Tähtiharrastajan tähtitaivas: Perseidit

Meteoreja voi havaita
 valokuvaamalla. Tarvittavat välineet
ovat jalusta, objektiiviltaan
laajakulmainen kamera,
jolla voi ottaa aikavalotuksella
(noin 1 minuutin) kuvia ja
lanka- tai etälaukaisija.
Kuva Brocken Inagglory –
GNU Free Documentation License.

Meteorien^[1][2] havaitseminen on hyvin suosittua tähtiharrastajien keskuudessa. Etenkin kirkkaita meteoreja tuottavat meteoriparvet ovat havaitsijoiden suosiossa. Yksi on kuitenkin ylitse muiden, perseidien meteoriparvi elokuun toisella viikolla, tänä vuonna 12.–13. päivien välisenä yönä. Suosion syitä on monia: runsaasti kirkkaita ja näyttäviä meteoreja ja runsaasti tulipalloja tuottava parvi yhdistettynä elokuun kesäisen leppeisiin öihin ovat niistä merkittävimmät.

Perseidien meteoriparven aiheuttaja on komeetta Switt-Tutle, jonka rata hipaisee Maan rataa. Elokuun alkupuolella maapallo on tällä radan osalla ja komeetasta irronneet kappaleet muodostavat ilmakehään tunkeutuessaan näyttäviä meteoreja. Maanpinnalta nähtynä meteoriitit näyttävän tulevan Perseuksen tähdistön pohjoisosasta. Tätä suuntaa kutsutaan radiantiksi. 

Todellisuudessa ilmakehään tulevat kappaleet kulkevat samansuuntaisesti, mutta ne näyttävät taivaalla kulkevan säteittäisesti radiantista poispäin. Ilmiön aiheutuu perspektiivistä, siis samasta ilmiöstä kuin junanradan kiskojen yhtyminen horisontissa, kuitenkin tiedämme kiskojen olevan siellä yhtä etäällä toisiaan kuin katselijan kohdalla.

Komeetta Switt-Tutle on varsin kookas komeetaksi. Sen ydin on noin 26 km halkaisijaltaan, siis varsin kookas, kun komeettaytimien keskikoko on vain muutaman kilometrin luokkaa. Suuri koko mahdollistaa kohtalaisen kookkaiden kappaleiden (suurimmaksi osaksi vesijäätä) irtoamisen, jotka ilmakehään syöksyessään aiheuttavat tulipallon^[1]. Perseidien ja parven tulipallojen kirkkautta lisää avaruudesta tulevien kappaleiden ja maapallon suuri kohtaamisnopeus, joka on noin 60 km/s. Vain leonidien (esiintyy marraskuussa) parven nopeus on tätä nopeampi (noin 72 km/s).

Meteori-valoilmiö aiheutuu ilmakehään syöksyvän kappaleen edessä ja ympärillä olevan ilman hehkuminen (plasma). Kyseessä ei ole palaminen, kuten usein kuulee ja näkee väitettävän. Palamista (joka on aineen hapettumista) meteoreissa esiintyy mutta se on mittakaavaltaan sen verran vähäistä, että se ei pysty tuottamaan kirkasta valoilmiötä. Valoilmiö ei myöskään aiheudu ilmakehän kitkasta (jota niin ikään tarjotaan usein selitykseksi). Kitkaakin tapahtumassa on mukana, mutta sekään ei ole riittävä hehkumisen aiheuttaja.

Ilman hehkuminen johtuu kompressiosta, siis samasta ilmiöstä kuin polkupyörän renkaisiin ilmaa  pumpattaessa pumppu lämpiää. Kompressio on meteoreissa paljon voimakkaampaa, sillä ilmakehään syöksyvän kappaleen nopeus voi olla parisataa kertaa äänennopeutta suurempi – mitä suurempi nopeus sitä suurempi kompressio. Kompression seurauksena ilman lämpötila voi olla kuumimmillaan jopa noin 10 000 °C, siis paljon kuumempi kuin Auringon pinta (tarkemmin sanoen efektiivinen lämpötila, joka on noin 5 800 °C).

Hehkuva ilmamassa kuumentaa avaruuskiven pintaa sulattaen ja jopa höyrystäen sitä (ablaatio). Sulaan kiviainekseen syntyy lasimainen pinta sekä kavitaation ja turbulenssin aiheuttamia kuoppia. Suurimmaksi osaksi avaruudesta tulevat kappaleet ovat niin pieniä, että ne kuluvat loppuun. Tätä edesauttavat sokkiaallot, joita syntyy ilmakehään tunkeutuvaan kappaleeseen ja rikkovat sen pienemmiksi kappaleiksi hyvin nopeasti. Iskeytyminen ilmakehään muistuttaa siis jossain määrin kappaleen törmäämistä kiinteään pintaan esimerkiksi juomalasin pirstoutumiseen sen pudottua lattialle.

Kompressio aiheuttaa myös ilmakehässä kiitävän kappaleen hidastumisen. Suurin syy tähän on kompressiopuolen suuri paine ja jättöpuolen täydellinen tyhjyys. Paine-ero hidastaa nopeasti avaruudesta tulevan kappaleen vauhdin ja matkanteko ilmakehän alaosassa onkin vapaata putoamista alle äänennopeudella. Hidastuminen on sitä vähäisempää mitä suuremmasta kappaleesta on kysymys. Suurimassaiset kappaleet voivat päästä ilmakehän läpi hidastumatta lainkaan.

Valoilmiönä (meteori) ilmakehään saapuva kappale näkyy yleensä noin 120–80 km korkeudesta alkaen. Jos kappale on riittävän kookas, se ehtii noin 40 km korkeuteen ennen lopullista pirstoutumistaan tai höyrystymistään. Jos jokin isompi kappale on tälle korkeudelle selviytynyt ja pirstoutuu, osaset putoavat vapaan putoamisliikkeen nopeudella maanpinnalle. Kohtaamisnopeus maanpinnalla on noin 60–100 m/s riippuen kappaleiden aerodynaamisista ominaisuuksista. Putoamisen aikana ilmakehän tuulet kuljettavat kappaleita laajalle alueelle, joten yhtä, tarkasti määriteltävissä olevaa putoamiskohtaa ei ole.

Joskus iso kappale pääsee tunkeutumaan ilmakehään hyvinkin alas, jopa 10 km korkeuteen asti. Tällöin usein on kuultu ns. yliäänipamaus, joka syntyy kappaleen kiitäessä ilmakehässä yliäänennopeudella. Tuorein ja kaikkien muistama esimerkki tästä on Tšeljabinskin meteori helmikuun 15. päivältä tänä vuonna.

Koostumus ja rakenne

Komeetoista tulevat kappaleet ovat vesijäätä. Vaikka ne olisivat hyvinkin isokokoisia, ne eivät selviä maanpinnalle vaan höyrystyvät kokonaan[3]. Näin perseidien tuottamat tulipallot katoavat jälkiä jättämättä.

Maanpinnalle pudonneet meteoriitit ovat yleensä alkuperältään pääasteroidivyöhykkeeltä lähtöisin. Ne ovat syntyneet asteroidien keskinäisissä törmäyksissä ja kappaleet ovat päätyneet radoille, joista jotkut tuovat ne maapallon läheisyyteen. Nämä kappaleet koostuvat jo mainituista kivestä ja metalliseoksista.

Kivimateriaalista koostuvat kappaleet ovat sen verran heikkoja, että ne pirstoutuvat ilmakehän läpäisyn aikana hyvin pieniksi. Useimmat maanpintaan asti selvinneet kappaleet ovatkin yleensä vain nyrkin kokoisia tai sitä pienempiä. Sen sijaan rautaa ja nikkeliä sisältävät kappaleet ovat lujuudeltaan sellaisia, että ne eivät juuri pirstoudu ilmakehän läpäisyn aikana, vaan törmäävät maanpintaan sellaisenaan. Niiden pinta on tietysti sulanut, lasittunut ja musta, mutta muita merkkejä koetusta kuumuudesta ei ole.

Meteoriitit ovat suurimmaksi osaksi kiveä (kondriitteja), vain parin prosentin verran löydetyistä kappaleista on rautaa ja saman verran pallasiitteja (metalleja ja kiveä). Joskus löydetään erittäin harvinaisia kivimeteoriitteihin laskettavia hiilipitoisia (hiilikondriitit) kappaleita. Joskus ne ovat niin hauraita, että ne ovat lähes pelkkää murskaa maanpinnalta löydettäessä. Kaikkein harvinaisimmat kappaleet ovat peräisin Kuusta, Marsista ja Vesta-asteroidista. Ne poikkeavat rakenteeltaan jyvämäisistä kondriiteita ja niitä kutsutaan akondriiteiksi.

Perseidien meteoriparven maksimi on 12.–13.8. välisenä yönä. Parveen kuuluvia meteoreja voi kuitenkin nähdä jo nyt (25.7. alkaen) ja viimeisimmät nähdään 20. elokuuta. Tunnin aikana keskiverto tarkkailija voi odottaa näkevänsä parisen kymmentä alle sekunnin kestävää meteoria, mutta joukossa voi olla myös muutama hieman pidempään näkyvä tulipallo. Kaikista havainnoista olisi hyvä raportoida Taivaanvahdissa.

Huomautukset

[1] Nimistö:

·         meteori on ilmakehässä näkyvä lyhytaikaisesti (0,5–2 s) valoilmiö, jonka aiheuttaa avaruudesta tuleva kappale

·         meteoroidi on avaruudessa Aurinkoa kiertävällä radalla oleva kappale

·         meteoriitti on maanpinnalle asti selvinnyt kivi, pallasiitti (sisältää kivimineraaleja sekä rautaa ja nikkeliä) tai rautaa ja nikkeliä sisältävä avaruudesta tullut kappale.

