Harrastajan tähtitaivas: Huhtikuu 2014

Kuu ja Mars ovat konjuntiossa
14.4. päivän iltana. Niiden välinen
etäisyys on noin 5 astetta.
Kuva Kari A. Kuure.

Huhtikuu on säiden puolesta yleensä vuoden parhainta havaintoaikaa. Illat ja yöt ovat yleensä selkeitä ja lähes tuulettomia. Näkyvyys on yleensä hyvä ja lämpötila siedettävissä lukemissa vaikka pakkasia yöaikana esiintyykin.

Aurinko viipyy horisontin yläpuolella 13–18 tuntia, joten yölle ei kovin pitkää osuutta vuorokaudesta jää. Siitä huolimatta kuukauden pari ensimmäistä viikkoa on aikaa, jolloin sydänyön hetkinä on vielä pimeää. Viimeiset pimeä ennen elokuuta on 17. huhtikuuta. Auringonpimennys on huhtikuun 29. päivänä, mutta valitettavasti se ei näy Suomessa. Pimennyksen syvin vaihe olisi näkyvissä Etelämantereelta. Pimennys näkyy osittaisena Australiassa ja Tasmaniassa.

Kuunpimennys tapahtuu 15. huhtikuuta. Tämäkään pimennys ei näy Suomessa, sillä Kuu ei ole horisontin yläpuolella pimennyksen aikaan.

Kuun vaiheet: 7.4. kello 8.31 kasvava puolikuu, 15.4. kello 7.42 täysikuu, 22.4. kello7.52 vähenevä puolikuu ja 29.4. kello 6.14 uusikuu.

Merkurius alkaa näkyä kuukauden lopulla, jolloin se ei vielä ehdi kovin korkealla olemaan läntisessä horisontissa auringonlaskun jälkeen.

Venus nousee kuukauden alkupuolella noin 45 minuuttia ennen auringonnousua. Loppukuusta nousuaikojen ero on runsas puoli tuntia. Planeetta on hyvin kirkas (–4,1^m), joten se on mahdollista nähdä vaalealta taivaalta jopa auringonnousun jälkeen. Kulmahalkaisija vähenee kuukauden alun 22”:sta kuukauden loppuun mennessä 17 kaarisekuntiin.

Mars on koko yön näkyvissä ja se ylittää etelämeridiaanin yön pimeimpinä hetkinä. Näin ollen Mars on nyt parhaimmin nähtävissä pitkiin aikoihin. Samoin Marsin kirkkaus on suurin 9. päivänä, jolloin se saavuttaa –1,5^m kirkkauden. Marsin kulmahalkaisija on suurin 14. päivän tienoilla ja oppositio on 8.4. kello 23.55. Mars näkyy Neitsyen tähdistössä.

Jupiter on edelleen Kaksosissa ja näkyy koko yön. Se laskee horisonttiin 1h 40 minuuttia ennen auringonnousua. Jupiterin kirkkaus on hieman vähenemässä; kuukauden alussa se on –2^m ja kuukauden lopulla –1,9^m. Kulmahalkaisijakin vähän pienenee (38–35”) mutta tuo ei vielä juurikaan havaintomahdollisuuksia heikennä.

Saturnus nousee alkukuusta puoliltaöin ja loppukuusta jo iltahämärissä ja on näkyvissä koko loppuyön. Planeetta ylittää etelämeridiaanin kuitenkin vasta aamuhämärän aikaan. Se ei ole mitenkään erityisen kirkas, joten hämärässä sen paikka täytyy tietää, jotta näkisi. Kulmahalkaisija on noin 18 kaarisekuntia ja se on hienoisessa kasvussa. Saturnus on Vaa’an tähdistössä.

Uranus on horisontin yläpuolella vain päiväaikaan ja näin ollen havaitsemattomissa.

Neptunus on Vesimiehen tähdistössä ja nousee vain hetki ennen auringonnousua. Tästä syystä planeetta ei ole näkyvissä.

Huhtikuussa havaitaan Marsia!

Mars 14.4.2014 päivän iltana.
Kuva Kari A. Kuure.

Naapurimme Mars lähestyy oppositiotaan, jonka se saavuttaa huhtikuun 8. päivänä kello 23.55. Tällä kertaa oppositio[1] ei merkitse sitä, että Maan ja Marsin välinen etäisyys olisi kaikkein lyhin. Lyhyin etäisyys on vasta 14. huhtikuuta, jolloin etäisyys on vain 0,618 au (noin  93,05 miljoonaa km). Matka on 598 400 km opposition aikaista (94,45 miljoonaa km) etäisyyttä lyhyempi.

Oppositionsa aikana Mars on näkyvissä koko yön. Etelämeridiaanin ylity tapahtuu kauden alussa aamupuolella yötä ja huhtikuun loppupuolella jo vuorokauden vaihtumisen tietämillä. Mars on helppo löytää, sillä sen kirkkaus on suuri (–1,5^m) ja väri on hieman punertava. Yhtä kirkkaita kohteita Siriusta ja Jupiteria lukuun ottamatta taivaalla ei ole. Mars näkyy Neitsyen tähdistössä.

Huhtikuun 14. päivän iltana Kuu ja Mars näkyvät taivaalla lähekkäin (katso karttaa). Niiden välinen kulmaetäisyys on noin 5 ° ja Kuu on lähestymässä täyttä vaihettaan. Täysikuu on 15.4. kello 10.42, jolloin on myös kuunpimennys[2]. Vaikka Kuu on tässä vaiheessa hyvin kirkas, sen ei pitäisi juurikaan haitata Marsin näkymistä. Valokuvaajille kuvausvinkkinä voisin ehdottaa molempien kohteiden sijoittamista samaan kuvaan!

Mars ja Kuu ovat lähekkäin eteläisellä
taivaalla 14.4. päivän iltana.
Kuva Kari A. Kuure.

Marsin näennäinen koko on noin 15 kaarisekuntia. Tämä merkitsee sitä, että planeetan pinnalta on mahdollista erottaa monia yksityiskohtia, etenkin erityisen hyvän havaintokelin vallitessa ja käytettäessä suurta suurennusta. Hyvässä havaintokelissä visuaalisesti havaintoja tehtäessä yksityiskohtien näkymiseen vaikuttaa myös kaukoputken koko; mitä suurempi kaukoputki sitä pienempiä yksityiskohtia voi nähdä. Havaintokelin salliessa suosittelen käytettäväksi 200–400-kertaisia suurennuksia riippumatta kaukoputken koosta.

Valokuvatessa planeetan pinnan yksityiskohtien määrä riippuu edellisten tekijöiden lisäksi valotuksen kestosta. Jos yhden kuvan valotusaika venyy usean sekunnin mittaiseksi, erotuskyky hyvissäkin olosuhteissa ”putoaa” noin 1–2 kaarisekuntiin tai jopa huonommaksi, eli käytännössä kuva vaikuttaa pehmeältä. Ainoa keino päästä yksityiskohtaisempiin (”terävimpiin”) kuviin on käyttää videokuvausta ja kuvien pinoamista. Tällöin erotuskyky kuvissa parhaimmillaan lähentelee visuaalisen havaitsemisen erotuskykyä[3].

Valokuvausvälineistö voi olla lähes millaista tahansa kompakti- ja järjestelmäkamerasta alkaen ja päätyen hienoihin tähtikuvaukseen suunniteltuihin ccd-kameroihin asti. Kuvaajan tulee tuntea laitteistonsa ja sen asettamat rajoitukset, jotta lopputulos olisi toivotunlainen. Luonnollisesti sääolosuhteet ovat ratkaisevassa asemassa, huonolla kelillä täytyy tyytyä vaatimattomampiin kuviin.

