkella voi nähdä. 
 
Kuu on aloittelevan tähtiharrastaja ensimmäinen kohde ja erittäin hyvä siihen. Se löytyy taivaalta helposti ja kiikari tai kaukoputki on helppo suunnata siihen. Lisäksi kyse on kokonaisesta maailmasta, josta löytyy paljon uusia ja erittäin mielenkiintoisia yksityiskohtia. Jotkut kokeneet tähtiharrastajat tekevät vain ja ainoastaan havaintoja Kuusta, joten sen havaitseminen aloittelevallekin harrastajalle on mitä suositeltavinta. Kuva © Kari A. Kuure.

 

Valitettavasti maallikoilla odotukset ovat hyvin korkealla ja pettymys voi olla melkoinen, kun komeista kohteista ei ole jälkeäkään ja hyvälläkin havaintokelillä kaukoputkessa saattaa näkyä villisti kiehuva epäselvä läikkä, jonka tähtiopas kertoo olevan Mars-planeetta. Nämä samaiset harhakäsitykset kaukoputken suorituskyvystä aiheuttanee hyvin suurelta osin myös kaukoputki-kuumeen, ja se jos mikä harmittaa, kun näkymät kaukoputkessa eivät vastaakaan odotuksia.

Tulen käsittelemään yksityiskohtaisesti erilaisien kohteiden näkymistä tulevissa artikkeleissa, mutta aloitan kuitenkin siitä mitä kaukoputkella ei näy. Varmasti lukijoillani voisi olla monia muitakin kaukoputkella näkymättömiä kohteita mielessään, mutta tässä käsittelemäni ovat ne kaikkein yleisimmin tähtitornilla kysytyt kohteet.


Tämä on aivan yhtä tärkeä kysymys kuin se, että mitä näkyy. Kaukoputkella ei näy värejä, sillä silmän värinäkeminen on valomäärästä kiinni. Tästä syystä kaikki kohteet, kirkkaimpia tähtiä lukuun ottamatta, näkyvät kaukoputkessa harmaan sävyisinä. Sen sijaan valokuvatessa värit tulevat esille, sillä kameran sensorilla (tai filmin emulsiolla) ei ole mitään kynnysarvoa värien esille tulemiselle.

Kaukoputkella ei näe Kuusta amerikkalaisten Apollo-alusten laskeutumisosia. Sellaisen näkemiseen tarvittaisiin vähintään 20 metrin peilillä varustettu kaukoputki.

Kaukoputkella ei myöskään näe mustia aukkoja. Niitä tiedetään varmasti olevan vain galaksien keskustan alueilla, ja lähin sellainen on Linnunradan keskustassa, johon emme voi nähdä näkyvän valon aallonpituuksilla. Muut galaksit ovat aivan liian kaukana pienten kohteiden (kuten mustat aukot) näkymiseen muutoin kuin ammattilaisten laitteilla, jos silloinkaan.

Yksittäiset mustat aukot eivät säteile valoa, joten näemme ne vain siinä tapauksessa, että sinne putoaa ainetta kertymäkiekosta. Kertymäkiekko säteilee kuumentuessaan voimakkaasti valoa kaikilla mahdollisilla aallonpituuksilla.

Kaukoputkella ei voi havaita meteoreja, vaikka vahingossa joskus sellainen kuvakenttään saattaa osuakin. Meteorit ovat aivan liian lyhytaikaisia ilmiöitä, jotta kaukoputkea ehtisi suunnata sellaiseen. Sama ongelma pätee kiikariin, vaikka sen laajempi kuvakenttä salliikin kaukoputkea useammin satunnaisen meteorin näkemisen.

Kaukoputkella ei myöskään voi tehdä havaintoja revontulista. Vaikka olisi käynnissä voimakaskin revontulinäytelmä, kaukoputken kuvakentässä voisi korkeintaan näkyä hieman vihertävää utua.