·         tulipallo on Venusta (–4,4^m) kirkkaampi meteori, jonka kesto on tavanomaisia meteoreja pitempi. Kirkkaimmat tulipallot ovat näkyneet ilmakehässä jopa 30 sekuntia ennen katoamistaan. Kivi tai metallista koostuneen kappaleen koon ollessa suurempi kuin 2 cm se voi aiheuttaa tulipallon.

[2] Yhä edelleenkin meteoreja kutsutaan usein tähdenlennoiksi vaikka hyvin tiedetään, että ilmiöllä ei ole mitään tekemistä tähtien kanssa. Tähdenlento-nimitys ei siis ole suositeltava käytettäväksi missään yhteydessä.

[3] Tutkijoiden mukaan ilmakehän läpi syöksyvä jää tai kivi tuhoutuu tai ainakin pirstoutuu paljon pienemmiksi kappaleiksi, jos sen koko on enintään 10–20 metriä. Tšeljabinskin meteori oli tätä luokkaa.

Jos putoava kappale on ns. rauta (riippumatta koosta), se pääsee törmäämään maanpintaan kutakuinkin yhtenä kappaleena. Vain hyvin pienet raudat höyrystyvät kokonaan.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Suotimet – osa 2

Harmaasuodin
vähentää valon
kirkkautta. Tässä
1,25" kehyksessä

Aloitteleva tähtiharrastaja saattaa helposti sortua kaukoputkikauppiaan tarjouksiin ostamalla itselleen tarpeettomia suodattimia. Usein kyseessä voi olla muutaman kympin maksava värillisten suotimien sarja, mutta sen laadukkuus on kyseenalaista ja aloitteleva ei käytännössä tarvitse ko. sarjaa lainkaan. Palaan värillisiin suotimiin tässä artikkelisarjassa myöhemmin.

Aloitteleva tähtiharrastaja tarvitsee vain kolme tai neljä suodatinta, ja niitäkään ei tarvitse hankkia kaukoputken kanssa yhtä aikaa. Alkuun pääsee aivan hyvin ilman suodattimia.

Harmaa suodin

Useimpien aloittelevien harrastajien ensimmäinen kohde on Kuu. Sitä voi aivan hyvin katsoa ilman minkäänlaista suodatusta, mutta jossakin vaiheessa harrastaja voi todeta, että ”onpas kirkas, aivan häikäisee!” Kuun kirkkaus todellakin häikäisee silloin, kun ollaan ajallisesti lähellä täysikuuta.

Ongelma saadaan poistetuksi käyttämällä harmaasuodinta. Niitä on saatavana useita eri tiheyksiä, eli eri suotimet päästävät lävitseen eri määrän valoa, mutta eivät leikkaa mitään aallonpituutta pois. Hankkimalla pari erilaista, päästään sopivaan kuvan kirkkauteen, lähes täysikuulle tihein (tummin) ja muulloin tarvittaessa hieman vaaleampi. Näiden kahden yhdistelmällä saa aikaa vielä tummemman suodatuksen.

Hieman toisenlainen ratkaisu kirkkauden säätöön on kahden polarisaatiosuotimen hankinta. Useat valmistajat ovat koonneet valmiin paketin suotimista, joissa toinen on helposti säädettävissä ilman, että varsinaisesti okulaaria tarvitsee irrottaa kaukoputkesta. Yksi polarisaatiosuodin vähentää valonmäärää noin puoleen, kahdella päästään suodatuskertoimiin^[1] 0,5–0,98 suodattimien keskinäisestä kiertokulmasta riippuen.

Kahden laadukkaan polarisaatiosuotimen hankinta on tietysti hieman enemmän pääomaa tarvitseva kuin yhden tai kahden harmaasuotimen hankinta. Rahalle saadaan vastineeksi portaaton kirkkauden säätö.

Kontrasti ja valosaastesuotimet

Astronomikin valmistama 2" UHC-
suodatin. Kuva Astronomik.

Aloittelevan harrastajan ostoslistalle toisena nouseva suodin on joko kontrastiboosteri tai valosaastesuodin (Ultra High Contrast, UHC). Kyseessä on kontrastisuutta lisäävät suotimet, jotka toimivat hyvin samankaltaisesti. Ainoa ero käytännössä on se, että kontrastiboosteri sopii pienemmille kaukoputkille kuin UHC. Jotkin valmistajat eivät käytä kontrastiboosteri nimitystä, vaan sarjan suotimet ovat kaikki nimetty UHC-suotimiksi ja niiden välinen tiheysero on kerrottu numerolla (yleensä 1–3).

Kontrastin lisäys saadaan aikaan yleensä leikkaamalla näkyvän valon punaisia, natriumin punakeltaisen ja osittain sinivioletin aallonpituudet. Baaderin kontrastiboosteri läpäisee kuitenkin elohopeahöyrylamppujen vihreän aallonpituuden mutta muiden valmistajien UHC-suotimissa myös näitä aallonpituuksia voidaan leikata. Joidenkin valmistajien suotimissa leikataan myös muita aallonpituuksia.

UHC-suodin leikkaa tehokkaasti
kaikki tunnetuimma keinovalojen
säteilemät aallonpituudet (oranssit
pylväät) ja läpäisee sumujen emit-
toivat aallonpituudet.
Kuva Astronomik.

Kaikilla UHC-suotimilla kuva muuttuu hieman ”kylmäksi” ja selvästi voimakkaan kontrastiseksi. Tästä on erityinen hyöty niin Kuun, kuin Jupiterin ja Marsin havaitsemisessa. Suodin on erityisen hyödyllinen myös Auringon havaitsemisessa, mutta vaatii tietysti myös varsinaisen aurinkosuotimen.

UHC-suodin läpäisee noin 90 %:sti erilaisten tähtisumujen emittoiman valon aallonpituudet (noin 480 – 510 nm), mutta leikkaa voimakkaasti kaikki muut aallonpituudet pois. Tällöin taustataivas tummenee ja kontrastisuus kasvaa merkittävästi. Suodin on välttämätön havaittaessa taajamissa tai muualla valosaasteisilla alueilla.

Eri valmistajien UHC-suotimet poikkeavat hieman toisistaan. Niitä voidaan myydä hieman erilaisilla tunnuksilla ja suodattimen toimintaa kuvaavilla nimityksillä. Huolellisen vertailun avulla aloittelevakin harrastaja onnistuu valitsemaan varmasti oikean suotimen käyttöönsä.

Pölysuojaus

MC-suodin, joka toimii erinomaisena
pölyyntymisen estona, koska ei
leikkaa mitään aallonpituutta. Kehys
on T2-kierteinen. Kuva Astronomik.

Kolmas suodatin ei oikeastaan ole suodin lainkaan. Se on kaikkia aallonpituuksia läpäisevä suotimien pohjamateriaalista valmistettu kirkas suodin. Se on päällystetty heijastumista estävillä monikalvopinnoitteilla.

Usein on tarkoituksen mukaista hankkia täysin kirkkaan suotimen sijaan ir-block-suodin. Se on näkyvän valon aallonpituuksilla täysin kirkas, mutta poistaa infrapunaisen valon aallonpituudet. Tällä ei ole kovinkaan suurta merkitystä visuaalisesti havaitsevalle, mutta samaa suodatinta voidaan käyttää valokuvattaessa (kameroiden kuvakennot ovat herkkiä ir-valon aallonpituuksille). Tällöin kuvan terävyys paranee ja yksityiskohdat kirkastuvat. Erityisesti peilikaukoputkien (Newton, SC tai Maksutow) käyttäjille suosittelen tätä vaihtoehtoa. Linssikaukoputket rakenteestaan johtuen suodattavat suurimman osan ir-valosta.

IR-BLOCK-suodin päästää lävitseen
näkyvän valon aallonpituudet, mutta
leikkaa infrapunaisen säteilyn
pois. Kuva Astronomik.

Kaikkia näkyvänvalon (+ir) aallonpituuksia läpäisevän suotimen käyttötarkoitus on estää kaukoputkea pölyyntymästä. Jos mahdollista, niin tällaisen suotimen voisi hankkia kaukoputken rungon kierteistyksellä, jolloin sen voi pitää kiinteästi paikoillaan. Useilla valmistajilla on tarjolla erilaisia kehys- ja kierrevaihtoehtoja^[3].

Newton-kaukoputken (tai muun avoimen kaukoputkimallin) hankkineet voivat suojata kaukoputken peilejä pölyyntymästä hankkimalla Baaderin TurboFilm-suodinkalvoa. Sitä myydään yleensä noin 1,25×1,19 m kokoisina paloina, joista leikkaamalla saadaan sopiva suojakalvo. Kalvo on optisesti testattu ja sen paksuuden vaihtelu on vain 1/10 aallonpituudesta, joten se ei vaikuta kuvan laatuun heikentävästi, vaan putkivirtausten poistuminen parantaa kuvan laatua. Turbosuodatinkalvosta kaukoputken suoja tehdään samalla tavalla kuin aurinkosuodatin, jota käsittelen artikkelisarjassa myöhemmin.

Huomatukset

[1] Suodatuskerroin (k) on kerroin jonka suodin estää pääsemästä lävitseen. Kertoimen arvolla nolla, suodin ei estä lainkaan valon kulkua ja kertoimella k=1 suodin estää valon läpäisyn kokonaan.