Havaittiinpa Marsia visuaalisesti tai valokuvauksen keinoin, joihinkin mielenkiintoisiin yksityiskohtiin pitäisi kiinnittää huomiota. Tällä kertaa Marsin pohjoisnapa on näkyvissä vaaleana läikkänä planeetan kiekon pohjoisreunassa. Napakalotti ei välttämättä ole Marsin vaalein kohta, vaan se on hyvin usein Hellas-tasanko Marsin eteläisellä pallonpuoliskolla. Sen pohjoispuolella on Marsin pinnan tummin kohta, hain selkäevää muistuttava Syrtis Major. Marsin kartoista voi selvittää mitkä yksityiskohdat ovat näkyvissä havaintosi aikana.

Marsissa esiintyy säännöllisesti pilvien muodostumista. Etenkin aamuhämärässä (Marsin alueilla joilla Aurinko on juuri nousemassa) nähdään säännöllisesti pilvimuodostelmia. Pilviä voi muodostua myös korkeiden tulivuorten (mm. Olympos Mons) huipuille. Pilvet ovat yleensä vesijääkiteitä. Marsin pöly voi myös muodostaa pilviä etenkin myrskyisillä alueilla, mutta näiden pilvien havaitseminen ei ole kovinkaan helppoa ja se yleensä onnistuu vain silloin kun myrskyt laajenevat lähes tai kokonaan koko planeetan kattaviksi. Näin tapahtuu ehkä kerran vuosikymmenessä.

Nasan video oppositiosta ja planeettojen välisestä etäisyydestä

 

Jos jostakin syystä en pysty katselemaan videota suoraan, voit katsella sitä YouTubesta https://www.youtube.com/watch?v=xngUpUyyT70

Huomautukset

[1] Mars on oppositiossa noin 26 kk välein. Maan ja Marsin ratojen soikeudesta ja etenkin Marsin radan epäkeskeisyydestä johtuen, planeettojen välisessä etäisyydessä eri oppositioiden aikaan on huomattavia eroja. Lyhyimmillään etäisyys on Marsin periheliopposition aikaan, joka tapahtuu elokuussa. Seuraavan kerran näin on vuonna 2018. Oppositioetäisyys oli lyhyin yli 50 000 vuoteen vuonna 2003 tapahtuneen opposition aikana. Ero eri perihelioppositioiden välillä johtuu kummankin planeetan radassa tapahtuvista muutoksista.

[2]Kuunpimennys ei näy Suomessa, vaan ainoastaan Amerikkojen mantereilla ja Tyynen meren itäosassa.

[3] Valokuvauksen ja visuaalisen havaitsemisen ero tarkkuudessa johtuu ilmakehän vaikutuksesta kuvan laatuun. Ilmakehän lämpötilaerot, tiheyserot, virtaukset ja turbulenttisuus heikentävät kuvan laatua siten. että parhaimmallakin kelillä valokuvauksellinen erotuskyky jää noin 1–2 kaarisekuntiin pitkillä valotusajoilla.

Visuaalisesti voidaan havaita hetkellisesti noin 0,5 kaarisekunnin erotuskyvyllä edellyttäen, että kaukoputkella on riittävästi kokoa, eli noin 250 mm ja käytetään riittävää suurennusta (≥ 150× tai mieluummin vieläkin enemmän). Videota kuvattaessa yksittäisen ”ruudun” valotusaika on lyhyt, esimerkiksi 3–30 ms, jolloin turbulenttisuuden vaikutus jää kuvan muodon vääristymiseen. Pinottaessa tämä vääristyminen korjaantuu ja summakuvan erotuskyky tulee olemaan visuaalisen havaitsemisen luokkaa.

Aurinkokuntamme ulko-osassa planeettoja?

WISE-observatorion erotuskyvyn rajat
planeettojen koon mukaan.
Kuva Penn State University

Tutkijoita on jo pitkään mietityttänyt ajatus siitä, että aurinkokuntamme ulko-osassa, kaukana Neptunuksen radan ulkopuolella saattaa olla planeettoja. Auringon valo ei riitä valaisemaan niitä riittävästi, jotta ne olisivat havaintolaitteillamme löydettävissä. Erityisesti huuhaa-piirit ovat väittäneet Aurinkokunnan ulko-osissa piileskelevän planeetan, jolle on annettu useita eri nimiä, kuten Planeetta X tai Nibiru, joskin mitään todisteita siitä ei tutkimuksissa ole löytynyt.

Olipa niin tai näin, tutkijamme pyrkivät selvittämään asiaa kaikin käytettävissä olevin keinoin. Jo toimintansa päättänyt WISE-observatoriolla havaittiin aurinkokunnan ulko-osia infrapunaisella aallonpituudella. Infrapunainen valo sopii tämän tyyppiseen tutkimukseen paremmin kuin näkyvä valo, sillä kaikki kappaleet säteilevät infrapunaista valoa, riippumatta siitä kuinka kaukana ne ovat Auringosta. Esimerkiksi kaikki suuret planeetat Jupiterista Neptunukseen aurinkokunnassamme säteilevät [1] enemmän infrapunaista valoa kuin mitä ne vastaanottavat Auringosta.

Tammikuussa julkaistu tutkimus [2] osoitti, että Neptunuksen radan takaisessa Kuiperin vyössä [3] ei piileksi Jupiterin kokoista planeettaa ainakaan lähempänä kuin 26 000 au. Saturnuksen kokoista planeetta ei ole lähempänä kuin 10 000 au. Tämä ei kuitenkaan merkitse sitä, ettei esimerkiksi Merkuriuksen kokoista planeettaa voisi esiintyä lähempänä, mutta se on vain liian himmeä tullakseen havaituksi. Jopa Super-Maan kokoisia planeettoja alueella voisi olla ilman, että ne näkyisivät vielä meidän nykyisissä havaintolaitteissa [4].

Havaitsemisen vaikeutta korostaa vielä toinenkin tosiseikka kuin planeetan koko. Se on tieto siitä, että Kuiperin vyöhön[5] ja sen ulkopuolelle kätkeytyvän planeetan ei tarvitse kiertää Aurinkoa lähellä ekliptikan tasoa [6], kuten tunnetut planeetat. Etsintäalue on laaja ja avaruudessa olevien observatorioiden havaintoaika on rajallista, joten jos joku merkittävän kokoinen planeetta tai edes kääpiöplaneetta kuvakenttään sattuu, sitä on pidettävä erittäin onnekkaana sattumana.

Aivan muutama päivä sitten julkaistiin [7] löytö, joka saattaa osoittaa, että Kuiperin vyöhön ja etenkin sen ulkopuolelle voi todellakin kätkeytyä yllätyksiä. Kyseessä on tunnuksen 2012 VP₁₁₃ saanut ja noin 450 km kokoinen kappale. Se tulee radallaan korkeintaan 80 au etäisyyteen Auringosta, ja radan etäisin piste sijaitsee jopa 472 au etäisyydellä. Jos ja kun useimmat TNO-kohteet ovat todistettavasti suurimmaksi osaksi jäätä, 450 km kokoinen kappale voi olla muodoltaan pallo. Näin ollen muodon ja rakenteen varmistuttua, 2010 VP₁₁₃:n status voidaan määrittää kääpiöplaneetaksi.

Uusi löytö vahvistaa sitä käsitystä, että Kuiperin vyön ulkopuolella (ennen Oortin pilveä) on Aurinkoa kiertäviä kappaleita kohtuullisen runsaasti. Mielestäni on vain ajankysymys milloin löydetään Erisin ja Pluton kokoisia kääpiöplaneettoja, joita voi alueella olla useita kymmeniä. Joukkoon saattaa mahtua muutama isompikin kappale.

Huomautukset

[1] Suurten planeettojen kohdalla ylimääräinen energia voi vapautua kahdesta prosessista: heliumin tiivistymisestä nesteeksi (Jupiter) tai koko planeetan vähäisestä mutta edelleen jatkuvasta tiivistymisestä.

[2] Tutkimusta johti Kevin Luhman (Center for Exoplanets and Habitable Worlds at Penn State University, University Park, Pa) ja se julkaistiin Astrophysical Journal tiedejulkaisussa. Tutkimuksen päätutkijana toimi Ned Wright (University of California, Los Angeles).