Satelliittien näkeminen kaukoputkella on mahdollista, ja usein jotakin kohdetta havaittaessa kuvakentän ylittääkin nopeasti liikkuva valopiste – siis satelliitti. Vain muutamista maapallon kiertolaisista tehdään tarkoituksellisesti kaukoputkihavaintoja. Tällaisia kohteita ovat esimerkiksi Kansainvälinen avaruusasema, joka silloin tällöin muutamana iltana on näkyvillä Suomenkin horisontissa Lappia lukuun ottamatta. Aseman liikkuminen kuitenkin on sen verran nopeaa, että vaatii kunnollista kaukoputken käsittelytaitoa, jotta sitä voisi seurata muutamaa sekuntia pitempään.

Kaukoputkella ei myöskään näe ufoja, jos niillä ymmärretään avaruuden syvyyksistä kotoisin olevien muukalaisten avaruusaluksia. Sellaisia ei tiedetä koskaan maapallolla vierailleen päinvastaisista väitteistä huolimatta. Tähtien väliset etäisyydet ovat aivan liian pitkiä, että ne olisivat ylitettävissä millään ajateltavissa olevalla nopeudella, ei edes lähes valonnopeudella, ja millään ajateltavissa olevalla todellisella tekniikalla tai menetelmällä. Nämä rajoitukset koskevat niin ihmistä kuin mahdollisia avaruuden muukalaistakin. 

Sää


Hyvin yleinen harhaluulo on, että tähtikaukoputkella voisi nähdä pilvien lävitse. Tai ehkä kysymys on siitä, että ihmiset eivät vain kiinnitä huomiota tähtitaivaan näkymiseen – se kun ei oikein ota onnistuakseen keskikaupungin valoissa edes täysin kirkkaana iltana tai yönä. 

Pilvien läpi tähtitaivaalle ei tietystikään voi nähdä, vaan päinvastoin. Kaukoputkella havaitsemista haittaa tai jopa estää sellaisenkin vähäinen pilvisyys, joka ei vielä paljain silmin tai kiikarilla havaittaessa aiheuta suurtakaan haittaa. Ainoastaa kaikkein kirkkaimpia kohteita voidaan nähdä todella ohuiden cirrus-pilvien läpi.

Ilmakehän rauhattomuus (turbulenttisuus) aiheuttaa tähtien vilkkumista. Mitä huonompi keli sitä voimakkaammin ja ylempänä horisontista tähdet vilkkuvat. Huono keli merkitsee myös huonoa kuvan laatua kaukoputkella havaittaessa. Näin etenkin, kun havaittava kohde on lähellä horisonttia.

Kelin aiheuttaman huonon kuvanlaadun tunnistaa siitä, että keskitaivaalla olevat tähdet voi helposti tarkentaa ”neulan teräväksi” mutta horisontin lähellä oleva kohde ei tunnu tarkentuvan lainkaan. Lisäksi kohteen kuva näyttää ”hyppivän” tai ”kiehuvan” kuvakentässä, ja kohteen ylä- ja alareunassa näkyy värihajontaa.

Parempaan kuvanlaatuun


Vuorokauden ajoista aamuyö on ehdottomasti parasta havaintoaikaa kelin suhteen. Usein ei kuitenkaan viitsi kaivautua lämpimästä vuoteesta ja lähteä yöhön pakkaseen havaintojen tekemiseen. Tästä syystä useimmat havainnot tehdään iltayöstä, jolloin pitää nähdä hieman vaivaa paremman kuvanlaadun saamiseksi.

Ehkä tärkein toimenpide ennen havaintoja on viedä kaukoputki ulos jäähtymään. Sisällä lämpimässä säilytetyn kaukoputken lämpö alenee ympäristön lämpötilaan noin tunnissa tai parissa, jolloin kuvan laatua huonontavat putkivirtaukset heikkenevät ja katoavat kokonaan. Aika riippuu hieman kaukoputken koosta ja tyypistä, pienimmät kaukoputket jäähtyvät nopeammin kuin suuret. Kaukoputken jäähtymiseen kuluvan ajan voi hyödyntää esimerkiksi kaukoputkenjalustan suuntaamiseen, joka ei aina ole niitä nopeimmin tehtyjä valmisteluja.