Läpäisykerroin ilmoittaa suotimen päästämän valon määrän. Tällöin kerroin arvolla 1 suodin läpäisee kaiken valon ja arvolla nolla se estää kaiken valon läpäisyn.

Kertoimet ovat siis käänteisiä toisilleen ja harrastajien tulisikin kiinnittää huomionsa siihen, kummasta kertoimesta on kysymys. Valmistajat ilmoittavat suotimilleen yleensä läpäisykertoimen eli läpi päässeen valon määrän, joko lukuarvona (esimerkiksi harmaasuotimet) tai esittävät graafisen kuvaajan suotimen läpäisystä aallonpituuden funktiona. Jos myyjän tai valmistajan esittämissä suotimien teknisissä tiedoissa kyseistä suodatuskäyrää ei löydy, suodin on syytä jättää ostamatta.

[2] Kaikki kuusuotimena myytävät suodattimet eivät toimi tekstissä kuvatulla tavalla, vaan hyvin usein kuusuotimella tarkoitetaan voimakkaan vihreää suodatinta. Vihreä suodin kyllä parantaa kontrastia, mutta Kuu näkyy luonnottoman vihreänä ja kuva himmenee yleensä niin paljon, että kasvaneen kontrastin tuoma hyöty menetetään. Tästä syystä tumman vihreää suodinta ei voi suositella tähän tarkoitukseen.

SC-kierteinen suodinkehys.
Kuva Astronomik.

[3] Yleisimmät kierrevaihtoehdot ovat:

·         T2-kierre (M42×0,75 mm),

·         SC-kierre (2” / 24 TPI, 60°, kierteen ulkohalkaisija noin 50,6 mm),

·         1,25” (M28,5×0,6 mm) ja

·         2” (M48×0,75 mm)

·         Clip-suodin Canon EOS -kameroihin

·         Suotimia toimitaan myös ilman kehystä erikokoisina ja muotoiltuna. Hyllytavarana on yleensä pyöreitä Ø 38 mm ja 50 mm sekä nelikulmaisia 50×50 mm. Suurin saatavilla oleva koko riippuu valmistajasta, esimerkiksi Astromikin valmistamina suurimmat sivun pituudet ovat 75 mm, 50 mm tai 34 mm.

Suotimien kuvat ja läpäisykäyrät on julkaistu Astronomikin luvalla.

Komeetta ISON on kirkastumassa

Nasa kuvasi avaruuskaukoputki Hubblella ISON-komeetan.
Kuva Nasa.

Nasa valokuvasi c/2012 S1 (ISON) komeettaa kesäkuussa. Uudet kuvat osoittavat komeetan kirkastuneen suunnilleen odotusten mukaisesti. Eritoten komeetan avaruuteen ”vuotavan” hiilidioksidin ja pölyn määrä näyttävät lisääntyneen sen mukaan mitä lähemmäksi aurinkokunnan sisäosia komeetta lähestyy. 

Kuvaushetkellä kesäkuun 13. päivänä komeetta oli 3,35 au:n^[1] etäisyydellä Auringosta.

Komeetan jäinen ydin näyttäisi olevan kutakuinkin 5 km halkaisijaltaan. Tämä on uusien komeettojen keskikastia, ehkä aavistuksen verran keskiarvoa suurempi. Kaikkein suurin tunnettu komeettaydin on Hale-Bopp:lla (C/1995 O1), joka arvioitiin noin 40–160 km kokoiseksi^[2].

ISON-komeettan ytimen massaa on tässä vaiheessa hieman vaikea määrittää ilman oletuksia. Nasan arvio on melkoisen epävarma, alarajan ollessa 3,5 miljoonassa tonnissa ja ylärajan tuhatkertainen alarajaan nähden (3,5 miljardia tonnia). Koska komeetta on mitä ilmeisimmin ensimmäistä kertaa aurinkokunnan sisäosassa, sen keskitiheys on vielä täysi arvoitus.

Tiheyteen vaikuttavat vesijään lisäksi komeetan sisältämät helposti haihtuvat kaasut kuten hiilidioksidi, hiilimonoksidi (häkä), ammonium, natrium, vety ja sen yhdisteet (CH₄), syaani (CN) ja luonnollisesti komeetan sisältämät kiinteässä olomuodossa olevat pölyt (SiO₂, C jne.). Lisäksi komeetan ytimessä voi olla suuriakin aukkoja tai se voi olla hyvin huokoinen.

ISON-komeetan alkuperä, kuten kaikkien muidenkin komeettojen, on Oortin pilvessä ^[3] aurinkokunnan ulko-osassa. Komeetan lämpötila Oortin pilvessä ollessaan on hyvin lähellä absoluuttista nollapistettä, jolloin kaikki helposti haihtuvatkin aineet pysyvät kiinteässä olomuodossa kymmeniä miljardeja vuosia.

Ratkaiseva muutos tapahtuu vasta sitten, kun jonkin gravitaatiohäiriön (ohittava tähti, tai joku toinen komeettaydin) saa aikaan komeettaytimen radassa pienen muutoksen, jonka seurauksena se lähestyy lopulta aurinkokunnan sisäosia.

Mitä lähemmäksi Aurinkoa komeettaydin lähestyy sitä enemmän se absorboi itseensä lämpösäteilyä. Ytimen lämpötila kohoaa (suurimmaksi osaksi vain komeettaytimen pinnalta), jonka seurauksena ensimmäisenä herkästi haihtuvat kaasut haihtuvat ja jonkin verran kiinteää pölyä vapautuu. Komeetasta irronnut kaasu ja pöly jää komeettaytimen ympärille ja muodostaa eräänlaisen ilmakehän, ns. koman, ja lopulta kaasuja pölymäärän lisääntyessä myös pyrstön. Tämä tapahtuu yleensä planeettakunnan alueella, jossakin Saturnuksen tai Jupiterin ratojen tuntumassa.

Jos ja kun komeetan rata tuo sen yhä syvemmälle aurinkokunnan sisäosia, niin kaasujen haihtuminen ja pölyn vapautuminen voimistuu ja komeetta saa itselleen aina vain pitenevän pyrstön. Pölystä muodostunut pyrstö seuraa (tässä vaiheessa) suunnilleen komeetan rataa, mutta kaasupyrstö (yleensä ionisoituneita kaasuja) suuntautuu poispäin Auringosta aurinkotuulen vaikutuksesta. Aurinkoa lähestyttäessä molemmat pyrstöt suuntautuvat poispäin Auringosta, koska aurinkotuulen tiheys ja valon aiheuttama dynaaminen paine kasvavat. Suurimpien komeettojen pyrstöjen pituudet mitataan sadoissa miljoonissa kilometreissä.

ISON-komeetan radasta ja näkymisestä olen kirjoittanut aikaisemmin blogissani ”Hubble nappasi kuvan ISON-komeetasta”, joten en tällä kertaa palaa siihen teemaan.

Huomatukset

[1] Astronominen yksikkö (au ) on likipitäen maapallon keskietäisyys Auringosta. Nykyisin sitä ei kuitenkaan ole määritelty tällä tavalla, vaan sille on määrätty (IAU v. 2012) pituus, joka on 149 597 870 700 m. 

Maapallon keskietäisyyden määrittäminen on hieman ongelmallista, sillä Auringon sädettä ei tunneta aivan tarkasti. Lisäksi Aurinko menettää massaansa jonkin verran, jonka seurauksena maapallon keskietäisyys kasvaa ajan myötä. Määräämällä astronomisen yksikön pituus tietyksi metriluvuksi vältetään molempien epävarmuuksien aiheuttamat ongelmat.

[2] Etäisyys komeettaan Hale-Bopp oli lyhimmillään 1,315 au, joten ytimen kokoa oli vaikea määrittää ennen kuin perihelin jälkeen, jolloin komeetan kaasun haihtuminen ja pölyn muodostuminen olivat alentuneet sellaiselle tasolle, että itse jäisen ytimen valokuvaaminen oli mahdollista. Tällöin se oli jo niin etäällä, että koon tarkka määrittäminen ei enää onnistunut.

[3] Oortin pilvi on pallonmuotoinen kehä aurinkokunnan ympärillä, jonka sijoittuu 0,1–1 valovuoden etäisyydelle Auringosta. Pilvi muodostuu tuhansista miljardeista komeettaytimistä. Oortin pilvi kantaa keksijänsä alankomaalaisen Jan Oort (1900–1992) nimeä, joka päätyi tutkimuksiinsa nojautuen siihen, että aurinkokunnan ulko-osassa täytyy olla komeettaytimistä muodostunut pilvi. Hän julkaisi tutkimustuloksensa vuonna 1950. Suoranaisia havaintoja pilven olemassa olosta ei ole, vaan se voidaan päätellä komeettojen ratojen ja esiintymistiheyden perusteella.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Suodattimet – osa 1

Harrastaja kaukoputkiin on saatavana
hyvin runsas valikoima erilaisia
suodattimia eri käyttötarkoitukseen.

Harrastaja kaukoputkiin on saatavana hyvin runsas valikoima erilaisia suodattimia eri käyttötarkoituksiin. Aloitteleva tähtiharrastaja tarvitsee kuitenkin vain kolme tai neljä suodatinta, joiden avulla hän pääsee hyvin alkuun harrastuksessaan. Tässä artikkelisarjassa tarkastelen suodattimia niin teknisesti kuin miten ne vaikuttavat kohteen kuvaan kaukoputkessa ja niiden käyttöä.