[3] Kääpiöplaneetta on muodoltaan kutakuinkin pallomainen, Aurinkoa kiertävä kappale. Sen massa on kuitenkin sen verran vähäinen, että se ei kykene poistamaan radaltaan toisia samalla radalla olevia kappaleita.

Jäinen kappale muotoutuu oman gravitaationsa vaikutuksesta pallomaiseksi, jos sen halkaisija on muutamia satoja kilometrejä. Kivestä koostuvan kappaleen täytyy olla kooltaan kutakuinkin kaksinkertainen, eli noin 400–800 km ennen kuin muotoutuminen pallomaiseksi tapahtuu. Tällä hetkellä kääpiöplaneetoiksi on määritelty Ceres (pääasteroidivyöhykkeellä), Pluto, Eris, Makemake ja Haumea, joista neljä viimeistä kaikki sijaitsevat Kuiperin vyössä.

[4] Maapallon kokoinen kappale olisi havaittu arviolta noin 150–200 au etäisyydeltä riippuen sen koostumuksesta ja pinnan heijastusominaisuudesta, albedosta.

[5] Kuiperin vyö on Neptunuksen radan ulkopuolelle sijoittuva asteroidivyöhyke, jonka kappaleet kiertävät Aurinko jokseenkin ekliptikan tasossa. Yksittäisten kappaleiden ratojen inklinaatiot (kaltevuus ekliptikan suhteen) vaihtelevat suuresti. Kuiperin vyön ulkorajana pidetään noin 50 au etäisyyttä Auringosta, vaikka aivan tarkka se ei ole. Onko raja todellinen vai johtuuko se havaintotarkkuuden ja laitteiden herkkyyden rajallisuudesta onkin sitten tärkeä kysymys, johon ei vielä ole vastausta olemassa.

[6] Ekliptika on maapallon ratataso Auringon ympäri. Kaikki planeetat kiertävät suunnilleen samassa tasossa Maan kanssa, suurin poikkeama (7°) on Merkuriuksella.

[7] Tutkijoina ovat Chadwick Trujillo (Gemini Observatory) ja Scott Sheppard (Carnegie Institution for Science), tutkimus julkaistiin Nature-tiedejulkaisussa.

Yli 100-vuotias arvoitus

UV-teleskooppi sijoitetaan ISS:lle
havaitsemaan ilmakehässä
esiintyvää Cherenkovin säteilyä,
joka syntyy kosmisen säteilyn
törmätessä ilmakehän atomeihin.
Kuva JEM-EUSO. 

Tieteen historia tuntee sitkeitä arvoituksia, joiden ratkeamista saadaan odottaa pitkään. Yksi näistä on kosminen hiukkassäteily [1], jonka havaitsi ensimmäisenä itävaltalainen fyysikko Victor Hess vuonna 1912. Hän teki mittauksia kuuden tunnin ilmapallolennolla ja havaitsi hiukkassäteilyn intensiteetin kasvavan korkeuden myötä.

Kaksi tunnettua kosmisen säteilyn tutkijaa vaikutti 1900-luvun alkupuolella. Robert A. Millikan’in mielestä säteily oli ”kovaa” gammasäteilyä ja hänen kilpailijansa Arthur H. Compton puolestaan piti sitä hiukkassäteilynä. Historia osoitti Comptonin olleen oikeassa. Millikan kuitenkin piti kiinni näkemyksestään.

Aluksi kosmista säteilyä tutkineet tiedemiehet olivat hiukkasfyysikkoja. Tilanne kuitenkin muuttui merkittävästi, kun 1950-luvulla käynnistettiin ensimmäisten hiukkaskiihdyttimien rakentaminen. Vaikka vielä nykyisinkin hiukkaskiihdyttimien energiat jäävät paljon kosmisten hiukkasten energian alapuolelle, astro- ja hiukkasfyysikot ovat jälleen lähentymässä toisiaan.

Tästä lähentymisestä on hyvä esimerkki Chicagon yliopistossa työskentelevän astrofyysikko ja professori Angela Olinto’n johtama projekti, jossa Kansainväliselle avaruusasemalle ollaan rakentamassa isoa uv-teleskooppia [2]. Teleskoopin pitäisi aloittaa toimintansa vuonna 2017. Teleskooppi suunnataan – hieman tavallisuudesta poiketen – maapallonilmakehään ja sillä havaitaan kosmisen hiukkassäteilyn ilmakehässä aikaansaamia vyörypurkauksia. Hankkeessa on mukana tutkijoita ja tutkimuslaitoksia useista USAn tutkimuslaitoksista ja Nasa on tukenut sitä 4,4 miljoonan dollarilla.

Victor Hess ilmapallon korissa.

Kosmisen säteilyhiukkasen energia vastaa helposti hyvin nopeasti (~ 70 m/s) kiitävän tennispallon energiaa[3]. Hiukkasen törmätessä maapallon ilmakehään, ne aiheuttavat kymmenien miljardien alkeishiukkasten vyöryn, joita pystytään havaitsemaan uv-säteilyn aallonpituudella. Jo parin vuosikymmenen ajan tutkijat ovat havainneet ilmakehän hiukkasvyöryjä maanpinnalta, mutta nyt siis ensimmäistä kertaa niitä pyritään havaitsemaan avaruudesta.

Vaikka kosmisen säteilyn energeettiset hiukkaset eivät pysty läpäisemään ilmakehää, vyörypurkausten sekundääriset hiukkaset voivat tuottaa myös terveydellistä haittaa ihmisille. Suurimmassa vaarassa ovat yli 10 kilometrin korkeudella lentävien lentokoneiden miehistöt, sillä he joutuvat jokaisella työvuorollaan kosmisen säteilyn vaikutuksille alttiiksi. Lentomatkustajat saavat kyllä osansa säteilystä, mutta heille säteilyannokset tulevat huomattavasti harvemmin kuin lentohenkilökunnalle.

Myös Kansainvälisellä avaruusasemalla työskentelevät astronautit altistuvat säteilylle. Osa hiukkassäteilystä läpäisee aseman seinämät sellaisenaan ja osa puolestaan saa aikaan sekundäärisen hiukkasryöpyn. Vaikka maapallon magneettikenttä suojaakin osalta säteilyltä, aivan kaikkea se ei kuitenkaan pysty poistamaan. Kuuhun ja Marsiin matkustaminen lisäisi kosmisensäteilyn annoksia merkittävästi ja tällä hetkellä säteilysuojien puute tai niiden massiivisuus on suurin tekninen ongelma pitkille avaruuslennoille ja tutkimusasemien perustamiselle [4]. Ilman suojausta astronautit tuskin selviäisivät hengissä muutamaa kuukautta pitempään.

Ei ainoastaan ihmiset, vaan myös elektroniikka on erittäin herkkää kosmiselle säteilylle. Ilmakehässä syntyvän vyörypurkauksen sekundääriset hiukkaset saavat aikaa helposti häiriöitä heikosti suojatun elektroniikan toimintaa maanpinnalla. Avaruuteen vietävät laitteistojen suojauksiin kiinnitetään paljon suurempaa huomiota ja niitä ”karaistaan” kestämää hiukkaspommitus. Näistä varotoimenpiteistä huolimatta hiukkassäteily saa aikaan avaruuslaitteissa häiriöitä ja vaurioita, joiden korjaaminen on mahdotonta. Vuosittain menetetään useita satelliitteja tästä syystä.

Huomautukset

[1] Kosmisen hiukkassäteilyn alkuperää ei ole täysin varmasti pystytty osoittamaan. Syy tähän on se, että hiukkaset ovat sähköisesti varautuneita hiukkasia (useimmiten protoneja mutta joukossa on myös raskaampia atomiytimiä), joten niiden rata tähtien ja galaksienvälisessä avaruudessa muokkaantuu magneettikenttien vaikutuksesta. Erityisesti Auringon magneettikenttä muuttaa kosmisen säteilyn ratoja aurinkokunnan sisällä, joten säteilylähde on ”sumean ikkunan” takana.