Jos teet havaintoja pihalla, rakennusten yläpuolella on yleensä kerros erittäin turbulenttisia virtauksia. Tämä johtuu rakennuksista tulevasta lämmöstä ja tuulen aiheuttamista epätasaisista ilmavirtauksista. Rakennuksen yli havaittaessa kuvan laatu voi heiketä tästä syystä. Samasta syystä elokuussa kuuma asfaltti aiheuttaa ilman väreilyä ja keli huononee merkittävästi alkuillasta.
 
 

maanantai 15. huhtikuuta 2013

Tähtiharrastajan kaukoputki: Katadioptriset kaukoputket


Katadioptrinen kaukoputki on nykyisin yksi yleisimmistä
tähtiharrastajien käyttämistä kaukoputkityypeistä.
Kuva Kari A. Kuure.
Nimitys ”katadioptrinen” saattaa olla monelle tähtiharrastajallekin tuntematon käsite, vaikka hänellä itsellään saattaa olla tähän kaukoputkiryhmään kuuluva laite käytössään. Nimitys merkitsee yksinkertaisesti kaukoputkea, jossa kuvan muodostamiseen käytetään peilejä ja korjaavia linssejä yhdessä. Tunnetuimmat tämän ryhmän kaukoputket ovat Schmidt-Cassegrain-, Maksutov- tai Maksutov-Cassegrain-kaukoputket, mutta muitakin ryhmään kuuluvia kaukoputkia on olemassa.
Katadioptrisuuteen voi törmätä myös kameroiden teleobjektiiveissa, jolloin usein niitä nimitetään peiliteleiksi. Erityisesti suhteellisen pitkän polttovälinsä ja edullisen hintansa vuoksi niitä käytetään luontokuvauksessa. Tähtivalokuvauksessa ne toimivat lyhyehkön kaukoputken tavoin ja ovat rakenteellisen kentäntasoituksen vuoksi jopa sopivampia valokuvaamiseen kuin varsinaiset kaukoputket.
Jos aivan tarkkana oltaisiin, niin jo aikaisemmin käsitelty perusrakenteinen Newton-kaukoputki kuuluisi myös tähän kaukoputkiryhmään, sillä siinäkin käytetään peilin lisäksi apupeiliä kuvan sijoittamiseen kaukoputken ulkopuolelle. Käytännössä perusrakenteista Newton-kaukoputkea ei kuitenkaan pidetä katadioptrisena kaukoputkena, sen sijaan korjauslinssillä varustetut Newton-kaukoputket kuuluvat tähän ryhmään.
Katadioptrisen kaukoputken perusrakenne koostuu pää- ja apupeilistä sekä korjaavasta linssistä. Pää ja apupeilit ovat yleensä pallopeilejä, jotka kuitenkin aiheuttavat koman lisäksi myös voimakkaan palloaberraation. Nämä korjataan korjauslinssillä, jolloin lopputuloksena on yleensä hyvälaatuinen kuva. Tällainen kaukoputki sopii myös valokuvaamiseen, mutta etenkin järjestelmäkameralla kuvattaessa kuvakentän tasoitusoptiikan käyttö on lopputuloksen kanalta välttämätöntä.

Schmidt-Cassegrain-kaukoputket (SC)