Jos aivan tarkkoja ollaan, suodattimia ei välttämättä tarvita lainkaan ennen kuin niiden tarve tulee ilmeiseksi. Niinpä suodattimia ei ole mitään syytä hankkia kaukoputken kanssa samanaikaisesti, vaan vasta siinä vaiheessa kun niiden käyttötarkoitus harrastajalle selvenee.

Yleistä suotimista

Suodatin tai suodin, millä nimellä sitä halutaankaan kutsua, on osittain valoa läpäisevä optinen elementti, jonka perimmäinen tarkoitus on valita havaintoihin käytettävät aallonpituudet. Toisena suotimen tarkoituksena on säätää silmään tai kameran kuvasensorille tulevan valon määrää, jos kohde on erittäin kirkas. Kolmas käyttötarkoitus (etenkin ammattiastronomiassa) on selvittää kohteen valon polaarisuus tai sen puuttuminen.

Kun suodin sijoitetaan johonkin kohtaan kaukoputken optiselle akselille, sen pitää olla laadukas, jotta vältyttäisiin kuvan huononemiselta. Missään tapauksessa se ei ole pala värillistä lasia, kuten leikkikaluiksi luokiteltavissa tavaratalokaukoputkipaketeissa saattaa olla.

Useimmissa tapauksissa suodin kiinnitetään okulaariin, sen kiinnitysputken kaukoputken puoleiseen päähän. Valokuvattaessa suotimien kiinnityspaikkana usein on suodinpyörä, jonka avulla suodattimen vaihtaminen on nopeaa. Suotimen kiinnittämistä varten sen rungossa on kierre, joka on standardoitu. Toisin sanoen, riippumatta laitteiden valmistajista, suodin voidaan kiinnittää aina okulaariin tai suodinpyörään.

Suodattimen rakenne

Aivan samoin kuin okulaareja on kahta kokoa (1,25” ja 2”), suotimiakin on näitä kokoja[1]. Näiden kahden koon lisäksi suotimia on saatavissa Clip-suodin Canon EOS -kameroihin kiinnitettäviä ja joidenkin kaukoputkien kiinnityskierteisiä (SC-kierre) suotimia. Jotkin valmistajat tarjoavat myös kehyksettömiä, joko pyöreitä tai nelikulmaisia suotimia erikoislaitteisiin.

Useimpien valmistajien suotimia voidaan liittää myös toisiinsa. Tällä tavalla saadaan leikattua useampia aallonpituuksia mitä yksitäisellä suotimella on mahdollista. Usein kahden suotimen yhteen liittämisellä voidaan säästyä uuden suotimen hankinnalta, jos yhdistelmälle on vain satunnaista käyttöä. Jos tällaiselle suotimelle on runsaasti käyttöä, silloin on syytä hankkia yhdistelmää vastaava erillinen suodin.

Laadukas suodin rakennetaan substraatille (tasohiottu optinen lasi). Yksistään tämä ei vielä pysty toimimaan suodattimena, vaan se tarvitsee pinnoilleen lukuisia, jopa toistasataa erilaista pinnoitetta ennen kuin suotimella on halutut ominaisuudet. Päällimmäisinä kerroksina on luonnollisesti heijastumista estäviä kerroksia ja sen lisäksi kosteudelta ja mekaaniselta kulumiselta suojaava kovakalvokerros, jollaisia esimerkiksi silmälaseihin hyvin yleisesti laitetaan.

Vaikutukset

Suodattimen käyttäminen saa aikaan muutoksia näkyvässä kuvassa. Ensinnäkin, suodin poistaa haluttuja aallonpituuksia ja näin himmentää kuvaa (lukuun ottamatta ir-block-suotimia). Tästä syystä pienen kaukoputken käyttäjät eivät voi käyttää kovin tummia suotimia. Valovoimaisimpien kaukoputkien käyttäjien puolestaan ei pitäisi käyttää liian vaaleita suotimia, sillä silloin haluttujen aallonpituuksien poistuminen ei ole täydellistä ja kuvaan jää (vaikkakin himmentyneenä) ei-toivottuja aallonpituuksia. Valmistajat yleensä kertovat mikä kokoiselle kaukoputkelle suodin on valmistettu.

Suotimen lisääminen muuttaa myös kaukoputken tarkennuspistettä hieman kauemmaksi. Tästä syystä usein käytetään kirkasta suodatinta (substraatti + heijastumisen estäviä monikalvopinnotteita) tarkentamiseen vaikka varsinaiset havainnot tehtäisiinkin toisella suotimella. Tällaisessa tapauksessa yleensä käytetään kaukoputken ja okulaarin väliin asennettavaa suodinpyörää, jolla suotimen vaihto sujuu näppärästi ilman minkään osan irrottamista.

Harkintaa hankintaan

Suodattimia hankittaessa tulisi jälleen kiinnittää suuri huomio laatuun. Moni valmistaja antaa takuun valmistamilleen tuotteille, joka osoittaa niiden olevan hyvälaatuisia. Esimerkiksi Astronomik (www.astronomik.com/en/home) myöntää tuotteilleen 10 vuoden takuun. Valmistajan sivuilta löytyy lisäksi tarkat tekniset tiedot kaikille suotimille.

Astronomik ei yksin ole laadukkaiden suotimien valmistaja, muita ovat esimerkiksi Baader planetaarium (www.baader-planetarium.com/ ) ja kaikki tunnetuimmat kaukoputkien valmistajat tarjoavat laadukkaita suotimia omilla merkeillään.

Valitettavasti suodinmarkkinoilla on runsaasti tarjontaa myös hyvin edullisella myyntihinnalla. Usein ne ovat jonkin nimettömän valmistajan tuotteita, joiden laadukkuudesta tai valmistustavasta ei ole mitään tietoa saatavilla. Huonoimmillaan ”suotimet” voivat olla ikkunalasia, jonka ulkopintaan on vedetty jonkinlainen värillinen lakka tai itse lasi on värjätty joko valmistusvaiheessa tai jälkeenpäin. Näistä suotimista ei myöskään heijastusta estäviä tai kovakalvopinnotteita löydy. On päivän selvää, että tällaista laitetta ei milloinkaan pitäisi hankkia!

Huomatukset

[1] Yleisimmät kierrevaihtoehdot ovat:

·         T2-kierre (M42×0,75),

·         SC-kierre (2” / 24 TPI),

·         1,25” (M28,5) ja

·         2” (M48).

Suotimia toimitaan myös ilman kehystä erikokoisina, tilauksesta juuri tiettyyn käyttötarkoitukseen muotoiltuna.

Alkemistien unelma: kuinka tehdä kultaa

Jokainen on varmasti kuullut keskiajan alkemisteistä, jotka yrittivät tehdä kultaa halvemmista materiaaleista. Kultaa ei kuitenkaan syntynyt siitä yksinkertaisesta syystä, että kemiallisin keinoin sitä ei voi tehdä. Alkemistien suurimmaksi saavutukseksi kuitenkin jäi nykyaikaisen kemian ensiaskelien ottaminen. Mutta kullan arvoitus on säilynyt!

Hiukkasfysiikan kehityksen myötä raskaimpien alkuaineiden synty on hiljalleen paljastunut. Nykyisen käsityksen mukaan rautaa raskaammat alkuaineet ovat syntyneet supernovien räjähdyksissä prosessissa joka on nimetty neutronisieppaukseksi. Teoria toimii hienosti jonkin verran rautaa raskaimmille alkuaineille tinaan asti, mutta siinä näyttäisi olevan puutteita mitä raskaimmista alkuaineista on kysymys. Kaikkein raskaimpia alkuaineita kuten kulta tai platina, uraanista nyt puhumattakaan, ei supernova näyttäisi synnyttävän lainkaan. Jotain oleellista tuntuu puuttuvan.

Nyt Harward yliopiston tutkijat, johtajanaan professori Edo Berger, uskovat pystyvänsä selittämään mm. kullan syntymisen. Sitä nimittäin syntyisi kahden neutronitähden törmätessä toisiinsa ja muuttuessa mustaksi aukoksi. Törmäys aiheuttaa erittäin lyhytaikaisen gammapurkauksen ja törmäyspaikan läheisyyteen syntyy laajeneva ainepilvi, joka näkyy joitakin tunteja ns. jälkihehkuna. Tutkijoiden analysoima 3,9 miljardin valovuoden etäisyydellä tapahtunut purkauksen (kesto oli vain 0,2 sekuntia) jälkihehkussa tapahtui hyvin raskaiden atomiytimien radioaktiivista jakaantumista.

Tavallisessa supernovaräjähdyksessä neutronitiheys on riittävä joidenkin rautaa raskaampia alkuaineiden syntymiseksi neutronisieppauksen S-prosessissa[1]. Kaikkein raskaimmat stabiilit alkuaineet kuitenkin näyttäisi jäävän syntymättä, joitakin poikkeuksia lukuun ottamatta (lyijy, joka syntyy S-prosessissa), sillä neutronitiheys ei ole riittävä R-prosessille[2].

Neutronitähtien yhteentörmäyksen neutronivuon tiheys on riittävän suuri R-prosessille, jossa syntyy hyvin raskaita radioaktiivisia alkuaineita. Näiden jakaantumisessa syntyy kaikkein raskaimmat stabiilit alkuaineet kuten kulta ja platina.

Huomautukset

[1] Teorian mukaan rautaa raskaampia alkuaineita voi syntyä vain neutronisieppauksella, jossa atomiytimen lähietäisyyteen joutunut neutroni tulee kaapatuksi atomiytimeen. Hitaassa neutronisieppauksessa (S-prosessi) yksi atomiytimen neutroneista ehtii jakaantua protoniksi ja elektroniksi (beeta-hajoaminen) ennen kuin uusi neutroni tulee kaapatuksi samaan ytimeen. Prosessissa atomin järjestysluku protonin lisäyksen vuoksi kasvaa.