Kosminen säteily saa aikaan
selundääristen hiukkasten
vyörypurkauksen. Kuva JEM-EUSO.

[2] Extreme Universe Space Observatory -teleskoopin kooksi on suunniteltu 2,5 metriä. Sen objektiivina tulee olemaan fresnel-linssi, jonka etuja ovat pieni massa ja vähäinen tilantarve. Lisäksi linssiä käyttämällä saavutetaan laaja kuvakulma (60°), joten havaintoja voidaan tehdä paljon laajemmalta alueelta kuin maanpinnalta. UV-säteily (aallonpituusalueella 330–400 nm) syntyy sekundäärishiukkasten aiheuttamasta Cherenkovin säteilystä, jota syntyy noin 45 km korkeudelta alkaen ja se suuntautuu hiukkasen liikesuuntaan poiketen siitä enintään 1,3°. Syntyneet uv-fotonit siroavat ilmakehän molekyyleistä (ja aerosoleista), joten niitä voidaan havaita muualtakin kuin vyörypurkauksen suunnasta.  Säteilyn voimakkuus on verrannollinen alkuperäisen kosmisen säteilyhiukkasen energiaan.

Ilmakehässä syntyvät
sekundääriset hiukkaset
ovat pioneja, myoneja,
elektroneja ja neutriinoja.
Lisäksi vapautuu energiaa
uv-säteilynä. Kuva JEM-EUSO.

 [3] Jopa E > 5×10¹⁹ eV. Tällä hetkellä tutkijat uskovat kaikkein energeettisimmän kosmisen säteilyn energian olevan peräisin mustien aukkojen syntyessä vapautuneesta energiasta. Kosmista säteilyä näyttäisi tulevan myös galaksien, esimerkiksi Linnunradan, ytimistä.  Suuri energisyys selittyy hiukkasten suurella, lähes valonnopeutta lähentelevällä vauhdilla. Oman osansa kosmiseen hiukkassäteilyyn antaa meidän Aurinkomme, josta merkittävä osa maapallolle saapuva hiukkasäteily on peräisin.

[4] Kts. http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2013/05/sateily-huomattava-terveysriski.html

Lisää tietoa kosmisesta säteilystä tästä blogista löytyy hakusanalla ”kosminen säteily”.

Pimeä aine ehkä koostuu steriileistä neutriinoista

Pimeä aine on kerääntynyt galaksien
ja klusterien ympärille.
Kuva: J.-P. Kneib (Observatoire Midi-Pyrenees,
Caltech) et al., ESA, NASA

Kaksi erillistä tutkijaryhmää [1] on onnistunut havaitsemaan kaukaisista galakseista tulevaa röntgensäteilyä, jonka energia on 7 keV. Ainoa ajateltavissa oleva selitys säteilylle on steriilit neutriinot[2], jonka jakaantuvat spontaanisti röntgensäteilyksi ja tavallisiksi neutriinoiksi. 

Steriilejä neutriinoja voi olla käytännössä mahdotonta havaita suoraan, tavallistenkin neutriinojen havaitseminen on vaikeaa.

Tavallisin selitys pimeälle aineelle on, että se koostuu heikosti vuorovaikuttavista massiivisista hiukkasista eli WIMPeistä. Jos steriileillä neutriinoilla olisi riittävästi massaa (~10 keV), ne pystyisivät selittämään kaiken pimeän aineen. Jos taas massa on tätä pienempi, hiukkaset voivat ratkaista kosmoksen muita perustavaa laatua olevia arvoituksia[3].

Molempien tutkimusryhmien tutkimustuloksen mukaan röntgensäteilyn energia on 3,5 keV. Tämä voisi olla mahdollista, jos steriilin hiukkasen massa olisi 7 keV. Tutkijoilla voi olla vaikeuksia selittää yhtenevä tulos, jos kyseessä ei ole steriilien neutriinojen jakaantuminen. Molemmat ryhmät ovat pystyneet poistamaan havainnoistaan myös teleskooppien aiheuttaman kohinan.

Aikaisemmin pimeästä aineesta olen kirjoittanut artikkeleissa:

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2014/01/pimean-aineen-arvoitus-syvenee.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/11/pimeaa-ainetta-ei-loytynyt.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/02/nasa-liittyi-esan-pimean-aineen-ja.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/04/ams-02-pimean-aineen-jaljilla.html

ja neutriinoista

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2014/03/muuttavatko-neutriinot-makuaan.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/11/supernova-rajahtaa-linnunradassa.html

Huomautukset

[1] Ryhmät ovat Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, johtajanaan tohtori Esra Bulbul ja Leiden University in the Netherlands, johtajanaan tohtori Alexey Boyarsky. Bulbulin ryhmä teki havainnot 73 galaksiklusterista ESAn XMM-Newton avaruusteleskoopilla ja Nasan Chandra röntgenteleskoopilla (avaruusteleskooppi). Boyarskyn ryhmän havainnot tehtiin XMM-Newtonilla Perseuksen galaksiklusterista ja läheltä Andromedan galaksia.

Standardimallin laajennus sisältää
kolme steriiliä neutriinoa.
Kuva Alexey Boyarsky.

[2] Hiukasfysiikan standardi malli sisältää kolme eri makuista neutriinoa, jotka ovat elektronin, taun  ja myonin neutriinot. Nämä ovat lähes massattomia hiukkasia ja niillä kaikilla on vasenkätinen spinkvankkitluku (eräänlainen pyörimismäärä) ½.  Boyarskyn mukaan standardimallin laajennus sisältää kolme oikeakätistä neutriinoa, joita kutsutaan steriileiksi neutriinoiksi (N₁, N₂ ja N₃).

[3] Yksi merkittävimmistä arvoituksista on ”puuttuvat galaksit”. Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn kartoitusta on käytetty mittamaan kuinka nopeasti maailmankaikkeus laajenee ja kuinka tavallinen aine on muodostanut galaksiklustereita ja galakseja. Kartoitus ja paikalliset mittaukset kuitenkin antavat erilaisia arvoja, kartoitus osoittaa maailmankaikkeuden laajenevan liian hitaasti ja että galakseja pitäisi olla kolminkertaisesti havaittuun määrään nähden.

Mark Wyman’in (New York yliopisto) mukaan jos steriileiden neutriinojen massa on vähemmän kuin 1 keV, maailmankaikkeuden laajeneminen asettuu nykyarvoonsa. Lisäksi neutriinojen vähäinen vuorovaikutus mahdollistaisi aineen pakenemisen, jolloin sitä jäisi vähemmän klustereiden ja galaksien muodostumiseen. Wymanin laskema steriilin neutriinon massa olisi aivan liian vähän ratkaisemaan pimeän aineen arvoitusta, mutta toisen ”makuiset” steriilit neutriinot voivat sitä olla, edellyttäen, että niillä on enemmän massaa.

B-moodi havaittiin

Gravitaatioaaltojen jättämät B-moodin
polarisaatiojäljet kosmisessa
taustasäteilyssä. Kuva BICEP2.

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics tutkijat professori  John Kovacin johdolla ovat havainneet Etelänavalla sijaitsevalla BICEP2 koelaitteistolla kosmisesta mikroaaltosäteilystä (CMB)[1] B-moodin eli spiraalimaisesti polarisoituneen säteilyosan.  Havainto on merkittävä, sillä B-moodi syntyi kosmiseen mikroaaltotaustasäteilyyn gravitaatioaaltojen[2] aiheuttamana. Gravitaatioaallot puolestaan syntyivät maailmankaikkeuden inflaatiokauden[3] aikana, noin 10^-35 sekunnin ikäisessä maailmankaikkeudessa.

Tutkijat itsekin olivat yllättyneitä havaitsemisen helppoutta. He odottivat joutuvansa etsimään hyvin heikkoa signaalia valtavan kohinamäärän joukosta, mutta B-moodin signaali oli yllättävän voimakas ja selkeä. Voimakas signaali osoittaa käytetyn havaintolaitteiston (BICEP2) olevan erityisen sopiva etsittynä olevaan ilmiöön. Kolmen kauden (2010–2012) kerätty mittausdata sopii teoreettisiin malleihin.