SC-kaukoputken toimintakaavio. Kaukoputkeen tuleva valo
kohtaa ensimmäiseksi korjauslinssin, sen jälkeen
pääpeilin ja apupeilin. Kuvan muodostus tapahtuu
pääpeilin takana.
Kaukoputkityyppi on hyvin yleinen tähtiharrastajien keskuudessa, sillä tarjolla on hyvin runsaasti erikokoisia ja vastaavasti hyvin monen hintaluokan laitteita. Loppujen lopuksi hyvin edullinen hankintahinta voi olla usein se ratkaisevin tekijä tämän kaukoputkityypin valintaan, vaikka laitteen optiset ominaisuudet ovat suhteellisen hyvät.
Kaukoputkessa on kolme optisesti toimivaa ja kuvan muodostamiseen osallistuvaa osaa. Pääpeili sijaitsee kaukoputken takaosassa ja korjaavaa, koko aukon käsittävä korjauslinssi on sen etupuolella. Pääpeilin ja korjauslinssin välissä, yleensä korjauslinssin keskelle kiinnitettynä, on apupeili, joka heijastaa pääpeilin kokoaman valon kaukoputken taakse pääpeilin keskellä olevan aukon kautta. Järjestelmä antaa suhteellisen pitkän polttovälin, vaikka kaukoputken fyysinen rakenne on lyhyt ja jämäkkä. Tyypillinen aukkosuhde on f/10.
Schmidt-korjauslinssi on suhteellisen ohut mutta
tehokas palloaberraation poistaja.
Schmidt-Cassegrain-kaukoputken korjauslinssi on linssiksi hieman erikoinen. Linssin keskiosa on hieman positiivinen ja reunaosa on hiottu negatiiviseksi. Linssi on kuitenkin sen verran ohut, että sisäpinnan kaarevuuksia on vaikea havaita.
Vaikka SC-kaukoputken muodostama kuva visuaalihavaitsijalle on erinomainen, valokuvaamisessa pitäisi käyttää kuvan kaarevuuden poistavaa optiikka. Ollakseen tehokas ja toimiva, kuvakentän oikaisulinssit on valmistettava jokaiselle kaukoputkityypille ja koolle erikseen. Tästä syystä on suositeltavaa hankkia vain kaukoputken valmistajan tarjoamia kuvakentän tasoittavaa optiikkaa jonkin verran korkeammasta hankintahinnasta huolimatta. Yleiskäyttöisiä kuvantasoitus optiikoita kyllä on tarjolla, mutta niiden ominaisuuksiin ennen ostopäätöksen tekoa on syytä kiinnittää erityistä huomiota. Vähintäänkin hankinta on tehtävä niin, että kaukoputken polttoväli ja aukko suhde on kentän tasoitulinssin valmistajan ilmoittamissa rajoissa.

Maksutow-Cassegrain-kaukoputket (MC)

MC-kaukoputken toimintaperiaate. Kaukoputkeen tuleva
valo kohtaa meniskus-korjauslinssin, heijastuu
pääpeilistä ja apupeilistä ja kuvan muodostus
tapahtuu pääpeilin takana.
Alkuperäistä Maksutow-kaukoputkea ei käytännössä valmisteta ainakaan kaupallisesti. Myynnissä olevissa malleissa kuva muodostetaan SC-kaukoputkien tapaan pääpeilin taakse. Tästä nimitys Maksutow-Cassegrain, vaikka tätä kaukoputkityyppiä usein kutsutaankin pelkästään maksutowiksi.
MC-kaukoputken kaikki optiset pinnat ovat pallopintoja. Korjaavan optiikan, joka on suhteellisen paksu (meniskus), pinnat myös ovat pallopintoja ja pintojen kaarevuussäde on sama kuin pääpeilin kaarevuussäde. Rakenteellisesti tarvittava apupeili hiotaan lähes aina korjauslinssin sisäpinnalle, jolloin apupeilin kaarevuussäde on kaksinkertaiseksi pääpeilin säteeseen verrattuina.
Meniskus-korjauslinssi aiheuttaa itsekin palloaberraation, mutta se on suuruudeltaan ja suunnaltaan pääpeilin palloaberraatioon nähden vastakkainen. Näin ollen virheet kumoavat toisensa ja kuvan laatu on erinomainen.
Maksutow-peilitele on erinomainen
väline tähtivalokuvauksessa
kuvakentän tasoituksen vuoksi.
Kuva Kari A. Kuure.
MC-kaukoputket ovat SC-kaukoputkia painavampia, joten niitä valmistetaan yleensä pienikokoisina. Yli 152 mm maksutoweja on vain harvalla valmistajalla valikoimissaan ja niiden listahinnat ovat selvästi korkeammat kuin vastaavan kokoisten SC-kaukoputkien. Tyypillinen aukkosuhde on f/10 – f/8 välillä.
MC-kaukoputken muodostama kuva on myös kaareva ja se tarvitsee kuvakentän tasoittajan. Kaikki mitä edellä kerroin SC-kaukoputken tasoittajasta, pätee myös maksutoweihin. Poikkeuksena on jo mainitut maksutow-tyyppiset teleobjektiivit, sillä niissä kuvakentän tasoitus tehdään rakenteellisena osana objektiivissa. Näin ollen nämä laitteet eivät tarvitse erillistä kentän tasoitusta ja soveltuvat tähtivalokuvaamiseen erinomaisesti.