[2] Nopeassa, R-prosessissa atomiydin ehtii kaapata yhden tai useamman neutronin lisää ennen kuin ensimmäisen kaappauksen jälkeinen beeta-hajoaminen tapahtuu. R-prosessin esiintymisen edellytyksenä on riittävä neutronitiheys, jollaisen saavuttaminen edellyttää neutronitähtien yhteentörmäystä (tai hypernovan räjähdystä).

Kaasunauha kiertää Linnunratamme mustaa aukkoa

Taiteilijan näkemys Linnunradan
mustaa aukkoa kiertävästä
Kaasunauhasta. Kuva ESO.

Linnunratamme keskustassa oleva noin 4 miljoonan Auringon massainen musta aukko on epätavallisen rauhallinen. Siihen putoava ainemäärä on hyvin vähäinen ja niinpä se ei tuota tällä hetkellä pyörimisakselinsa suuntaista hiukkassuihkua. Nyt uusimmat tutkimukset ovat paljastaneet, että tilanne ei ole aivan näin tyyni, vaan galaksimme keskustassa noin kolmen maapallon massainen kaasupilvi on kiertymässä mustan aukon ympäri.

Pilven alkuperää ei tunneta, mutta tutkijat arvelevat sen syntyneen mustaa aukkoa hyvin lähellä kiertävien tähtien synnyttämästä tähtituulesta. Pilvessä ei ole havaittavissa tähteä, joka olisi voinut olla sen alkulähteenä.

Itse kaasupilvi on venynyt joutuessaan radallaan suhteellisen lähelle mustaa aukkoa. Pilven vauhti on noin 1 % valonnopeudesta (noin 3 000 km/s) mutta sen ääripäiden välinen nopeusero on peräti 500 km/s. Pilven etupää on jo ohittanut mustaa aukkoa lähinnä olevan radan pisteen, mutta jälkipää on edelleen lähestymässä sitä.

VLT-teleskoopin tuottama kuva
kaasunauhasta. Kuva ESO.

Linnunradan keskusta sijaitsee Jousimiehen tähdistön alueella eteläisellä tähtitaivaalla. Keskustan alue on sen verran etelässä, että se ei nouse Suomessa horisontin yläpuolelle. Sen sijaan jo Välimeren seudulla alue on näkyvissä. Visuaalisesti siinä ei ole kovinkaan paljoa nähtävää, sillä tummat pölypilvet peittävät galaksimme keskustan. Havaintoja alueen tapahtumista voidaan tehdä radioaalloilla sekä infrapunaisen ja röntgensäteilyn aallonpituuksilla. Keskustan alue tunnetaankin radiotähtitieteessä Sagitarius A* (Sgr A*) radiolähteenä.

Saksalais-yhdysvaltalainen tutkimusryhmä käytti havaintoihinsa ESOn VLT-kaukoputkea havaintolaitteineen yli 20 tuntia. ESO on Euroopan eteläinen observatorio, jonka observatoriot sijaitsevat Chilessä: La Silla, Paranal ja Chajnantor. VLT-teleskoopit (4 kpl) sijaitsevat Parnalissa.

Chandra-röntgenkaukoputken ottama
kuva Linnunradan keskustan
alueesta eri vuosina. Kuva Nasa.

ESOon kuuluu viisitoista eurooppalaista jäsenvaltiota: Alankomaat, Belgia, Brasilia, Espanja, Iso-Britannia, Italia, Itävalta, Portugali, Ranska, Ruotsi, Saksa, Suomi, Sveitsi, Tanska ja Tšekin tasavalta.

Voyagerit ovat edelleen aurinkokunnassa

Taiteilijan näkemys Voyager-luotaimista.
Kuva Nasa.

Vuonna 1977 avaruuteen laukaistut Voyager-luotaimet (2 kpl) ovat edelleen aurinkokunnan alueella. Tällaisen päätelmän tutkijat ovat tehneet kolmessa tutkimuksessa, jotka julkaistiin kesäkuun loppupuolella.  Voyager 1 on kuitenkin hyvin lähellä aurinkokunnan ja tähtienvälisen avaruuden rajaa, sillä luotain on mitannut kaksi kolmesta tekijästä, jotka kertoisivat siirtymisestä tähtienväliseen avaruuteen.

Luotain kaksikosta Voyager 2 laukaistiin ensimmäisenä elokuun 20. päivänä ja Voyager 1 syyskuun 5. vuonna 1977. Käänteinen laukaisujärjestys johtui siitä, että luotainten päämäärinä olivat eri planeetat ja Voyager 1 oli hieman nopeammalla reitillä ja saapui kohteisiinsa aikaisemmin. Voyager 1 ohitti Jupiterin maaliskuun 5. päivänä ja Voyager 2 heinäkuun 9. päivänä vuonna 1979.

Luotainten matkavauhtia saatiin hieman lisää Jupiterin ohituksella ja seuraavan etapin Saturnuksen ohituksen Voyager 1 teki marraskuun 12. päivänä 1980 ja Voyager 2 elokuun 25. päivänä 1981. Saturnuksen ohilento muutti (suunnitellusti) Voyager 1 rataa pois aurinkokunnan planeettatasosta ja se jatkoi matkaansa kohti aurinkokunnan ulkoreunaa.

Voyager 2 luotaimen matka jatkui kohti Uranusta, jonka se saavutti tammikuun 24. päivänä 1986 ja sen jälkeen vielä kohti Neptunusta. Neptunuksen ohilennon luotain teki elokuun 25. päivänä 1989. Enempiä ohilentoja ei Voyager 2 ohjelmaan sisältynyt ja sekin suuntasi kulkunsa kohti tähtienvälistä avaruutta.

Voyager 1 lähestyy aurinkokunnan
ulkorajaa. Kuva Nasa.

Aurinkokunnan ulkoraja on ”terra incognita” tuntematonta maastoa. Tutkijat päättelivät Voyager 1 ohittaneen päätesokin (Termination Shock) joulukuussa 2004 noin 94 au:n etäisyydellä. Voyager 2 matkaa eri suuntaan ja sen katsotaan ylittäneen sokkiaallon elokuussa 2007 noin 84 au:n etäisyydellä. Molemmat luotaimet ovat siis alueella, josta käytetään englanninkielistä nimitystä heliosheath (suomeksi jotain sellaista kuin aurinkovaippa tai -suoja). Vaipan alue katsotaan kuitenkin vielä kuuluvan aurinkokunnan alueeseen.

Seuraava ”rajapyykki” on heliopaussin ylittäminen. Voyager 1 on tehnyt mittauksia, joiden mukaan se on ohittanut kaksi kolmesta muutosrajasta, joiden avulla heliopaussi on määritelty. Kaksi ensimmäistä ovat Auringosta peräisin olevien varattujen hiukkasten katoaminen tähtienväliseen avaruuteen. Toinen on päinvastainen ilmiö: tähtienvälisen avaruuden kosmisten hiukkasten tunkeutuminen kohti aurinkokuntaa.

Mittaustulokset vaihtelevat ja näyttäisi siltä, että molempien hiukkastyyppien määrä vaihtelee voimakkaasti. Julkaistujen tietojen mukaan Auringosta peräisin olevien hiukkasten määrä olisi pudonnut tuhannesosaan aikaisemmasta. Näin suurta pudotusta ei ole aikaisemmin havaittu, ellei oteta lukuun Jupiterin lähiohituksen aikaista vaihtelua.

Hiukkasmittaukset kertovat
aurinkokunnan rajan olevan lähellä.
Kuva Nasa.

Kolmas, vielä havaitsematon merkki on se, että Auringon magneettikenttä vaihtuu tähtienvälisen avaruuden kentäksi. Merkkejä kentän muutoksesta on jonkin verran havaittu, sillä luotaimen ympäristön magneettikentän suunta on hieman muuttunut. Muutos suunnassa on kuitenkin vain noin 2 astetta.

Milloin magneettikentän suunnan muutos on sellainen, että luotaimen katsotaan siirtyneen kokonaan Auringon vaikutuspiirin ulkopuolelle, on vielä arvailujen varassa. Muutos voi tapahtua muutamien viikkojen kuluessa, mutta siihen voi kulua vielä joitakin vuosiakin. Kaikki arvaukset tältä väliltä ovat yhtä hyviä.

Jos olet kiinnostunut seuraamaan, kuinka kaukana Voyagerit kulkevat, tieto siitä löytyy Nasan nettisivulta:

http://voyager.jpl.nasa.gov/where/index.html

Tätä kirjoittaessani Voyager 1 oli 124,15 au:n ja Voyager 2 oli 101,35 au:n etäisyydellä Maasta. Etäisyys Aurinkoon oli jonkin verran pitempi. Etäisyys Maasta saattaa hieman vaihdella, jopa lyhentyäkin, sen mukaan milloin etäisyyttä tarkastelee. Etäisyyden lyheneminen johtuu siitä, että maapallon vauhti radallaan on kutakuinkin kaksinkertainen luotainten vauhtiin nähden.

Tähtiharrastajan tähtitaivas: Elokuu

Elokuun 5. päivän aamuna Kuu toimii hyvänä oppaana
Merkuriuksen etsimisessä Koillisesta horisontista.