Kovacin ryhmän kehittämä havaintolaitteena on täysin jäähdytetty BICEP2 laitteisto, jonka ”aukko” on vain 26 cm. Sen havaintoinstrumenttina toimii 512 antennia kytkettynä TES (transition edge sensor) kanssa, jolloin ne muodostavat 150 GHz bolometrin[3]. Ilmaisinlaitteisto on jäähdytetty 0,25 K lämpötilaan. Suomeksi tämä tarkoittaa sitä, että BICEP2-laitteisto on pienehkö kaukoputken tapainen mikroaaltoja vastaanottava laitteisto ja se pystyy havaitsemaan kosmisesta mikroaaltosäteilystä äärimmäisen pieniä lämpötilavaihteluita ja polarisaatiosuunnan.

BICEP2-laitteisto musituttaa rakenteellisesti
pienehköä harrastajakaukoputkea mutta
vastaanottaa mikroaaltoja.
Kuva Steffen Richter (Harvard University).

Kuten tieteessä tavallisestikin, uutinen vähäisestä havainnosta voi tuntua lähes merkityksettömältä jokapäiväiselle elämällemme. Uutisen arvoa tieteellekin on vielä tässä vaiheessa vaikea arvioida, mutta selvästi tässä ollaan merkittävimpien kosmologisten havaintojen äärellä. 

Nykyiseen standardimalliin sisältyvä kosminen inflaatio on yksi perustekijöistä, johon nykyinen käsityksemme maailmankaikkeuden rakenteesta ja kehityksestä nojautuu. Tähän asti todisteet inflaation esiintymisestä ovat olleet epäsuoria ja lähinnä perustuneet erilaisiin simulaatioihin. Nyt ensimmäistä kertaa on pystytty siis havaitsemaan ilmiö, joka on syntynyt inflaation aikana.

Tutkimustulos on ainutkertainen ja se täytyy varmentaa monta kertaa. Erityisesti tutkimusryhmän itsensä täytyy tehdä moninkertaisia varmistuksia ja tarkistuksia sekä toisten tutkimusryhmien täytyy tehdä varmentavia havaintoja ennen kuin tutkimus on varmaa tieteellistä tietoa. Tarkkaan ottaen, jos tutkimustulos osoittautuu oikeaksi (se on jo nyt tilastollisesti merkitsevä) niin siinä on tehty kaksi merkittävää läpimurtoa: ensimmäinen on siis suora havainto inflaation esiintymisestä ja toinen on ensimmäiset todelliset havainnot gravitaatioaalloista.

Luultavasti aivan lähiaikoina saamme lisää julkaistuja tutkimuksia B-moodista, sillä Planck-observatorio on kartoittanut koko maailmankaikkeudesta tulevan kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn erittäin suurella tarkkuudella ja herkkyydellä. Jos sen kokoamasta datasta löytyy sama B-moodin säteily, havaintojen tieteellinen merkittävyys on valtava. Itse vertaisin havaintoa CMB:n löytämiseen vuonna 1968. Eikä Planck ole ainoa tutkimusprojekti, jossa B-moodi voidaan varmistaa. Sen kanssa kilpailevia projekteja on useita kuten Polarbear, Spider ja EBEX vain muutamia projektien nimiä mainitakseni.

Tutustu myös aihepiiriin liittyviin aikaisempiin artikkeleihin tässä blogissa:

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/12/merkittava-havainto-etelamantereella.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/10/planck-observatorio-suljetaan.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/03/yllattavia-tuloksia-planck-luotamen.html

Huomautukset

Maailmankaikkeuden kehitys.
Kuva Wikimedia Commons.

[1] Kosminen mikroaaltosäteily syntyi noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa, kun laajenevan maailmakaikkeuden lämpötila oli pudonnut sellaisiin lukemiin, että elektronien sitoutuminen atomiytimien orbitaaleille oli mahdollista. Maailmankaikkeuden täyttänyt aine muuttui sähköisesti neutraaliksi ja sähkömagneettinen säteily (mm. valo) pääsi etenemään aineesta riippumatta. Nykyinen maailmankaikkeus on paljon laajempi kuin silloin, joten lämpötila on laskenut edelleen ja nykyisin se on noin 2,7 K. Taustasäteilyn aallonpituus on kasvanut (punasiirtynyt) ainakin tuhatkertaiseksi ja se havaitaan mikroaaltojen aallonpituudella.

(2] Nykyisen käsityksen mukaan inflaation aikana yksi merkittävimmistä tekijöistä oli voimakkaat gravitaatioaallot (IGW), jotka risteilivät laajentuvassa maailmakaikkeudessa. Gravitaatioaallot syntyivät inflaationaikaisissa tapahtumissa, joissa gravitaatio erkaantui muista luonnon perusvoimista (vuorovaikutusvoimista). Perusvoimat gravitaation lisäksi ovat heikko- ja vahva vuorovaikutus sekä sähkövuorovaikutus, jotka erottuivat toisistaan myöhemmin.

Gravitaatioaalloille on ominaista, että ne edetessään tiivistävät, laajentavat ja muuttavat ja muuttavat aika-avaruuden sädettä edetessään maailmankaikkeudessa. Ne ovat jättäneet oman jälkensä paljon myöhemmin syntyneeseen kosmiseen mikroaaltosäteilyyn (CMB) niille tyypillisenä spiraalipolarisaationa. Näin ollen B-moodi on yksi vahvimmista osoituksista tapahtuneesta inflaatiosta.

Ajatuksen B-moodista, eli spiraalista polarisaatiosta kosmessa taustasäteilyssä, keksi professori Marc Kamionkowski Johns Hopkins yliopistosta vuonna 1997.

[3] Inflaatio on 1980-luvulla useiden tutkijoiden kehittelemä malli, jolla pyrittiin ratkaisemaan ns. horisonttiongelma ja se, että maailmankaikkeus on hyvin isotrooppinen. Päärooliin näistä teorioista nousi Alan Guthin malli, jonka mukaan aikavälillä 10^-36–10^-33 sekunnin ikäinen maailmankaikkeus laajeni äärimmäisen nopeasti tasoittaen lämpötilaeroja ja mahdollisti nykyisin havaitsemamme maailmankaikkeuden rakenteen syntymisen. Luonnollisesti Guthin malli ei ollut täysin valmis julkaisunsa aikana, joten sitä on kehitetty paljon eteenpäin kuluneina vuosikymmeninä. Nykyisin Alan Guth toimii professorina MIT:ssä (Massachusetts Institute of Technology).

[4] Bolometri on ilmaisin, jonka tunnistinosa reagoi vastaanottamaansa signaalin energiaan lämpötilamuutoksella. Nykyisin bolometrit voidaan rakentaa (virittää) erittäin herkiksi ja tiettyyn käyttötarkoitukseen sopiviksi. Yksittäisistä tunnistinosista voidaan rakentaa digitaalikameroiden tapaisia tunnistin matriiseja, jolloin vastaanotetusta signaalista voidaan muodostaa ”kuvia”.

Muuttavatko neutriinot makuaan maapallon ytimessä?

SuperKamiokande hiukkasilmaisin.
Kuva: Kamioka Observatory,
ICRR (Institute for Cosmic Ray Research),
The University of Tokyo.

Neutriinot ovat salaperäisiä hiukkasia, joita hiukkasfyysikot ovat tutkineet jo muutaman vuosikymmenen ajan. Hiukkaset ovat lähes massattomia, ne etenevät lähes valonnopeudella ja vuorovaikuttavat [1] tavallisen aineen kanssa hyvin heikosti. Vuorovaikutuksen heikkoudesta johtuen, neutriinojen havaitseminen ei ole aivan helppoa.