Kuvavirheet

Katadioptristen kaukoputkien kuvavirheet ovat vähäiset. Komaa ei ole yleensä korjattu, mutta se on huomattavasti vähäisempää kuin Newton-kaukoputkissa. Katadioptristen kaukoputkien kuvakenttä on samaa suuruusluokkaa kuin Newton-kaukoputkienkin, jolloin katadioptristen kaukoputkien koma ei ole häiritsevä edes kaikkein laajimmilla kuvakentillä.
Katadioptristen kaukoputkien tarkentaminen tapahtuu pääpeiliä liikuttamalla. Pienissä kaukoputkissa tämä ei ole ongelma, mutta jo 250 mm kaukoputkissa se voi sitä olla. Pääpeilille tulee massaa merkittävästi joten sen liikuttelukoneisto joutuu lujille. Eri valmistajien erilaiset tekniset ratkaisut tuovat mukaan omat ominaisuudet. Usein pääpeilin liikkuminen voi olla ennakoimatonta ja peili liikahtaa odottamatta kaukoputken asennon muuttuessa. Tästä seuraa vähintään terävyysalueen muuttuminen, mikä voi olla erittäin kiusallista valokuvatessa. Niinpä valokuvaajan tulisikin varmistaa kuvan terävyys hyvin usein ja ainakin kohdetta vaihdettaessaan.
Eräät valmistajat varustavat kaukoputkensa lukitusmekanismilla, joka kiinnittää pääpeilin kyseiseen asentoon, eikä päästä sitä liikahtamaan vaikka kaukoputken asento muuttuisi. Käyttäjälle tämä näkyy valokuvatessakin terävämpänä kuvana vaikka tarkennus olisi tehty eri kohteeseen kuin mitä kuvat otetaan.
Pääpeilin asennon muuttuminen tuo pienen ongelman myös kaukoputken jalustan suuntaamiseen. Liikkuvan peilin optinen akseli ei nimittäin ole aina ortogonaalinen, siis 90° kulmassa deklinaatioakseliin nähden, vaan voi poiketa siitä useita kaariminuutteja. Tämä voi merkitä sitä, että kohde, jalustan huolellisesta suuntaamisesta ja etenkin goto-toimintoa käytettäessä, ei olekaan suuntauksen jälkeen kuvan keskellä. Kirkkaissa kohteissa tämä tuskin on mikään ongelma, kaukoputken suuntausta voi aina hieman muuttaa. Sen sijaan himmeitä kohteita kuvattaessa ensimmäisissä kuvissa kohde voi olla sijoittunut kuvakentän laitaan.
Katadioptristen kaukoputkien muodostama kuva on yleensä hyvä tai suorastaan erinomainen. Ongelmaksi saattaa muodostua pienehkö aukkosuhde (noin f/10), kapeahko kuvakenttä ja jonkin verran alentunut kontrasti. Kontrastin heikentyminen johtuu pääpeilin eteen sijoitetusta apupeilistä, jonka koko on vieläpä suhteellisen suuri (noin 30–35 % pääpeilin halkaisijasta). Näin ollen apupeili varjostaa merkittävällä osuudella pääpeiliä ja vähentää sen valonkeräyskykyä, mutta samalla olemassa olollaan kasvattaa kaukoputken difraktiota. Nämä yhdessä johtavat alentuneeseen kontrastiin.
Katadioptristen kaukoputkien kollimointitarve on yleensä suhteellisen vähäinen. Perinteisiä SC-kaukoputkia käyttöönotettaessa pitää tarkistaa kollimointi, mutta usein se on tehtaan jäljiltä erinomainen. Jos kaukoputkea kuljettaa paljon, kollimoinnin tarkistaminen on rutiininomainen toimenpide joka kerta kun kohteeseen tarkennetaan. Jos apupeilin varjo on symmetrinen kohteen muodostaman epäterävän kuvan suhteen, kollimointi on oikea; epäsymmetrisenä se on merkki kollimoinnin tarpeesta. SC-kaukoputken kollimointi tehdään apupeilin asentoa säätämällä.
Maksutow-Cassegrain-tyypisten kaukoputkille ei kollimointia tarvitse tehdä, ja niissä ei edes ole kollimonnin mahdollistavia säätöruuveja. Tässä suhteessa MC-kaukoputken käyttäjä pääsee vähällä työllä ja tämä kaukoputkityyppi onkin tässä suhteessa linssikaukoputkien kanssa samalla lähtöviivalla.
SC- ja MC-kaukoputket ovatkin suositeltavia vaihtoehtoja aloittelevalle tähtiharrastajalle lähinnä niiden helppokäyttöisyytensä ja edullisen hankintahintansa vuoksi. Lisäksi niitä on saatavissa kaikilta kaukoputkien valmistajilta, joilla on valikoimissaan vaihtoehtoja hyvin runsaasti. Kaukoputkien jälkimarkkinat ovat toimivia. Käytetty laite on suositeltava vaihtoehto ensimmäiseksi kaukoputkeksi, kunhan ensin itse toteaa myynnissä olevan laitteen kunnon.