Lähestyvä syksy ja uusi havaintokausi antavat merkkejä pitenevien ja ensimmäisten pimeiden öiden muodossa. Elokuun loppupuoli onkin parasta havaintoaikaa, sillä yöt ovat vielä lämpimiä, joten ne tulisi hyödyntää mahdollisimman tarkasti. Hohtavia yöpilviä esiintyy vielä ainakin viikon verran, joista joskus kaikkein komeimmat ovat usein näkyneet elokuun alkupäivinä.

Elokuun ensimmäisellä viikolla auringonlasku tapahtuu noin kello 22 tienoilla, riippuen havaintopaikasta^[1].  Kirkkaimmat tähdet alkavat näkyä noin 45 minuutin kuluttua. Ensimmäisen näkyvät kolme tähteä: Deneb (Joutsen), Vega (Lyyra) ja Altair (Kotka). Nämä kolme tähteä, vaikkakin ovat eri tähdistöissä, muodostavat Kesäkolmioksi kutsutun kuvion. Se on yllättävän suuri ja näkyvissä suoraan etelätaivaalla. Sen hahmottamista helpottaa se, että näkymisen ensimmäisen varttitunnin aikana ei juuri muita tähtiä ole näkyvissä.

Elokuun ensimmäisellä puoliskolla Jupiter, Mars ja
Merkurius ovat näkyvissä aamutaivaalla.

Yön pimetessä himmeämmät tähdet tulevat näkyviksi. Aika on kuitenkin otollinen opetella tähdistöjä ja tähtikuvioita, sillä vain tähtikartoissa esiintyvät tähdet ovat näkyvillä. Himmeämmät tähdet näin ollen eivät pääse häiritsemään opiskelua.

Pohjoinen horisontti on vielä kovin kirkas, joten siltä osin tähtitaivaan voi jättää huomiotta. Itätaivaalla himmeätähtien Kalat on juuri nousussa. Sen yläpuolella on tunnettu neliö: Pegasus ja sen vasemmalla puolella Andromeda. Andromedan galaksi ei vielä ainakaan paljain silmin ole näkyvissä, silä se vaatii näkyäkseen pimeän taivaan.

Siirrytään katselemaan vielä ylmemmäksi itäisellä taivaalla. Andromedan yläpuolella on tunnettu W-kirjaimen muotoinen Kassiopeia. Sen yläpuolella talonpäädyn muotoinen Kefeus. Kassiopeian oikealla puolella on himmeätähtinen Sisilisko.

Kaakkoisessa horisontissa ovat Vesimies ja Kauris nousemassa. Ne ovat näkyvissä vain loppukesästä ja alkusyksystä. Hieman ylempänä ovat sitten himmeätähtiset Pieni hevonen ja Delfiini. Näiden yläpuolella on jo mainittu Joutsen, joka nimensä mukaisesti muistuttaa (hyvällä mielikuvituksella) lentävää joutsenta. Joutsenen silmänä on Albireo, kahdesta erivärisestä komponentista muodostunut kaksoistähti, jotka erottuvat toisistaan pienelläkin kaukoputkella.

Lounaisella taivaalla ovat Käärmeenkantaja, Käärme ja Herkules. Herkuleen nelion oikeassa yläkulmassa sijaitsee sumumainen kohde, joka pienelläkin kaukoputkella paljastuu pallomaiseksi tähtijoukoksi (M13). Näiden oikealla puolella ovat u-kirjaimen muotoinen Pohjan kruunu ja jäätelötötteröä muistuttava Karhunvartija.

Läntisessä horisontissa ovat laskemassa Vaaka, Neitsyt ja Leijona. Koillisella taivaalla on kuitenkin näkyvissä kaikkien tuntema Ison karhun asterismi Otava. Keskitaivaalla ovat Otavan yläpuolella Lohikäärme, Pieni karhu ja Kirahvi.

Aurinkokunta

Elokuun puolivälissä Juiter ja Mars ovat aamutaivaan
kohteita koillisella taivaalla.

Aurinko. Kuukauden alussa yöllä on pituutta noin 7 tuntia ja kuukauden lopulla noin 10,5 tuntia.

Kuu on ratansa pergeessä (radan Maata lähinnä oleva piste) 19.8. kello 4 ja apogee (radan Maasta etäisin oleva piste) 3.8. kello 12 ja 31.8. kello 3.

Kuun vaiheet: uusikuu on 7.8. kello 00.51, kasvavapuolikuu 14.8. kello 13.56, täysikuu 21.8. kello 4.45 ja vähenevä puolikuu 28.8. kello 12.35.

Merkurius on edelleen aamutaivaalla näkyvissä nousten parhaimmillaan lähes 2 tuntia aikaisemmin kuin Aurinko. Kuukauden loppupuolella nousu tapahtuu samaan aikaan. Planeetan kirkkaus lisääntyy mutta siitä tulevan havaintojen helpottumisen syö planeetan lähestyminen Aurinkoa. Kuukauden alussa elongaatio noin 20° mutta alakonjunktion aikaan 24. päivänä ero ei ole kokonaista astettakaan. Tällöin on myös mahdollisuus nähdä Merkurius horisontin yläpuolelle heti auringonlaskun jälkeen, sillä sen kirkkaus on mukavat –1,8^m. Ainakin kaukoputken goto-toiminnolla Merkurius pitäisi löytyä mutta kiirettä pitää, sillä planeetta laskee horisonttiin vain kuuden minuutin kuluttua auringonlaskusta.

Venus näkyy hetken iltataivaalla, sillä se laskee noin 17 minuuttia myöhemmin kuin Aurinko. Vaikka planeetan kirkkaus onkin kasvussa, arvolla 3,9^m se ei kuitenkaan riitä planeetan päiväaikaiseen näkemiseen kuin korkeintaan pari tuntia ennen auringonlaskua. Goto-ohjatulla kaukoputkella se pitäisi kuitenkin löytyä helposti. Muista kuitenkin olla varovainen ja tarkista ennen havaintoja kaukoputken suuntaus, ettei se osoita suoraan Aurinkoon.

Mars on aamutaivaalla ja se nousee koko kuukauden samaan aikaan eli kello 1.56. Aivan muutamana päivänä kuukauden lopulla nousuaika siirtyy muutamalla minuutilla eteenpäin. Tämä johtuu siitä samasta ilmiöstä, että syystaivas auringonlaskun jälkeen näyttää koko syksyn olevan samassa asennossa. Aurinko ja Mars kulkevat (kuten tavallisesti) tähtien suhteen itään, jolloin yksinään tämä liike johtaisi tähtitaivaan kiertymiseen kohti länttä ja aikaistaisi nousuaikaa. Kuitenkin molemmat kohteet siirtyvät samaan aikaan etelään, joka puolestaan myöhentää nousuaikaa. Sattumalta nämä kaksi tapahtumaa ovat suunnilleen samansuuruisia ja nousuaika pysyy suunnilleen samana.

Elokuun viimeisen päivän aamuna Kuu, Jupiter ja Mars ovat
itäisen horisontin yläpuolella.

Jupiter on näkyvissä aamutaivaalla. Sen nousuaika on puolen yön jälkeen ja se siirtyy hiljalleen aikaisemmaksi. Jupiter on kirkas (–1,8^m), näennäinen koko kasvamassa ja saavuttaa kuukauden lopulla noin 35” koon.

Saturnus näkyy iltataivaalla ja se laskee noin 1 h 20 minuuttia Auringon jälkeen. Planeetan kirkkaus on noin 0,8^m ja se on hitaasti himmenemässä. Näennäinen koko pienenee alkukuukauden noin 17”:sta noin 16”:iin.

Uranus on horisontin yläpuolella lähes koko yön, mutta ainakin kuukauden alkupäivinä taivas on liian vaalea sen näkymiseen. Sen sijaan loppukuusta on jo ensimmäiset pimeät tunnit, jolloin Uranuksen varmasti eteläkaakosta voi löytää. Uranuksen kirkkaus on noin 5,7^m ja se on aavistusenomaisesti kirkastumassa.

Neptunus on horisontin yläpuolella myös aamun tunteina. Sen kirkkaus on 7,8^m, joten se vaatii pimeän taivaan edes näkyäkseen kaukoputkella. Elokuun 25. päivän jälkeen pimeät tunnit lisääntyvät nopeasti, joten silloin planeettaa voi etsiä Vesimiehen alueelta.

Meteoriparvista perseidit ovat aktiivisia heinäkuun puolivälistä elokuun loppupuolelle. Parven maksimi on ennusteen mukaan 12. päivän iltana, joten kolmen yön havaintoputki olisi mahdollinen sään salliessa.

Huomautus

[1] Kohteen ollessa taivaanekvaattorin pohjoispuolella horisontin alapuolella lasku tapahtuu Tamperetta pohjoisempana ja lännempänä hieman myöhemmin ja etelämpänä ja idempänä hieman aikaisemmin kuin annetut aikamäärät ovat. Ursan julkaisemassa Tähdet -vuosikirjassa on kartta, jonka avulla voi arvioida tässäkin artikkelissa esitettyjen tapahtumien havaintopaikasta riippuvaa ajallista hetkeä interpoloimalla.

Pääperiaate on, että siirryttäessä kohti länttä, esitetty tapahtuma (esimerkiksi auringonnousu tai -lasku) esiintyy myöhemmin ja siirryttäessä kohti itää, tapahtuma esiintyy aikaisemmin. Siirtymä on suunnilleen 4 minuuttia maantieteellisen pituuspiirin yhtä astetta kohti, joten interpolointi on hyvin suoraviivaista.