Tavallisimmin neutriinoja havaitaan valtavissa puhdasvesisäiliöissä, joissa silloin tällöin voidaan havaita neutriinon törmäys atomiytimeen. Törmäyksen seurauksena syntyy suurenergisiä elektroneja ja myoneja[2]. Niiden etenemisnopeus vedessä ylittää valonnopeuden ja sen seurauksena syntyy lyhyt pulssi Cerenkovin[3] säteilyä.

Yksi tunnetuimmista neutriinoilmaisimista on japanilainen SuperKamiokande, jossa on 50 000 tonnia erittäin puhdasta vettä. Ilmaisin on rakennettu noin 300 km etäisyyteen Tokiosta Hidan kaupungkiin noin 1000 metrin syvyydessä olevaan kaivokseen[4]. Säiliön seinille on asennettu yli satatuhatta valoilmaisinta, joiden havaitsemat vesitilassa syntyneet välähdykset lasketaan. Osa välähdyksistä on neutriinojen aikaansaamia.

Neutriinoja on maailmankaikkeudessa paljon. Silti aurinkokuntamme voimakkain neutriinolähde on Aurinko, jonka ytimestä tulee hyvin tasainen neutriino vuo. Neutriinovuo ei kuitenkaan ole niin voimakas kuin mitä teoria ja laskelmat ennustavat. Näyttäisi siltä, että noin puolet [5] neutroneista puuttuisi.

Salaperäisyyden verhoa kuitenkin onnistuttiin hieman raottamaan siinä vaiheessa, kun tutkijat löysivät neutriinojen ”maut”. Neutriinoja on kolme eri tyyppiä: elektronin, taun ja myonin neutriinot. Näistä elektronin neutriinoja voidaan havaita SuperKamiokande-tyyppisellä ilmaisimella, muiden makujen jäädessä havaitsematta.

Auringon puuttuvan neutriinovuon arvoitus oli neutriinojen muuntuminen (oskillaatio) mausta toiseen. Lähes kaikki neutriinot syntyvät elektronin neutriinoina, mutta matkallaan Auringosta pois, ne muuttuvat toisen makuiseksi. Havaintojen mukaan alle 2 MeV energisistä neutriinoista puolet ja tätä suurempi energisistä neutriinoista vielä suurempi osuus muuttaa makuaan ennen maapallon saavuttamista.  Muutos on mahdollinen, jos neutriinoilla on vähäinen massa.

Tutkijat ovat analysoineen SupeKamiokanden tuottamaa dataa jo 18 vuoden ajalta. Se osoittaa, että neutriino määrä näyttäisi kohoavan noin 3,2 % yöaikana, kun sitä verrataan päiväaikana saavutettuun määrään nähden. Tulos on mielenkiintoinen, vaikkakaan ei tilastollisesti merkitsevä. Jotta se voitaisiin hyväksyä todelliseksi ilmiöksi, havaintojärjestelmän tarkkuus pitäisi olla karkeasti ottaen kaksinkertainen.

Neutriinojen maun muuttuminen tunnetaan tutkijoittensa mukaan Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein (MSW) ilmiönä. Se selittää myös neutriinojen edelleen muuttumisen maapallon läpäisyn aikana. Maapallon rautapitoisessa ytimessä on sen verran tiheästi elektroneja, että niiden ja neutriinojen välinen vuorovaikutus muuttaa osan taun ja myonin neutriinoista takaisin elektronin neutriinoiksi. Tämä selittää SuperKamikanden havaitseman neutriinomäärän vähäisen kasvun.

Jotta ilmiö voitaisiin varmasti todeta, sen havaitsemiseen tarvitaan herkempi ja isompi neutriinoilmaisin. Tällä hetkellä tutkijayhteisön suunnitelmissa onkin rakentaa HyperKamiokande, josta on tulossa 25 kertaa suurempi ilmaisin kuin edeltäjänsä.

Huomautukset

[1] Hiukkasfysiikassa vuorovaikutuksella ymmärretään joko heikkoa tai vahvaa vuorovaikutusta (muut ovat sähkövoima ja graviaatio). Vahva vuorovaikutus toimii kvarkkien välillä protonien ja neutronien sekä atomiytimien koossa pitävänä voimana. Heikko vuorovaikutus ilmenee erillisten hiukkasten välisenä vaikutuksena esimerkiksi hiukkasen muuttuessa toiseksi. Heikko vuorovaikutus välittyy välittäjähiukkasten, bosonien, kuljettamana.

[2] Myonit ovat elektroninkaltaisia sähkövarauksen omaavia, mutta elektronia massiivisempia hiukkasia. Hiukkanen ei kuitenkaan ole stabiili vaan hajoaa noin 2,2 mikrosekunnissa elektroniksi, myonin neutriinoksi ja elektronin antineutriinoksi.

[3] Cerenkovin säteilyä havaitaan mm. ydinvoimaloissa jäähdytysvesialtaissa näkyvänä sinisenä hohteena. Vedessä valonnopeus on vain noin 0,75 × valonnopeus tyhjiössä (c). Suurin osa Cerenkovin säteilystä vedessä syntyy uv-säteilyn aallonpituudella.

[4] Sijoituspaikkana kaivos poistaa mitatusta datasta esimerkiksi kosmisen hiukkassäteilyn aikaansaaman kohinan, joka muutoin voisi peittää alleen todellisen neutriinovuon aikaansaaman signaalin. Neutriinovuohon 1 km paksuisella kalliolla ei ole vaikutusta.

[5] Kanadassa Sudbury Neutrino Observatory (SNO) tehdyissä kokeissa pystyttiin vuonna 2002 ja 2004 osoittamaan, että 2/3 Auringon neutriinoista vaihtaa makuaan ennen maapallolle saapumistaan. SNO käyttää raskasta vettä ja vuoden 2004 kokeessa sen lisäksi ruokasuolaa.

Harrastajan kaukoputki: Eq-jalustan suuntaus

Eq-jalusta ja siihen kiinnitetty
kaukoputki valmiina ensimmäisen
vaiheen suuntaukseen Pohjantähden
avulla. Säädön tarkkuus
riittää visuaaliseen havaitsemiseen.
Kuva Kari A. Kuure.

Ekvatoriaalisen eli eq-jalusta oikeaoppinen suuntaus voi olla ensimmäisen kaukoputkensa omistavalle kryptinen juttu, tai ainakin se voi tuntua siltä. 

Kaukoputken tai jalustan mukana tullut ohjekirjanen ei englanninkielisenä useinkaan perehdytä lukijaansa riittävän hyvin suuntauksen saloihin ja salaperäisyys tuntuu vain syvenevän. Todellisuudessa eq:t ovat aivan yhtä helppoja suunnattavia ja käytettäviä kuin mitkä muut jalustatyypit tahansa.

Ennen varsinaista suuntaamista on kuitenkin kiinnitettävä huomiota siihen, että jalusta kaukoputkineen ja tarvittavine lisälaitteineen on oikeaoppisesti koottu. Kokoamisen jälkeen tarkistetaan tasapainotukset ja etenkin etsimen suuntaus: sen tulee osoittaa samaan kohteeseen kuin pääkaukoputken. Ilman oikeaa etsimen suuntausta itse jalustaakaan ei saa suunnattua oikein.

Valmistelevia tehtäviä

Etsiydy hyvissä ajoin ennen suunniteltua havaintosession alkua havaintopaikalle ja kokoa kaukoputki käyttökuntoiseksi. Tämän jälkeen tarkista missä suunnassa on pohjoinen (tarvittaessa käytä kompassia) ja suuntaa tuntiakseli osoittamaan sitä. 

Säädä tuntiakselin korkeus samaksi kuin havaintopaikkasi maantieteellinen leveys on. Suomessa tämä tarkoittaa korkeuksia 60° – 70° ja muualla yleensä vähemmän. Joidenkin valmistajien malleissa tuntiakselin korkeutta ei voi säätää näin jyrkkään kulmaan, joten käyttäjä joutuu keksimään jonkinlaisen kiertotavan tämän ongelman poistamiseen.