sunnuntai 14. huhtikuuta 2013

Komeetta C/2013 A1 (Siding Spring)


Mars-planeetta. Kuva Nasa.
Maaliskuun 28. päivänä kirjoitin artikkelin mahdollisesti Marsiin törmäävästä komeetasta. Tässä artikkelissa syvennän hieman komeetasta saatuja tietoja.


Komeetan C/2013 A1 (Siding Spring) havaitsi ensimmäisenä Robert H. McNaught tammikuun 3. päivänä tänä vuonna. Komeetta oli kylläkin kuvattu jo joulukuun 8. päivänä 2012 Catalina Sky Survey havainto-ohjelman valokuviin. Marsiin törmäämisen havaitsi Leonid Elenin helmikuun 27., jolloin näytti siltä, että Marsin ohitus tapahtuisi noin 41 300 km etäisyydeltä Marsin keskipisteestä mitattuna. Pan-STARRS etsintäohjelman kuvista lokakuun 4. päivältä 2012 komeetta myös löytyi maaliskuu 3. päivänä, joten komeetan rata oli tunnettu jo 148 vuorokauden ajalta. Tässä vaiheessa komeetta oli vielä 7,2 au:n etäisyydellä Auringosta.
Komeetta C/2013 A1 (Siding Spring) etäisyys Marsiin tulee olemaan lyhin vuonna 2014 lokakuun 19. päivän iltana Suomen aikaa. Nyt kun havaintoja on kertynyt 185 vuorokaudelta (13.4.2013) komeetta ohittaa Marsin 107 712 km etäisyydeltä. Epävarmuus on edelleen suuri, joten laskennallisesti rata sijoittuisi johonkin 8 976–299 200 km väliin Marsin keskipisteestä. Etäisyys olisi lyhin kello 18.51 UT aikaa. Silloin Suomessa ollaan vielä kesäajassa, joten kello näyttäisi 21.51 aikaa.
Suurta mielenkiintoa on herättänyt kysymys siitä, mitä tapahtuisi Marsissa jos komeetta todella törmäisi Marsiin? Törmäys aiheuttaisi uuden kraatterin syntymisen, Marsin ilmakehään kohoaisi melkoinen määrä höyrystynyttä kiveä ja pölyä, jonka vaikutuksia on hieman hankala arvioida. Arviot vaihtelevat laaja-alaisesti lähes olemattomasta aina voimakkaisiin ilmastollisiin vaikutuksiin asti. Huomattavasti helpommin arvioitavissa on törmäyskraatterin koko.
Netistä löytyy laskuri (http://impact.ese.ic.ac.uk/ImpactEffects/), jolla kraatterin kokoa voi laskea, jos olettaa joitakin arvoja. Ensimmäinen näistä arvioista on etäisyys törmäyspisteeseen. Tämä voi valita mielivaltaisesti, sillä tuskin siellä kukaan on paikanpäällä katselemassa törmäystä. Valitaanpa arvoksi vaikkapa 100 km.
Seuraavakin arvo täytyy arvata, siinä kun tarvitaan törmäävän kappaleen koko. Komeetat ovat kooltaan yleensä muutaman kilometrin luokkaa, joten voimme hyvänä arvauksena heittää tähän kohtaa vaikkapa 3 km. Komeettojen tiheys on pieni, onhan suurin osa aineesta vesijäätä. Siihen on sekoittuneena jonkin verran kevyempiä ja herkemmin haihtuvia kaasuja mutta vastapainoksi myös kiviaineista pölyä. Joten arvioidaan komeetan tiheydeksi sama kuin vedellä, siis 1 000 kg/m3.