Pohjois-eteläsuuntainen siirtymä on hieman vaikeammin laskettavissa. Tällöin annettua aikaa voidaan korjata esimerkiksi Helsingin, Oulun ja Utsjoen koordinaateille ilmoitetuista ajoista lähtien oman havaintopaikan maantieteellisen sijainnin perusteella interpoloimalla. Tämän jälkeen saatua aikaa täytyy vielä korjata itä-länsisuunnan aikaerolla. Jo mainitussa Tähdet -vuosikirjassa on listattu nousu-, kulminaatio- ja laskuaikoja Auringolle ja paljain silmin näkyville planeetoille.

Pohjois-eteläsuuntainen interpolointi on syytä tehdä käyttäen kaikkia kolmea lähtöaikaa. Interpolointimenetelmä on suhteellisen yksinkertainen ja se on esitetty joissakin tähtitieteen matematiikkaan käsittelevissä kirjoissa. Yleisemmin interpolointimenetelmiä löytyy ainakin matematiikan käsikirjoista.

Harrastajan kaukoputki: Etsin

Nykyisin yhä useammassa
kaukoputkessa on
laadukas punapiste-etsin.

Kaukoputkien varusteisiin kuuluva etsin on välttämätön, käytettiinpä kaukoputkea visuaalisesti tai goto-ohjattuna. Se on myös varuste, joka täytyy suunnata oikein, jotta sillä saavutettaisiin se hyöty mitä varten se on kehitetty. Ilman sitä tähtitaivaan kohteet jäisivät hyvin monessa tapauksessa löytymättä.

Etsimiä on periraatteessa kahdenlaisia: kaukoputki, jonka suurennus on pieni ja kuvakenttä laaja, ja ilman optista suurennusta oleva punapiste-etsin. Molemmat ovat käyttökelpoisia ja molemmissa on ominaisuuksia, joita toisesta puuttuu. Paras tulos saavutetaankin molempien etsintyyppien yhteiskäytöllä. Kaukoputkiin vain harvoin on rakennettu kahta varustekenkää, mutta onneksi niitä on yleensä helppo lisätä tarvittava määrä.

Perinteinen etsin on tyypiltään kaukoputki. Sen suurennus on yleensä 4–8× ja kuvakentän halkaisija muutaman asteen veran. Käytännössä niiden okulaarit ovat varustettu myös hiusristikolla, vaikka kaikkein halvimmissa malleista se saattaa puuttua. Halvimmat mallit ovat kuitenkin sen tasoisia laitteita, että ne on parempi jättää kaupan hyllylle.

Hieman uudempi etsinmalli on ns. punapiste-etsin. Siinä ei ole optista suurennusta, vaan suunnatun paikan taivaalla osoittaa osittain läpiheijastavasta peilistä näkyvä punainen LED-valopiste. Punapisteen ei kuitenkaan tarvitse olla muodoltaan piste, vaan hiemankin monipuolisimmissa etsimissä se voi olla valittavissa eri muodoista kuten pieni risti, rengas tai näiden yhdistelmä.

Etsimen idea on, että jos etsin on suunnattu oikein, niin silloin kun etsitty kohde on ristikon tai punapisteen kohdalla, se on myös pääkaukoputken kuvakentän keskellä. Jotta tämä olisi mahdollista, niin etsimen suuntaus täytyy olla sama kuin pääkaukoputken. Useimmissa kaukoputkien mukana tulevissa manuaaleissa suuntauksen vaiheet on kyllä selostettu, mutta useinkaan harrastuksensa alkuvaiheessa olevat ja upo uuden kaukoputken hankkineet eivät malta ohjeita lukea.

Etsinkaukoputki voi toimia myös
autoguidausputkena tietyin
edelleytyksi.

Etsimen suuntaaminen on hyvin helppo tehtävä, jos tuntee periaatteen. Aluksi etsin tietysti kiinnitetään kaukoputken varustekenkään. Tämän jälkeen pääkaukoputki suunnataan johonkin selvästi tunnistettavaan kohteeseen kuten lentoestevaloihin (joita ainakin kaupungissa on aivan riittävästi näkyvillä) vaihtoehtoisesti kohde voi olla vaikkapa lipputangonnuppi tai vaikka hieman etäämmällä oleva puun latva.

Seuraavaksi etsimen säätöruuveja kiertämällä sama kohde sijoitetaan etsimen osoittimen (ristikko, punapiste, rengas jne.) kohdalle ja kiinnitys varmistetaan manuaalin mukaan. Tavallisesti varmistuskiinnitystä ei tarvitse tehdä. Tämän jälkeen kaukoputken etsin on suunnattu ja sen avulla visuaalisesti näkyvä kohde myös löytyy hyvin helposti kaukoputken kuvakenttään. Tähtitaivaan kohteiden, esimerkiksi kirkkaan tähden avulla etsimen tarkkuutta voi vielä parantaa käyttämällä suurempaa suurennusta pääkaukoputkessa, jolloin pienet suuntausvirheet paljastuvat.

Jos pääkaukoputkeen ei ole käytettävissä ristikko-okulaaria, suuntaustarkkuutta voi lisätä sarjalla erilaisia suurennuksia pienimmästä alkaen. Tällöin suuntaamisessa käytettävä kohde sijoitetaan kuvakentän keskelle (arvioitava), kohdistetaan etsin ja lisätään pääkaukoputken suurennusta ja jälleen suunnataan. Näin tehden hyvin nopeasti etsin ja pääkaukoputki osoittavat samaan kohteeseen.

Auringon etsimiseen soveltuva
projisoiva etsin suojelee
silmiä kirkkaalta auringonvalolta.

Etsin vaatii jonkin verran huoltoa. Puhdistus on näistä tärkein, mutta myös rikkoontuneita ruuveja tai kierteitä joutuu silloin tällöin korjailemaan. Jos etsimen mukana tuli suojatulppia, niitä on myös syytä käyttää kaukoputken varastoinnin aikana. Pöly, kosteus ja lika tuhoavat myös etsimen siinä missä kaukoputkenkin.

Etsimen käytössä pätee myös samat säännöt kuin pääkaukoputkessakin. Älä milloinkaan katso Aurinkoa ilman, että käytät tähän tarkoitukseen tehtyä (Astrosolar)suodatinta. Muista, että myös punapiste-etsin tarvitsee oikean suotimen ja ilman sitä punainen piste ei edes näy Aurinkoon suunnattaessa. Punapiste-etsimen kanssa on syytä käyttää myös laajempaa varjostinta, jotta Aurinkoa ei tulisi katsottua edes lyhyttä aikaa ilman suodatusta. Varjostimeksi kelpaa mikä tahansa riittävän kokoinen pahvilevy.

Etsinkaukoputkea voi käyttää tietyin edellytyksin myös autoguidauksessa. Edellytykset ovat: riittävä valovoima (objektiivin halkaisija > 50 mm), riittävä kuvakentän laajuus, polttoväli vähintään 1/10-osa valokuvaukseen käytettävän kaukoputken polttovälistä ja että autoguidaus-kameran voi etsimeen kiinnittää.

Parinkympin punapiste-etsin
voi osoittautua huonoksi
valinnaksi.

Etsimen valinnassa ei siis pidä tuijottaa hintaan, vaan ominaisuuksiin. Laadukas etsin palvelee hyvin useita vuosia (jopa vuosikymmeniä) ja sitä ei tarvitse uusia. Halvat, parinkympin punapiste-etsimet ovat yleensä lähes kertakäyttöisiä, sillä juotokset kärsivät niin kylmästä kuin kosteudestakin ja etsimet lakkaavat toimimasta jo muutaman käyttökerran jälkeen.

Kuinka supernova räjäytetään?

Kuvasarja 0,154; 0,223; 0,240; 

0,245; 0,249 ja 0,278 sekunnin 

kuluttua räjähdyksen alusta. 

Punainen on neutriinojen kuumen-

tamaa kaasua ja sininen on tähteen 

syntynyt shokkiaalto. 

Kuvat Elena Erastova ja 

Markus Rampp (LRZ).

Maailmankaikkeuden voimakkaimpia ilmiöitä ovat supernovien räjähdykset. Niissä vähintään kahdeksan Auringon massainen tähti säteilee energiaa lyhyenä aikana enemmän kuin koko galaksi yhteensä. Niinpä ei olekaan mikään ihme, että tutkijat ovat kiinnostuneita supernovista ja niissä tapahtuvista prosesseista.

Teoreettiset fyysikot pyrkivät selvittämään mikä saa supernovan räjähtämään. Koska oikean tähden räjäyttäminen ei onnistu sattuneesta syystä, tutkijoiden on yritettävä selvittää tapahtumien kulkua tietokonemalleilla. Ongelmaksi on muodostunut se, että mallinnetut supernovat eivät ole räjähtäneet.

Aikaisempien mallien heikkoutena on ollut, se että ne ovat olleet liian yksinkertaisia pelkästään jo käytettävissä olevan laskentakapasiteetin vuoksi. Niinpä laskelmia on tehty lähinnä kaksiulotteisina malleina ja oletettu tällaisen mallin olevan pyörähdyssymmetrinen. Valitettavasti tämä on tuottanut huonoja tuloksia.

Max Planck -instituutiin tutkijat ovat nyt onnistuneet mahdottomassa. He onnistuivat kehittämään nopean 3D-tietokonemallin, saamaan rahoituksen hankkeelle ja jopa varaamaan riittävästi tietokoneaikaa maailman nopeimmista supertietokoneista. Euroopassa riittävän tehokkaita supertietokoneita on kaksi:  Curie Tres Grand Centre de calcul ( TGCC ) du CEA Pariisin lähellä ja SuperMUC  Leibniz-Rechenzentrum ( LRZ ) Münchenissä ja Garchingissa.