Vielä on jäljellä yksi tehtävä ennen varsinaista suuntaamista. Käännä tuntiakseli niin, että jalustan vastapaino on jalustan pohjoispuolella mahdollisimman alhaalla. Usein pelkästään tuntiakselin lukituksen avaaminen riittää, mutta jotain pientä hienosäätöä voi joutua tekemään jos jalustan varastorasvat ovat jäykkiä esimerkiksi pakkasesta johtuen. 

Seuraavaksi käännä kaukoputkea niin, että sen deklinaatioksi tulee 90°. Tämä tietysti edellyttäisi kalibroitua deklinaatioakselin kehää, mutta lopputulos pitäisi olla kutakuinkin sellainen, että kaukoputki osoittaa taivaalle kohti pohjoista suunnilleen Pohjantähteen (katso viereinen kuva). Tämä on se sama asento jota näkee kaukoputkien myyjien luetteloissa kaukoputkien asentoina hyvin yleisesti.

Ensimmäinen vaihe

Kun olet edennyt tähän vaiheeseen, oletkin jo niin lähellä suuntausta, että voi odotella rahallisin mielin illan pimentymistä. Jos kaukoputken liikkeiden ja kuvakentän ilmansuunnat eivät ole selvillä, nyt viimeistään nämä pitäisi selvittää. Peruskaukoputki (linssikaukoputki) kääntää kuvan ylösalaisin ja peilikuvaksi. Jos ja kun usein käytetään kulmapeiliä ennen okulaaria, kuva kääntyy pohjois–eteläsuunnassa oikein mutta pysyy itä–länsisuunnassa peilikuvana. Myös käsiohjaimen suuntanäppäinten toimintasuunnat ja liikesuunnan näkyminen kuvakentässä pitäisi selvittää. Tee tarvittaessa muistiinpanoja.

Siinä vaiheessa kun tähdet näkyvät, etsi Pohjantähti. Kun olet tunnistanut tähden, asettele jalusta kaukoputkineen siten, että Pohjantähti näkyy etsimessä. Tarvittaessa käännä jalustaa horisontaalisesti ja säädä tuntiakselin korkeutta suuntaan tai toiseen.

Jos Pohjantähti näkyy etsimen kuvakentän keskellä, se pitäisi näkyä myös pääkaukoputken kuvakentässä, etenkin jos et käytä kovin suurta suurennusta. Säädä jalustan atsimuutti ja tuntiakselin korkeussäädöillä Pohjantähti kuvakentän keskelle. Voit toistaa säädöt käyttämällä suurempaa suurennusta useampaankin kertaan. 

Nyt olet tehnyt jalustan suuntauksen ensimmäisen vaiheen loppuun ja jalusta on suunnattu niin hyvin, että voit käyttää sitä visuaaliseen havainnointiin. Useampaan kertaan tehtynä, rutiini jalustan suuntaamisessa kasvaa ja suuntauksen voit tehdä nopeammin kuin mitä tähänastisen tekstin lukeminen on vienyt aikaa.

Toinen vaihe

Jalustan suuntaaminen valokuvauskäyttöön sopivaksi tarvitsee vielä hieman enemmän aikaa vievän vaiheen. Lisäksi olisi hyvä, jos käytössäsi olisi valaistulla ristikolla varustettu okulaari ja ainakin yksi Barlow-linssi.

Havainnekaavio tähden vaeltamisesta
(katso suuntauksen toinen vaihen)
lähellä etelämeridiaania. Piirron
ylemmässä osassa kohdetähti on valittu
meridiaanin itäpuolelta
ja alemmassa kohdetähti on meridiaanin länsi-
puolelta. Musta on tähden
todellinen reitti taivaalla.
Piirros Kari A. Kuure.

Ensimmäisen vaiheen jälkeen valitse etelätaivaalta meridiaanin itäpuolelta (tuntikulma enintään – 0,5 h) ja deklinaatioltaan alle ± 5° oleva tähti. Sen ei tarvitse olla mitenkään erityisen kirkas, joten mikä tahansa kriteerit täyttävä tähti kelpaa. 

Aseta tähti pääkaukoputken kuvakentän keskelle (ristikkoon) ja pysäytä seuranta. Tämän seurauksena tähti näyttää vaeltavan kuvakentässä länteen. Käännä okulaaria siten, että toinen ristikon haaroista tulee tähden kulkusuunnan mukaiseksi ja käynnistä seuranta. Palauta tähti ristikon keskelle.

Seuraa tähteä jonkin aikaa. Jalusta ei todennäköisesti ole kovinkaan tarkasti suunnattu, joten tähti vaeltaa pohjois–eteläsuunnassa (itä–länsisuunnan vaeltamisesta ei tarvitse välittää). Jos vaeltaminen tapahtuu etelään, tuntiakselia on käännettävä myötäpäivään. Jos vaeltaminen tapahtuu pohjoiseen, tuntiakselin atsimuuttisuuntaa on käännettävä vastapäivään.

Jos valitsit kohdetähden meridiaanin länsipuolelta (tuntikulma enintään 0,5 h), vaaditut säätöjen suunnat ovat päinvastoin; pohjoiseen vaeltava tähti: kääntö myötäpäivään ja etelään vaeltava tähti: kääntö vastapäivään. Tarvittava säätö on hyvin vähäinen, joten säätöruuveja ei ole syytä kääntää enempää kuin 1/8 kierrosta kerrallaan, jos sitäkään.

Säätö tehdään jalusta atsimuuttisäätöruuveilla. 

Havainnekaavio tuntiakselin korkeuden-
säädöstä tähtivaellusmenetelmällä.
Mustareitti on tähden todellinen liike
taivaalla, punainen kaukoputken liike
tuntiakselin ollessa liian matalalla
ja vihreä tuntiakselin ollessa liian
korkealla. Piirros Kari A. Kuure.

Toista seuranta jokaisen säädön jälkeen ja tarvittaessa kasvata suurennusta Barlow-linssiä käyttäen. Kun kohdetähti pysyy ristikossa tai itä–länsisuuntaisella haaralla 5–10 minuuttia, tuntiakselin atsimuuttisuunta on riittävän tarkka, riippuen toivotusta valotusajasta.

Seuraavaksi tarkistetaan tuntiakselin korkeus. Valitse itä- tai länsitaivaalta ekvaattorin läheltä ja vähintään 20 ° korkeudelta kohdetähti. Säädä ristikko-okulaarin asento edellä kuvatulla tavalla tähtitaivaan liikkeen mukaiseksi. 

Tämän jälkeen aloita seuranta kohdetähti ristikossa. Jos tähti vaeltaa etelään, tuntiakselin korkeutta on suurennettava ja jos se vaeltaa pohjoiseen, tuntiakselin korkeutta on vähennettävä. Jos et voinut valita kohdetähteä itätaivaalta, voit käyttää länsitaivaan tähteä, mutta silloin säätösuunnat myös vaihtuvat.

Säätö tapahtuu tuntiakselinkorkeuden säätöruuveilla. Toista seurantasäätö kunnes kohde pysyttelee ristikossa 5–10 minuuttia.  Viimevaiheessa tähden vaeltamista on hieman vaikea havaita. Tällöin apuna voi käyttää epäterävää kuvaa siten, että tähti näkyy levynä. Tällöin vähäinenkin vaeltaminen tulee helposti näkyväksi jo lyhyessä ajassa.

Jos käytössäsi on goto-seurannalla elektroniikalla varustettu jalusta, voit parantaa seurantatarkkuutta vielä ohjelmallisesti. Myös auto-guidaus parantaa merkittävästi seurantatarkkuutta, mutta näistä joskus toisella kertaa enemmän.

Asteroidi pirstoutui

Avaruuskaukoputki Hubble on onnistunut valokuvaamaan pääasteroidivyöhykkeellä [1] olevan asteroidin pirstoutumisen ainakin kymmeneen pienempään kappaleeseen. Ilmiö on harvinainen ja vastaavia pirstoutumisia on aikaisemmin nähty ainoastaan komeetoilla. Asteroidi P/2013 R3 on kuitenkin kiveä, joten kyseessä on mitä harvinaisin tapahtuma.