Ratalaskelma antaa komeetalle Marsin kohtaamisnopeudeksi 56 km/s.
Edetään laskentakoneen syötössä kohtaan iskeytymisen kulmasta. Ratalaskelma on jonkin verran epävarma, mutta todennäköisyys sille, että komeetta meneekin Marsin ohi, on hyvin suuri. Tästä voimme tehdä sen päätelmän, että jos komeetta törmää Marsin pintaan, niin iskeytymiskulma tulisi olemana hyvin pinnan suuntainen. Näin ollen 5° voisi olla aika lähellä totuutta.
Lopuksi laskentakone haluaa tietää, millaiseen maastoon komeetta törmäisi. Marsin pinta on mitä ilmeisimmin tiheydeltään maapallon sedimenttikiveä vastaavaa, joten valitaan se. Muut vaihtoehdot olisivat olleet vesi tai kiteytynyt kallio kuten basaltti tai graniitti. Tämän jälkeen laskenta voidaan käynnistää.
Tulokset ovat suuntaa antavia Maassa, joten Marsissa ne eivät voi olla sen tarkempia, pikemminkin päinvastoin, johtuen Marsin paljon pienemmästä koosta ja massasta.
Vapautuva energia olisi noin 5,3 biljoonaa tonnia TNT-räjähdettä. Maassa vastaavia törmäyksiä esiintyisi kerran kymmenessä miljoonassa vuodessa. Mars-planeettaan vaikutukset olisivat hyvin minimaalisia, joten sen radalta suistumista (tarkemmin ratamuutosta) ei tarvitse pelätä!
Kaavio törmäyskrraaterien muodonmuutoksesta
törmäyksen jälkeen. Kuva on artikkelista Gareth S. Collins,
H. Jay Melosh ja Robert Marcus: Earth Impact Program:
A Web-based computer program for caculating
the regional environmental consequences of
a meteoroid impact on Earth. Artikkeli on julkaistu
Meteoritics & Planetary Science 40, Nr 6, 817–840 (2005)
lehdessä.


Törmäyskraatterin koko olisi noin 13,2 km ja syvyys 4,67 km. Tällaisena kraatteri ei kuitenkaan säily, vaan heti kun lämpö- ja painevaikutus katoavat, kraatterissa tapahtuu muodonmuutoksia. Sen reunavalli romahtaa sisäänpäin ja kraatteri laajenee 18,6 km kokoiseksi. Kraatteri mataloituu reunavallien täyttäessä sitä ja lopulliseksi syvyyseksi tulisi noin 713 metriä. Rakenteellisesti kraatteri olisi kompleksi, jossa on keskusvuori ja reunat terassimaisia.
Törmäys tuottaisi sulanutta ja höyrystynyttä kiveä noin 11 km3 verran. Noin puolet tästä kiviaineksesta putoaisi kuitenkin kraatteriin ja sulakivikerros muodostuisi noin 81 metrin vahvuiseksi. Toinen puoli leviäisi heitteenä kraatterin ympäristöön kymmenien tai satojen kilometrin etäisyyteen saakka.
Marsin ja Maan väliset erot niin rakenteessa, koossa kuin ilmakehän tiheydessä ovat niin suuria, että laskurin antamat tiedot eivät ole kovinkaan tarkkoja. Jokainen voi itse käydä tekemässä vastaavat laskelmat ja lukea seurauksista – maapallolla!