Supertietokoneen 16 000 prosessoria suoritti laskentaa 4,5 kuukautta ja tulokset olivat yllätyksellisiä. Aikaisemmin ajateltiin, että rautaytimen romahtaessa vain parin kymmenen kilometrin kokoiseksi neutronitähdeksi, tapahtuman tuottamat neutriinot olisivat kuumentaneet ympärillä olevan tähden joka sitten olisi räjähtänyt ulospäin avaruuteen. Mallintaminen osoitti, että näin ei tapahtunut.

Sen sijaan tähden sisällä neutriinojen aikaansaamaa paikallisia laajenemisia ^[1], jotka muistuttivat muodoltaan sieniä. Laajenemiset puskivat romahtavaa tähden virtaussuuntaa vasten. Lisäksi romahtava ydin muodosti valtavan sisäisen tsunamin (SASI), joka pyyhki tähden ytimen ympäri valtavalla voimalla, pyyhkien altaan kaikki rippeetkin laajenemisesta.  Aalto oli hyvin epäsymmetrinen ja se jopa kasvatti voimaansa kunnes tähti ei enää pysynyt koossa vaan räjähti supernovana.

Epäsymmetrinen aalto, joka on fysiikassa tunnettu nimellä Standing Accretion Shock Instability (SASI) saa aikaan myös sen, että supernovan räjähdys on epäsymmetrinen. Lisäksi syntyneellä neutronitähdellä on usein hyvin suuri impulssi, jolloin se syöksyy alkuperäiseltä paikaltaan suurella nopeudella. Kaksoistähden tapauksessa se voi syöksyä jopa kumppaninsa läpi.

Tietokonemalli tuotti myös visuaalista kuvaa tapahtumasta, josta tutkijat koostivat ensimmäisen puolensekunnin tapahtumat. Video on katsottavissa tästä.

Huomautus

[1] Ilmiö tunnetaan fysiikassa nimellä Shallow Water Analogue of Shock Instability (SWASI).

Kuvasarja 0,154; 0,223; 0,240; 0,245; 0,249 ja 0,278 sekunnin kuluttua räjähdyksen alusta. Punainen on neutriinojen kuumentamaa kaasua ja sininen on tähteen syntynyt shokkiaalto. Kuvat Elena Erastova ja Markus Rampp (LRZ).

Tuulennopeus kasvussa

Pilvipeitteen yksityiskohtia, joita käytettiin
tuulennopeuden määrittämiseen
Venuksen pilvipeitteen yläosassa. Kuva ESA.

Venus-planeettaa^[1] kiertävä Venus Express on valokuvannut planeetan pilvipeitettä kuuden vuoden ajan. Tutkijat ovat kuvista onnistuneet määrittämään tuulennopeuksia ilmakehän yläosissa, noin 50–70 km korkeudella. Tulosten mukaan tuulennopeudet ovat kasvaneet merkittävän paljon kuluneen havaintokauden aikana.

Venuksessa ilmakehässä esiintyy super-rotaatioksi nimetty ilmiö. Se tarkoitta sitä, että ilmavirtaukset kuljettavat ilmamassaa nopeammin planeetan ympäri kuin mitä itse kappale pyörii^[3]. Venuksen pyrähdysaika^[2] on 243 vrk, mutta ilmamassa kiertää täyden kierroksen noin 4 vuorokaudessa. Lisäksi Venus pyörii itsensä ympäri ”väärään suuntaan”, siis vastakkaiseen suuntaan kuin mitä yleinen kiertosuunta aurinkokunnassa on ja mihin suuntaan maapallokin pyörii.

Syytä Venuksen kummallisuuksiin ei vielä tiedetä. Useita erilaisia hypoteeseja on kyllä esitetty, mutta yhtäkään ei vielä ole pystytty osoittamaan täysin oikeaksi.

Kaavio kasvaneesta tuulennopeudesta
kuuden vuoden aikana Venuksen
ilmakehän yläosassa. Kuva ESA.

Venus Expressin ottamat valokuvat ovat tuoneet uuden mysteerin Venuksen salaisuuksien pitkään listaan: tuulennopeus näyttää kasvaneen lähes kolmanneksen kuuden vuoden takaisesta. Silloin 50° leveyspiirillä tuulien keskinopeus oli noin 300 km/h mutta viimevuoden viimeiset mittaukset osoittivat sen olevan noin 400 km/h. Tutkimus perustuu yli 350 000 automaattisesti ja noin 45 000 visuaalisesti havaittuun pilvipeitteen yksityiskohdan liikenopeuden määrittämiseen.

Venuksen tuulet eivät kuitenkaan ole aivan tasaista tuiverrusta, vaan siinä esiintyy paikallista vaihtelua. Yhteen kierrokseen planeetan ympärillä ekvaattoriseudulla kuluu aikaa noin 4,8 vrk ja muilla leveyksillä 3,9–5,3 vrk. Tutkijat eivät osaa selittää tätäkään vaihtelevuutta tuulennopeudessa.

Huomautukset

[1] Venus on lähes maapallon kokoinen planeetta, jolla on erittäin tiheä ilmakehä. Pinnalla ilmakehän paine on yli 90-kertainen (9 MPa) maapallon ilmanpaineeseen verrattuna ja lämpötila on 460–470 °C. Ilmakehä koostuu noin 96 % hiilidioksidista (CO₂) ja noin 3 % typestä (N₂). Lisäksi on jonkin verran muita kaasuja. Ylempänä ilmakehässä on koko planeetan kattava pilvipeite, joka on kerrostunut. Tihein pilvipeite on noin 50 km korkeudella, jossa sen paksuus on noin 2 km. Tämän yläpuolella on pari harsomaista kerrosta. Pilvet ovat pääosin rikkihappoa.

[2] Venuksen pyörähdysaika tähtien suhteen on 243,019 vrk, kierros Auringon ympäri (=vuosi) on 225 vrk pituinen. Pyörimissuunnasta johtuen vuorokausi on lyhyempi kuin mitä tähtien suhteen ajoitetusta pyörimisajasta äkkiseltään voisi päätellä; vuorokauden pituus on noin 119 vrk. Käytetty mittayksikkö (vrk) on maapallon vuorokausi.

[3] Super-rotaatio esiintyy korkealla ilmakehässä. Pinnanläheisyydessä tuulen nopeus vähenee ja aivan pinnalla se on vain pieni henkäys.

Kuvatekstit

Kerberos ja Styx

Plutolla on nyt viisi nimettyä kuuta. Kuva Nasa.

Pluton kahden uusimman kuun nimet ovat Kerberos (P4) ja Styx (P5). Nimet tulevat kreikkalaisesta mytologiasta:

Kerberos oli koira, joka vartio manalan (Haades) porttia. Sen tehtävänä oli päästää kuollut portista sisään, mutta estää häntä pääsemästä ulos. Manalaa hallitsi Haades-niminen jumala (roomalaisten mytologiassa tämän jumalan nimi oli Pluto). Kerberoksella kerrottiin olevan kolme päätä, mutta joissakin kertomuksissa mainitaan päiden lukumääräksi 50.

Styks (engl. Styx) oli maanalainen joki, joka erotti manalan ja elävien maailman toisistaan. Kerberoksen kerrotaan vartioineen tätä jokea samoin kuin porttia. Styksin lisäksi neljä muuta jokea (Flegethon, Akheron, Lethe ja Kokytos) yhtyivät manalan keskellä muodostaen suuren suon. Tätä suota on kutsuttu myös nimellä Styks.

Joen yli pääsi lautalla tai vanhalla veneellä ja lautturina oli Kharon. Kharonille suoritettava maksu, oboli, kolikko joka laitettiin (ilmeisesti Kreikassa vieläkin) vainajan suuhun.

Styx-joen vedellä oli ihmeitä tekevä vaikutus, aina sen mukaan mitä tarinassa tarvittiin. Ehkä tunnetuin ihme oli Akhilleuksen kastaminen siihen.  Hänen äitinsä Thetis kastoi hänet jokeen pitäen kiinni poikansa kantapäästä. Joen vesi teki Akhilleuksesta haavoittumattoman muutoin, mutta veteen kastumaton kantapää jäin tästä suojasta paitsi. Kuten tunnettua, tästä tarinasta tulee termi ”akkilleen kantapää”, jolla siis tarkoitetaan jonkin asian heikkoa tai haavoittuvaa kohtaa.

Kreikan mytologia ei ole mitenkään yhtenäinen ja jatkuvajuoninen kertomus jumalien edesottamuksista, vaan se on syntynyt eri aikoina ja eri kirjoittajat ovat tehneet siitä omia versioitaan. Tästä syystä sekä nimistössä, että tapahtumista on erilaisia versioita, joiden yksityiskohdat vaihtelevat hyvin paljon. Kertomuksissa on yhtymäkohtia erityisesti roomalaisten jumaltarustoihin, mutta myös muiden antiikin Kreikan ympärysvaltioiden mytologisiin kertomuksiin.

Kirjoitin aikaisemmin Pluton kuiden nimeämisäänestyksestä ja sen tuloksesta helmikuun 25. päivänä otsikolla ”Vulcan suosikkina Pluton kuunnimeksi”. Ja kuten silloin jo arvelin, kuiden nimeämisestä vastannut Kansainvälinen tähtitieteilijöiden unioni (IAU ) ei pitänyt Vulcan-nimeä Pluton mytologiaan liittyvänä ja, että nimeä oli jo käytetty aikaisemmin tähtitieteessä. Nyt valituksi tulleet nimet olivat äänestyksen toinen ja kolmas.