Asteroidi löydettiin syyskuun 15. 2013 Catalina ja Pan STARRS kartoitusohjelmassa. Tutkijoiden mielenkiinnon herätti sen sumuinen ulkonäkö, jonka alkuperän Keck-observatoriolla otetut kuvat lokakuun 1. päivältä osoittivat olevan muodostunut kolmesta kappaleesta.

Lopullisen varmuuden pirstoutuneesta asteroidista saatiin Hubblella otetuista kuvista lokakuun lopun ja tammikuun puolivälin välillä. Neljä kappaleista on noin 400 metriä halkaisijaltaan. Jokaisella suuremmalla kappaleella on oma komeettamainen pyrstö.

Asteroidin pirstoutumiseen on useita syitä. Ensimmäiseksi mieleen tuleva syy on asteroidien välinen törmäys. Tutkijoiden mukaan tällä kertaa tästä ei kuitenkaan ole kysymys, sillä jos näin olisi tapahtunut, pirstoutuneet osat erkanisivat toisistaan suuremmalla nopeudella kuin mitä nyt niiden vauhdin on havaittu olevan.

Todennäköisin syy on Auringon valon aiheuttama pyörimisnopeuden kasvu [2]. Lopulta pyörimisnopeus on kasvanut niin suureksi, että kappaleiden välinen gravitaatio ei ole pystynyt pitämään kappaleita yhdessä, vaan ne ovat irronneet toisistaan keskipakoisvoiman vaikutuksesta. Tällainen hajoaminen edellyttää, että asteroidi oli koostunut useammasta erillisestä kappaleesta, jotka olivat vain sattumalta takertuneet toisiinsa. Voi olla, että kivikasa-asteroidi on syntynyt asteroidien välisen törmäyksen vaikutuksesta ehkä miljardeja vuosia sitten.

Huomautukset

[1] pääasteroidivyöhyke sijaitsee Marsin ja Jupiterin ratojen välissä. Siellä arvellaan olevan satojatuhansia asteroideja Aurinkoa kiertävällä radalla.

[2] ilmiö tunnetaan YORP-ilmiönä (Yarkovsky–O’Keefe–Radzievskii–Paddack–ilmiö), joka muuttaa asteroidien ja muiden pienten kappaleiden pyörimisnopeuksia. Ilmiö selittyy auringonvalon imeytymisellä ja uudelleen emittoitumisella infrapunaisella aallonpituudella silloin, kun kappale on epäsäännöllisen muotoinen. Pyöreisiin kappaleisiin tällä ilmiöllä ei ole vaikutusta.

Pyörimisnopeutta muuttava voima syntyy kappaleen absorption ja emission välisestä ajallisesta viipeestä; emissio on voimakkainta kappaleen päiväpuolella noin kello 14 suunnassa. Infrapunaisen säteilyn aiheuttama vääntömomentti on äärimmäisen vähäinen, joten havaittaviin muutoksiin pyörimisnopeudessa kuluu hyvin pitkiä aikoja ja samalla se selittää pirstoutumisen harvinaisuuden.

Jos kappaleen pyörimissuunta on sama kuin sen kiertosuunta Auringon ympäri, YORP-ilmiö laajentaa myös spiraalimaisesti kappaleen kiertorataa. Vastaavasti jos pyörimissuunta on vastakkainen kiertosuunnalle, rata muuttuu spiraalimaisesti lyhyemmäksi. Tämä ilmiö toimii myös suuremmilla ja säännöllisenmuotoisilla kappaleilla.

Helmikuu oli Auringon toistaiseksi aktiivisin kuukausi

Aurinkopilkkulukujen vaihtelu kuukausittain. Kuvan oikealla
puolella on oleva punainen viiva on ennuste pilkkuluvun
tulevasta kehityksestä. Kuva NOAA/SWPC.

Auringon aktiivisuus vaihtelee tunnetulla ns. 11-vuoden jaksolla[1]. Todellisuudessa jakson pituus vaihtelee laajasti[2] ja vain harvoin aktiivisuusjakso sattuu olemaan juuri 11 vuotta pitkä.  

Pilkkujaksoon liittyy Auringon magneettikentän suunnan muuttuminen noin kahden jakson pituuden mittaisella syklillä. Tästä on seurauksena, että magneettikenttä on vastakkainen kahden perättäisen pilkkujakson aikana. Magneettikentän suunnan muuttuminen tapahtuu aktiivisuusjakson laskevalla reunalla.

Tilanne tulee vielä monimutkaisemmaksi jos tarkastellaan Auringon eteläistä ja pohjoista pallonpuoliskoja erikseen. Edellinen auringonpilkkujakso 23 saavutti maksimin vuosina 2000–2002. Maksimi oli kaksiosainen ja se jakaantui pohjoisen pallonpuoliskon vuoden 2000 ensimmäisellä puoliskolla ja eteläisen pallonpuoliskon vuonna 2002 loppuvuodesta esiintyneisiin maksimeihin. Maksimin kaksiosaisuus on havaittavissa myös jaksoissa 22 ja 21. Jakso 20 ei ollut enää ole kovinkaan selkeästi kaksiosainen, vaikkakin joitain siihen viittaavia piirteitä siitä on löydetty.

Auringon aktiivisuusjaksot viimevuosikymmeninä.
Vihreä ilmaisee pohjoisen pallonpuoliskon
voimakkaampaa aktiivisuutta ja punain puolestaan
eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuutta.
Kuva NOAA/SWPC.

Vuonna 1958 maksiminsa saanut auringonpilkkujakso oli selkeästi yksiosainen ja vielä niin, että pohjoinen pallonpuolisko oli selkeästi aktiivisempi kuin eteläinen.  Pohjoisen suurempi aktiivisuus oli valitseva tilanne myös seuraavassa jaksossa 20, kunnes aivan sen loppupuolella oli havaittavissa merkkejä eteläisen pallonpuoliskon selvästä aktivoitumisesta.

Pallonpuoliskojen selvästi erilainen aktiivisuus oli havaittavissa myös 20–23 jaksoissa. Eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuus on selkeästi ollut voimakkaampaa etenkin kokonaisaktiivisuuden laskevalla reunalla.  Jakso 23 oli tästä puhdasoppinen esimerkki, sillä eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuusmaksimin jälkeen kokonaisaktiivisuuden minimiin (loppuvuodesta 2008) asti eteläinen pallonpuolisko oli aktiivisempi.

Nykyinen aktiivisuusjakso 24 on myös jakaantunut selkeästi pallonpuoliskojen välillä. Pohjoisen pallonpuoliskon maksimi saavutettiin vuoden 2011 lopulla. Sen jälkeen aktiivisuus pohjoisella puoliskolla on hiipunut mutta etelässä aktiivisuuden kasvu on jatkunut. Helmikuussa 2014 ylitettiin pohjoisen aktiivisuusmaksimi, jolloin auringonpilkkuluku oli 102,8 (pohjoinen 21,4 ja eteläinen 81,4), kun marraskuussa 2011 se oli 96,7 (pohjoinen 66,1 ja eteläinen 30,6).

Auringon aktiivisuuden ennustaminen on monimutkainen juttu. Siihen on kehitetty useita erilaisia menetelmiä, mutta yhdenkään yksittäisen menetelmän tarkkuus ei vielä ole kovin hyvä.  Auringon eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuus jatkunee lähikuukausien ajan korkeana, mutta jatkuuko se kasvu edelleen – on vain arvausten varassa. Ennakoimattomuutta lisää vielä sekin, että koko jakso 24 on ollut heikompi kuin edeltäjänsä ja kokonaisaktiivisuus voi kääntyä hyvin nopeasti laskevaksi.

Huomautukset

[1] Pilkkujakson havaitsi ensimmäisenä saksalainen tähtitieteilijä Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875) vuonna 1845.

[2] jakson pituus on vaihdellut 8–15 vuoden mittaisena.